Massastromen tussen zeer nauw eclipserende dubbelsterren

De sterren die aan de nachthemel staan zijn eigenlijk allemaal zonnen. Het enige grote verschil is dat de sterren zeer veel verder weg staan dan de zon. Daardoor zie je de sterren zelfs met de grootste telescopen nog steeds als een puntje. Je ziet geen oppervlak, zoals dat bij de planeten wel het geval is. Die staan veel dichterbij. Toch weten astronomen dat sterren soms extreem dicht bij elkaar staan. Dat halen ze uit het spectrum van die ster.

Contact dubbelsterren

Eén op de 500 sterren staan zo dicht bij elkaar dat de buitenkanten elkaar raken. Sterker nog: Ze geven elkaar bij wijze van spreken een innige en langdurige zoen. De onderlinge afstand is dus nul kilometer. Doordat de ene ster, de andere deels en soms ook geheel bedekt voor ons als waarnemer weet je dat de omloopperiode in de orde van uren (!) zit. Even ter vergelijk: De planeet Mercurius gaat in 58 dagen om de zon.

De ster AW Ursae Majoris is daar een prachtig voorbeeld van. Het is een zogenaamde W Ursae Majoris veranderlijke. Daar zijn er meer van. Meer precies: deze ster is van het A-type. Ook de AAVSO heeft deze ster op zijn waarneemprogramma staan. AW UMa is met een telescoop te vinden tussen de Steelpan en sterrenbeeld Leeuw. De helderheid is magnitude 6.83 en daalt tot 7.13 in de primaire eclips en 7.08 in de secondaire eclips. De omloopperiode is 10½ uur. Dat is heel precies bekend.

De omlooptijd van de ster TYC 3801-1529-1 neemt elk jaar met minder dan 0.07 seconde af per jaar. Dat is echt knap om dat te meten.

Er zijn heel veel andere soorten W UMa type sterren. Het is ook maar hoe je er als waarnemer onder een hoek naar kijkt.

Sterfusie

De toekomst van deze sterren is bepaald. Door onderlinge wrijving gaan beide sterren steeds langzamer om elkaar heen draaien. Ze komen steeds dichter bij elkaar en versmelten uiteindelijk tot één ster. Dit gaat trouwens niet om de wrijving van het gas van beide sterren. Dat heeft daar een te lage dichtheid voor. Het gaat om magnetische wrijving. Beide sterren hebben namelijk een groot magneetveld, zoals de zon dat ook heeft.  Het gevolg is nog speculeren. Het kan zijn dat die ster gewoon doorleeft, maar dan met de massa van beide sterren bij elkaar. Het kan ook zijn dat het eindigt met een explosie, waarbij er gammastraling vrij komt. Dat is meetbaar, maar wetenschappers hebben het nog nooit gezien. Ofwel dit gebeurt niet, of het gebeurt niet zo vaak. Het kan ook zijn dat het een supernova explosie wordt van de massa van beide sterren bij elkaar. Dat zou dan met een zwaartekrachtdetector waarneembaar kunnen zijn.

Actueel onderzoek

Veel van deze extreme dubbelsterren is tegenwoordig wel bekend. Toch zijn er nog een flink aantal open vragen waar onderzoek aan wordt gedaan.

Het kan zijn dat de contactbinaire sterren een ringvormige schijf om zich heen hebben en die wordt ook verduisterd, en dan trekken we de verkeerde conclusies.

De waargenomen kleinste omloopperiode is 0.22 dagen. Als ze uiteindelijk zouden versmelten, dan zouden we ook veel kortere perioden aantreffen. Er zijn namelijk duizenden contact dubbelsterren gevonden.

In de waarnemingen  bestaat er een a-symmetrie in de lichtkrommen van contactbinaire systemen. Dat zouden grote stervlekken kunnen zijn, zoals de zon zonnevlekken heeft. Dit heet het O’Connell Effect.

Er zouden thermische trillingen moeten zijn tussen beide sterren, maar die zijn nooit gevonden.

Bij het H-type van de W UMa type sterren is pas geleden een kleinere massastroom gevonden dan verwacht werd op basis van theoretische modellen.

Pas geleden is er een contactbinaire ster ontdekt waarvan de omloopperiode langer wordt.

Bij de ster HAT 307-000747 worden zonnevlammen waargenomen die zich om de vier dagen herhalen.

Robert de Jong