’n
Dubbelster
of
tweelingster
is twee sterre wat om hul
massamiddelpunt
wentel. Die helderste ster word die primere ster genoem en die ander een die sekondere ster. Stelsels met twee, drie, vier of selfs meer sterre word
veelvoudige sterre
genoem.
Dubbelsterre lyk dikwels vir die blote oog soos ’n enkele ligpunt, en kan net deur ’n teleskoop van mekaar onderskei word. Navorsing die afgelope twee eeue dui daarop dat die helfte of meer van sigbare sterre deel is van ’n veelvoudige sterstelsel.
[1]
Optiese dubbelsterre
is wanneer twee sterre, soos van die Aarde af gesien, lyk of hulle baie naby mekaar le, maar nie ’n dubbelsterstelsel vorm nie; die sterre is ver van mekaar af en daar is geen fisiese wisselwerking tussen hulle nie. Twee sterre kan as optiese dubbelsterre uitgeken word deur die verskille tussen hul
parallaks
,
eiebeweging
of
radiale snelheid
te meet.
Dubbelsterre is baie belangrik in
astrofisika
omdat die berekening van hul
wentelbaan
sterrekundiges in staat stel om hul
massa
direk te bepaal, en daardeur ook ander parameters, soos hul radius en digtheid, indirek te beraam. As ’n dubbelster se wentelbaan op ’n vlak met ons gesigslyn langs le, sal die sterre mekaar verduister wanneer die een voor die ander verbybeweeg en ’n
verduisterende dubbelster
vorm. As die twee sterre baie na aan mekaar is, kan hulle mekaar se buitenste ster-atmosfeer wedersyds verwring. In sommige gevalle sal hulle massa uitruil, en daardeur kan hulle ster-evolusiestadiums bereik wat nie by enkelsterre moontlik is nie.
Die ster naaste aan die Son,
Proxima Centauri
, is deel van ’n driedubbele ster ? die ander twee sterre in die groep,
Alpha Centauri A en B
, is nog nouer verbind. Nog ’n voorbeeld is
Sirius
en
Cygnus X-1
(laasgenoemde is ’n bekende
swartkolk
). Baie dubbelsterre bestaan ook uit die kerns van
planetere newels
en is die oorsprong van beide
novas
en
tipe Ia-supernovas
.
Dubbelsterre verskaf die beste metode om die massa van ’n verafgelee ster te bepaal. Die
swaartekragaantrekking
tussen die twee sterre veroorsaak dat hulle om hul massamiddelpunt wentel. Uit die wentelpatroon kan die sterre se massa bepaal word. So kan die verhouding tussen die sterre se voorkoms (temperatuur en radius) en hul massa bepaal word, en daardeur ook die massa van ander enkelsterre.
In ’n eenvoudige dubbelstelsel word
r
1
, die afstand van die middelpunt van die eerste ster na die massamiddelpunt, aangedui deur:
waar:
- a
= die afstand tussen die middelpunte van die twee sterre, en
- m
1
en
m
2
= die massa van die twee sterre.
As
a
die
halwe lengteas
van die wentelbaan van een liggaam om ’n ander is, dan sal
r
1
die halwe lengteas van die eerste liggaam se wentelbaan om die massamiddelpunt, of barisentrum, wees en
r
2
=
a
?
r
1
sal die halwe lengteas van die tweede liggaam se wentelbaan wees. Wanneer die massamiddelpunt binne-in die groter liggaam le, sal dit lyk of die liggaam slinger eerder as ’n herkenbare wentelbaan vorm.
In die beelde hieronder dui die rooi kruis die massamiddelpunt van twee liggame met verskillende massaverskille aan.
(a.) Twee liggame met min of meer dieselfde massa wentel om hul massamiddelpunt.
|
(b.) Twee liggame met verskillende massas wentel om hul massamiddelpunt, soos
Pluto
en
Charon
.
|
(c.) Twee liggame met ’n groot verskil in massa wentel om hul massamiddelpunt, soos die
Aarde
en die
maan
.
|
(d.) Twee liggame met dieselfde massa wentel in ’n
ellips
om hul massamiddelpunt.
|
- ↑
Filippenko, Alex,
Understanding the Universe
(uit
The Great Courses
op DVD), Lesing 46, tyd 1:17, The Teaching Company, Chantilly, VA, VSA, 2007
Soorte sterre en sterregroepe
|
---|
Sterre
| | |
---|
Sterregroepe
| |
---|
Verwante voorwerpe
| |
---|
Lyste
| |
---|