Doppelstern

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Ein Doppelstern (auch Doppelsternsystem) besteht aus zwei Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe beisammen stehen. „Echte“ (physische) Doppelsterne sind gravitativ aneinander gebunden und umkreisen periodisch den gemeinsamen Schwerpunkt. Die Umlaufzeiten liegen – je nach gegenseitigem Abstand – zwischen einigen Tagen und vielen Jahrtausenden. Bei den sogenannten teleskopischen (im Fernrohr erkennbaren) Doppelsternen sind die Perioden überwiegend im Bereich von 50 bis 500 Jahren.

Bei dieser gegenseitigen Umkreisung hat jeder Stern seine eigene Ellipsenbahn, deren große Halbachse in Relation zum zweiten Stern umgekehrt proportional seiner Masse ist. Die Bahngeschwindigkeiten und der Abstand der beiden Sterne ändert sich im Rhythmus der Umlaufzeit, wie die zweite der Animationen verdeutlicht. Die erste Animation zeigt die gleichmäßige Bewegung im seltenen Fall zweier Kreisbahnen.

Zwei Sterne umkreisen das gemeinsame Baryzentrum auf Kreisbahnen. Bei schräger Sicht auf die Bahnebene sehen sie allerdings wie Ellipsen aus.
Zwei Sterne umkreisen das gemeinsame Baryzentrum auf elliptischen Bahnen. Bei unterschiedlichen Massen bewegt sich der massereichere Stern auf einer entsprechend kleineren Ellipse.

Analog besteht ein Mehrfachstern (auch Mehrfachsystem oder Mehrfach-Sternsystem) aus drei oder mehr Sternen. Bei Dreifachsystemen wird ein Doppelstern von einem entfernten Begleiter umrundet, bei Vierfachsternen umkreisen sich meist zwei enge Doppelsterne (z.B. Epsilon Lyrae). Bei noch größeren Systemen gibt es mehrere Möglichkeiten, wie das System aufgebaut sein kann. Das größte bekannte System ist der Sechsfachstern Castor in den Zwillingen.

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. Vor 100 Jahren schätzte man den Anteil von Doppelsternen auf unter 20 Prozent. Bis zu Christian Mayer (1777) und Herschels Stellarstatistik hielt man sie nur für perspektivische Effekte.[1]

Typen von Doppelsternen[Bearbeiten]

Man unterscheidet folgende Arten von Doppelsternen:

  • Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne): zwei Sterne, die von der Erde aus in fast gleicher Richtung am Himmel erscheinen, die aber weit hintereinander stehen und sich gravitativ nicht beeinflussen. Bekannt ist das sehr auffällige Sternpaar α/β Centauri in nur 4° Winkelabstand, das den Südhimmel rings um das „Kreuz des Südens“ so reizvoll macht. Ihre wahre Entfernung beträgt allerdings über 500 Lichtjahre (Sonnenentfernung 4,3 und etwa 530 Lichtjahre).

Diese Art scheinbarer Doppelsterne – von denen es auch wesentlich enger stehende gibt – ist zwar für die Astrophysik kaum interessant, wohl hingegen für andere Bereiche der Sternkunde wie die Astrometrie (sehr unterschiedliche Eigenbewegung!), die Himmelsfotografie oder einfach für das freiäugige Beobachten des Sternhimmels.

