Binärer Stern - Binary star

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

Ein Doppelstern ist ein Sternensystem, das aus zwei Sternen besteht , die um ihr gemeinsames Schwerpunktzentrum kreisen . Systeme mit zwei oder mehr Sternen werden als Mehrsternsysteme bezeichnet . Diese Systeme erscheinen, insbesondere wenn sie weiter entfernt sind, dem bloßen Auge oft als ein einzelner Lichtpunkt und werden dann auf andere Weise als mehrfach offenbart.

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 "Doppelheit" hängt jedoch nur von diesem optischen Effekt ab; Die Sterne selbst sind voneinander entfernt und teilen keine physische Verbindung. Ein Doppelstern kann durch Unterschiede in seinen Parallaxenmessungen , Eigenbewegungen oder Radialgeschwindigkeiten als optisch erkannt werden . Die meisten bekannten Doppelsterne wurden nicht ausreichend untersucht, um festzustellen, ob es sich um optische Doppel- oder Doppelbilder handelt, die durch Gravitation physikalisch in ein Mehrsternsystem eingebunden sind.

Binäre Sternensysteme sind in der Astrophysik sehr wichtig, da durch Berechnungen ihrer Umlaufbahnen die Massen ihrer Komponentensterne direkt bestimmt werden können, wodurch wiederum andere Sternparameter wie Radius und Dichte indirekt geschätzt werden können. Dies bestimmt auch eine empirische Masse-Leuchtkraft-Beziehung (MLR), aus der die Massen einzelner Sterne geschätzt werden können.

Binärsterne werden häufig als separate Sterne aufgelöst. In diesem Fall werden sie als visuelle Binärdateien bezeichnet . Viele visuelle Binärdateien haben lange Umlaufzeiten von mehreren Jahrhunderten oder Jahrtausenden und daher Umlaufbahnen, die unsicher oder wenig bekannt sind. Sie können auch durch indirekte Techniken wie Spektroskopie ( spektroskopische Binärdateien ) oder Astrometrie ( astrometrische Binärdateien ) erfasst werden . Wenn ein Doppelstern zu Orbit in einer Ebene entlang unserer Sichtlinie passiert, werden seine Komponenten verdunkeln und Transit sich; Diese Paare werden als Finsternis-Binärdateien oder zusammen mit anderen Binärdateien, deren Helligkeit sich im Orbit ändert, als photometrische Binärdateien bezeichnet .

Wenn Komponenten in binären Sternensystemen nahe genug sind, können sie ihre gegenseitige äußere Sternatmosphäre durch Gravitation verzerren. In einigen Fällen können diese engen binären Systeme Masse austauschen, was ihre Entwicklung auf Stadien bringen kann, die einzelne Sterne nicht erreichen können. Beispiele für Binärdateien sind Sirius und Cygnus X-1 (Cygnus X-1 ist ein bekanntes Schwarzes Loch ). Binäre Sterne sind auch als Kerne vieler planetarischer Nebel verbreitet und Vorläufer sowohl von Novae als auch von Supernovae vom Typ Ia .

Entdeckung

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

Wenn im Gegenteil zwei Sterne wirklich sehr nahe beieinander liegen und gleichzeitig so weit isoliert sind, dass sie nicht wesentlich von den Anziehungskräften benachbarter Sterne beeinflusst werden, bilden sie ein separates System und bleiben durch sie vereint die Bindung ihrer eigenen gegenseitigen Gravitation zueinander. Dies sollte ein echter Doppelstern genannt werden; und zwei beliebige Sterne, die auf diese Weise miteinander verbunden sind, bilden das binäre Sternsystem, das wir nun betrachten sollen.

Nach der modernen Definition ist der Begriff binärer Stern im Allgemeinen auf Sternpaare beschränkt, die sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt drehen. Binary Sterne , die können gelöst mit einem Teleskop oder interferometrische Methoden sind bekannt als visuelle Binärdateien . Für die meisten bekannten visuellen Doppelsterne wurde eine ganze Umdrehung noch nicht beobachtet; Vielmehr wird beobachtet, dass sie sich entlang eines gekrümmten Pfades oder eines Teilbogens bewegt haben.

Binäres System von zwei Sternen

Der allgemeinere Begriff Doppelstern wird für Sternpaare verwendet, die am Himmel nahe beieinander liegen. Diese Unterscheidung wird selten in anderen Sprachen als Englisch getroffen. Doppelsterne können binäre Systeme sein oder nur zwei Sterne, die am Himmel nahe beieinander zu liegen scheinen, aber sehr unterschiedliche wahre Entfernungen von der Sonne haben. Letztere werden als optische Doppel oder optische Paare bezeichnet .

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 südliche Stern Acrux im Kreuz des Südens wurde 1685 von Pater Fontenay als doppelt entdeckt.

