- Denna artikel handlar om den astronomiska företeelsen dubbelstjärna. För Robert A. Heinleins roman med samma namn, se Dubbelstjärna (bok).
En dubbelstjärna, även kallad binär stjärna, är ett stjärnsystem som består av två stjärnor, istället för en enda som i vårt eget solsystem. Det finns många dubbelstjärnor, kanske till och med fler än det finns enstjärnesystem. Dubbelstjärnor är väldigt viktigt inom astrofysiken eftersom man kan studera stjärnorna närmre.
En dubbelstjärna är inte samma sak som en optisk dubbelstjärna. De optiska ser ut att ligga nära varandra härifrån jorden, men i verkligheten är de inte styrda av varandras gravitationella krafter. Dubbelstjärnor kan hittas visuellt genom teleskop eller av en mer indirekt metod med hjälp av dess spektrum. Om dubbelstjärnor skulle hamna i omloppsbana runt varandra så skulle de kunna förmörka varandra, dessa stjärnor kallas förmörkelsebinär.
När systemets komponenter har olika utgångsmassa, kommer de att åldras i olika takt. Detta kan få spektakulära konsekvenser, om den ena stjärnan till exempel fyller sin Roche-lob och det bildas en ackretionsskiva. Komponentera kan ha olika massa och olika åldrar. Exempel på dubbelstjärnor är Algol, Sirius och Cygnus X-1 (där den ena medlemmen troligtvis är ett svart hål).
-
Animation av ett binärt stjärnsystem som visar primärförmörkelse och sekundärförmörkelse. -
Animation av ett binärt stjärnsystem som visar när det sker en överföring av massa mellan stjärnorna.
Upptäcktshistoria
Termen "dubbelstjärna" användes för första gången av William Herschel år 1802. Med hjälp av teleskopet kunde man upptäcka många fler dubbelstjärnor än vad som var tidigare möjligt, år 1780 hade Herschel mätt upp avståndet mellan stjärnorna och dess plats för över 700 par stjärnor. Under den tid han observerade upptäckte han att 50 av dessa 700 hade ändrat läge.
Observationsmetoder
 |
Det här avsnittet behöver källhänvisningar för att kunna verifieras. (2011-02) Åtgärda genom att lägga till pålitliga källor (gärna som fotnoter). Uppgifter utan källhänvisning kan ifrågasättas och tas bort utan att det behöver diskuteras på diskussionssidan. |
Visuell dubbelstjärna
Enligt en klassisk uppdelning är en visuell dubbelstjärna ett stjärnpar vars två komponenter kan urskiljas var för sig genom teleskop. Vid verklig visuell observation genom jordatmosfären motsvarar detta grovt en separation större än 0,1 bågsekunder för par med ungefär lika ljusstarka komponenter. Eftersom även denna undre gräns på 10 pc avstånd motsvarar 1 AU, medan det 1000 pc bort ger en verklig separation på 100 AU är det klart att visuella par (som kan ha separationer på flera bågsekunder) i allmänhet har mycket långa perioder. I de flesta fall kommer stjärnorna i visuella par att kunna utvecklas till jättestjärnor utan att påverkas av varandra. Visuella dubbelstjärnor är mycket vanliga, eftersom fördelningen över (log) fysisk separation är ganska jämn ut till tiotusentals AU.
Astrometrisk dubbelstjärna
En astrometrisk dubbelstjärna är en dubbelstjärna vars duplicitet framgår av dess icke-linjära egenrörelse. Stjärnan ser ut som en vanlig enkelstjärna, men genom astrometriska observationer finner man att egenrörelsen kan delas upp i en vanlig linjär del plus en del som kan tolkas som elliptisk banrörelse. Storleken av fotocentrums ellipsbana beror på systemets verkliga storlek samt stjärnornas olika ljusstyrkor. Två identiska stjärnor ger ett orörligt fotocentrum, medan en helt dominerande komponent ger ett fotocentrum som rör sig som denna dominerande komponent i förhållande till systemets tyngdpunkt. Det senare fallet kan exemplifieras av till exempel Sirius, som var känd som astrometrisk dubbelstjärna innan den vita dvärgkomonenten upptäcktes visuellt. Även exoplaneter kan upptäckas astrometriskt på samma sätt, men precisionen som krävs är extrem.
Se även