DUBBELSTERREN. Klik hier.
Dubbelsterren bestaan uit twee om elkaar heen bewegende sterren, bijeengehouden door hun onderlinge zwaartekracht.
Dubbelsterren zijn veelvuldig aanwezig in het heelal, meer dan de helft van de bestudeerde sterren maakt deel uit van zo'n dubbelstersysteem. Soms is er sprake van drie of meer sterren in een gebonden stelsel waarbij twee van de sterren een nauwe dubbelster vormen. De derde ster beschrijft dan een wijde baan om de twee andere heen en stoort de andere dubbelster slechts weinig. Ook bestaan er groepen van meer sterren die aan elkaar gebonden zijn en soms zijn er zelfs grote groepen sterren die bij elkaar horen, maar die noemt men
sterrenhopen.
Sirius A en
B. Die twee sterren vormen samen een dubbelster en draaien in 50,1 jaar tijd om elkaar heen. Door hun uitgerekte ellipsbanen komen ze soms vlak bij elkaar, tot op 8,1 AU (AU: afstand tussen Aarde en Zon = ongeveer 150.000.000 km). Aan het uiteinde van de ellips zit er zo’n 35,5 AU tussen Sirius A en B, ongeveer de afstand van de Zon tot de
Uranus.
Vorming
Sterren condenseren onder invloed van de zwaartekracht uit
interstellaire gaswolken. De meeste dubbelsterren lijken al tijdens deze fase te worden gevormd. Protosterren die de cocon van omringende gas- en stofwolken door hun eigen intense straling al hebben verdampt, zijn meestal omringd door een snel draaiende gasschijf. Ze hebben ook vaak twee ‘jets’ die gas met hoge snelheid de ruimte in spuiten. Een gedeelte van het gas in de schijf valt op de centrale ster, die daardoor nog verder in massa kan groeien. Als zich in de schijf een tweede groeiende condensatie voordoet kan dit tot een dubbelster leiden.
Dit lijkt `voordelig' te zijn voor stervorming: de hoeveelheid draai-impulsmoment in de oorspronkelijke interstellaire gaswolk waaruit een ster zich vormt moet namelijk behouden blijven. Het sterk gecondenseerde systeem kan dit alleen doen door snel te roteren, vandaar ook de afgeplatte gasschijf rond te protoster. Dit bemoeilijkt de verdere samentrekking. Bij dubbelsterren komt het overtollige
draai-impulsmoment in de baan terecht. In
bolvormige sterrenhopen, waar de sterdichtheid veel hoger is dan in het melkwegvlak, kunnen dubbelsterren ook ontstaan wanneer twee sterren in de bolhoop die elkaar toevallig dicht naderen blijvend gebonden raken.
Levensloop
In alle sterkernen spelen zich thermonucleaire fusieprocessen af waarbij waterstofatoomkernen samensmelten tot
helium en er een grote hoeveelheid energie vrijkomt. Wanneer de
waterstof in het centrum van de ster op is, krimpt de sterkern terwijl de buitenlagen uitzetten zodat de ster als geheel expandeert. Als de ster deel uitmaakt van een dubbelster kan deze expansie niet onbeperkt doorgaan. Op een bepaald moment zal het gas aan het uitdijende steroppervlak naar de begeleider overstromen door de zwaartekracht van de begeleider. De verdere evolutie van dubbelsterren verloopt door deze massaoverdracht heel anders dan bij enkelvoudige sterren of bij sterren in zeer wijde dubbelsterren.
De zwaarste ster zal massa verliezen omdat deze als eerste uitzet terwijl de lichtere begeleider juist in massa zal toenemen. Daarbij wordt de dubbelster nauwer en wordt de massaoverdracht verder versneld. Onder bepaalde omstandigheden kan dit catastrofale gevolgen hebben, waarbij de begeleider in de mantel van de zwaardere ster terechtkomt en naar binnen beweegt volgens een spiraal. De mantel van de zwaardere ster kan bijna volledig `verdampen' door de daarbij vrijkomende energie, zodat alleen de sterkern overblijft. De begeleider loopt hier dan in een nauwe baan omheen. Ook onder meer stabiele omstandigheden verliest de oorspronkelijk zwaarste ster op den duur praktisch zijn gehele mantel aan de begeleider. Deze begeleider wordt dan vaak de zwaarste component. Afhankelijk van de massa van de afgepelde kern zal deze als
witte dwerg of als een
supernova eindigen. Dan blijft er een
neutronenster of een zwart gat over. Afhankelijk van de dubbelsterparameters (massa's en baanafstand) doet zich dus een grote variatie aan soorten evolutie voor. Veel van de waargenomen typen dubbelsterren kunnen hiermee worden verklaard.
