Astronomie

Wie weit sind Sterne in einem Doppelsternsystem voneinander entfernt?

Wie weit sind Sterne in einem Doppelsternsystem voneinander entfernt?

Ich frage mich, wie weit die Sterne in Doppelsternsystemen voneinander entfernt sind. Wie ist der Abstand zwischen Doppelsternen verteilt? Sind die meisten Doppelsterne sehr weit auseinander wie Sirius (8,2 bis 31,5 AE)? Gibt es viele Sterne in noch breiteren Umlaufbahnen? Gibt es mehr Paare mit grasenden Bahnen?

Gibt es eine Datenbank ähnlich exoplanets.org, in der ich die Entfernung zwischen den Sternenpaaren für alle uns bekannten Doppelsysteme sehen kann?


Entfernungen ($a$) zwischen Doppelsternen variieren stark, von der Größenordnung des Sternenradius bis zu mehr als einem Lichtjahr! Das Diagramm unten (von hier) zeigt eine Zusammenstellung mehrerer Umfragen, wobei die Farbe die Methode angibt, mit der sie erkannt wurden.

Trennungen sind grob normalverteilt in $loga$, mit einem typischen Abstand von mehreren Dutzend AU. Die entsprechenden Zeiträume haben Medianwerte von einigen hundert Jahren (z. B. Raghavan et al. 2010; Duquennoy & Mayor 1991).

Wie von Oddthinking kommentiert, können wir, wenn Sterne zu nahe sind, sie nicht mehr visuell auflösen (grüne Balken). Aber wir können sie immer noch entdecken spektroskopisch (gelbe Balken): Wenn wir die gemischten Spektrallinien zweier Sterne beobachten, sehen wir, wie sich die Linien hin und her verschieben, wenn die beiden Sterne einander umkreisen und ihr Licht Doppler-verschoben ist.

Auf der anderen Seite, wenn Sterne zu weit voneinander entfernt sind, machen ihre Umlaufzeiten von mehreren tausend Jahren es unpraktisch, sie umkreisen zu lassen (wir haben erst seit etwa 200 Jahren Doppelsterne beobachtet); stattdessen werden sie erkannt, weil sie einfach dem gleichen Weg durch den Raum folgen - d.h. sie haben eine gemeinsame Eigenbewegung (blaue Balken).


Wie von PM2Ring kommentiert, ist die Tatsache, dass die beiden $x$ Achsen deuten auf eine 1:1-Entsprechung zwischen Bahnradius und Periode hin, erscheint seltsam - nach dem Keplerschen Gesetz hängt dies auch von der Masse ab. Meine zufällige Vermutung ist, dass, weil massearme Sterne (die am häufigsten vorkommen) schlecht eingeschränkt sind (schwierig zu beobachten) und massereiche Sterne selten sind, die meisten beobachteten Doppelsterne sind in der Größenordnung von a Sonnenmasse. Wenn sie in der Masse nicht zu weit voneinander entfernt sind, besteht eine ungefähre Übereinstimmung.


Binärsystem

EIN Binärsystem ist ein System aus zwei astronomischen Körpern, die nahe genug beieinander liegen, dass sie sich aufgrund ihrer Anziehungskraft um einen Schwerpunkt umkreisen (siehe auch animierte Beispiele). Restriktivere Definitionen erfordern, dass sich dieser gemeinsame Massenschwerpunkt nicht im Inneren eines der beiden Objekte befindet, um die typischen Planeten-Satelliten-Systeme und Planetensysteme auszuschließen.

Die häufigsten Doppelsternsysteme sind Doppelsterne und Doppelasteroiden, aber auch Braune Zwerge, Planeten, Neutronensterne, Schwarze Löcher und Galaxien können Doppelsterne bilden.

EIN Mehrfachsystem ist wie ein Doppelsternsystem, besteht aber aus drei oder mehr Objekten wie für trinäre Sterne und trinäre Asteroiden.


Binäre erdgroße Planeten um ferne Sterne möglich

Zwei erdgroße Planeten, die sich gegenseitig umkreisen, könnten um ferne Sterne existieren, sagen Forscher.

Das Sonnensystem hat viele Beispiele von Monden, die die Planeten Jupiter und Saturn umkreisen, beide besitzen mehr als 60 Satelliten. Diese Monde sind jedoch normalerweise viel kleiner als ihre Planeten – die Erde ist fast viermal breiter als ihr Mond und hat mehr als das 80-fache ihrer Masse.

Dennoch sind manche Monde so groß wie Planeten. Ganymed, Jupiters größter Mond, ist beispielsweise größer als Merkur und hat drei Viertel des Durchmessers des Mars. Außerdem sind Monde manchmal fast so groß wie ihre Welten Plutos größter Mond, Charon, hat etwa die Hälfte des Durchmessers des Zwergplaneten selbst. Dies wirft die faszinierende Möglichkeit auf, dass Planeten gleicher Größe einander umkreisen könnten. [Die seltsamsten fremden Planeten]

Doppelsterne oder zwei Sterne, die sich umkreisen, sind in der Milchstraße sehr verbreitet. Einige dieser Zwei-Sterne-Systeme sind sogar dafür bekannt, Exoplaneten zu beherbergen – Welten mit zwei Sonnen, wie Luke Skywalkers Heimatplanet Tatooine in „Star Wars“. Auch im Sonnensystem gibt es binäre Asteroiden. Binäre oder Doppelplaneten mit erdgroßen Welten sind derzeit jedoch nur Science-Fiction.

