Dobbelt stjerne

fra Wikipedia, den gratis encyklopædi
Spring til navigation Spring til søgning
Barycenteret i et binært stjernesystem (vist som en lille gul cirkel) bevæger sig i stort set lige linje, mens de to stjerner cirkler rundt om dette barycenter.
Hvis barycentret betragtes som stationært, kredser de to stjerner om det i henhold til Newtons løsning af to-kropssystemetelliptiske baner med den samme apsidale linje , den samme excentricitet og den samme orbitalperiode. Med forskellige masser bevæger den mere massive stjerne sig på en tilsvarende mindre ellipse.
Cirkelbanen er også mulig som et specielt tilfælde af den elliptiske vej . Men hvis kredsløbets plan ses fra en vinkel, ligner disse baner også ellipser.

En dobbeltstjerne er navnet på to stjerner, der er så tæt på hinanden på himlen, at de har en lille vinkelafstand, når de ses fra jorden eller om nødvendigt fremstår som en enkelt stjerne med den bedste optik og derfor er tyngdekraftigt bundet med en høj grad af sandsynlighed. I dette tilfælde danner stjernerne en fysisk enhed, dvs. de cirkler rundt om det fælles tyngdepunkt. Den nøjagtige masse af de to stjerner kan bestemmes ud fra denne bevægelse, som er af stor betydning som en "kalibreringsmetode" for astrofysik .

Dobbeltstjerner, som ikke længere kan adskilles i teleskopet, kan ofte genkendes spektroskopisk eller ved deres bevægelse. Dobbeltstjerner er et almindeligt fænomen og påvirker over 70% af alle stjerner. For eksempel er det nærmeste system til solen , Alpha Centauri , et system med flere, der består af dobbeltstjernen Alpha Centauri A og B og dens fjerne ledsager Proxima Centauri .

Terminologi

I en "rigtig" (fysisk) dobbeltstjerne (også binært stjernesystem , [1] engelsk binær stjerne ) er de enkelte stjerner gravitationsmæssigt bundet til hinanden og kredser periodisk om det fælles tyngdepunkt med kredsløbstider mellem brøkdele af en dag og mange årtusinder . I de såkaldte teleskopiske dobbeltstjerner (optræder som et par stjerner i et teleskop) er perioderne overvejende i intervallet fra 50 til 500 år. Når de cirkler rundt om hinanden, har hver stjerne sin egen elliptiske bane , hvis store halvakse er omvendt proportional med dens masse i forhold til den anden stjerne. Orbitalhastighederne og afstanden mellem de to stjerner ændres i rytme med orbitaltiden, som den anden animation viser. Den tredje animation viser den jævne bevægelse i det sjældne tilfælde af to cirkulære stier .

I tilfælde af de tilsyneladende kun optiske dobbeltstjerner er de enkelte stjerner på den anden side ikke fysisk beslægtede og har meget forskellige afstande til jorden. Optiske dobbeltstjerner, som en tilfældighed, er kun af interesse for amatørobservatører; I specialpublikationer bruges udtrykket "dobbeltstjerne" derfor hele vejen igennem til at betyde "fysisk dobbeltstjerne". [2] Her bruges udtrykket "forgrund" eller "baggrundsstjerne" om stjernerne, der kun er i synsfeltet.

På samme måde består en multiple stjerne (også multiple system eller multiple star system ) af tre eller flere stjerner. I tredobbelte systemer er en dobbeltstjerne omkranset af en fjern ledsager, i firdobbeltstjerner kredser to tætte dobbeltstjerner normalt om hinanden (f.eks. Epsilon Lyrae ). For endnu større systemer er der flere måder, hvorpå systemet kan konstrueres. De mest komponentrige kendte systemer er med syv stjerner Jabbah og AR Cassiopeiae i stjernebilledet Kassiopeia . [3]

historie

De første dobbeltstjerner var allerede kendt i antikken, selvom der ikke kunne forventes nogen forskel mellem visuel og fysisk i ideen om en fast stjernekugle på det tidspunkt. Stjernekataloget over Ptolemaios (omkring 150 e.Kr.) viser den (optiske) dobbeltstjerne ν 1 og ν 2 Skytten : "Stjernen på øjet [Skytten], som er tåget og dobbelt". Stjerneparret Mizar / Alkor i Big Dipper var også kendt og genstand for myter.

