WikiDer > Doppelstern
Für das gleichnamige Buch siehe Doppelstern (Buch).
EIN Doppelstern ist ein Paar Sterne die wollen ein gemeinsames Schwerpunkt herumbewegen. Eine Gruppe von drei oder mehr Sternen wird oft auch als Doppelstern bezeichnet, obwohl es besser wäre, als von einem zu sprechen mehrere Sterne. Von den etwa 5000 Sternen, die mit bloßem Auge beobachtet werden können, scheinen etwa 2000 Doppelsterne oder Mehrfachsterne zu sein. Man geht daher davon aus, dass sich etwa 60 % aller Sterne in einem Doppelsternsystem befinden. Der Stern, der dem am nächsten ist Sonne Zustand, Proxima Centauric, ist Teil eines Dreifachsterns, der das viel engere Paar begleitet Alpha Centauri A und B, das mit dem bloßes Auge kann beobachtet werden.
Geschichte
Der bekannteste optische Doppelstern ist das Paar Mizar und Alcor in dem SternzeichenGroßer Bär (Latein: Ursa Major). Diese Konstellation wird auch als Kochtopf bezeichnet und Mizar ist der vorletzte Stern am Stiel. Die Sterne haben eine gemeinsame räumliche Bewegung, denn sie gehören zu den sogenannten Ursa Major-Gruppe gehören zu den Sternen. Aus Distanzmessungen der of Hipparcos-Satellit zeigt, dass der räumliche Abstand zwischen Mizar und Alcor mindestens 0,75 . beträgtlj und wahrscheinlich sogar 3,0 lj. In dieser Entfernung ist es unwahrscheinlich, dass die beiden Sterne eine physische Doppelsterneinheit bilden.
Erst nach der Erfindung des Teleskops im Jahr 1610 konnten viele Sterne, die mit bloßem Auge wie ein Stern aussahen, durch ein Teleskop als Doppelsterne gesehen werden. Mizar ist der erste physikalische Doppelstern, der wahrscheinlich von . entdeckt wurde Benedetto Castellic, der 1617 Galileo Galileo gebeten, den Stern zu beobachten. Mizar A und B haben visuelle Größen von 2,4 und 4,0, sind in einer Entfernung von 14" und bereits in einem kleinen Teleskop zu sehen (siehe nebenstehendes Bild). Im 17. und 18. Jahrhundert wurden immer mehr Doppelsterne gefunden. Um 1800 Lassen William Herschel sehen Sie, dass es auch Sterne gibt, die sich wirklich umeinander drehen.
Mizar war auch der erste Doppelstar, der fotografiert wurde, von George Phillips-Bond im Harvard im Jahr 1857. Darüber hinaus ist Mizar A der erste spektroskopische Doppelstern, der entdeckt wurde (Edward Charles Pickering, 1889), mit einem Zeitraum von 20,54 Tagen. 1908 entdeckt Edwin Brant Frost dass Mizar B auch ein spektroskopischer Doppelstern mit einer Periode von 182 Tagen ist. Wallace R. Beardsley fand 1964 in Mizar B eine dritte Komponente, die die beiden anderen mit einer Periode von 1350 Tagen umkreist.
Arten von Doppelsternen
Unterscheidung durch optische Unterscheidbarkeit
Visuelle Doppelsterne
Visuelle Doppelsterne sind Doppelsterne, deren einzelne Sterne mit bloßem Auge oder mit a Teleskop unterscheidbar sein.
Spektroskopische Doppelsterne
sehen spektroskopischer Doppelstern für den Hauptartikel zu diesem Thema.Wenn die Sterne in einem Doppelstern nicht getrennt zu sehen sind, kann oft darauf geschlossen werden, dass es sich um einen Doppelstern handelt. In den meisten Fällen geschieht dies mit a astronomische Spektroskopie. Diese Doppelsterne werden spektroskopische Doppelsterne genannt.
Unterscheidung durch gemeinsame Rotation
Physische Doppelsterne
Wenn sich die Sterne um einen gemeinsamen Schwerpunkt drehen, werden sie zu körperlich oder echte Doppelsterne genannt oder Doppelsterne. Die Sterne können sehr weit auseinander liegen.
Die Sterne eines physikalischen Binärsystems werden Komponenten genannt. Der hellste Stern wird als Hauptstern bezeichnet, der schwächere als Begleiter. Oft wird der ursprünglich schwerste Stern auch als Hauptstern bezeichnet. Die beiden Komponenten eines physischen Doppelsterns rotieren in Arbeitsplätze um ein Zentrum, das als Schwerpunkt oder gemeinsamer Schwerpunkt bezeichnet wird. Haben beide Sterne die gleiche Masse, liegt der gemeinsame Schwerpunkt genau in der Mitte. Wenn beide Sterne nicht gleich massiv sind, liegt der gemeinsame Schwerpunkt näher am massereicheren Stern.