Ein möglicher Weg, wie sich Doppelplaneten bilden könnten, ist, wenn zwei Welten, die einen Stern umkreisen, nahe genug beieinander kommen, um gravitativ zu interagieren. Um zu sehen, ob diese Systeme möglich sind, simulierten die Forscher zwei felsige erdgroße Planeten, die aufeinander zusteuern. Sie modellierten jede Welt aus 10.000 Teilchen und variierten die Geschwindigkeit der Planeten und die Winkel ihrer Annäherung. Den Wissenschaftlern gelang es, ihre Modelle so zu vereinfachen, dass jede Simulation nur noch einen Tag benötigte, anstatt wie zu Beginn ihrer Arbeit bis zu einer Woche.

Die Wissenschaftler führten etwa zwei Dutzend Simulationen durch. Diese Simulationen führten jedoch oft dazu, dass die Planeten kollidierten, sich normalerweise zu einem größeren Planeten verschmelzen oder zusammenwachsen ließen und manchmal eine Trümmerscheibe zurückließen, aus der sich ein Mond bilden könnte. Außerdem kollidierten die Planeten in einigen Simulationen mit hoher Geschwindigkeit streifend, was zu "Treffer- und Lauf"-Interaktionen führte, bei denen die Welten voneinander entkamen.

Dennoch führte etwa ein Drittel der Simulationen zur Bildung von Doppelplaneten. Dabei handelte es sich um relativ langsame, streifende Kollisionen.

„Früher waren die einzigen erwarteten Ergebnisse von Großkörpereinschlägen dieser Art Flucht oder Anlagerung – das heißt, entweder bleiben die beiden Körper nicht zusammen oder sie verschmelzen zu einem, gelegentlich mit einer Trümmerscheibe“, sagte der Co-Autor der Studie Keegan . Ryan, ein Student am California Institute of Technology in Pasadena, sagte gegenüber Space.com. „Unsere Ergebnisse deuten auf die Möglichkeit eines anderen Ergebnisses hin – binäre Planeten. Die Körper bleiben größtenteils intakt, enden aber in einer gebundenen Umlaufbahn miteinander.“

Diese Doppelplaneten würden außerordentlich nahe beieinander aufragen, getrennt durch einen Abstand von etwa dem halben Durchmesser jeder der Welten. Im Laufe der Zeit würde die Geschwindigkeit, mit der sich beide Planeten drehen, in Gleichschritt geraten, wobei jede Welt ihrem Partner nur ein Gesicht zuwendet.

Solche Doppelsterne können Milliarden von Jahren überdauern, sagen Forscher, vorausgesetzt, sie bilden mindestens eine halbe astronomische Einheit oder mehr von ihren Muttersternen entfernt – weit genug entfernt, damit die Anziehungskraft des Sterns das Doppelplanetensystem nicht stört. (Eine astronomische Einheit oder AE ist die durchschnittliche Entfernung zwischen der Sonne und der Erde, etwa 93 Millionen Meilen oder 150 Millionen Kilometer.)

Das Ziel des Forschungsteams von hier aus "ist es, mehr Simulationen durchzuführen, die Parameter der Simulationen zu erhöhen und daran zu arbeiten, ein besseres Bild von der Wahrscheinlichkeit zu erhalten, mit der sich ein binärer Planet bilden könnte", sagte Ryan.

Ryan und seine Kollegen Miki Nakajima und David Stevenson erläuterten ihre Ergebnisse am 11. November beim Treffen der Abteilung für Planetenwissenschaften der American Astronomical Society in Tucson, Arizona.


Wie weit sind Sterne in einem Doppelsternsystem voneinander entfernt? - Astronomie

Universum Sandbox

Wie gestalten Sie sie? Das Physiksystem hat sich seit dem letzten Update nicht geändert. Es gibt definitiv ein Problem mit der Art und Weise, wie Sie die Objekte ablegen, die dies verursachen.

Ein binäres System ist nicht gemeint um eine große Anzahl von Planeten in der realen Welt zu halten. Je mehr Sterne, desto weniger Planeten können stabile Umlaufbahnen erreichen. Instabilitätsprobleme treten jedoch erst dann wirklich auf, wenn Sie dem Binärsystem ein drittes Objekt hinzufügen. Zwei Sterne sollten ohne großen Aufwand umeinander kreisen können.

Normalerweise baue ich keine Doppelplanetensysteme, aber ich konnte eines erstellen, das ziemlich stabil ist. Sie können es hier herunterladen, wenn Sie möchten. [www.dropbox.com]

Ich sage "ziemlich stabil", weil solche Systeme im Allgemeinen ziemlich problematisch sind. Ein binäres Planetensystem, das einen einzelnen Stern umkreist, sollte in Ordnung sein, aber binäre Planeten um einen Doppelstern sind auf lange Sicht weniger wahrscheinlich. Herzlichen Glückwunsch also, dass Sie solche Systeme herstellen und ihre Stabilität bewahren können – sie sind normalerweise eine ziemliche Herausforderung!

Ich weiß nicht wirklich, warum sie plötzlich nicht für dich arbeiten. Sehen Sie sich meine Systemdatei an und versuchen Sie, so etwas zu reproduzieren.

