v./m. (-ren), een paar om een gezamenlijk zwaartepunt draaiende sterren.
Men onderscheidt de volgende soorten dubbelsterren:
1. visuele dubbelsterren;
2. spectroscopische dubbelsterren;
3. fotometrische dubbelsterren.
De drie soorten gaan met enige overdekking continu in elkaar over. De perioden variëren tussen enkele uren tot vele duizenden jaren. Naast dubbelsterren komen ook meervoudige systemen veel voor, die dan vaak één of enkele nauwe paren bevatten. De door de Engelse sterrenkundige F.W. Herschel ontdekte dubbelster 𝛼 Geminorum = Castor bestaat uit drie paren met perioden van 9,21, 2,93 en 0,814 dagen. De eerste twee paren bewegen zich om elkaar in enkele honderden jaren, het derde paar beweegt zich om het zwaartepunt van de beide andere in verscheidene duizenden jaren.
In de omgeving van de zon binnen een straal van 15 lichtjaren komen 31 enkelvoudige sterren voor, 9 dubbelsterren en 2 drievoudige systemen. Van de in totaal 55 sterren zijn daarom bijna de helft leden van een tweeof meervoudig systeem.
VISUELE DUBBELSTERREN
Twee sterren die zich in de kijker vertonen op een afstand van ten hoogste 30", noemt men visuele dubbelsterren. De gevallen waarin het blote oog twee sterren vlak bijeen ziet staan (Mizar en Alcor, 𝛼-Steenbok e.a.), worden meestal niet tot de dubbelsterren gerekend. Men onderscheidt optische (twee sterren die slechts schijnbaar dicht bij elkaar, maar in feite op grote afstand van elkaar staan) en fysische dubbelsterren (twee sterren, die werkelijk dicht bij elkaar staan en ellipsbanen om hun gemeenschappelijk zwaartepunt beschrijven). Slechts bij 1500 van de bekende dubbelsterren is zo’n beweging aangetoond. Dat twee naburige sterren inderdaad samenhoren, blijkt ook uit de samenhang tussen hun eigenbeweging en radiële snelheid.
De catalogisering van alle dubbelsterren (ca. 25000) vindt sinds 1965 centraal plaats in het American Naval Observatory (Washington, D.C.), waar de Index catalogue of visual doublé stars bijgehouden wordt. De dubbelsterren krijgen daarin een nummer. De helderste ster noemt men A, de volgende B enz. Ook komen veel drieen meervoudige sterren voor. Meestal betreft het een nauw paar, waar omheen een verre begeleider wentelt; of twee nauwe paren, die om elkaar wentelen. Komen de leden van een meervoudig stelsel op onderling nagenoeg gelijke afstanden voor, dan noemt men dit een trapeziumstelsel.
Van de voor het blote oog zichtbare sterren schijnen er wel 15 % dubbel te zijn; er zijn aanwijzingen voor, dat ca. de helft van alle sterren dubbel zou blijken te zijn, indien men ze van voldoende nabij kon onderzoeken. Toch zijn slechts van een 560 dubbelsterren de verplaatsingen zo duidelijk meetbaar, dat men hun baan heeft kunnen berekenen. De onderlinge stand der componenten wordt bepaald met de dradenmicrometer, de dubbele-beelden-micrometer, ofwel fotografisch. Dergelijke metingen geven samen de schijnbare baan van de ene component ten opzichte van de andere, die in rust gedacht is. Deze schijnbare baan is de projectie van de ware baan aan het hemelgewelf. Feitelijk staat geen van de twee componenten stil, beide beschrijven gelijkvormige ellipsen, waarvan de afmetingen omgekeerd evenredig zijn met de massa’s.
De kortste omlooptijd is 21 dagen. Voor de excentriciteit vindt men gemiddeld ca. 0,50, d.i. driemaal de gemiddelde excentriciteit van planetenbanen. De grote as wordt in boogseconden gevonden, en kan in km worden bepaald als men de afstand (of de parallax) van de dubbelster kent. Dan is door de derde wet van Kepler ook de massa bekend; dit is de enige directe manier om de stermassa te bepalen.
SPECTROSCOPISCHE DUBBELSTERREN
Dit zijn sterren waarbij in het spectrum de donkere lijnen periodieke verschuivingen of verdubbelingen ondergaan, die op grond van het dopplereffect verklaard worden door een periodiek veranderlijke radiële snelheid.
