Dubbelster

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken
Zie het artikel Voor het gelijknamige boek, zie Dubbelster (boek).
twee dwergsterren die om elkaar heen draaien

Een dubbelster is een tweetal sterren die om een gemeenschappelijk middelpunt heen bewegen. Een groep van drie of meer sterren wordt vaak ook een dubbelster genoemd, al zou het beter zijn dan te spreken van een meervoudige ster. Van de circa 5000 sterren die men met het blote oog kan waarnemen blijken er zo'n 2000 eigenlijk dubbelsterren of meervoudige sterren te zijn. Men denkt dat globaal geldt dat ongeveer 60% van alle sterren zich in een dubbelster bevindt. De ster die het dichtst bij de Zon staat, Proxima Centauri, maakt deel uit van een 'drievoudige ster', als begeleider van het veel nauwere paar Alpha Centauri, dat met het blote oog kan worden waargenomen.

Soorten dubbelsterren[bewerken]

Visuele dubbelsterren[bewerken]

Visuele dubbelsterren zijn dubbelsterren waarvan de afzonderlijke sterren met het blote oog of in een kijker te onderscheiden zijn. Als de sterren om een gemeenschappelijk zwaartepunt draaien, worden ze fysische of echte dubbelsterren genoemd of ook binaire sterren. De sterren kunnen zich wel op zeer grote afstand van elkaar bevinden. Als de sterren ogenschijnlijk dicht bij elkaar staan, maar niet om elkaar heen draaien, spreekt men van een optische dubbelster. Een visuele dubbelster kan dus een fysische of een optische dubbelster zijn.

Spectroscopische dubbelsterren[bewerken]

1rightarrow blue.svg Zie ook veranderlijke ster

Wanneer de sterren in een dubbelster niet afzonderlijk kunnen worden gezien, kan vaak toch worden afgeleid dat het om een dubbelster gaat. In de meeste gevallen gebeurt dit met behulp van een spectroscoop. Deze dubbelsterren worden spectroscopische dubbelsterren genoemd.

Fysische dubbelsterren[bewerken]

De sterren van een dubbelster worden componenten genoemd. De helderste ster noemt men de hoofdster, de zwakkere ster noemt men de begeleider. Vaak wordt ook de oorspronkelijk zwaarste ster de hoofdster genoemd. De twee componenten van een fysische dubbelster draaien in banen rond een middelpunt dat barycentrum of gemeenschappelijk zwaartepunt genoemd wordt. Als beide sterren even zwaar zijn ligt het gemeenschappelijk zwaartepunt precies in het midden. Als beide sterren niet even zwaar zijn ligt het gemeenschappelijk zwaartepunt dichter bij de zwaardere ster.

Bij verscheidene dubbelsterren bestaan de afzonderlijke delen ook weer uit dubbelsterren (zoals Mizar), zodat er sprake is van een stelsel van 4 of nog meer lichamen die door de zwaartekracht om elkaar heen bewegen.

Vaak is er sprake van een heldere ster met een donkere begeleider. Deze laatste is slechts donker in vergelijking met de hoofdster. Zou men deze afzonderlijk kunnen zien dan blijkt het vaak ook een vrij heldere ster te zijn.

Waarneming[bewerken]

Bij fysische en optische dubbelsterren wordt de relatieve positie van de twee sterren aan de hemel weergegeven door de positiehoek. Deze hoek wordt gemeten van het noorden naar het oosten: als de begeleider juist in het oosten van de hoofdster staat is de positiehoek 90 graden. De schijnbare afstand aan de hemel tussen de beide componenten geven we meestal op in boogseconden. "Nauwe" dubbelsterren zijn een populair middel om het scheidend vermogen van een Telescoop te bepalen.

Voor waarneming en identificatie zijn ook de helderheid en kleur van beide componenten van belang. Door het contrast tussen twee dicht bij elkaar staande sterren zijn de kleurverschillen beter te zien dan bij individuele sterren, sommige dubbelsterren zoals Albireo staan bekend om hun spectaculaire kleuren.

Geschiedenis[bewerken]

Mizar en Alcor (beeldveld ±10 boogminuten)

De bekendste optische dubbelster is het koppel Mizar en Alcor in het sterrenbeeld Grote Beer (Latijn: Ursa Major). Dit sterrenbeeld wordt ook wel de Steelpan genoemd en Mizar is de op één na laatste ster van de steel. De sterren hebben een gemeenschappelijke ruimtelijke beweging, doordat ze tot de zogenaamde Ursa Majorgroep van sterren behoren. Uit afstandsmetingen van de Hipparcos satelliet blijkt dat de ruimtelijke afstand tussen Mizar en Alcor ten minste 0,75 lj en waarschijnlijk zelfs 3,0 lj bedraagt. Op deze afstand is het onwaarschijnlijk dat de twee sterren een fysische dubbelster vormen.

