dobbeltstjerner (fremstilling av Sirius' bevegelse) (bilde)

Dobbeltstjerner, stjernepar med liten innbyrdes vinkelavstand.

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 stjernene har meget forskjellig lysstyrke; da er de vanskeligere å oppløse enn når komponentene er like klare.

Det systematiske studiet av dobbeltstjerner ble innledet med Chr. 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. W. og J. Herschel, W. og O. Struve, S. W. Burnham, R. T. A. Innes og R. G. Aitken er alle kjent for sine oppdagelser av dobbeltstjerner.

Noen er såkalte optiske dobbeltstjerner. Her står stjernene nær hverandre bare fordi de sees i samme retning, mens avstandene i rommet kan være meget forskjellig. Flesteparten av dobbeltstjernene er fysiske, dvs. 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 pga. 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.

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 radialhastighet 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 2 timer er observert.

Fotometriske dobbeltstjerner (formørkelsesvariable). 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 flere enn 1000, men bare for omkring 200 av dem har man godt bestemte baner. Etter lysvariasjonen (som avhenger av komponentenes form, relative avstand m.m.) deles disse stjernene inn i tre grupper som er oppkalt etter prototypene: Algol-stjerner, β Lyrae-stjerner og W Ursae Majoris-stjerner.

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. Eller, den lyssvakeste komponent kan ikke observeres. Den andre komponent vil gå i en slangeformet bane over himmelen (det felles usynlige tyngdepunkt 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 f.eks. både spektroskopisk og fotometrisk dobbeltstjerne. Minst 50 prosent av alle stjerner tilhører dobbelte eller flerdobbelte systemer.

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål til artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.