Opfindelsen af teleskopet gjorde derefter opdagelsen af ​​mange binære stjerner mulig. Den første sådan observation blev rapporteret af Johann Baptist Cysat i 1619 . I 1651 offentliggjorde Giovanni Riccioli viden om, at ovennævnte Mizar selv består af to komponenter (nu kaldet Mizar A og B). Mannheim -domstolens astronom Christian Mayer beskrev dobbeltstjerner som fysisk relaterede objekter siden 1777. Andre astronomer tvivlede imidlertid på dens såkaldte "fixed star-satellitter". I 1779 offentliggjorde Mayer det første dobbeltstjernekatalog med 72 objekter inklusive deres afstande og himmelske koordinater. [4]

I 1782 mistænkte John Goodricke , at " formørkelsesvariablen " Algol, kendt siden 1667, også kunne være en dobbeltstjerne. Han observerede lysforandringsperioden meget tæt (2,87 dage) og mistænkte, at den var tilsløret af en stor krop eller en ujævn overflade med pletter, der ligner dem på solen. [5] I et brev fra John Michell til Henry Cavendish i juli 1783 med to forskellige fænomener blev stjerner erklæret. [6]

Op til Christian Mayer (1777) og Wilhelm Herschels stjernestatistik (siden 1780) [7] blev dobbeltstjerner kun anset for at være perspektiveffekter. Wilhelm Herschel bekræftede eksistensen af ​​fysiske dobbeltstjerner omkring 1800, da han fastlagde fire af dem i løbet af 20 år. Han kan derfor betragtes som den virkelige "opdageren af ​​dobbeltstjernerne" - selvom Johann Heinrich Lambert, John Mitchell og Christian Mayer havde lignende tanker før. Herschel introducerede det tekniske udtryk binær stjerne , som bruges i engelsktalende astronomi (på tysk blev udtrykket "dobbelt t stjerne" også brugt en tid). Hans første dobbeltstjernekatalog (1782) indeholdt 269 objekter, som han øgede til 850 i 1803. Siden da har flere og flere astronomer behandlet dem og har således kunnet bevise gyldigheden af ​​Newtons tyngdelov op til store afstande.

Friedrich Wilhelm Struve udførte mikrometriske målinger på 2.714 dobbeltstjerner fra 1824 til 1837. I 1827 udgav han Catalogus novus stellarum duplicium, udvidet i 1837 til at omfatte Stellarum duplicium et multiplicium. For stjerneparret 61 Cygni beregnede Friedrich Wilhelm Bessel en stjerneparallakse for første gang i 1838 med to velplacerede baggrundsstjerner, der muliggjorde en særlig præcis måleserie.

Indtil 1880 kunne kun systemer med en vinkelforskel på 0,5 ″ måles godt, men med de nye gigantiske teleskoper fra Wien og Pulkowo kunne denne grænse halveres. Sherburne Burnham sænkede den endda til 0,16 "på Lick Observatoriets 91 cm refraktor i 1890. [8] Et stort fremskridt i 1889 var påvisning af tætte par af stjerner gennem deres periodiske skift af spektrale linjer som følge af Doppler -effekten . I dag kaldes de spektroskopiske binære stjerner . Sådanne linjeskift var oprindeligt kun observerbare i lyse stjerner som Mizar , Spica , Algol og Beta Aurigae .

I 1895 kendte man allerede 11.000 dobbeltstjerner, heraf 800 med præcist målte baner. Omkring 50 viste sig at være firdoblet til seksdoblet stjerner, nogle med meget excentriske baner. Thomas See modificerede Kant-Laplace-hypotesen i 1893 for at forklare dannelsen af ​​dobbelt- og multiple stjernesystemer fra en ur-tåge og roterende ligevægtsfigurer . [8] På det tidspunkt blev flere stjerner også udgivet som flere systemer , der senere ikke blev bekræftet - f.eks. B. Gemma , α Delphini eller o Orionis . Ved århundredeskiftet var spektroskopi endnu ikke fuldt udviklet, så skift med enkelt spektrum ikke pålideligt kunne differentieres fra andre anomalier.

