Dubbelsterren - Men spreekt in de sterrek. eerst dan (eenigszins willekeurig) van d., als zich in den kijker twee sterren vertoonen op een afstand van ten hoogste O'.ö; er is dus minstens een 10-malige vergrooting noodig, om een d. gemakkelijk als zoodanig te herkennen, en de gevallen, waarin het bloote oog twee sterren vlak bijeen ziet staan (Mizar en Alcor, a Steenbok, a Weegschaal, e Lier), worden niet tot de d. gerekend. Men onderscheidt optische d. (twee sterren, die slechts schijnbaar dicht bij eikaar staan, maar waarvan de een mogelijkerwijs op veel grooteren afstand van ons zonnestelsel is verwijderd dan de ander) en fysische d. (twee sterren, die in werkelijkheid dicht bij elkaar staan en die dan onder den invloed van de zwaartekracht elliptische banen om het gemeenschappelijk zwaartepunt beschrijven); het is gewoonlijk eerst door jarenlange waarneming uit te maken, of een d. een fysisch stelsel vormt. Zekerheid daaromtrent is eigenlijk pas bij 2 procent van de bekende d. verkregen. — De eerste d., waarvan de litteratuur melding maakt, is f Groote Beer (Mizar), ± 1660 waargenomen door Riccioli. Daarna werd er zoo af en toe eens een ontdekt; Chr.
Mayer gaf in 1779 een lijst van 79 paren. Onmiddellijk daarop begint de reusachtige arbeid van W. Herschel, die eigenlijk naar optische d. zocht, in de hoop met behulp daarvan de jaarlijksche parallaxis der vaste sterren te vinden, maar die zooveel paren vond — in 1782 bevatten zijn lijsten reeds 269, in 1821 848 d. — dat men (Michell in de Philos. Trans, van 1783) alleen al op grond van de kansrekening vele d. voor fysische paren (Eng. binaries) moest houden. Herschel kon trouwens reeds in 1802 voor een dozijn d. een baanbeweging constateeren. W. Herschel’s arbeid is door zijn zoon John en door South voortgezet; hunne lijsten bevatten ten slotte 6600 d. De nauwkeurige studie der d. begint eigenlijk pas met den drie-ledigen arbeid (1824—1852) van W. Struve, die een catalogus samenstelde van 3112 d. met nauwkeurige plaatsbepaling en in het beroemde werk „Stellarum duplicium et multiplicium mensurale micrometricaie” de resultaten gaf van de uitmeting, met den dradenmikrometer, van 2640 paren. Latere waarnemers zijn o. a .: Otto Struve, Madler, Dawes, Dembowski, Schiaparelli, Dunér, Aitken, Innes en Burnham. De laatste stelde een „General Catalogue” samen (1906), bevattende 13666 stuks. Men kan het aantal thans bekende d. op 15000 stellen.
Vele paren munten uit door een fraai kleuren-contrast, en wel in het bijzonder, als er een merkbaar verschil in helderheid is. Daarbij geldt de merkwaardige, en tot nu toe onverklaarde regel, dat de helderste ster geel-, de zwakste blauw- of groenachtig is. Zijn echter beide sterren even helder, dan zijn ze meestal ook van dezelfde kleur. Onder de 16000 stuks komen vele drie- en meervoudige sterren voor: in de „Mensurae mier.” geeft Struve er 130. op Merkwaardig is het groote aantal heldere d. Van de voor het bloote oog zichtbare sterren schijnen er wel 15 procent dubbel te zijn. Bij nog geen 10 proc. van de bekende d. is een baanbeweging geconstateerd, en slechts van een 300-tal kan men met vrij groote zekerheid zeggen, dat ze fysische d. zijn; een kleine 100 banen zijn berekend. — Het bepalen der baan geschiedt meestal volgens een grafische methode, in 1833 door J. Herschel en later onafhankelijk van hem door Y. Villarceau aangegeven.
De kortste omloopstijden zijn 6 tot 6 jaar (ó kleine Paard). Voor de eccentriciteit vindt men gemiddeld ongeveer 0.46, d. i. driemaal de gemiddelde ecc. der planetenbanen): de d.-banen zijn sterk elliptisch. De groote as wordt in boogsecunden gevonden, en kan in K.M. worden bepaald als men den afstand (of de parallaxis) van de d. kent.Dan is echter door de derde wet van Kepler ook de massa bekend. Zoo vond men voor a Centauii, Sirius, | Groote Beer, y Maagd, 61 Zwaan (om eenige der voornaamste voorbeelden te noemen) massa’s gelijk aan 2, 3½, 1,14 en 2-maal de massa der zon. — Zie SIRIUS voor het merkwaardige geval eener d. met één onzichtbaren component.
