dobbeltstjerne

Banebevægelsen i en dobbeltstjerne kan observeres på tre måder: dels ved direkte observation af de to stjerners flytning på himlen; dels som en periodisk ændring i stjernernes radialhastigheder, som kan måles ved Dopplereffekten i dobbeltstjernens spektrum; endelig ved, at de to stjerner vil formørke hinanden, hvis synslinjen fra Jorden tilfældigvis ligger næsten i banens plan.

Efter disse tre observationsmetoder grupperes dobbeltstjerner traditionelt i visuelle, spektroskopiske og formørkende systemer, betegnelser, som dog karakteriserer observatøren i højere grad end objektet. Mere interessant er egenskaber, som er bestemmende for systemernes natur og udvikling: Dobbeltstjerner gennemgår som andre stjerner en udvikling (se stjerne), og spørgsmålet er, om de to stjerner i systemet påvirker hinandens udvikling væsentligt.

Er stjernerne vel adskilte med en indbyrdes afstand meget større end stjernernes diameter, påvirker de kun hinanden med relativt svage og ensartede tyngdekræfter, og de udvikler sig, som de ville have gjort hver for sig. Disse dobbeltstjerner er nyttige i studiet af enkeltstjerner, idet deres masser kan bestemmes ud fra banebevægelserne. Hvis der desuden observeres formørkelser, kan stjernernes diametre bestemmes. Den mest pålidelige viden om stjernernes masser og radier stammer fra sådanne dobbeltstjerner. For ca. 100 stjerner er både masser og radier bestemt på denne måde med en nøjagtighed på 1-2%.

I de senere faser af en stjernes udvikling udvider den sig kraftigt. I dobbeltstjerner med relativt lille afstand mellem stjernerne kan deres overflader under udviklingen derfor komme så nær hinanden, at materiale fra én stjerne indfanges af den anden, såkaldt accretion. Afhængigt af omfanget af denne stofudveksling kan stjernens udvikling ændres fra næsten umærkeligt til katastrofalt. I sidstnævnte tilfælde kan resultatet blive objekter, som er ukendte blandt enkeltstjerner.

Foregår massetransporten alene ved en stjernevind (et kraftigere modstykke til solvinden), kan modtagerstjernens udvikling fortsætte uforstyrret; blot forurenes dens overflade med et tyndt lag tunge grundstoffer, fx barium, som nylig er dannet i afsenderstjernens indre. Er stjernerne endnu tættere ved hinanden, bliver processen kraftigere, og modtageren kan "stjæle" det meste af afsenderens masse. Sådanne systemer kaldes Algolvariable (efter Algol, en af de klareste og først opdagede formørkende dobbeltstjerner.)

Hvis den modtagende stjerne allerede er så langt i sin udvikling, at den er blevet til et kompakt objekt (hvid dværg, neutronstjerne eller sort hul), optager den indfaldende masse store energimængder fra modtagerens tyngdefelt. Stoffet bliver derved så ophedet, at det udsender mere røntgenstråling end synligt lys; de fleste og kraftigste røntgenkilder på himlen er sådanne dobbeltstjerner.

Når masse opsamles på overfladen af en hvid dværgstjerne gennem en periode, kan det føre til en eksplosiv antændelse af kerneprocesser på overfladen. Stjernens lysstyrke forøges derved flere tusinde gange i ugevis; dette fænomen kaldes en nova.

Blandt de voldsomste kendte eksplosioner i Universet er supernovaer, der også optræder i dobbeltstjerner. Såfremt en af stjernerne eksploderer og efterlader en neutronstjerne, kan ledsageren accelerere den til meget hurtig rotation. Supernovaudbruddet kan også skyldes, at de to stjerner gradvis trækkes ind i hinanden og danner en enkelt, ustabil stjerne, som derefter eksploderer. Supernovaer er energimæssigt sammenlignelige med de sjældnere kilonovaer og hypernovaer der opstår ved kollision af neutronstjerner i bane om hinanden, og kollaps af meget tunge population III stjerner.

• gammaglimt, herunder kilonova
• stjernepopulation