Mod slutningen af ​​1800 -tallet anslås andelen af ​​kredsende dobbeltstjerner at være knap 20% af alle faste stjerner. Ifølge den nuværende viden er 60 til 70% af alle stjerner i Mælkevejen dog en del af dobbelt- eller flere stjernesystemer, som er relateret til de fysiske forhold under stjernedannelse . Kun i tætte stjerneklynger er de sjældnere på grund af gensidige kredsløbsforstyrrelser . [9]

I 2016 blev en dobbeltstjerne bestående af to neutronstjerner opdaget ved hjælp af Einstein @ home .

Typer af binære stjerner

Der skelnes mellem følgende typer dobbeltstjerner:

Fysiske binære stjerner eller binære stjernesystemer

Disse er to stjerner, der er gravitationsmæssigt bundet på grund af deres rumlige nærhed og bevæger sig rundt i et fælles tyngdepunkt i henhold til Keplers love . De fleste fysiske binære stjernesystemer dannet under stjernedannelse . Andre forenede sig først senere for at danne et bundet binært stjernesystem gennem indfangning under indflydelse af mindst en anden stjerne. Fangede binære stjerner har normalt forskellige aldre og metalliciteter på grund af deres uafhængige dannelse.

Optiske dobbeltstjerner (tilsyneladende dobbeltstjerner)

Optiske dobbeltstjerner er stjerner, der står i næsten samme retning på himlen fra jorden, men er så forskelligt fjernt fra jorden, at de ikke påvirker hinanden gravitationsmæssigt . Velkendt er det meget iøjnefaldende stjernepar α / β Centauri i kun 4 ° vinkelafstand, hvilket gør den sydlige himmel omkring "Sydkorset" så attraktiv. De sande afstande er dog henholdsvis 4,3 og 530 lysår .

Denne type af tilsyneladende dobbelt stjerner - hvoraf der er også meget tættere dem - er næppe interessant for astrofysik , men for andre områder af astronomi såsom astrometri (meget anderledes ordentlig bevægelse !), Celestial fotografering eller blot for gratis-eyed observation af stjernehimlen.

Et andet, men endnu ikke fuldstændigt afklaret eksempel er " øjetesteren " i stjernebilledet Big Dipper (eller Big Bear), der består af to stjerner 11 ′ fra hinanden: den lettere Mizar (ζ¹ Ursae majoris, afstand 78 lysår) og "Little Rytter ”siddende på den” Alkor (U² UMa, 81 lysår) midt i “bilens trækstang”. De to stjerner er cirka 3 lysår fra hinanden, hvilket er langt ud over solsystemets størrelse (6 lys timer til Pluto ) og er mere sammenlignelig med afstanden til vores nabostjerner Proxima og α Centauri .

Det er endnu ikke helt klart, om de to stjerner Mizar og Alkor virkelig cirkler hinanden på grund af den store afstand og den deraf følgende lille kredsløbskurvatur. Alkor nærmer sig det større Mizar -stjernesystem (som i sig selv er et tæt firedoblet system), men den relative hastighed kan være for stor til permanent nærhed (→ hyperbolisk bane ). I det positive tilfælde ville den gensidige omløbstid være omkring 1 million år . Dobbeltstjernen Mizar / Alkor kan let adskilles med det blotte øje med normalt syn - "den lille rytter" (2 niveauer af lysstyrke mindre) sidder Mizar 0,19 ° mod nord. Stjerneparret blev brugt i middelalderen som et synstestobjekt til afstandssynet for arabiske krigere. [10]

Geometriske dobbeltstjerner (rumlige dobbeltstjerner)

Geometriske dobbeltstjerner er stjerner, der er rumligt tæt på hinanden, men på grund af deres høje relative hastigheder ikke er bundet til hinanden og beskriver en fælles hyperbolsk bane omkring deres fælles tyngdepunkt. Dette er engangshændelsen for et stjernemøde ; de to stjerner danner kun en (geometrisk) dobbeltstjerne i et begrænset tidsrum og mødes derefter aldrig igen.

