Doppelstern

Das Baryzentrum eines Doppelsternsystems (als kleiner gelber Kreis dargestellt) bewegt sich in weitgehend gerader Linie, während die beiden Sterne um dieses Baryzentrum kreisen.

Betrachtet man das Baryzentrum als stillstehend, umkreisen es die beiden Sterne gemäß der Newtonschen Lösung des Zweikörpersystems auf elliptischen Bahnen mit gleicher Apsidenlinie, gleicher Exzentrizität und gleicher Umlaufzeit. Bei unterschiedlichen Massen bewegt sich der massereichere Stern auf einer entsprechend kleineren Ellipse.

Auch die Kreisbahn ist als Sonderfall der Ellipsenbahn möglich. Bei schräger Sicht auf die Bahnebene sehen diese Bahnen allerdings ebenfalls wie Ellipsen aus.

Als Doppelstern bezeichnet man zwei Sterne, die am Himmel so nahe beisammenstehen, dass sie von der Erde aus gesehen einen geringen Winkelabstand aufweisen oder ggf. auch mit den besten Optiken als ein einziger Stern erscheinen und zumindest mit hoher Wahrscheinlichkeit gravitativ gekoppelt sind. In diesem Fall bilden die Sterne eine physische Einheit, kreisen also um den gemeinsamen Schwerpunkt. Aus dieser Bewegung lässt sich die genaue Masse der beiden Sterne bestimmen, was als „Eichmethode“ für die Astrophysik von großer Bedeutung ist. Doppelsterne, die sich im Fernrohr nicht mehr trennen lassen, können oft spektroskopisch oder an ihrer Bewegung erkannt werden.

Begrifflichkeit

Bei einem „echten“ (physischen) Doppelstern (auch Doppelsternsystem,^[1] englisch {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:149: attempt to index field 'data' (a nil value)) sind die Einzelsterne gravitativ aneinander gebunden und umkreisen periodisch den gemeinsamen Schwerpunkt mit Umlaufzeiten zwischen Bruchteilen eines Tages und vielen Jahrtausenden. Bei den sogenannten teleskopischen (im Fernrohr als Sternpaar erscheinenden) Doppelsternen sind die Perioden überwiegend im Bereich von 50 bis 500 Jahren. Bei der gegenseitigen Umkreisung hat jeder Stern seine eigene Ellipsenbahn, deren große Halbachse in Relation zum zweiten Stern umgekehrt proportional seiner Masse ist. Die Bahngeschwindigkeiten und der Abstand der beiden Sterne ändern sich im Rhythmus der Umlaufzeit, wie die zweite der Animationen verdeutlicht. Die dritte Animation zeigt die gleichmäßige Bewegung im seltenen Fall zweier Kreisbahnen.

Bei den scheinbaren, nur optischen Doppelsternen stehen hingegen die Einzelsterne in keinem physikalischen Zusammenhang und haben sehr unterschiedliche Entfernungen zur Erde. Optische Doppelsterne sind als Zufallserscheinung nur für Amateurbeobachter von Interesse; in Fachveröffentlichungen wird daher der Begriff „Doppelstern“ durchgehend in der Bedeutung „physischer Doppelstern“ verwendet.^[2] Hier wird für die nur gemeinsam im Gesichtsfeld stehenden Sterne allenfalls der Begriff „Vordergrund-“ bzw. „Hintergrundstern“ verwendet.

Analog besteht ein Mehrfachstern (auch Mehrfachsystem oder Mehrfach-Sternsystem) aus drei oder mehr Sternen. Bei Dreifachsystemen wird ein Doppelstern von einem entfernten Begleiter umrundet, bei Vierfachsternen umkreisen sich meist zwei enge Doppelsterne (z. B. Epsilon Lyrae). Bei noch größeren Systemen gibt es mehrere Möglichkeiten, wie das System aufgebaut sein kann. Das komponentenreichste bekannte System ist der Sechsfachstern Castor in den Zwillingen.

