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Doppelstern


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Ein Doppelstern besteht aus zwei Sternen die scheinbar oder tatsächlich am Himmel zusammenstehen.

Inhaltsverzeichnis

Typen

Man unterscheidet:

  • Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne): zwei Sterne die von Erde aus in praktisch gleicher Richtung am erscheinen die sich aber gravitativ nicht gegenseitig beeinflussen. Diese Art ist die Astronomie eher uninteressant.

Ein Beispiel sind die beiden Sterne Alkor das "Reiterlein" Entfernung 81 Lichtjahre und Mizar Entfernung 78 Lichtjahre im Sternbild großer Wagen. Diese beiden Sterne liegen etwa drei Lichtjahren fast so weit voneinander wie die Sonne und ihr nächster Nachbarstern Centauri so dass sie kein gebundenes Doppelsternsystem Dieser Doppelstern ist bei gutem Sehvermögen noch blossen Augen zu trennen.

  • Physische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme: zwei Sterne die sich ihrer räumlichen Nähe gegenseitig gravitativ beeinflussen und nach den Keplerschen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen.

Im folgenden behandeln wir die physischen

Eigenschaften

Über die Hälfte aller Sterne im Universum sind Teil eines Doppelsternsystems. Je nach der Sterne voneinander liegen die Umlaufzeiten von Doppelsternsystemen zwischen einigen Stunden (bei nahen Sternen) oder vielen tausend Jahren. Der kann auch so gering sein dass die Roche-Grenze überschritten wird so dass die beiden in materiellem Kontakt stehen oder Materie vom zum anderen Stern strömen kann. Die Bedeutung Doppelsterne für die Astronomie liegt darin dass ihrem Fall die Chance besteht mit Hilfe keplerschen Gesetze die Masse den Durchmesser und die von Sternen zuverlässig zu ermitteln.

Der hellere der beiden Sterne eines wird Hauptstern (oder Hauptkomponente) genannt und mit Buchstaben A bezeichnet die lichtschwächere ist der und wird mit B bezeichnet.

Mehrfachsterne

Ein physisches System aus mehr als Sternen wird Mehrfachstern genannt.

Meist entdeckt man Mehrfachsterne zunächst als Die oft unsichtbaren Begleiter machen sich dann Störungen der anderen Komponenten des Systems bemerkbar. für Mehrfachsterne sind:

  • 3 Komponenten
    • η Orionis: ein spektroskopischer Doppelstern mit einem Begleiter Umlaufzeit des Doppelsterns 8 Tage des um den Doppelstern 3470 Tage.
  • 4 Komponenten
    • ξ Ursae Majoris: erscheint als Doppelstern mit Umlaufzeit von 59 6 Jahren jede Komponente aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von und 699 Tagen).
  • 6 Komponenten

Einteilung nach Beobachtungsmöglichkeit

Man kann Doppelsterne nach der Beobachtungsmöglichkeit

  • Visuelle Doppelsterne
  • Spektroskopische Doppelsterne
  • Photometrische Doppelsterne (sie bilden eine Untergruppe) der Doppelsterne)
  • Astrometrische Doppelsterne (Sterne mit unsichtbarem Begleiter)

Visuelle Doppelsterne

Visuelle Doppelsterne eignen sich gut um Auflösungsvermögen eines Fernrohrs zu bestimmen. Dazu wählt eine Reihe von Doppelsternen mit jeweils etwa hellen Sternen deren Winkelabstand abnimmt. Nach Beobachtung einem gegebenen Gerät kann man feststellen ab Winkelabstand die Sterne nicht mehr getrennt wahrgenommen können.

Spektroskopische Doppelsterne

Spektroskopische Doppelsterne sind optisch nicht mehr trennen und werden über Anomalien des Spektrums als solche erkannt. Entweder überlagern sich Spektren beider Sterne und bilden aufgrund unterschiedlichen Spektraltyps ein zusammengesetztes Spektrum. Ist der Helligkeitsunterschied Sterne größer als eine Größenklasse so überstrahlt das Spektrum des Hauptsterns Spektrum des Begleiters. Jedenfalls zeigen periodische Verschiebungen Spektrallinien infolge der periodisch veränderten Radialgeschwindigkeit der um den gemeinsamen Schwerpunkt ( Dopplereffekt ) an dass es sich um ein handelt.

Photometrische Doppelsterne

Sie sind Bedeckungsveränderliche und verraten ihren Doppelsterncharakter durch periodischen der Helligkeit. Die Bahnebene der Komponenten fällt in die Sichtlinie zum Beobachter so dass beide Sterne periodisch verdecken. Dieser Helligkeitswechsel lässt mit photometrischen Methoden messen.

Astrometrische Doppelsterne

Die astrometrischen Doppelsterne verraten ihre Natur periodisch veränderter Positionen relativ zu anderen Sternen der Sichtlinie. Diese Positionsänderungen überlagern sich der Eigenbewegung des beobachteten Sterns und werden durch Umlauf um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einem sichtbaren Begleiter verursacht. Mit dieser Methode werden extrasolare Planeten gefunden.

Entstehung

Mit dem Drehimpuls einer gravitativ kollabierenden interstellaren Wolke steigt auch die Wahrscheinlichkeit für die eines Doppelsternsystems anstelle eines Einzelsterns. Man vermutet dass Sterne in größeren Wolken ("Brutgebiete") gruppenweise Es besteht dabei eine große Wahrscheinlichkeit dass nahe beieinander befindlichen Sterne sich zu einem verbinden.

Darüber hinaus besteht die Möglichkeit dass Rahmen von Drei-Körper-Begegnungen bei denen ein Stern Zuwachs an kinetischer Energie erfährt die beiden gravitativ gebunden zurückbleiben.

Geschichte

Bereits im Altertum waren Doppelsterne bekannt. Sternenkatalog des Ptolemäus verzeichnet den Doppelstern ν 1 und ν 2 Sagittarii. Hierbei handelt es sich jedoch um einen physischen Doppelstern.

Die Erfindung des Fernrohrs machte dann die Auflösung von Doppelsternen Erstmals beschreibt Johann Baptist Cysat 1619 eine entsprechende Beobachtung.

Der Mannheimer Hofastronom Cristian Mayer beschreibt 1775 Doppelsterne als physikalisch zusammengehörige Objekte die "Fixsterntrabanten" nennt und veröffentlicht 1781 den ersten In den folgenden Jahren ist auch die "Doppel t stern" gebräuchlich. Wilhelm Herschel bestätigt die Existenz physischer Doppelsterne um und führt den in der Astronomie gebräuchlichen "binary star" ein. Für das Sternpaar 61 berechnete Friedrich Wilhelm Bessel 1812 erstmals eine Sternparallaxe.

Siehe auch

Doppelsternkataloge

Visuelle Doppelsterne

  • H. M. Jeffers u.a.: Index Catalogue of Visual Double Stars 1961.0 (IDS)
  • S. W. Burnham: General Catalogue of Double Stars . (BDS)

Spektroskopische Doppelsterne

  • R. E. Wilson: General Catalogue of Stellar Radial Velocities (Publ. Carnegie Inst. Washington 1953)

Photometrische Doppelsterne

Viele dieser Doppelsterne werden in den für Veränderliche Sterne geführt.

  • H. Schneller: Geschichte und Lichtwechsel der veränderlichen Sterne (Berlin 1963 2. Ausg.)
  • F. B. Wood: A Finding List for Observers of Eclipsing (Univ. of Pennsylvania 1963 9 Bde.).



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