Ein weiteres, aber noch nicht ganz geklärtes Beispiel ist der „Augenprüfer“ im Sternbild Großer Wagen, bestehend aus zwei Sternen in 11' Winkelabstand: der helleren Mizar (ζ¹ Ursae majoris, Entfernung 78 Lichtjahre) und dem draufsitzenden „Reiterlein“ Alkor (ζ² UMa, 81 Lichtjahre) in der Mitte der „Wagendeichsel“. Die beiden Sterne haben mit etwa 3 Lichtjahren einen Abstand, der weit über die Größe des Sonnensystems hinausgeht (6 Lichtstunden bis zum Pluto) und eher schon mit der Distanz zu unseren Nachbarsternen Proxima und α Centauri vergleichbar ist.
Ob die beiden Sonnen wirklich umeinander kreisen, ist wegen der schwierigen Messtechnik noch nicht völlig klar. Alkor nähert sich zwar dem größeren Mizar-Sternsystem (das seinerseits ein enger Doppelstern ist), doch könnte die relative Geschwindigkeit für dauerhafte Nähe zu groß sein (→ Hyperbelbahn). Im positiven Fall betrüge die gegenseitige Umlaufzeit etwa 1 Million Jahre. Der Doppelstern Mizar/Alkor ist bei normalem Sehvermögen gut mit bloßen Augen zu trennen – das „Reiterlein“ (2 Helligkeitsstufen schwächer) sitzt Mizar 0,19° nördlich auf.
  • Physische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme: zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ gebunden sind und sich nach den Kepler’schen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Die meisten physischen Doppelsternsysteme haben sich bereits während der Sternentstehung gebildet. Andere haben sich erst später durch Einfang unter Einwirkung mindestens eines weiteren Sterns zu einem gebundenen Doppelsternsystem vereint. Eingefangene Doppelsterne haben in der Regel aufgrund ihrer voneinander unabhängigen Entstehung unterschiedliche Alter und Metallizitäten. Je nach Abstand und Beobachtungsmethode unterscheidet man
    • visuelle Doppelsterne, die optisch (z.T. sogar freiäugig) beobachtbar sind; überwiegend sind es
    • teleskopische Doppelsterne, die nur im Fernrohr getrennt erscheinen (Winkelabstände von 0,1" bis etwa 100"). Die Umlaufzeiten sind meist einige Jahrzehnte bis Jahrhunderte;
    • spektroskopische Doppelsterne – sehr enge Paare, die nur anhand ihres Spektrums (→Dopplereffekt) erkennbar sind, Umlaufzeiten meist Tage bis Wochen;
    • fotometrische Doppelsterne, die sich periodisch verdecken und an ihrer Lichtkurve erkennbar sind;
    • astrometrische Doppelsterne, wo sich ein sehr lichtschwacher Begleiter nur an der leichten Wellenbewegung des Hauptsterns nachweisen lässt.
  • Geometrische Doppelsterne (räumliche Doppelsterne): Sterne, die einander räumlich nahe sind, aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten jedoch nicht aneinander gebunden sind und eine gemeinsame hyperbolische Bahn um ihren gemeinsamen Schwerpunkt beschreiben. Es handelt sich hierbei um das einmalige Ereignis einer Sternbegegnung, die beiden Sterne bilden also nur für eine begrenzte Zeit einen (geometrischen) Doppelstern und treffen sich danach möglicherweise nie wieder.
Ein mögliches Beispiel für einen geometrischen Begleiter ist Proxima Centauri, der mit Alpha Centauri eventuell nur ein geometrisches Doppelsystem bildet, wobei Alpha Centauri seinerseits ein physischer Doppelstern ist. Daten der Position und Relativgeschwindigkeit nach Hipparcos und Gliese liefern eine im Vergleich zur Fluchtgeschwindigkeit um ein Vielfaches höhere Relativgeschwindigkeit von Proxima zu den Hauptkomponenten, wonach Proxima nicht an Alpha Centauri gebunden sein kann.

Im Folgenden werden die physischen Doppelsterne behandelt.

Eigenschaften[Bearbeiten]

Künstlerische Darstellung eines Doppelsternsystems. Ein schwarzes Loch, der Überrest eines ehemals massereichen Sterns, akkretiert Gas der Atmosphäre seines Partners.

Über die Hälfte aller Sterne im Universum sind Teil eines Doppelsternsystems. Je nach Abstand der Sterne voneinander liegen die Umlaufzeiten von Doppelsternsystemen zwischen einigen Stunden (bei sehr nahen Sternen) oder vielen tausend Jahren. Der Abstand kann auch so gering sein, dass die Roche-Grenze unterschritten wird, sodass die beiden Sterne in materiellem Kontakt stehen oder Materie von einem zum anderen Stern strömen kann. Die Bedeutung der Doppelsterne für die Astronomie liegt darin, dass in ihrem Fall die Chance besteht, mit Hilfe der Kepler'schen Gesetze die Masse, den Durchmesser und die Dichte von Sternen zuverlässig zu ermitteln.

Der hellere der beiden Sterne eines Doppelsternsystems wird Hauptstern (oder Hauptkomponente) genannt und mit dem Buchstaben A bezeichnet, der lichtschwächere ist Begleiter und wird mit B bezeichnet.

Mehrfachsterne[Bearbeiten]

Ein physisches System aus mehr als zwei Sternen wird Mehrfachstern genannt. Meist entdeckt man Mehrfachsterne zunächst als Doppelstern. Die oft unsichtbaren Begleiter machen sich dann als Störungen der anderen Komponenten des Systems bemerkbar. Mehrfachsterne bestehen aus Untersystemen, die stets paarweise angeordnet sind. Die Untersysteme bestehen ihrerseits wieder aus Einzel- oder Doppelsternen.