Geschichte

Bis zu Christian Mayer (1777) und Wilhelm Herschels Stellarstatistik (ab 1780)^[3] hielt man Doppelsterne nur für perspektivische Effekte. Gegen Ende des 19. Jahrhunderts schätzte man den Anteil von sich umkreisenden Doppelsternen auf knapp 20 % aller Fixsterne. Nach heutiger Erkenntnis sind jedoch 60 bis 70 % aller Sterne unserer Milchstraße Teil von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen, was mit den physikalischen Bedingungen bei der Sternentstehung zusammenhängt. Nur in engen Sternhaufen sind sie wegen gegenseitiger Bahnstörungen seltener.^[4]

Der Sternkatalog des Ptolemäus (um 150 n. Chr.) verzeichnet den Doppelstern ν₁ und ν₂ Sagittarii: „Der Stern am Auge [des Schützen], der neblig und doppelt ist“ – aber kein physischer Doppelstern nach heutigem Verständnis (in der damaligen Vorstellung einer Fixsternsphäre war kein Unterschied zwischen optisch und physisch zu erwarten). Das Sternpaar Mizar/Alkor im Großen Wagen war ebenfalls bekannt und Gegenstand von Mythen.

Die Erfindung des Fernrohrs machte dann die Entdeckung vieler Doppelsterne möglich. Die erste solche Beobachtung ist von Johann Baptist Cysat 1619 überliefert. Der Mannheimer Hofastronom Christian Mayer beschrieb ab 1777 Doppelsterne als physikalisch zusammengehörige Objekte. Seine sogenannten „Fixsterntrabanten“ bezweifelten andere Astronomen jedoch. Mayer veröffentlichte 1779 den ersten Doppelsternkatalog mit 72 Objekten samt ihren Abständen und Himmelskoordinaten.^[5]

Dass der seit 1667 bekannte „Bedeckungsveränderliche“ Algol auch ein Doppelstern sein könnte, vermutete 1782 John Goodricke. Er beobachtete sehr genau die Periode des Lichtwechsels (2,87 Tage) und vermutete das Verdecken durch einen großen Körper oder eine ungleichmäßige Oberfläche mit Flecken, ähnlich denen auf der Sonne.^[6] In einem Brief von John Michell an Henry Cavendish im Juli 1783 wurde das Phänomen mit zwei unterschiedlichen Sternen erklärt.^[7]

Wilhelm Herschel bestätigte die Existenz physischer Doppelsterne um 1800, als er an vier von ihnen die in 20 Jahren erfolgte Bahnbewegung feststellte. Damit kann er als eigentlicher „Entdecker der Doppelsterne“ gelten – obwohl schon früher Johann Heinrich Lambert, John Mitchell oder Christian Mayer ähnliche Gedanken hatten.

Herschel führte den in der englischsprachigen Astronomie gebräuchlichen Fachbegriff binary star ein (im Deutschen war zeitweilig auch die Bezeichnung „Doppeltstern“ gebräuchlich). Sein erster Doppelsternkatalog (1782) enthielt 269 Objekte, die er bis 1803 auf 850 erhöhte. Ab nun befassten sich immer mehr Astronomen mit ihnen und konnten damit die Gültigkeit von Newtons Gravitationsgesetz bis in große Entfernungen nachweisen.

Friedrich Wilhelm Struve nahm 1824 bis 1837 mikrometrische Messungen an 2714 Doppelsternen vor. 1827 veröffentlichte er den Catalogus novus stellarum duplicium, erweitert 1837 um Stellarum duplicium et multiplicium. Bis 1880 waren nur Systeme ab 0,5″ Winkeldifferenz gut zu vermessen, doch mit den neuen Riesenteleskopen von Wien und Pulkowo konnte diese Grenze halbiert werden. Sherburne Burnham senkte sie 1890 am 91-cm-Refraktor der Lick-Sternwarte sogar auf 0,16″.^[8]

Ein großer Fortschritt war 1889 der Nachweis enger Sternpaare durch ihre periodische Verschiebung von Spektrallinien zufolge des Dopplereffekts. Sie werden heute als spektroskopische Doppelsterne bezeichnet. Solche Linienverschiebungen waren anfangs nur bei hellen Sternen wie Mizar, Spica, Algol und Beta Aurigae beobachtbar.

Doch um 1895 waren schon 11.000 Doppelsterne bekannt, davon 800 mit genau vermessenen Bahnen. Etwa 50 erwiesen sich als Vierfach- bis Sechsfachsterne, zum Teil mit sehr exzentrischen Bahnen. Thomas See modifizierte 1893 die Kant-Laplace-Hypothese, um die Entstehung der Doppel- und Mehrfachsternsysteme aus einem Urnebel und rotierenden Gleichgewichtsfiguren zu erklären.^[8]

Damals sind auch mehrere Sterne als Mehrfachsysteme publiziert worden, die sich später nicht bestätigt haben – z. B. Gemma, α Delphini oder o Orionis. Um die Jahrhundertwende war die Spektroskopie noch nicht ausgereift, sodass Einspektren-Verschiebungen von anderen Anomalien nicht sicher unterschieden werden konnten.

