Binärer Stern - Binary star

Hubble- Bild des Sirius- Binärsystems, in dem Sirius B deutlich unterschieden werden kann (unten links)

Ein Doppelstern ist ein Sternensystem, das aus zwei Sternen besteht , die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen . Systeme aus zwei oder mehr Sternen werden als Mehrfachsternsysteme bezeichnet . Diese Systeme erscheinen, besonders wenn sie weiter entfernt sind, für das bloße Auge oft als ein einziger Lichtpunkt und werden dann auf andere Weise als multiple enthüllt.

Der Begriff Doppelstern wird oft synonym mit Doppelstern verwendet ; jedoch Doppelstern kann auch bedeuten , optischen Doppelstern . Optische Doppel werden so genannt, weil die beiden Sterne von der Erde aus gesehen nahe beieinander am Himmel erscheinen; sie sind fast auf der gleichen Sichtlinie . Ihre "Doppeltheit" hängt jedoch nur von diesem optischen Effekt ab; die Sterne selbst sind weit voneinander entfernt und haben keine physische Verbindung. Ein Doppelstern kann durch Unterschiede in seinen Parallaxenmessungen , Eigenbewegungen oder Radialgeschwindigkeiten als optisch entlarvt werden . Die meisten bekannten Doppelsterne wurden nicht ausreichend untersucht, um festzustellen, ob es sich um optische Doppelsterne oder um Doppelsterne handelt, die physikalisch durch die Gravitation in ein Mehrfachsternsystem gebunden sind.

Binäre Sternsysteme sind in der Astrophysik von großer Bedeutung, da durch Berechnungen ihrer Umlaufbahnen die Massen ihrer Teilsterne direkt bestimmt werden können, wodurch wiederum andere Sternparameter wie Radius und Dichte indirekt abgeschätzt werden können. Damit wird auch eine empirische Masse-Leuchtkraft-Beziehung (MLR) bestimmt, aus der die Massen einzelner Sterne abgeschätzt werden können.

Doppelsterne werden oft als separate Sterne aufgelöst, in diesem Fall werden sie visuelle Doppelsterne genannt . Viele visuelle Doppelsterne haben lange Umlaufzeiten von mehreren Jahrhunderten oder Jahrtausenden und haben daher Umlaufbahnen, die unsicher oder wenig bekannt sind. Sie können auch durch indirekte Techniken wie Spektroskopie ( spektroskopische Binärdateien ) oder Astrometrie ( astrometrische Binärdateien ) nachgewiesen werden. Wenn ein Doppelstern zu Orbit in einer Ebene entlang unserer Sichtlinie passiert, werden seine Komponenten verdunkeln und Transit sich; diese Paare werden als verdunkelnde Binärdateien bezeichnet oder zusammen mit anderen Binärdateien, die die Helligkeit während ihrer Umlaufbahn ändern, photometrische Binärdateien .

Wenn Komponenten in Doppelsternsystemen nahe genug beieinander liegen, können sie ihre gegenseitige äußere Sternatmosphäre gravitativ verzerren. In einigen Fällen können diese engen Doppelsysteme Masse austauschen, was ihre Entwicklung zu Stufen führen kann, die einzelne Sterne nicht erreichen können. Beispiele für Binärdateien sind Sirius und Cygnus X-1 (Cygnus X-1 ist ein bekanntes Schwarzes Loch ). Doppelsterne kommen auch als Kerne vieler planetarischer Nebel vor und sind die Vorläufer von Novae und Supernovae vom Typ Ia .

Entdeckung

Der Begriff binär wurde in diesem Zusammenhang erstmals 1802 von Sir William Herschel verwendet , als er schrieb:

Sollten dagegen zwei Sterne wirklich sehr nahe beieinander liegen und gleichzeitig so weit isoliert sein, dass sie von den Anziehungen benachbarter Sterne nicht wesentlich beeinflusst werden, so bilden sie ein eigenes System und bleiben durch die Bindung ihrer eigenen gegenseitigen Gravitation zueinander. Dies sollte als echter Doppelstern bezeichnet werden; und zwei beliebige Sterne, die so miteinander verbunden sind, bilden das binäre siderische System, das wir jetzt betrachten sollen.

Nach moderner Definition ist der Begriff Doppelstern im Allgemeinen auf Sternpaare beschränkt, die sich um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt drehen. Binary Sterne , die können gelöst mit einem Teleskop oder interferometrische Methoden sind bekannt als visuelle Binärdateien . Für die meisten der bekannten visuellen Doppelsterne wurde noch keine ganze Umdrehung beobachtet; es wird vielmehr beobachtet, dass sie sich entlang einer gekrümmten Bahn oder eines Teilbogens bewegt haben.

Binärsystem von zwei Sternen

Der allgemeinere Begriff Doppelstern wird für Sternpaare verwendet, die am Himmel nahe beieinander stehen. Diese Unterscheidung wird selten in anderen Sprachen als Englisch gemacht. Doppelsterne können binäre Systeme oder nur zwei Sterne, die dicht nebeneinander in dem Himmel zu sein scheinen, haben aber ganz andere wahre Abstände von der Sonne Letztere werden optische Doppel oder optische Paare genannt .

Seit der Erfindung des Teleskops wurden viele Doppelsternpaare gefunden. Frühe Beispiele sind Mizar und Acrux . Mizar, im Großen Wagen ( Ursa Major ), wurde 1650 von Giovanni Battista Riccioli (und wahrscheinlich früher von Benedetto Castelli und Galileo ) als doppelt beobachtet . Der helle Südstern Acrux im Kreuz des Südens wurde 1685 von Pater Fontenay als doppelt entdeckt.