John Michell war der erste, der vorschlug, dass Doppelsterne physisch miteinander verbunden 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 Veränderungen der relativen Positionen in einer Reihe von Doppelsternen im Laufe von 25 Jahren beobachtet und kam zu dem Schluss, dass es sich um binäre Systeme handeln muss; Die erste Umlaufbahn eines Doppelsterns wurde jedoch erst 1827 berechnet, als Félix Savary die Umlaufbahn von Xi Ursae Majoris berechnete . Seit dieser Zeit wurden viele weitere Doppelsterne katalogisiert und gemessen. Der Washington Double Star Catalog , eine vom United States Naval Observatory zusammengestellte Datenbank mit visuellen Doppelsternen , enthält über 100.000 Doppelsternpaare, darunter optische Doppel- und Doppelsterne. Umlaufbahnen sind nur für einige Tausend dieser Doppelsterne bekannt, und die meisten wurden weder als echte Binärdateien noch als optische Doppelsterne ermittelt. Dies kann durch Beobachtung der Relativbewegung der Paare bestimmt werden. Wenn die Bewegung Teil einer Umlaufbahn ist oder wenn die Sterne ähnliche Radialgeschwindigkeiten haben und der Unterschied in ihren Eigenbewegungen im Vergleich zu ihrer gemeinsamen Eigenbewegung gering ist, ist das Paar wahrscheinlich physisch. Eine der verbleibenden Aufgaben für visuelle Beobachter von Doppelsternen besteht darin, ausreichende Beobachtungen zu erhalten, um die Gravitationsverbindung zu beweisen oder zu widerlegen.

Klassifikationen

Randscheibe aus Gas und Staub rund um das Doppelsternsystem HD 106906

Beobachtungsmethoden

Binärsterne werden je nach Art der 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 durch Messen einer Abweichung in der Position eines Sterns, die durch einen unsichtbaren Begleiter verursacht wird. Jeder Doppelstern kann zu mehreren dieser Klassen gehören. Beispielsweise 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 visueller Binärdateien. Da bei binären Sternbeobachtungen bessere Winkelauflösungen angewendet werden, wird eine zunehmende Anzahl visueller Binärdateien erkannt. Die relative Helligkeit der beiden Sterne ist ebenfalls ein wichtiger Faktor, da die Blendung eines hellen Sterns es möglicherweise schwierig macht, das Vorhandensein einer schwächeren Komponente festzustellen.

Der hellere Stern einer visuellen Binärdatei ist der Primärstern , und der Dimmer wird als Sekundärstern betrachtet. In einigen Veröffentlichungen (insbesondere in älteren) wird eine schwache Sekundärstufe als Kommen bezeichnet (Plural comites ; Begleiter). Wenn die Sterne die gleiche Helligkeit haben, wird üblicherweise die Entdeckerbezeichnung für die Primärfarbe akzeptiert.

Der Positionswinkel der Sekundärseite in Bezug auf die Primärseite wird zusammen mit dem Winkelabstand zwischen den beiden Sternen gemessen. Der Zeitpunkt der Beobachtung wird ebenfalls aufgezeichnet. Nachdem eine ausreichende Anzahl von Beobachtungen über einen bestimmten Zeitraum aufgezeichnet wurde, werden sie in Polarkoordinaten mit dem Primärstern am Ursprung aufgezeichnet , und die wahrscheinlichste Ellipse wird durch diese Punkte gezogen, so dass das Kepler'sche Gesetz der Gebiete erfüllt ist. Diese Ellipse ist als scheinbare Ellipse bekannt und ist die Projektion der tatsächlichen elliptischen Umlaufbahn der Sekundärseite in Bezug auf die Primärbahn auf der Ebene des Himmels. Aus dieser projizierten Ellipse können die vollständigen Elemente der Umlaufbahn berechnet werden, wobei die Semi-Major-Achse 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 ist der einzige Beweis für einen Doppelstern der Doppler-Effekt auf sein emittiertes Licht. In diesen Fällen besteht die Binärdatei aus einem Sternpaar, bei dem sich die Spektrallinien des von jedem Stern emittierten Lichts zuerst in Richtung Blau und dann in Richtung Rot verschieben, wenn sich jeder während seiner Bewegung zuerst auf uns zu und dann von uns weg bewegt über ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt mit der Periode ihrer gemeinsamen Umlaufbahn.

In diesen Systemen ist der Abstand zwischen den Sternen normalerweise sehr gering und die Umlaufgeschwindigkeit sehr hoch. Sofern die Ebene der Umlaufbahn nicht senkrecht zur Sichtlinie steht, haben die Umlaufgeschwindigkeiten Komponenten in der Sichtlinie und die beobachtete Radialgeschwindigkeit des Systems ändert sich periodisch. Da die Radialgeschwindigkeit mit einem Spektrometer durch Beobachtung der Doppler-Verschiebung der Spektrallinien der Sterne gemessen werden kann , werden die auf diese Weise erfassten Binärdateien als spektroskopische Binärdateien bezeichnet . Die meisten davon können selbst mit Teleskopen mit dem höchsten vorhandenen Auflösungsvermögen nicht als visuelle Binärdatei aufgelöst werden .