Proxima Centauri blev tidligere antaget at være en mulig geometrisk ledsager til Alpha Centauri . Siden 2016 er det imidlertid blevet præciseret, at Proxima Centauri er tyngdekraftigt bundet til de to andre stjerner i Alpha Centauri, og at det derfor ikke er en geometrisk dobbeltstjerne. Se også: Proxima Centauris tilknytning til Alpha Centauri .

Klassificering efter observationsmetode

Du kan klassificere dobbeltstjerner efter muligheden for observation:

Visuelle dobbeltstjerner

... kan observeres optisk (nogle gange endda med det blotte øje). Dobbeltstjerners systemer, der frit kan adskilles, kaldes også øjenkontrol . De kan tjene som en test af individuel synsstyrke .

I store teleskoper kan visuelle binære stjerner adskilles op til ca. 0,1 "tilsyneladende afstand, i amatørteleskoper op til ca. 1". Disse er for det meste relativt tætte stjerner (r <200 lysår) eller stjerner svagere end størrelsesorden 6, som cirkler rundt om det fælles tyngdepunkt, men er relativt langt fra hinanden.

Det mest kendte eksempel er det klarsynt par stjerner Mizar (ζ UMa) og Alkor i Big Dipper med en vinkelforskel på 700 " eller 0,19 °. Mizar i sig selv er et firdobbelt system-en dobbeltstjerne med 14", der kan ses selv i et lille teleskop, hvis komponenter er Mizar A. og B kun kan adskilles spektroskopisk.

Teleskopiske dobbeltstjerner

... kan kun ses separat i teleskopet (vinkelafstande fra 0,1 ″ til omkring 100 ″). Rotationsperioderne er for det meste et par årtier til århundreder. Stiens elementer kan bestemmes ud fra bevægelsen. Stjerneparrene er også egnede til at bestemme et teleskops opløsningsevne . Et antal binære stjerner med tilsvarende lyse komponenter, men faldende vinkelafstand er valgt til dette. Serien af ​​observationer på teleskopet viser afstanden, hvorfra stjernerne ikke længere kan adskilles. Et eksempel på et binært stjernesystem, hvis komponenter kan adskilles med et meget simpelt teleskop, er α Centauri .

Spektroskopiske binære stjerner

... cirkel så tæt, at de ikke længere kan adskilles i teleskopet. De afslører sig selv gennem anomalier i deres liniespektrum eller en periodisk Doppler -effekt : Når den ene stjerne bevæger sig mod os, bevæger den anden sig væk. I det fælles spektrum deler spektrallinjerne sig i blå og rød, og du kan endda måle deres radiale hastighed.
Hvis lysstyrken er ens, overlapper de to farvebånd for at danne en blandet spektraltype . Men hvis forskellen i lysstyrke mellem de to er større end en størrelse , overskygger hovedstjernens spektrum lyset fra ledsageren og linjeskiftet kan kun bestemmes til den ene side.
Vendingstiderne for disse tætte par er et par timer til uger. Periodiske linjeskift blev først opdaget i 1889 for stjernerne Mizar, Spica, Algol og Beta Aurigae.

Fotometriske (formørkelse) binære stjerner

Animation af en formørkende dobbeltstjerne med resulterende lyskurve . [11]

... er formørket og afslører deres dobbeltstjernekarakter gennem periodiske ændringer i lysstyrke. Komponenternes baneplan falder omtrent i synsfeltet for observatøren, så begge soler periodisk skjuler hinanden. Denne ændring i lysstyrke kan måles ved hjælp af fotometri . Ud over lysstyrken kan begge stjerners diametre normalt også bestemmes ud fra lyskurvens særlige træk.

Astrometriske binære stjerner

... afsløre deres natur gennem periodiske ændringer i position i forhold til andre stjerner i baggrunden . Disse ændringer er overlejret med den korrekte bevægelse af den observerede stjerne for at danne en slags slangelinje og er forårsaget af kredsløbet omkring et fælles tyngdepunkt med en usynlig ledsager. Denne metode bruges også til at søge efter ekstrasolare planeter .