Beispiele für Mehrfachsterne sind:

3 Komponenten
  • η Orionis: ein spektroskopischer Doppelstern mit einem fernen Begleiter, Umlaufzeit des Doppelsterns 8 Tage, des Begleiters um den Doppelstern 3470 Tage.
4 Komponenten
  • ξ Ursae Majoris: erscheint als Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 59,6 Jahren, jede Komponente enthält aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von 4 und 699 Tagen).
  • AB Doradus: erscheint als Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 1600 Jahren, jede Komponente enthält aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von einem und zweieinhalb Jahren).
  • Mizar: Es ist unklar, ob das Doppelsternsystem Alkor gravitativ an das Vierfachsternsystem gebunden ist, wobei es sich in dem Fall um ein Sechsfachsternsystem handeln könnte.
  • HD 98800 ist ein Vierfachsystem welches aus 2 Doppelsystemen besteht. Es enthält Staubscheiben und möglicherweise auch Planeten.
5 Komponenten
6 Komponenten

Einteilung nach Beobachtungsmöglichkeit[Bearbeiten]

Man kann Doppelsterne nach der Beobachtungsmöglichkeit einteilen:

  • Visuelle Doppelsterne
  • Spektroskopische Doppelsterne
  • Photometrische Doppelsterne (sie bilden eine Untergruppe der spektroskopischen Doppelsterne)
  • Astrometrische Doppelsterne (Sterne mit unsichtbarem Begleiter)

Visuelle Doppelsterne[Bearbeiten]

Visuelle Doppelsterne eignen sich gut, um das Auflösungsvermögen eines Fernrohrs zu bestimmen. Dazu wählt man eine Reihe von Doppelsternen mit jeweils etwa gleich hellen Sternen, deren Winkelabstand abnimmt. Nach Beobachtung mit einem gegebenen Gerät kann man feststellen, ab welchem Winkelabstand die Sterne nicht mehr getrennt wahrgenommen werden können.

Spektroskopische Doppelsterne[Bearbeiten]

Spektroskopische Doppelsterne sind optisch nicht mehr zu trennen und werden über Anomalien des Spektrums als solche erkannt. Bei ähnlicher Helligkeit überlagern sich die Spektren beider Sterne und bilden aufgrund unterschiedlichen Spektraltyps ein zusammengesetztes Spektrum. Ist der Helligkeitsunterschied beider Sterne jedoch größer als eine Größenklasse, so überstrahlt das Spektrum des Hauptsterns das Spektrum des Begleiters. In beiden Fällen zeigen periodische Verschiebungen der Spektrallinien infolge der periodisch veränderten Radialgeschwindigkeit der Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt (Dopplereffekt) an, dass es sich um ein Doppelsternspektrum handelt.

Photometrische Doppelsterne[Bearbeiten]

Animation eines bedeckungsveränderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve.[2][3]

Sie sind Bedeckungsveränderliche und verraten ihren Doppelsterncharakter durch periodischen Wechsel der Helligkeit. Die Bahnebene der Komponenten fällt also in die Sichtlinie zum Beobachter, sodass sich beide Sterne periodisch verdecken. Dieser Helligkeitswechsel lässt sich mit photometrischen Methoden messen.

Astrometrische Doppelsterne[Bearbeiten]

Die astrometrischen Doppelsterne verraten ihre Natur infolge periodisch veränderter Positionen relativ zu anderen Sternen in der Sichtlinie. Diese Positionsänderungen überlagern sich mit der Eigenbewegung des beobachteten Sterns und werden durch den Umlauf um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einem nicht sichtbaren Begleiter verursacht. Mit dieser Methode werden auch extrasolare Planeten gesucht.

Entstehung[Bearbeiten]

Mit dem Drehimpuls einer gravitativ kollabierenden interstellaren Wolke steigt auch die Wahrscheinlichkeit für die Bildung eines Doppelsternsystems anstelle eines Einzelsterns. Man vermutet heute, dass Sterne in größeren Wolken („Brutgebiete“) gruppenweise entstehen. Es besteht dabei eine große Wahrscheinlichkeit, dass solche nahe beieinander befindlichen Sterne sich zu einem System verbinden.

Darüber hinaus besteht die Möglichkeit, dass im Rahmen von Drei-Körper-Begegnungen, bei denen ein Stern einen Zuwachs an kinetischer Energie erfährt, die beiden anderen gravitativ gebunden zurückbleiben.

