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Doppelsterne

Astronomie und Astrophysik, Bezeichnung für zwei Sterne, die an der Himmelssphäre so eng beieinander stehen, dass sie meist nur mit Hilfe eines Fernrohres getrennt werden können. Bei den meisten dieser Sternpaare handelt es sich um eine scheinbare Nachbarschaft zweier Sterne, die im Raum weit voneinander entfernt stehen (optische Doppelsterne). Im Gegensatz dazu bilden in physischen Doppelsternen die Komponenten auf Grund ihrer gegenseitigen Massenanziehung eine physische Einheit. Die massereichere Komponente oder, wenn diese nicht feststellbar ist, die hellere Komponente, wird als Hauptstern bezeichnet und wird scheinbar von der masseärmeren bzw. lichtschwächeren Komponente (Begleiter) umkreist. In Wahrheit laufen aber beide Sterne auf elliptischen Bahnen um das gemeinsame Schwere- oder Baryzentrum.

Optische und physische Doppelsterne gehören zur Gruppe der visuellen Doppelsterne, da sie mit visuellen Mitteln (Teleskop usw.) getrennt werden können. Handelt es sich um sehr enge Doppelsterne, so lässt sich der Doppelsterncharakter nur durch besondere physikalische Methoden nachweisen, nach denen sich traditionsgemäss die Doppelsterne in Gruppen einteilen lassen: Bei astrometrischen Doppelsternen ist es alleine die Registrierung einer periodischen Schwingung in der Eigenbewegung eines von einem unsichtbaren Begleiter umlaufenden Sterns (z.B. Sirius), während photometrische Doppelsterne (Bedeckungsveränderliche) nur dadurch identifiziert werden können, dass bei ihnen eine Komponente die andere verdeckt und so periodische Helligkeitsschwankungen verursacht. Röntgendoppelsterne lassen sich durch die von ihnen ausgehende Röntgenstrahlung identifizieren, die dadurch zustande kommt, dass von einem gewöhnlichen, massereichen Stern mit ausgedehnter Atmosphäre Materie auf die Oberfläche eines kleineren, aber sehr dichten Begleitsterns (meist ein Neutronenstern) herüberströmt (Akkretion) und dabei derart aufgeheizt wird, dass es zur Aussendung von Röntgenstrahlen kommt. In spektroskopischen Doppelsternen schliesst man auf Grund von Änderungen der Spektrallinien auf die Anwesenheit einer weiteren Komponente: da beide Sterne ihr gemeinsames Massenzentrum umkreisen, nähert sich uns eine der Komponenten, während sich die andere von uns entfernt. Wegen des Doppler-Effekts führt dies zu einer periodischen Blau- bzw. Rotverschiebung der Spektrallinien. Je grösser das Verhältnis der Linienintensitäten ist, desto unterschiedlicher sind auch die Helligkeiten der Sterne. Im Extremfällen sind nur die Spektrallinien der helleren Komponente sichtbar. Ein anderes Klassifikationssystem benutzt als Kriterium den relativen Abstand der Komponenten voneinander: in getrennten Systemen haben die Komponenten einen so grossen Abstand, dass deren physikalischer Zustand völlig unbeeinflusst von der jeweiligen anderen Komponente ist. In halbgetrennten Systemen ist der Abstand so klein, dass Masse von einer Komponenten zur anderen fliesst, wodurch sowohl der physikalische Aufbau als auch die Entwicklung der Komponenten durch die Anwesenheit des anderen Sterns beeinflusst wird und anders verläuft, als wenn beide Sterne Einzelsterne wären (siehe auch kataklysmische Veränderliche). In Kontaktsystemen stehen beide Komponenten so nahe und in einem so starken Massenaustausch, dass sie praktisch eine gemeinsame äussere Hülle haben. [GR1]

Doppelsterne

Doppelsterne 1:  Die Teilabbildungen a bis d zeigen die Bewegungsverhältnisse eines spektroskopischen Doppelsternsystems mit den zu diesen Zeitpunkten gemessenen Spektren: normale Lage der Linien (Stellung C) und nach Violett (Stellung A) bzw. nach Rot verschobene Linien (Stellung B) (Linienverdopplung).

Doppelsterne

Doppelsterne 2: Schema eines getrennten (a) und eines halbgetrennten (b) Doppelsternsystems sowie eines Kontaktsystems (c). Die masseerfüllten Volumina sind schraffiert gezeichnet. Die beide Komponenten einhüllende Linie stellt einen Schnitt durch die kritische Roche-Fläche dar.

 

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