Røntgen binære stjerner

... er halvt adskilte systemer med en neutronstjerne . Sagen overfyldte til det accelereres så stærkt, at den udsender røntgen lys, når det rammer tilvækst skive af den neutronstjerne.

Egenskaber ved fysiske binære stjerner

Over halvdelen af ​​alle stjerner i vores Mælkevej (muligvis endda 70%) er en del af et binært stjernesystem. Op til en afstand på 20 lysår er det omkring 60%.

Den lysere af de to stjerner kaldes hovedkomponenten eller hovedstjernen og betegnes med bogstavet A , den svagere kaldes ledsageren og betegnes med B.

Alle spektrale klasser er repræsenteret, med et let overhæng fra A til G, med spektroskopiske par fra B til F. [12] Der er ingen forskelle på enkeltstjerner med hensyn til lysstyrke, rumlig fordeling og bevægelse. De fleste af hovedsekvensstjernerne er som disse, men systemer med 1 eller 2 giganter er også repræsenteret.

Orbitaltiderne afhænger af afstanden mellem stjernerne

  • med tætte, spektroskopiske par normalt mellem et par timer og uger,
  • med teleskop hovedsageligt i år til århundreder,
  • med ekstreme tilfælde af årtusinder (f.eks. med øjetesteren i den store bil), men hvor stier og tilhørsforhold ikke altid er afklaret.

Dobbeltstjernernes betydning for astronomi ligger i det faktum, at der i deres tilfælde er en chance for pålideligt at bestemme stjerners masse , diameter og tæthed ved hjælp af Keplers love. Dette er særlig præcist med en præcist målbar radialhastighed og med fotometriske dobbeltstjerner.

Interaktion mellem komponenterne

Der skelnes mellem typen af ​​dobbeltstjerner afhængigt af den indbyrdes indflydelse.

  • Frittliggende binære filer (separate dobbeltstjerner) kredser om hinanden på en større afstand og interagerer derfor lidt.
  • Halvfritliggende binære filer ( halvadskilte dobbeltstjerner) kredser om hinanden på en meget mindre afstand og interagerer dermed allerede med hinanden. Det betyder, at mindst en af ​​stjernerne overstiger Roche -grænsen . Dette fører ofte til en masseoverførsel til den anden stjerne.
  • Kontakt binære filer (dobbelt stjerner i kontakt) kredser hinanden på en minimal afstand og dermed interagerer meget stærkt. I ekstreme tilfælde kan de fusionere eller fusionere i en fælles skal .

Afstanden i et binært stjernesystem kan være så lille, at de to soler næsten rører, og stof kan flyde fra den ene komponent til den anden. Stjerner, der viser dette fænomen, kaldes interaktive binære stjerner . Især i tætte binære stjernesystemer kan komponenterne interagere så stærkt, at de når tilstande, der ikke ville være mulige med en enkelt stjerne. Denne særlige situation betyder, at mange fænomener i variable stjerner kan spores tilbage til et systems binære stjernekarakter.

Kunstners indtryk af et binært stjernesystem. Et sort hul, resterne af en tidligere massiv stjerne. Det ophobes gas i partnerens atmosfære.

Dannelse af fysiske dobbeltstjerner

Med vinkelmomentet for en gravitationsmæssigt kollapsende interstellar sky øges også sandsynligheden for dannelsen af ​​et binært stjernesystem i stedet for en enkelt stjerne. I dag antages det, at stjerner dannes i grupper i større skyer ("yngleområder"). Der er stor sandsynlighed for, at så tæt på hinanden forbundet stjerner vil danne et system.

Derudover er der mulighed for, at inden for rammerne af tre-kropsmøder, hvor en stjerne oplever en stigning i kinetisk energi , forbliver de to andre gravitationsmæssigt bundet.

