Dubbelsterren

Sterren ontstaan uit samentrekkende gaswolken. De meeste gaswolken zijn dermate uitgestrekt dat er gemakkelijk enkele tientallen tot honderden sterren uit gevormd kunnen worden. Vaak zullen twee of meer condensatiekernen zo dicht bij elkaar liggen dat de eruit resulterende sterren rond elkaar gaan draaien; we spreken dan van een dubbelster of een meervoudige ster. Tegenwoordig neemt men aan dat het merendeel van de sterren dubbel of meervoudig is. Enkelvoudige sterren zoals onze zon zijn dus eerder uitzondering dan regel.

Aan de hemel vinden we inderdaad talrijke sterrenparen. De meeste daarvan kunnen we alleen met een telescoop zien; met het blote oog zien we niets of slechts één ster. Sommige van deze paren zijn echter schijnbare paren. Dat wil zeggen dat die sterren vanaf de aarde gezien toevallig in dezelfde richting staan maar in werkelijk op erg verschillende afstanden van ons. Het merendeel van de sterrenparen zijn echter fysische dubbelsterren waarvan beide componenten rond hun gemeenschappelijk massamiddelpunt draaien.De omlooptijden rond het gemeenschappelijke zwaartepunt variëren van enkele jaren tot vele duizenden jaren

Dubbelsterren waarvan beide componenten van elkaar kunnen worden gescheiden met het blote oog of met een optisch instrument noemen we visuele dubbelsterren.

Bij een astrometrische dubbelster kan de aanwezigheid van een begeleider worden afgeleid uit de slingerende eigenbeweging van de hoofdster. Aangezien hoofdster en begeleider beide een baan om een gemeenschappelijk zwaartepunt (barycentrum) beschrijven, verraadt de begeleider zijn aanwezigheid door een kleine slingerbeweging van de hoofdster. Op deze manier leidde de Duitse sterrenkundige Friedrich Wilhelm Bessel in de periode 1834-1844 het bestaan af van een onzichtbare begeleider bij de ster Sirius, de helderste ster in het sterrenbeeld Canis Major (Grote Hond). Deze begeleider, Sirius B, werd in 1862 ontdekt door Alvan Clark. De aanwezigheid van een begeleider kan ook afgeleid worden uit variaties in de radiale snelheid van de hoofdster.

Is de hoekafstand tussen de sterren echter te klein dan kunnen we de componenten niet meer met een telescoop scheiden. Als de componenten te dicht bij elkaar staan of de dubbelster is erg ver van ons verwijderd dan gebruikt men een spectroscoop om de componenten te scheiden. Zulke dubbelsterren noemen we dan spectroscopische dubbelsterren.Bij een spectroscopische dubbelster kan dat worden afgeleid uit de periodieke verschuiving en verdubbeling van de spectraallijnen

Tenslotte zijn er ook nog dubbelsterren die we kunnen waarnemen omdat de helderheid van die sterren varieert. Dit is het geval wanner een van beide sterren door de ander wordt bedekt zodat we nu weer eens het licht van de ene en dan het licht van de andere ontvangen. Deze sterren worden bedekkingsveranderlijken of eclipsveranderlijken genoemd. De bekendste van deze categorie is Algol (bèta Persei) waarvan de helderheid iedere 69 uur daalt van magnitude 2,1 naar 3,3.

Je mag bij bovenstaand verhaal niet vergeten dat er niet alleen dubbelsterren bestaan maar ook meervoudige sterren. Zo is de ster Castor in het sterrenbeeld Tweelingen zelfs zesvoudig.

Bron:
Govert Schilling, Sterrenkunde van A tot Z, Uitgever Het Spectrum, 1999

Volkssterrenwacht Urania