Für das Sternpaar 61 Cygni berechnete Friedrich Wilhelm Bessel 1838 erstmals eine Sternparallaxe, wobei zwei günstig gelegene Hintergrundsterne eine besonders präzise Messreihe ermöglichten.

2016 wurde mittels Einstein@home ein Doppelstern bestehend aus zwei Neutronensternen entdeckt.

Typen von Doppelsternen

Man unterscheidet folgende Arten von Doppelsternen:

Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne)

Als optische Doppelsterne bezeichnet man Sterne, die von der Erde aus in fast gleicher Richtung am Himmel stehen, die aber so verschieden weit von der Erde entfernt sind, dass sie sich gravitativ nicht beeinflussen. Bekannt ist das sehr auffällige Sternpaar α/β Centauri in nur 4° Winkelabstand, das den Südhimmel rings um das „Kreuz des Südens“ so reizvoll macht. Die wahren Entfernungen betragen allerdings 4,3 bzw. 530 Lichtjahre.

Diese Art scheinbarer Doppelsterne – von denen es auch wesentlich enger stehende gibt – ist zwar für die Astrophysik kaum interessant, wohl hingegen für andere Bereiche der Sternkunde wie die Astrometrie (sehr unterschiedliche Eigenbewegung!), die Himmelsfotografie oder einfach für das freiäugige Beobachten des Sternhimmels.

Ein weiteres, aber noch nicht ganz geklärtes Beispiel ist der „Augenprüfer“ im Sternbild Großer Wagen, bestehend aus zwei Sternen in 11′ Winkelabstand: der helleren Mizar (ζ¹ Ursae majoris, Entfernung 78 Lichtjahre) und dem draufsitzenden „Reiterlein“ Alkor (ζ² UMa, 81 Lichtjahre) in der Mitte der „Wagendeichsel“. Die beiden Sterne haben mit etwa 3 Lichtjahren einen Abstand, der weit über die Größe des Sonnensystems hinausgeht (6 Lichtstunden bis zum Pluto) und eher schon mit der Distanz zu unseren Nachbarsternen Proxima und α Centauri vergleichbar ist.

Ob die beiden Sonnen wirklich umeinander kreisen, ist wegen der schwierigen Messtechnik noch nicht völlig klar. Alkor nähert sich zwar dem größeren Mizar-Sternsystem (das seinerseits ein enger Doppelstern ist), doch könnte die relative Geschwindigkeit für dauerhafte Nähe zu groß sein (→ Hyperbelbahn). Im positiven Fall betrüge die gegenseitige Umlaufzeit etwa 1 Million Jahre. Der Doppelstern Mizar/Alkor ist bei normalem Sehvermögen gut mit bloßen Augen zu trennen – das „Reiterlein“ (2 Helligkeitsstufen schwächer) sitzt Mizar 0,19° nördlich auf.

Physische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme

Zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ gebunden sind und sich nach den Kepler’schen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Die meisten physischen Doppelsternsysteme haben sich bereits während der Sternentstehung gebildet. Andere haben sich erst später durch Einfang unter Einwirkung mindestens eines weiteren Sterns zu einem gebundenen Doppelsternsystem vereint. Eingefangene Doppelsterne haben in der Regel aufgrund ihrer voneinander unabhängigen Entstehung unterschiedliche Alter und Metallizitäten.

Geometrische Doppelsterne (räumliche Doppelsterne)

Sterne, die einander räumlich nahe sind, aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten jedoch nicht aneinander gebunden sind und eine gemeinsame hyperbolische Bahn um ihren gemeinsamen Schwerpunkt beschreiben. Es handelt sich hierbei um das einmalige Ereignis einer Sternbegegnung, die beiden Sterne bilden nur für eine begrenzte Zeit einen (geometrischen) Doppelstern und treffen sich danach nie wieder.

Ein mögliches Beispiel für einen geometrischen Begleiter ist Proxima Centauri, der mit Alpha Centauri eventuell nur ein geometrisches Doppelsystem bildet, wobei Alpha Centauri seinerseits ein physischer Doppelstern ist. Siehe dazu auch: Zugehörigkeit von Proxima Centauri zu Alpha Centauri.