Das Verfahren zur Herstellung von Binär-Planet-Binär-Stern-Systemen ist:
1. Platzieren Sie zwei Sterne sehr nahe beieinander, binäre > Gleichgewichtsbewegung.
2. Platzieren Sie einen Planeten in einem guten Abstand von den beiden Sternen. Ich rede von >1 AU.
3. Wählen Sie erneut "Binär", aber diesmal ohne Bewegung auszugleichen. Platzieren Sie den zweiten Planeten mit ähnlicher Masse wie den ersten etwa 100000 km vom ersten Planeten entfernt.
4. Die beiden Planeten sollten beginnen, einander zu umkreisen, während sie die beiden Sterne umkreisen.


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Ich weiß nicht, warum Fabius Maximus denkt, dass die Gezeitenkräfte in einem Doppelplaneten oder einem bewohnbaren Mond eines Gasriesenplaneten zu stark wären.

Teil eins von zwei: Zwei bewohnbare Planeten, die denselben Stern umkreisen.

Aber wenn Fabius Maximus glaubt, dass dies der Fall ist, wäre der nächste logische Schritt, zwei bewohnbare Planeten zu haben, die denselben Stern in verschiedenen Umlaufbahnen umkreisen, nahe genug beieinander, um beide in der bewohnbaren Zone ihres Sterns zu sein und ein ähnliches Klima zu haben.

In altmodischen Science-Fiction-Geschichten aus der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts war es durchaus üblich, Venus, Erde und Mars als bewohnbare Planeten innerhalb der bewohnbaren Zone der Sonne darzustellen.

Moderne Astronomen neigen immer noch dazu, zu glauben, dass es möglich ist, dass mehr als ein Planet in der bewohnbaren Zone eines Sterns umkreist und somit Temperaturen für das Leben haben.

Natürlich wird sich von Zeit zu Zeit ein anderes Team von Wissenschaftlern zusammenschließen, um den inneren Rand oder den anderen Rand oder beides der bewohnbaren Zone der Sonne zu berechnen. Daher gibt es mehrere unterschiedliche Schätzungen der Größe der bewohnbaren Zone der Sonne.

Es gibt einige sehr unterschiedliche Berechnungen über die Größe der bewohnbaren Zone der Sonne.

Hart et al. machten 1979 die engste Schätzung der bewohnbaren Zone der Sonne zwischen 0,95 AE und 1,01 AE. Diese Schätzung würde es sehr unwahrscheinlich machen, dass ein Stern zwei Planeten in seiner bewohnbaren Zone haben könnte.

Kasting et al. machten 1993 die am häufigsten verwendete Schätzung der bewohnbaren Zone der Sonne mit einer konservativen Zone zwischen 0,95 und 1,37 AE und einer optimistischen Zone zwischen 0,84 und 1,67 AE. Es wäre viel wahrscheinlicher, dass zwei Planeten in der konservativen Zone von Kasting kreisen als in der von Hart, und noch wahrscheinlicher für Kastings optimistische bewohnbare Zone.

Andere Schätzungen gehen davon aus, dass der innere Rand der bewohnbaren Zone bis zu 0,38 AE (Zsom et al., 2013) und der äußere Rand bis zu 10 AE (Pierrehumbert und Gaidos, 2011) reicht.

Astronomen haben Hunderte von Systemen mit mehr als einem Planeten entdeckt, und diese Systeme unterscheiden sich stark in ihren Umlaufbahnen und anderen Eigenschaften.

Die Bahnen von Kepler-70b & c sind nur etwa 0,0016 AE oder 240.000 Kilometer voneinander entfernt, und es ist möglich, dass zwischen ihnen ein dritter Planet kreist.

Die Bahnen von Kepler-36b & c sind durch einen größeren absoluten Abstand, aber einen kleineren relativen Abstand getrennt, wobei die Bahn von Kepler-36c nur 11 Prozent breiter als Kepler-36b ist.

Der Stern TRAPPIST-1 hat vier potenziell bewohnbare Planeten in seiner bewohnbaren Zone, die sehr nahe beieinander kreisen.

Die Umlaufbahnen des Planetensystems TRAPPIST-1 sind sehr flach und kompakt. Alle sieben Planeten von TRAPPIST-1 umkreisen viel näher als Merkur die Sonne. Mit Ausnahme von b kreisen sie weiter als die Galileischen Satelliten um Jupiter,[41] aber näher als die meisten anderen Monde des Jupiter. Der Abstand zwischen den Bahnen von b und c beträgt nur das 1,6-fache des Abstands zwischen Erde und Mond. Die Planeten sollten am Himmel des anderen prominent erscheinen, in einigen Fällen sogar um ein Vielfaches größer als der Mond von der Erde aus erscheint.[40] Ein Jahr auf dem nächsten Planeten vergeht in nur 1,5 Erdtagen, während das Jahr des siebten Planeten in nur 18,8 Tagen vergeht.[38][35]

Die Umlaufbahn von TRAPPIST-1e ist nur 1.050.000 Kilometer breiter als die Umlaufbahn von TRAPPIST-1d.

Die Umlaufbahn von TRAPPIST-1f ist nur 1.380.000 Kilometer breiter als die Umlaufbahn von TRAPPIST-1e.

Die Bahn von TRAPPIST-1g ist nur 1.250.000 Kilometer breiter als die Bahn von TRAPPIST-1f.

Der durchschnittliche Abstand der Erde von der Sonne wird als 1 Astronomische Einheit oder AE definiert.

