Binaire ster - Binary star

Van Wikipedia, de gratis encyclopedie
Hubble- afbeelding van het Sirius- binaire systeem, waarin Sirius B duidelijk te onderscheiden is (linksonder)

Een dubbelster is een sterrenstelsel dat bestaat uit twee sterren die rond hun gemeenschappelijk zwaartepunt draaien . Stelsels van twee of meer sterren worden meerdere stersystemen genoemd . Deze systemen, vooral wanneer ze verder weg zijn, zien er voor het blote oog vaak uit als een enkel lichtpunt, en worden vervolgens op een andere manier als meervoudig onthuld.

De term dubbele ster wordt vaak als synoniem voor dubbelster gebruikt ; echter, dubbele ster kan ook betekenen optische dubbele ster . Optische dubbelingen worden zo genoemd omdat de twee sterren, gezien vanaf de aarde, dicht bij elkaar aan de hemel verschijnen; ze bevinden zich bijna op dezelfde gezichtslijn . Niettemin hangt hun "dubbelheid" alleen af ​​van dit optische effect; de sterren zelf zijn ver van elkaar verwijderd en delen geen fysieke verbinding. Een dubbelster kan als optisch worden onthuld door middel van verschillen in hun parallaxmetingen , juiste bewegingen of radiale snelheden . De meeste bekende dubbelsterren zijn niet voldoende bestudeerd om te bepalen of het optische dubbelsters of dubbelsterren zijn die door zwaartekracht fysiek gebonden zijn aan een meervoudig sterrenstelsel.

Dubbelsterrenstelsels zijn erg belangrijk in de astrofysica omdat berekeningen van hun banen het mogelijk maken de massa's van hun samenstellende sterren direct te bepalen, waardoor andere stellaire parameters, zoals straal en dichtheid, indirect kunnen worden geschat. Dit bepaalt ook een empirische massa-luminositeitsrelatie (MLR) waaruit de massa's van afzonderlijke sterren kunnen worden geschat.

Dubbelsterren worden vaak opgelost als afzonderlijke sterren, in welk geval ze visuele binaries worden genoemd . Veel visuele dubbelsterren hebben lange omloopperioden van verschillende eeuwen of millennia en hebben daarom banen die onzeker of slecht bekend zijn. Ze kunnen ook worden gedetecteerd door indirecte technieken, zoals spectroscopie ( spectroscopische binaries ) of astrometrie ( astrometrische binaries ). Als een dubbelster toevallig in een vlak langs onze gezichtslijn draait, zullen de componenten ervan verduisteren en door elkaar passeren; deze paren worden eclipsing binaries genoemd , of, samen met andere binaries die de helderheid veranderen tijdens hun baan, fotometrische binaries .

Als componenten in dubbelstersystemen dicht genoeg bij elkaar zijn, kunnen ze hun onderlinge buitenste stellaire atmosferen door zwaartekracht verstoren. In sommige gevallen kunnen deze dichte binaire systemen massa uitwisselen, waardoor hun evolutie naar stadia kan leiden die afzonderlijke sterren niet kunnen bereiken. Voorbeelden van binaire bestanden zijn Sirius en Cygnus X-1 (Cygnus X-1 is een bekend zwart gat ). Dubbelsterren komen ook veel voor als de kernen van veel planetaire nevels , en zijn de voorlopers van zowel novae als type Ia supernovae .

Ontdekking

De term binair werd in deze context voor het eerst gebruikt door Sir William Herschel in 1802, toen hij schreef:

Als daarentegen twee sterren echt heel dicht bij elkaar zouden moeten zijn, en tegelijkertijd zo ver geïsoleerd dat ze niet materieel worden beïnvloed door de aantrekkingskracht van naburige sterren, zullen ze een afzonderlijk systeem vormen en verenigd blijven door de band van hun eigen onderlinge zwaartekracht naar elkaar toe. Dit zou een echte dubbelster moeten worden genoemd; en elke twee sterren die zo onderling verbonden zijn, vormen het binaire siderische systeem dat we nu gaan beschouwen.

Volgens de moderne definitie is de term dubbelster over het algemeen beperkt tot paren sterren die rond een gemeenschappelijk massamiddelpunt draaien. Dubbelsterren die kunnen worden opgelost met een telescoop of interferometrische methoden staan ​​bekend als visuele binaries . Voor de meeste bekende visuele dubbelsterren is nog geen hele omwenteling waargenomen; in plaats daarvan wordt waargenomen dat ze langs een gebogen pad of een gedeeltelijke boog hebben gereisd.

Binair systeem van twee sterren

De meer algemene term dubbelster wordt gebruikt voor sterrenparen die dicht bij elkaar aan de hemel staan. Dit onderscheid wordt zelden gemaakt in andere talen dan het Engels. Dubbelsterren kunnen binaire systemen zijn of kunnen slechts twee sterren zijn die dicht bij elkaar aan de hemel lijken te staan, maar een enorm verschillende werkelijke afstand tot de zon hebben. Deze laatste worden optische doubles of optische paren genoemd .

Sinds de uitvinding van de telescoop zijn er veel paren dubbelsterren gevonden. Vroege voorbeelden zijn onder meer Mizar en Acrux . Mizar, in de Grote Beer ( Ursa Major ), werd waargenomen als dubbel door Giovanni Battista Riccioli in 1650 (en waarschijnlijk eerder door Benedetto Castelli en Galileo ). De heldere zuidelijke ster Acrux , in het Zuiderkruis , werd in 1685 door pater Fontenay ontdekt als dubbel.

