1° Visueele dubbelsterren. Het viel het eerst W.
Herschell (1780) op, dat dikwijls twee sterren zeer dicht bij elkaar aan den hemel staan. Om het groote aantal leek het hem waarschijnlijk, dat de meeste van die sterrenparen niet maar toevallig in dezelfde richting staan en op verschillende afstanden (zgn. optische dubbelsterren), maar dat ze werkelijk bij elkaar hooren, physische dubbelsterren zijn.
Nu zijn er al meer dan 20 000 van die visueele paren bekend. De componenten van deze physische paren moeten, volgens Newton’s wet van de aantrekking, ellipsen beschrijven om het gemeenschappelijke zwaartepunt van het systeem.
Men kan dan ook bij vele van die dubbelsterren een baanbeweging constateeren. Meestal bepaalt men slechts den schijnbaren afstand van de twee sterren in boogseconden en de richting van de verbindingslijn, den zgn. positie hoek.
Afstand en positiehoek veranderen in den loop van den tijd en zoo bepaalt men de relatieve baan van het systeem. Met den interferometer kan men nog afstanden meten van 1/100 boogseconde; dus van sterrenparen, die voor het bloote oog niet gescheiden zijn.
Deze relatieve baan, altijd voorgesteld als de baan van de zwakste om de helderste ster, is eveneens een ellips, met de heldere ster in het brandpunt. Men onthoude echter, dat deze relatieve baanellips in werkelijkheid samengesteld is uit de twee baanellipsen van de twee componenten om het gemeenschappelijke zwaartepunt.De baanvlakken hebben zeer verschillende standen in de ruimte, zoodat men in den regel slechts een projectie van de baanellips op den „hemelbol” ziet.
Twee wetten stellen ons in staat uit deze geprojecteerde baan de werkelijke baan te berekenen:
1° de mathematische wet, dat de projectie van een ellips steeds een ellips is. Alleen is de projectie van het brandpunt niet gelijk aan het brandpunt van de projectie.
2° Een physische wet, de zgn. perkenwet van Kepler, dat de verbindingslijn van het lichaam met het brandpunt van de baanellips in gelijke tijden gelijke oppervlakken (perken) beschrijft. Deze wet geldt ook in de projectie voor de verbindingslijn der twee sterren. Als het dubbelsterpaar een belangrijk deel van zijn baan heeft afgelegd, kan men den omloopstijd, vorm, ligging in de ruimte, enz. van de baan berekenen. Alleen de absolute afmetingen van de baan zijn onbekend, tenzij men den afstand kent. Kent men dezen en dus ook de afmetingen van de baan, dan kan men de gezamenlijke massa van het systeem uit de 1e wet van Kepler berekenen. Omgekeerd geeft deze wet ook het middel om de afmetingen van de baan (en daarmee den afstand) te berekenen, als men een schatting van de massa kan maken. Die schatting kan men vrij goed doen met de zgn. massalichtkrachtwet. Van visueele dubbelsterren met gemeten relatieve baan kent men zoo den afstand of de ➝ parallax, die een maat is voor den afstand, de zgn. dynamische parallax.
2° Spectroscopische dubbelsterren zijn dubbelsterren, die men in de grootste kijkers niet scheiden kan. Van een ster, die ons nadert, zijn alle lijnen in het spectrum naar den violetten kant verschoven, van een ster, die van ons af beweegt, naar het rood (het zgn. Doppler-effect). Bij een dubbelster, waarvan men de baan min of meer op den kant ziet, zal elke ster beurtelings naar ons toe en van ons af bewegen en de spectraallijnen zullen zich dus heen en weer bewegen. Uit de verplaatsing van de spectraallijnen kent men dus op ieder oogenblik de snelheid naar ons toe of van ons af, de radieele snelheid. Hieruit kan men de werkelijke baan om het zwaartepunt van het systeem, nu in absolute afmetingen, berekenen. Dikwijls is maar één spectrum helder genoeg om te worden uitgemeten; dan kent men dus maar de baan van één der componenten.
Verder kan men afleiden de zgn. massafunctie m sin3 i; m = de massa van den waargenomen component, i de helling van de baan, d.i. de hoek, die het baanvlak met het hemelgewelf maakt. Kent men de helling, bijv. doordat de componenten elkaar periodiek verduisteren (i = 90°), dan kent men ook de massa’s.
Omdat de massa’s van de sterren tamelijk weinig uiteenloopen, zullen wijde dubbelsterren volgens de 1e wet van Kepler meest lange omlooptijden hebben, nauwe en vooral spectroscopische dubbelsterren daarentegen korte omlooptijden. Visueele dubbelsterren hebben omlooptijden van soms meerdere honderden jaren, spectroscopische meestal van eenige dagen, vele ook van minder dan een dag.
Een merkwaardig onderscheid tusschen visueele en spectroscopische dubbelsterren is nog, dat de eerste wat spectrum, massa, helderheid enz. betreft, gemiddeld niet verschillen van de „eenzame” sterren, terwijl de spectroscopische sterren alle wit en zeer helder zijn.
Voor een derde klasse van dubbelsterren, zie ➝ Eclipssterren.
P. Bruna.