In einigen spektroskopischen Binärdateien sind Spektrallinien von beiden Sternen sichtbar und die Linien sind abwechselnd doppelt und einfach. Ein solches System ist als zweizeiliges spektroskopisches Binärsystem 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 Binärdateien ("SB1") bekannt.

Die Umlaufbahn einer spektroskopischen Binärdatei 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. Wenn die Umlaufbahn elliptisch ist , hängt die Form der Kurve von der Exzentrizität der Ellipse und der Ausrichtung der Hauptachse in Bezug auf die Sichtlinie ab.

Es ist unmöglich, die Semi-Major-Achse a und die Neigung der Umlaufbahnebene i einzeln zu bestimmen . Das Produkt der Semi-Major-Achse und des Sinus der Neigung (dh a sin i ) kann jedoch direkt in linearen Einheiten (z. B. Kilometer) bestimmt werden. Wenn entweder a oder i auf andere Weise bestimmt werden kann, wie im Fall des Verdunkelns von Binärdateien, kann eine vollständige Lösung für die Umlaufbahn gefunden werden.

Binäre Sterne, die sowohl visuelle als auch spektroskopische Binärdateien sind, sind selten und eine wertvolle Informationsquelle, wenn sie gefunden werden. Über 40 sind bekannt. Visuelle Doppelsterne haben oft große wahre Abstände, wobei die Perioden in Jahrzehnten bis Jahrhunderten gemessen werden. Folglich haben sie normalerweise Orbitalgeschwindigkeiten, die zu klein sind, um spektroskopisch gemessen zu werden. Umgekehrt bewegen sich spektroskopische Doppelsterne in ihren Umlaufbahnen schnell, weil sie nahe beieinander liegen und normalerweise zu nahe beieinander liegen, um als visuelle Binärdateien erkannt zu werden. Binärdateien, die sowohl visuell als auch spektroskopisch sind, müssen daher relativ nahe an der Erde sein.

Binärdateien in den Schatten stellen

Ein verdunkelnder Doppelstern ist ein Doppelsternsystem, bei dem die Umlaufbahnebene der beiden Sterne so nahe an der Sichtlinie des Beobachters liegt, dass die Komponenten sich gegenseitig verdunkeln . In dem Fall, in dem die Binärdatei auch eine spektroskopische Binärdatei ist und die Parallaxe des Systems bekannt ist, ist die Binärdatei für die Sternanalyse sehr wertvoll. Algol , ein Dreifachsternsystem im Sternbild Perseus , enthält das bekannteste Beispiel für eine verdunkelnde Binärdatei.

Dieses Video zeigt den Eindruck eines Künstlers von einem verdunkelnden Doppelsternsystem. Wenn sich die beiden Sterne umkreisen, passieren sie einander und ihre kombinierte Helligkeit nimmt aus der Ferne ab.

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

Die Umlaufzeit einer Finsternis-Binärdatei kann aus einer Untersuchung ihrer Lichtkurve bestimmt werden , und die relativen Größen der einzelnen Sterne können in Bezug auf den Radius der Umlaufbahn bestimmt werden, indem beobachtet wird, wie schnell sich die Helligkeit als Scheibe der nächsten ändert Stern gleitet über die Scheibe des anderen Sterns. Wenn es sich auch um eine spektroskopische Binärdatei handelt, können auch die Orbitalelemente bestimmt werden, und die Masse der Sterne kann relativ leicht bestimmt werden, was bedeutet, dass in diesem Fall die relativen Dichten der Sterne bestimmt werden können.

Seit etwa 1995 ist die Messung der Grundparameter von extragalaktischen Finsternis-Binärdateien mit Teleskopen der 8-Meter-Klasse möglich. Dies macht es möglich, sie zu verwenden, um die Abstände zu externen Galaxien direkt zu messen, ein Prozess, der genauer ist als die Verwendung von Standardkerzen . Bis 2006 wurden sie verwendet, um direkte Entfernungsschätzungen für LMC , SMC , Andromeda Galaxy und Triangulum Galaxy zu erstellen . 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

Nicht verdunkelnde Binärdateien in der Nähe können auch photometrisch erfasst werden, indem beobachtet wird, wie sich die Sterne auf drei Arten gegenseitig beeinflussen. Das erste ist die Beobachtung von zusätzlichem Licht, das die Sterne von ihrem Begleiter reflektieren. Zweitens werden ellipsoide Lichtschwankungen beobachtet, die durch die Verformung der Sternform durch ihre Begleiter verursacht werden. Die dritte Methode besteht darin, zu untersuchen, wie sich relativistisches Strahlen auf die scheinbare Größe der Sterne auswirkt. Das Erkennen von Binärdateien mit diesen Methoden erfordert eine genaue Photometrie .

