Dobbeltstjerne

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk
Dobbeltstjerna Eta Carinae fotografert med Hubble-teleskopet.
Film om utviklinga av ei dobbeltstjerne.

Ei dobbeltstjerne er eit stjernesystem der to stjerner går i krinslaup rundt eit felles tyngdepunkt eller barysentrum. Fenomenet er svært vanleg i det observerbare universet - ein stad mellom ein fjerdedel og halvparten av dei stjernene ein kan observera er medlemmar av stjernesystem med alt frå to til seks stjerner.[1][2]

Ein må skilja dobbeltstjerner som dannar slike stjernesystem frå optiske dobbeltstjerner, som ikkje har noko anna samband enn at det ser ut som om dei ligg tett saman fordi dei ligg i same retning sett frå observasjonsstaden. Ein kan berre skilja optiske dobbeltstjerner frå dei fysiske gjennom lang tids observasjon der ein til dømes kan sjå stjernene som utgjer optiske dobbeltstjerner bevega seg rettlinja i høve til kvarande.[3] Mange fysiske dobbeltstjerner, særleg dei som ligg langt unna, kan sjå ut for ein observatør som eit enkelt lyspunkt. Ein må då bruka andre metodar for å avgjera om dei utgjer ei dobbeltsjerne. Den lyssterkaste stjerna på himmelen, Sirius, er eit døme på ei dobbeltsjerne.

Historie[endre | endre wikiteksten]

Astronomen Christian Mayer gav ut ein katalog over dobbeltstjerner i 1781 med skildringar av 89 stjernepar. Fleire oppdagingar blei gjort av mellom anna William Herschel og sonen John Herschel og av Friedrich Georg Wilhelm von Struve og sonen Otto Wilhelm von Struve. Amerikanske Sherburne Wesley Burnham identifiserte fleire dobbeltstjerner og gav ut Burnham Double Star Catalogue i 1906, som omfatta 13 665 stjernesystem. Robert T.A. Innes oppdaga rundt 1 600 nye sternepar og gav ut katalogar i 1900 og 1927. Robert Grant Aitken sin Aitken Double Star Catalogue (ADS) kom ut i 1932 og omfatta 17 180 dobbeltstjerner. I 1982 hadde ein oppdaga over 75 000 stjernesystem.[3]

Klassifisering av dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

Ein kan dele dobbeltstjerner inn etter to ulike system. I det eine vert stjernene sortert etter dei observasjonsmetodane som «avslører» dei som dobbeltstjerner, og i det andre vert sortert dei etter storleiken til dei enkelte stjernene i tilhøve til avstanden mellom dei.

Klassifisering etter observasjonsmetode[endre | endre wikiteksten]

I dette systemet skil ein mellom fire ulike typar dobbeltstjerner, nemleg visuelle, astronomiske, spektroskopiske og formørkingsvariable dobbeltstjerner. I dette systemet kan eitt enkelt dobbeltstjernesystem passa inn i meir enn ein av kategoriane. Til dømes er ein del spektroskopiske dobbeltstjerner òg formørkingsvariable.

Systemet omfattar òg ein femte kategori, optiske dobbeltstjerner. Dette er «dobbeltstjerner» som sidan har vist seg å vera to separate stjerner med vidt ulike avstandar til jorda.

Visuelle dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

Albireo er ei visuell dobbeltstjerne.

For ein del dobbelstjerner som ikkje er for fjerne kan ein ved å bruka kikkertar eller teleskop sjå dei enkelte «medlemmane» av systemet direkte, og over tid følgja dei innbyrdes rørslene deira. Denne typen dobbeltstjerner vert kalla visuelle dobbeltstjerner.

Astrometriske dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

Den lyssterke Sirius og den langt svakare «følgjaren» hennar sett med Hubble-teleskopet. Kjelde: NASA.

For ein del av dei «ekte» dobbeltstjernene er berre den eine eller nokre av medlemmane til systemet synlege frå jorda, men i desse tilfella kan eventuelle «usynlege dansepartnarar» avslørast ved uregelmessigheiter i dei innbyrdes rørslene til dei synlege stjernene: Den slags dobbeltstjerner vert omtalt som astrometriske dobbeltstjerner.

Eit kjend døme på dette er Sirius, eller «Hundestjerna» i stjernebiletet Den store hunden (Canis major). Ein oppdaga at stjerna «slingrar», og meinte at Sirius krinsa rundt ein eller annan ganske tung lekam. Seinare, i 1862, oppdaga ein følgjaren, omtrent der ein forventa å finna ho.

Spektroskopiske dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

I andre tilfelle står begge/alle stjernene i eit dobbeltstjernesystem så tett at ein ikkje kan observere dei innbyrdes rørslene deira. Men ved å undersøkja spekteret for lyset som stjerna sender ut, kan ein sjå at spekteret inneheld ei samanblanding av fleire ulike stjerner sine spektrale «fingeravtrykk». Dobbeltstjerner som vert avslørt på denne måten verta kalla spektroskopiske dobbeltstjerner.

Sidan stjernene rører seg rundt kvarandre, vil dopplereffekten sørgje for at dei karakteristiske linjene (tilsvarande avgjorte bølgjelengder) i spekteret flyttar seg litt med tida. Sjølv om ikkje begge/alle stjerner i eit dobbeltstjernesystem sett frå jorda er lyssterke nok til at ein kan gjera spektralanalyse, kan ein med dei astronomiske dobbeltstjernene rekna seg fram til banane til dei øvrige stjernene og eigenskapar.

