Doppelsterne
Doppelsterne
Als Doppelsterne bezeichnete man früher generell zwei Sterne, die nah beisammen am Himmel zu sehen waren. Dabei war jedoch nicht geklärt, ob ihre Nähe nur durch die Perspektive verursacht war oder ob die beiden Sterne tatsächlich umeinander kreisten und durch die Gravitationskraft miteinander verbunden waren. Spricht man im einen Fall von optischen Paaren oder Doppelsternen, so haben wir es im zweiten mit physischen Doppelsternen zu tun. Es können auch mehrere Sterne auf diese Weise miteinander verbunden sein; in diesem Fall spricht man von Mehrfachsystemen.
Ein Doppelsternsystem kann sich bilden, wenn aus derselben interstellaren Wolke zwei Sterne hervorgehen. In seltenen Fällen kommt es auch vor, dass ein Stern einen anderen durch seine Gravitation einfängt. Der Umstand, dass zwei Sterne auf diese Weise miteinander verbunden sind, ist für die weitere Entwicklung der betreffenden Sterne von größter Bedeutung.
Beobachtungen haben gezeigt, dass Doppelsterne ein recht häufiges Phänomen in unserer Galaxie bzw. im gesamten Universum sind. Etwa 60-70% aller Sterne unserer Milchstraße sind Teil von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen, was mit den physikalischen Bedingungen bei der Sternentstehung zusammenhängt. In engen Sternhaufen sind sie allerdings wegen gegenseitiger Bahnstörungen seltener.
Ein Doppelsternsystem kann sich bilden, wenn aus derselben interstellaren Wolke zwei Sterne hervorgehen. In seltenen Fällen kommt es auch vor, dass ein Stern einen anderen durch seine Gravitation einfängt. Der Umstand, dass zwei Sterne auf diese Weise miteinander verbunden sind, ist für die weitere Entwicklung der betreffenden Sterne von größter Bedeutung.
Beobachtungen haben gezeigt, dass Doppelsterne ein recht häufiges Phänomen in unserer Galaxie bzw. im gesamten Universum sind. Etwa 60-70% aller Sterne unserer Milchstraße sind Teil von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen, was mit den physikalischen Bedingungen bei der Sternentstehung zusammenhängt. In engen Sternhaufen sind sie allerdings wegen gegenseitiger Bahnstörungen seltener.
Zwei Sterne umkreisen das gemeinsame Baryzentrum auf Kreisbahnen.
Zwei Sterne umkreisen das gemeinsame Baryzentrum auf elliptischen Bahnen. Bei unterschiedlichen Massen bewegt sich der massereichere Stern auf einer entsprechend kleineren Ellipse.
Die Entdeckung der Doppelsternsysteme
Die Doppelsterne gehörten zu den ersten großen Entdeckungen seit der Erfindung des Teleskops. Einer der ersten beobachteten Doppelsterne war Mizar im Großen Bären, der mit seinem Begleiter 1650 von dem italienischen Astronom G. Riccioli entdeckt wurde. 1804 veröffentlichte der große Astronom W. Herschel einen Katalog, der ca. 700 Doppelsterne enthielt. – das Ergebnis von 24 Jahren Beobachtung. Herschel maß die Entfernung einiger Doppelsterne mit Hilfe der Methode der Parallaxe und stellte dabei fest, dass sich die eine Komponente in Bezug zur anderen nicht allein gemäß der vorhersehbaren Periode von sechs Monaten bewegte, die durch die Umlaufbahn bedingt ist, sondern dass außerdem auch eine komplexere ellipsoide Bewegung beobachtet werden konnte. Da nach den Gesetzen der Himmelsmechanik zwei Körper, die durch die Gravitationskraft miteinander verbunden sind, elliptischen Umlaufbahnen folgen, schloss man aus den Beobachtungen von Herschel, dass es sich nicht bloß um optische, sondern tatsächlich um physische Doppelsterne handelte.
Merkmale von Doppelsternen
Wenn zwei Sterne ein Doppelsternsystem bilden, so sind vor allem zwei Merkmale zu ihrer Beschreibung von Bedeutung, die Winkelentfernung und der Positionswinkel. Die Winkelentfernung stellt jenen Winkel – in Bogensekunden oder Bogenminuten gemessen – dar, der die beiden Sterne, von der Erde aus gesehen, trennt. Der Positionswinkel ist der Winkel zwischen der Nordrichtung und der Verbindungslinie der beiden Sterne nach Osten hin gemessen.
