• vom 14.02.2003, 00:00 Uhr

Kompendium

Update: 01.03.2005, 12:17 Uhr

Astronomie

Seltsame Paare




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Von Christian Pinter

  • Im All herrscht eine Tendenz zur Doppelsternbildung

Schon wenige Jahre nach Erfindung des Fernrohrs machten Astronomen eine seltsame Entdeckung: Das Teleskop löste nicht wenige Sterne in jeweils zwei Lichtpunkte auf. So zeigte es 1650 etwa den hellen Mizar im Großen Bären doppelt. Mit zunehmend schärferen Instrumenten wuchs die Zahl solcher Duos.

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Damals wusste man: Sterne sind Sonnen wie die unsrige. Fälschlicherweise schrieb man allen jedoch gleichen Durchmesser und gleiche Leuchtkraft zu. Ein schwacher Stern war deshalb vermeintlich immer weiter entfernt als ein heller. Die beiden Sonnen eines doppelten Gestirns besaßen im Teleskop meist verschiedene Helligkeiten. Folglich maß man ihnen auch unterschiedliche Erddistanzen zu. Sie schienen "nur zufällig" in derselben Blickrichtung zu stehen und konnten daher nichts miteinander zu tun haben.

Durchmusterung

In England begann Wilhelm Herschel 1779, den Himmel mit selbst gebauten Spiegelteleskopen nach doppelten Gestirnen abzusuchen. Seine einschlägigen Kataloge sollten schließlich 850 Objekte umfassen. Als er nach mehr als zwei Jahrzehnten Durchmusterung wieder zu den ersten Schützlingen zurückkehrte, machte er einen folgenschweren Fund.

Bei vier Dutzend Paaren, darunter Castor in den Zwillingen, war die Stellung der beiden Sonnen verändert. Offenbar drehten sie sich umeinander, durch gegenseitige Anziehungskraft zusammen gehalten. Dieser Befund machte Herschel 1803 zum eigentlichen "Entdecker der Doppelsterne" - obwohl einige Gelehrte wie Johann Heinrich Lambert, John Mitchell oder Christian Mayer schon lange zuvor ähnliches vermutet hatten. So war Mitchell die Zahl der Duos viel zu hoch vorgekommen, um an bloßen Zufall zu glauben.

Anhand der Doppelsterne ließ sich erstmals beweisen, dass die Newton'sche Lehre auch weit außerhalb des Sonnensystems gilt. 1828 demonstrierte dies Felix Savary am Xi im Großen Bären. Seine beiden Komponenten brauchen 60 Jahre für den Umlauf. Sie ziehen dabei auf Kepler'schen Ellipsen um den gemeinsamen Schwerpunkt. Im Einklang mit Newtons Gravitationsgesetz beschreibt der massenreichere Stern die kleinere Bahn. Der "leichtere" muss den längeren Weg zurück legen.

Bald widmeten sich viele Astronomen den Doppelsternen, berechneten ihre Umlaufbahnen und publizierten Kataloge mit Zehntausenden Objekten. Manche sind leichte Beute für Amateurastronomen, etwa Epsilon in der Leier. Ihn teilt schon das scharfe Auge in zwei gleich helle Lichtpunkte. Das Fernrohr trennt beide nochmals, was ihm den Spitznamen "Doppel-Doppel" einbrachte.

Erkennt man beide Komponenten im Fernrohr, spricht man von "visuellen Doppelsternen" (lat. visus, Sehen). Schon Herschel fiel dabei ein mitunter starker Farbkontrast auf. Die Sonnen von Gamma in der Andromeda leuchten orange und bläulich - unterschiedliche Oberflächentemperaturen werden hier auf einen Blick deutlich. Gewinnt man die Spektren, lässt sich die Temperatur genau ermitteln.

Setzt man die scheinbare Helligkeit beider Sterne mit ihrer Erdentfernung in Beziehung, erhält man deren wahre Leuchtkraft. Wie Doppelsterne bewiesen, streut sie geradezu dramatisch. Sie muss keinesfalls jener unserer Sonne gleichen, sondern kann viele tausendmal höher oder niedriger ausfallen.

Aus Leuchtkraft und Oberflächentemperatur schließen Astronomen auf die stark unterschiedlichen Sterndurchmesser. Durchmesser und Masse liefern wiederum die mittlere Dichte. Somit liegen die wichtigsten Zustandsgrößen vor. Die Masse eines Sterns diktiert seinen Lebensweg wie keine andere Variable. Bei den Partnern visueller Doppelsterne lässt sie sich, dank der alten Gesetze von Kepler und Newton, direkt und präzise bestimmen. Deshalb halfen die Duos entscheidend mit, die Entwicklung von Sonnen zu verstehen.

Dopplereffekt

Besonders enge Doppelsterne umkreisen einander in nur wenigen Stunden oder Tagen. Auch das beste Teleskop trennt sie nicht mehr. Hier hilft die Spektralanalyse weiter. Beim schwungvollen Lauf um den Schwerpunkt hält eine Sonne auf uns zu, während die andere gerade fort eilt. Im gemeinsamen Spektrum spalten sich dann Spektrallinien auf. Der Dopplereffekt schiebt die des einen Sterns gegen Blau, jene des anderen gegen Rot. Die periodischen Linienverschiebungen wurden 1889 erstmals bei Mizar, Spica, Algol und Beta Aurigae nachgewiesen.

In Ausnahmefällen enttarnt man solche spektroskopischen Doppel-sterne sogar mit bloßem Auge. Blicken wir exakt auf die "Kante" der Bahnebene, bedecken die Partner einander aus unserer Perspektive regelmäßig. Wir sehen dann zwar auch nur einen einzigen Lichtpunkt, doch der schwankt rhythmisch in seiner Helligkeit. Klassisches Beispiel ist Algol im Perseus. John Goodricke, ein Zeitgenosse Herschels, ermittelte hier eine knapp dreitägige Periode. Ein Jahr später entdeckte er beim Stern Beta Lyrae ebenfalls Lichteinbrüche. Dort treten sie alle 13 Tage ein.

Heute nennt man solche Objekte "Bedeckungsveränderliche" oder "photometrische Doppelsterne" (griech. photos, Licht; metron, Maß). Bei genauer Analyse verrät die Lichtkurve sogar Durchmesser und Form der Sternpartner. Sonnen müssen nicht immer kugelrund sein. Der enge, rasante Tanz verformt die Komponenten von Beta Lyrae zu Ellipsoiden. Besonders intime Paare tauschen sogar Materie aus.

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Copyright © Wiener Zeitung Online 2017
Dokument erstellt am 2003-02-14 00:00:00
Letzte Änderung am 2005-03-01 12:17:00



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