Astrometrische Binärdateien

Astronomen haben einige Sterne entdeckt, die scheinbar um einen leeren Raum kreisen. Astrometrische Binärdateien sind relativ nahegelegene Sterne, die ohne sichtbaren Begleiter um einen Punkt im Raum wackeln. Dieselbe Mathematik, die für gewöhnliche Binärdateien verwendet wird, kann angewendet werden, um auf die Masse des fehlenden Begleiters zu schließen . Der Begleiter könnte sehr dunkel sein, so dass er derzeit durch die Blendung seines Primärteils nicht nachweisbar oder maskiert ist, oder es könnte sich um ein Objekt handeln, das wenig oder keine elektromagnetische Strahlung emittiert , beispielsweise einen Neutronenstern .

Die Position des sichtbaren Sterns wird sorgfältig gemessen und aufgrund des Gravitationseinflusses seines Gegenstücks als variabel erkannt. Die Position des Sterns wird wiederholt relativ zu weiter entfernten Sternen gemessen und dann auf periodische Positionsverschiebungen überprüft. Typischerweise kann diese Art der Messung nur an nahegelegenen Sternen durchgeführt werden, z. B. innerhalb von 10  Parsec . In der Nähe befindliche Sterne haben oft eine relativ hohe Eigenbewegung , sodass astrometrische Binärdateien einem wackeligen Pfad über den Himmel zu folgen scheinen .

Wenn der Begleiter ausreichend massiv 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 können Informationen über die Masse des Begleiters und seine Umlaufzeit ermittelt werden. Obwohl der Begleiter nicht sichtbar ist, können die Eigenschaften des Systems aus den Beobachtungen unter Verwendung der Kepler - Gesetze bestimmt werden .

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

Konfiguration des Systems

Freistehendes Doppelsternsystem
Löste sich
Doppelter Doppelsternsystem
Doppelhaushälfte
Wenden Sie sich an das binäre Sternensystem
Kontakt
Konfigurationen eines Doppelsternsystems mit einem Massenverhältnis von 3. Die schwarzen Linien repräsentieren die inneren kritischen Roche-Äquipotentiale, die Roche-Lappen.

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

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

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

Eine Kontaktbinärdatei ist eine Art Binärstern, bei dem beide Komponenten der Binärdatei ihre Roche-Lappen füllen . Der oberste Teil der Sternatmosphäre bildet eine gemeinsame Hülle , die beide Sterne umgibt. Wenn die Reibung der Hülle die Orbitalbewegung bremst , können die Sterne schließlich verschmelzen . W Ursae Majoris ist ein Beispiel.

Kataklysmische Variablen und Röntgenbinärdateien

Künstlerische Konzeption eines katastrophalen Variablensystems

Wenn ein binäres System ein kompaktes Objekt wie einen weißen Zwerg , einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch enthält , kann sich Gas vom anderen (Donor-) Stern auf dem kompakten Objekt ansammeln . Dadurch wird potentielle Gravitationsenergie freigesetzt , wodurch das Gas heißer wird und Strahlung emittiert. Kataklysmische variable Sterne , bei denen das kompakte Objekt ein weißer Zwerg ist, sind Beispiele für solche Systeme. In Röntgenbinärdateien kann das kompakte Objekt entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sein . Diese Binärdateien werden als geringer Masse oder hoher Masse entsprechend der Masse des Spenders Stern. Röntgenbinärdateien mit hoher Masse enthalten einen jungen, massereichen Donorstern vom frühen Typ , der durch seinen Sternwind Masse überträgt , während Röntgenbinärdateien mit niedriger Masse halbgebundene Binärdateien sind, in denen Gas von einem Donorstern vom späten Typ oder Ein weißer Zwerg überfließt den Roche-Lappen und fällt auf den Neutronenstern oder das Schwarze Loch zu. Das wahrscheinlich bekannteste Beispiel für eine Röntgenbinärdatei ist die hochmassige Röntgenbinärdatei Cygnus X-1 . In Cygnus X-1 wird die Masse des unsichtbaren Begleiters auf etwa das Neunfache der Masse der Sonne geschätzt und liegt weit über der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze für die maximale theoretische Masse eines Neutronensterns. Es wird daher angenommen, dass es ein Schwarzes Loch ist; Es war das erste Objekt, für das dies allgemein angenommen wurde.

Umlaufzeit

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

Variationen in der Periode

Der Applegate-Mechanismus erklärt langfristige Schwankungen der Umlaufzeit, die bei bestimmten Finsternis-Binärdateien auftreten. Während ein Hauptreihenstern einen Aktivitätszyklus durchläuft, sind die äußeren Schichten des Sterns einem magnetischen Drehmoment ausgesetzt, das die Verteilung des Drehimpulses ändert, was zu einer Änderung der Schrägheit des Sterns führt. Die Umlaufbahn der Sterne im Binärpaar ist gravitativ an ihre Formänderungen gekoppelt, so dass die Periode Modulationen (typischerweise in der Größenordnung von ∆P / P ∼ 10 −5 ) auf derselben Zeitskala wie die Aktivitätszyklen (typischerweise auf) zeigt die Größenordnung von Jahrzehnten).