John Michell war der erste, der vorschlug, dass Doppelsterne physisch aneinander befestigt sein könnten, als er 1767 argumentierte, dass die Wahrscheinlichkeit, dass ein Doppelstern auf eine zufällige Ausrichtung zurückzuführen sei, gering sei. William Herschel begann 1779 mit der Beobachtung von Doppelsternen und veröffentlichte bald darauf Kataloge mit etwa 700 Doppelsternen. Bis 1803 hatte er im Laufe von 25 Jahren bei einer Reihe von Doppelsternen Veränderungen der relativen Positionen beobachtet und kam zu dem Schluss, dass es sich um Doppelsternsysteme handeln muss; die erste Umlaufbahn eines Doppelsterns wurde jedoch erst 1827 berechnet, als Félix Savary die Umlaufbahn von Xi Ursae Majoris berechnete . Seitdem wurden viele weitere Doppelsterne katalogisiert und vermessen. Der Washington Double Star Catalog , eine Datenbank visueller Doppelsterne, die vom United States Naval Observatory zusammengestellt wurde , enthält über 100.000 Paare von Doppelsternen, darunter optische Doppelsterne sowie Doppelsterne. Bahnen sind nur für einige Tausend dieser Doppelsterne bekannt, und die meisten wurden weder als echte Doppelsterne noch als optische Doppelsterne nachgewiesen. Dies kann durch Beobachten der Relativbewegung der Paare bestimmt werden. Wenn die Bewegung Teil einer Umlaufbahn ist oder die Sterne ähnliche Radialgeschwindigkeiten haben und der Unterschied in ihrer Eigenbewegung im Vergleich zu ihrer gemeinsamen Eigenbewegung gering ist, ist das Paar wahrscheinlich physikalisch. Eine der Aufgaben, die visuellen Beobachtern von Doppelsternen bleibt, besteht darin, ausreichende Beobachtungen zu erhalten, um den Gravitationszusammenhang zu beweisen oder zu widerlegen.

Klassifizierungen

Edge-on-Scheibe aus Gas und Staub rund um das Doppelsternsystem HD 106906

Beobachtungsmethoden

Binäre Sterne werden nach ihrer Beobachtung in vier Typen eingeteilt: visuell, durch Beobachtung; spektroskopisch durch periodische Änderungen der Spektrallinien ; photometrisch , durch Helligkeitsänderungen, die durch eine Sonnenfinsternis verursacht werden; oder astrometrisch , indem eine Abweichung in der Position eines Sterns gemessen wird, die durch einen unsichtbaren Begleiter verursacht wird. Jeder Doppelstern kann mehreren dieser Klassen angehören; zum Beispiel verdunkeln mehrere spektroskopische Binärdateien auch Binärdateien.

Visuelle Binärdateien

Ein visueller binärer Stern ist ein Doppelstern , für die der Winkelabstand zwischen den beiden Komponenten groß genug ist , sie zu erlauben , als ein Doppelstern in einem zu beobachten Teleskop oder sogar High-Power - Fernglas . Die Winkelauflösung des Teleskops ist ein wichtiger Faktor bei der Erkennung von visuellen Doppelsternen, und da bei Doppelsternbeobachtungen bessere Winkelauflösungen angewendet werden, wird eine zunehmende Anzahl von visuellen Doppelsternen erkannt. Die relative Helligkeit der beiden Sterne ist ebenfalls ein wichtiger Faktor, da die Blendung eines hellen Sterns es schwierig machen kann, das Vorhandensein einer schwächeren Komponente zu erkennen.

Der hellere Stern eines visuellen Doppelsterns ist der Primärstern , und der Dimmer gilt als der Sekundärstern. In einigen Veröffentlichungen (insbesondere älteren) wird eine schwache Sekundärseite als Comes (Plural comites ; Begleiter) bezeichnet. Sind die Sterne gleich hell, wird üblicherweise die Entdeckerbezeichnung für das Primäre akzeptiert.

Der Positionswinkel des Sekundärteils zum Primärteil wird zusammen mit dem Winkelabstand zwischen den beiden Sternen gemessen. Der Beobachtungszeitpunkt wird ebenfalls aufgezeichnet. Nachdem über einen längeren Zeitraum eine ausreichende Anzahl von Beobachtungen aufgezeichnet wurde, werden diese in Polarkoordinaten mit dem Primärstern im Ursprung aufgetragen und die wahrscheinlichste Ellipse wird durch diese Punkte gezogen, so dass das Keplersche Flächengesetz erfüllt ist. Diese Ellipse ist als scheinbare Ellipse bekannt und ist die Projektion der tatsächlichen elliptischen Umlaufbahn des Sekundärteils in Bezug auf das Primärteil auf der Himmelsebene. Aus dieser projizierten Ellipse können die vollständigen Elemente der Umlaufbahn berechnet werden, wobei die Haupthalbachse nur in Winkeleinheiten ausgedrückt werden kann, es sei denn, die Sternparallaxe und damit die Entfernung des Systems ist bekannt.

Spektroskopische Binärdateien

Algol B umkreist Algol A. Diese Animation wurde aus 55 Bildern des CHARA-Interferometers im nahen Infrarot-H-Band zusammengestellt, sortiert nach Orbitalphase.

Manchmal kommt der einzige Beweis für einen Doppelstern aus dem Doppler-Effekt seines emittierten Lichts. In diesen Fällen besteht der Doppelstern aus einem Paar von Sternen, bei denen sich die Spektrallinien des von jedem Stern emittierten Lichts zuerst in Richtung Blau, dann in Richtung Rot verschieben, wenn sich jeder während seiner Bewegung zuerst auf uns zu und dann von uns weg bewegt um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt , mit der Periode ihrer gemeinsamen Umlaufbahn.

In diesen Systemen ist der Abstand zwischen den Sternen normalerweise sehr klein und die Umlaufgeschwindigkeit sehr hoch. Sofern die Bahnebene nicht senkrecht zur Sichtlinie verläuft, haben die Bahngeschwindigkeiten Komponenten in der Sichtlinie und die beobachtete Radialgeschwindigkeit des Systems variiert periodisch. Da die Radialgeschwindigkeit mit einem Spektrometer gemessen werden kann, indem man die Doppler-Verschiebung der Spektrallinien der Sterne beobachtet , werden die auf diese Weise detektierten Doppelsterne als spektroskopische Doppelsterne bezeichnet . Die meisten davon können selbst mit Teleskopen des höchsten vorhandenen Auflösungsvermögens nicht als visuelles Binärbild aufgelöst werden .

In einigen spektroskopischen Doppelsternen sind Spektrallinien von beiden Sternen sichtbar und die Linien sind abwechselnd doppelt und einfach. Ein solches System ist als spektroskopisches Binärsystem mit zwei Linien bekannt (oft als "SB2" bezeichnet). In anderen Systemen ist nur das Spektrum eines der Sterne zu sehen und die Linien im Spektrum verschieben sich periodisch nach Blau, dann nach Rot und wieder zurück. Solche Sterne sind als einzeilige spektroskopische Doppelsterne ("SB1") bekannt.