John Michell was de eerste die suggereerde dat dubbelsterren fysiek aan elkaar gehecht zouden kunnen zijn toen hij in 1767 betoogde dat de kans klein was dat een dubbelster te wijten was aan een toevallige uitlijning. William Herschel begon in 1779 dubbelsterren te observeren en publiceerde kort daarna catalogi van ongeveer 700 dubbelsterren. Tegen 1803 had hij in de loop van 25 jaar veranderingen in de relatieve posities van een aantal dubbelsterren waargenomen en concludeerde dat het binaire systemen moesten zijn; de eerste baan van een dubbelster werd echter pas berekend in 1827, toen Félix Savary de baan van Xi Ursae Majoris berekende . Sinds die tijd zijn er veel meer dubbelsterren gecatalogiseerd en gemeten. De Washington Double Star Catalog , een database van visuele dubbelsterren samengesteld door het United States Naval Observatory , bevat meer dan 100.000 paren dubbelsterren, inclusief optische dubbelsterren en dubbelsterren. Banen zijn bekend om slechts een paar duizend van deze dubbelsterren, en van de meeste is niet vastgesteld dat het echte dubbelsterren of optische dubbelsterren zijn. Dit kan worden bepaald door de relatieve beweging van de paren te observeren. Als de beweging deel uitmaakt van een baan, of als de sterren vergelijkbare radiale snelheden hebben en het verschil in hun eigen bewegingen klein is in vergelijking met hun gewone eigen beweging, is het paar waarschijnlijk fysiek. Een van de taken die overblijft voor visuele waarnemers van dubbelsterren, is het verkrijgen van voldoende waarnemingen om de zwaartekrachtverbinding te bewijzen of te ontkrachten.

Classificaties

Randvormige schijf van gas en stof aanwezig rond het dubbelstersysteem HD 106906

Waarnemingsmethoden

Dubbelsterren worden ingedeeld in vier typen volgens de manier waarop ze worden waargenomen: visueel, door waarneming; spectroscopisch , door periodieke veranderingen in spectraallijnen ; fotometrisch , door veranderingen in helderheid veroorzaakt door een zonsverduistering; of astrometrisch , door een afwijking in de positie van een ster te meten, veroorzaakt door een onzichtbare metgezel. Elke dubbelster kan tot meerdere van deze klassen behoren; Zo verduisteren verschillende spectroscopische binaries ook.

Visuele binaire bestanden

Een visuele dubbelster is een dubbelster waarvan de hoekafstand tussen de twee componenten groot genoeg is om ze te kunnen observeren als een dubbelster in een telescoop , of zelfs als een krachtige verrekijker . De hoekresolutie van de telescoop is een belangrijke factor bij het detecteren van visuele dubbelsterren, en naarmate betere hoekresoluties worden toegepast op dubbelsterwaarnemingen, zal een toenemend aantal visuele dubbelsterren worden gedetecteerd. De relatieve helderheid van de twee sterren is ook een belangrijke factor, omdat verblinding door een heldere ster het moeilijk kan maken om de aanwezigheid van een zwakkere component te detecteren.

De helderdere ster van een visueel dubbelster is de primaire ster en de dimmer wordt als de secundaire ster beschouwd . In sommige publicaties (vooral oudere) wordt een zwakke secundaire de komt (meervoud comites ; metgezel) genoemd. Als de sterren dezelfde helderheid hebben, wordt de aanduiding van de ontdekker voor de primaire gewoonlijk geaccepteerd.

De positiehoek van de secundaire ten opzichte van de primaire wordt gemeten, samen met de hoekafstand tussen de twee sterren. Het tijdstip van waarneming wordt ook geregistreerd. Nadat een voldoende aantal waarnemingen gedurende een bepaalde tijd is geregistreerd, worden ze in poolcoördinaten uitgezet met de primaire ster aan de oorsprong, en wordt de meest waarschijnlijke ellips door deze punten getrokken, zodat aan de Kepleriaanse wet van de gebieden wordt voldaan. Deze ellips staat bekend als de schijnbare ellips en is de projectie van de werkelijke elliptische baan van de secundaire ten opzichte van de primaire op het vlak van de lucht. Uit deze geprojecteerde ellips kunnen de volledige elementen van de baan worden berekend, waarbij de semi-hoofdas alleen kan worden uitgedrukt in hoekeenheden, tenzij de stellaire parallax , en dus de afstand, van het systeem bekend is.

Spectroscopische binaries

Algol B draait rond Algol A. Deze animatie is samengesteld uit 55 afbeeldingen van de CHARA-interferometer in de nabij-infrarode H-band, gesorteerd op orbitale fase.

Soms is het enige bewijs van een dubbelster afkomstig van het Doppler-effect op het uitgezonden licht. In deze gevallen bestaat het dubbelster uit een paar sterren waarbij de spectraallijnen in het licht dat door elke ster wordt uitgezonden, eerst naar het blauw en vervolgens naar het rood verschuiven, terwijl ze tijdens de beweging eerst naar ons toe en vervolgens van ons af bewegen. over hun gemeenschappelijke zwaartepunt , met de periode van hun gemeenschappelijke baan.

In deze systemen is de afstand tussen de sterren meestal erg klein en de omloopsnelheid erg hoog. Tenzij het vlak van de baan toevallig loodrecht op de zichtlijn staat, zullen de omloopsnelheden componenten in de zichtlijn hebben en zal de waargenomen radiale snelheid van het systeem periodiek variëren. Omdat de radiale snelheid kan worden gemeten met een spectrometer door de Dopplerverschuiving van de spectraallijnen van de sterren te observeren , staan ​​de op deze manier gedetecteerde binaries bekend als spectroscopische binaries . De meeste hiervan kunnen niet worden opgelost als een visueel binair getal, zelfs niet met telescopen met het hoogste bestaande oplossend vermogen .

In sommige spectroscopische binaries zijn spectraallijnen van beide sterren zichtbaar en zijn de lijnen afwisselend dubbel en enkel. Een dergelijk systeem staat bekend als een dubbel omlijnd spectroscopisch binair getal (vaak aangeduid als "SB2"). In andere systemen wordt het spectrum van slechts één van de sterren gezien en verschuiven de lijnen in het spectrum periodiek naar het blauw, dan naar rood en weer terug. Dergelijke sterren staan ​​bekend als enkellijnige spectroscopische binaries ("SB1").