Ein weiteres Phänomen, das in einigen Algol-Binärdateien beobachtet wurde, war die Zunahme der monotonen Periode. Dies unterscheidet sich deutlich von den weitaus häufigeren Beobachtungen von Zunahmen und Abnahmen im Wechsel, die durch den Applegate-Mechanismus erklärt werden. Monotone Periodenerhöhungen wurden dem Stofftransfer zugeschrieben, normalerweise (aber nicht immer) vom weniger massiven zum massereicheren Stern

Bezeichnungen

A und B

Künstlerische Darstellung des binären Sternensystems AR Scorpii

Die Komponenten von Doppelsternen werden durch die Suffixe A und B bezeichnet, die an die Systembezeichnung angehängt sind, wobei A die Primär- und B die Sekundärbezeichnung bezeichnet. Das Suffix AB kann verwendet werden, um das Paar zu bezeichnen (zum Beispiel 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 voneinander entfernt ist, ist es möglich, dass die Mitglieder des Paares mit hochgestellten Zeichen gekennzeichnet werden. Ein Beispiel ist Zeta Reticuli , dessen Komponenten ζ 1 Reticuli und ζ 2 Reticuli sind.

Entdeckerbezeichnungen

Doppelsterne werden auch durch eine Abkürzung gekennzeichnet, die dem Entdecker eine Indexnummer gibt. α Centauri zum Beispiel wurde 1689 von Pater Richaud als doppelt befunden und wird daher als RHD 1 bezeichnet . Diese Entdeckercodes finden Sie im Washington Double Star Catalog .

Heiß und kalt

Die Komponenten eines Doppelsternsystems können durch ihre relativen Temperaturen als heißer Begleiter und kühler Begleiter bezeichnet werden .

Beispiele:

  • Antares (Alpha Scorpii) ist ein roter Überriesenstern in einem binären System mit einem heißeren blauen Hauptreihenstern Antares B. Antares B kann daher als heißer Begleiter des kühlen Überriesen bezeichnet werden.
  • Symbiotische Sterne sind binäre Sternensysteme, die aus einem späten Riesenstern und einem heißeren Begleitobjekt bestehen. Da die Art 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 binäres Sternensystem bestimmt. Die Sekundärseite scheint eine höhere Temperatur als die Primärtemperatur zu haben und wurde daher als "heißer Begleiter" bezeichnet. Es kann ein Wolf-Rayet-Stern sein .
  • R Aquarii zeigt ein Spektrum, das gleichzeitig eine coole und eine heiße Signatur anzeigt. Diese Kombination ist das Ergebnis eines kühlen roten Überriesen, der von einem kleineren, heißeren Begleiter begleitet wird. Die Materie fließt vom Überriesen zum kleineren, dichteren Begleiter.
  • Die Kepler-Mission der NASA hat Beispiele für die Verfinsterung von Doppelsternen entdeckt, bei denen die Sekundärkomponente die heißere Komponente ist. KOI-74b ist ein 12.000 K weißer Zwerg Begleiter von KOI-74 ( KIC   6.889.235 ), ein 9.400 K frühen A-Typ Hauptreihenstern . KOI-81b ist ein 13.000 K weißer Zwerg Begleiter von KOI-81 ( KIC   8.823.868 ), einem 10.000 K späten B-Typ - Hauptreihenstern .

Evolution

Künstlerische Darstellung der Entwicklung eines heißen Doppelmassen-Doppelsterns

Formation

Es ist zwar nicht unmöglich, dass einige Binärdateien durch Gravitationserfassung zwischen zwei einzelnen Sternen erzeugt werden, da die Wahrscheinlichkeit eines solchen Ereignisses sehr gering ist (drei Objekte sind tatsächlich erforderlich, da die Energieeinsparung einen einzelnen Gravitationskörper ausschließt, der einen anderen erfasst) Aufgrund der hohen Anzahl der derzeit vorhandenen Binärdateien kann dies nicht der primäre Bildungsprozess sein. Die Beobachtung von Binärdateien, die aus Sternen bestehen, die sich noch nicht in der Hauptsequenz befinden, stützt die Theorie, dass sich Binärdateien während der Sternentstehung entwickeln . Die Fragmentierung der Molekülwolke während der Bildung von Protosternen ist eine akzeptable Erklärung für die Bildung eines binären oder Mehrsternsystems.

Das Ergebnis des Drei-Körper-Problems , bei dem die drei Sterne eine vergleichbare Masse haben, ist, dass schließlich einer der drei Sterne aus dem System ausgestoßen wird und die verbleibenden zwei unter der Annahme, dass keine wesentlichen weiteren Störungen vorliegen, ein stabiles binäres System bilden .

