Dobbeltstjerne

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk

En dobbeltstjerne er en gruppe av to (eller flere, tross navnet) stjerner, som av den innbyrdes tyngdekraften blir holdt fast i lukkede banekretsløp om hverandre, på samme måte som Jorden og de andre planetene er bundet i kretsløp rundt Solen. Fenomenet er svært vanlig; et sted mellom en fjerdedel og halvparten av de stjernene man kan observere er medlemmer av dobbeltstjernesystemer med alt fra to til seks stjerner.

Såvidt man vet er vår egen sol ikke en del av noe dobbeltstjernesystem, selv om det heller ikke kan utelukkes helt. En eventuell ledsagerstjerne må imidlertid være veldig liten og lyssvak, og ha en bane som aldri eller bare ytterst sjelden bringer den innen «synsvidde» sett fra Jorden.

Klassifisering av dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

Man kan dele dobbeltstjerner inn etter to forskjellige systemer; I det ene sorteres stjernene etter de observasjonsmetodene som «avslører» dem som dobbeltstjerner, og i det andre sorteres de etter de enkelte stjernenes størrelse i forhold til avstanden mellom dem.

Klassifisering etter observasjonsmetode[rediger | rediger kilde]

Den lyssterke Sirius og dens langt svakere «ledsager» sett med Hubble-teleskopet. Kilde: NASA.

I dette systemet skiller man mellom fire forskjellige typer dobbeltstjerner, nemlig visuelle, astronomiske, spektroskopiske og formørkelsesvariable dobbeltstjerner. I dette systemet kan ett enkelt dobbeltstjernesystem passe inn i mer enn en av kategoriene. For eksempel er en del spektroskopiske dobbeltstjerner også formørkelsesvariable. som også vil si at den er veldig stor

Systemet omfatter også en femte kategori, optiske dobbeltstjerner. Dette er «dobbeltstjerner» som siden har vist seg å være to separate stjerner med vidt forskjellige avstander til Jorden.

Visuelle dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

Hos noen ikke for fjerne dobbelstjerner kan man ved å bruke kikkerter eller teleskop se de enkelte «medlemmene» av systemet direkte, og over tid følge deres innbyrdes bevegelser. Denne typen dobbeltstjerner kalles for visuelle dobbeltstjerner.

Astrometriske dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

For en del av de «ekte» dobbeltstjernenes vedkommende er kun den ene eller noen av systemets medlemmer synlige fra Jorden, men i disse tilfellene kan eventuelle «usynlige dansepartnere» avsløres ved uregelmessigheter i de synlige stjernenes innbyrdes bevegelser: Den slags dobbeltstjerner omtales som astrometriske dobbeltstjerner.

Et berømt eksempel på dette er Sirius, eller «Hundestjernen» i stjernebildet Store hund (Canis major): Man oppdaget at stjernen «slingrer», og antok at Sirius kretset rundt ett eller annet ganske tungt legeme. Senere, i 1862, oppdaget man ledsageren, omtrent der man forventet å finne den.

Spektroskopiske dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

I andre tilfeller står begge/alle stjernene i et dobbeltstjernesystem så tett at man ikke kan observere deres innbyrdes bevegelser. Men ved å undersøke spekteret for lyset som stjernen sender ut, kan man se at spekteret inneholder en sammenblanding av flere forskjellige stjerners spektrale «fingeravtrykk». Dobbeltstjerner som avsløres på denne måten kalles for spektroskopiske dobbeltstjerner.

Siden stjernene beveger seg rundt hverandre, vil dopplereffekten sørge for at de karakteristiske linjene (tilsvarende bestemte bølgelengder) i spekteret flytter seg litt med tiden. Selv om ikke begge/alle stjerner i et dobbeltstjernesystem sett fra Jorden er lyssterke nok til at man kan foreta spektralanalyse, kan man med de astronomiske dobbeltstjernene regne seg fram til de øvrige stjernenes baner og egenskaper.

Formørkelsesvariable dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

Animasjon av en formørkelsesvariabel stjerne og dens samlede lysstyrke.

I enkelte tilfeller kretser to stjerner rundt hverandre i et plan som ligger meget nær siktelinjen mot Jorden. Sett herfra vil de to stjernene på skift passere foran hverandre som vist til høyre. Når den ene stjernen på denne måten helt eller delvis skjuler lyset fra den andre, mottar en observatør på Jorden mindre lys enn på tidspunkter hvor begge stjernene er fullt synlige. Nederst på illustrasjonen til høyre kan man se hvordan den samlede lysstyrken fra dobbeltstjernen faller kortvarig hver gang den ene stjernen kommer inn foran den andre.

