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<!DOCTYPE html>

<title>Doppelstern</title>

</head>

<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading"><span class="mw-page-title-main">Doppelstern</span></h1>

</header>

</div>

<p>Als <b>Doppelstern</b> bezeichnet man zwei <a href="Stern" title="Stern">Sterne</a>, die am Himmel so nahe beisammenstehen, dass sie von der Erde aus gesehen einen geringen <a href="Winkelabstand" class="mw-redirect" title="Winkelabstand">Winkelabstand</a> aufweisen oder ggf. auch mit den besten Optiken als ein einziger Stern erscheinen und mit hoher Wahrscheinlichkeit gravitativ gebunden sind. In diesem Fall bilden die Sterne eine physische Einheit, kreisen also um den gemeinsamen Schwerpunkt. Aus dieser Bewegung lässt sich die genaue <a href="Masse_(Physik)" title="Masse (Physik)">Masse</a> der beiden Sterne bestimmen, was als „Eichmethode“ für die <a href="Astrophysik" title="Astrophysik">Astrophysik</a> von großer Bedeutung ist.

</p><p>Doppelsterne, die sich im Fernrohr nicht mehr trennen lassen, können oft <a href="Spektroskopischer_Doppelstern" title="Spektroskopischer Doppelstern">spektroskopisch</a> oder an ihrer Bewegung erkannt werden.

Doppelsterne sind ein häufiges Phänomen. So ist beispielsweise auch das nächste System zur <a href="Sonne" title="Sonne">Sonne</a>, <a href="Alpha_Centauri" title="Alpha Centauri">Alpha Centauri</a>, ein Mehrfachsystem, bestehend aus dem Doppelstern Alpha Centauri A und B sowie dem entfernten Begleiter <a href="Proxima_Centauri" title="Proxima Centauri">Proxima Centauri</a>.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Begrifflichkeit">Begrifflichkeit</h2></div>

<p>Bei einem „echten“ (physischen) Doppelstern (auch <b>Doppelsternsystem,</b><sup id="cite_ref-Brockhaus_1-0" class="reference"><a href="#cite_note-Brockhaus-1"><span class="cite-bracket">[</span>1<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> englisch <i><span lang="en">binary star</span></i>) sind die Einzelsterne <a href="Gravitation" title="Gravitation">gravitativ</a> aneinander gebunden und umkreisen periodisch den gemeinsamen <a href="Baryzentrum" title="Baryzentrum">Schwerpunkt</a> mit <a href="Umlaufzeit" title="Umlaufzeit">Umlaufzeiten</a> zwischen Bruchteilen eines Tages und vielen <a href="Jahrtausend" title="Jahrtausend">Jahrtausenden</a>. Bei den sogenannten <i><a href="Teleskopisch" title="Teleskopisch">teleskopischen</a></i> (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 <a href="Ellipsenbahn" class="mw-redirect" title="Ellipsenbahn">Ellipsenbahn</a>, deren große Halbachse in Relation zum zweiten Stern umgekehrt proportional seiner <a href="Sternmasse" class="mw-redirect" title="Sternmasse">Masse</a> 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 <a href="Umlaufbahn" title="Umlaufbahn">Kreisbahnen</a>.

</p><p>Bei den scheinbaren, nur <i>optischen</i> 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.<sup id="cite_ref-Weigert_2-0" class="reference"><a href="#cite_note-Weigert-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Hier wird für die nur gemeinsam im Gesichtsfeld stehenden Sterne allenfalls der Begriff „Vordergrund-“ bzw. „Hintergrundstern“ verwendet.

</p><p>Analog besteht ein <b>Mehrfachstern</b> (auch <i>Mehrfachsystem</i> oder <i>Mehrfach-Sternsystem</i>) 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. <a href="Epsilon_Lyrae" title="Epsilon Lyrae">Epsilon Lyrae</a>). Bei noch größeren Systemen gibt es mehrere Möglichkeiten, wie das System aufgebaut sein kann. Die komponentenreichsten bekannten Systeme sind mit sieben Sternen <a href="Jabbah" title="Jabbah">Jabbah</a> und AR Cassiopeiae im Sternbild <a href="Kassiopeia_(Sternbild)" title="Kassiopeia (Sternbild)">Kassiopeia</a>.<sup id="cite_ref-3" class="reference"><a href="#cite_note-3"><span class="cite-bracket">[</span>3<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Geschichte">Geschichte</h2></div>