Die Umlaufbahn eines spektroskopischen Binärsystems wird durch eine lange Reihe von Beobachtungen der Radialgeschwindigkeit einer oder beider Komponenten des Systems bestimmt. Die Beobachtungen werden gegen die Zeit aufgetragen und aus der resultierenden Kurve wird eine Periode bestimmt. Wenn die Umlaufbahn kreisförmig dann wird die Kurve a sein Sinuskurve. Bei einer elliptischen Umlaufbahn hängt die Form der Kurve von der Exzentrizität der Ellipse und der Orientierung der Hauptachse in Bezug auf die Sichtlinie ab.

Es ist unmöglich, die Haupthalbachse a und die Neigung der Bahnebene i einzeln zu bestimmen . Das Produkt aus der großen Halbachse und dem Sinus der Neigung (dh a sin i ) kann jedoch direkt in linearen Einheiten (zB Kilometer) bestimmt werden. Wenn entweder a oder i auf andere Weise bestimmt werden können, wie im Fall von verdunkelnden Binärdateien, kann eine vollständige Lösung für die Umlaufbahn gefunden werden.

Doppelsterne, die sowohl visuelle als auch spektroskopische Doppelsterne sind, sind selten und eine wertvolle Informationsquelle, wenn sie gefunden werden. Etwa 40 sind bekannt. Visuelle Doppelsterne haben oft große wahre Trennungen mit Perioden, die in Jahrzehnten bis Jahrhunderten gemessen werden; folglich haben sie normalerweise zu kleine Umlaufgeschwindigkeiten, um spektroskopisch gemessen zu werden. Umgekehrt bewegen sich spektroskopische Doppelsterne auf ihren Umlaufbahnen schnell, weil sie nahe beieinander liegen, normalerweise zu nahe, um als visuelle Doppelsterne erkannt zu werden. Binärdateien, die sowohl visuell als auch spektroskopischer Natur sind, müssen sich daher relativ nahe an der Erde befinden.

Verfinsterte Binärdateien

Ein verdunkelnder Doppelstern ist ein Doppelsternsystem, bei dem die Bahnebene der beiden Sterne so nahe in der Sichtlinie des Beobachters liegt, dass die Komponenten gegenseitige Finsternisse erfahren . Für den Fall, dass das Binärsystem auch ein spektroskopisches Binärsystem ist und die Parallaxe des Systems bekannt ist, ist das Binärsystem für die Sternanalyse sehr wertvoll. Algol , ein Dreifachsternsystem im Sternbild Perseus , enthält das bekannteste Beispiel eines verfinsterten Doppelsterns.

Dieses Video zeigt die künstlerische Darstellung eines sich verfinsternden Doppelsternsystems. Wenn sich die beiden Sterne umkreisen, ziehen sie voreinander vorbei und ihre kombinierte Helligkeit nimmt aus der Ferne ab.

Verfinsternde Doppelsterne sind veränderliche Sterne, nicht weil das Licht der einzelnen Komponenten variiert, sondern wegen der Finsternisse. Die Lichtkurve eines eklipsierenden Doppelsterns ist durch Perioden mit praktisch konstantem Licht gekennzeichnet, mit periodischen Intensitätsabfällen, wenn ein Stern vor dem anderen vorbeizieht. Die Helligkeit kann während der Umlaufbahn zweimal abfallen, einmal, wenn die Sekundärseite vor der Primärseite vorbeifährt und einmal, wenn die Primärseite vor der Sekundärseite vorbeifährt. Die tiefere der beiden Finsternisse wird als primäre Finsternis bezeichnet, unabhängig davon, welcher Stern verdeckt wird, und wenn auch eine flache zweite Finsternis auftritt, wird sie als sekundäre Finsternis bezeichnet. Die Größe der Helligkeitsabfälle hängt von der relativen Helligkeit der beiden Sterne, dem Anteil des verborgenen Sterns und der Oberflächenhelligkeit (dh effektiven Temperatur ) der Sterne ab. Typischerweise verursacht die Bedeckung des heißeren Sterns die primäre Sonnenfinsternis.

Die Umlaufdauer einer verfinsterten Doppelsterneinheit kann aus einer Untersuchung ihrer Lichtkurve bestimmt werden , und die relative Größe der einzelnen Sterne kann in Bezug auf den Radius der Umlaufbahn bestimmt werden, indem beobachtet wird, wie schnell sich die Helligkeit ändert, wenn die Scheibe des nächsten Stern gleitet über die Scheibe des anderen Sterns. Handelt es sich ebenfalls um ein spektroskopisches Binärsystem, lassen sich auch die Bahnelemente bestimmen und die Masse der Sterne relativ einfach bestimmen, so dass in diesem Fall die relativen Dichten der Sterne bestimmt werden können.

Seit etwa 1995 ist es mit Teleskopen der 8-Meter-Klasse möglich, die fundamentalen Parameter von extragalaktischen eklipsierenden Doppelsternen zu messen. Dies macht es möglich, mit ihnen die Entfernungen zu externen Galaxien direkt zu messen, ein Verfahren, das genauer ist als die Verwendung von Standardkerzen . Bis 2006 wurden sie verwendet, um direkte Entfernungsschätzungen zum LMC , SMC , Andromeda Galaxy und Triangulum Galaxy zu geben . Eclipsing-Binärdateien bieten eine direkte Methode, um die Entfernung zu Galaxien mit einer verbesserten Genauigkeit von 5 % zu messen.

Nicht verdunkelnde Binärdateien, die durch Photometrie erkannt werden können

In der Nähe nicht verdunkelnde Doppelsterne können auch photometrisch nachgewiesen werden, indem beobachtet wird, wie sich die Sterne auf drei Arten gegenseitig beeinflussen. Die erste besteht darin, zusätzliches Licht zu beobachten, das die Sterne von ihrem Begleiter reflektieren. Zweitens durch die Beobachtung ellipsoider Lichtvariationen, die durch die Verformung der Sternform durch ihre Begleiter verursacht werden. Die dritte Methode besteht darin, zu untersuchen, wie sich relativistisches Beamen auf die scheinbare Helligkeit der Sterne auswirkt. Die Erkennung von Binärdateien mit diesen Methoden erfordert eine genaue Photometrie .

