Doppelstern

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Dieser Artikel oder Abschnitt wird gerade im größeren Maße bearbeitet oder ausgebaut. Warte bitte mit Änderungen, bis diese Markierung entfernt ist, oder wende dich an den Bearbeiter, um Bearbeitungskonflikte zu vermeiden.

Dieser Baustein sollte nur für kurze Zeit – in der Regel einen Tag oder wenige Tage – eingesetzt und dann wieder entfernt werden. Kontinuierliche Weiterarbeit am Artikel sollte erkennbar sein.

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.

Als Doppelstern bezeichnet man zwei Sterne, die am Himmel nahe beisammen stehen (also von der Erde aus gesehen einen geringen Winkelabstand aufweisen). Die meisten bilden eine physische Einheit, kreisen also um den gemeinsamen Schwerpunkt. Aus dieser Bewegung lässt sich die genaue Masse der beiden Sterne bestimmen, was als "Eichmethode" für die Astrophysik von großer Bedeutung ist.

Doppelsterne, die sich im Fernrohr nicht mehr trennen lassen, können spektroskopisch oder an ihrer Bewegung erkannt werden.

Begrifflichkeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bei einem „echten“ (physischen) Doppelstern (auch Doppelsternsystem,[1] englisch binary star) sind die Einzelsterne gravitativ aneinander gebunden und umkreisen periodisch den gemeinsamen Schwerpunkt mit Umlaufzeiten zwischen Bruchteilen eines Tages und vielen Jahrtausenden. Bei den sogenannten teleskopischen (im Fernrohr als Sternpaar erscheinenden) Doppelsternen sind die Perioden überwiegend im Bereich von 50 bis 500 Jahren. Bei der 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.

Bei den scheinbaren, nur optischen Doppelsternen stehen hingegen die Einzelsterne in keinem physikalischen Zusammenhang und haben sehr unterschiedliche Entfernungen zur Erde. Optische Doppelsterne sind als Zufallserscheinung nur für Amateurbeobachter von Interesse; in Fachveröffentlichungen wird daher der Begriff „Doppelstern“ durchgehend in der Bedeutung „physischer Doppelstern“ verwendet.[2] Hier wird für die nur gemeinsam im Gesichtsfeld stehenden, Sterne allenfalls der Begriff „Vordergrund-“ bzw. „Hintergrundstern“ verwendet.

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 komponentenreichste bekannte System ist der Sechsfachstern Castor in den Zwillingen.

Geschichte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bis zu Christian Mayer (1777) und Wilhelm Herschels Stellarstatistik (ab 1780)[3] hielt man Doppelsterne nur für perspektivische Effekte. Gegen Ende des 19. Jahrhunderts schätzte man den Anteil von sich umkreisenden Doppelsternen auf knapp 20 Prozent aller Fixsterne. Nach heutiger Erkenntnis sind jedoch 60 bis 70 % aller Sterne unserer Milchstraße Teil von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen, was mit den physikalischen Bedingungen bei der Sternentstehung zusammenhängt. Nur in engen Sternhaufen sind sie wegen gegenseitiger Bahnstörungen seltener.[4]

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“ - aber kein physischer Doppelstern nach heutigem Verständnis (in der damaligen Vorstellung einer Fixsternsphäre war kein Unterschied zwischen optisch und physisch zu erwarten). Das Sternpaar Mizar/Alkor im Großen Wagen war ebenfalls bekannt und Gegenstand von Mythen.

Die Erfindung des Fernrohrs machte dann die Entdeckung vieler Doppelsterne möglich. Die erste solcher Beobachtungen ist von Johann Baptist Cysat 1619 überliefert. Der Mannheimer Hofastronom Christian Mayer beschrieb ab 1777 Doppelsterne als physikalisch zusammengehörige Objekte. Seine sogenannten „Fixsterntrabanten“ bezweifelten andere Astronomen jedoch. Mayer veröffentlichte 1779 den ersten Doppelsternkatalog mit 72 Objekten samt ihren Abständen und Himmelskoordinaten.[5]

