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Doppelstern



Ein Doppelstern (auch Doppelsternsystem) besteht aus zwei Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe zusammenstehen, ein Mehrfachstern (auch Mehrfachsystem oder Mehrfachsternsystem) besteht entsprechend aus drei oder mehr Sternen.

Table of contents
1 Typen
2 Eigenschaften
3 Mehrfachsterne
4 Einteilung nach Beobachtungsmöglichkeit
5 Entstehung
6 Geschichte
7 Siehe auch
8 Doppelsternkataloge
9 Internetdatenbanken

Typen

Man unterscheidet:

Ein Beispiel sind die beiden Sterne Alkor, das »Reiterlein«, Entfernung 81 Lichtjahre, und Mizar, Entfernung 78 Lichtjahre, in der Mitte der »Deichsel« des Sternbilds Großer Wagen. Diese beiden Sterne liegen mit etwa drei Lichtjahren fast so weit voneinander entfernt wie die Sonne und ihr nächster Nachbarstern Proxima Centauri, sodass sie kein gebundenes Doppelsternsystem bilden. Dieser Doppelstern ist bei normalem Sehvermögen gut mit blossen Augen zu trennen.

Ein mögliches Beispiel für einen geometrischen Begleiter ist Proxima Centauri, der mit Alpha Centauri ein geometrisches Doppelsystem bildet, wobei Alpha Centauri seinerseits ein physischer Doppelstern ist. Daten der Position und Relativgeschwindigkeit nach Hipparcos und Gliese liefern eine im Vergleich zur Entweichgeschwindigkeit um ein Vielfaches höhere Relativgeschwindigkeit von Proxima zu den Hauptkomponenten, wonach Proxima nicht an Alpha Centauri gebunden sein kann.

Im Folgenden werden die physischen Doppelsterne behandelt.

Eigenschaften

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

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

Mehrfachsterne

Ein physisches System aus mehr als zwei Sternen wird Mehrfachstern genannt.

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

Mehrfachsterne bestehen aus Untersystemen, die stets paarweise angeordnet sind. Die Untersysteme bestehen ihrerseits wieder aus Einzel- oder Doppelsternen.

Beispiele für Mehrfachsterne sind:

Einteilung nach Beobachtungsmöglichkeit

Man kann Doppelsterne nach der Beobachtungsmöglichkeit einteilen:

Visuelle Doppelsterne

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

Spektroskopische Doppelsterne

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

Photometrische Doppelsterne

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

Astrometrische Doppelsterne

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

Entstehung

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

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

Geschichte

Bereits im Altertum waren Doppelsterne bekannt. Der Sternkatalog des Ptolemäus verzeichnet den Doppelstern ν1 und ν2 Sagittarii. Hierbei handelt es sich jedoch nicht um einen physischen Doppelstern.

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

Der Mannheimer Hofastronom Christian Mayer beschreibt ab 1775 Doppelsterne als physikalisch zusammengehörige Objekte, die er »Fixsterntrabanten« nennt, und veröffentlicht 1781 den ersten Doppelsternkatalog. In den folgenden Jahren ist auch die Bezeichnung »Doppeltstern« gebräuchlich. Wilhelm Herschel bestätigt die Existenz physischer Doppelsterne um 1800 und führt den in der Astronomie gebräuchlichen Fachbegriff binary star ein. Für das Sternpaar 61 Cygni berechnete Friedrich Wilhelm Bessel 1812 erstmals eine Sternparallaxe.

Siehe auch

Doppelsternkataloge

Visuelle Doppelsterne

Spektroskopische Doppelsterne

Photometrische Doppelsterne

Viele dieser Doppelsterne werden in den Katalog für Veränderliche Sterne geführt.

Internetdatenbanken




     
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