Udvikling af komponenterne

Simulering af udviklingen af ​​en massiv dobbeltstjerne (ESO)

Generelt er begge stjerner i et binært system på samme alder. På grund af det faktum, at komponenterne kan påvirke hinanden under visse omstændigheder, observeres der imidlertid nogle gange udviklingsstadier, der ikke forekommer med individuelle stjerner. En mulig masseoverførsel mellem komponenterne har den største indflydelse. Evolutionen begynder ofte at afvige, når den mere massive komponent kommer til slutningen af hovedsekvensfasen og udvikler sig til en kæmpe stjerne . Udvidelsen af ​​stjerneskallen øger sandsynligheden for, at stof flyder ud på den mindre ledsager, hvilket massivt kan ændre udviklingen af ​​begge komponenter. Et eksempel er formørkelsesstjernen Algol , hvor den mere massive komponent stadig hænger i hovedsekvensen, mens den lettere komponent allerede er i subgiant -fasen. Denne observation forklares ved, at den nu lettere komponent oprindeligt var den massive og har mistet så meget masse til ledsageren, at den nu er den lettere. Et andet ekstremt eksempel på gensidig indflydelse er stjernerne EL Canum Venaticorum . Massen af ​​den hvide dværg i disse systemer er så lav, at den oprindelige stjerne faktisk stadig skulle være i hovedsekvensfasen i universets nuværende alder. Disse hvide dværge kan kun forklares med et ekstremt tab af masse til den anden komponent.

Den gensidige indflydelse kan også vende. For eksempel, når den mere massiv komponent har sin gigantiske fase bag og har udviklet sig til den hvide dværg, det kan afspilles materiale fra den resterende stjerne akkumuleres . Sådanne stjerner kan til dels observeres som katastrofale variabler . Katastrofale systemer anses for at være kilden til dværg novae , novae samt supernova af type Ia .

Et andet fænomen med gensidig indflydelse er de røntgenbinære stjerner , hvor den kompakte komponent her ikke nødvendigvis er en hvid dværg, men også kan være en neutronstjerne eller et sort hul .

Hurtig løber

Det menes, at de fleste af de observerede hyperspeeders og løbende stjerner stammer fra et dobbelt- eller flere stjernesystem. Hvis systemet forstyrres af forbipasserende stjerner, kan stjernerne i systemet rives i stykker. Dette fremskynder dem enormt og kan i ekstreme tilfælde endda nå den nødvendige flugthastighed for at forlade en galakse.

Flere stjerner

Skema for mulige kombinationer i flere stjernesystemer.

Et fysisk system, der består af mere end to stjerner, kaldes et system med flere stjerner eller flere stjerner . Det meste af tiden opdages flere stjerner først som dobbeltstjerner. De ledsagere, der ikke er blevet observeret indtil da eller ikke er blevet anerkendt som sådanne, bliver derefter mærkbare som forstyrrelser i de andre komponenter i systemet. Flere stjerner består af delsystemer, der altid er arrangeret i par. Delsystemerne består til gengæld af enkelt- eller dobbeltstjerner. Den grafiske modsætning viser mulige kombinationer af et dobbeltstjernesystem (b) op til et femdoblet system (f).
For eksempel består triple star -systemer altid af et dobbeltstjernesystem og en anden ledsager. Ledsager og dobbelt system kredser omkring et fælles fokus, som skyldes fokus på det dobbelte system og den enkelte ledsager.
En ældre statistik om hyppigheden af ​​flere stjernesystemer anslår, at omkring 50% af alle stjerner tilhører et dobbeltstjernesystem, 20% af alle stjerner er en del af et tredobbelt system og 10% tilhører flere systemer med mere end tre stjerner. Ifølge dette ville kun 20% af alle stjerner være single. [13]

Eksempler på flere stjerner er:

3 komponenter

  • EZ Aquarii , et spektroskopisk binært system med en periode på 3,8 dage, deler en fælles bane med EZ Aquarii B, med en varighed på 823 dage.
  • η Orionis , en spektroskopisk dobbeltstjerne med en fjern ledsager, omløbstid for dobbeltstjernen 8 dage, ledsageren omkring dobbeltstjernen 3470 dage.

4 komponenter

  • ξ Ursae Majoris fremstår som en binær stjerne med en orbital periode på 59,6 år, men hver komponent indeholder et andet binært stjernesystem (med orbitale perioder på 4 og 699 dage).
  • AB Doradus fremstår som en binær stjerne med en orbital periode på 1600 år, men hver komponent indeholder et andet binært stjernesystem (med orbitale perioder på 1 og 2,5 år).
  • Mizar : Det er uklart, om dette firdoble stjernesystem er tyngdekraftigt bundet til det binære stjernesystem Alkor . Hvis dette var tilfældet, ville det være et seks-stjernet system.
  • HD 98800 er et firdoblet system, der består af to dobbeltsystemer. Den indeholder skiver af støv og muligvis planeter .

