Nieuws

(Vergeten?) Registreren

Wat zijn dubbelsterren?

Geplaatst op 06-05-2008 om 21u04 door Bert Carrein - 3079 keer gelezen
Nieuws

Wat zijn dubbelsterren? Dubbelsterren bestaan uit twee om elkaar heen bewegende sterren die door hun onderlinge zwaartekracht bijeen worden gehouden. Het blijkt dat meer dan de helft van de goed bestudeerde sterren deel uitmaakt van zo'n dubbelstelsel, dus het is geen zeldzaam verschijnsel. Soms is er sprake van drie of meer sterren in zo'n gebonden stelsel waarbij dan twee van de sterren een nauwe dubbelster vormen en de derde ster daar een wijde baan omheen beschrijft (en dus het andere dubbelstelsel slechts weinig verstoort). Er bestaan gebonden stersystemen die zelfs uit vele duizenden sterren bestaan, zogenaamde bolhopen vanwege hun bolvormige symmetrie maar deze (oude) systemen worden niet tot de meervoudige stersystemen gerekend.

Sterren condenseren onder invloed van de zwaartekracht uit interstellaire gaswolken. De meeste dubbelsterren lijken al tijdens deze fase te worden gevormd, hoewel de details nog slecht bekend zijn. Omdat de (dubbel)stervorming zich binnen in dichte, koele gaswolken afspeelt en voor gewone optische telescopen onzichtbaar blijft wordt er gebruik gemaakt van infrarood telescopen aan boord van satellieten waardoor onze kennis over de geboortegeschiedenis van sterren de laatste tijd snel toeneemt. Protosterren die de hun omringende gas- en stofwolk door hun intense straling reeds hebben verdampt blijken meestal omringd te zijn door een snel draaiende gasschijf. Ze hebben ook vaak twee `jets' die gas met hoge snelheid de ruimte in spuiten. Een gedeelte van het gas in de schijf valt op de centrale ster die daardoor nog verder in massa kan groeien. Als zich in de schijf een tweede groeiende condensatie voordoet kan dit tot een dubbelster leiden. Dit lijkt `voordelig' te zijn voor stervorming omdat de hoeveelheid draai-impulsmoment in de oorspronkelijke interstellaire gaswolk waaruit een ster zich vormt behouden moet blijven. Het sterk gecondenseerde systeem kan dit enkel doen door snel te roteren (vandaar ook de afgeplatte gasschijf rond te protoster) wat verdere samentrekking bemoeilijkt. Bij dubbelsterren komt een gedeelte van het overtollige draai-impulsmoment in de baan terecht. In bolhopen, waar de sterdichtheid veel hoger is dan in het melkwegvlak, kunnen dubbelsterren ook ontstaan wanneer twee sterren in de bolhoop die elkaar toevallig dicht naderen blijvend gebonden raken.

Alle sterren ondergaan in het hete inwendige thermonucleaire fusieprocessen waarbij atoomkernen samensmelten en er een grote hoeveelheid energie vrijkomt. Hierbij verandert de chemische samenstelling van het sterrengas waardoor de sterkern krimpt en de buitenlagen juist uitzetten zodat de ster als geheel expandeert. Als de ster deel uitmaakt van een dubbelstelsel kan deze expansie niet onbeperkt doorgaan, maar zal op zeker moment het gas aan het uitdijende steroppervlak ten gevolge van de zwaartekracht van de begeleider naar de begeleider overstromen. Door deze massaoverdracht verloopt de verdere evolutie geheel anders dan bij enkelvoudige sterren (of sterren in zeer wijde dubbelstelsels). Omdat de zwaarste ster als eerste zal uitzetten, zal deze massa verliezen en de lichtere begeleider juist in massa toenemen. Daarbij wordt de dubbelster nauwer en wordt de massaoverdracht nog versneld. Onder bepaalde omstandigheden kan dit catastrofale gevolgen hebben waarbij de begeleider in de mantel van de zwaardere ster terecht komt en naar binnen spiraleert. Door de daarbij vrijkomende energie kan de mantel van de ster praktisch volledig `verdampen' zodat alleen de sterkern overblijft waar de begeleider in een nauwe baan omheen loopt. Ook onder meer stabiele omstandigheden verliest de oorspronkelijk zwaarste ster op den duur praktisch zijn gehele mantel die dan echter geheel of gedeeltelijk door de begeleider wordt ingevangen zodat deze vaak de zwaarste component wordt. Afhankelijk van de massa van de afgepelde kern zal deze ofwel als witte dwerg eindigen of zelfs een supernova explosie ondergaan waarbij een neutronenster of zwart gat overblijft. Afhankelijk van de dubbelster parameters (massa's en baanafstand) doet zich aldus een grote variatie aan verschillende soorten evolutie voor, waarmee veel van de waargenomen typen dubbelsterren verklaard kunnen worden.

