dobbeltstjerner

Dobbeltstjerner. Fremstilling av Sirius’ bevegelse (sett fra Solen) fra rundt år 1900 til rundt 1980. Stiplet linje (I–I) er det felles tyngdepunkts bane. De to komponentene beveger seg relativt til hverandre i elliptiske baner om det felles tyngdepunktet.

Av /Store norske leksikon ※.

Dobbeltstjerner er stjernepar med liten innbyrdes vinkelavstand. Noen er såkalte optiske dobbeltstjerner, hvor stjernene ser ut til å være nær hverandre bare fordi de sees i samme retning. Flesteparten av dobbeltstjernene er fysiske eller visuelle, det vil si de to stjernene befinner seg nær hverandre i rommet.

Posisjonsbestemmelse

Dobbeltstjernenes relative posisjon angis ved vinkelavstanden mellom komponentene og posisjonsvinkelen. Denne siste er den vinkel stjernenes forbindelseslinje danner med deklinasjonssirkelen gjennom hovedstjernen. Den måles i grader og regnes fra nord over øst, sør og vest fra 0 til 360.

Utmålingen skjer enten fotografisk eller direkte ved hjelp av mikrometer. Tette par kan bare måles på sistnevnte måte, spesielt er dette tilfelle hvis det er stor forskjell i stjernenes lysstyrke; da er de vanskeligere å oppløse enn når komponentene er like klare.

Historie

Det systematiske studiet av dobbeltstjerner ble innledet med Christian Mayers observasjoner i Mannheim. I 1781 utgav han den første katalog over dobbeltstjerner; den inneholdt beskrivelse av 89 stjernepar.

Etter hvert som kikkertene ble større og bedre, oppdaget man stadig flere, og i 1982 var antallet oppe i over 75 000.

William Herschel, John Herschel, Wilhelm Struve, Otto Struve, Sherburne Wesley Burnham, Robert Grant Aitken og Robert Thorburn Ayton Innes er alle kjent for sine oppdagelser av dobbeltstjerner.

Typer

Noen er såkalte optiske dobbeltstjerner. Her står stjernene nær hverandre bare fordi de sees i samme retning, mens avstandene i rommet kan være svært forskjellig.

Flesteparten av dobbeltstjernene er fysiske, det vil si at de to stjernene befinner seg så nær hverandre i rommet at de holdes sammen ved gjensidig gravitasjonspåvirkning og beveger seg i lukkede baner omkring det felles tyngdepunkt. Disse kalles visuelle dobbeltstjerner.

De to typene kan bare skilles fra hverandre gjennom lengre tids observasjoner. I en optisk dobbeltstjerne vil de to komponentene på grunn av forskjellig egenbevegelse flytte seg rettlinjet i forhold til hverandre. Som regel kreves det mange år før banen for en visuell dobbeltstjerne kan bestemmes, da tiden for et omløp kan være meget lang, ofte flere tusen år. Man har beregnet banene for vel 700 visuelle dobbeltstjerner, og perioden ligger stort sett mellom 2 og 200 år.

Spektroskopiske dobbeltstjerner

Selv når to stjerner står for tett sammen til at de kan sees atskilt i kikkert, vil ofte den gjensidige bevegelsen om tyngdepunktet røpe at stjernen er dobbelt.

Hvis omløpstiden er tilstrekkelig kort, og baneplanet ikke står vinkelrett på synslinjen, vil nemlig den relative radialhastigheten bli stor nok til at forskjellen mellom dopplerforskyvningene (se dopplereffekt) av linjene i de to spektra kan måles.

Omkring 2000 spektroskopiske dobbeltstjerner er katalogisert, men man har kjente baner for mindre enn halvparten av dem. Perioder så korte som to timer er observert.

Fotometriske dobbeltstjerner

Fotometriske dobbeltstjerner, eller formørkelsesvariable stjerner, er to stjerner som beveger seg rundt et felles tyngdepunkt og har baneplanet orientert slik at komponentene vekselvis formørker hverandre. I enkelte tilfeller vil en dobbeltstjerne gi seg til kjenne ved at stjernen har periodisk variabel lysstyrke. Under omløpet om tyngdepunktet i systemet skygger en komponent for lyset fra den andre, og man får en formørkelse. Man kjenner til flere enn 1000, men bare for omkring 200 av dem har man godt bestemte baner.

Etter lysvariasjonen (som avhenger av komponentenes form, relative avstand med mer) deles disse stjernene inn i tre grupper som er oppkalt etter prototypene: Algol-stjerner, β Lyrae-stjerner og W Ursae Majoris-stjerner.

Astrometriske dobbeltstjerner

Astrometriske dobbeltstjerner er av to typer:

  • Komponentene står langt fra hverandre, omløpstiden er stor, og relativ bevegelse kan ikke påvises, men dobbeltstjernekarakteren kan fastslås ved at stjernene har samme egenbevegelse og avstand.
  • Den lyssvakeste komponent kan ikke observeres. Den andre komponent vil gå i en slangeformet bane over himmelen, og det felles usynlige tyngdepunktet vil bevege seg rettlinjet.

Fra studier av dobbeltstjernebaner får man opplysninger om komponentenes dimensjoner, masse og avstand. En fysisk dobbeltstjerne faller ofte inn under to eller flere grupper: Algol er for eksempel både spektroskopisk og fotometrisk dobbeltstjerne. Minst 50 prosent av alle stjerner tilhører dobbelte eller flerdobbelte systemer.

Les mer i Store norske leksikon

Kommentarer

Kommentaren din publiseres her. Fagansvarlig eller redaktør svarer når de kan.

Du må være logget inn for å kommentere.

eller registrer deg