Massentransfer und Akkretion

Wenn ein Hauptreihenstern während seiner Entwicklung an Größe zunimmt , kann er irgendwann seinen Roche-Lappen überschreiten , was bedeutet, dass sich ein Teil seiner Materie in eine Region wagt, in der die Anziehungskraft seines Begleitsterns größer ist als seine eigene. Das Ergebnis ist, dass Materie durch einen als Roche Lobe Overflow (RLOF) bekannten Prozess von einem Stern auf einen anderen übertragen wird, der 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 seines Roche-Lappens zu schnell wächst, als dass alle reichlich vorhandenen Materie auf die andere Komponente übertragen werden könnte, kann die Materie das System auch durch andere Lagrange-Punkte oder als Sternwind verlassen und somit effektiv an beide Komponenten verloren gehen. 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.

Studien des ternären Algol- Finsternisses führten zum Algol-Paradoxon in der Theorie der Sternentwicklung : Obwohl sich gleichzeitig Komponenten eines binären Sterns bilden und sich massive Sterne viel schneller entwickeln als die weniger massiven, wurde beobachtet, dass die massereichere Komponente Algol A befindet sich noch in der Hauptsequenz , während das weniger massive Algol B in einem späteren Evolutionsstadium ein Subgiant ist . Das Paradoxon kann durch Massentransfer gelöst werden : Als der massereichere Stern ein Subgiant wurde, füllte er seinen Roche-Lappen und der größte Teil der Masse wurde auf den anderen Stern übertragen, der sich noch in der Hauptsequenz befindet. In einigen Algol-ähnlichen Binärdateien ist tatsächlich ein Gasfluss zu sehen.

Ausreißer und Novae

Künstlerische Darstellung von Plasmaauswürfen aus V Hydrae

Es ist auch möglich, dass weit voneinander entfernte Binärdateien während ihrer Lebensdauer aufgrund äußerer Störungen den Gravitationskontakt miteinander verlieren. Die Komponenten entwickeln sich dann zu einzelnen Sternen. Eine enge Begegnung zwischen zwei binären Systemen kann auch zu einer Gravitationsstörung beider Systeme führen, wobei einige der Sterne mit hoher Geschwindigkeit ausgestoßen werden, was zu außer Kontrolle geratenen Sternen führt .

Wenn ein weißer Zwerg einen engen Begleitstern hat, der über seinen Roche-Lappen läuft, sammelt der weiße Zwerg stetig Gase aus der äußeren Atmosphäre des Sterns an. Diese werden durch ihre intensive Schwerkraft auf der Oberfläche des Weißen Zwergs verdichtet, komprimiert und auf sehr hohe Temperaturen erhitzt, wenn zusätzliches Material angesaugt wird. Der Weiße Zwerg besteht aus entarteter Materie und reagiert daher weitgehend nicht auf Hitze, während der angesammelte Wasserstoff dies nicht tut. Die Wasserstofffusion kann während des CNO-Zyklus stabil an der Oberfläche stattfinden , wodurch die enorme Energiemenge, die durch diesen Prozess freigesetzt wird, die verbleibenden Gase von der Oberfläche des Weißen Zwergs wegbläst. Das Ergebnis ist ein extrem heller Lichtausbruch, der als Nova bekannt ist .

In extremen Fällen 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 die Überreste dieses Ereignisses fotografiert .

Astrophysik

Binärdateien bieten Astronomen die beste Methode, um die Masse eines entfernten Sterns zu bestimmen. Die Anziehungskraft zwischen ihnen bewirkt, dass sie um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Aus dem Orbitalmuster einer visuellen Binärdatei oder der zeitlichen Variation des Spektrums einer spektroskopischen Binärdatei kann die Masse ihrer Sterne beispielsweise mit der binären Massenfunktion bestimmt werden . Auf diese Weise kann die Beziehung zwischen dem Aussehen eines Sterns (Temperatur und Radius) und seiner Masse gefunden werden, wodurch die Masse der Nicht-Binärdateien bestimmt werden kann.

Da ein großer Teil der Sterne in binären Systemen vorhanden ist, sind Binärdateien für unser Verständnis der Prozesse, durch die sich Sterne bilden, besonders wichtig. Insbesondere die Periode und die Massen der Binärdatei geben Auskunft über die Höhe des Drehimpulses im System. Da dies in der Physik eine konservierte Größe ist, geben Binärdateien wichtige Hinweise auf die Bedingungen, unter denen die Sterne gebildet wurden.

Berechnung des Massenschwerpunkts in Doppelsternen

In einem einfachen binären Fall ist r 1 , der Abstand vom Zentrum des ersten Sterns zum Massenmittelpunkt 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 als Halb-Hauptachse der Umlaufbahn eines Körpers um den anderen angesehen wird, ist r 1 die Hauptachse der Umlaufbahn des ersten Körpers um den Massenschwerpunkt oder das Schwerpunktzentrum , und r 2 = a - r 1 wird die Hauptachse der Umlaufbahn des zweiten Körpers sein. Wenn sich der Schwerpunkt innerhalb des massereicheren Körpers befindet, scheint dieser Körper eher zu wackeln als einer erkennbaren Umlaufbahn zu folgen.