Wenn Sie den Stern in Ihrem Sonnensystem genau so leuchtend wie die Sonne machen, könnten Sie einen Ihrer bewohnbaren Planeten in einer Entfernung von 0,96 AE und den anderen in einer Entfernung von 1,0656 oder 1,070 AE platzieren. Der innere Planet würde von seinem Stern etwas mehr Wärme erhalten, und der andere Planet würde etwas weniger Wärme von seinem Stern erhalten als die Erde von der Sonne. Die Umlaufbahnen der beiden Planeten würden etwa 16.170.000 Kilometer voneinander entfernt sein.

Teil zwei von zwei: Zwei bewohnbare Planeten, die zwei verschiedene Sterne im System umkreisen.

In einem Doppel- oder Doppelsternsystem gibt es zwei mögliche Arten von Umlaufbahnen für Planeten. Eine ist eine Zirkumbinär- oder P-Typ-Umlaufbahn, bei der ein Planet beide Sterne umkreist. Die andere ist eine S-Bahn, bei der ein Planet einen der beiden Sterne umkreist.

Da die Leuchtkraft, Masse und Umlaufbahn der beiden Sterne in einem Doppelsternsystem stark variieren können, gibt es viele Doppelsternsysteme, in denen ein Planet keine stabile Umlaufbahn in der bewohnbaren Zone eines der beiden Sterne oder um sie herum haben könnte. Aber es gibt viele andere binäre Systeme, in denen Planeten stabile Umlaufbahnen haben können, entweder vom P-Typ oder vom S-Typ, in einer bewohnbaren Zone.

Das OP bat um ein Doppelsternsystem mit zwei bewohnbaren Planeten in S-Bahnen, einer um jeden Stern. Das ist sicherlich möglich. Es wurde beispielsweise berechnet, dass Planeten stabile Umlaufbahnen in S-Bahnen mit den bewohnbaren Zonen um Alpha Centauri A und Alpha Centauri B haben könnten.

Einer Liste zufolge beträgt der nächste bekannte Abstand zwischen Sternen mit einem Planeten, der einen dieser Sterne umkreist, etwa 12 bis 17 AE, wobei ein Planet etwa 0,7 AE umkreist.

Meiner Meinung nach wäre es wahrscheinlich sicher, dass die beiden Sterne im System eine nächste Annäherung von etwa 10 bis 20 AE haben und jeder einen bewohnbaren Planeten hat, der ihn bei etwa 1 AE umkreist, sowie andere Planeten vom Typ S Umlaufbahnen um einen der Sterne und möglicherweise andere, nicht bewohnbare Planeten in P-Bahnen in großen Entfernungen von den beiden Sternen.

Und natürlich gibt es verschiedene wissenschaftliche Diskussionen darüber, welche Sterntrennung für langzeitstabile Planetenbahnen am besten ist.


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Ich habe hier eine Antwort geschrieben, in der diskutiert wird, wie Doppelsterne geboren werden. Der relevante Teil hier ist, dass es mehrere Haupttheorien zur Entstehung von Doppelsternen gibt:

  1. Erfassung: Bei einer Interaktion zwischen drei Sternen werden zwei miteinander verbunden, während der dritte weggeschleudert wird. Es ist unwahrscheinlich, dass dies der Hauptbildungsmechanismus für die meisten binären Systeme ist.
  2. Getrennte Kerne: Zwei Sterne bildeten sich sehr nahe beieinander, nahe genug, um sich gegenseitig zu umkreisen. Dies ist auch sehr unwahrscheinlich.
  3. Fission: Ein Protostern, der von einer Gaswolke zu einem normalen Stern kollabiert, teilt sich nach einigen Instabilitätsformen in zwei Teile. Bisherige Modellierung schließt diesen Mechanismus aus.
  4. Zersplitterung: Die Fragmentierung ist bis zu einem gewissen Grad wie eine Spaltung, außer dass sie die Aufspaltung der Gaswolke selbst beinhaltet, bevor sich ein Protostern bildet. Dies wird im Allgemeinen als die akzeptierte Art angesehen, wie sich die meisten Doppelsternsysteme bilden.

Je nachdem, welche Hypothese zutrifft, sollten sich zirkumbinäre protoplanetare Scheiben in der gleichen Ebene wie die Bahnen der Sterne bilden, d. h. die Ekliptik würde zusammenpassen (siehe diese Hinweise für weitere Details). Es kann einige Abweichungen geben - vielleicht weniger als 10 Grad - aber nicht viel.

Bei Planeten, die nur umkreisen einer der Sterne liegen die Dinge anders. In jungen Binärsystemen gibt es viele Fälle von Single-Star-Disk-Fehlausrichtung. Beispielsweise, Jensen & Akeson (2014) schauten sich das junge System HK Tauri an und maßen um jeden Stern eine Fehlausrichtung von 60 bis 68 Grad zwischen den protoplanetaren Scheiben, was bedeutet, dass mindestens eine ziemlich weit außerhalb der Bahnebene der Sterne gedreht wird.

Lassen Sie mich auf Ihre spezifischen Punkte eingehen.

Ich glaube, zu einigen Zeitpunkten ist eine Sonne am Himmel sichtbar (eine Sonne-in-Sonne-Finsternis).

Dies wird möglich sein, ja, aber denken Sie daran, dass ein Stern den anderen möglicherweise nicht vollständig bedeckt, sodass Sie mit ziemlicher Sicherheit Teile von beiden sehen können.