Astrometrische Binärdateien

Astronomen haben einige Sterne entdeckt, die scheinbar um einen leeren Raum kreisen. Astrometrische Doppelsterne sind relativ nahe Sterne, die ohne sichtbaren Begleiter um einen Punkt im Weltraum wackeln. Dieselbe Mathematik, die für gewöhnliche Binärdateien verwendet wird, kann angewendet werden, um die Masse des fehlenden Begleiters abzuleiten. Der Begleiter könnte sehr dunkel sein, so dass er derzeit nicht nachweisbar ist oder durch die Blendung seiner Primärseite verdeckt wird, oder es könnte sich um ein Objekt handeln, das wenig oder keine elektromagnetische Strahlung aussendet , zum Beispiel ein Neutronenstern .

Die Position des sichtbaren Sterns wird sorgfältig gemessen und es wird festgestellt, dass er aufgrund des Gravitationseinflusses seines Gegenstücks variiert. Die Position des Sterns wird wiederholt relativ zu weiter entfernten Sternen gemessen und dann auf periodische Positionsverschiebungen überprüft. Normalerweise kann diese Art der Messung nur an nahen Sternen durchgeführt werden, z. B. an Sternen innerhalb von 10  Parsec . Sterne in der Nähe haben oft eine relativ hohe Eigenbewegung , so dass astrometrische Binärdateien einem wackeligen Pfad über den Himmel folgen .

Wenn der Begleiter massiv genug ist, um eine beobachtbare Positionsverschiebung des Sterns zu verursachen, kann auf seine Anwesenheit geschlossen werden. Aus präzisen astrometrischen Messungen der Bewegung des sichtbaren Sterns über einen ausreichend langen Zeitraum lassen sich Informationen über die Masse des Begleiters und seine Umlaufzeit ermitteln. Auch wenn der Begleiter nicht sichtbar ist, können die Eigenschaften des Systems aus den Beobachtungen bestimmt werden Kepler ‚s Gesetze .

Diese Methode zur Erkennung von Binärdateien wird auch verwendet, um extrasolare Planeten zu lokalisieren , die einen Stern umkreisen. Die Anforderungen an diese Messung sind jedoch aufgrund des großen Unterschieds im Massenverhältnis und der typischerweise langen Umlaufdauer des Planeten sehr hoch. Die Erkennung von Positionsverschiebungen eines Sterns ist eine sehr anspruchsvolle Wissenschaft, und es ist schwierig, die erforderliche Genauigkeit zu erreichen. Weltraumteleskope können den Unschärfeeffekt der Erdatmosphäre vermeiden , was zu einer genaueren Auflösung führt.

Konfiguration des Systems

Freistehendes Doppelsternsystem
Löste sich
Doppelhaushälfte Doppelsternsystem
Doppelhaushälfte
Kontakt Doppelsternsystem
Kontakt
Konfigurationen eines Doppelsternsystems mit einem Massenverhältnis von 3. Die schwarzen Linien repräsentieren die inneren kritischen Roche-Äquipotentiale, die Roche-Keulen.

Eine andere Klassifizierung basiert auf dem Abstand zwischen den Sternen im Verhältnis zu ihrer Größe:

Abgelöste Doppelsterne sind Doppelsterne, bei denen sich jede Komponente innerhalb ihrer Roche-Keule befindet , dh der Bereich, in dem die Anziehungskraft des Sterns selbst größer ist als die der anderen Komponente. Die Sterne haben keinen großen Einfluss aufeinander und entwickeln sich im Wesentlichen getrennt. Die meisten Binärdateien gehören zu dieser Klasse.

Doppelsterne sind Doppelsterne, bei denen eine der Komponenten den Roche-Lappen des Doppelsterns ausfüllt und die andere nicht. Gas von der Oberfläche der Roche-Lobe-Füllkomponente (Donor) wird auf den anderen, anwachsenden Stern übertragen. Der Stofftransport dominiert die Entwicklung des Systems. In vielen Fällen bildet das einströmende Gas eine Akkretionsscheibe um den Akkretor.

Ein Kontaktdoppelstern ist eine Art Doppelstern, bei dem beide Komponenten des Doppelsterns ihre Roche-Lappen füllen . Der oberste Teil der Sternatmosphären bildet eine gemeinsame Hülle , die beide Sterne umgibt. Da die Reibung der Hülle die Bahnbewegung bremst , können die Sterne schließlich verschmelzen . W Ursae Majoris ist ein Beispiel.

Kataklysmische Variablen und Röntgen-Binärdateien

Künstlerische Vorstellung eines katastrophalen Variablensystems

Wenn ein Doppelsternsystem ein kompaktes Objekt wie einen Weißen Zwerg , einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch enthält , kann sich das Gas des anderen (Donor-)Sterns auf dem kompakten Objekt anlagern . Dadurch wird potentielle Gravitationsenergie freigesetzt , wodurch das Gas heißer wird und Strahlung emittiert. Kataklysmische veränderliche Sterne , bei denen das kompakte Objekt ein Weißer Zwerg ist, sind Beispiele für solche Systeme. In Röntgen-Binärdateien kann das kompakte Objekt entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sein . Diese Doppelsterne werden entsprechend der Masse des Spendersterns als massearm oder massereich klassifiziert . Röntgendoppelsterne mit hoher Masse enthalten einen jungen, massereichen Donorstern frühen Typs , der durch seinen Sternwind Masse überträgt , während Röntgendoppelsterne mit geringer Masse halb abgelöste Doppelsterne sind, in denen Gas von einem Donorstern späten Typs oder ein Weißer Zwerg überläuft den Roche-Kegel und fällt auf den Neutronenstern oder das Schwarze Loch zu. Das wohl bekannteste Beispiel für ein Röntgen-Binärsystem ist das massereiche Röntgen-Binärsignal Cygnus X-1 . In Cygnus X-1 wird die Masse des unsichtbaren Begleiters auf etwa das Neunfache der Sonne geschätzt, was weit über dem Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Limit für die maximale theoretische Masse eines Neutronensterns liegt. Es wird daher angenommen, dass es sich um ein Schwarzes Loch handelt; es war das erste Objekt, für das dies allgemein geglaubt wurde.