5 komponenter

  • ε Hydrae
  • 1SWASP J093010.78 + 533859.5, bestående af to tætte par med cirka 140 AU fra hinanden, som begge er variabel dækning ; et af disse par kredses af en anden stjerne. [14] [15]

6 komponenter

Planeter i binære stjernesystemer

Ikke i målestok illustration af S-type og P-type for planetbaner i et binært stjernesystem

Der kan også være eksoplaneter i binære stjernesystemer. Der er tre typer planetbaner:

  • "S-type" planeter kredser kun om den ene af de to stjerner og er praktisk talt ikke påvirket af den anden stjerne, da den er for langt væk og / eller for lav i masse.
  • En planet af "P-typen" ( cirkumbinær planet ) kredser derimod begge stjerner langt udad, som om de var en enkelt stjerne.
  • "T-type" planeter vil gerne have trojanere i solsystemet den mere massive stjerne i Lagrangian-punktet L 4 eller L 5, der kredser om stjernesystemet. I begyndelsen af ​​2020 er der endnu ikke fundet nogen "T-type" planet. [17]

Afhængig af stjernebilledet er der zoner for S- og P -planeter. [18] Nogle eksoplaneter er allerede blevet opdaget i binære stjernesystemer i de seneste år, og vores næste binære stjerne, Alpha Centauri , betragtes endda som en potentiel kandidat til planeter, der teoretisk set kunne indeholde liv. [19] I 2012 opdagede Kepler-rumteleskopet to eksoplaneter i stabile kredsløb omkring det binære stjernesystem Kepler-47 . [20]

Ifølge en undersøgelse offentliggjort af NOAO i 2014 har binære stjernesystemer eksoplaneter så ofte som enkeltstjerner. [21]

Se også

Literatur

  • Wulff Dieter Heintz: Doppelsterne. Serie Das wissenschaftliche Taschenbuch. Band 30, 200 S., Goldmann-Verlag, München 1971.
  • James Mullaney: Double and multiple stars and how to observe them. Springer, New York 2005, ISBN 1-85233-751-6 .
  • D. Vanbeveren ua: The brightest binaries. Kluwer, Dordrecht 1998, ISBN 0-7923-5155-X .
  • Kam-Ching Leung: New frontiers in binary star research. Astronomical Soc. of the Pacific, San Francisco 1993, ISBN 0-937707-57-0 .
  • Mirek J. Plavec: Close binary stars – observations and interpretation. Reidel, Dordrecht 1980, ISBN 90-277-1116-X .
  • Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: ABC-Lexikon Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag , Heidelberg 1999.

Katalog visueller Doppelsterne

  • HM Jeffers ua: Index Catalogue of Visual Double Stars 1961.0. (IDS).
  • SW Burnham: General Catalogue of Double Stars. (BDS).
  • BD Mason, GL Wycoff, WI Hartkopf: Washington Double Star Catalog 2006.5. (WDS).

Katalog spektroskopischer Doppelsterne

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

Katalog photometrischer Doppelsterne

Viele dieser Doppelsterne werden in dem Katalog für veränderliche Sterne geführt.

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

Weblinks

Commons : Doppelstern – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary: Doppelstern – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Einzelnachweise