Dass der seit 1667 bekannte „BedeckungsveränderlicheAlgol auch ein Doppelstern sein könnte, vermutete 1782 John Goodricke. Er beobachtete sehr genau die Periode des Lichtwechsels (2,87 Tage) und vermutete das Verdecken durch einen großen Körper oder eine ungleichmäßige Oberfläche mit Flecken, ähnlich denen auf der Sonne.[6] In einem Brief von John Michell an Henry Cavendish im Juli 1783 wurde das Phänomen mit zwei unterschiedlichen Sternen erklärt.[7]

Wilhelm Herschel bestätigte die Existenz physischer Doppelsterne um 1800, als er an vier von ihnen die in 20 Jahren erfolgte Bahnbewegung feststellte. Damit kann er als eigentlicher "Entdecker der Doppelsterne" gelten, - obwohl schon früher Johann Heinrich Lambert, John Mitchell oder Christian Mayer ähnliche Gedanken hatten.

Herschel führte den in der englischsprachigen Astronomie gebräuchlichen Fachbegriff binary star ein (im Deutschen war zeitweilig auch die Bezeichnung „Doppeltstern“ gebräuchlich). Sein erster Doppelsternkatalog (1782) enthielt 269 Objekte, die er bis 1803 auf 850 erhöhte. Ab nun befassten sich immer mehr Astronomen mit ihnen und konnten damit die Gültigkeit von Newtons Gravitationsgesetz bis in große Entfernungen nachweisen.

Friedrich Wilhelm Struve nahm 1824 bis 1837 mikrometrische Messungen an 2.714 Doppelsternen vor. 1827 veröffentlichte er den Catalogus novus stellarum duplicium, erweitert 1837 um Stellarum duplicium et multiplicium. Bis 1880 waren nur Systeme ab 0,5" Winkeldifferenz gut zu vermessen, doch mit den neuen Riesenteleskopen von Wien und Pulkowo konnte diese Grenze halbiert werden. Sherburne Burnham senkte sie 1890 am 91-cm-Refraktor der Lick-Sternwarte sogar auf 0,16".[8]

Ein großer Fortschritt war 1889 der Nachweis enger Sternpaare durch ihre periodische Verschiebung von Spektrallinien zufolge des Dopplereffekts. Sie werden heute als spektroskopische Doppelsterne bezeichnet. Solche Linienverschiebungen waren anfangs nur bei hellen Sternen wie Mizar, Spica, Algol und Beta Aurigae beobachtbar.

Doch um 1895 waren schon 11.000 Doppelsterne bekannt, davon 800 mit genau vermessenen Bahnen. Etwa 50 erwiesen sich als Vierfach- bis Sechsfachsterne, zum Teilmit sehr exzentrischen Bahnen. Thomas See modifizierte 1893 die Kant-Laplace-Hypothese, um die Entstehung der Doppel- und Mehrfachsternsysteme aus einem Urnebel und rotierenden Gleichgewichtsfiguren zu erklären.[9]

Damals sind auch mehrere Sterne als Mehrfachsysteme publiziert worden, die sich später nicht bestätigt haben -- z.B. Gemma, α Delphini oder o Orionis. Um die Jahrhundertwende war die Spektroskopie noch nicht so ausgereift, dass Einspektren-Verschiebungen von anderen Anomalien nicht sicher unterschieden werden konnten.

Für das Sternpaar 61 Cygni berechnete Friedrich Wilhelm Bessel 1838 erstmals eine Sternparallaxe, wobei zwei günstig gelegene Hintergrundsterne eine besonders präzise Messreihe ermöglichten.

Typen von Doppelsternen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Man unterscheidet folgende Arten von Doppelsternen:

Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.

Geometrische Doppelsterne (räumliche Doppelsterne)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.

Einteilung nach Beobachtungsmethode[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Man kann Doppelsterne nach der Beobachtungsmöglichkeit einteilen:

Visuelle Doppelsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

... sind optisch (z. T. sogar freiäugig) beobachtbar; überwiegend sind es ...

Teleskopische Doppelsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

... die erst im Fernrohr getrennt zu sehen sind (Winkelabstände von 0,1″ bis etwa 100″). Die Umlaufzeiten sind meist einige Jahrzehnte bis Jahrhunderte. Aus der Bewegung lassen sich die Bahnelemente bestimmen. Die Sternpaare eignen sich auch, um das Auflösungsvermögen eines Fernrohrs zu bestimmen. Dazu wählt man eine Reihe von Doppelsternen mit ähnlich hellen Komponenten, aber abnehmendem Winkelabstand. Die Beobachtungsreihe am Teleskop ergibt, ab welcher Distanz die Sterne nicht mehr trennbar sind.

