dobbeltstjerner
Store norske leksikon,Realfag,Astronomi,Sol og stjerner
Dobbeltstjerner er stjernepar med liten innbyrdes vinkelavstand. Nokre er såkalla optiske dobbeltstjerner. Her står stjernene nær kvarandre berre fordi ein ser dei i same retning, medan avstandane i rommet kan vere svært ulike. Desse blir også kalla visuelle dobbeltstjerner.
Dei fleste av dobbeltstjernene er fysiske, det vil seie at dei to stjernene er så nær kvarandre i rommet at dei blir haldne saman ved gjensidig gravitasjonspåverknad og bevegar seg i lukka baner omkring det felles tyngdepunktet. Posisjonsbestemming Den relative posisjonen til dobbeltstjernene blir angitt ved vinkelavstanden mellom komponentane og posisjonsvinkelen. Denne siste er den vinkelen som stjernene si forbindelseslinje dannar med deklinasjonssirkelen gjennom hovudstjerna. Posisjonsvinkelen blir målt i grader og rekna frå nord over aust, sør og vest frå 0 til 360°. Historie Den italienske matematikaren Benedetto Castelli (1578–1643) såg med teleskop, som blei tilgjengeleg etter 1611, at den lyssterke stjerna Mizar i stjernebiletet Store bjørn (Ursa Major) var ei dobbelstjerne. Dei to stjernene blei då kalla Mizar A og Mizar B, men i dag heiter dei Mizar og Alkor. Ein trudde lenge at dei to berre var ei visuell dobbeltstjerne, men studiar i 2009 viste at dei to er knytte saman av gravitasjonskrefter. Dei nyaste observasjonane med moderne teleskop har vist at Mizar og Alkor kvar for seg også er knytte til to meir lyssvake stjerner. Det inneber at dei blir ei fleirdobbel gruppe med seks stjerner knytte saman av gravitasjonskrefter.Det systematiske studiet av dobbeltstjerner blei innleia med Christian Mayers observasjonar i Mannheim. I 1781 gav han ut den første katalogen over dobbeltstjerner, og denne inneheldt skildringar av 89 stjernepar.Etter kvart som dei astronomiske teleskopa blei større og betre, oppdaga ein stadig fleire stjernepar, og i 2017 var talet oppe i over 100 000.William Herschel, John Herschel, Wilhelm Struve, Otto Struve, Sherburne Wesley Burnham, Robert Grant Aitken og Robert Thorburn Ayton Innes er alle kjende for oppdagingane sine av dobbeltstjerner. Typar Nokre er såkalla visuelle dobbeltstjerner. Her står stjernene nær kvarandre berre fordi ein ser dei i same retning, medan avstandane i rommet kan vere svært ulike.Dei fleste av dobbeltstjernene er fysiske, det vil seie at dei to stjernene er så nær kvarandre i rommet at dei blir haldne saman ved gjensidig gravitasjonspåverknad og bevegar seg i lukka baner omkring det felles tyngdepunktet.Dei to typane kan berre skiljast frå kvarandre gjennom observasjonar over lengre tid. I ei optisk dobbeltstjerne vil dei to komponentane på grunn av ulik eigenrørsle flytte seg rettlinja i forhold til kvarandre. Som regel tek det mange år å bestemme bana for ei visuell dobbeltstjerne, då tida for eit omløp kan vere svært lang, ofte fleire tusen år. Ein har berekna banene for vel 700 visuelle dobbeltstjerner, og perioden ligg stort sett mellom 2 og 200 år. Sjølv når to stjerner står for tett saman til at ein kan sjå dei åtskilde med teleskop, røper ofte den gjensidige rørsla rundt tyngdepunktet at det er tale om ei dobbeltstjerne.Dersom omløpstida er tilstrekkeleg kort og baneplanet ikkje står vinkelrett på synslinja, vil nemleg den relative radialhastigheita bli stor nok til at skilnaden mellom dopplerforskyvingane (sjå dopplereffekt) av linjene i dei to spektera kan målast.Omkring 2000 spektroskopiske dobbeltstjerner er katalogiserte, men ein har kjende baner for mindre enn halvparten av dei. Det er observert periodar så korte som to timar. Fotometriske dobbeltstjerner, eller formørkingsvariable stjerner, er to stjerner som bevegar seg rundt eit felles tyngdepunkt, og som har baneplanet orientert slik at komponentane vekselvis formørkjer kvarandre. I enkelte tilfelle vil ei dobbeltstjerne gi seg til kjenne ved at stjerna har periodisk variabel lysstyrke. Under omløpet om tyngdepunktet i systemet skuggar éin komponent for lyset frå den andre slik at det blir formørking. Tida mellom kvar formørking inneheld informasjon om banene rundt det felles tyngdepunktet. Ein kjenner til fleire enn 1000 fotometriske dobbeltstjerner, men har berre godt bestemde baner for omkring 200 av dei.Etter lysvariasjonen (som avheng av forma til komponentane, den relative avstanden mellom dei med meir) blir desse stjernene delte inn i tre grupper, som er oppkalla etter prototypane: Algol-stjerner, β Lyrae-stjerner og W Ursae Majoris-stjerner. Astrometriske dobbeltstjerner er av to typar: Komponentane står langt frå kvarandre, omløpstida er stor, og relativ rørsle kan ikkje påvisast, men ein kan fastslå dobbeltstjernekarakteren ved at stjernene har same eigenrørsle og avstand. Den lyssvakaste komponenten kan ikkje observerast. Den andre komponenten vil gå i ei slangeforma bane over himmelen, og det felles usynlege tyngdepunktet vil bevege seg rettlinja.  Frå studiar av dobbeltstjernebaner får ein opplysningar om dimensjonane, massen og avstanden til komponentane. Ei fysisk dobbeltstjerne fell ofte inn under to eller fleire grupper: Algol er til dømes både ei spektroskopisk og ei fotometrisk dobbeltstjerne. Minst 50 prosent av alle stjerner tilhøyrer doble eller fleirdoble system. Les meir i Store norske leksikon stjerne astronomi universet