<p>Schon in der Antike waren erste Doppelsterne bekannt, wobei in der damaligen Vorstellung einer <a href="Firmament" title="Firmament">Fixsternsphäre</a> kein Unterschied zwischen <i>optisch</i> und <i>physisch</i> zu erwarten war. Der <a href="Sternkatalog" title="Sternkatalog">Sternkatalog</a> des <a href="Ptolem%C3%A4us" class="mw-redirect" title="Ptolemäus">Ptolemäus</a> (um 150 n. Chr.) verzeichnet den (optischen) Doppelstern ν<sub>1</sub> und ν<sub>2</sub> <a href="Sch%C3%BCtze_(Sternbild)" title="Schütze (Sternbild)">Sagittarii</a>: „Der Stern am Auge [des Schützen], der neblig und doppelt ist“. Das Sternpaar <a href="Mizar" title="Mizar">Mizar</a>/<a href="Alkor_(Stern)" title="Alkor (Stern)">Alkor</a> im <a href="Gro%C3%9Fer_Wagen" class="mw-redirect" title="Großer Wagen">Großen Wagen</a> war ebenfalls bekannt und Gegenstand von Mythen.

</p><p>Die Erfindung des <a href="Fernrohr" title="Fernrohr">Fernrohrs</a> machte dann die Entdeckung vieler Doppelsterne möglich. Die erste solche Beobachtung ist von <a href="Johann_Baptist_Cysat" title="Johann Baptist Cysat">Johann Baptist Cysat</a> <a href="1619" title="1619">1619</a> überliefert. Im Jahre 1651 publizierte <a href="Giovanni_Riccioli" title="Giovanni Riccioli">Giovanni Riccioli</a> die Erkenntnis, dass der oben erwähnte <a href="Mizar" title="Mizar">Mizar</a> selbst aus zwei Komponenten (heute Mizar A und B genannt) besteht. Der Mannheimer Hofastronom <a href="Christian_Mayer_(Physiker)" title="Christian Mayer (Physiker)">Christian Mayer</a> beschrieb seit 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.<sup id="cite_ref-epsilon-lyrae_4-0" class="reference"><a href="#cite_note-epsilon-lyrae-4"><span class="cite-bracket">[</span>4<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Dass der seit 1667 bekannte „<a href="Bedeckungsver%C3%A4nderlicher" class="mw-redirect" title="Bedeckungsveränderlicher">Bedeckungsveränderliche</a>“ <a href="Algol_(Stern)" title="Algol (Stern)">Algol</a> auch ein Doppelstern sein könnte, vermutete 1782 <a href="John_Goodricke" title="John Goodricke">John Goodricke</a>. 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.<sup id="cite_ref-PhilosophicalTransactions_5-0" class="reference"><a href="#cite_note-PhilosophicalTransactions-5"><span class="cite-bracket">[</span>5<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> In einem Brief von <a href="John_Michell" title="John Michell">John Michell</a> an <a href="Henry_Cavendish" title="Henry Cavendish">Henry Cavendish</a> im Juli 1783 wurde das Phänomen mit zwei unterschiedlichen Sternen erklärt.<sup id="cite_ref-McCormmach_6-0" class="reference"><a href="#cite_note-McCormmach-6"><span class="cite-bracket">[</span>6<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Bis zu <a href="Christian_Mayer_(Physiker)" title="Christian Mayer (Physiker)">Christian Mayer</a> (1777) und <a href="Wilhelm_Herschel" title="Wilhelm Herschel">Wilhelm Herschels</a> <a href="Stellarstatistik" title="Stellarstatistik">Stellarstatistik</a> (seit 1780)<sup id="cite_ref-Schlimmer_7-0" class="reference"><a href="#cite_note-Schlimmer-7"><span class="cite-bracket">[</span>7<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> hielt man Doppelsterne nur für perspektivische Effekte. Wilhelm Herschel bestätigte um 1800 die Existenz physischer Doppelsterne, 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 <i>binary star</i> ein (im Deutschen war zeitweilig auch die Bezeichnung „Doppel<b>t</b>stern“ gebräuchlich). Sein erster Doppelsternkatalog (1782) enthielt 269 Objekte, die er bis 1803 auf 850 erhöhte. Seither befassten sich immer mehr Astronomen mit ihnen und konnten damit die Gültigkeit von Newtons Gravitationsgesetz bis in große Entfernungen nachweisen.

</p><p><a href="Friedrich_Wilhelm_Struve" class="mw-redirect" title="Friedrich Wilhelm Struve">Friedrich Wilhelm Struve</a> nahm 1824 bis 1837 mikrometrische Messungen an 2714 Doppelsternen vor. 1827 veröffentlichte er den <i>Catalogus novus stellarum duplicium,</i> erweitert 1837 um <i>Stellarum duplicium et multiplicium.</i> Für das Sternpaar <a href="61_Cygni" title="61 Cygni">61 Cygni</a> berechnete <a href="Friedrich_Wilhelm_Bessel" title="Friedrich Wilhelm Bessel">Friedrich Wilhelm Bessel</a> <a href="1838" title="1838">1838</a> erstmals eine <a href="Sternparallaxe" class="mw-redirect" title="Sternparallaxe">Sternparallaxe</a>, wobei zwei günstig gelegene Hintergrundsterne eine besonders präzise Messreihe ermöglichten.