De baan van een spectroscopisch binair getal wordt bepaald door een lange reeks waarnemingen te doen van de radiale snelheid van een of beide componenten van het systeem. De waarnemingen worden uitgezet tegen de tijd, en uit de resulterende curve wordt een periode bepaald. Als de baan cirkelvormig is, is de curve een sinuscurve . Als de baan elliptisch is , hangt de vorm van de curve af van de excentriciteit van de ellips en de oriëntatie van de hoofdas ten opzichte van de zichtlijn.

Het is onmogelijk om individueel de semi-hoofdas a en de helling van het baanvlak i te bepalen . Het product van de halve hoofdas en de sinus van de helling (dwz a sin i ) kunnen echter rechtstreeks in lineaire eenheden (bijvoorbeeld kilometers) worden bepaald. Als a of i met andere middelen kan worden bepaald, zoals in het geval van verduisterende binaries, kan een complete oplossing voor de baan worden gevonden.

Dubbelsterren die zowel visuele als spectroscopische binaries zijn, zijn zeldzaam en vormen een waardevolle bron van informatie wanneer ze worden gevonden. Ongeveer 40 zijn bekend. Visuele dubbelsterren hebben vaak grote echte scheidingen, met perioden gemeten in decennia tot eeuwen; bijgevolg hebben ze gewoonlijk omloopsnelheden die te klein zijn om spectroscopisch te worden gemeten. Omgekeerd bewegen spectroscopische dubbelsterren snel in hun banen omdat ze dicht bij elkaar staan, meestal te dicht bij elkaar om als visuele dubbelsterren te worden gedetecteerd. Binaire bestanden die zowel visueel als spectroscopisch blijken te zijn, moeten dus relatief dicht bij de aarde zijn.

Binaire bestanden verduisteren

Een verduisterende dubbelster is een dubbelstersysteem waarin het baanvlak van de twee sterren zo dicht in de gezichtslijn van de waarnemer ligt dat de componenten wederzijdse verduisteringen ondergaan . In het geval dat het binaire bestand ook een spectroscopisch binair getal is en de parallax van het systeem bekend is, is het binaire bestand behoorlijk waardevol voor stellaire analyse. Algol , een drievoudig stersysteem in het sterrenbeeld Perseus , bevat het bekendste voorbeeld van een verduisterend dubbelster.

Deze video toont een artistieke impressie van een verduisterend dubbelstersysteem. Terwijl de twee sterren om elkaar heen draaien, passeren ze voor elkaar en hun gecombineerde helderheid, gezien vanaf een afstand, neemt af.

Verduisterende dubbelsterren zijn variabele sterren, niet omdat het licht van de afzonderlijke componenten varieert, maar vanwege de verduisteringen. De lichtcurve van een verduisterend dubbelster wordt gekenmerkt door perioden van vrijwel constant licht, met periodieke dalingen in intensiteit wanneer de ene ster voor de andere passeert. De helderheid kan tweemaal dalen tijdens de baan, eenmaal wanneer de secundaire voor de primaire passeert en eenmaal wanneer de primaire voorbij de secundaire passeert. De diepste van de twee verduisteringen wordt de primaire genoemd, ongeacht welke ster wordt verduisterd, en als er ook een ondiepe tweede verduistering optreedt, wordt dit de secundaire verduistering genoemd. De grootte van de afname van de helderheid hangt af van de relatieve helderheid van de twee sterren, het aandeel van de verborgen ster dat verborgen is, en de helderheid van het oppervlak (dwz de effectieve temperatuur ) van de sterren. Typisch veroorzaakt de verduistering van de warmere ster de primaire zonsverduistering.

De baanperiode van een verduisterend dubbelster kan worden bepaald door een studie van de lichtcurve , en de relatieve afmetingen van de afzonderlijke sterren kunnen worden bepaald in termen van de straal van de baan, door te kijken hoe snel de helderheid verandert als de schijf van de dichtstbijzijnde ster glijdt over de schijf van de andere ster. Als het ook een spectroscopisch binair getal is, kunnen ook de orbitale elementen worden bepaald en kan de massa van de sterren relatief eenvoudig worden bepaald, waardoor in dit geval de relatieve dichtheden van de sterren kunnen worden bepaald.

Sinds ongeveer 1995 is het mogelijk geworden om de fundamentele parameters van extragalactische eclipsing binaries te meten met 8-meter klasse telescopen. Dit maakt het mogelijk om ze te gebruiken om de afstanden tot externe sterrenstelsels direct te meten, een proces dat nauwkeuriger is dan bij het gebruik van standaardkaarsen . In 2006 waren ze gebruikt om directe afstandsschattingen te geven voor de LMC , SMC , Andromeda Galaxy en Triangulum Galaxy . Binaire verduisteringen bieden een directe methode om de afstand tot sterrenstelsels te meten met een verbeterde nauwkeurigheid van 5%.

Niet-verduisterende binaire bestanden die kunnen worden gedetecteerd door middel van fotometrie

Nabijgelegen niet-verduisterende dubbelsterren kunnen ook fotometrisch worden gedetecteerd door te observeren hoe de sterren elkaar op drie manieren beïnvloeden. De eerste is door extra licht te observeren dat de sterren weerkaatsen van hun metgezel. Ten tweede door ellipsvormige lichtvariaties waar te nemen die worden veroorzaakt door vervorming van de vorm van de ster door hun metgezellen. De derde methode is door te kijken naar hoe relativistische straling de schijnbare magnitude van de sterren beïnvloedt. Het opsporen van binaire bestanden met deze methoden vereist nauwkeurige fotometrie .