Zu anderen Zeiten könnten sie als zwei Körper wahrgenommen werden, und der Abstand (und die Änderungsrate) würden davon abhängen, wie schnell sie einander umkreisen.

Faszinierenderweise könnte es zwei Sonnenuntergänge geben (wiederum ähnlich wie Lukes Ansicht) - und ich denke, wenn ja, hätte es damit zu tun, wie weit sie voneinander entfernt sind. Ich denke, die Rotation des Planeten ermöglicht zwei Sonnenuntergänge für zwei Sonnen, die in einer Ekliptik mit einem Planeten liegen. Ist meine Raumwahrnehmung hier weit weg?

Ja, auch dies ist möglich. Für einen Planeten, der beide Sterne umkreist, wird es unter der Annahme einer erdähnlichen Rotation immer Momente geben, in denen jeder Stern separat untergeht, von einem bestimmten Punkt auf dem Planeten aus gesehen.

Sternensysteme entstehen, wenn eine Wolke aus interstellarem Gas und Staub unter ihrem eigenen Gewicht zusammenbricht. Siehe Jeans-Instabilität. Wenn dies geschieht, wird sich die Cloud mit ziemlicher Sicherheit nur ein wenig drehen. Dies bedeutet, dass die Wolke einen gewissen Drehimpuls hat. Wenn die Wolke kollabiert, beginnt sie sich immer schneller zu drehen, um ihren Drehimpuls zu erhalten, wodurch die Wolke zu einer Scheibe abgeflacht wird. Und eine Scheibe wird es bleiben, selbst wenn Gas und Staub zu Planeten und einem Stern zusammenwachsen und der Sternenwind des neugebildeten Sterns den Rest des Gases und Staubes wegbläst.

Einige Doppelsysteme* entstehen auf genau die gleiche Weise, außer indem sie zwei sterngroße Materieklumpen anstelle von nur einem produzieren. Wenn sich diese im Zentrum der protostellaren Scheibe nahe beieinander bilden, ist das Ergebnis ein Tatooine-ähnliches System, das durchaus Planeten haben könnte, die das gemeinsame Massenzentrum der Sterne umkreisen. Wenn sie sich sehr weit auseinander bilden (vielleicht ein paar Dutzend AE), könnte das Ergebnis die andere Art von Doppelsternsystem sein, bei dem Planeten jeden Stern einzeln umkreisen.

In jedem Fall werden die Sterne und die Planeten alle in derselben Ebene (das heißt der Ekliptikebene) liegen, zumindest zunächst, da dort die gesamte Materie war, die sie gebildet hat. Das heißt jedoch nicht, dass beide Sterne und alle Planeten immer in der Ekliptik liegen werden. Eine enge Verbindung mit einem anderen Stern oder einem anderen Sternensystem kann die Umlaufbahnen der Planeten oder sogar der Sterne selbst stören. Beachten Sie jedoch, dass solche Begegnungen mit ziemlicher Sicherheit die Planeten in einem Tatooine-ähnlichen System beeinflussen werden, bevor sie die Sterne beeinflussen. Ein Tatooine-ähnliches System mit mehreren Planeten, bei dem die einzigen Dinge, die auf einer anderen Ebene kreisen, die Sterne sind, ist also höchst unwahrscheinlich.

* Binäre Systeme können sich auch bilden, wenn ein Einzelsternsystem einen anderen Stern von woanders einfängt, aber Sie werden auf diese Weise kein Tatooine-ähnliches System erhalten, ohne die Planetensysteme beider Sterne vollständig zu zerstören.


Wie weit sind Sterne in einem Doppelsternsystem voneinander entfernt? - Astronomie

In unserem Sonnensystem kreisen Planeten, Kometen, Asteroiden und Zwergplaneten alle um einen einzigen Stern, unsere Sonne. Aber stellen Sie sich vor, wir könnten zwei Sonnen an unserem Himmel erleben. Das Spitzer-Weltraumteleskop der NASA hat Astronomen geholfen zu erkennen, dass Planetensysteme um Doppelsterne mindestens so häufig sind. Diese Doppelsterne machen mehr als die Hälfte aller uns bekannten Sterne aus, und diese Schlussfolgerung deutet darauf hin, dass Planeten möglicherweise häufiger vorkommen, als wir bisher von ihnen dachten.

Astronomen wussten, dass sich Planeten in Doppelsternsystemen bilden können, in denen die beiden Sterne wirklich weit auseinander liegen, etwa 1000 AE (denken Sie daran, dass eine Astronomische Einheit (AE) der Entfernung von der Erde zur Sonne entspricht). Die Planeten, die wir in dieser Situation gefunden haben, sind ungefähr 50, und sie umkreisen einen dieser Sterne im System.

Diese neuen Informationen konzentrieren sich jedoch auf Doppelsterne, die viel näher beieinander liegen, zwischen 0 und 500 AE. Die Frage, die sich die Astronomen stellten, war, ob die Tatsache, dass die beiden Sterne so nah beieinander liegen, das Wachstum der Planeten beeinflusst. Um die Antwort auf diese Frage zu finden, mussten die Astronomen eine neue Technik zur Planetenjagd entwickeln. Astronomen verwenden die Infrarotkameras des Spitzer-Weltraumteleskops, um nach Trümmerscheiben zu suchen, nicht nach Planeten, bei denen es sich um übrig gebliebene Gesteinsstücke handelt, die sich nicht zu felsigen Planeten formen könnten. Dies kann beweisen, dass im Doppelsternsystem eine Planetenbildung stattgefunden hat, wobei Planeten einen oder vielleicht sogar zwei der Sterne im System umkreisen.

