Dubbelster

Volgens de moderne definitie is de term dubbelster in het algemeen beperkt tot paren van sterren die rond een gemeenschappelijk massamiddelpunt draaien. Dubbelsterren die met een telescoop of met interferometrische methoden kunnen worden opgelost, staan bekend als visuele dubbelsterren. Van de meeste bekende visuele dubbelsterren is nog geen hele omwenteling (volledige cirkel) waargenomen, maar is te zien dat ze een gebogen pad of een deel van een boog hebben afgelegd.

Sommige sterren lijken in een baan om de lege ruimte te draaien, en lijken geen begeleider te hebben. In dat geval is de begeleider ofwel heel klein en zwak, of het is een neutronenster of een zwart gat. Het bekendste voorbeeld van een ster met een onzichtbare begeleider is Cygnus X-1, waarbij de begeleider van de zichtbare ster een zwart gat blijkt te zijn.

De meer algemene term dubbelster wordt gebruikt voor paren sterren die dicht bij elkaar aan de hemel te zien zijn. Dit onderscheid wordt zelden gemaakt in andere talen dan het Engels. Dubbelsterren kunnen binaire stelsels zijn, maar het kunnen ook twee sterren zijn die dicht bij elkaar aan de hemel lijken te staan, maar in werkelijkheid heel ver van de zon af staan. Deze laatste worden optische dubbelsterren of optische paren genoemd.

Een visuele dubbelster is een ster waarvan de scheiding van de twee sterren met een telescoop kan worden gezien. De helderdere ster is de primaire en de zwakkere ster is de secundaire. Visuele dubbelsterren doen er lang over om om elkaar heen te draaien, in de orde van honderden of zelfs duizenden jaren.

Een spectroscopische dubbelster is een dubbelster waarvan de twee sterren zelfs met een telescoop niet afzonderlijk te zien zijn. Ze staan heel dicht bij elkaar en bewegen heel snel om elkaar heen, over een periode van een paar weken of zelfs een paar dagen. Met behulp van een spectroscoop, die de Dopplerverandering in de kleur van het licht registreert dat wordt uitgezonden door sterren die snel naar de aarde toe of van de aarde af bewegen, kunnen ze echter wel als twee afzonderlijke sterren worden gezien.

Sommige spectroscopische dubbelsterren hebben een baan die loodrecht op de aarde staat. In dat geval zullen de sterren om de beurt voor de partnerster langs bewegen en deze verduisteren, in wat een verduisteringsdubbelaar wordt genoemd. In dat geval wordt de hoeveelheid licht die we van de dubbelster zien iets minder gedurende de tijd dat de ene ster voor de andere ster staat.

Een astrometrische dubbelster is een dubbelster waarbij slechts één begeleider te zien is. Bij astrometrische dubbelsterren die vrij dicht bij de aarde staan (tot ongeveer 10 parsecs), is het mogelijk om de zichtbare begeleider te zien "wiebelen" als hij rond zijn onzichtbare begeleider beweegt. Door over een lange periode metingen te doen, kan de massa van de zichtbare ster worden berekend en kan worden bepaald hoe lang zijn baan duurt. Deze methode wordt ook gebruikt om de aanwezigheid van grote planeten rond een ster op te sporen; tot 2007 zijn op deze manier al meer dan tweehonderd planeten ontdekt.

De meeste binaire stelsels zijn vrijstaande binaire stelsels. Behalve hun aantrekkingskracht op elkaar, hebben ze geen effect op elkaar.

Sommige dubbelsterren staan zo dicht bij elkaar dat één of beide sterren materiaal aan de andere kunnen onttrekken. Contactbinaire stelsels delen dezelfde stellaire atmosfeer, en als ze over een lange periode door wrijving worden afgeremd, kunnen ze tot één ster samensmelten. Door deze gewelddadige gebeurtenis gaan ze tijdelijk helderder schijnen, helderder dan een nova maar minder helder dan een supernova.

Hoewel het mogelijk is dat een dubbelster wordt gevormd wanneer een ster heel dicht bij een andere ster komt, is dit hoogst onwaarschijnlijk (omdat er eigenlijk drie sterren dicht bij elkaar moeten zijn voordat er twee kunnen samenkomen), en het zou alleen voorkomen op plaatsen waar sterren dicht opeengepakt zijn. Volgens onze huidige inzichten worden bijna alle dubbelsterren samen gevormd in de dichte gaswolken waar sterren worden geboren.

Het is mogelijk (maar niet waarschijnlijk) dat een passerende ster een dubbelstersysteem verstoort en genoeg zwaartekracht uitoefent om de dubbelster te splitsen. Zulke gescheiden sterren gaan verder met hun leven als gewone afzonderlijke sterren. Maar soms is de zwaartekracht zo groot dat de twee begeleiders met grote snelheid van elkaar wegsmelten, wat leidt tot wat men runaway stars noemt.

Soms draait een ster in een baan rond een witte dwergster. Als hij groot genoeg is en dicht genoeg bij de witte dwerg staat, kan de dwerg gassen uit de atmosfeer van zijn begeleider zuigen. Na verloop van tijd kan zich een grote hoeveelheid gas verzamelen op de witte dwerg. Als dit gas door de zwaartekracht van de witte dwerg wordt samengeperst, zal het uiteindelijk kernfusie ondergaan, wat resulteert in een zeer heldere uitbarsting van licht, die bekend staat als een nova. In sommige gevallen kan de witte dwerg zoveel gas verzamelen dat hij door de explosie volledig wordt vernietigd, in wat een supernova wordt genoemd. Een dergelijke gebeurtenis kan ook resulteren in op hol geslagen sterren, omdat de grotere ster niet langer een zware begeleider heeft die hem in zijn baan houdt.

Röntgenbinaries produceren grote hoeveelheden röntgenstraling. Ze ontstaan doordat een massieve ster een minder massieve ster opeet. De mindere ster wordt donor en zijn materie wordt afgevoerd en valt in de massievere (maar compactere) ster, de accretor. Hierbij komen fotonen met een hoge energie vrij, bijvoorbeeld in het röntgengolflengtegebied. De röntgenstralen zijn ook afkomstig van het verbruik van materiaal aan het oppervlak van de massievere ster in een proces dat thermonucleaire verbranding wordt genoemd. Dit kan uitbarstingen van 10 seconden veroorzaken.