Spektroskopische Doppelsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

... umkreisen sich so eng, dass sie im Teleskop nicht mehr trennbar sind. Sie verraten sich durch Anomalien in ihrem Linienspektrum bzw. einen periodischen Dopplereffekt: Wenn sich ein Stern auf uns zu bewegt, entfernt sich der andere. Im gemeinsamen Spektrum spalten sich dann die Spektrallinien nach Blau und Rot auf und man kann sogar ihre Radialgeschwindigkeit messen.
Bei ähnlicher Helligkeit überlagern sich die beiden Farbbänder zu einem gemischten Spektraltyp. Ist jedoch der Helligkeitsunterschied beider größer als eine Magnitude, so überstrahlt das Spektrum des Hauptsterns das des Begleiters und die Linienverschiebung ist nur nach einer Seite feststellbar.
Die Umlaufzeiten dieser engen Paare sind einige Stunden bis Wochen. Periodischen Linienverschiebungen wurden erstmals 1889 bei den Sternen Mizar, Spica, Algol und Beta Aurigae nachgewiesen.

Fotometrische (bedeckungsveränderliche) Doppelsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Animation eines bedeckungsveränderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve.[10][11]

... sind Bedeckungsveränderliche und verraten ihren Doppelsterncharakter durch periodischen Wechsel der Helligkeit. Die Bahnebene der Komponenten fällt annähernd in die Sichtlinie zum Beobachter, sodass sich beide Sonnen periodisch verdecken. Dieser Helligkeitswechsel lässt sich mittels Fotometrie messen. Aus den Besonderheiten der Lichtkurve kann neben der Leuchtkraft meist auch die Durchmesser beider Sterne bestimmt werden.

Astrometrische Doppelsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

... verraten ihre Natur durch periodisch Positionsänderungen relativ zu anderen Sternen im Hintergrund. Diese Änderungen überlagern sich mit der Eigenbewegung des beobachteten Sterns zu einer Art Schlangenlinie und werden durch den Umlauf um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einem nicht sichtbaren Begleiter verursacht. Mit dieser Methode werden auch extrasolare Planeten gesucht.

Röntgen-Doppelsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

... sind halbgetrennte Systeme mit einem Neutronenstern. Das zu ihm überfließende Materie wird so stark beschleunigt, dass sie Röntgenlicht aussendet, wenn sie auf die Akkretionsscheibe des Neutronensterns trifft.

Eigenschaften physischer Doppelsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Über die Hälfte aller Sterne unserer Milchstraße (möglicherweise sogar 70 %) sind Teil eines Doppelsternsystems. Bis zur Entfernung von 20 Lichtjahren sind es rund 60 %.

Der hellere der beiden Sterne wird Hauptkomponente oder Hauptstern genannt und mit dem Buchstaben A bezeichnet, der lichtschwächere heißt Begleiter und wird mit B bezeichnet.

Von den Spektralklassen sind alle vertreten, mit einem leichten Überhang von A bis G, bei spektroskopischen Paaren von B bis F [12]. Hinsichtlich Leuchtkraft, räumlicher Verteilung und Bewegung gibt es keine Unterschiede zu Einzelsternen. Wie diese sind die meisten Hauptreihensterne, doch auch Systeme mit 1 oder 2 Riesen sind vertreten.

Je nach Abstand der Sterne voneinander liegen die Umlaufzeiten

  • bei engen, spektroskopischen Paaren meist zwischen einigen Stunden und Wochen,
  • bei teleskopischen überwiegend bei Jahren bis Jahrhunderten,
  • mit Extremfällen von Jahrtausenden (z.B. beim "Augenprüfer" im Grußen Wagen), wo aber die Bahnen und Zugehörigkeiten nicht immer geklärt sind.

Der Abstand kann auch so gering sein, dass die Roche-Grenze unterschritten wird, sodass die beiden Sonnen sich fast berühren und Materie von einer zur anderen strömen kann.