Pas nadat in 1610 de sterrenkijker was uitgevonden bleek dat veel sterren die met het blote oog één ster leken, door een sterrenkijker als dubbelsterren te zien waren. Mizar is de eerst ontdekte fysische dubbelster (Riccioli, 1650). Mizar A en B hebben visuele magnitude 2,4 en 4,0, staan op een afstand van 14" en zijn al in een kleine telescoop te zien (zie de afbeelding hiernaast). In de 17de en 18e eeuw werden er steeds meer dubbelsterren gevonden. In 1800 liet William Herschel zien dat er ook sterren zijn die echt om elkaar heen draaien.

Mizar was ook de eerste dubbelster die werd gefotografeerd, door G.P. Bond in Harvard in 1857. Daarnaast is Mizar A de eerst ontdekte spectroscopische dubbelster (Pickering, 1889), met een periode van 20,54 dagen. In 1908 ontdekte E.B. Frost dat Mizar B ook een spectroscopische dubbelster is, met een periode van 182 dagen. W.R. Beardsley vond in 1964 een derde component in Mizar B, die met een periode van 1350 dagen om de andere twee draait.

Eclipserende dubbelster[bewerken]

Een eclipserende dubbelster, met een indicatie van de variatie in intensiteit.[1][2]

Ligt het baanvlak van een dubbelster in de richting van de aarde, dan kunnen de componenten elkaar beurtelings verduisteren. Men spreekt dan van een eclipserende dubbelster of van een bedekkingsveranderlijke (b.v. Algol).

Het punt van de baan van de zwakkere component van een dubbelster, waarin deze zich op de grootste afstand van de hoofdster bevind, noemt men apoastron.

Evolutie van dubbelsterren[bewerken]

Wanneer de twee componenten van een dubbelster ver van elkaar staan, zullen ze elkaars evolutie niet beïnvloeden en evolueren ze effectief als enkele sterren. Voor dubbelsterren met een baanperiode van minder dan 10 jaar geldt dat de sterren tijdens de rode reuzenfase of op de asymptotische reuzentak ongeveer zo groot kunnen worden als de afstand tussen de twee sterren. Het is duidelijk dat de twee sterren elkaar dan sterk zullen beïnvloeden en dat de evolutie in zo'n geval totaal anders is dan de evolutie van twee enkele sterren. We noemen zo'n dubbelster een nauwe dubbelster, waarvan de twee componenten dus ruimtelijk dicht bij elkaar staan.

Om ieder van de twee componenten van een dubbelster bevindt zich een gebied waarin een deeltje door de zwaartekracht gebonden is aan die ster. Zo'n gebied wordt de Roche-lob van de ster genoemd. Zolang het oppervlak van een ster binnen zijn Roche-lob blijft, blijft het gas dus gebonden aan de ster. Wanneer de ster echter opzwelt, bijvoorbeeld doordat de ster een rode reus wordt, kan deze zijn Roche-lob vullen. De ster zal dan in veel gevallen zijn gas overdragen aan zijn begeleider. Dit wordt materie-overdracht in een dubbelster genoemd.

Aangezien de massa de belangrijkste factor is die de eigenschappen van een ster bepaalt, kan de evolutie van zo'n ster drastisch veranderen door materie-overdracht. Wanneer de donorster zijn waterstofmantel al voor de asymptotische reuzentak verliest, ontstaat een witte dwerg die veel lichter is dan de witte dwerg die zou zijn gevormd wanneer de ster zich niet in een dubbelster zou bevinden. Ook kan een zware ster hierdoor een witte dwerg produceren, in plaats van een supernova te worden. Daarnaast kan de begeleidende ster veel gas invangen en veel zwaarder worden dan voorheen. Met het overgedragen gas wordt bovendien ook impulsmoment overgedragen, waardoor de baanperiode van de dubbelster verandert. Wanneer een zwaardere ster materie overdraagt aan een lichtere ster en al het overgedragen gas wordt ingevangen, dan neemt de baanperiode af. Bij materie-overdracht van een lichtere naar een zwaardere ster neemt de baanperiode juist toe.

Zie ook[bewerken]

Noten

  1. (en) Gossman, D. (October 1989). Light Curves and Their Secrets. Sky & Telescope .
  2. Eclipsing Binary Simulation. Cornell Astronomy

Bronnen