Dubbelsterren
Dubbelsterren zijn stelsels van twee sterren, die om elkaar heen bewegen.
Aan de hemel kun je één dubbelster duidelijk zien. Het is Mizar in het sterrenbeeld Grote Beer. Een andere naam: voor de Grote Beer is de Steelpan. Mizar is de op één na laatste ster van de steel.
Kijk op een donkere avond eens goed naar deze ster. Vlak erbij zie je nòg een sterretje. Dat heet Alcor. Alcor draait op zeer grote afstand rond Mizar. Hij heeft hier ongeveer 800.000 jaar voor nodig.
Vroeger wisten de sterrenkundigen niet dat er sterren zijn die om elkaar bewegen. Ze dachten dat Alcor en Mizar toevallig in dezelfde richting stonden. Alcor zou veel verder weg kunnen staan dan Mizar.
Toen in 1610 de sterrenkijker was uitgevonden, bleken er veel meer sterren dubbel te zijn. Zonder kijker zag men maar één ster. Door de telecoop gezien stonden er twee vlak bij elkaar. De ster Mizar is zelf óók weer een dubbelster. Met een kleine kijker kun je dat al zien.
Alcor zie je dan veel verder van Mizar af staan.
In de 17de en 18de eeuw werden er steeds meer dubbel sterren gevonden. Zouden al deze sterren echt alleen maar toevallig in dezelfde richting staan? In 1800 bleek, dat dit niet het geval was. William Herschel liet zien, dat er ook sterren zijn, die echt om elkaar heen draaien.
Zulke sterren worden fysische dubbelsterren genoemd. Twee sterren, die alleen toevallig in dezelfde richting staan, noemen we een optische dubbelster. Dubbelsterren die met het blote oog of in een kijker te zien zijn noemen we visuele dubbelsterren. Een visuele dubbelster kan dus best een optische dubbelster zijn. De twee sterren staan dan op verschillende afstanden. Alleen toevallig in ongeveer dezelfde richting.
Zoals verteld noemen we sterren die om elkaar heen bewegen een fysische dubbelster. Hoe zit dat nu precies? Kun je zeggen dat de ene ster om de andere heen draait? Stel je eens voor dat beide sterren even zwaar zijn. Dan zou je net zo goed kunnen zeggen dat de andere om de ene beweegt.
Twee even zware sterren draaien in werkelijkheid om een punt halverwege. Dat punt heet barycentrum of gemeenschap pelijk zwaartepunt. Als de sterren niet even zwaar zijn, ligt het barycentrum niet precies halverwege. Het bevindt zich dan dichter bij het middelpunt van de zware ster.
De beide afzonderlijke sterren van een dubbelster noemen we componenten. De helderste component heet de hoofdster. De zwakkere is de begeleider. De onderlinge stand van de twee sterren geven we aan door de positiehoek. Deze positiehoek wordt gemeten vanaf het noorden in de richting van het oosten. Staat de begeleider precies ten oosten van de hoofdster, dan is de positiehoek 90°.
De schijnbare afstand tussen de beide componeten geven we meestal op in boogseconden. In één graad zitten 60 boogminuten. In één boogminuut weer 60 boogseconden.
Van sommige visuele dubbelsterren veranderen positiehoek en afstand erg snel. In enkele jaren is er al een verschil te zien. Bij andere sterren zou je tientallen jaren moeten wachten voordat je een verschil opmerkt. De tijd, die de sterren nodig hebben om één keer rond het barycentrum te draaien, is dan erg lang. Die tijd noemen we de periode van de dubbelster. Hoe korter de periode is, hoe sneller de sterren om elkaar bewegen.
Als de hoofdster en de begeleider erg dicht bij elkaar, staan, is het moeilijk om beide sterren apart te zien. Er bestaan dubbelsterren, waarbij de afstand tussen de componenten zó klein is, dat we ze helemaal niet kunnen scheiden. Zelfs niet met de grootste kijkers. Je vraagt je misschien af, hoe we dan toch weten dat het dubbel sterren zijn.
Wel, sommige van die dubbelsterren staan in een bijzondere stand. We kijken niet recht op de baan, maar van opzij er tegenaan. De twee sterren worden dan regelmatig door elkaar bedekt. Staan de sterren achter elkaar, dan bereikt het licht van de achterste ster ons niet meer. Staan ze een tijdje later naast elkaar, dan komt het licht van beide sterren op aarde aan.
