Maak hoofkeuseskerm oop

Wysigings

4 572 grepe bygevoeg ,  4 jaar gelede
Uitgebrei
[[Lêer:Eta And AB.jpg|thumb|right|300px250px|Die dubbelster Eta Andromedae A en B.]]
[[Lêer:Artist's impression of the evolution of a hot high-mass binary star.ogv|thumb|250px|’n Kunstenaarsvoorstelling van die evolusie van ’n dubbelster met ’n groot massa.]]
’n '''Dubbelster''' of '''tweelingster''' is twee sterre wat om hul gemeenskaplike middelpunt wentel. Die helderste ster word die primêre ster genoem en die ander een die sekondêre ster.
 
’n '''Dubbelster''' of '''tweelingster''' is twee sterre wat om hul gemeenskaplike middelpuntmassamiddelpunt wentel. Die helderste ster word die primêre ster genoem en die ander een die sekondêre ster. Stelsels met twee, drie, vier of selfs meer sterre word [[veelvoudige ster]]re genoem.
Uit navorsing tussen die 19de eeu en vandag blyk dat baie sterre deel van ’n dubbelster- of [[veelster-stelsel]] is – vermoedelik sowat 60% van hulle. Die ster naaste aan die son, Proxima Centauri, is deel van ’n driedubbele ster; Alpha Centauri A en B, die ander twee sterre in die groep, is nog nouer verbind.
 
==Werking==
{{saadjie}}
Dubbelsterre lyk dikwels vir die blote oog soos ’n enkele ligpunt, en kan net deur ’n teleskoop van mekaar onderskei word. Navorsing die afgelope twee eeue dui daarop dat die helfte of meer van sigbare sterre deel is van ’n veelvoudige sterstelsel.<ref>Filippenko, Alex, ''Understanding the Universe'' (uit ''The Great Courses'' op DVD), Lesing 46, tyd 1:17, The Teaching Company, Chantilly, VA, VSA, 2007</ref>
 
'''Optiese dubbelsterre''' is wanneer twee sterre, soos van die Aarde af gesien, lyk of hulle baie naby mekaar lê, maar nie ’n dubbelsterstelsel vorm nie; die sterre is ver van mekaar af en daar is geen fisiese wisselwerking tussen hulle nie. Twee sterre kan as optiese dubbelsterre uitgeken word deur die verskille tussen hul [[parallaks]], [[eiebeweging]] of [[radiale snelheid]] te meet.
 
Dubbelsterre is baie belangrik in [[astrofisika]] omdat die berekening van hul [[wentelbaan]] sterrekundiges in staat stel om hul [[massa]] direk te bepaal, en daardeur ook ander parameters, soos hul radius en digtheid, indirek te beraam. As ’n dubbelster se wentelbaan op ’n vlak met ons gesigslyn langs lê, sal die sterre mekaar verduister wanneer die een voor die ander verbybeweeg en ’n [[verduisterende dubbelster]] vorm. As die twee sterre baie na aan mekaar is, kan hulle mekaar se buitenste ster-atmosfeer wedersyds verwring. In sommige gevalle sal hulle massa uitruil, en daardeur kan hulle ster-evolusiestadiums bereik wat nie by enkelsterre moontlik is nie.
 
Die ster naaste aan die Son, [[Proxima Centauri]], is deel van ’n driedubbele ster – die ander twee sterre in die groep, [[Alpha Centauri|Alpha Centauri A en B]], is nog nouer verbind. Nog ’n voorbeeld is [[Sirius]] en [[Cygnus X-1]] (laasgenoemde is ’n bekende [[swartkolk]]). Baie dubbelsterre bestaan ook uit die kerns van [[planetêre newel]]s en is die oorsprong van beide [[nova]]s en [[Supernova#Opsomming|tipe Ia-supernovas]].
 
==Massamiddelpunt==
Dubbelsterre verskaf die beste metode om die massa van ’n verafgeleë ster te bepaal. Die [[swaartekrag]]aantrekking tussen die twee sterre veroorsaak dat hulle om hul gemeenskaplike massamiddelpunt wentel. Uit die wentelpatroon kan die sterre se massa bepaal word. So kan die verhouding tussen die sterre se voorkoms (temperatuur en radius) en hul massa bepaal word, en daardeur ook die massa van ander enkelsterre.
 
In ’n eenvoudige dubbelstelsel word ''r''<sub>1</sub>, die afstand van die middelpunt van die eerste ster na die massamiddelpunt, aangedui deur:
 
:<math>r_1 = a \cdot {m_2 \over m_1 + m_2} = {a \over 1 + m_1/m_2}</math>
 
waar:
:''a'' = die afstand tussen die middelpunte van die twee sterre, en
:''m''<sub>1</sub> en ''m''<sub>2</sub> = die massa van die twee sterre.
 
As ''a'' die [[Ellips|semi-hoofas]] van die wentelbaan van een liggaam om ’n ander is, dan sal ''r''<sub>1</sub> die semi-hoofas van die eerste liggaam se wentelbaan om die massamiddelpunt, of barisentrum, wees en ''r''<sub>2</sub> = ''a'' – ''r''<sub>1</sub> sal die semi-hoofas van die tweede liggaam se wentelbaan wees. Wanneer die massamiddelpunt binne-in die groter liggaam lê, sal dit lyk of dié liggaam slinger eerder as ’n herkenbare wentelbaan vorm.
 
In die beelde hieronder dui die rooi kruis die massamiddelpunt van dubbelsterre met verskillende massaverskille aan.
 
{| class="wikitable" width=550
|valign=top|[[Lêer:orbit1.gif|160px]]<br />(a.) Twee liggame met min of meer dieselfde massa wentel om hul gemeenskaplike massamiddelpunt.
|valign=top|[[Lêer:orbit2.gif|160px]]<br />(b.) Twee liggame met verskillende massas wentel om hul massamiddelpunt, soos [[Pluto (dwergplaneet)|Pluto]] en [[Charon (maan)|Charon]].
|valign=top|[[Lêer:orbit4.gif|160px]]<br />(c.) Twee liggame met ’n groot verskil in massa wentel om hul massamiddelpunt, soos die [[Aarde]] en die [[maan]].
|valign=top colspan=2|[[Lêer:orbit5.gif|320px]]<br />(d.) Twee liggame met dieselfde massa wentel in ’n [[ellips]] om hul massamiddelpunt.
|}
 
==Verwysings==
{{Verwysings}}
 
==Eksterne skakels==
*[http://ad.usno.navy.mil/wds/dsl.html The Double Star Library], by die VSA-vlootsterrewag
*[http://www.ianridpath.com/binaries.htm ianridpath.com: Lys van die beste dubbelsterre vir amateurs]
*[http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/category/star/multiple%20star%20systems/ Foto's van dubbelsterre by Hubblesite.org]
*[http://chandra.harvard.edu/xray_sources/binary_stars.html Chandra-X-straalsterrewag]
{{CommonsKategorie-inlyn|Binary stars}}
*[[Lêer:Crystal txt.png|15px]] Hierdie artikel is vertaal uit die [[:en:Binary_star|Engelse Wikipedia]]
 
{{sterre}}