Doppelsterne

Ein aufmerksamer Beobachter stellt bei der Durchmusterung einer Himmelsgegend mit dem Feldstecher oder einem kleinen Fernrohr recht bald Stellen fest, wo zwei Sterne gleicher oder verschiedener Helligkeit auffällig nahe beieinander stehen. Auch schon mit freiem Auge lassen sich Sterne ausmachen, die sich verhältnismäßig nahe sind. Ein schönes Beispiel dafür ist der Stern Alkor neben dem Stern Mizar im Sternbild Großer Bär. Die Astronomen messen den scheinbaren Abstand von Einzelstenen zueinander im Winkelmaß. Es gibt eine Faustregel, die besagt: Wir haben es mit einem visuellen Doppelstern zu tun, wenn der Winkelabstand nicht größer ist als

20"	für Sterne mit der scheinbaren Helligkeit 4m,
10"	für Sterne mit 6m,
5"	für Sterne mit 9m,
3"	für Sterne mit 11m,
1"	für Sterne, die weniger hell sind.

Innerhalb eines Systems werden die Komponenten der Helligkeit nach durch Buchstaben identifiziert. Der Hauptstern bekommt den Buchstaben A, der Begleiter B und C, D usw. für eventuelle entferntere Begleiter.

Nun gibt es Doppelsterne, die so eng beieinander stehen, dass kein Fernrohr sie aufzulösen vermag. Aber man kann sie mit Hilfe der Spektroskopie als Doppelstern identifizieren. Derartige Sterne nennt man "spektroskopische Doppelsterne" (siehe Abb. unten).

Ein Spektroskopischer Doppelstern: periodisch auftretende Linienverschiebungen im Spektrum eines Sterns zeigen an, das es sich in Wirklichkeit um zwei Sterne handelt, die sich gegenseitig umkreisen.

Bewegt sich die eine Komponente des Stern auf seinem Umlauf auf die Erde zu (1), so sind die Spektrallinien zum blauen Ende des Spektrums verschoben. Erreicht der Stern einen Punkt, andem er sich weder auf uns zu noch von uns weg bewegt (2), so befinden sich die Spektrallinien in ihrer normalen Position. Läuft der Stern weiter, und bewegt sich dabei von der Erde weg (3), so sind die Spektrallinien zum roten Ende hin verschoben.

Schließlich kann man einen Doppelstern noch photomerisch nachweisen: dann nämlich, wenn sich zwei Sterne gegenseitig bedecken und so Helligkeitsveränderungen hervorgerufen werden. Das ist der Fall bei den sogenannten Bedeckungsveränderlichen, deren berühmtester Vertreter der Stern Algol im Sternbild Perseus ist und dessen Lichtwechsel mühelos erkannt werden kann.

Ein Bedeckungsveränderlicher. Die Partner bewegen sich um ihren gemeinsamen Schwerpunkt und verdecken sich dabei periodisch.

In dem Beispiel oben sendet der gelbe Stern mehr Licht aus als sein kühlerer, roter Begleiter. Wandert der gelbe Stern vor den Roten (1), so ändert sich die Gesamthelligkeit des Systems nur wenig. Wenn aber der hellere Stern hinter den schwächeren Stern tritt (2), geht die Gesamthelligkeit stark zurück.

Doppelsterne sind nicht selten. Ihre Umkreisung (Periode) dauert von wenigen Stunden bis zu vielen Jahrtausenden. In der Regel ist die Bahn der Doppelsterne mit kurzem Perioden kreisförmig. Langperiodische Doppelsterne dagegen haben oft recht exzentrische Bahnen. Für die Wissenschaftler sind Doppelsterne sehr wichtig. Ist die Bewegung eines Sternpaares nicht allzu langsam, lässt sich seine Bahn bestimmen. Ist außerdem noch die Entfernung berechenbar, steht der Bestimmung der Massen nichts mehr im Weg. Sternmassen verraten sich nur, wenn zwei oder mehr Sterne ihre Bahn nach den Gesetzen der Gravitation ziehen. Deshalb ist die Beobachtung der Doppelsterne so überaus bedeutsam für die Astrophysik.