Astrometrische binaries

Astronomen hebben enkele sterren ontdekt die schijnbaar rond een lege ruimte draaien. Astrometrische dubbelsterren zijn relatief nabije sterren die zonder zichtbare metgezel rond een punt in de ruimte kunnen wiebelen. Dezelfde wiskunde die voor gewone binaire bestanden wordt gebruikt, kan worden toegepast om de massa van de vermiste metgezel af te leiden . De metgezel kan erg zwak zijn, zodat hij momenteel niet detecteerbaar is of wordt gemaskeerd door de schittering van zijn primaire, of het kan een object zijn dat weinig of geen elektromagnetische straling uitzendt , bijvoorbeeld een neutronenster .

De positie van de zichtbare ster wordt zorgvuldig gemeten en gedetecteerd om te variëren, vanwege de zwaartekracht van zijn tegenhanger. De positie van de ster wordt herhaaldelijk gemeten ten opzichte van verder weg gelegen sterren, en vervolgens gecontroleerd op periodieke verschuivingen in positie. Meestal kan dit type meting alleen worden uitgevoerd op sterren in de buurt, zoals die binnen 10  parsec . Nabijgelegen sterren hebben vaak een relatief hoge eigen beweging , dus astrometrische binaries lijken een wiebelig pad langs de hemel te volgen.

Als de metgezel voldoende zwaar is om een ​​waarneembare verschuiving in de positie van de ster te veroorzaken, kan zijn aanwezigheid worden afgeleid. Uit nauwkeurige astrometrische metingen van de beweging van de zichtbare ster gedurende een voldoende lange tijdsperiode, kan informatie over de massa van de begeleider en zijn omlooptijd worden bepaald. Hoewel de metgezel niet zichtbaar is, kunnen de kenmerken van het systeem worden bepaald uit de waarnemingen met behulp van de wetten van Kepler .

Deze methode voor het detecteren van binaire bestanden wordt ook gebruikt om extrasolaire planeten in een baan om een ​​ster te lokaliseren . De vereisten om deze meting uit te voeren zijn echter zeer veeleisend, vanwege het grote verschil in de massaverhouding en de doorgaans lange periode van de baan van de planeet. Het detecteren van positieverschuivingen van een ster is een zeer veeleisende wetenschap en het is moeilijk om de nodige precisie te bereiken. Ruimtetelescopen kunnen het vervagende effect van de atmosfeer van de aarde vermijden , wat resulteert in een nauwkeurigere resolutie.

Configuratie van het systeem

Vrijstaand dubbelstersysteem
Vrijstaand
Halfvrijstaand dubbelstersysteem
Twee onder een kap
Neem contact op met dubbelstersysteem
Contact
Configuraties van een dubbelstersysteem met een massaverhouding van 3. De zwarte lijnen vertegenwoordigen de innerlijke kritische Roche-equipotentialen, de Roche-lobben.

Een andere classificatie is gebaseerd op de afstand tussen de sterren in verhouding tot hun afmetingen:

Vrijstaande dubbelsterren zijn dubbelsterren waarvan elke component zich binnen zijn Roche-lob bevindt , dwz het gebied waar de zwaartekracht van de ster zelf groter is dan die van de andere component. De sterren hebben geen grote invloed op elkaar en evolueren in wezen afzonderlijk. De meeste binaire bestanden behoren tot deze klasse.

Halfvrijstaande dubbelsterren zijn dubbelsterren waarvan een van de componenten de Roche-lob van de dubbelster vult en de andere niet. Gas van het oppervlak van de Roche-lobvullende component (donor) wordt overgebracht naar de andere, opkomende ster. De massaoverdracht domineert de evolutie van het systeem. In veel gevallen is het instromende gas vormt een accretieschijf rond de accretor.

Een contactbinair getal is een type dubbelster waarin beide componenten van het dubbelster hun Roche-lobben vullen . Het bovenste deel van de sterrenatmosferen vormt een gemeenschappelijke envelop die beide sterren omgeeft. Aangezien de wrijving van de envelop de beweging van de baan afremt , kunnen de sterren uiteindelijk samenvloeien . W Ursae Majoris is een voorbeeld.

Cataclysmische variabelen en röntgenbinaire bestanden

De opvatting van de kunstenaar van een cataclysmisch variabel systeem

Wanneer een binair systeem een compact object bevat , zoals een witte dwerg , neutronenster of zwart gat , kan gas van de andere (donor) ster op het compacte object toenemen . Hierdoor komt potentiële zwaartekrachtenergie vrij , waardoor het gas heter wordt en straling afgeeft. Cataclysmische veranderlijke sterren , waarbij het compacte object een witte dwerg is, zijn voorbeelden van dergelijke systemen. In röntgenbinaire bestanden kan het compacte object een neutronenster of een zwart gat zijn . Deze dubbelsterren worden geclassificeerd als lage massa of hoge massa volgens de massa van de donorster. Hoge-massa röntgen-binaries bevatten een jonge, vroege type , hoge-massa-donorster die massa overdraagt ​​door zijn stellaire wind , terwijl lage-massa röntgen-binaries halfvrijstaande binaries zijn waarin gas van een laat-type donorster of een witte dwerg stroomt over de Roche-lob en valt naar de neutronenster of het zwarte gat. Waarschijnlijk het bekendste voorbeeld van een röntgen-binair getal is het hoge-massa röntgen-binair getal Cygnus X-1 . In Cygnus X-1 wordt de massa van de onzichtbare metgezel geschat op ongeveer negen keer die van de zon, ver boven de Tolman-Oppenheimer-Volkoff-limiet voor de maximale theoretische massa van een neutronenster. Daarom wordt aangenomen dat het een zwart gat is; het was het eerste object waarvoor dit algemeen werd aangenomen.

Omlooptijd

Orbitale perioden kunnen minder dan een uur duren (voor AM CVn-sterren ), of een paar dagen (componenten van Beta Lyrae ), maar ook honderdduizenden jaren ( Proxima Centauri rond Alpha Centauri AB).

