Doppelsterne

In der Mitte unseres Planetensystems befindet sich ein einzelner Stern, die Sonne. Aber es gibt im Weltall viele Sterne, die enge Paare oder sogar mehrfache Systeme miteinander bilden. Doppelsterne kommen überraschend häufig vor, sind jedoch nicht immer das, was sie scheinen. In manchen Fällen sehen sie dadurch wie zusammengehörige Paare aus, dass sie in unserer Blickrichtung nahe beieinanderstehen. Ein Beispiel dafür ist der helle blaue Stern Wega in der Leier. Er hat einen Begleiter 12. Größe, der viel weiter entfernt ist, aber von uns aus gesehen so dicht neben ihm erscheint, als ob er zu ihm gehöre. Schöne Doppelsterne im Fernrohr
Ursprünglich glaubte man, dass alle Doppelsterne nur durch den perspektivischen Effekt als solche wirken. Erst durch die umfassenden Arbeiten von Wilhelm Herschel (1738-1822) wurden 1793 echte physische Paare nachgewiesen. In einem solchen System bewegen sich beide Komponenten um ihr gemeinsames Schwerezentrum. Die Umlaufzeit kann kurz sein – in extremen Fällen unter 20 Min. -, in manchen Fällen aber auch viele Jahre betragen. Nicht weit von Spica in der Jungfrau steht γ Virginis, dessen beide genau gleiche Komponenten eine Periode von 180 Jahren haben. Die Winkeldistanz, unter der wir sie sehen, nimmt zur Zeit ständig ab. Früher konnte man die beiden mit einem kleinen Fernrohr getrennt sehen, aber im Jahr 2016, wenn die Distanz ihren kleinsten Wert erreicht haben wird, wird γ Virginis nur noch in Riesenteleskopen als Doppelstern erscheinen. Mizar mit seinem Begleiter Alkor, dem »Reiterlein«, ist ein besonders leicht zu beobachtender Doppelstern und auch der erste, der als solcher entdeckt wurde. Wie α Centauri hat er ziemlich ungleiche Komponenten von 2,4 bzw. 3,9 Größenklassen. Bei manchen Paaren, z. B. bei γ Arietis, sind beide Komponenten vom gleichen Spektraltyp, andere unterscheiden sich durch wunderschöne Farbkontraste. So hat der helle rote Antares im Skorpion einen schwachen grünen Begleiter. Dasselbe gilt für den Roten Riesen α Herculis. Das beste Beispiel ist Albireo (β Cygni) mit einem goldgelben Hauptstern und einem grünblauen Begleiter – schon in einem kleinen Fernrohr ein prächtiger Anblick! Spektroskopische und Bedeckungsdoppelsterne
Wenn die Komponenten nur wenig voneinander getrennt sind, erscheinen sie wie ein einziger Stern, aber die Umläufe der Komponenten kommen im Spektroskop zum Ausdruck. So ist der hellere Stern des Mizar-Paares selbst ein spektroskopischer Doppelstern. Es gibt auch mehrfache Systeme mit mehr als zwei Komponenten. Beispielsweise besteht α Centauri, der hellste unter den sonnennahen Sternen, aus zwei etwas ungleichen Komponenten der Größen 0,0 und 1,7. Eng zu ihm gehört aber auch Proxima Centauri, der Stern mit der geringsten Entfernung von der Erde, der allerdings viel schwächer als a ist. So stellt dieser insgesamt ein dreifaches System dar. Ein sehr schönes vierfaches System ist ε Lyrae, ein recht weites Paar, dessen beide Komponenten selbst wieder doppelt sind. Castor in den Zwillingen ist sogar ein sechsfaches System: Vier Komponenten sind hell, zwei sind schwache Rote Zwerge. Insgesamt handelt es sich um zwei spektroskopische Doppelsterne und einen dritten, viel schwächeren Begleiter, der auch doppelt ist. Wenn sich die beiden Sterne eines Doppelsystems um einander bewegen, kann es geschehen, dass – von uns aus gesehen – die eine Komponente die andere mehr oder weniger bedeckt. Dadurch wird das zu uns gelangende Licht natürlich geschwächt, und es kommt zu einem signalartigen Zwinkern. Der klassische Bedeckungsveränderliche ist Algol (β Persei), bei dessen Bedeckungen die Helligkeit alle 2,87 Tage von 2,2 auf 3,5 Größen absinkt. Das Minimum dauert 20 Min., die allmähliche Abnahme und Wiederkehr der vollen Helligkeit 5 Std. Es gibt viele Sterne vom Algol-Typ. Bei β Lyrae, nahe Wega, sind die Komponenten dicht beieinander und weniger ungleich. Daher erfolgen zwei gut ausgeprägte Minima während der Gesamtperiode, die 12,9 Tage dauert. Manche Bedeckungsveränderlichen haben kurze Perioden, δ Librae z. B. nur 2,3 Tage. Andererseits haben ζ Aurigae 972 Tage und ε Aurigae sogar 27 Jahre als Perioden. An sich besteht kein wesentlicher Unterschied zwischen einem Bedeckungsveränderlichen und einem gewöhnlichen Doppelsternsystem. Es kommt nur auf den Blickwinkel an. Würde man mehr von oben auf die Bahnebene der beiden Partner schauen, so würde Algol überhaupt keinen Lichtwechsel zeigen und insgesamt immer gleich hell erscheinen. Die Bedeutung der Doppelsterne
Früher hielt man Doppelsterne für das Ergebnis der Spaltung eines Einzelsterns, der durch rasche Rotation auseinandergebrochen sein sollte. Heute gilt es als wahrscheinlicher, dass sich die beiden Komponenten unabhängig voneinander zur gleichen Zeit und im gleichen Raumgebiet gebildet haben. Während es sehr schwierig ist, die Masse eines Einzelsterns zu bestimmen, ermöglichen Doppelsterne durch die Bahnbewegungen ihrer Komponenten zumindest eine Abschätzung der Masse des Gesamtsystems. Außerdem liefern Bedeckungsveränderliche noch weitere Daten. Die Untersuchung ihrer Lichtkurven gibt nützliche Hinweise auf die Durchmesser der Komponenten. So sind Doppelsterne sowohl für die Astrophysik wie für die Himmelsmechanik sehr wichtig. Ihre laufende Beobachtung gehört nach wie vor zu den fundamentalen Aufgaben astronomischer Tätigkeit.