Geschichte[Bearbeiten]

Bereits im Altertum wurden Doppelsterne vermutet. Der Sternkatalog des Ptolemäus (um 150 n. Chr.) verzeichnet den Doppelstern ν1 und ν2 Sagittarii: „Der Stern am Auge [des Schützen], der neblig und doppelt ist“. Hierbei handelt es sich jedoch nicht um einen physischen Doppelstern.

Die Erfindung des Fernrohrs machte dann die Auflösung von Doppelsternen möglich. Erstmals beschreibt Johann Baptist Cysat 1619 eine entsprechende Beobachtung.

Der Mannheimer Hofastronom Christian Mayer beschreibt ab 1775 Doppelsterne als physikalisch zusammengehörige Objekte, die er „Fixsterntrabanten“ nennt, und veröffentlicht 1779 den ersten Doppelsternkatalog. In den folgenden Jahren ist auch die Bezeichnung „Doppeltstern“ gebräuchlich. Wilhelm Herschel bestätigt die Existenz physischer Doppelsterne um 1800 und führt den in der Astronomie gebräuchlichen Fachbegriff binary star ein. Für das Sternpaar 61 Cygni berechnete Friedrich Wilhelm Bessel 1812 erstmals eine Sternparallaxe.

Planeten in Doppelsternsystemen[Bearbeiten]

Auch in Doppelsternsystemen kann es Exoplaneten geben. Es gibt dabei zwei Typen von Planetenbahnen: Planeten vom „S-Typ“ umkreisen nur einen der beiden Sterne und werden vom anderen Stern praktisch nicht beeinflusst, da der andere Stern zu weit entfernt und/oder zu massearm ist. Planeten vom „P-Typ“ umkreisen beide Sterne weit außen, so als ob sie ein einziger Stern wären. Je nach Konstellation der Sterne gibt es Zonen für S- und P-Typen von Planeten.[4] Es wurden in den letzten Jahren bereits einige Exoplaneten in Doppelsternsystemen entdeckt, und unser nächster Doppelstern, Alpha Centauri, gilt sogar als potentieller Kandidat für Planeten, die theoretisch Leben beherbergen könnten.[5] Das Weltraumteleskop Kepler hat im Jahr 2012 um das Doppelsternsystem Kepler-47 sogar gleich zwei Exoplaneten auf stabilen Umlaufbahnen um ein Doppelsternsystem entdeckt.[6]

Einer 2014 von der NOAO veröffentlichten Studie zufolge besitzen Doppelsternsysteme etwa genauso häufig Exoplaneten wie Systeme mit nur einer Sonne. [7]

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • James Mullaney: Double and multiple stars and how to observe them. Springer, New York 2005, ISBN 1-85233-751-6
  • D.Vanbeveren, (et al.): 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
Katalog visueller Doppelsterne
  • H. M. Jeffers u. a.: Index Catalogue of Visual Double Stars 1961.0 (IDS)
  • S. W. Burnham: General Catalogue of Double Stars. (BDS)
  • B. D. Mason, G. L. Wycoff, W. I. Hartkopf: Washington Double Star Catalog 2006.5 (WDS)
Katalog spektroskopischer Doppelsterne
  • R. E. 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.)
  • F. B. Wood: A Finding List for Observers of Eclipsing Variables (Univ. of Pennsylvania 1963, 9 Bde.).

Weblinks[Bearbeiten]

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

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. Friedrich Becker: Geschichte der Astronomie, p.103ff, BI-Hochschultaschenbuch 298, Mannheim 1968
  2. D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, Sky & Telescope (October 1989, p.410)
  3. Eclipsing Binary Simulation (Version vom 20. Dezember 2008 im Internet Archive), Cornell Astronomy (Webarchiv)
  4. Siehe z.B. Stability of Planetary Orbits in Double Stars.
  5. P.A. Wiegert and M.J. Holman: The Stability of Planets in the Alpha Centauri System.. In: The Astronomical Journal. 113, 1997, S. 1445 – 1450.
  6.  Jerome Orosz et al.: Kepler-47: A Transiting Circumbinary Multiplanet System. In: Science. 337, 2012, S. 1511-1514, arXiv:1208.5489, doi:10.1126/science.1228380.
  7. Elliott Horch: NOAO: Half of all Exoplanet Host Stars are Binaries. NOAO, 3. September 2014, abgerufen am 6. September 2014.