Zoals gezegd zien we de sterren niet apart. Het lijkt alsof er maar één ster staat. Die verandert echter voortdurend van helderheid. Hierdoor weten we dat het om een dubbelster gaat. Deze dubbelsterren worden vaak eclips-dubbelsterren genoemd. Eclips is een ander woord voor verduistering. De sterren verduisteringen elkaar immers regelmatig. Een andere naam is bedekkingsveranderlijken. Eclips-dubbelsterren zijn allemaal nauwe dubbelsterren.
De onderlinge afstand is erg klein. We weten dat het dubbelsterren zijn, omdat we op een bepaalde manier tegen de baan aankijken. Natuurlijk bestaan er ook nauwe dubbelsterren, waar we een minder gunstige kijk op hebben.
Vanaf de aarde gezien vindt geen bedekking plaats. De totale helderheid van de dubbelster verandert nu niet. En vanaf de aarde zijn de componenten niet apart te zien.
Toch kunnen we er achter komen dat het dubbelsterren zijn.
Dat is namelijk te zien aan het spectrum van de dubbelster.
Deze soort dubbelsterren heet spectroscopische dubbel sterren. Bij veel dubbelsterren is de begeleider erg zwak. Hij straalt niet voldoende licht uit om aan het spectrum te zien dat het een dubbelster is. Maar vaak zal dan de hoofdster veel zwaarder zijn dan de begeleider. Daarom ligt het gemeenschappelijk zwaartepunt dicht bij de hoofdster. Die beschrijft dus een veel kleinere baan.
Toch kunnen we soms ook van deze sterren ontdekken dat het dubbelsterren zijn. Ze moeten wel vrij dichtbij ons staan. Het is dan te zien aan de beweging van de ster aan de hemel.
De sterren staan zelf niet stil in de ruimte. Evenals de zon bewegen alle sterren met een bepaalde snelheid door het heelal. Ze verplaatsen zich langs een rechte lijn aan de hemel. De sterren staan echter heel erg ver weg.
Hierdoor kunnen we deze beweging bijna niet zien. Maar er zijn ook sterren die wat sneller bewegen. Ze hebben slechts een paar honderd jaar nodig om zich een halve graad aan de hemel te verplaatsen. Een halve graad komt overeen met de schijnbare middellijn van de Volle Maan. Alleen met hele grote kijkers merken we iets van die verplaatsing.
Er worden door zo’n kijker meerdere foto’s gemaakt van zo’n ster. Natuurlijk niet in dezelfde nacht. Liefst een flink aantal jaren uit elkaar. Als we de foto’s dan nauwkeurig vergelijken, zien we dat de ster iets van plaats is verandert.
Sommige van deze snel bewegende sterren verplaatsen zich echter niet langs een rechte lijn. Ze maken een golfbeweging. Hierdoor weten we dat het dubbelsterren zijn. De begeleider kunnen we niet zien. Hij is niet helder genoeg. We noemen hem een donkere begeleider. Door hun onderlinge aantrekkingskracht draaien de twee sterren om elkaar heen. Hierdoor ontstaat de slingerende beweging van de hoofdster. De donkere begeleider maakt ook zo’n slingerende beweging, al zien we dat niet. Pas als we de positie van de heldere ster nauwkeurig meten, merken we dat het een dubbelster is. Zulke dubbelsterren noemen we astrometrische dubbelsterren. De röntgendubbelsterren vormen een aparte groep. Het bijzondere van deze dubbelsterren is, dat we er röntgen straling van ontvangen. Dat is erg krachtige straling.
De hoofdster van een röntgen-dubbelster is meestal een blauwe superreus. Zo’n ster is erg heet en bijzonder groot. De begeleider is bijna altijd een neutronenster. Die kunnen we vanaf de aarde niet zien. Neutronensterren zijn hele bijzondere sterren. Ze zijn ontzettend klein.
De middellijn bedraagt slechts ongeveer twintig kilometer.
Toch zijn ze vaak twee of drie keer zo zwaar als onze zon.
Eén kubieke centimeter van zo’n ster zou op aarde meer wegen dan alle mensen bij elkaar! Neutronensterren hebben dan ook een enorme aantrekkingskracht. Vooral op kleine afstanden.
De superreus kan de allerbuitenste lagen gas niet goed bij zich houden. Dat gas stroomt langzaam maar zeker naar de neutronenster toe. De snelheid van het gas wordt steeds groter. Hierdoor stijgt de temperatuur. Op het laatst is het gas zó heet, dat het röntgenstraling gaat uitzenden.
Ook bij röntgen-dubbelsterren kunnen bedekkingen voorkomen.
Als de superreus voor de neutronenster staat, ontvangen we geen röntgenstraling. Staat de neutronenster voor de superreus, dan merken we daar nauwelijks iets van.