</p><p>Bis 1880 waren nur Systeme ab 0,5″ <a href="Winkeldifferenz" title="Winkeldifferenz">Winkeldifferenz</a> gut zu vermessen, doch mit den neuen <a href="Riesenteleskop" title="Riesenteleskop">Riesenteleskopen</a> von <a href="Universit%C3%A4tssternwarte_Wien" title="Universitätssternwarte Wien">Wien</a> und <a href="Pulkowo-Observatorium" title="Pulkowo-Observatorium">Pulkowo</a> konnte diese Grenze halbiert werden. <a href="Sherburne_Burnham" class="mw-redirect" title="Sherburne Burnham">Sherburne Burnham</a> senkte sie 1890 am 91-cm-Refraktor der <a href="Lick-Sternwarte" class="mw-redirect" title="Lick-Sternwarte">Lick-Sternwarte</a> sogar auf 0,16″.<sup id="cite_ref-LadislausWeinek_8-0" class="reference"><a href="#cite_note-LadislausWeinek-8"><span class="cite-bracket">[</span>8<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Ein großer Fortschritt war 1889 der Nachweis enger Sternpaare durch ihre periodische Verschiebung von Spektrallinien infolge des <a href="Dopplereffekt" class="mw-redirect" title="Dopplereffekt">Dopplereffekts</a>. Sie werden heute als <i><a href="Spektroskopische_Doppelsterne" class="mw-redirect" title="Spektroskopische Doppelsterne">spektroskopische Doppelsterne</a></i> bezeichnet. Solche Linienverschiebungen waren anfangs nur bei hellen Sternen wie <a href="Mizar" title="Mizar">Mizar</a>, <a href="Spica" title="Spica">Spica</a>, <a href="Algol_(Stern)" title="Algol (Stern)">Algol</a> und <a href="Beta_Aurigae" class="mw-redirect" title="Beta Aurigae">Beta Aurigae</a> beobachtbar.

</p><p>Um 1895 waren schon 11.000 Doppelsterne bekannt, davon 800 mit genau vermessenen Bahnen. Etwa 50 erwiesen sich als <a href="Vierfachstern" class="mw-redirect" title="Vierfachstern">Vierfach-</a> bis Sechsfachsterne, zum Teil mit sehr exzentrischen Bahnen. <a href="Thomas_Jefferson_Jackson_See" title="Thomas Jefferson Jackson See">Thomas See</a> modifizierte 1893 die <a href="Kant-Laplace-Hypothese" class="mw-redirect" title="Kant-Laplace-Hypothese">Kant-Laplace-Hypothese</a>, um die Entstehung der Doppel- und Mehrfachsternsysteme aus einem <a href="Urnebel" class="mw-redirect" title="Urnebel">Urnebel</a> und rotierenden <a href="Gleichgewichtsfigur" title="Gleichgewichtsfigur">Gleichgewichtsfiguren</a> zu erklären.<sup id="cite_ref-LadislausWeinek_8-1" class="reference"><a href="#cite_note-LadislausWeinek-8"><span class="cite-bracket">[</span>8<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Damals sind auch mehrere Sterne als <a href="Mehrfachsystem" class="mw-redirect" title="Mehrfachsystem">Mehrfachsysteme</a> publiziert worden, die sich später nicht bestätigt haben – z. B. <a href="Gemma" title="Gemma">Gemma</a>, α Delphini oder <a href="Orion_(Sternbild)" title="Orion (Sternbild)">o Orionis</a>. Um 1900 war die Spektroskopie noch nicht ausgereift, so dass <a href="Einspektrensystem" class="mw-redirect" title="Einspektrensystem">Einspektren</a>-Verschiebungen von anderen Anomalien nicht sicher unterschieden werden konnten.

</p><p>Gegen Ende des 19. Jahrhunderts schätzte man den Anteil sich umkreisender Doppelsterne auf knapp 20 % aller Fixsterne. Nach heutiger Erkenntnis sind jedoch 60 bis 70 % aller Sterne der <a href="Milchstra%C3%9Fe" title="Milchstraße">Milchstraße</a> Teil von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen, was mit den physikalischen Bedingungen bei der <a href="Sternentstehung" title="Sternentstehung">Sternentstehung</a> zusammenhängt. Nur in engen <a href="Sternhaufen" title="Sternhaufen">Sternhaufen</a> sind sie wegen gegenseitiger <a href="Bahnst%C3%B6rung" title="Bahnstörung">Bahnstörungen</a> seltener.<sup id="cite_ref-Becker_9-0" class="reference"><a href="#cite_note-Becker-9"><span class="cite-bracket">[</span>9<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>2016 wurde mittels <a href="Einstein%40home" class="mw-redirect" title="Einstein@home">Einstein@home</a> ein aus zwei <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronensternen</a> bestehender Doppelstern entdeckt.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Typen_von_Doppelsternen">Typen von Doppelsternen</h2></div>