Als diese Astronomen Doppelsterne zwischen 50 und 200 Lichtjahren von der Erde entfernt untersuchten, hatten etwa 40 Prozent von ihnen Scheiben. Diese Zahl ist etwas höher als die von Einzelsternen. Die Zahl wird höher (ca. 60 Prozent) für Doppelsterne, die näher beieinander liegen. Diese Sterne sind nur etwa 0 bis 3 AE voneinander entfernt. Sterne zwischen 3 und 50 AE beherbergen jedoch nicht so viele Scheiben, was darauf hindeutet, dass Doppelsterne entweder sehr weit voneinander entfernt oder sehr nahe beieinander liegen müssen, um Planeten zu enthalten.


Wie nah müssen Sterne sein, bevor sie als Doppelsternsystem gelten?

Vielleicht könnte man besser fragen, wie weit sie voneinander entfernt sein können, bevor sich ihre Schwerkraft nicht mehr gegenseitig beeinflusst?

Ich wette, diese Werte unterscheiden sich je nach Masse und allem, aber gibt es einen ungefähren Durchschnitt?

Die Schwerkraft nimmt mit der Stärke als inverses quadratisches Gesetz ab. Es erreicht nie Null, obwohl es sich ihm nähert. Anders ausgedrückt: Sie befinden sich nie ganz außerhalb des Gravitationsfeldes Ihrer Nachbarn.

Aber wenn zwei Tanzpartner zu weit voneinander entfernt sind oder sich zu schnell relativ zueinander bewegen, schwingen sie auf hyperbolischen Bahnen in Richtung Unendlich vorbei und kommen nie wieder aneinander vorbei. Sie benötigen zwei Objekte, die ziemlich nahe sind und sich mit relativ geringer Geschwindigkeit bewegen, damit eine Option für eine stabile Umlaufbahn besteht. Der Rand der Entfernung, an dem Bahnen möglich werden, wird Hill-Kugel genannt.

Die Größe der Hill-Kugel hängt von der Masse beider Objekte ab, ist aber für Sterne im Grunde kolossal groß. Sie können Tausende von AE voneinander entfernt sein und sich noch im Orbit befinden.

Bedeutet das, dass jede einzelne Instanz von Masse mit jeder anderen einzelnen Instanz von Masse im Universum nur in einem über unendlich kleinen Maßstab interagiert?

es gibt keine Begrenzung für die Ausdehnung der Gravitationskraft, nur ihre Stärke ändert sich.

Wenn Ihr System nur aus diesen 2 Sternen und sonst nichts besteht, dann gibt es keine Grenze dafür, wie weit sie entfernt sein und sich trotzdem umkreisen können.

Sobald Sie andere Objekte einführen, ist die Grenze so lange, bis ein anderes Objekt eine größere Anziehungskraft hat als die ursprünglichen beiden miteinander.

Ein stabiles Doppelsternsystem würde erfordern, dass sich der kleinere der Sterne in der größeren Hill-Sphäre befindet. Die Hill-Kugel ist die Entfernung, innerhalb derer stabile Umlaufbahnen existieren. Wenn Sie sich einen isolierten Stern in einem leeren Universum vorstellen, könnte sich in jeder Entfernung eine stabile Umlaufbahn bilden, da nichts anderes den umkreisenden Körper stört, also muss die Hill-Kugel in Bezug auf etwas anderes gemessen werden.
Die Hill-Kugel kann angenähert werden als

r * (m/3M) 1/3 wobei r der Abstand zwischen den beiden Massen und M die Masse des massiveren Körpers und m die Masse des weniger massiven Körpers ist.

Die wichtigen Massen, die wir bei der Berechnung der Hill-Kugel berücksichtigen müssen, sind nahe Sterne und die Galaxie selbst. Für unsere Sonne müssen wir also das 4,37 ly entfernte Proxima Centauri-System mit einer Gesamtmasse von etwa 2 Sonnenmassen berücksichtigen. Setzen wir dies in unsere Formel ein, erhalten wir:
4,37 ly * (1/(3*2)) 1/3 ≈ 1,667 ly.
Die Milchstraße hat eine Masse von etwa 6 * 10 11 Sonnenmassen und der Abstand zu ihrem Zentrum beträgt etwa 8 kpc. Setzen wir dies in unsere Formel ein, erhalten wir:
8 kpc * (1/(3*6*10 11))1/3 ≈ 0,6577 kpc ≈ 2,145 ly.

Daraus können wir schließen, dass benachbarte Sterne das größte Problem sind und die Suns Hill-Kugel einen Radius von etwa 1,667 Lichtjahren hat. Wenn die Sonne also ein stabiles Doppelsystem mit einem kleinen Stern bilden sollte, müsste dieser Stern innerhalb von etwa einem und ein halbes Lichtjahr von der Sonne entfernt.


