Die dubbelster Eta Andromedae A en B.
'n Kunstenaarsvoorstelling van die evolusie van 'n dubbelster met 'n groot massa.
'n Dubbelster of tweelingster is twee sterre wat om hul massamiddelpunt wentel. Die helderste ster word die primêre ster genoem en die ander een die sekondêre 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.
Optiese dubbelsterre is wanneer twee sterre, soos van die Aarde af gesien, lyk of hulle baie naby mekaar lê, 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 lê, 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 planetêre newels en is die oorsprong van beide novas en tipe Ia-supernovas.
Massamiddelpunt[wysig | wysig bron]
Dubbelsterre verskaf die beste metode om die massa van 'n verafgeleë 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 r1, die afstand van die middelpunt van die eerste ster na die massamiddelpunt, aangedui deur:
a = die afstand tussen die middelpunte van die twee sterre, en
m1 en m2 = die massa van die twee sterre.
As a die semi-hoofas van die wentelbaan van een liggaam om 'n ander is, dan sal r1 die semi-hoofas van die eerste liggaam se wentelbaan om die massamiddelpunt, of barisentrum, wees en r2 = a – r1 sal die semi-hoofas van die tweede liggaam se wentelbaan wees. Wanneer die massamiddelpunt binne-in die groter liggaam lê, sal dit lyk of dié 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