Umlaufzeit

Umlaufzeiten können weniger als eine Stunde (für AM-CVn-Sterne ) oder einige Tage (Bestandteile von Beta Lyrae ) betragen , aber auch Hunderttausende von Jahren ( Proxima Centauri um Alpha Centauri AB).

Variationen in der Periode

Der Applegate-Mechanismus erklärt die langfristigen Variationen der Umlaufperiode, die in bestimmten eklipsierenden Binärdateien beobachtet werden. Wenn ein Hauptreihenstern einen Aktivitätszyklus durchläuft, werden die äußeren Schichten des Sterns einem magnetischen Drehmoment ausgesetzt, das die Verteilung des Drehimpulses ändert, was zu einer Änderung der Abflachung des Sterns führt. Die Umlaufbahn der Sterne im Doppelsternpaar ist gravitativ an ihre Formänderungen gekoppelt, so dass die Periode Modulationen (typischerweise in der Größenordnung von ∆P/P ∼ 10 −5 ) auf der gleichen Zeitskala wie die Aktivitätszyklen (typischerweise auf in der Größenordnung von Jahrzehnten).

Ein weiteres Phänomen, das bei einigen Algol-Binärdateien beobachtet wurde, war die Zunahme der monotonen Periode. Dies unterscheidet sich deutlich von den weitaus häufigeren Beobachtungen alternierender Periodenzunahmen und -abnahmen, die durch den Applegate-Mechanismus erklärt werden. Der Anstieg der monotonen Periode wurde dem Massentransfer zugeschrieben, normalerweise (aber nicht immer) vom weniger massereichen zum massereicheren Stern

Bezeichnungen

A und B

Künstlerische Darstellung des Doppelsternsystems AR Scorpii

Die Komponenten von Doppelsternen werden durch die Suffixe A und B bezeichnet, die an die Systembezeichnung angehängt sind, wobei A den Primärstern und B den Sekundärstern bezeichnet. Das Suffix AB kann verwendet werden, um das Paar zu bezeichnen (z. B. besteht der Doppelstern α Centauri AB aus den Sternen α Centauri A und α Centauri B). Zusätzliche Buchstaben wie C , D usw. können für Systeme verwendet werden mit mehr als zwei Sternen. In Fällen, in denen der Doppelstern eine Bayer-Bezeichnung hat und weit auseinander liegt, ist es möglich, dass die Mitglieder des Paares hochgestellt sind; ein Beispiel ist Zeta Reticuli , dessen Komponenten ζ 1 Reticuli und ζ 2 Reticuli sind.

Entdeckerbezeichnungen

Doppelsterne werden auch durch eine Abkürzung bezeichnet, die den Entdecker zusammen mit einer Indexnummer angibt. α Centauri zum Beispiel wurde 1689 von Pater Richaud als doppelt entdeckt und wird daher als RHD 1 bezeichnet . Diese Entdeckercodes sind im Washington Double Star Catalog zu finden .

Heiß und kalt

Die Komponenten eines Doppelsternsystems können anhand ihrer relativen Temperaturen als heißer Begleiter und kühler Begleiter bezeichnet werden .

Beispiele:

  • Antares (Alpha Scorpii) ist ein roter Überriese in einem Doppelsternsystem mit einem heißeren blauen Hauptreihenstern Antares B. Antares B kann daher als heißer Begleiter des kühlen Überriesen bezeichnet werden.
  • Symbiotische Sterne sind Doppelsternsysteme, die aus einem späten Riesenstern und einem heißeren Begleitobjekt bestehen. Da die Natur des Begleiters nicht in allen Fällen gut bekannt ist, kann er als "heißer Begleiter" bezeichnet werden.
  • Die leuchtend blaue Variable Eta Carinae wurde kürzlich als Doppelsternsystem identifiziert. Der Sekundärstern scheint eine höhere Temperatur zu haben als der Primärstern und wurde daher als der "heiße Begleiter"-Stern beschrieben. Es könnte ein Wolf-Rayet-Stern sein .
  • R Aquarii zeigt ein Spektrum, das gleichzeitig eine kühle und eine heiße Signatur zeigt. Diese Kombination ist das Ergebnis eines kühlen roten Überriesen, der von einem kleineren, heißeren Begleiter begleitet wird. Materie fließt vom Überriesen zum kleineren, dichteren Begleiter.
  • Die Kepler-Mission der NASA hat Beispiele für verfinsterte Doppelsterne entdeckt, bei denen die sekundäre Komponente die heißere Komponente ist. KOI-74b ist ein 12.000 K Weißer Zwerg Begleiter von KOI-74 ( KIC  6889235 ), einem 9.400 K frühen Hauptreihenstern vom A-Typ . KOI-81b ist ein 13.000 K Weißer Zwerg Begleiter von KOI-81 ( KIC  8823868 ), einem 10.000 K späten Hauptreihenstern vom B-Typ .

Evolution

Künstlerische Darstellung der Entwicklung eines heißen massereichen Doppelsterns

Formation

Obwohl es nicht unmöglich ist, dass einige Doppelsterne durch die Gravitation zwischen zwei einzelnen Sternen erzeugt werden, ist die Wahrscheinlichkeit eines solchen Ereignisses sehr gering (tatsächlich sind drei Objekte erforderlich, da die Energieerhaltung ausschließt, dass ein einzelner gravitativer Körper einen anderen einfängt) und die hohe Anzahl von Binärdateien, die derzeit existieren, kann dies nicht der primäre Bildungsprozess sein. Die Beobachtung von Doppelsternen, die aus Sternen bestehen, die noch nicht auf der Hauptreihe sind, unterstützt die Theorie, dass Doppelsterne während der Sternentstehung entstehen . Die Fragmentierung der Molekülwolke während der Bildung von Protosternen ist eine akzeptable Erklärung für die Bildung eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems.

Das Ergebnis des Drei-Körper-Problems , bei dem die drei Sterne eine vergleichbare Masse haben, ist, dass irgendwann einer der drei Sterne aus dem System herausgeschleudert wird und die verbleibenden zwei unter der Annahme, dass keine signifikanten weiteren Störungen mehr auftreten, ein stabiles Doppelsystem bilden .