Formørkingsvariable dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

Animasjon av ei formørkingsvariabel stjerne og den samla lysstyrken.

I enkelte tilfelle krinsar to stjerner rundt kvarandre i eit plan som ligg særs nær siktelinja mot jorda. Sett herfrå vil dei to stjernene på skift passere føre kvarandre som vist til høgre. Når den eine stjerna på denne måten heilt eller delvis skjuler lyset frå den andre, mottek ein observatør på jorda mindre lys enn på tidspunkt der begge stjernene er fullt synlege. Nedst på illustrasjonen til høgre kan ein sjå korleis den samla lysstyrken frå dobbeltstjerna fell kortvarig kvar gong den eine stjerna kjem inn føre den andre.

Viss ei slik dobbeltstjerne ligg langt nok frå jorda, kan sjølv ikkje dei beste teleskopa visa direkte at det er to stjerner; det einaste som avslører at det er snakk om ei dobbeltstjerne, er dei regelmessige falla i det samla lyset vi mottek frå begge stjernene. Slike stjerner vert kalla formørkingsvariable eller fotometriske dobbeltstjerner, og ut frå tida mellom, og gått av, desse falla i lysintensiteten kan ein rekne ut ei rekkje opplysningar om paret: Omløpstid, det innbyrdes storleikstilhøvet til stjernene, vinkelen til baneplanet i tilhøve til synslinja til jorda og anna.

Optiske dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

Det hender at to stjerner står svært tett på kvarandre på himmelen sett frå jorda, medan den eine stjerna i røyndomen er mykje lengre borte frå jorda enn den andre. I visse tilfelle av denne arta har ein trudd at det var snakk om ei dobbeltstjerne, men betre observasjonsmetodar har sidan påvist at dette ikkje er tilfelle. Den slags «falske» dobbeltstjerner vert omtalt som optiske dobbeltstjerner.

Klassifisering etter storleikstilhøve[endre | endre wikiteksten]

I dette klassifikasjonssystemet vert dobbeltstjernene sortert etter kor tett dei er på kvarandre (i tilhøve til storleiken deira): Jo tettare stjernene er på kvarandre, dess meir påverkar dei kvarandre med sin tyngdekraft og «atmosfære» — i visse tilfelle krinsar stjernene så nært kvarandre at det vert overført material (gass og plasma) frå overflata av den eine stjerna til den andre.

Skilde dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

I eit skilt dobbeltstjernesystem er avstanden mellom stjernene stor i tilhøve til storleiken til stjernene; så stor at stjernene ikkje påverkar kvarandre utover det at dei krinsar rundt kvarandre. Stjerner i slike system utviklar seg som dei ville gjort viss dei var to einskildståande stjerner.

Delvis fråskilde dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

I delvis fråskilde dobbeltstjerner er den eine stjerna så stor at noko av gassen og plasmaet frå dei ytre laga til stjerna kjem utanfor stjerna si såkalla Roche-grense: Så langt ute er tyngdekrafta til stjerna som stoffet kjem frå, ikkje sterkare enn tyngdekrafta frå den andre stjerna, og noko stoffa fell difor ned på den andre stjerna.

Kontakt-dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

I kontakt-dobbeltstjerner utfyller begge stjernene sine Roche-grenser: Dei ytste laga av gass og plasma i dei to stjernene «smeltar saman» til ein felles stjerneatmosfære som omgjev begge partar. Denne felles atmosfæren kan skapa friksjon og bremsa dei innbyrdes rørslene til stjernene, med den konsekvensen at dei etter ei tid sameinast til éi stjerne.

Utviklinga til dobbeltstjerner[endre | endre wikiteksten]

Utrekningar viser at sjølv om det ikkje er heilt umogleg for fleire stjerner å «møtast tilfeldig» i rommet, og deretter verta saman verande som eit dobbeltstjernesystem, så krev det ganske spesielle omstende og er difor temmeleg usannsynleg. Difor heller ein til den teorien at dobbeltstjernesystem primært vert danna ved at gasskya som er forstadiet til alle stjerner vert brote opp i fleire delar tidleg i danningsprosessen. Studium av «unge» dobbeltstjernesystem synest å understøtte denne teorien.

Mot slutten av sitt «liv» veks ei hovudserie-stjerne temmeleg valdsamt: Medan stjerna i hovudserie-livet sitt hadde god plass innanfor si eiga Roche-grense, kan ho i eit dobbeltstjernesystem veksa så mykje at ho mistar stoff ut over Roche-grensa, som deretter anten fell direkte ned på den andre stjerna, eller samlast opp i ei tilvekstskive rundt den stjerna som mottek stoffet. I tilvekstskiva vert den mekaniske energien til det fallande stoffet omsett til elektromagnetisk stråling, nokon gjeng så mykje at skiva sender ut meir lys enn stjernene sjølv.

Då livsforløp til ei ei stjerne vert avgjort av kor mykje masse ho inneheld, kan den slags masseutveksling mellom stjernene endra lagnaden deira. Slike stoffutvekslingar gjer det mogleg for stjerner i dobbeltstjernesystem å nå spesielle utviklingstrinn som ikkje er moglege for einskildståande stjerner.

I nokre delvis fråskilde dobbeltstjerner vert den materialen overført til overflata av ei elles «daud» kvit dvergstjerne. Denne kan då blussa opp i eit nova-utbrot, eller i ekstreme tilfelle ende i ein supernova-eksplosjon.

Kjelder[endre | endre wikiteksten]