<p>Man unterscheidet folgende Arten von Doppelsternen:

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Physische_Doppelsterne_oder_Doppelsternsysteme">Physische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme</h3></div>

<p>Bei diesen handelt es sich um zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ gebunden sind und sich nach den <a href="Keplersche_Gesetze" title="Keplersche Gesetze">Kepler’schen Gesetzen</a> um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Die meisten physischen Doppelsternsysteme haben sich bereits während der <a href="Sternentstehung" title="Sternentstehung">Sternentstehung</a> 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 <a href="Metallizit%C3%A4t" title="Metallizität">Metallizitäten</a>.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Optische_Doppelsterne_(scheinbare_Doppelsterne)"><span id="Optische_Doppelsterne_.28scheinbare_Doppelsterne.29"></span>Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne)</h3></div>

<p>Als optische Doppelsterne bezeichnet man Sterne, die von der Erde aus in fast gleicher Richtung am Himmel stehen, aber so verschieden weit von der Erde entfernt sind, dass sie sich <a href="Gravitation" title="Gravitation">gravitativ</a> nicht beeinflussen. Bekannt ist das sehr <a href="Stern_1._Gr%C3%B6%C3%9Fe" title="Stern 1. Größe">auffällige</a> Sternpaar <a href="Alpha_Centauri" title="Alpha Centauri">α</a>/<a href="Beta_Centauri" title="Beta Centauri">β Centauri</a> in nur 4° Winkelabstand, das den <a href="S%C3%BCdhimmel" title="Südhimmel">Südhimmel</a> rings um das „Kreuz des Südens“ so reizvoll macht. Die wahren Entfernungen betragen allerdings 4,3 bzw. 530 <a href="Lichtjahr" title="Lichtjahr">Lichtjahre</a>.

</p><p>Diese Art <i>scheinbarer</i> Doppelsterne – von denen es auch wesentlich enger stehende gibt – ist zwar für die <a href="Astrophysik" title="Astrophysik">Astrophysik</a> kaum interessant, wohl hingegen für andere Bereiche der Sternkunde wie die <a href="Astrometrie" title="Astrometrie">Astrometrie</a> (sehr unterschiedliche <a href="Eigenbewegung_(Astronomie)" title="Eigenbewegung (Astronomie)">Eigenbewegung</a>!), die Himmels<a href="Astrofotografie" title="Astrofotografie">fotografie</a> oder einfach für das <a href="Frei%C3%A4ugig" title="Freiäugig">freiäugige</a> Beobachten des Sternhimmels.

</p><p>Ein weiteres, aber noch nicht ganz geklärtes Beispiel ist der „<a href="Augenpr%C3%BCfer" title="Augenprüfer">Augenprüfer</a>“ im Sternbild <a href="Gro%C3%9Fer_Wagen" class="mw-redirect" title="Großer Wagen">Großer Wagen</a> (oder Großer Bär), bestehend aus zwei Sternen in 11′ Winkelabstand: dem helleren <a href="Mizar" title="Mizar">Mizar</a> (ζ¹ Ursae majoris, Entfernung 78 Lichtjahre) und dem draufsitzenden „Reiterlein“ <a href="Alkor_(Stern)" title="Alkor (Stern)">Alkor</a> (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 <a href="Lichtstunde" class="mw-redirect" title="Lichtstunde">Lichtstunden</a> bis zum <a href="Pluto" title="Pluto">Pluto</a>) und eher schon mit der Distanz zu unseren Nachbarsternen <a href="Proxima_Centauri" title="Proxima Centauri">Proxima</a> und <a href="Alpha_Centauri" title="Alpha Centauri">α Centauri</a> vergleichbar ist.