Variaties in periode

Het Applegate-mechanisme verklaart variaties in de baanperiode op de lange termijn die te zien zijn in bepaalde verduisterende binaries. Aangezien een ster in de hoofdreeks een activiteitscyclus doorloopt, worden de buitenste lagen van de ster onderworpen aan een magnetisch koppel dat de verdeling van het impulsmoment verandert, wat resulteert in een verandering in de afplatting van de ster. De baan van de sterren in het binaire paar is zwaartekracht gekoppeld aan hun vormveranderingen, zodat de periode modulaties vertoont (typisch in de orde van ∆P / P ∼ 10 −5 ) op dezelfde tijdschaal als de activiteitscycli (meestal op de orde van decennia).

Een ander fenomeen dat in sommige Algol-binaries werd waargenomen, is de toename van de monotone periode. Dit verschilt nogal van de veel vaker voorkomende waarnemingen van afwisselende periodeverhogingen en -verlagingen verklaard door het Applegate-mechanisme. Monotone periodeverhogingen zijn toegeschreven aan massaoverdracht, meestal (maar niet altijd) van de minder massieve naar de zwaardere ster

Benamingen

A en B

Artist's impression van het dubbelstersysteem AR Scorpii

De componenten van dubbelsterren worden aangeduid met de achtervoegsels A en B die aan de aanduiding van het systeem zijn toegevoegd, waarbij A de primaire en B de secundaire aangeeft . Het achtervoegsel AB kan worden gebruikt om het paar aan te duiden (de dubbelster α Centauri AB bestaat bijvoorbeeld uit de sterren α Centauri A en α Centauri B.) Extra letters, zoals C , D , enz., Kunnen worden gebruikt voor systemen met meer dan twee sterren. In gevallen waarin de dubbelster een Bayer-aanduiding heeft en ver van elkaar verwijderd is, is het mogelijk dat de leden van het paar worden aangeduid met superscript; een voorbeeld is Zeta Reticuli , waarvan de componenten ζ 1 Reticuli en ζ 2 Reticuli zijn.

Discoverer-aanduidingen

Dubbelsterren worden ook aangeduid met een afkorting die de ontdekker samen met een indexnummer geeft. α Centauri, bijvoorbeeld, werd in 1689 door pater Richaud dubbel gevonden en wordt daarom aangeduid als RHD 1 . Deze ontdekkercodes zijn te vinden in de Washington Double Star Catalog .

Warm en koud

De componenten van een dubbelstersysteem kunnen door hun relatieve temperaturen worden aangeduid als de hete metgezel en koele metgezel .

Voorbeelden:

  • Antares (Alpha Scorpii) is een rode superreusster in een dubbelstelsel met een warmere blauwe hoofdreeksster Antares B. Antares B kan daarom een ​​hete metgezel van de koele superreus worden genoemd.
  • Symbiotische sterren zijn dubbelstersystemen die bestaan ​​uit een reuzenster van het late type en een heter metgezel. Omdat de aard van de metgezel niet in alle gevallen goed is vastgesteld, kan deze een "hete metgezel" worden genoemd.
  • Van de lichtgevende blauwe variabele Eta Carinae is onlangs vastgesteld dat het een dubbelstersysteem is. De secundaire lijkt een hogere temperatuur te hebben dan de primaire en wordt daarom beschreven als de "hete metgezel" -ster. Het kan een Wolf-Rayet-ster zijn .
  • R Aquarii toont een spectrum dat tegelijkertijd zowel een coole als een hete signatuur vertoont. Deze combinatie is het resultaat van een koele rode superreus vergezeld van een kleinere, warmere metgezel. Materie stroomt van de superreus naar de kleinere, dichtere metgezel.
  • NASA 's Kepler-missie heeft voorbeelden ontdekt van verduisterende dubbelsterren waarvan de secundaire de heterste component is. KOI-74b is een 12.000 K witte dwerg metgezel van KOI-74 ( KIC   6889235 ), een 9.400 K vroege A-type hoofdreeksster . KOI-81b is een 13.000 K witte dwerg metgezel van KOI-81 ( KIC   8823868 ), een 10.000 K late B-type hoofdreeksster .

Evolutie

Artist's impression van de evolutie van een hete dubbelster met hoge massa

Vorming

Hoewel het niet onmogelijk is dat sommige binaries kunnen worden gecreëerd door middel van gravitatie-invang tussen twee enkele sterren, gezien de zeer lage waarschijnlijkheid van een dergelijke gebeurtenis (drie objecten zijn eigenlijk vereist, aangezien behoud van energie uitsluit dat een enkel graviterend lichaam een ​​ander kan vangen) en de hoog aantal binaire bestanden dat momenteel bestaat, kan dit niet het primaire vormingsproces zijn. De waarneming van dubbelsterren bestaande uit sterren die nog niet op de hoofdreeks voorkomen, ondersteunt de theorie dat dubbelsterren ontstaan ​​tijdens stervorming . Fragmentatie van de moleculaire wolk tijdens de vorming van protosterren is een aanvaardbare verklaring voor de vorming van een dubbelster of meervoudig sterrenstelsel.

De uitkomst van het drielichamenprobleem , waarbij de drie sterren een vergelijkbare massa hebben, is dat uiteindelijk een van de drie sterren uit het systeem zal worden geworpen en, aangenomen dat er geen significante verdere verstoringen zijn, zullen de overige twee een stabiel binair systeem vormen. .

Massaoverdracht en aangroei

Naarmate een hoofdreeksster in omvang toeneemt tijdens zijn evolutie , kan hij op een gegeven moment zijn Roche-lob overschrijden , wat betekent dat een deel van zijn materie zich in een gebied begeeft waar de zwaartekracht van zijn begeleidende ster groter is dan die van hemzelf. Het resultaat is dat materie van de ene ster naar de andere wordt overgebracht via een proces dat bekend staat als Roche lobe overflow (RLOF), ofwel geabsorbeerd door directe impact of door een aanwasschijf . Het wiskundige punt waardoor deze overdracht plaatsvindt, wordt het eerste Lagrangiaanse punt genoemd . Het is niet ongebruikelijk dat de aanwasschijf het helderste (en dus soms het enige zichtbare) element van een dubbelster is.