Geradezu spektakulär wird die Doppelsternbeobachtung obendrein bei solchen Paaren, die einen sogenannten "dunklen Begleiter" haben. Das ist zum Beispiel bei dem unserem Sonnensystem zweitnächsten Stern, Barnards Stern, der Fall. Oder bei dem Stern 61 im Sternbild Schwan. Wegen seiner verhältnismäßigen Nähe konnte an diesem Fixstern zum erstenmal in der Geschichte der Himmelskunde eine trigonometrische Parallaxe genau gemessen werden. Außerdem ist der Stern ein visueller Doppelstern: Der hellere Partner hat 5,4^m, der schwächere die scheinbare Helligkeit 6,2^m. Der Winkelabstand von 28 Bogensekunden macht die Beobachtung mit dem kleinen Fernrohr möglich. Der Astronom K.A. Strand konnte nachweisen, dass noch ein weitere unsichtbarer Himmelskörper vorhanden ist, der einen Stern des Doppelsterns umkreist. Spannend wird diese Entdeckung aber erst durch folgende Feststellung: "Insbesondere hat unsere zweitnächster Nachbar, Barnards Stern mit dem Spektraltyp M5V und genähert 0,15 Sonnenmassen, einen Begleiter von nur 0,0015 Sonnenmassen oder genähert 1,6 Jupitermassen. Wir beobachten hier ein zweites Planetensystem in 1,84 pc Entfernung" - so Professor Unsöld in seinem Buch "Der neue Kosmos". 1,84 pc heißt 1,84 parsec, die Einheit für die Entfernung von Fixsternen und Sternsystemen. Ein pc entspricht 3,26 Lichtjahre. Das Licht von Barnards Stern ist also 6 Jahre zu uns unterwegs. Für kosmische Dimensionen eine erstaunlich kurze Zeit. Man darf tatsächlich von einem Fixstern-Nachbarn sprechen.

Zweites Planetensystem?! Die Doppelsternbeobachtung eröffnet neue Perspektiven. Denn die Erwartung ist gerechtfertigt, dass es noch eine größere Anzahl von Doppelsternen mit planetenartigen Begleitern gibt.

Es gibt recht unterschiedliche Paare unter den Doppelsternen, dabei sind 5% aller Doppelsterne Mehrfachsysteme. Die Sterne unterscheiden sich nach Farbe, Helligkeit und Größe. Dieses macht sich bereits bei der visuellen Beobachtung deutlich bemerkbar. Ist der Unterschied an scheibarer Helligkeit groß wird die Trennung durch den hellen Stern schwierig. Jedes Fernrohr mit einem bestimmten Objektivdurchmesser hat eine gewisse Trennfähigkeit für Doppelsterne. Es gibt dafür eine Formel:

Danach trennt ein Fernrohr mit 100mm Öffnung noch Doppelsterne mit einem Winkelabstand von 1,17", vorausgesetzt, dass beide Komponenten gleich hell sind. Bereits eine Größenklasse Unterschied in der scheinbaren Helligkeit der Komponenten erschwert die Trennbarkeit. Zur Überprüfung der optischen Qualitäten eines Fernrohres eignen sich Doppelsterne recht gut. Die Position des Begleiters zum Hauptstern ist gekennzeichnet durch die Distanz in Bogensekunden, zum anderen durch den Positionswinkel, der in Grad von Nord über Ost, Süd, West von 0 bis 360 gezählt wird. Listen mit Doppelsternen, die für Feldstecher und kleine Astro-Fernrohre geeignet sind, veröffentlichen häufig die astronomischen Jahrbücher. Eine Zusammenstellung von 313 doppelten und mehrfachen Systemen und Komponenten bis zur Größe 8,5^m und Distanz zwischen 1" und 30" enthält das "Handbuch für Sternfreunde"; das auch genaue Beobachtungsanleitungen einschließlich Mikrometermessungen gibt.

Ein sehr schönes Beispiel für die unterschiedliche Färbung von Einzelsterne eines Doppelsterns ist der Stern Beta im Sternbild Schwan mit Namen Albireo. Der hellere Stern leuchtet gelb, der schwächere blau. Bei 15facher Vergrößerung im Feldstecher ein schöner Anblick!

Der unserem Sonnensystem nächste Fixstern, Alpha im Sternbild Centaurus, mit nur 4 Lichtjahren Entfernung, ist ebenfalls ein Doppelstern mit Komponenten von 0,3^m und 1,7^m. Er lässt sich mit einem Fernrohr von 50 mm Öffnung auflösen.

Massen der Komponenten einiger Doppelsterne

Bezeichnung	Massen	Entfernung (Lj)	P (Jahre)
Eta Cas	0,9 / 0,6	19	480
Castor	2,1 / 2,1	47	420
Xi UMa	1,1 / 0,9	25	60
Gamma Vir	1,2 / 1,2	36	171
Alpha Cen	1,1 / 0,9	4,3	80
44 Boo	1,0 / 1,1	41	225
Eta CrB	1,1 / 1,0	55	41
70 Oph	0,8 / 0,6	6,5	88
61 Cyg	0,6 / 0,6	11	720
Sirius	2,3 / 0,9	8,7	50

Einige spektroskopische Doppelsterne

Bezeichnung	Massen	Spektren	P (Tage)
Capella	2,7 / 2,5	G5 / G0	104,0
Delta Ori	20,5 / 7,9	B1	5,73
Spica	7,5 / 4,5	B2 / B3	4,01
2 Lac	0,8 / 0,6	B5 / B6	2,62
Omega Leo	1,3 / 1,1	F5 / A3	14,50

Heute sind in Doppelsternkatalogen ca. 65000 visuelle Doppelsterne verzeichnet.