Einteilung nach Beobachtungsmethode

Man kann Doppelsterne nach der Beobachtungsmöglichkeit einteilen:

• Visuelle Doppelsterne (meist nur mit dem Teleskop)
• Fotometrische Doppelsterne (variable Helligkeit durch gegenseitige Bedeckung)
• Spektroskopische Doppelsterne (Dopplerverschiebung im Spektrum)
• Astrometrische Doppelsterne (Veränderung der Position)
• Röntgendoppelsterne (unsichtbare Komponente ist ein Neutronenstern)

Visuelle Doppelsterne

… sind optisch (z. T. sogar freiäugig) beobachtbar; überwiegend sind es …

Teleskopische Doppelsterne

…, die erst im Fernrohr getrennt zu sehen sind (Winkelabstände von 0,1″ bis etwa 100″). Die Umlaufzeiten sind meist einige Jahrzehnte bis Jahrhunderte. Aus der Bewegung lassen sich die Bahnelemente bestimmen. Die Sternpaare eignen sich auch, um das Auflösungsvermögen eines Fernrohrs zu bestimmen. Dazu wählt man eine Reihe von Doppelsternen mit ähnlich hellen Komponenten, aber abnehmendem Winkelabstand. Die Beobachtungsreihe am Teleskop ergibt, ab welcher Distanz die Sterne nicht mehr trennbar sind.

Spektroskopische Doppelsterne

… umkreisen sich so eng, dass sie im Teleskop nicht mehr trennbar sind. Sie verraten sich durch Anomalien in ihrem Linienspektrum bzw. einen periodischen Dopplereffekt: Wenn sich ein Stern auf uns zu bewegt, entfernt sich der andere. Im gemeinsamen Spektrum spalten sich dann die Spektrallinien nach Blau und Rot auf und man kann sogar ihre Radialgeschwindigkeit messen.
Bei ähnlicher Helligkeit überlagern sich die beiden Farbbänder zu einem gemischten Spektraltyp. Ist jedoch der Helligkeitsunterschied beider größer als eine Magnitude, so überstrahlt das Spektrum des Hauptsterns das des Begleiters und die Linienverschiebung ist nur nach einer Seite feststellbar.
Die Umlaufzeiten dieser engen Paare sind einige Stunden bis Wochen. Periodischen Linienverschiebungen wurden erstmals 1889 bei den Sternen Mizar, Spica, Algol und Beta Aurigae nachgewiesen.

Fotometrische (bedeckungsveränderliche) Doppelsterne

Animation eines bedeckungsveränderlichen Doppelsterns mit resultierender Lichtkurve.^[9]

… sind Bedeckungsveränderliche und verraten ihren Doppelsterncharakter durch periodischen Wechsel der Helligkeit. Die Bahnebene der Komponenten fällt annähernd in die Sichtlinie zum Beobachter, sodass sich beide Sonnen periodisch verdecken. Dieser Helligkeitswechsel lässt sich mittels Fotometrie messen. Aus den Besonderheiten der Lichtkurve können neben der Leuchtkraft meist auch die Durchmesser beider Sterne bestimmt werden.

Astrometrische Doppelsterne

… verraten ihre Natur durch periodische Positionsänderungen relativ zu anderen Sternen im Hintergrund. Diese Änderungen überlagern sich mit der Eigenbewegung des beobachteten Sterns zu einer Art Schlangenlinie und werden durch den Umlauf um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einem nicht sichtbaren Begleiter verursacht. Mit dieser Methode werden auch extrasolare Planeten gesucht.

Röntgen-Doppelsterne

… sind halbgetrennte Systeme mit einem Neutronenstern. Die zu ihm überfließende Materie wird so stark beschleunigt, dass sie Röntgenlicht aussendet, wenn sie auf die Akkretionsscheibe des Neutronensterns trifft.

Eigenschaften physischer Doppelsterne

Über die Hälfte aller Sterne unserer Milchstraße (möglicherweise sogar 70 %) sind Teil eines Doppelsternsystems. Bis zur Entfernung von 20 Lichtjahren sind es rund 60 %.

Der hellere der beiden Sterne wird Hauptkomponente oder Hauptstern genannt und mit dem Buchstaben A bezeichnet, der lichtschwächere heißt Begleiter und wird mit B bezeichnet.