Schwerpunktanimationen

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

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

Studienergebnisse

Multiplicity Wahrscheinlichkeit für Population I Hauptsequenz Sterne
Massenbereich Vielzahl

Frequenz

Durchschnittlich

Begleiter

≤ 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
8–16  M ≥ 60% 1,00 ± 0,20
≥ 16  M ≥ 80% 1,30 ± 0,20

Es wird geschätzt, dass ungefähr ein Drittel der Sternensysteme in der Milchstraße binär oder mehrfach sind, wobei die verbleibenden zwei Drittel einzelne Sterne sind. Die Gesamtmultiplizitätsfrequenz gewöhnlicher Sterne ist eine monoton ansteigende Funktion der Sternmasse . Das heißt, die Wahrscheinlichkeit, sich in einem binären oder einem Mehrsternsystem zu befinden, steigt stetig an, wenn die Massen der Komponenten zunehmen.

Es besteht eine direkte Korrelation zwischen der Rotationsperiode eines Doppelsterns und der Exzentrizität seiner Umlaufbahn, wobei Systeme mit kurzer Periode eine geringere Exzentrizität aufweisen. Binäre Sterne können mit jeder denkbaren Trennung gefunden werden, von Paaren, die so eng umkreisen, dass sie praktisch miteinander in Kontakt stehen, 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 gibt es eine sogenannte logarithmische Normalverteilung von Perioden, wobei die Mehrzahl dieser Systeme mit einer Periode von etwa 100 Jahren umkreist. Dies ist ein Beleg für die Theorie, dass während der Sternentstehung binäre Systeme gebildet werden .

In Paaren, in denen die beiden Sterne gleich hell sind , sind sie auch vom gleichen Spektraltyp . In Systemen, in denen die Helligkeiten unterschiedlich sind, ist der schwächere Stern blauer, wenn der hellere Stern ein Riesenstern ist , und roter, wenn der hellere Stern zur Hauptsequenz gehört .

Künstlerische
Darstellung des Anblicks von einem (hypothetischen) Mond des Planeten HD 188753 Ab (oben links), der ein Dreifachsternsystem umkreist . Der hellste Begleiter befindet sich direkt 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 , kann dies nur in binären und Mehrsternsystemen durchgeführt werden, was die binären Sterne zu einer wichtigen Klasse von Sternen macht. Im Fall eines visuellen Doppelsterns kann nach Bestimmung der Umlaufbahn und der Sternparallaxe des Systems die kombinierte Masse der beiden Sterne durch direkte Anwendung des Keplerschen Harmonischengesetzes erhalten werden .

Leider ist es unmöglich, die vollständige Umlaufbahn einer spektroskopischen Binärdatei zu erhalten, es sei denn, es handelt sich auch um eine visuelle oder eine Finsternis-Binärdatei, so dass aus diesen Objekten nur eine Bestimmung des Gelenkprodukts der Masse und des Sinus des Neigungswinkels relativ zur Linie erfolgt Sicht ist möglich. Im Fall von Finsternis-Binärdateien, die auch spektroskopische Binärdateien sind, ist es möglich, eine vollständige Lösung für die Spezifikationen (Masse, Dichte , Größe, Leuchtkraft und ungefähre Form) beider Mitglieder des Systems zu finden.

Planeten

Schema eines Doppelsternsystems mit einem Planeten auf einer Umlaufbahn vom S-Typ und einem Planeten auf einer Umlaufbahn vom P-Typ

Während festgestellt wurde, dass eine Reihe von Doppelsternsystemen extrasolare Planeten beherbergen , sind solche Systeme im Vergleich zu Einzelsternsystemen vergleichsweise selten. Beobachtungen mit dem Kepler-Weltraumteleskop 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 auseinander liegende Doppelsterne häufig die Scheiben von Steinkörnern, aus denen sich Protoplaneten bilden. Andererseits legen andere Simulationen nahe, dass das Vorhandensein eines binären Begleiters tatsächlich die Geschwindigkeit der Planetenbildung in stabilen Umlaufzonen verbessern kann, indem die protoplanetare Scheibe "aufgewühlt" wird, wodurch die Akkretionsrate der Protoplaneten darin erhöht wird.

Das Erkennen von Planeten in Mehrsternsystemen 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 anderen.

Eine Untersuchung von vierzehn bisher 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 nachgewiesen. Diese Entdeckung führte zu einer Neuberechnung der Parameter sowohl für den Planeten als auch für den Primärstern.

In der Science-Fiction wurden häufig Planeten mit binären oder ternären Sternen als Kulisse verwendet, beispielsweise George Lucas ' Tatooine aus Star Wars , und eine bemerkenswerte Geschichte, " Nightfall ", führt dies sogar zu einem Sechs-Sterne-System. In der Realität sind einige Umlaufbahnen aus dynamischen Gründen unmöglich (der Planet würde relativ schnell aus seiner Umlaufbahn ausgestoßen und entweder vollständig aus dem System ausgestoßen oder in einen innereren oder äußeren Umlaufbereich überführt), während andere Umlaufbahnen letztendlich ernsthafte Herausforderungen darstellen Biosphären aufgrund wahrscheinlicher extremer Schwankungen der Oberflächentemperatur in verschiedenen Teilen der Umlaufbahn. Planeten, die nur einen Stern in einem binären System umkreisen, sollen Umlaufbahnen vom Typ "S" haben, während Planeten, die beide Sterne umkreisen, Umlaufbahnen vom Typ "P" oder " Zirkumbinär " haben. Es wird geschätzt, dass 50–60% der binären Systeme in der Lage sind, bewohnbare terrestrische Planeten in stabilen Umlaufbahnen zu unterstützen.