</p><p>Ob die beiden Sterne Mizar und Alkor wirklich umeinander kreisen, ist wegen des großen Abstands und der daraus resultierenden geringen Bahnkrümmung noch nicht völlig klar. Alkor (selbst ein Doppelstern) nähert sich zwar dem größeren Mizar-Sternsystem an (das seinerseits ein enges Vierfachsystem ist), doch könnte die <a href="Relativgeschwindigkeit" title="Relativgeschwindigkeit">relative Geschwindigkeit</a> für dauerhafte Nähe zu groß sein (→ <a href="Hyperbelbahn" title="Hyperbelbahn">Hyperbelbahn</a>). Im positiven Fall betrüge die gegenseitige Umlaufzeit etwa 1 <a href="Jahrmillion" title="Jahrmillion">Million Jahre</a>. Der Doppelstern Mizar/Alkor ist bei <a href="Normalsichtigkeit" class="mw-redirect" title="Normalsichtigkeit">normalem Sehvermögen</a> gut mit bloßen Augen zu trennen – das „Reiterlein“ (2 <a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">Helligkeitsstufen</a> schwächer) sitzt Mizar 0,19° nördlich auf. Das Sternpaar wurde im Mittelalter als Sehprüfobjekt für die Fernsicht von arabischen Kriegern verwendet.<sup id="cite_ref-10" class="reference"><a href="#cite_note-10"><span class="cite-bracket">[</span>10<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Geometrische_Doppelsterne_(räumliche_Doppelsterne)"><span id="Geometrische_Doppelsterne_.28r.C3.A4umliche_Doppelsterne.29"></span>Geometrische Doppelsterne (räumliche Doppelsterne)</h3></div>

<p>Geometrische Doppelsterne sind Sterne, die einander räumlich nahe sind, aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten jedoch nicht aneinander gebunden sind und eine gemeinsame <a href="Hyperbel_(Mathematik)" title="Hyperbel (Mathematik)">hyperbolische</a> 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.

</p><p>Früher hielt man <a href="Proxima_Centauri" title="Proxima Centauri">Proxima Centauri</a> für einen möglichen geometrischen Begleiter von <a href="Alpha_Centauri" title="Alpha Centauri">Alpha Centauri</a>. Seit 2016 ist aber geklärt, dass Proxima Centauri gravitativ an die beiden anderen Sterne von Alpha Centauri gebunden ist und es sich somit nicht um einen geometrischen Doppelstern handelt. Siehe dazu auch: <a href="Alpha_Centauri#Zugehörigkeit_von_Proxima_Centauri_zum_Sternsystem" title="Alpha Centauri">Zugehörigkeit von Proxima Centauri zu Alpha Centauri</a>.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einteilung_nach_Beobachtungsmethode">Einteilung nach Beobachtungsmethode</h2></div>

<p>Man kann Doppelsterne nach der Beobachtungsmöglichkeit einteilen:

</p>

<ul><li><a href="Visuell" class="mw-redirect" title="Visuell">Visuelle</a> Doppelsterne (meist nur im <a href="Teleskop" title="Teleskop">Teleskop</a> trennbar),</li>

<li><a href="Fotometrischer_Doppelstern" class="mw-redirect" title="Fotometrischer Doppelstern">Fotometrische Doppelsterne</a> (variable Helligkeit durch gegenseitige Bedeckung),</li>

<li><a href="Spektroskopischer_Doppelstern" title="Spektroskopischer Doppelstern">Spektroskopische Doppelsterne</a> (Dopplerverschiebung im Spektrum),</li>

<li><a href="Astrometrisch" class="mw-redirect" title="Astrometrisch">Astrometrische</a> Doppelsterne (Veränderung der Position),</li>

<li><a href="R%C3%B6ntgendoppelstern" title="Röntgendoppelstern">Röntgendoppelsterne</a> (unsichtbare Komponente ist ein Neutronenstern).</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Visuelle_Doppelsterne">Visuelle Doppelsterne</h3></div>

<p>… sind optisch (z. T. sogar mit bloßem Auge) beobachtbar. Doppelsternsysteme, die man <a href="Frei%C3%A4ugig" title="Freiäugig">freiäugig</a> trennen kann, nennt man auch <a href="Augenpr%C3%BCfer" title="Augenprüfer">Augenprüfer</a>. Sie können als Test für die individuelle <a href="Sehsch%C3%A4rfe" title="Sehschärfe">Sehschärfe</a> dienen.

</p><p>In großen Teleskopen lassen sich visuelle Doppelsterne bis etwa 0,1" scheinbarer Distanz trennen, in <a href="Amateurteleskop" title="Amateurteleskop">Amateurteleskopen</a> bis etwa 1". Überwiegend handelt es sich um relativ nahe Sterne <span style="white-space:nowrap">(r < 200 Lichtjahre)</span> oder um Sterne schwächer als Magnitude 6, die zwar um den gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, aber einen relativ großen Abstand voneinander haben.