Als een ster te snel buiten zijn Roche-lob groeit om alle overvloedige materie naar de andere component over te brengen, is het ook mogelijk dat materie het systeem verlaat via andere Lagrange-punten of als sterrenwind , en dus effectief verloren gaat aan beide componenten. Omdat de evolutie van een ster wordt bepaald door zijn massa, beïnvloedt het proces de evolutie van beide metgezellen en creëert het stadia die niet kunnen worden bereikt door enkele sterren.

Studies van de verduisterende ternaire Algol leidden tot de Algol-paradox in de theorie van de evolutie van sterren : hoewel componenten van een dubbelster tegelijkertijd en massieve sterren veel sneller evolueren dan de minder massieve, werd opgemerkt dat de zwaardere component Algol A zit nog steeds in de hoofdreeks , terwijl de minder massieve Algol B een subgiant is in een later evolutionair stadium. De paradox kan worden opgelost door massaoverdracht : toen de zwaardere ster een subreus werd, vulde deze zijn Roche-lob , en het grootste deel van de massa werd overgebracht naar de andere ster, die nog steeds in de hoofdreeks staat. In sommige binaire bestanden, vergelijkbaar met Algol, is daadwerkelijk een gasstroom te zien.

Weglopers en novae

Artistieke weergave van plasma-ejecties van V Hydrae

Het is ook mogelijk dat ver uit elkaar liggende binaries tijdens hun leven het zwaartekrachtcontact met elkaar verliezen als gevolg van externe verstoringen. De componenten zullen dan verder evolueren als enkele sterren. Een nauwe ontmoeting tussen twee binaire systemen kan ook resulteren in een verstoring van de zwaartekracht van beide systemen, waarbij sommige sterren met hoge snelheden worden uitgeworpen, wat leidt tot weggelopen sterren .

Als een witte dwerg heeft een nauwe begeleidende ster die haar overstroomt rochelob , de witte dwerg zal gestaag aanslibben gassen uit de buitenste atmosfeer van de ster. Deze worden op het oppervlak van de witte dwerg samengedrukt door zijn intense zwaartekracht, samengeperst en verwarmd tot zeer hoge temperaturen als er extra materiaal naar binnen wordt gezogen. De witte dwerg bestaat uit gedegenereerde materie en reageert dus grotendeels niet op warmte, terwijl de geaccumuleerde waterstof dat niet is. Waterstoffusie kan op een stabiele manier aan het oppervlak plaatsvinden tijdens de CNO-cyclus , waardoor de enorme hoeveelheid energie die door dit proces vrijkomt, de resterende gassen wegblaast van het oppervlak van de witte dwerg. Het resultaat is een extreem heldere uitbarsting van licht, ook wel nova genoemd .

In extreme gevallen kan deze gebeurtenis ervoor zorgen dat de witte dwerg de Chandrasekhar-limiet overschrijdt en een supernova veroorzaakt die de hele ster vernietigt, een andere mogelijke oorzaak voor weglopers. Een voorbeeld van een dergelijke gebeurtenis is de supernova SN 1572 , die werd waargenomen door Tycho Brahe . De Hubble-ruimtetelescoop heeft onlangs een foto gemaakt van de overblijfselen van deze gebeurtenis.

Astrofysica

Binaries zijn de beste methode voor astronomen om de massa van een verre ster te bepalen. De zwaartekracht tussen hen zorgt ervoor dat ze rond hun gemeenschappelijke massamiddelpunt draaien. Uit het baanpatroon van een visueel binair getal, of de tijdvariatie van het spectrum van een spectroscopisch binair getal, kan de massa van zijn sterren worden bepaald, bijvoorbeeld met de binaire massafunctie . Op deze manier kan de relatie tussen het uiterlijk van een ster (temperatuur en straal) en zijn massa worden gevonden, waardoor de massa van niet-binaries kan worden bepaald.

Omdat een groot deel van de sterren in binaire systemen bestaat, zijn dubbelsterren bijzonder belangrijk voor ons begrip van de processen waarmee sterren worden gevormd. In het bijzonder vertellen de periode en de massa van het binaire getal ons over de hoeveelheid impulsmoment in het systeem. Omdat dit een geconserveerde hoeveelheid is in de natuurkunde, geven binaire bestanden ons belangrijke aanwijzingen over de omstandigheden waaronder de sterren werden gevormd.

Berekening van het massamiddelpunt in dubbelsterren

In een eenvoudige binaire geval, r 1 , de afstand van het centrum van de eerste ster om het massacentrum of zwaartepunt wordt gegeven door:

waar:

a is de afstand tussen de twee stellaire centra en
m 1 en m 2 zijn de massa van de twee sterren.

Als een wordt verstaan de te halve lange as van de baan van een lichaam rond de andere, dan is r 1 is de halve lange as van de baan van het eerste lichaam rond het massacentrum of zijn zwaartepunt , en r 2 = a - r 1 wordt de halve lange as van de baan van het tweede lichaam. Wanneer het massamiddelpunt zich in het massievere lichaam bevindt, zal dat lichaam eerder lijken te wiebelen dan een waarneembare baan te volgen.

Centrum van massa-animaties

De positie van het rode kruis geeft het massamiddelpunt van het systeem aan. Deze afbeeldingen vertegenwoordigen geen specifiek echt systeem.