RÖNTGENDUBBELSTERREN. Klik hier.
Röntgendubbelsterren zijn systemen waarin twee sterren om een gezamenlijk zwaartepunt bewegen (zoals alle dubbelsterren), maar waarin één van beide sterren een neutronenster of een
zwart gat is. Dit compacte object trekt materiaal van de begeleidende 'normale' ster weg in een proces dat men
accretie noemt. Het geaccreteerde materiaal (dat van de begeleider naar het compacte object stroomt) heeft draai-impulsmoment en kan dus niet rechtstreeks op de neutronenster of het zwarte gat vallen, maar zal een 'accretieschijf' vormen. Door wrijving in de accretieschijf spiraleert het materiaal naar het compactere object toe. Tijdens dit proces wordt het gas door de vrijkomende potentiële energie verhit tot miljoenen graden Celcius en gaat het röntgenstraling uitzenden, vandaar de naam röntgendubbelster.
Röntgendubbelsterren zijn onderverdeeld in een verschillende klassen:
Het verschil tussen 'hoge-massa-' en 'lage-massaröntgendubbelsterren’ ligt in de massa van de 'normale' begeleider. Met 'lage-massa' wordt bedoeld dat de massa van de normale ster kleiner is dan de massa van de Zon. Zwart gat- en neutronensterröntgendubbelsterren worden onderscheiden door onze kennis over het compacte object. De aard van het compacte object is echter over het algemeen moeilijk te bepalen. Voor enkele tientallen systemen weet men dat het compacte object een
neutronenster is omdat men röntgenpulsaties detecteert op de rotatieperiode van de neutronenster. Slechts voor een klein aantal is men er vrij zeker van dat het compacte object een
zwart gat is.
Het laatste verschil in gedrag van röntgendubbelsterren is de constantheid van de röntgenstraling. Sommige systemen, zoals
Cygnus X-1, ziet men al sinds de ontdekking drie decennia geleden met een ongeveer gelijke röntgenhelderheid. Andere systemen vertonen enorme uitbarstingen, waardoor men ze ontdekt, blijven vervolgens een paar maanden zichtbaar en verdwijnen dan weer. Een klein aantal ziet men iedere paar jaar uitbarsten.
CATACLYSMISCHE VARIABELEN EN NOVAE. Klik hier.
Cataclysmische variabelen zijn de eerste nauwe dubbelsterren die zijn ontdekt en worden gekenmerkt door helderheidsvariaties. Cataclysmische variabelen zijn dubbelsterren waarin een
witte dwerg materiaal van de begeleidende 'normale' ster naar zich toe trekt via een
accretieschijf, net zoals in de röntgendubbelsterren. De 'normale' ster is bij een cataclysmische variabele lichter dan de Zon. Omdat de witte dwerg veel groter is dan een neutronenster of een zwart gat valt het gas van de begeleider in een minder diepe zwaartekrachtsput, waardoor minder energie vrijkomt. Cataclysmische variabelen zijn daarom minder heet en zenden hun straling vooral uit in zichtbaar licht, zodat men met optische telescopen de structuur van accretieschijven rond deze objecten kan bestuderen.
Cataclysmische variabelen komen in verschillende soorten voor, afhankelijk van de helderheidsvariaties. Sommigen vertonen heel regelmatig kleine helderheidsvariaties. Ze worden dan vrij snel ongeveer tien keer zo helder. men noemt dit
dwergnovae. Daarnaast zijn er ook de klassieke novae, waarin het systeem zoveel helderder wordt, soms wel een miljoen keer, dat het lijkt of er aan de hemel plotseling een nieuwe ster is ontstaan. Meestal gebeurt dat maar één keer, maar men kent ook systemen waarbij er na een aantal jaar weer een grote nova-uitbarsting plaatsvindt. (Zie
KL Draconis).
Een hele aparte groep cataclysmische variabelen zijn de dubbelsterren waarin de witte dwerg een sterk magnetisch veld heeft. Dit magnetische veld is zo sterk dat het materiaal dat van de begeleider wordt afgetrokken niet in een accretieschijf terecht komt, maar via de magnetische veldlijnen naar de witte dwerg wordt getrokken.
RAADPLEEG OOK VOLGENDE BRONNEN
Handleiding Visuele deep sky sterrenkunde. Klik hier.
Astrolab. Klik hier.