dobbeltstjerne (original) (raw)

De to stjerner er i kredsløb om hinanden, med en periode på ca. 80 år. Tilsammen kredser de om en tredje stjerne - Proxima Centauri - med en periode på omtrent en halv millioner år. De to stjerner er kraftig overeksponerede i dette billede fordi systemet er tæt på - et af de nærmeste stjernesystemer. De kraftige kors skyldes diffraktion af lyset på grund af teleskopets brug af en korsformet holder til kameraet inde i lysgangen. De to stjerner er ikke i en geometri der fører til formørkelser, men deres indbyrdes bevægelse kan ses i fotografier af denne type, taget over en årrække.

Dobbeltstjernesystem bestående af en mindre, klarere stjerne og en større, mørkere. To gange under omløbet formørker de hinanden, set fra iagttageren. Derved falder den samlede lysstyrke, mest når den mørkeste stjerne er forrest (se lyskurven i midten). Under omløbet varierer stjernernes hastighed i synslinjens retning som vist ved de nederste kurver, idet en positiv hastighed angiver en bevægelse bort fra iagttageren.

Dobbeltstjerner er et stjernesystem, der består af to stjerner, som af tyngdekraften bliver fastholdt i baner om det fælles tyngdepunkt.

Tidligere blev udtrykket 'dobbeltstjerner' også anvendt om stjerner, som blot tilfældigt ses i nær samme retning.

Dobbeltstjerner er hyppigt forekommende: Ca. halvdelen af alle stjerner hører til et dobbeltstjernesystem.

Tre observationsmetoder

Banebevægelsen i en dobbeltstjerne kan observeres på tre måder, og ud fra de tre observationsmetoder grupperes dobbeltstjerner traditionelt i visuelle, spektroskopiske og formørkende systemer. Betegnelserne karakteriserer dog i højere grad observatøren end objektet. Kort om de tre observationsmetoder:

En direkte observation af de to stjerners bevægelse på himlen (visuel metode)
Observations af en periodisk ændring i stjernernes radialhastigheder, hvilket kan måles ved dopplereffekten i dobbeltstjernens spektrum (spektroskopisk metode)
Ved at de to stjerner formørker hinanden, hvis synslinjen fra Jorden tilfældigvis ligger næsten i banens plan (formørkende metode).

Systemernes natur og udvikling

Mere interessant er de egenskaber, som er bestemmende for systemernes natur og udvikling: Dobbeltstjerner gennemgår som andre stjerner en udvikling (se stjerne og stjerneudvikling), og spørgsmålet er, om de to stjerner i systemet påvirker hinandens udvikling væsentligt.

Dobbeltstjerner med stor afstand

Er stjernerne vel adskilte med en indbyrdes afstand meget større end stjernernes diameter, påvirker de kun hinanden med relativt svage og ensartede tyngdekræfter, og de udvikler sig, som de ville have gjort hver for sig.

Disse dobbeltstjerner er nyttige i studiet af enkeltstjerner, idet deres masser kan bestemmes ud fra banebevægelserne. Hvis der desuden observeres formørkelser, kan stjernernes diametre bestemmes.

Den mest pålidelige viden om stjernernes masser og radier stammer fra sådanne dobbeltstjerner. For ca. 100 stjerner er både masser og radier bestemt på denne måde med en nøjagtighed på 1-2%.

Dobbeltstjerner med lille afstand

I de senere faser af en stjernes udvikling udvider den sig kraftigt. I dobbeltstjerner med relativt lille afstand mellem stjernerne kan deres overflader under udviklingen derfor komme så nær hinanden, at materiale fra én stjerne indfanges af den anden, såkaldt accretion. Afhængigt af omfanget af denne stofudveksling kan stjernens udvikling ændres fra næsten umærkeligt til katastrofalt. I sidstnævnte tilfælde kan resultatet blive objekter, som er ukendte blandt enkeltstjerner.

Massetransport ved stjernevind (Algolvariable)

Foregår massetransporten alene ved en stjernevind (et kraftigere modstykke til solvinden), kan modtagerstjernens udvikling fortsætte uforstyrret; blot forurenes dens overflade med et tyndt lag tunge grundstoffer, fx barium, som nylig er dannet i afsenderstjernens indre.

Er stjernerne endnu tættere ved hinanden, bliver processen kraftigere, og modtageren kan "stjæle" det meste af afsenderens masse. Sådanne systemer kaldes Algolvariable (efter Algol, en af de klareste og først opdagede formørkende dobbeltstjerner.)

Hvid dværg eller sort hul i dobbeltstjernen

Hvis den modtagende stjerne allerede er så langt i sin udvikling, at den er blevet til et kompakt objekt (hvid dværg, neutronstjerne eller sort hul), optager den indfaldende masse store energimængder fra modtagerens tyngdefelt. Stoffet bliver derved så ophedet, at det udsender mere røntgenstråling end synligt lys; de fleste og kraftigste røntgenkilder på himlen er sådanne dobbeltstjerner.

Når masse opsamles på overfladen af en hvid dværgstjerne gennem en periode, kan det føre til en eksplosiv antændelse af kerneprocesser på overfladen. Stjernens lysstyrke forøges derved flere tusinde gange i ugevis; dette fænomen kaldes en nova.

Supernovaer i dobbeltstjerner

Blandt de voldsomste kendte eksplosioner i Universet er supernovaer, der også optræder i dobbeltstjerner. Såfremt en af stjernerne eksploderer og efterlader en neutronstjerne, kan ledsageren accelerere den til meget hurtig rotation.

Supernovaudbruddet kan også skyldes, at de to stjerner gradvis trækkes ind i hinanden og danner en enkelt, ustabil stjerne, som derefter eksploderer.

Supernovaer er energimæssigt sammenlignelige med de sjældnere kilonovaer og hypernovaer der opstår ved kollision af neutronstjerner i bane om hinanden, og kollaps af meget tunge population III-stjerner.