Der hellere Stern des Systems wird als Hauptkomponente bezeichnet, der andere als Begleiter. Die Beobachtung eines Doppelsternsystems ermöglicht die Rekonstruktion der Umlaufbahn des Begleitsterns um die Hauptkomponente, vorausgesetzt der Beobachtungszeitraum ist im Verhältnis zum Umlauf der beiden Sterne um das gemeinsame Schwerezentrum lang genug.
Klassifikation:
Doppelsterne werden in drei Hauptklassen unterteilt: in visuelle, photometrische und spektroskopische Systeme. Diese Klassifikation erfolgt nach praktischen Gesichtspunkten der Beobachtungstechnik.
Als visuelle Doppelsterne bezeichnet man solche, deren Komponenten getrennt sichtbar oder interferometrisch nachweisbar sind. Heute sind ca. 70.000 visuelle Doppelsterne bekannt, wenngleich man nur von ungefähr 1% die genauen Umlaufbahnen kennt. Ob es sich bei den visuellen um tatsächliche Doppelsterne handelt, kann man erst nach einer Bahnbestimmung der beiden Komponenten sagen.
Was die Rekonstruktion der Umlaufbahn betrifft, so gilt es zu bedenken, dass die Bahnebene des Systems in einem bestimmten Winkel zur Sichtlinie geneigt sein kann und dass somit die beobachtete Umlaufbahn nur eine Projektion der tatsächlichen Bahn auf die Himmelskugel darstellt. Wenn jedoch bei visuellen Doppelsternen die Messung der scheinbaren Umlaufbahn genügend präzise ist, so kann man daraus anhand der Keplerschen Gesetze durchaus Rückschlüsse auf die tatsächliche Umlaufbahn gewinnen. Ist die tatsächliche Umlaufbahn bekannt, so gelangt man mit Hilfe des dritten Keplerschen Gesetzes auch zur Masse der beiden Sterne. Doppelsternsysteme sind deshalb von großer Bedeutung für die Messung der Masse von Sternen, da man nur in diesem Fall die Masse direkt messen kann.
Photometrische Doppelsterne sind Bedeckungsveränderliche, die deshalb als Doppelsterne erscheinen, weil die gegenseitige Bedeckung zu einem Lichtwechsel führt.
Bei den spektroskopischen Doppelsternen wiederum sind die Komponenten so eng benachbart , dass sie optisch nicht mehr auflösbar sind. Dennoch kann man auf Grund der periodischen Doppler-Verschiebungen der in den Spektren vorhandenen Spektrallinien Rückschlüsse auf die Bahnbewegung ziehen.
Um diese Verschiebung wahrnehmen zu können, muss die Bahnebene des Systems eine ganz bestimmte Neigung aufweisen. Ist die Bahnebene um 90° gegen die Sichtlinie geneigt, so kreisen die Sterne in gleicher Entfernung zum Beobachter und produzieren keinen Doppler-Effekt. Die Neigung der Bahnebene muss deshalb kleiner als 90° sein. Die Doppler-Verschiebung ist dann am größten, wenn die Neigung null ist und die Bahnebene mit der Sichtlinie zusammenfällt. Auf diese Weise kann man auch „unsichtbare“ Begleiter wahrnehmen, die eigentlich zu nahe an der Hauptkomponente sind, um beobachtet werden zu können.
Die Doppelsterne gehörten zu den ersten großen Entdeckungen seit der Erfindung des Teleskops. Einer der ersten beobachteten Doppelsterne war Mizar im Großen Bären, der mit seinem Begleiter 1650 von dem italienischen Astronom G. Riccioli entdeckt wurde. 1804 veröffentlichte der große Astronom W. Herschel einen Katalog, der ca. 700 Doppelsterne enthielt. – das Ergebnis von 24 Jahren Beobachtung. Herschel maß die Entfernung einiger Doppelsterne mit Hilfe der Methode der Parallaxe und stellte dabei fest, dass sich die eine Komponente in Bezug zur anderen nicht allein gemäß der vorhersehbaren Periode von sechs Monaten bewegte, die durch die Umlaufbahn bedingt ist, sondern dass außerdem auch eine komplexere ellipsoide Bewegung beobachtet werden konnte. Da nach den Gesetzen der Himmelsmechanik zwei Körper, die durch die Gravitationskraft miteinander verbunden sind, elliptischen Umlaufbahnen folgen, schloss man aus den Beobachtungen von Herschel, dass es sich nicht bloß um optische, sondern tatsächlich um physische Doppelsterne handelte.
