Doppelsterne

 
  Mehr als die Hälfte der Sterne sind Teile von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen. Einige nahe gelegene Doppelsterne erscheinen beim Blick durch das Teleskop getrennt. Bei vielen anderen lässt sich der Doppelsterncharakter nur mit spektroskopischen Mitteln feststellen.
Ein Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen, die nicht weit voneinander entfernt sind und die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Diese Systeme wurden erstmals von dem britischen Astronomen William Herschel im Jahr 1803 als solche erkannt.
 
  Die optischen Doppelsterne stehen nur zufällig von der Erde aus gesehen eng beieinander, sind aber von unserem Sonnensystem unterschiedlich weit entfernt.  
  Hier werden nur physische Doppelsterne behandelt, die ein physikalisch zusammengehörendes System bilden und ihren gemeinsamen Schwerpunkt umkreisen.
Erkennbare Doppelsterne sind intensiv untersucht worden. Solche Doppelsterne liefern die meisten Informationen über Sternmassen.
 
  Dabei gibt es vier Klassen, bei denen der Abstand der Komponenten von Punkt 1) bis 4) immer enger werden.  
  1. visuelle Doppelsterne: Die Komponenten sind getrennt sichtbar und umkreisen ihren gemeinsamen Schwerpunkt, der im Brennpunkten der beiden Ellipsen liegt.
 
d Zum Bild links: S ist der Schwerpunkt des Systems und liegt in den Brennpunkten der jeweiligen Ellipse. Die Verbindungslinie zwischen den Sternen geht immer durch den Schwerpunkt, deswegen können sie nicht zusammenstoßen. 
Sehen wir in die Ebene der Sternbahnen so können die Sterne sich bei jedem Umlauf bedecken. Man erhält dann charakteristische Helligkeitsschwankungen von diesen Bedeckungsveränderlichen.
 
  2. astrometrische Doppelsterne: Bei ihnen kann visuell nur eine Komponente beobachtet werden. Aus der periodischen Ortsveränderung auf der Strecke ihrer Eigenbewegung lässt sich der Doppelsterncharakter erkennen.
  3. spektroskopische Doppelsterne sind visuell nicht zu trennen, weisen aber eine periodische Verschiebung der Spektrallinien auf und sind dadurch zu erkennen.
Die ersten spektroskopisch identifizierten Doppelsterne wurden 1889 beobachtet.
 
Bewegt sich ein Stern auf den Beobachter zu (1) werden die Spektrallinien ins Blaue verschoben. Entfernt er sich (3), sind sie weiter zum roten Ende des Spektrums verschoben. Die Linien werden periodisch vom blauen nach rot und umgekehrt verschoben. Aus der maximalen Verschiebung der Linien lässt sich die Bahngeschwindigkeit der Sterne ermitteln.
Die Inklination, d.h. die Bahnneigung gegenüber dem Beobachter, lässt sich leider nicht messen und so sind die gemessenen Geschwindigkeiten als minimale Geschwindigkeit zu interpretieren.
 
  4. photometrische Doppelsterne: bei ihnen liegt die Bahnebene etwa in der Ebene der Beobachtungsrichtung, so daß die Sterne sich bei ihrem Umlauf gegenseitig bedecken
  5. Bedeckungsveränderliche.
Bei Systemen dieser Art verdecken sich beide Sterne während ihres Umlaufs. Wenn die Umlaufbahn dergestalt ist, dass aus der Sicht der Erde der schwächere Stern den helleren verdeckt, weist die Intensität des Lichtes dieses Systems regelmäßige Schwankungen auf (hier als Beispiel Algol im Perseus).
 
Der Stern Algol im Sternbild Perseus ist der bekannteste Vertreter photometrischer Doppelsterne, der aus einem hellen und einem relativ schwachen Stern bestehen. Sie umkreisen sich gegenseitig in einer Ebene, in der auch die Sichtlinie von der Erde liegt. Wenn der dunklere Stern den helleren verdeckt, verringert sich die scheinbare Helligkeit sehr stark (2). Eine ähnliche, aber weniger stark ausgeprägte Verfinsterung ereignet sich, wenn der hellere Stern den schwächeren verdeckt (5). Es sind schon viele tausend Bedeckungsveränderliche beobachtet worden, da sie von Interesse für die Berechnung von Sternmassen sind.
 
  Es gibt folgende Typen:  
  Algolsterne
Hauptvertreter ist beta Persei. Die beiden Komponenten sind soweit voneinander entfernt, dass sie eine Kugelform besitzen. Die typische Umlaufzeit liegt zwischen 2 und 8 Tagen.
beta-Lyrae-Sterne
Die beiden Partner umkreisen sich in so geringem Abstand, dass die Gravitationskräfte so stark sind und die Sterne ellipsoidische verformt. Die Periode liegt zwischen 1 und 2 Tagen.
 
  W Ursae Maioris-Sterne
Zwei ellipsoidische Sterne fast gleicher Größe umkreisen sich. Die Periode liegt unterhalb 1 Tag.
 
     
  letztes Update 28.4.2016