Der erste visuelle Doppelstern wurde 1650 von G.B. Riccioli entdeckt, als er den mittlern Deichselstern im Großen Wagen (Mizar) beobachtete. Dabei bemerkte er, dass der Stern in Wirklichkeit doppelt ist, wobei die Komponenten einen Abstand von 14" aufweisen. Sie lassen sich leicht in jedem kleinen Amateurfernrohr mit 50mm Öffnung trennen. Im Laufe der Zeit wurden immer mehr Doppelsterne entdeckt.
Zuerst nahm man an, das Doppelsterne nur zufällig - von der Erde aus gesehen - nahe beieinander stehen. Es dauerte bis 1767 bevor man erkannte, dass Doppelsterne durch den Einfluß eines "allgemeinen Gesetzes" miteinander verbunden sind. Die Bestätigung dieser Hypothese gelang 1803 durch W. Herschel. Bei dem Versuch die Entfernung des Sterns Castor mittels Parallaxe zu bestimmen, fand Herschel heraus, dass beide Sterne um ihr gemeinsames Gravitationszentrum rotieren und dass die Bewegung von Castor B relativ zum Hauptstern damit erklärt werden konnte. Dadurch war der Beweis erbracht, dass das Gravitationsgesetz auch außerhalb des Sonnensystems gilt.

Beispiel: Der Mehrfachstern Castor im Sternbild Zwillinge

Castor A

besteht aus zwei Sternen, die sich in einer sehr exzentrischen Umlaufbahn umkreisen. Ihre Umlaufsdauer beträgt 9,2 Tage. Der Abstand der beiden Komponenten liegt bei 6,4 Millionen km. Bei beiden Sternen handelt es sich um Hauptreihensterne vom Typ A. Beide Sterne sind gleich groß (ungefähr doppelter Sonnendurchmesser) und haben auch die gleiche Leuchtkraft. Jede der Komponenten ist in Wirklichkeit 12 mal heller als unsere Sonne. Die Gesamtmasse beträgt 3,2 Sonnenmassen.

Castor B

besteht aus zwei Sternen A5-Sternen, die sich auf einer fast kreisförmigen Umlaufbahn alle 2,9 Tage umkreisen. Ihr Abstand beträgt weniger als 4,8 Millionen km. Jeder Stern hat den 1,5fachen Sonnendurchmesser und die 6fache Sonnenleuchtkraft. Die Gesamtmasse liegt bei 2,3 Sonnenmassen.

Castor C, auch YY Geminorum genannt,

besteht aus zwei roten Zwergsternen des Typs K6. Der Abstand vom Hauptpaar A&B beträgt mehr als 150 Milliarden km (1000 AE!). Er ist aber noch durch Gravitation an das Paar A&B gebunden. Das die Umlaufdauer mehr als 10000 Jahre beträgt, konnte noch nicht bestätigt werden. Die beiden Komponenten von Castor C liegen fast genau in der Sichtlinie und bedecken sich daher während eines Umlaufs (Umlaufsdauer 19,5 Stunden). Der Abstand der Sterne beträgt 2,7 Millionen km.

Modell des Mehrfachsterns Castor. Die Sonne dient als Gröessenvergleich.

Röntgen-Doppelsterne

Schematischer Aufbau eines Röntgendoppelsterns

Röntgendoppelsterne bestehen in der Regel aus einem engen Doppelsternesystem, bei dem die eine Komponente ein massereicher Stern mit ausgedehnter Atmosphäre und die andere ein kompaktes Objekt (z.B. Neutronenstern oder Schwarzes Loch) ist. Die zweite Komponente besitzt ein sehr starkes Gravitationsfeld und "saugt" daher Materie vom Hauptstern ab. Es kommt zur Bildung einer Akkretionsscheibe um den Begleiter. Die Gasmassen fallen auf spiralförmigen Bahnen auf den Begleiter ein. Dabei werden sie durch Reibung auf mehrere 100 Millionen K aufgeheitzt und fangen an, Röntgenstrahlung zu emittieren.

Ein Beispiel für einen Röntgendoppelstern ist das 15000 Lichtjahre entfernte System Hercules X-1. Es besteht aus einem blauen veränderlichen Stern, auch als HZ Her bekannt, dessen Spektraltyp zwischen B0Ve und F5e schwankt, sowie einem Neutronenstern von etwa 0,7 Sonnenmassen, der den sichtbaren Stern mit einer Periode von 1,7 Tagen umkreist. Der Neutronenstern zieht Materie von HZ zu sich herüber. Man schätzt, dass pro Sekunde etwa 10¹¹ Tonnen auf den Neutronenstern einfallen. Die Rotations- und Pulsationsperiode des Neutronensterns beträgt 1,2378 Sekunden. Sie nimmt pro Jahr um das Verhältnis von 1:10⁵ zu. Diese Zunahme wird damit erklärt, dass bei der Akkretion auch Drehimpuls auf den Neutronenstern übertragen wird.

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