🌙 Doppelsterne

Die Gravitationskraft zwischen den beiden Sternen ergibt sich aus Newtons Gesetz: F = G * m1 * m2 / r^2, wobei G die Gravitationskonstante, m1 und m2 die Sternmassen und r ihr Abstand ist. Die aus dieser Kraft abgeleiteten Beschleunigungen werden jeden Frame mit dem Velocity-Verlet-Algorithmus integriert, der Energie besser erhält als eine einfache Euler-Integration. Die erwartete Umlaufperiode folgt dem dritten Keplerschen Gesetz: T^2 = 4 * pi^2 * a^3 / (G * M), wobei a die große Halbachse und M die Gesamtmasse des Systems ist. Die Baryzentrum-Bedingung m1 * r1 = m2 * r2 sorgt durchgehend für einen verschwindenden Nettoimpuls.

Alpha Centauri A und B bilden einen bekannten Doppelstern nur 4,37 Lichtjahre entfernt und umkreisen sich alle 79,9 Jahre mit einem Abstand, der zwischen etwa 11 und 36 AE variiert — vergleichbar mit der Distanz zwischen Saturn und Neptun. Sirius, der hellste Stern am Nachthimmel, ist ebenfalls ein Doppelstern: Sirius A (ein leuchtkräftiger Hauptreihenstern vom Typ A) und Sirius B (ein Weißer Zwerg) umkreisen sich alle 50 Jahre. Algol im Perseus ist der Prototyp eines Bedeckungsveränderlichen und verdunkelt sich alle 2,87 Tage merklich, wenn sein dunklerer Begleiter davorzieht.

Ein verbreiteter Irrtum ist, dass ein Stern den anderen umkreist — wie ein Planet um eine Sonne —, während der schwerere Stern unbewegt bleibt. Tatsächlich umkreisen beide Sterne das gemeinsame Baryzentrum, und keiner von beiden ist fixiert. Der schwerere Stern umkreist zwar mit kleinerem Radius und geringerer Geschwindigkeit, was ihn bei extremem Massenverhältnis fast stillstehend erscheinen lassen kann, aber er bewegt sich stets. Dieses subtile Wackeln des schwereren Sterns ist genau das Signal — Radialgeschwindigkeit oder Doppler-Wackeln genannt —, mit dem Astronomen in den 1990er-Jahren die ersten bestätigten Exoplaneten entdeckten.

William Herschel wird die erste systematische Untersuchung von Doppelsternen zugeschrieben. Nachdem er ab 1779 Hunderte Doppelsterne katalogisiert hatte, verkündete er 1803, dass manche Paare relative Umlaufbewegung zeigten, was bestätigte, dass es sich um physikalisch gebundene Systeme handelte und nicht um zufällige Sichtlinien-Ausrichtungen. Dies war ein bahnbrechendes Ergebnis, weil es zeigte, dass Newtons Gravitationsgesetz auch über stellare Entfernungen weit außerhalb des Sonnensystems gilt. Der Begriff „Doppelstern“ selbst wurde von Williams Sohn John Herschel im frühen 19. Jahrhundert geprägt.

Doppelsterne sind die Vorläufer einiger der energiereichsten Ereignisse im Universum. Wenn sich ein Stern in einem engen Doppelstern zu einem Weißen Zwerg entwickelt und Masse über die Chandrasekhar-Grenze (~1,4 Sonnenmassen) hinaus von seinem Begleiter akkretiert, explodiert er als Typ-Ia-Supernova — die „Standardkerze“ zur Messung kosmologischer Entfernungen. Neutronenstern- und Schwarze-Loch-Doppelsterne spiralen einwärts, während sie durch das Aussenden von Gravitationswellen Energie verlieren; die Verschmelzung zweier Neutronensterne (eine Kilonova) wurde 2017 gleichzeitig in Gravitationswellen und Licht von LIGO und Teleskopen weltweit entdeckt und bestätigte, dass Doppelstern-Verschmelzungen eine wichtige Quelle schwerer Elemente wie Gold und Platin sind.

Doppelsternsysteme werden danach eingeteilt, ob die Sterne innerhalb ihrer Roche-Grenzen liegen — den tropfenförmigen gravitativen Einflusszonen um jeden Stern. In einem getrennten Doppelstern sind beide Sterne kleiner als ihre Roche-Grenzen und entwickeln sich unabhängig voneinander. In einem semi-detachierten Doppelstern füllt ein Stern seine Roche-Grenze aus, und Masse fließt durch den inneren Lagrange-Punkt zum Begleiter, wobei oft eine Akkretionsscheibe entsteht. In einem Kontakt-Doppelstern (Typ W Ursae Majoris) überschreiten beide Sterne ihre Roche-Grenzen und teilen sich eine gemeinsame Hülle, erscheinen als ein einziges längliches Objekt und zeigen kontinuierliche Helligkeitsschwankungen. Diese Simulation lässt dich den dramatischen Unterschied in Bahnform und -periode beobachten, der sich aus einer Änderung des Abstands ergibt.

Wenn die Bahnneigung nahe 90 Grad liegt, blockiert jeder Stern periodisch einen Teil oder das gesamte Licht seines Begleiters, von der Erde aus gesehen, was charakteristische Helligkeitseinbrüche erzeugt. Das primäre Minimum tritt auf, wenn der hellere (meist heißere) Stern verfinstert wird, und das flachere sekundäre Minimum, wenn er vor dem dunkleren Stern vorbeizieht. Durch Modellierung von Form, Tiefe und Zeitpunkt dieser Einbrüche können Astronomen das Verhältnis der Sternradien, das Verhältnis der Oberflächentemperaturen, die Bahnneigung und — kombiniert mit Spektroskopie — die absoluten Radien und Massen bestimmen. Diese Lichtkurven-Inversionstechnik bildet die Grundlage für die Messung fundamentaler Sternparameter bei Tausenden bekannter Bedeckungsveränderlicher.

Aktive Forschungsbereiche umfassen den Ursprung der Vorläufer von Typ-Ia-Supernovae (ob Einzel-degenerierte Akkretion oder Doppel-degenerierte Weiße-Zwerg-Verschmelzungen bleibt umstritten), die Entstehungswege der von LIGO und Virgo entdeckten Schwarze-Loch-Doppelsterne stellarer Masse und die Rolle der Doppelstern-Wechselwirkung bei der Formung planetarischer Nebel. Die Gaia-Weltraummission hat Millionen astrometrischer Doppelstern-Kandidaten aufgedeckt, indem sie das winzige Wackeln verfolgt, das jeder Begleiter in der Eigenbewegung eines Sterns hervorruft, und damit die bekannte Doppelstern-Zählung erheblich erweitert. Forscher untersuchen auch, wie Doppelstern-Entwicklung Sternpopulationen in Sternhaufen verändert und wie enge Doppelsterne ursprünglich entstanden sind — durch Scheibenfragmentierung, Kernfragmentierung oder dynamischen Einfang in dichten Umgebungen.