Hvis en slik dobbeltstjerne ligger langt nok fra Jorden, kan selv ikke de beste teleskoper vise direkte at det er to stjerner; det eneste som avslører at det er snakk om en dobbeltstjerne, er de regelmessige dykkene i det samlede lyset vi mottar fra begge stjernene. Slike stjerner kalles for formørkelsesvariable dobbeltstjerner, og ut fra tiden mellom, og forløpet av, disse dykkene i lysintensiteten kan man beregne en rekke opplysninger om paret: Omløpstid, stjernenes innbyrdes størrelsesforhold, baneplanets vinkel i forhold til synslinjen til Jorden, osv.

Optiske dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

Det hender at to stjerner står svært tett på hverandre på himmelen sett fra Jorden, mens den ene stjernen i virkeligheten er mye lengre borte fra Jorden enn den andre. I visse tilfeller av denne art har man trodd at det var snakk om en dobbeltstjerne, men bedre observasjonsmetoder har siden påvist at dette ikke er tilfelle. Denslags «falske» dobbeltstjerner omtales som optiske dobbeltstjerner.

Klassifikasjon etter størrelsesforhold[rediger | rediger kilde]

I dette klassifikasjonssystemet sorteres dobbeltstjernene etter hvor tett de er på hverandre (i forhold til deres størrelse): Jo tettere stjernene er på hverandre, desto mer påvirker de hverandre med sin tyngdekraft og «atmosfære» — i visse tilfeller kretser stjernene så nært hverandre at det overføres materiale (gass og plasma) fra overflaten av den ene stjernen til den andre.

Adskilte dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

I et adskilt dobbeltstjernesystem er avstanden mellom stjernene stor i forhold til stjernenes størrelse; så stor at stjernene ikke påvirker hverandre utover det at de kretser rundt hverandre. Stjerner i slike systemer utvikler seg som de ville gjort hvis de var to enkeltstående stjerner.

Semiadskilte dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

I semiadskilte dobbeltstjerner er den ene stjernen så stor at noe av gassen og plasmaen fra stjernens ytre lag kommer utenfor stjernens såkalte Roche-grense: Så langt ute er tyngdekraften til stjernen som stoffet kommer fra, ikke sterkere enn tyngdekraften fra den andre stjernen, og noe stoffet faller derfor ned på den andre stjernen.

Kontakt-dobbeltstjerner[rediger | rediger kilde]

I kontakt-dobbeltstjerner utfyller begge stjernene sine Roche-grenser: De ytterste lagene av gass og plasma i de to stjernene «smelter sammen» til en felles stjerneatmosfære som omgir begge parter. Denne felles atmosfæren kan skape friksjon og bremse stjernenes innbyrdes bevegelser, med den konsekvens at de etter en tid forenes til én stjerne.

Dobbeltstjerners utvikling[rediger | rediger kilde]

Beregninger viser at selv om det ikke er helt umulig for flere stjerner å «møtes tilfeldig» i rommet, og deretter forbli sammen som et dobbeltstjernesystem, så krever det ganske spesielle omstendigheter og er derfor temmelig usannsynlig. Derfor heller man til den teorien at dobbeltstjernesystemer primært dannes ved at gasskyen som er forstadiet til alle stjerner brytes opp i flere deler tidlig i dannelsesprosessen. Studier av «unge» dobbeltstjernesystemer synes å understøtte denne teorien.

Mot slutten av sitt «liv» vokser en hovedserie-stjerne temmelig voldsomt: Mens stjernen i sitt hovedserie-liv hadde god plass innenfor sin egen Roche-grense, kan den i et dobbeltstjernesystem vokse så mye at den mister stoff ut over Roche-grensen, som deretter enten faller direkte ned på den andre stjernen, eller samles opp i en tilvekstskive rundt den stjernen som mottar stoffet. I tilvekstskiven omsettes det fallende stoffets mekaniske energi til elektromagnetisk stråling, noen ganger så mye at skiven sender ut mer lys enn stjernene selv.

Da en stjernes livsforløp avgjøres av hvor mye masse den inneholder, kan den slags masseutveksling mellom stjernene endre deres skjebne. Slike stoffutvekslinger gjør det mulig for stjerner i dobbeltstjernesystemer å nå spesielle utviklingstrinn som ikke er mulige for enkeltstående stjerner.

I noen semiadskilte dobbeltstjerner overføres det materiale til overflaten av en ellers «død» hvit dvergstjerne. Denne kan da blusse opp i et nova-utbrudd, eller i ekstreme tilfeller ende i en supernova-eksplosjon.