</p><p>Das bekannteste Beispiel ist das freisichtige Sternpaar <a href="Mizar" title="Mizar">Mizar</a> (ζ UMa) und <a href="Alkor_(Stern)" title="Alkor (Stern)">Alkor</a> im Großen Wagen mit einer Winkeldifferenz von 700<a href="Bogensekunde" class="mw-redirect" title="Bogensekunde">"</a> oder 0,19°. Mizar selbst ist ein Vierfachsystem – ein schon im kleinen Fernrohr erkennbarer Doppelstern mit 14", dessen Komponenten Mizar A und B aber nur spektroskopisch zu trennen sind.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Teleskopische_Doppelsterne">Teleskopische Doppelsterne</h3></div>

<p>… sind erst im Fernrohr getrennt zu sehen (Winkelabstände von 0,1″ bis etwa 100″). Die Umlaufzeiten sind meist einige Jahrzehnte bis Jahrhunderte. Aus der Bewegung lassen sich die <a href="Bahnelement" title="Bahnelement">Bahnelemente</a> bestimmen. Die Sternpaare eignen sich auch, um das <a href="Aufl%C3%B6sungsverm%C3%B6gen" title="Auflösungsvermögen">Auflösungsvermögen</a> 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. Ein Beispiel für ein Doppelsternsystem, dessen Komponenten schon mit einem sehr einfachen Teleskop trennbar sind, ist <a href="Alpha_Centauri" title="Alpha Centauri">α Centauri</a>.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Spektroskopische_Doppelsterne">Spektroskopische Doppelsterne</h3></div>

<p>… umkreisen einander so eng, dass sie im Teleskop nicht mehr trennbar sind. Sie verraten sich durch Anomalien in ihrem <a href="Linienspektrum" title="Linienspektrum">Linienspektrum</a> bzw. einen periodischen <a href="Dopplereffekt" class="mw-redirect" title="Dopplereffekt">Dopplereffekt</a>: 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.<br>

Bei ähnlicher Helligkeit überlagern sich die beiden Farbbänder zu einem gemischten <a href="Spektraltyp" class="mw-redirect" title="Spektraltyp">Spektraltyp</a>. Ist jedoch der Helligkeitsunterschied beider größer als eine <a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">Magnitude</a>, so überstrahlt das Spektrum des Hauptsterns das des Begleiters, und die Linienverschiebung ist nur nach <i>einer</i> Seite feststellbar.<br>

Die Umlaufzeiten dieser engen Paare sind einige Stunden bis Wochen.

Periodische Linienverschiebungen wurden erstmals 1889 bei den Sternen Mizar, Spica, Algol und Beta Aurigae nachgewiesen.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Fotometrische_(bedeckungsveränderliche)_Doppelsterne"><span id="Fotometrische_.28bedeckungsver.C3.A4nderliche.29_Doppelsterne"></span>Fotometrische (bedeckungsveränderliche) Doppelsterne</h3></div>

<p>… sind <a href="Bedeckungsver%C3%A4nderliche" class="mw-redirect" title="Bedeckungsveränderliche">Bedeckungsveränderliche</a> 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 <a href="Fotometrie" class="mw-redirect" title="Fotometrie">Fotometrie</a> messen. Aus den Besonderheiten der <a href="Lichtkurve" title="Lichtkurve">Lichtkurve</a> können neben der Leuchtkraft meist auch die Durchmesser beider Sterne bestimmt werden.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Astrometrische_Doppelsterne">Astrometrische Doppelsterne</h3></div>

<p>… verraten ihre Natur durch periodische Positionsänderungen relativ zu anderen <a href="Sternhintergrund" title="Sternhintergrund">Sternen im Hintergrund</a>. Diese Änderungen überlagern sich mit der <a href="Eigenbewegung_(Astronomie)" title="Eigenbewegung (Astronomie)">Eigenbewegung</a> 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 <a href="Exoplanet" title="Exoplanet">extrasolare Planeten</a> gesucht.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Röntgen-Doppelsterne"><span id="R.C3.B6ntgen-Doppelsterne"></span>Röntgen-Doppelsterne</h3></div>

<p>… sind halbgetrennte Systeme mit einem <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronenstern</a>. Die zu ihm überfließende Materie wird so stark beschleunigt, dass sie Röntgenlicht aussendet, wenn sie auf die <a href="Akkretionsscheibe" title="Akkretionsscheibe">Akkretionsscheibe</a> des Neutronensterns trifft.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Eigenschaften_physischer_Doppelsterne">Eigenschaften physischer Doppelsterne</h2></div>

<p>Über die Hälfte aller Sterne unserer <a href="Milchstra%C3%9Fe" title="Milchstraße">Milchstraße</a> (möglicherweise sogar 70 %) sind Teil eines Doppelsternsystems. Bis zur Entfernung von 20 Lichtjahren sind es rund 60 %.

</p><p>Der hellere der beiden Sterne wird <b>Hauptkomponente</b> oder <b>Hauptstern</b> genannt und mit dem Buchstaben <i>A</i> bezeichnet, der lichtschwächere heißt <i>Begleiter</i> und wird mit <i>B</i> bezeichnet.