Röntgendubbelsterren zijn systemen waarin twee sterren om een gezamenlijk zwaartepunt bewegen (zoals alle dubbelsterren) maar waarin één van beide sterren een neutronenster of een zwart gat is. Dit compacte object kan materiaal van de begeleidende 'normale' ster wegtrekken in een proces dat we accretie noemen. Het accreterende materiaal, dat van de begeleider naar het compacte object stroomt heeft impulsmoment, dus zal er een 'accretieschijf' vormen. Door wrijving in de accretieschijf spiraleert het materiaal langzaam naar het compacter object toe. Tijdens dit proces wordt het gas verhit tot miljoenen graden Celcius door de vrijkomende potentiële energie (een proces dat zelfs efficiënter is dan kernreacties). Omdat het materiaal zo heet wordt gaat het zachte röntgenstraling uitzenden, vandaar de naam Röntgendubbelster. In het plaatje hiernaast (klik op het plaatje voor een groter versie) zie je hoe we denken dat zo'n systeem eruit ziet.
Röntgendubbelsterren zijn ontdekt door de eerste röntgen-satellieten die gelanceerd werden in de 60er jaren (de eerste röntgenbron, Scorpius X-1, is ontdekt in een experiment waarin men de de reflectie van röntgenstraling van de zon op de maan wilde meten). Op dit moment kennen we ongeveer 250 van deze systemen. Ze zijn onderverdeeld in een aantal verschillende klassen:

Het verschil tussen 'Hoge-massa-' en 'Lage-massa-' röntgendubbelsterren ligt in de massa van de 'normale' begeleider. Met 'Lage-massa' wordt typisch bedoeld dat de massa van de normale ster kleiner is dan de massa van de zon. Zwart gat- en neutronenster-röntgendubbelsterren worden onderscheiden door onze kennis over het compacte object. De aard van het compacte object is echter over het algemeen erg moeilijk om te bepalen. Voor enkele tientallen systemen weten we dat het compacte object een neutronenster is omdat we röntgenpulsaties detecteren op de rotatieperiode van de neutronenster; slechts voor een klein aantal ( minder dan 10) zijn we er vrij zeker van dat het compacte object een zwart gat is. Het laatste verschil in gedrag van röntgendubbelsterren is de constantheid van de röntgenstraling. Sommige systemen, zoals Cygnus X-1 zien we al sinds de ontdekking drie decennia geleden met een ongeveer gelijke röntgenhelderheid. Andere systemen vertonen enorme uitbarstingen, waardoor we ze ontdekken, blijven vervolgens voor een paar maanden zichtbaar en verdwijnen dan weer. Een klein aantal ('recurrent transients') zien we iedere paar jaar uitbarsten.

Bron: http://www.astro-event-group.be

Gerelateerde berichten

Lees ook: Kepler vindt planetenstelsel met dubbelster
Lees ook: Bizarre bewegingen in dubbelster DI Hercules
Lees ook: Meer kans op botsingen in planetenstelsels met dubbelsterren
Lees ook: Dubbelster omgeven door nevel
Lees ook: Een middelsterk polair dubbelstersysteem
Lees ook: Dubbelster vertoont vreemd gedrag

Bekijk alle berichten uit deze categorie.

Er hebben 0 mensen een reactie achtergelaten