Von den Spektralklassen sind alle vertreten, mit einem leichten Überhang von A bis G, bei spektroskopischen Paaren von B bis F.^[10] Hinsichtlich Leuchtkraft, räumlicher Verteilung und Bewegung gibt es keine Unterschiede zu Einzelsternen. Wie diese sind die meisten Hauptreihensterne, doch auch Systeme mit 1 oder 2 Riesen sind vertreten.

Je nach Abstand der Sterne voneinander liegen die Umlaufzeiten

• bei engen, spektroskopischen Paaren meist zwischen einigen Stunden und Wochen,
• bei teleskopischen überwiegend bei Jahren bis Jahrhunderten,
• mit Extremfällen von Jahrtausenden (z. B. beim Augenprüfer im Großen Wagen), wo aber die Bahnen und Zugehörigkeiten nicht immer geklärt sind.

Der Abstand kann auch so gering sein, dass die Roche-Grenze unterschritten wird, sodass die beiden Sonnen sich fast berühren und Materie von einer zur anderen strömen kann.

Künstlerische Darstellung eines Doppelsternsystems. Ein Schwarzes Loch, der Überrest eines ehemals massereichen Sterns. Es akkretiert Gas der Atmosphäre des Partners.

Die Bedeutung der Doppelsterne für die Astronomie liegt darin, dass in ihrem Fall die Chance besteht, mit Hilfe der Kepler’schen Gesetze die Masse, den Durchmesser und die Dichte von Sternen zuverlässig zu ermitteln. Besonders genau gelingt dies bei genau messbarer Radialgeschwindigkeit und bei fotometrischen Doppelsternen.

Entstehung

Mit dem Drehimpuls einer gravitativ kollabierenden interstellaren Wolke steigt auch die Wahrscheinlichkeit für die Bildung eines Doppelsternsystems anstelle eines Einzelsterns. Man vermutet heute, dass Sterne in größeren Wolken („Brutgebiete“) gruppenweise entstehen. Es besteht dabei eine große Wahrscheinlichkeit, dass solche nahe beieinander befindlichen Sterne sich zu einem System verbinden.

Darüber hinaus besteht die Möglichkeit, dass im Rahmen von Drei-Körper-Begegnungen, bei denen ein Stern einen Zuwachs an kinetischer Energie erfährt, die beiden anderen gravitativ gebunden zurückbleiben.

Mehrfachsterne

Schema für mögliche Kombinationen in Mehrsternsystemen.

Ein physisches System aus mehr als zwei Sternen wird Mehrfachstern oder Mehrfachsternsystem genannt. Meist entdeckt man Mehrfachsterne zunächst als Doppelstern. Die bis dahin nicht beobachteten oder nicht als solche erkannten Begleiter machen sich dann als Störungen der anderen Komponenten des Systems bemerkbar. Mehrfachsterne bestehen aus Untersystemen, die stets paarweise angeordnet sind. Die Untersysteme bestehen ihrerseits wieder aus Einzel- oder Doppelsternen. Nebenstehende Grafik zeigt mögliche Kombinationen von Doppelsternsystem (b) bis zu einem Fünffachsystem (f).
So sind beispielsweise Dreifachsternsysteme immer aus einem Doppelsternsystem und einem weiteren Begleiter aufgebaut. Begleiter und Doppelsystem umkreisen dabei einen gemeinsamen Schwerpunkt, der sich aus dem Schwerpunkt des Doppelsystems und des einzelnen Begleiters ergibt.
Eine ältere Statistik über Häufigkeit von Mehrfachsternsystemen schätzt, dass etwa 50 % aller Sterne zu einem Doppelsternsystem gehören, 20 % aller Sterne Teil eines Dreifachsystems sind und 10 % zu Mehrfachsystemen mit mehr als drei Sternen gehören. Demnach wären nur 20 % aller Sterne einzelstehend.^[11]

Beispiele für Mehrfachsterne sind:

3 Komponenten

• η Orionis, ein spektroskopischer Doppelstern mit einem fernen Begleiter, Umlaufzeit des Doppelsterns 8 Tage, des Begleiters um den Doppelstern 3470 Tage.

4 Komponenten

• ξ Ursae Majoris erscheint als Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 59,6 Jahren, jede Komponente enthält aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von 4 und 699 Tagen).
• AB Doradus erscheint als Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 1600 Jahren, jede Komponente enthält aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von 1 und 2,5 Jahren).
• Mizar: Es ist unklar, ob dieses Vierfachsternsystem gravitativ an das Doppelsternsystem Alkor gebunden ist. Wäre dies der Fall, würde es sich um ein Sechsfachsternsystem handeln.
• HD 98800 ist ein Vierfachsystem, das aus zwei Doppelsystemen besteht. Es enthält Staubscheiben und möglicherweise auch Planeten.

