A. Optische Paare
Sterne, die projiziert am Himmel dicht zusammenstehen, aber physikalisch
nichts miteinander zu tun haben (sie haben sehr unterschiedliche
Entfernung). Diese haben keine astrophysikalische Bedeutung.
Wenn so ein Paar nicht räumlich aufgelöst wird,
sind die Spektren dennoch überlagert
und täuschen vor, ein physikalisches Paar zu sein.
B. Physikalische Paare
Sterne, die gravitativ aneinander gebunden sind. Sie umkreisen sich
(kreisen um den gemeinsamen Schwerpunkt). Sie haben eine große
astrophysikalische Bedeutung.
Die physikalischen Paare können in drei Bereiche unterteilt werden. Dabei wird vorausgesetzt, dass die beiden Sterne gemeinsam und daher gleichzeitig entstanden sind. Je enger die Sterne stehen, um so stärker sind die gegenseitigen Eiflüsse mit Auswirkung auf die Sternentwicklung.
1. Weite Paare
Physikalisch gebundene "weite Paare"
sind im Teleskop i.a. gut getrennt zu sehen.
Eine Analyse der Bewegung der Sterne (Änderung der relativen
Positionen, Radialgeschwindigkeitsänderungen) erlaubt es, die Bahnen zu
bestimmen. Mit Hilfe der Keplerschen Gesetze lassen sich die Massen
der Sterne ableiten. Dazu muss auch die Entfernung bekannt sein,
die man mit spektroskopischen Methoden versucht zu bestimmen.
2. Enge Paare
Die engen Paare sind mit einem Teleskop i.a. nicht auflösbar. Das
Spektrum zeigt die Spektren beider Sterne überlagert, gegebenenfalls
auch mit gegenseitigen Radialgeschwindigkeitsvariationen.
Bei einigen solcher Paare
liegt die Bahnebene so, dass von uns aus gesehen die Sterne sich im
Bahnrhythmus bedecken können (Bedeckungsveränderliche mit wohl
definierten kurzzeitigen Helligkeitsverringerungen).
Siehe die
Skizze eines Bedeckungsveränderlichen.
= Ein sich zum Roten Riesen entwickelnder und sich dabei ausdehnender
Stern würde wegen des geringen Zwischenabstandes im Paar
Masse auf den anderen übertragen können.
Durch die sich ändernde Masse wird die Entwicklung beider Sterne
verändert.
= Die Masse, die übertragen wird,
kann sich in einer "Akkretionsscheibe" sammeln.
Fällt das Material in unregelmäßigen Zeitabständen
und mit großer Wucht auf den Weissen Zwerg (WD),
so kann es zu explosionsartiger Kernfusion auf der Oberfläche des WDs
kommen und somit zu einem rasanten Anstieg der Helligkeit.
Dieses Phänomen heisst ein "Nova" (ein neuer Stern).
= Wenn einer der beiden Sterne schon zu einem WD geworden ist,
kann durch die Masseübertragung die Grenzmasse eines WDs nach oben
überschritten werden; der Stern wird instabil und im/explodiert als
Supernova (Typ Ia). Da dies bei einer definierten Masse geschieht, haben
SN Typ Ia die gleiche Helligkeit und sind daher zur Bestimmung von
Galaxienentfernungen sehr geeignet (Standardkerze).
= Wenn einer der beiden Sterne schon zu einem Neutronenstern (NS)
geworden ist,
kann durch die Masseübertragung die Grenze zu einem Schwarzen Loch
(black hole, BH) überschritten werden.
Siehe zu solchen Fällen die Webseite mit einigen
Zeichungen zur Masseübertragung.
3. Sehr enge Paare
Einige Doppelsterne stehen im Raum derart eng zusammen,
dass sie sich ständig gegenseitig beeinflussen.
Die gegenseitige Beleuchtung liefert erhöhte
Oberflächentemperaturen auf den einander zugewandten Seiten.
Und durch die gravitative Wechselwirkung sind sie nicht mehr rund,
sondern in Richtung des Nachbarn ausgedehnt. Solche Sterne sind nahezu immer
Bedeckungsveränderliche mit ganz weich verlaufenden
Helligkeitsschwankungen.
Auf Dauer verschmelzen diese Sterne miteinander.