Orbit1.gif
(a.) Twee lichamen van vergelijkbare massa in een baan rond een gemeenschappelijk zwaartepunt, of zwaartepunt
Orbit2.gif
(b.) Twee lichamen met een verschil in massa die rond een gemeenschappelijk zwaartepunt cirkelen, zoals het Charon-Pluto-systeem
Orbit3.gif
(c.) Twee lichamen met een groot verschil in massa die rond een gemeenschappelijk zwaartepunt cirkelen (vergelijkbaar met het aarde-maan-systeem )
Orbit4.gif
(d.) Twee lichamen met een extreem verschil in massa die rond een gemeenschappelijk zwaartepunt cirkelen (vergelijkbaar met het zon-aarde-systeem )
Orbit5.gif
(e.) Twee lichamen met een vergelijkbare massa die in een ellips rond een gemeenschappelijk zwaartepunt cirkelen

Onderzoeks resultaten

Multiplicity kans voor Bevolking ik hoofdreekssterren sterren
Massabereik Veelheid

Frequentie

Gemiddelde

Metgezellen

≤ 0,1  M 22% + 6%
−4%
0.22 +0,06
−0,04
0,1-0,5  M 26% ± 3% 0,33 ± 0,05
0,7-1,3  M 44% ± 2% 0,62 ± 0,03
1,5-5  M ≥ 50% 1,00 ± 0,10
8–16  M ≥ 60% 1,00 ± 0,20
≥ 16  M ≥ 80% 1,30 ± 0,20

Geschat wordt dat ongeveer een derde van de sterrenstelsels in de Melkweg binair of meervoudig is, terwijl de resterende twee derde enkelvoudige sterren zijn. De algemene multipliciteitsfrequentie van gewone sterren is een monotoon toenemende functie van stellaire massa . Dat wil zeggen, de kans om in een binair of meersterrensysteem te zijn, neemt gestaag toe naarmate de massa van de componenten toeneemt.

Er is een directe correlatie tussen de omwentelingsperiode van een dubbelster en de excentriciteit van zijn baan, waarbij systemen met een korte periode een kleinere excentriciteit hebben. Dubbelsterren kunnen worden aangetroffen met elke denkbare scheiding, van paren die zo dicht in een baan ronddraaien dat ze praktisch in contact met elkaar zijn, tot paren die zo ver van elkaar verwijderd zijn dat hun verbinding alleen wordt aangegeven door hun gemeenschappelijke eigen beweging door de ruimte. Onder zwaartekrachtgebonden dubbelstersystemen bestaat er een zogenaamde lognormale verdeling van perioden, waarbij de meerderheid van deze systemen in een baan om de aarde draait met een periode van ongeveer 100 jaar. Dit is ondersteunend bewijs voor de theorie dat binaire systemen worden gevormd tijdens stervorming .

In paren waar de twee sterren even helder zijn , zijn ze ook van hetzelfde spectraaltype . In systemen waar de helderheid verschilt, is de zwakkere ster blauwer als de helderdere ster een reuzenster is , en roder als de helderdere ster tot de hoofdreeks behoort .

Artist's impression van de aanblik vanaf een (hypothetische) maan van planeet HD 188753 Ab (linksboven), die in een baan om een drievoudig sterrensysteem draait . De helderste metgezel is net onder de horizon.

De massa van een ster kan alleen rechtstreeks worden bepaald aan de hand van zijn aantrekkingskracht. Afgezien van de zon en sterren die als zwaartekrachtlenzen fungeren , is dit alleen mogelijk in dubbelstersystemen en meervoudige sterrenstelsels, waardoor de dubbelsterren een belangrijke klasse van sterren vormen. In het geval van een visuele dubbelster kan, nadat de baan en de stellaire parallax van het systeem zijn bepaald, de gecombineerde massa van de twee sterren worden verkregen door een directe toepassing van de harmonische wet van Kepler .

Helaas is het onmogelijk om de volledige baan van een spectroscopisch binair getal te verkrijgen, tenzij het ook een visueel of verduisterend binair getal is, dus van deze objecten alleen een bepaling van het gezamenlijke product van massa en de sinus van de hellingshoek ten opzichte van de lijn. van zicht is mogelijk. In het geval van verduisterende binaries die ook spectroscopische binaries zijn, is het mogelijk om een ​​complete oplossing te vinden voor de specificaties (massa, dichtheid , grootte, helderheid en benaderde vorm) van beide leden van het systeem.

Planeten

Schematische voorstelling van een dubbelstersysteem met één planeet op een S-type baan en één op een P-type baan

Hoewel in een aantal dubbelstersystemen is gevonden dat ze extrasolaire planeten herbergen , zijn dergelijke systemen relatief zeldzaam in vergelijking met systemen met één ster. Waarnemingen met de Kepler-ruimtetelescoop hebben aangetoond dat de meeste enkele sterren van hetzelfde type als de zon veel planeten hebben, maar slechts een derde van de dubbelsterren hebben dat wel. Volgens theoretische simulaties verstoren zelfs ver uit elkaar liggende dubbelsterren vaak de schijven van rotsachtige korrels waaruit protoplaneten ontstaan. Aan de andere kant suggereren andere simulaties dat de aanwezigheid van een binaire metgezel de snelheid van planeetvorming in stabiele orbitale zones daadwerkelijk kan verbeteren door de protoplanetaire schijf "op te schudden", waardoor de aanwassnelheid van de protoplaneten erin toeneemt.

Het detecteren van planeten in meerdere sterrenstelsels brengt extra technische problemen met zich mee, waardoor ze misschien maar zelden worden gevonden. Voorbeelden zijn de witte dwerg - pulsar binaire PSR B1620-26 , de subgiant - rode dwerg binaire Gamma Cephei , en de witte dwerg - rode dwerg binaire NN Serpentis ; onder andere.

Een studie van veertien eerder bekende planetaire systemen wees uit dat drie van deze systemen binaire systemen zijn. Alle planeten bleken zich in banen van het S-type rond de primaire ster te bevinden. In deze drie gevallen was de secundaire ster veel zwakker dan de primaire en dus niet eerder gedetecteerd. Deze ontdekking resulteerde in een herberekening van parameters voor zowel de planeet als de primaire ster.