Doppelstern

Orbitalbewegungen in spektroskopischen Binärdateien werden durch Variationen der Radialgeschwindigkeit offenbart. Die meisten spektroskopischen Binärdateien sind Binärdateien schließen, bei denen die Komponenten zu nah beieinander liegen, um getrennt gesehen zu werden. Sterne in einem engen Doppelstern werden oft durch gegenseitige Gezeitenkräfte in nichtsphärische Formen verzerrt. Wenn die beiden Sterne physisch getrennt sind, ist es a löste sich Binärsystem in a Doppelhaushälfte Systemgas wird von einem Stern zum anderen abgezogen a Kontakt binär besteht aus zwei Sternen, die sich Gas teilen. In den letzten beiden Fällen verändert der Gasfluss von einem Stern zum anderen (siehe Äquipotentialflächen-Massentransfer) die Entwicklung der Sterne grundlegend (siehe W Ursae Majoris Sterne W Serpentis Stern Algol Variablen). Wenn ein Stern ein kompakter Weißer Zwerg oder Neutronenstern ist, treibt das einfallende Gas Novae-Ausbrüche und Röntgen-Doppelsysteme an.

Die Orbitalebenen von Binärdateien sind zufällig orientiert und nur eine Minderheit der Systeme verdunkelt Binärdateien, von denen die meisten auch spektroskopische Binärdateien sind. Siehe auch kataklysmischer variabler Common Envelope Stern RS Canum Venaticorum Stern symbiotischer Stern.


Binäre Sterne sind überall um uns herum, neue Karte der solaren Nachbarschaft zeigt

Die neuesten Sterndaten des Weltraumobservatoriums Gaia haben es Astronomen zum ersten Mal ermöglicht, einen massiven 3D-Atlas weit voneinander entfernter Doppelsterne innerhalb von etwa 3.000 Lichtjahren von der Erde entfernt zu erstellen – 1,3 Millionen davon.

Der einzigartige Atlas, erstellt von Kareem El-Badry, einem promovierten Astrophysiker. Studenten der University of California, Berkeley, sollte ein Segen für diejenigen sein, die Doppelsterne studieren – die mindestens die Hälfte aller sonnenähnlichen Sterne ausmachen – und Weiße Zwerge, Exoplaneten und die Sternentwicklung im Allgemeinen. Vor Gaia enthielt die letzte Zusammenstellung naher Doppelsterne, die aus Daten des inzwischen nicht mehr existierenden Hipparcos-Satelliten zusammengestellt wurde, etwa 200 wahrscheinliche Paare.

"Dies ist nur eine massive Zunahme der Stichprobengröße", sagte El-Badry. "Und es ist eine Zunahme der Arten von Evolutionsphasen, in denen wir die Binärdateien finden. In unserer Stichprobe haben wir allein 17.000 Weiße Zwerge. Dies ist eine viel größere Zählung."

Weiße Zwerge sind die Endstadien der meisten Sterne, aus denen die Sonne wahrscheinlich in 5 Milliarden Jahren als kompakter weißer Zwerg enden wird. El-Badrys Atlas umfasst 1.400 Systeme, die aus zwei Weißen Zwergen bestehen, und 16.000 Binärdateien, die aus einem Weißen Zwerg und einer anderen Sternart bestehen

Die allermeisten der 2,6 Millionen Einzelsterne befinden sich jedoch noch in der Blüte ihres Lebens. Astronomen bezeichnen sie als Hauptreihensterne, weil sie sich entlang einer Linie gruppieren, wenn sie in einem Diagramm dargestellt werden, das Temperatur gegen Helligkeit zeigt.

Mit einer so großen Stichprobengröße, sagte El-Badry, ist es möglich, Bevölkerungsdemografien dieser stellaren Zwillinge zu erstellen und Fragen zu stellen wie: Wie ist die Verteilung der Massenverhältnisse der beiden Sterne in all diesen Doppelsternsystemen? Wie sind ihre Trennungen oder Exzentrizitäten verteilt?

El-Badry plant, sich in Zukunft auf die Doppelsterne der Weißen Zwerge zu konzentrieren, da Weißen Zwergen ein Alter genauer zugeordnet werden kann, als dies mit normalen Sternen möglich ist. Hauptreihensterne wie die Sonne können über Milliarden oder sogar Dutzende von Jahren gleich aussehen, während Weiße Zwerge sich verändern – zum einen kühlen sie mit einer genau definierten Geschwindigkeit ab. Und da Doppelpaare gleichzeitig geboren werden, sagt das Alter des Weißen Zwergs den Astronomen das Alter seines Hauptreihenzwillings oder aller Planeten um die Sterne.

„Für einen Weißen Zwerg ist es im Allgemeinen leicht zu sagen, wie alt er ist – nicht nur wie alt er ist, seit er ein Weißer Zwerg geworden ist, sondern wie alt er ist“, sagte er. "Man kann auch ihre Massen messen, denn Weiße Zwerge haben eine gut verstandene Masse-Radius-Beziehung."

Als Beispiel verwendeten El-Badry und Kollegen kürzlich die Gaia-Daten, um das Alter eines jupitergroßen Gasriesen zu schätzen, der vom TESS-Satelliten um ein Weißer Zwerg-K-Zwergpaar herum entdeckt wurde. Es stellte sich heraus, dass dieser Exoplanet, TOI-1259Ab, etwa 4 Milliarden Jahre alt war, basierend auf dem Alter des Weißen Zwergs.

„In diesem Katalog gibt es ungefähr 15 Systeme wie dieses: Stern plus Planet plus Weißer Zwerg“, sagte er, „und es gibt noch ein paar Hundert, die Stern plus Planet plus ein weiterer Stern sind Fällen wird der andere Stern dem Planeten etwas Dynamisches antun."

Der neue Katalog der nahegelegenen Doppelsterne wurde zur Veröffentlichung in der Zeitschrift angenommen Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society.