5 Komponenten

• ε Hydrae
• 1SWASP J093010.78+533859.5, bestehend aus zwei etwa 140 AE voneinander entfernten engen Paaren, die beide bedeckungsveränderlich sind; eines dieser Paare wird von einem weiteren Stern umrundet.^[12][13]

6 Komponenten

• α Geminorum (Castor), drei spektroskopische Doppelsterne mit einem Bedeckungsveränderlichen.

Planeten in Doppelsternsystemen

Auch in Doppelsternsystemen kann es Exoplaneten geben. Es gibt dabei zwei Typen von Planetenbahnen: Planeten vom „S-Typ“ umkreisen nur einen der beiden Sterne und werden vom anderen Stern praktisch nicht beeinflusst, da dieser zu weit entfernt und/oder zu massearm ist. Ein Planet vom „P-Typ“ (zirkumbinärer Planet) umkreist hingegen beide Sterne weit außen, so als ob sie ein einziger Stern wären. Je nach Konstellation der Sterne gibt es Zonen für S- und P-Typen von Planeten.^[14] Es wurden in den letzten Jahren bereits einige Exoplaneten in Doppelsternsystemen entdeckt, und unser nächster Doppelstern, Alpha Centauri, gilt sogar als potentieller Kandidat für Planeten, die theoretisch Leben beherbergen könnten.^[15] Das Weltraumteleskop Kepler hat im Jahr 2012 gleich zwei Exoplaneten auf stabilen Umlaufbahnen um das Doppelsternsystem Kepler-47 entdeckt.^[16]

Einer 2014 von der NOAO veröffentlichten Studie zufolge besitzen Doppelsternsysteme vergleichbar häufig Exoplaneten wie Systeme mit nur einer Sonne.^[17]

Siehe auch

• Lindroos-Doppelstern
• Sternbenennung
• PSR 1913+16 (Doppel-Neutronenstern)
• Doppelplanetensystem

Literatur

• Wulff Dieter Heintz: Doppelsterne. Serie Das wissenschaftliche Taschenbuch. Band 30, 200 S., Goldmann-Verlag, München 1971.
• James Mullaney: Double and multiple stars and how to observe them. Springer, New York 2005, ISBN 1-85233-751-6.
• D. Vanbeveren u. a.: The brightest binaries. Kluwer, Dordrecht 1998, ISBN 0-7923-5155-X.
• Kam-Ching Leung: New frontiers in binary star research. Astronomical Soc. of the Pacific, San Francisco 1993, ISBN 0-937707-57-0.
• Mirek J. Plavec: Close binary stars – observations and interpretation. Reidel, Dordrecht 1980, ISBN 90-277-1116-X.
• Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: ABC-Lexikon Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1999.

Katalog visueller Doppelsterne

• H. M. Jeffers u. a.: Index Catalogue of Visual Double Stars 1961.0. (IDS).
• S. W. Burnham: General Catalogue of Double Stars. (BDS).
• B. D. Mason, G. L. Wycoff, W. I. Hartkopf: Washington Double Star Catalog 2006.5. (WDS).

Katalog spektroskopischer Doppelsterne

• R. E. Wilson: General Catalogue of Stellar Radial Velocities. (Publ. Carnegie Inst., Washington 1953).

Katalog photometrischer Doppelsterne

Viele dieser Doppelsterne werden in dem Katalog für veränderliche Sterne geführt.

• H. Schneller: Geschichte und Lichtwechsel der veränderlichen Sterne. (Berlin 1963, 2. Ausg.).
• F. B. Wood: A Finding List for Observers of Eclipsing Variables. (Univ. of Pennsylvania 1963, 9 Bde.).

Weblinks

Commons: Doppelstern – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

Wiktionary: Doppelstern – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

• Was sind Doppelsterne? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 29. Apr. 2001.
• Chr. Pinter: Seltsame Paare. Im All herrscht eine Tendenz zur Doppelsternbildung. (Memento vom 10. März 2007 im Internet Archive).
• Christian Mayers Doppelsternkatalog von 1779
• Doppelsterne
• The Internet Stellar Database – Internetdatenbank (englisch)

Einzelnachweise