Sciencefiction heeft vaak planeten met dubbel- of ternaire sterren als decor gebruikt, bijvoorbeeld Tatooine van George Lucas uit Star Wars , en een opmerkelijk verhaal, " Nightfall ", voert dit zelfs naar een zessterrensysteem. In werkelijkheid zijn sommige baanbereiken onmogelijk om dynamische redenen (de planeet zou relatief snel uit zijn baan worden verdreven, ofwel helemaal uit het systeem worden geworpen of overgebracht naar een meer binnen- of buitenbaanbereik), terwijl andere banen een serieuze uitdaging vormen voor eventuele problemen. biosferen vanwege waarschijnlijke extreme variaties in oppervlaktetemperatuur tijdens verschillende delen van de baan. Planeten die in een binair systeem om slechts één ster draaien, zouden "S-type" banen hebben, terwijl planeten die rond beide sterren draaien "P-type" of " circumbinaire " banen hebben. Geschat wordt dat 50-60% van de binaire systemen in staat zijn bewoonbare aardse planeten binnen stabiele orbitale reeksen te ondersteunen.

Voorbeelden

De twee zichtbaar te onderscheiden componenten van Albireo

De grote afstand tussen de componenten, evenals hun verschil in kleur, maken Albireo tot een van de gemakkelijkst waarneembare visuele binaries. Het helderste lid, de op twee na helderste ster in het sterrenbeeld Cygnus , is eigenlijk zelf een dubbelster. Ook in het sterrenbeeld Cygnus bevindt zich Cygnus X-1 , een röntgenbron die als een zwart gat wordt beschouwd . Het is een binaire röntgenstraal met een hoge massa , waarbij de optische tegenhanger een variabele ster is . Sirius is een andere dubbelster en de helderste ster aan de nachtelijke hemel, met een visuele schijnbare magnitude van −1,46. Het bevindt zich in het sterrenbeeld Canis Major . In 1844 concludeerde Friedrich Bessel dat Sirius een binair getal was. In 1862 ontdekte Alvan Graham Clark de metgezel (Sirius B; de zichtbare ster is Sirius A). In 1915 stelden astronomen van de Mount Wilson Observatory vast dat Sirius B een witte dwerg was , de eerste die werd ontdekt. In 2005 bepaalden astronomen met behulp van de Hubble-ruimtetelescoop dat Sirius B een diameter van 12.000 km (7.456 mijl) had, met een massa die 98% van de zon is.

Luhman 16 , het derde dichtstbijzijnde sterrenstelsel, bevat twee bruine dwergen .

Een voorbeeld van een verduisterend dubbelster is Epsilon Aurigae in het sterrenbeeld Auriga . De zichtbare component behoort tot de spectraalklasse F0, de andere (verduisterende) component is niet zichtbaar. De laatste van een dergelijke zonsverduistering vond plaats van 2009–2011, en het is te hopen dat de uitgebreide waarnemingen die waarschijnlijk zullen worden uitgevoerd, meer inzicht kunnen opleveren in de aard van dit systeem. Een ander verduisterend dubbelster is Beta Lyrae , een halfvrijstaand dubbelstersysteem in het sterrenbeeld Lyra .

Andere interessante binaire bestanden zijn onder meer 61 Cygni (een binair getal in het sterrenbeeld Cygnus , bestaande uit twee K-klasse (oranje) hoofdreekssterren , 61 Cygni A en 61 Cygni B, die bekend staat om zijn grote eigen beweging ), Procyon (de helderste ster in het sterrenbeeld Canis Minor en de achtste helderste ster aan de nachtelijke hemel, een dubbelster bestaande uit de hoofdster met een zwakke witte dwerg metgezel), SS Lacertae (een verduisterend dubbelster dat stopte met verduisteren), V907 Sco (een verduistering binair bestand dat stopte, herstartte en vervolgens weer stopte) en BG Geminorum (een verduisterend binair getal waarvan wordt gedacht dat het een zwart gat bevat met een K0-ster in een baan eromheen), 2MASS J18082002−5104378 (een binair getal in de ' dunne schijf ' van de Melkweg , en met een van de oudst bekende sterren).

Meerdere ster voorbeelden

Systemen met meer dan twee sterren worden meerdere sterren genoemd . Algol is het meest bekende ternair (lang gedacht dat het een binair getal is), gelegen in het sterrenbeeld Perseus . Twee componenten van het systeem verduisteren elkaar, de variatie in de intensiteit van Algol werd voor het eerst geregistreerd in 1670 door Geminiano Montanari . De naam Algol betekent "demon ster" (van Arabisch : الغول al-Ghul ), die waarschijnlijk als gevolg werd gegeven aan zijn bijzondere gedrag. Een ander zichtbaar ternair is Alpha Centauri , in het zuidelijke sterrenbeeld Centaurus , dat de vierde helderste ster aan de nachtelijke hemel bevat, met een schijnbare visuele magnitude van -0,01. Dit systeem onderstreept ook het feit dat de zoektocht naar bewoonbare planeten niet voltooid is als binaries worden verdisconteerd. Alpha Centauri A en B hebben een afstand van 11 AU bij de dichtstbijzijnde nadering, en beide zouden stabiele bewoonbare zones moeten hebben.

Er zijn ook voorbeelden van systemen buiten de ternairen: Castor is een zesvoudig sterrenstelsel, de op een na helderste ster in het sterrenbeeld Tweelingen en een van de helderste sterren aan de nachtelijke hemel. Astronomisch werd ontdekt dat Castor in 1719 een visueel binair getal was. Elk van de componenten van Castor is zelf een spectroscopisch binair getal. Castor heeft ook een zwakke en ver uit elkaar staande metgezel, die ook een spectroscopisch binair getal is. Het visuele dubbelster Alcor-Mizar in Ursa Majoris bestaat ook uit zes sterren, waarvan er vier bestaan ​​uit Mizar en twee uit Alcor.

Zie ook

Aantekeningen en verwijzingen

Externe links