</p><p>Von den <a href="Spektralklasse" title="Spektralklasse">Spektralklassen</a> sind <i>alle</i> vertreten, mit einem leichten Überhang von A bis G, bei spektroskopischen Paaren von B bis F.<sup id="cite_ref-ZimmermannWeigert_12-0" class="reference"><a href="#cite_note-ZimmermannWeigert-12"><span class="cite-bracket">[</span>12<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Hinsichtlich Leuchtkraft, räumlicher Verteilung und Bewegung gibt es keine Unterschiede zu Einzelsternen. Wie diese sind die meisten <a href="Hauptreihenstern" class="mw-redirect" title="Hauptreihenstern">Hauptreihensterne</a>, doch auch Systeme mit 1 oder 2 <a href="Riesenstern" title="Riesenstern">Riesen</a> sind vertreten.

</p><p>Je nach Abstand der Sterne voneinander liegen die <a href="Umlaufzeit" title="Umlaufzeit">Umlaufzeiten</a>

</p>

<ul><li>bei engen, spektroskopischen Paaren meist zwischen einigen Stunden und Wochen,</li>

<li>bei teleskopischen überwiegend bei Jahren bis Jahrhunderten,</li>

<li>mit Extremfällen von Jahrtausenden (z. B. beim <a href="Augenpr%C3%BCfer" title="Augenprüfer">Augenprüfer</a> im Großen Wagen), wo aber die Bahnen und Zugehörigkeiten nicht immer geklärt sind.</li></ul>

<p>Die Bedeutung der Doppelsterne für die Astronomie liegt darin, dass in ihrem Fall die Chance besteht, mit Hilfe der Kepler’schen Gesetze die <a href="Sternmasse" class="mw-redirect" title="Sternmasse">Masse</a>, den Durchmesser und die Dichte von Sternen zuverlässig zu ermitteln. Besonders genau gelingt dies bei genau messbarer <a href="Radialgeschwindigkeit" title="Radialgeschwindigkeit">Radialgeschwindigkeit</a> und bei <a href="Fotometrischer_Doppelstern" class="mw-redirect" title="Fotometrischer Doppelstern">fotometrischen</a> Doppelsternen.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Zusammenspiel_der_Komponenten">Zusammenspiel der Komponenten</h3></div>

<p>Man unterscheidet abhängig von der gegenseitigen Beeinflussung die Art der Doppelsterne.

</p>

<ul><li><i>Detached binaries</i> (getrennte Doppelsterne) umkreisen einander in einer größeren Entfernung und interagieren somit wenig.</li>

<li><i>Semidetached binaries</i> (halbgetrennte Doppelsterne) umkreisen einander in einer deutlich kleineren Entfernung und interagieren somit bereits miteinander. Dies führt dazu, dass zumindest bei einem der Sterne die <a href="Roche-Grenze" title="Roche-Grenze">Roche-Grenze</a> überschritten wird. Dies führt oftmals zu einem Massetransfer auf den anderen Stern.</li>

<li><i>Contact binaries</i> (Doppelsterne im Kontakt) umkreisen einander in einer minimalen Entfernung und interagieren somit sehr stark. Im Extremfall können sie in einer <a href="Common_Envelope" title="Common Envelope">gemeinsamen Hülle</a> aufgehen oder <a href="Sternkollision" title="Sternkollision">verschmelzen</a>.</li></ul>

<div class="gallerytext">Detached binary: Doppelsterne umkreisen einander, beeinflussen sich aber nicht so stark, dass sie die Roche-Grenze überschreiten.</div>

</li>

<div class="gallerytext">Semidetached binary: Doppelsterne beeinflussen sich so stark, dass die Roche-Grenze überschritten wird.</div>

</li>

<div class="gallerytext">Contact binary: Doppelsterne im physischen Kontakt. Unter Umständen bilden sie sogar eine gemeinsame Hülle.</div>

</li>

</ul>

<p>Der Abstand in einem Doppelsternsystem kann so gering sein, dass die beiden Sonnen sich fast berühren und Materie von einer Komponente zur anderen strömen kann. Sterne, die dieses Phänomen zeigen, werden als <a href="Wechselwirkender_Doppelstern" title="Wechselwirkender Doppelstern">Wechselwirkende Doppelsterne</a> bezeichnet. Besonders in engen Doppelsternsystemen können die Komponenten derart stark interagieren, dass sie Zustände erreichen, welche bei einem einzelnen Stern nicht möglich wären. Diese spezielle Situation führt dazu, dass viele Phänomene bei <a href="Ver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Veränderlicher Stern">Veränderlichen Sternen</a> auf die Doppelsternnatur eines Systems zurückgehen.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Entstehung_physischer_Doppelsterne">Entstehung physischer Doppelsterne</h2></div>

<p>Mit dem Drehimpuls einer gravitativ kollabierenden <a href="Interstellare_Wolke" class="mw-redirect" title="Interstellare Wolke">interstellaren Wolke</a> 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.