  1. Brockhaus Enzyklopädie. 19. Auflage, Band 5, Mannheim 1988, ISBN 3-7653-1105-7 , S. 617, Stichwort „Doppelstern“: Die optischen D. bilden nur scheinbar ein D.-System. (Fettung wie im Original).
  2. So in: A. Weigert, HJ Wendker, L. Wisotzki: Astronomie und Astrophysik. Ein Grundkurs. 6. Auflage Weinheim 2009 (3. Nachdruck 2012), ISBN 978-3-527-40793-4 , S. 166 (Einleitung des Kapitels „Doppelsterne und Mehrfachsysteme“): Doppelsterne, also gravitativ aneinander gebundene Sterne, …
  3. Sowohl der Multiple star catalogue (Tokovinin, 1997, bibcode : 1997A&AS..124...75T ) als auch der Catalogue of multiplicity among bright stellar systems (Tokovinin, Eggleton, 2008, bibcode : 2008MNRAS.389..869E ) verzeichnen nur diese zwei Siebenfachsysteme.
  4. „Am 17. Oktober 1777 stellte Mayer seine Beobachtungen der Kurfürstlichen Akademie der Wissenschaften in Mannheim vor.“ Der Streit zwischen Christian Mayer und Maximilian Hell um die Fixsterntrabanten. Bei: epsilon-lyrae.de.
    Christian Mayer's Double Star Catalog of 1779. Bei: jdso.org. (PDF; 347 kB), abgerufen am 7. Mai 2016.
  5. The Philosophical Transactions of the Royal Society of London, from Their Commencement in 1665 to the Year 1800. Veröffentlicht 1809, S. 456 ff. (Erklärung S. 459); Magazin für das Neueste aus der Physik und Naturgeschichte. Band 2, 2. St., Gotha 1783, S. 160 f.
  6. Russell McCormmach: Weighing the World: The Reverend John Michell of Thornhill. Verlag Springer Science & Business Media, 2011, S. 360 Mitte.
  7. JS Schlimmer: Friedrich Wilhelm Herschel und die Doppelsterne. April 2006, abgerufen am 17. März 2015 (private Webseite).
  8. a b Ladislaus Weinek : Atlas der Himmelskunde. Verlag Hartleben, Wien/Pest/Leipzig 1898, S. 145–147.
  9. Friedrich Becker: Geschichte der Astronomie. S. 103 ff., BI-Hochschultaschenbuch 298, Mannheim 1968.
  10. Carl Hans Sasse: Geschichte der Augenheilkunde in kurzer Zusammenfassung mit mehreren Abbildung und einer Geschichtstabelle (= Bücherei des Augenarztes. Heft 18). Ferdinand Enke, Stuttgart 1947, S. 29.
  11. D. Gossman: Light Curves and Their Secrets. Sky & Telescope (Oktober 1989, S. 410).
  12. Zimmermann, Weigert: Lexikon der Astronomie. S. 55–56, Spektrum, 1999.
  13. Joachim Krautter: Meyers Handbuch Weltall. Bibliographisches Institut & FA Brockhaus AG, Mannheim 1994, S. 396.
  14. ME Lohr, AJ Norton, E. Gillen, R. Busuttil, UC Kolb, S. Aigrain, A. McQuillan, ST Hodgkin, E. González: The doubly eclipsing quintuple low-mass star system 1SWASP J093010.78+533859.5. (PDF) In: Astronomy & Astrophysics manuscript no. 25973. 27. April 2015, abgerufen am 8. Juli 2015 .
  15. Exotisches Fünffach-Sternsystem entdeckt – Seltene Konstellation verursacht regelmäßige Sternenbedeckungen. scinexx.de, 8. Juli 2015, abgerufen am 8. Juli 2015 .
  16. Astronomie: Ganz besonders günstig gelegenes Sechsfachsternsystem entdeckt
  17. Published: Tuesday, January 7, 2020: Can solar systems exist in a binary star system? Abgerufen am 13. Juli 2021 (englisch).
  18. Siehe z. B. Stability of Planetary Orbits in Double Stars. bibcode : 2002ESASP.518..547P
  19. PA Wiegert, MJ Holman: The Stability of Planets in the Alpha Centauri System . In: The Astronomical Journal . 113, 1997, S. 1445–1450. bibcode : 1997AJ....113.1445W .
  20. Jerome Orosz ua: Kepler-47: A Transiting Circumbinary Multiplanet System . In: Science . Band   337 , 2012, S.   1511–1514 , doi : 10.1126/science.1228380 , arxiv : 1208.5489 .
  21. Elliott Horch: NOAO: Half of all Exoplanet Host Stars are Binaries. NOAO, 3. September 2014, abgerufen am 6. September 2014 .