Stofftransfer und Akkretion

Wenn ein Hauptreihenstern während seiner Entwicklung an Größe zunimmt , kann er irgendwann seinen Roche-Lappen überschreiten , was bedeutet, dass ein Teil seiner Materie in eine Region vordringt, in der die Anziehungskraft seines Begleitsterns größer ist als seine eigene. Das Ergebnis ist, dass Materie durch einen Prozess, der als Roche-Lobe-Overflow (RLOF) bekannt ist, von einem Stern zum anderen übergeht und entweder durch direkten Aufprall oder durch eine Akkretionsscheibe absorbiert wird . Der mathematische Punkt, durch den diese Übertragung erfolgt, wird als erster Lagrange-Punkt bezeichnet . Es ist nicht ungewöhnlich, dass die Akkretionsscheibe das hellste (und damit manchmal das einzig sichtbare) Element eines Doppelsterns ist.

Wenn ein Stern außerhalb seiner Roche-Keule zu schnell wächst, als dass alle reichlich vorhandene Materie auf die andere Komponente übertragen werden könnte, ist es auch möglich, dass Materie das System durch andere Lagrange-Punkte oder als Sternwind verlässt und so effektiv an beide Komponenten verloren geht. Da die Entwicklung eines Sterns durch seine Masse bestimmt wird, beeinflusst der Prozess die Entwicklung beider Gefährten und schafft Stadien, die von einzelnen Sternen nicht erreicht werden können.

Untersuchungen des verdunkelnden ternären Algol führten zum Algol-Paradox in der Theorie der Sternentwicklung : Obwohl sich gleichzeitig Komponenten eines Doppelsterns bilden und sich massereiche Sterne viel schneller entwickeln als die weniger massereichen, wurde beobachtet, dass die massereichere Komponente Algol A befindet sich noch in der Hauptreihe , während das weniger massive Algol B ein Unterriese in einem späteren Entwicklungsstadium ist. Das Paradox kann durch Massentransfer gelöst werden : Als der massereichere Stern zu einem Unterriesen wurde, füllte er seinen Roche-Keulen und der größte Teil der Masse wurde auf den anderen Stern übertragen, der sich noch in der Hauptreihe befindet. In einigen Binärdateien, die Algol ähnlich sind, ist tatsächlich ein Gasfluss zu sehen.

Ausreißer und Novae

Künstlerisches Rendering von Plasmaauswürfen von V Hydrae

Es ist auch möglich, dass weit voneinander getrennte Binärdateien aufgrund externer Störungen während ihrer Lebensdauer den Gravitationskontakt zueinander verlieren. Die Komponenten werden sich dann als einzelne Sterne entwickeln. Eine enge Begegnung zwischen zwei Doppelsternsystemen kann auch zur gravitativen Störung beider Systeme führen, wobei einige der Sterne mit hohen Geschwindigkeiten ausgestoßen werden, was zu außer Kontrolle geratenen Sternen führt .

Wenn ein Weißer Zwerg einen nahen Begleitstern hat, der seinen Roche-Lappen überläuft , wird der Weiße Zwerg stetig Gase aus der äußeren Atmosphäre des Sterns ansammeln . Diese werden auf der Oberfläche des Weißen Zwergs durch seine starke Schwerkraft verdichtet, komprimiert und beim Einziehen von zusätzlichem Material auf sehr hohe Temperaturen erhitzt. Der Weiße Zwerg besteht aus entarteter Materie und reagiert daher weitgehend nicht auf Hitze, während der angelagerte Wasserstoff dies nicht tut. Durch den CNO-Zyklus kann die Wasserstofffusion an der Oberfläche stabil ablaufen , wodurch die dabei frei werdende enorme Energiemenge die restlichen Gase von der Oberfläche des Weißen Zwergs wegbläst. Das Ergebnis ist ein extrem heller Lichtausbruch, der als Nova bekannt ist .

Im Extremfall kann dieses Ereignis dazu führen, dass der Weiße Zwerg die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und eine Supernova auslöst , die den gesamten Stern zerstört, eine weitere mögliche Ursache für Ausreißer. Ein Beispiel für ein solches Ereignis ist die Supernova SN 1572 , die von Tycho Brahe beobachtet wurde . Das Hubble-Weltraumteleskop hat kürzlich ein Bild von den Überresten dieses Ereignisses gemacht.

Astrophysik

Binärdateien bieten Astronomen die beste Methode, um die Masse eines entfernten Sterns zu bestimmen. Die Anziehungskraft zwischen ihnen lässt sie um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt kreisen. Aus dem Bahnmuster eines visuellen Doppelsterns oder dem zeitlichen Verlauf des Spektrums eines spektroskopischen Doppelsterns lässt sich die Masse seiner Sterne bestimmen, zum Beispiel mit der binären Massenfunktion . Auf diese Weise kann der Zusammenhang zwischen dem Aussehen eines Sterns (Temperatur und Radius) und seiner Masse gefunden werden, wodurch die Masse von Nicht-Binäreinheiten bestimmt werden kann.

Da ein großer Teil der Sterne in Doppelsternsystemen existiert, sind Doppelsterne besonders wichtig für unser Verständnis der Prozesse, durch die Sterne entstehen. Insbesondere die Periode und die Massen des Binärsystems sagen uns über die Größe des Drehimpulses im System aus. Da dies eine Erhaltungsgröße in der Physik ist, geben uns Binärdateien wichtige Hinweise auf die Bedingungen, unter denen die Sterne entstanden sind.

Berechnung des Massenschwerpunkts in Doppelsternen

In einem einfachen binären Fall ist r 1 , der Abstand vom Mittelpunkt des ersten Sterns zum Schwerpunkt oder Schwerpunkt , gegeben durch:

wo:

a ist der Abstand zwischen den beiden Sternzentren und
m 1 und m 2 sind die Massen der beiden Sterne.

Wenn a die große Halbachse der Bahn eines Körpers um den anderen ist, dann ist r 1 die große Halbachse der Bahn des ersten Körpers um den Massen- oder Schwerpunkt und r 2 = ar 1 wird die große Halbachse der Umlaufbahn des zweiten Körpers sein. Wenn sich der Massenschwerpunkt innerhalb des massiveren Körpers befindet, scheint dieser Körper zu wackeln, anstatt einer erkennbaren Umlaufbahn zu folgen.

Zentrum der Massenanimationen

Die Position des roten Kreuzes gibt den Massenschwerpunkt des Systems an. Diese Bilder repräsentieren kein bestimmtes reales System.

