De meesten onder ons weten wellicht al dat sterren ontstaan uit samentrekkende gaswolken. Veel van deze gaswolken zijn zo groot en uitgestrekt dat er tientallen sterren kunnen in gevormd worden. Indien de condensatiekernen van deze toekomstige sterren dicht bij elkaar liggen, zullen hieruit sterren ontstaan (ook wel "componenten" genoemd) die rond elkaar draaien en spreken we van "dubbelsterren" of "meervoudige" sterren. Met het blote oog zijn ongeveer 5 000 sterren te zien en van deze grote groep zijn ongeveer 2 000 sterren dubbel- of meervoudige sterren. Astronomen vermoeden dat ongeveer 60% van alle sterren in het universum dubbel of meervoudig zijn. Zelfs de dichtste ster die bij onze Zon staat, Proxima Centauri, maakt deel uit van een meervoudige sterrengroep waarin zich drie sterren bevinden.
Twee sterren met dezelfde massa draaien rond één
gemeenschappelijk zwaartepunt dat precies in het
midden ligt.
Er bestaan verschillende soorten dubbelsterren. Zo worden de sterren die met het blote oog of een telescoop te scheiden, zijn "visuele dubbelsterren" genoemd. Indien twee of meerdere sterren rond één gezamenlijk zwaartepunt draaien, worden deze "fysische" of "echte dubbelsterren" genoemd. Een derde groep zijn "optische dubbelsterren". Dit zijn sterren die dicht bij elkaar lijken te staan maar niet om elkaar heen draaien. In sommige gevallen kunnen sterren die deel uitmaken van een dubbelster niet afzonderlijk worden waargenomen. Men gebruikt hiervoor een spectroscoop. Deze dubbelsterren worden dan "spectroscopische dubbelsterren" genoemd. Dubbelsterren die een baanperiode hebben van minder dan 10 jaar zullen tijdens de laatste fase van hun bestaan (de rode reuzenfase) even groot worden als de afstand tussen deze sterren. Deze sterren zullen elkaar dan sterk beinvloeden en deze dubbelsterren krijgen dan de naam "nauwe dubbelsterren". Wanneer een ster begint op te zwellen (tijdens de rode reuzenfase) kan deze soms ook zijn gas overdragen aan zijn begeleider. Indien dit fenomeen zich voordoet zal de baanperiode van de ster gewijzigd worden doordat haar massa af of toeneemt. Indien een zware ster materie overdraagt aan een lichtere begeleider en deze al het gas opvangt, zal de baanperiode afnemen. Indien er zich een materie overdracht voordoet van een lichtere naar een zwaardere ster, zal baanperiode nog toenemen.
Bij fysische of echte dubbelsterren wordt de helderste ster de "hoodster" genoemd en de zwakkere sterren "begeleiders". Het middelpunt rond fysische dubbelsterren ronddraaien, wordt ook wel het "barycentrum" genoemd en indien beide sterren even zwaar zijn, ligt dit gemeenschappelijk zwaartepunt precies in het midden. Indien de sterren niet even zwaar zijn, zal het zwaartepunt dichter bij de zwaarste ster liggen. Bij vele dubbelsterren is er sprake van een heldere ster met daarrond een "donkere" begeleider. In realiteit is de donkere begeleider iets minder helder dan de hoofdster. Indien we deze zouden bestuderen, zouden we zien dat deze ster ook vrij helder is.
De sterren Mizar en Alcor maken deel uit van één van de bekendste optische dubbelster en bevinden zich in het sterrenbeeld Grote Beer. Deze twee sterren lijken een gemeenschappelijke beweging te hebben maar uit metingen die afkomstig waren van de Hipparcos ruimtesonde blijkt dat de afstand tussen deze twee sterren tussen de 0,75 en 3 lichtjaar bedraagt waardoor het onmogelijk is dat deze twee sterren fysische dubbelsterren zouden zijn. Voordat de sterrenkijker werd uitgevonden in 1610, leken de meeste sterren met het blote oog één ster te zijn maar nadat men de hemel kon waarnemen met sterrenkijkers bleken veel van deze sterren eigenlijk meerdere sterren te zijn. In 1650 werd de eerste fysische dubbelster, Mizar, ontdekt. Mizar A en Mizar B hebben elk een magnitude van 2,4 en 4 en kunnen al makkelijk herkend worden met een kleine telescoop. William Herschel toonde de wereld dat niet alle zogeheten dubbelsterren om elkaar draaien. In 1857 was Mizar ook de eerste dubbelster die werd gefotografeerd. In 1889 ontdekte men voor het eerst ook dat Mizar A een spectroscopische dubbelster was en 19 jaar later ontdekte men hetzelfde ook van Mizar B.
Einde van de dubbelsterren
- 1. Dubbelstersysteem met een gele ster van gemiddelde omvang en een witte dwergster.
- 2. Wanneer het waterstof opgebruikt is, zal de gele ster uitdijen tot een rode reus. Indien de witte dwerg te dichtbij staat, zal deze opgeslokt worden door de rode reus die uiteindelijk zijn gasschillen zal afwerpen en eindigen als witte dwerg.
- 3. In andere gevallen zal de rode reus zijn buitenste lagen van zich afwerpen waarna de witte dwerg deze materie gretig tot zich neemt waardoor deze weer in massa en omvang zal toenemen.
- 4. De witte dwerg is door al deze bijkomende materie een rode reus geworden terwijl de rode reus nu een witte dwerg is. Deze rode reus zal ook op zijn beurt zijn gaslagen afwerpen.
- 5. Uiteindelijk zullen de 2 sterren eindigen als witte dwergen en langzaam uitdoven.