Ziet men de lijnen verdubbelen, dan is het spectrum blijkbaar de superpositie van twee sterspectra: de ene component beweegt naar de aarde toe, de andere van de aarde af. Worden slechts enkelvoudige lijnen die heen en weer schommelen gezien, dan neemt men ook aan met een dubbelster te maken te hebben, waarvan echter één component te zwak is om tegenover de andere een waarneembaar spectrum te geven. Dat dit zo is, blijkt o.a. daaruit, dat verscheidene spectroscopische dubbelsterren later met een kijker of interferometer als visuele dubbelster herkend zijn. Thans zijn ca. 1500 spectroscopische dubbelsterren bekend, waaronder ca. 400 in helderheid veranderlijke sterren. Nadat zorgvuldig bepaald is, hoe de radiële snelheid verandert, berekent men de baan; daarbij blijft echter onzekerheid bestaan omtrent de hoek tussen baanvlak en hemelvlak.
Merkwaardig zijn de korte omloopstijden der spectroscopische dubbelsterren: zij bedragen in meer dan 60 % van de gevallen minder dan 10 dagen en zijn zeer zelden groter dan een jaar; de kleinst bekende periode is 8 uur, de grootste 340 jaar. Flieruit volgt al, dat de afstand van de componenten zeer gering moet zijn, daarom zijn slechts weinig spectroscopische dubbelsterren met de kijker splitsbaar. Er is een duidelijke stijging van de excentriciteit bij grotere omloopstijd. Voor omloopstijden van 4 dagen, 4 maanden en 60 jaren is de excentriciteit gemiddeld resp. 0,10, 0,35 en 0,50. Ook vindt men dat de oppervlaktetemperatuur des te meer daalt naarmate de periode langer is. zie Sirius.
FOTOMETRISCHE DUBBELSTERREN
Dit zijn sterren waarvan de dubbelheid te voorschijn komt door periodieke lichtwisselingen; zij ontstaan, wanneer de twee componenten wentelen in een vlak, dat door de aarde gaat, zodat zij elkaar om de beurt afschermen (bedekkingsveranderlijken = eclipsvariabelen).
Er zijn ruim 1500 fotometrische dubbelsterren, die visueel, fotografisch of foto-elektrisch bestudeerd zijn. De lichtcurven (afb.) hebben alle dezelfde algemene vorm, maar verschillen in de details: de verhouding der helderheden van de componenten, de onderlinge verhouding van hun middellijnen en van de middellijnen der baan, de helling van hun baanvlak t.o.v. het hemelgewelf, de excentriciteit zijn van belang. Omgekeerd kunnen deze grootheden uit de lichtkromme berekend worden. Als de lichtkromme uiterst nauwkeurig vastgelegd is, slaagt men er soms in te laten zien, dat de randen van de sterschijfjes iets minder helder zijn dan het midden. De fotometrische lichtkromme maakt het mogelijk het stelsel in zijn relatieve afmetingen te tekenen, maar de absolute afmetingen ontbreken. Deze kan men echter krijgen uit de spectroscopische gegevens, omdat alle fotometrische dubbelsterren ook spectroscopische dubbelsterren zijn.
Is fotometrisch de hellingshoek van de baan bekend, dan levert de spectroscopische analyse geen onzekerheden meer op, en de straal van de baan is op ware grootte te berekenen; de fotometrische gegevens leveren nu weer de ware afmetingen van de ster. Van de aldus bestudeerde stelsels kan men zo massa, dichtheid, en vrijwel alle gewenste gegevens bepalen.
ONZICHTBARE BEGELEIDERS
Men heeft enkele donkere begeleiders van sommige sterren gevonden die kennelijk de overgang tussen sterren en planeten voorstellen. Zo heeft één van de meest nabije sterren, Barnard’s ster, die zelf een massa heeft van 0,15 zonnemassa’s, twee begeleiders, één met een massa van 0,8 maal die van Jupiter en één met de massa van 1,1 maal die van Jupiter. Dit zijn echte planeten met omloopstijden van resp. 12 en 26 jaar.
De evolutie van dubbelsterren hangt af van hun massa, het evolutiestadium van de zwaarste op het ogenblik dat die zijn Roche-oppervlak vult, en massa wordt overgedragen op de begeleider (afb.). LITT. R.G.Aitken, The binary stars (2e dr. 1935); L.Binnendijk, Properties of doublé stars (1962).