Orbit1.gif
(a.) Zwei Körper ähnlicher Masse, die um einen gemeinsamen Schwerpunkt oder Schwerpunkt kreisen
Orbit2.gif
(b.) Zwei Körper mit unterschiedlicher Masse, die um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, wie das Charon-Pluto-System
Orbit3.gif
(c.) Zwei Körper mit einem großen Massenunterschied, die um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen (ähnlich dem Erde-Mond-System )
Orbit4.gif
(d.) Zwei Körper mit einem extremen Massenunterschied, die um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen (ähnlich dem Sonne-Erde-System )
Orbit5.gif
(e.) Zwei Körper mit ähnlicher Masse kreisen in einer Ellipse um einen gemeinsamen Schwerpunkt

Studienergebnisse

Multiplicity Wahrscheinlichkeit für Population I Hauptsequenz Sterne
Massenbereich Vielzahl

Frequenz

Durchschnitt

Gefährten

≤ 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
16.08  M ≥ 60% 1,00 ± 0,20
≥ 16  M ≥ 80% 1,30 ± 0,20

Es wird geschätzt, dass etwa ein Drittel der Sternensysteme in der Milchstraße binär oder mehrfach sind, während die restlichen zwei Drittel Einzelsterne sind. Die Gesamtmultiplizitätsfrequenz gewöhnlicher Sterne ist eine monoton ansteigende Funktion der Sternmasse . Das heißt, die Wahrscheinlichkeit, sich in einem Doppel- oder Mehrsternsystem zu befinden, steigt mit zunehmender Masse der Komponenten stetig an.

Es besteht eine direkte Korrelation zwischen der Umlaufdauer eines Doppelsterns und der Exzentrizität seiner Umlaufbahn, wobei Systeme mit kurzer Periode eine kleinere Exzentrizität aufweisen. Doppelsterne können in jeder denkbaren Trennung gefunden werden, von Paaren, die so eng umkreisen, dass sie sich praktisch berühren , bis zu Paaren, die so weit voneinander entfernt sind, dass ihre Verbindung nur durch ihre gemeinsame Eigenbewegung durch den Raum angezeigt wird. Unter gravitativ gebundenen Doppelsternsystemen existiert eine sogenannte logarithmische Normalverteilung der Perioden, wobei die meisten dieser Systeme mit einer Periode von etwa 100 Jahren umkreisen. Dies ist ein Beleg für die Theorie, dass bei der Sternentstehung Doppelsysteme entstehen .

In Paaren, in denen die beiden Sterne gleich hell sind , haben sie auch den gleichen Spektraltyp . In Systemen , in denen die Helligkeiten verschieden sind, sind die schwächeren Sterne bluer wenn der helle Stern ist ein riesiger Stern , und röter , wenn der hellere Stern gehört zu der Hauptsequenz .

Künstlerische Darstellung des Anblicks von einem (hypothetischen) Mond des Planeten HD 188753 Ab (oben links), der ein Dreifachsternsystem umkreist . Der hellste Begleiter ist knapp unter dem Horizont.

Die Masse eines Sterns kann nur aus seiner Anziehungskraft direkt bestimmt werden. Abgesehen von der Sonne und den Sternen, die als Gravitationslinsen fungieren , ist dies nur in Doppel- und Mehrsternsystemen möglich, was die Doppelsterne zu einer wichtigen Klasse von Sternen macht. Im Fall eines visuellen Doppelsterns kann, nachdem die Umlaufbahn und die Sternparallaxe des Systems bestimmt wurden, die kombinierte Masse der beiden Sterne durch eine direkte Anwendung des Keplerschen harmonischen Gesetzes erhalten werden .

Leider ist es unmöglich, die vollständige Umlaufbahn eines spektroskopischen Binärsystems zu erhalten, es sei denn, es handelt sich um ein visuelles oder verdunkelndes Binärsystem, daher kann von diesen Objekten nur das gemeinsame Produkt aus Masse und Sinus des Neigungswinkels relativ zur Linie bestimmt werden Sicht ist möglich. Im Fall von verdunkelnden Binärdateien, die auch spektroskopische Binärdateien sind, ist es möglich, eine vollständige Lösung für die Spezifikationen (Masse, Dichte , Größe, Helligkeit und ungefähre Form) beider Mitglieder des Systems zu finden.

Planeten

Schema eines Doppelsternsystems mit einem Planeten auf einer S-Bahn und einem auf einer P-Bahn

Während in einer Reihe von Doppelsternsystemen extrasolare Planeten gefunden wurden , sind solche Systeme im Vergleich zu Einzelsternsystemen vergleichsweise selten. Beobachtungen des Weltraumteleskops Kepler haben gezeigt, dass die meisten Einzelsterne des gleichen Typs wie die Sonne viele Planeten haben, aber nur ein Drittel der Doppelsterne. Nach theoretischen Simulationen zerstören selbst weit voneinander entfernte Doppelsterne oft die Scheiben aus Gesteinskörnern, aus denen sich Protoplaneten bilden. Auf der anderen Seite deuten andere Simulationen darauf hin, dass die Anwesenheit eines binären Begleiters die Rate der Planetenbildung in stabilen Orbitalzonen tatsächlich verbessern kann, indem die protoplanetare Scheibe "aufgerüttelt" wird, wodurch die Akkretionsrate der Protoplaneten darin erhöht wird.

Der Nachweis von Planeten in mehreren Sternensystemen bringt zusätzliche technische Schwierigkeiten mit sich, weshalb sie möglicherweise nur selten gefunden werden. Beispiele hierfür sind die Weißen Zwerg - Pulsar binären PSR B1620-26 , die Unterriesen - roter Zwerg binäre Gamma Cephei und den Weißen Zwerg - roter Zwerg binäre NN Serpentis , unter anderem.

Eine Untersuchung von vierzehn zuvor bekannten Planetensystemen ergab, dass drei dieser Systeme binäre Systeme sind. Alle Planeten befanden sich in S-Bahnen um den Primärstern. In diesen drei Fällen war der Sekundärstern viel dunkler als der Primärstern und wurde daher zuvor nicht entdeckt. Diese Entdeckung führte zu einer Neuberechnung der Parameter sowohl für den Planeten als auch für den Primärstern.