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

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. Besonders genau gelingt dies bei genau messbarer Radialgeschwindigkeit und bei fotometrischen Doppelsternen.

Entstehung[Bearbeiten | Quelltext 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.

Mehrfachsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Ein physisches System aus mehr als zwei Sternen wird Mehrfachstern genannt. Meist entdeckt man Mehrfachsterne zunächst als Doppelstern. Die oft bis dahin nicht beobachteten oder nicht als solche erkannten 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
  • ε Hydrae
  • 1SWASP J093010.78+533859.5, bestehend aus zwei etwa 140 AE voneinander entfernten engen Paaren, die beide bedeckungsveränderlich sind; eines dieser Paare wird von einem weiteren Stern umrundet.[13][14]
6 Komponenten

Planeten in Doppelsternsystemen[Bearbeiten | Quelltext 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.[15] 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.[16] Das Weltraumteleskop Kepler hat im Jahr 2012 um das Doppelsternsystem Kepler-47 sogar gleich zwei Exoplaneten auf stabilen Umlaufbahnen um ein Doppelsternsystem entdeckt.[17]

Einer 2014 von der NOAO veröffentlichten Studie zufolge besitzen Doppelsternsysteme etwa genauso häufig Exoplaneten wie Systeme mit nur einer Sonne.[18]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  • Wulff Dieter Heintz: Doppelsterne. Serie Das wissenschaftliche Taschenbuch Band 30, 200p., 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, (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
  • Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: ABC-Lexikon Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1999.
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 | Quelltext bearbeiten]

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

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  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, H. J. 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. J.S.Schlimmer: Friedrich Wilhelm Herschel und die Doppelsterne. April 2006, abgerufen am 17. März 2015 (private Webseite).
  4. Friedrich Becker: Geschichte der Astronomie, p.103ff, BI-Hochschultaschenbuch 298, Mannheim 1968
  5. „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@epsilon-lyrae.de ; Christian Mayer’s Double Star Catalog of 1779.@jdso.org (PDF 347 KB), abgerufen 7. Mai 2016
  6. The Philosophical Transactions of the Royal Society of London, from Their Commencement in 1665 to the Year 1800. veröffentlicht 1809, S. 456ff (Erklärung S. 459); Magazin für das Neueste aus der Physik und Naturgeschichte. Band 2, 2. St., Gotha 1783, S. 160f
  7. Russell McCormmach: Weighing the World: The Reverend John Michell of Thornhill. Verlag Springer Science & Business Media, 2011, S. 360 Mitte
  8. Ladislaus Weinek: Atlas der Himmelskunde, Verlag Hartleben, Wien-Pest-Leipzig 1898, S. 145–146.
  9. Ladislaus Weinek: Atlas der Himmelskunde, Verlag Hartleben, Wien-Pest-Leipzig 1898, S. 147.
  10. D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, Sky & Telescope (October 1989, S. 410)
  11. NAAP Astronomy Labs – Eclipsing Binary Stars – Eclipsing Binary Simulator
  12. Zimmermann/Weigert, Lexikon der Astronomie p.55-56, Spektrum 1999
  13. M. E. Lohr, A. J. Norton, E. Gillen, R. Busuttil, U. C. Kolb, S. Aigrain, A. McQuillan, S. T. Hodgkin, E. González: The doubly eclipsing quintuple low-mass star system 1SWASP J093010.78+533859.5. In: Astronomy & Astrophysics manuscript no. 25973. 27. April 2015, abgerufen am 8. Juli 2015 (PDF).
  14. Exotisches Fünffach-Sternsystem entdeckt – Seltene Konstellation verursacht regelmäßige Sternenbedeckungen. scinexx.de, 8. Juli 2015, abgerufen am 8. Juli 2015.
  15. Siehe z. B. Stability of Planetary Orbits in Double Stars.
  16. 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.
  17. Jerome Orosz et al.: Kepler-47: A Transiting Circumbinary Multiplanet System. In: Science. Band 337, 2012, S. 1511–1514, doi:10.1126/science.1228380, arxiv:1208.5489.
  18. Elliott Horch: NOAO: Half of all Exoplanet Host Stars are Binaries. NOAO, 3. September 2014, abgerufen am 6. September 2014.