Bei mehreren Doppelsternen bestehen die Einzelteile auch aus Doppelsternen (wie z Mizar), so dass es ein System von vier oder mehr Körpern gibt, das Schwere umeinander bewegen.
Oft gibt es einen hellen Stern mit einem dunklen Begleiter. Letzterer ist nur im Vergleich zum Hauptstern dunkel. Wenn man diese getrennt sehen könnte, entpuppt es sich oft als ziemlich heller Stern.
Scheinbare oder optische Doppelsterne
Wenn die Sterne am Himmel dicht beieinander erscheinen, sich aber nicht umeinander drehen, spricht man von a scheinbarer Doppelstern oder optischer Doppelstern. Der Abstand zwischen den beiden Komponenten kann sehr groß sein.
Überwachung
In physikalischen und optischen Doppelsternen wird die relative Position der beiden Sterne am Himmel durch das Positionswinkel. Dieser Winkel wird von Norden (gegen den Uhrzeigersinn) gemessen, wenn sich der Begleiter genau östlich des Hauptsterns befindet, beträgt der Positionswinkel 90 Grad. Der scheinbare Abstand am Himmel zwischen den beiden Komponenten wird normalerweise in indicated angegeben Bogensekunden (Symbol "). "Nahe" Doppelsterne werden oft verwendet, um die Auflösung von a Teleskop zu entscheiden.
Zur Wahrnehmung und Identifikation ist die Helligkeit und Farbe beider Komponenten ist wichtig. Durch die Kontrast zwischen zwei eng beieinander liegenden Sternen sind die Farbunterschiede deutlicher sichtbar als bei einzelnen Sternen, manche Doppelsterne wie Albireo sind bekannt für ihre spektakulären Farben.
Verfinsterter Binärstern
Befindet sich die Bahnebene eines Doppelsterns in Richtung Erde, können sich die Komponenten abwechselnd verdunkeln. Man spricht dann von einem verfinsternden Doppelstern oder von a Bezug wechselbar (z.B. algol).
Der Punkt in der Umlaufbahn der schwächeren Komponente eines Doppelsterns, an dem sie am weitesten vom Hauptstern entfernt ist, heißt apoastron.
Entwicklung von Doppelsternen
Wenn die beiden Komponenten eines Doppelsterns weit voneinander entfernt sind, werden sie Evolution beeinflussen nicht und sie entwickeln sich effektiv als einzelne Sterne. Bei Doppelsternen mit einer Umlaufzeit von weniger als 10 Jahren sind die Sterne während der Phase des Roten Riesen oder auf dem asymptotischer Riesenzweig kann etwa so groß werden wie der Abstand zwischen den beiden Sternen. Es ist klar, dass sich die beiden Sterne dann stark beeinflussen (die Sterne bilden a interagierender Doppelstern) und dass sich die Entwicklung in einem solchen Fall völlig von der Entwicklung zweier einzelner Sterne unterscheidet. Wir nennen einen solchen Doppelstern a schließen Doppelstern, deren beiden Komponenten also räumlich nahe beieinander liegen.
Um jede der beiden Komponenten eines Doppelsterns herum befindet sich eine Region, in der ein Teilchen gravitativ an diesen Stern gebunden ist. Ein solches Gebiet wird als bezeichnet lob von Roche vom Stern gerufen. Solange also die Oberfläche eines Sterns innerhalb seines Roche-Lappens bleibt, bleibt das Gas an den Stern gebunden. Wenn der Stern jedoch anschwillt, beispielsweise weil der Stern ein roter Riese wird, kann er seinen Rochen-Lappen füllen. Der Stern wird dann in vielen Fällen sein Gas auf seinen Begleiter übertragen. Dies wird als Materietransfer in einem Doppelstern bezeichnet.
Da die Masse der Hauptfaktor für die Eigenschaften eines Sterns ist, kann die Entwicklung eines solchen Sterns durch Materietransfer drastisch verändert werden. Wenn der Donorstern seinen Wasserstoffmantel vor dem asymptotischen Riesenast verliert, a weißer Zwerg die viel leichter ist als der Weiße Zwerg, der sich gebildet hätte, wenn der Stern nicht in einem Doppelstern wäre. Es ermöglicht auch einem massereichen Stern, einen Weißen Zwerg anstelle eines a . zu produzieren Supernova werden. Außerdem kann der Begleitstern viel Gas einfangen und viel schwerer werden als zuvor. Außerdem wird mit dem übertragenen Gas Drehimpuls übertragen, wodurch sich die Umlaufzeit des Doppelsterns ändert. Wenn ein schwererer Stern Materie auf einen leichteren Stern überträgt und das gesamte übertragene Gas eingeschlossen ist, verkürzt sich die Umlaufzeit. Wenn Materie von einem leichteren auf einen schwereren Stern übertragen wird, nimmt die Umlaufzeit sogar zu.
Siehe auch
Nüsse
Quellen
|
 | Siehe die Kategorie Binäre Sterne von Wikimedia Commons für Mediendateien zu diesem Thema. |