El-Badry arbeitete auch mit Jackie Faherity, einer Wissenschaftlerin und Pädagogin am American Museum of Natural History in New York City, zusammen, um einen Video-Fly-Through aller Millionen Doppelsterne auf der Erde zu erstellen, der einen guten Teil des gesamten Milky darstellt Weg Galaxie.

Binäre Sterne

Bis Gaia 2013 von der Europäischen Weltraumorganisation ins Leben gerufen wurde, um die Entfernungen und Bewegungen von Millionen naher Sterne genau zu messen, bestand die einzige Möglichkeit, Doppelsterne zu finden, darin, am Himmel nach Sternen nahe beieinander zu suchen. Dies kann schwierig sein, da Sterne, die von der Erde sehr nahe aussehen, Hunderte bis Tausende von Lichtjahren voneinander entfernt sein können und nur an derselben Standortlinie sitzen.

Das Ausschließen einer zufälligen Ausrichtung erfordert viel Beobachtungszeit, um zu bestätigen, dass die beiden Kandidaten tatsächlich den gleichen Abstand haben und sich zusammen bewegen. Aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne scheinen nahegelegene Sterne ihre Position am Himmel zu ändern, und diese Parallaxe kann verwendet werden, um zu berechnen, wie weit sie entfernt sind. Die Bewegung des Sterns über den Himmel, bekannt als Eigenbewegung, hilft, seine Geschwindigkeit zu bestimmen.

Gaia führt diese mühsame Astrometrie kontinuierlich rund um die Uhr für alle nahen Sterne am Himmel aus seiner Umlaufbahn am Erde-Sonne-Lagrange-Punkt durch. Die Vermessung des Weltraumteleskops ist jedoch am nützlichsten für Sterne innerhalb von etwa 3.000 Lichtjahren von der Erde entfernt, da die Parallaxe darüber hinaus normalerweise zu klein ist, um sie zu messen.

El-Badry suchte erstmals nach Doppelsternen in Gaia-Daten nach der zweiten Veröffentlichung von Sternmessungen der Mission im Jahr 2018, mit Hilfe der Kollegen Hans-Walter Rix, Direktor des Max-Planck-Instituts für Astronomie in Heidelberg, Deutschland, und Tyler Heintz. ein Doktorand an der Boston University. Sie entwickelten Computertechniken, um Sterne zu identifizieren, die sich gemeinsam durch den Weltraum bewegen und die gleiche Entfernung von der Erde haben. Die Technik projiziert im Grunde die Bewegung jedes Sterns über Tausende von Jahren, basierend auf seiner heutigen Eigenbewegung, und zieht Sterne heraus, die sich in die gleiche Richtung bewegen. Wenn sich auch herausstellt, dass sie aufgrund der Parallaxe den gleichen Abstand haben, sind sie wahrscheinlich aneinander gebunden, sagte er.

Er und seine Kollegen konzentrieren sich hauptsächlich auf Wide-Binaries – solche, die durch eine Entfernung von 10 AE (astronomischen Einheiten) oder mehr getrennt sind – das heißt, das Zehnfache oder mehr der Entfernung zwischen Erde und Sonne (93 Millionen Meilen). Sterne, die näher als diese sind, erscheinen normalerweise als ein Lichtpunkt und erfordern andere spektroskopische Techniken, um zu unterscheiden, ob es sich um echte Doppelsterne handelt.

Um einen ersten Eindruck von Gaias neuesten Daten zu bekommen, erhob sich El-Badry am Veröffentlichungsdatum, dem 3. Dezember letzten Jahres, um 3 Uhr morgens und schloss sich etwa 100 anderen Astronomen aus der ganzen Welt auf Zoom an. Er führte schnell vorprogrammierte Abfragen der Daten durch, um die Kataloginformationen zu extrahieren, die er zum Erstellen der 3D-Karte benötigte.

Die anfänglichen Abfragen ergaben etwa 1,8 Millionen binäre Kandidaten aus Gaias Katalog von 1,8 Milliarden Sternen, also musste El-Badry zunächst die Wahrscheinlichkeit abschätzen, dass einige der Paare die gleiche Entfernung haben und sich zufällig in ähnliche Richtungen bewegen, nicht weil sie es sind paired. He estimates that nearly 1.3 million pairs had at least a 90% chance of being bound, and 1.1 million had a 99% chance.

"About half of all sun-like stars are binaries, many of them too close to distinguish, but we find something like 25% of all sun-like stars have a binary companion at separations of more than 30 AU, about the distance to Pluto," he said. "The distribution peaks at a separation of 30 or 50 AU."

Some pairs are separated by as much as a parsec -- 260,000 AU, or 3.26 light years -- though most are within 1,000 AU of one another.

One takeaway, he said, is that the new analysis confirms something hinted at in the 2018 data: Many binary star pairs are very similar in mass.

"One thing we already found that is cool -- we discovered this with Gaia DR2, but now we can study it better with this sample -- is that binaries like to be identical twins," he said. "That is really weird, because most of these are separated by hundreds or thousands of AU, so they are so far apart that, by conventional star formation theories, their masses should be random. But the data tells a different story: They know something about their companions' masses."

The implication, he said, is that they formed much closer together in a process that tended to equalize their masses and then migrated apart, perhaps because of interactions with other nearby stars.

The compilation of binary stars also allowed El-Badry to check the reported uncertainties in Gaia's measurements of stellar positions, which can assist other researchers who use the data.


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