Merkmale von Doppelsternen
Wenn zwei Sterne ein Doppelsternsystem bilden, so sind vor allem zwei Merkmale zu ihrer Beschreibung von Bedeutung, die Winkelentfernung und der Positionswinkel. Die Winkelentfernung stellt jenen Winkel – in Bogensekunden oder Bogenminuten gemessen – dar, der die beiden Sterne, von der Erde aus gesehen, trennt. Der Positionswinkel ist der Winkel zwischen der Nordrichtung und der Verbindungslinie der beiden Sterne nach Osten hin gemessen.
Der hellere Stern des Systems wird als Hauptkomponente bezeichnet, der andere als Begleiter. Die Beobachtung eines Doppelsternsystems ermöglicht die Rekonstruktion der Umlaufbahn des Begleitsterns um die Hauptkomponente, vorausgesetzt der Beobachtungszeitraum ist im Verhältnis zum Umlauf der beiden Sterne um das gemeinsame Schwerezentrum lang genug.
Klassifikation:
Doppelsterne werden in drei Hauptklassen unterteilt: in visuelle, photometrische und spektroskopische Systeme. Diese Klassifikation erfolgt nach praktischen Gesichtspunkten der Beobachtungstechnik.
Als visuelle Doppelsterne bezeichnet man solche, deren Komponenten getrennt sichtbar oder interferometrisch nachweisbar sind. Heute sind ca. 70.000 visuelle Doppelsterne bekannt, wenngleich man nur von ungefähr 1% die genauen Umlaufbahnen kennt. Ob es sich bei den visuellen um tatsächliche Doppelsterne handelt, kann man erst nach einer Bahnbestimmung der beiden Komponenten sagen.
Was die Rekonstruktion der Umlaufbahn betrifft, so gilt es zu bedenken, dass die Bahnebene des Systems in einem bestimmten Winkel zur Sichtlinie geneigt sein kann und dass somit die beobachtete Umlaufbahn nur eine Projektion der tatsächlichen Bahn auf die Himmelskugel darstellt. Wenn jedoch bei visuellen Doppelsternen die Messung der scheinbaren Umlaufbahn genügend präzise ist, so kann man daraus anhand der Keplerschen Gesetze durchaus Rückschlüsse auf die tatsächliche Umlaufbahn gewinnen. Ist die tatsächliche Umlaufbahn bekannt, so gelangt man mit Hilfe des dritten Keplerschen Gesetzes auch zur Masse der beiden Sterne. Doppelsternsysteme sind deshalb von großer Bedeutung für die Messung der Masse von Sternen, da man nur in diesem Fall die Masse direkt messen kann.
Photometrische Doppelsterne sind Bedeckungsveränderliche, die deshalb als Doppelsterne erscheinen, weil die gegenseitige Bedeckung zu einem Lichtwechsel führt.
Bei den spektroskopischen Doppelsternen wiederum sind die Komponenten so eng benachbart , dass sie optisch nicht mehr auflösbar sind. Dennoch kann man auf Grund der periodischen Doppler-Verschiebungen der in den Spektren vorhandenen Spektrallinien Rückschlüsse auf die Bahnbewegung ziehen.
Um diese Verschiebung wahrnehmen zu können, muss die Bahnebene des Systems eine ganz bestimmte Neigung aufweisen. Ist die Bahnebene um 90° gegen die Sichtlinie geneigt, so kreisen die Sterne in gleicher Entfernung zum Beobachter und produzieren keinen Doppler-Effekt. Die Neigung der Bahnebene muss deshalb kleiner als 90° sein. Die Doppler-Verschiebung ist dann am größten, wenn die Neigung null ist und die Bahnebene mit der Sichtlinie zusammenfällt. Auf diese Weise kann man auch „unsichtbare“ Begleiter wahrnehmen, die eigentlich zu nahe an der Hauptkomponente sind, um beobachtet werden zu können.
Quelle Wikipedia
© Matthias Voß