Beispiele

Die beiden sichtbar unterscheidbaren Bestandteile von Albireo

Der große Abstand zwischen den Komponenten sowie der Farbunterschied machen Albireo zu einer der am einfachsten zu beobachtenden visuellen Binärdateien. Das hellste Mitglied, das der dritthellste Stern im Sternbild Cygnus ist , ist selbst eine enge Binärdatei. Ebenfalls in der Cygnus-Konstellation befindet sich Cygnus X-1 , eine Röntgenquelle , die als Schwarzes Loch angesehen wird . Es ist eine hochmassige Röntgenbinärdatei , wobei das optische Gegenstück ein variabler Stern ist . Sirius ist ein weiterer binärer und hellster Stern am Nachthimmel mit einer visuellen scheinbaren Größe von –1,46. Es befindet sich im Sternbild Canis Major . 1844 folgerte Friedrich Bessel, dass Sirius eine Binärdatei war. 1862 entdeckte Alvan Graham Clark den Begleiter (Sirius B; der sichtbare Stern ist Sirius A). 1915 stellten Astronomen am Mount Wilson Observatory fest, dass Sirius B ein weißer Zwerg war , der als erster entdeckt wurde. Im Jahr 2005 stellten Astronomen mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops fest, dass Sirius B einen Durchmesser von 12.000 km (7.456 mi) mit einer Masse von 98% der Sonne hat.

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

Ein Beispiel für eine Finsternis-Binärdatei ist Epsilon Aurigae im Sternbild Auriga . Die sichtbare Komponente gehört zur Spektralklasse F0, die andere (Finsternis-) Komponente ist nicht sichtbar. Die letzte derartige Sonnenfinsternis ereignete sich von 2009 bis 2011, und es besteht die Hoffnung, dass die umfangreichen Beobachtungen, die wahrscheinlich durchgeführt werden, weitere Einblicke in die Natur dieses Systems liefern. Eine weitere verdunkelnde Binärdatei ist Beta Lyrae , ein halbgebundenes binäres Sternensystem im Sternbild Lyra .

Andere interessante Binärdateien sind 61 Cygni (eine Binärdatei im Sternbild Cygnus , bestehend aus zwei (orange) Hauptreihensternen der K-Klasse , 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 eine Binärdatei ist, die aus dem Hauptstern mit einem schwachen weißen Zwergbegleiter besteht), SS Lacertae (eine Finsternis-Binärdatei, die die Finsternis gestoppt hat), V907 Sco (eine Finsternis) Binärdatei, die gestoppt, neu gestartet und dann wieder gestoppt wurde) und BG Geminorum (eine Finsternis-Binärdatei, von der angenommen wird, dass sie ein Schwarzes Loch mit einem K0-Stern in der Umlaufbahn enthält), 2MASS J18082002−5104378 (eine Binärdatei in der " dünnen Scheibe " der Milchstraße und enthält einen der ältesten bekannten Sterne).

Beispiele mit mehreren Sternen

Systeme mit mehr als zwei Sternen werden als Mehrfachsterne bezeichnet . Algol ist das bekannteste ternäre (lange als binär angesehene), das sich im Sternbild Perseus befindet . 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 weiteres sichtbares Ternär ist Alpha Centauri im südlichen Sternbild Centaurus , das den vierthellsten Stern am Nachthimmel mit einer scheinbaren visuellen Größe von –0,01 enthält. Dieses System unterstreicht auch die Tatsache, dass keine Suche nach bewohnbaren Planeten abgeschlossen ist, wenn Binärdateien abgezinst werden. Alpha Centauri A und B haben bei nächster Annäherung einen Abstand von 11 AE, und beide sollten stabile bewohnbare Zonen haben.

Es gibt auch Beispiele für Systeme jenseits der Ternären: Castor ist ein Sextupel-Sternensystem, das der zweithellste Stern im Sternbild Zwillinge und einer der hellsten Sterne am Nachthimmel ist. Astronomisch wurde Castor 1719 als visuelle Binärdatei entdeckt. Jede der Komponenten von Castor ist selbst eine spektroskopische Binärdatei. Castor hat auch einen schwachen und weit auseinander liegenden Begleiter, der ebenfalls eine spektroskopische Binärdatei ist. Die visuelle Binärdatei Alcor-Mizar in Ursa Majoris besteht ebenfalls aus sechs Sternen, von denen vier Mizar und zwei Alcor umfassen.

Siehe auch

Notizen und Referenzen

Externe Links