Science-Fiction hat oft Planeten von Doppel- oder Dreisternsternen als Kulisse gezeigt, zum Beispiel George Lucas' Tatooine aus Star Wars , und eine bemerkenswerte Geschichte, " Nightfall ", führt dies sogar auf ein Sechs-Sterne-System. In Wirklichkeit sind einige Umlaufbahnbereiche aus dynamischen Gründen unmöglich (der Planet würde relativ schnell aus seiner Umlaufbahn geworfen, entweder ganz aus dem System herausgeschleudert oder in einen eher inneren oder äußeren Umlaufbahnbereich versetzt), während andere Umlaufbahnen ernsthafte Herausforderungen für eventuelle Biosphären aufgrund der wahrscheinlich extremen Schwankungen der Oberflächentemperatur während verschiedener Teile der Umlaufbahn. Planeten, die nur einen Stern in einem Doppelsternsystem umkreisen, sollen "S-Typ" -Bahnen haben, während diejenigen, die beide Sterne umkreisen, "P-Typ"- oder " Umkreis " -Bahnen haben . Es wird geschätzt, dass 50–60% der Doppelsternsysteme in der Lage sind, bewohnbare terrestrische Planeten in stabilen Umlaufbahnen zu unterstützen.

Beispiele

Die beiden sichtbar unterscheidbaren Komponenten von Albireo

Der große Abstand zwischen den Komponenten sowie der Farbunterschied machen Albireo zu einem der am leichtesten beobachtbaren visuellen Binärdateien. Das hellste Mitglied, das der dritthellste Stern im Sternbild Cygnus ist , ist eigentlich selbst ein enger Doppelstern . Ebenfalls im Sternbild Cygnus befindet sich Cygnus X-1 , eine Röntgenquelle , die als Schwarzes Loch gilt . Es ist ein massereiches Röntgen-Binärgerät , wobei das optische Gegenstück ein veränderlicher Stern ist . Sirius ist ein weiterer Doppelstern und der hellste Stern am Nachthimmel mit einer visuellen scheinbaren Helligkeit von −1,46. Es befindet sich im Sternbild Canis Major . 1844 folgerte Friedrich Bessel, dass Sirius ein Binär ist. 1862 entdeckte Alvan Graham Clark den Begleiter (Sirius B; der sichtbare Stern ist Sirius A). 1915 stellten Astronomen des Mount Wilson Observatory fest, dass Sirius B ein Weißer Zwerg war , der als erster entdeckt wurde. Im Jahr 2005 bestimmten Astronomen mit dem Hubble-Weltraumteleskop einen Durchmesser von 12.000 km (7.456 Meilen) von Sirius B mit einer Masse von 98% der Sonne.

Luhman 16 , das drittnächste Sternensystem, enthält zwei Braune Zwerge .

Ein Beispiel für ein verdunkelndes Doppelsternbild ist Epsilon Aurigae im Sternbild Auriga . Der sichtbare Anteil gehört zur Spektralklasse F0, der andere (verdunkelnde) Anteil ist nicht sichtbar. Die letzte Finsternis dieser Art ereignete sich von 2009 bis 2011, und es ist zu hoffen, dass die umfangreichen Beobachtungen, die wahrscheinlich durchgeführt werden, weitere Erkenntnisse über die Natur dieses Systems liefern. Ein weiteres verdunkelndes Doppelsternsystem ist Beta Lyrae , ein Doppelsternsystem im Sternbild Lyra .

Andere interessante Doppelsterne sind 61 Cygni (ein Doppelstern im Sternbild Cygnus , bestehend aus zwei Hauptreihensternen der K-Klasse (orange) , 61 Cygni A und 61 Cygni B, die für ihre große Eigenbewegung bekannt ist ), Procyon (der hellste Stern im Sternbild Canis Minor und der achthellste Stern am Nachthimmel, der ein Doppelstern ist, der aus dem Hauptstern mit einem schwachen weißen Zwerg als Begleiter besteht), SS Lacertae (ein verfinsternder Doppelstern, der aufgehört hat zu verfinstern), V907 Sco (eine Verfinsterung) Binärdatei, die gestoppt, neu gestartet und dann wieder gestoppt wurde), BG Geminorum (eine verfinsternde Binärdatei, von der angenommen wird, dass sie ein Schwarzes Loch mit einem K0-Stern in seiner Umlaufbahn enthält) und 2MASS J18082002−5104378 (eine Binärdatei in der „ dünnen Scheibe “ von die Milchstraße und enthält einen der ältesten bekannten Sterne).

Beispiele für mehrere Sterne

Planet verloren im Licht der Doppelsterne (Abbildung)

Systeme mit mehr als zwei Sternen werden als Mehrfachsterne bezeichnet . Algol ist das bekannteste Ternär (man hielt lange Zeit für ein Binärsystem) und befindet sich im Sternbild Perseus . Zwei Komponenten des Systems verdunkeln sich gegenseitig, wobei die Variation der Intensität von Algol erstmals 1670 von Geminiano Montanari aufgezeichnet wurde . Der Name Algol bedeutet „Dämon star“ (von Arabisch : الغول al-Ghul ), die wahrscheinlich durch das Verhalten seiner besonderen gegeben wurde. Ein weiterer sichtbarer Ternär ist Alpha Centauri , im südlichen Sternbild Centaurus , der den vierthellsten Stern am Nachthimmel mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von −0,01 enthält. Dieses System unterstreicht auch die Tatsache, dass keine Suche nach bewohnbaren Planeten abgeschlossen ist, wenn Binärdateien ausgeschlossen werden. Alpha Centauri A und B haben bei nächster Annäherung eine Entfernung von 11 AE, und beide sollten stabile bewohnbare Zonen haben.

Es gibt auch Beispiele für Systeme jenseits von Ternären: Castor ist ein Sechsfach-Sternsystem, das der zweithellste Stern im Sternbild Zwillinge und einer der hellsten Sterne am Nachthimmel ist. Astronomisch wurde Castor 1719 als visuelles Binärsystem entdeckt. Jede der Komponenten von Castor ist selbst ein spektroskopisches Binärsystem. Castor hat auch einen schwachen und weit voneinander entfernten Begleiter, der ebenfalls ein spektroskopischer Doppelstern ist. Das visuelle Binärsystem Alcor-Mizar in Ursa Majoris besteht ebenfalls aus sechs Sternen, von denen vier Mizar und zwei Alcor umfassen.

Siehe auch

Hinweise und Referenzen

Externe Links