</p><p>Darüber hinaus besteht die Möglichkeit, dass im Rahmen von Drei-Körper-Begegnungen, bei denen ein Stern einen Zuwachs an <a href="Kinetische_Energie" title="Kinetische Energie">kinetischer Energie</a> erfährt, die beiden anderen gravitativ gebunden zurückbleiben.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Entwicklung_der_Komponenten">Entwicklung der Komponenten</h3></div>

<p>Im Allgemeinen sind beide Sterne eines Doppelsternsystems gleich alt. Dadurch, dass sich die Komponenten aber unter Umständen gegenseitig beeinflussen können, werden aber teilweise Entwicklungsstadien beobachtet, die bei Einzelsternen nicht auftreten. Am meisten Einfluss hat dabei ein möglicherweise auftretender Massetransfer zwischen den Komponenten. Oftmals beginnt die Entwicklung abzuweichen, wenn die massereichere Komponente zum Ende der <a href="Hauptreihe" title="Hauptreihe">Hauptreihenphase</a> kommt und sich zum <a href="Riesenstern" title="Riesenstern">Riesenstern</a> weiterentwickelt. Durch die Ausdehnung der Sternhülle steigt die Wahrscheinlichkeit, dass Materie auf den kleineren Begleiter abfließt, wodurch die Entwicklung beider Komponenten massiv verändert werden kann. Ein Beispiel ist der <a href="Bedeckungsver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Bedeckungsveränderlicher Stern">bedeckungsveränderliche Stern</a> <a href="Algol_(Stern)" title="Algol (Stern)">Algol</a>, bei welchem die massereichere Komponente noch in der Hauptreihe verweilt, während die leichtere Komponente bereits in der <a href="Unterriese" title="Unterriese">Unterriesenphase</a> ist. Diese Beobachtung wird dadurch erklärt, dass die nun leichtere Komponente ursprünglich die massereiche war und soviel Masse an den Begleiter verloren hat, dass sie nun die leichtere ist. Ein weiteres Extrembeispiel für gegenseitige Beeinflussung sind die <a href="EL-Canum-Venaticorum-Stern" title="EL-Canum-Venaticorum-Stern">EL-Canum-Venaticorum-Sterne</a>. In diesen Systemen hat der <a href="Wei%C3%9Fer_Zwerg" title="Weißer Zwerg">Weiße Zwerg</a> eine so geringe Masse, dass der Ursprungsstern eigentlich beim gegenwärtigen Alter des Universums noch in der Hauptreihenphase sein müsste. Nur durch extremen Masseverlust an die andere Komponente sind diese Weißen Zwerge erklärbar.

</p><p>Die gegenseitige Beeinflussung kann dabei auch kehren. Wenn beispielsweise die massivere Komponente ihre Riesenphase hinter sich hat und sich zum Weißen Zwerg weiterentwickelt hat, so kann sie möglicherweise wieder Materie vom verbleibenden Stern <a href="Akkretion_(Astronomie)" title="Akkretion (Astronomie)">akkretieren</a>. Solche Sterne können teilweise als <a href="Kataklysmische_Ver%C3%A4nderliche" class="mw-redirect" title="Kataklysmische Veränderliche">Kataklysmische Veränderliche</a> beobachtet werden. Kataklysmische Systeme gelten als Quelle von <a href="Zwergnova" title="Zwergnova">Zwergnovae</a>, <a href="Nova_(Stern)" title="Nova (Stern)">Novae</a> sowie auch der <a href="Supernova_vom_Typ_Ia" title="Supernova vom Typ Ia">Supernova vom Typ Ia</a>.

</p><p>Ein weiteres Phänomen der gegenseitigen Beeinflussung sind die <a href="R%C3%B6ntgendoppelstern" title="Röntgendoppelstern">Röntgendoppelsterne</a>, wobei die kompakte Komponente hier nicht zwingend ein Weißer Zwerg ist, sondern auch ein <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronenstern</a> oder ein <a href="Schwarzes_Loch" title="Schwarzes Loch">Schwarzes Loch</a> sein kann.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Schnellläufer"><span id="Schnelll.C3.A4ufer"></span>Schnellläufer</h3></div>

<p>Man nimmt an, dass die meisten beobachteten <a href="Hyperschnelll%C3%A4ufer" title="Hyperschnellläufer">Hyperschnellläufer</a> und <a href="Runaway-Stern" title="Runaway-Stern">Runaway-Sterne</a> aus einem Doppel- oder Mehrfachsternsystem stammen. Bei einer Störung des Systems durch vorbeiziehende Sterne können die Sterne im System voneinander getrennt werden. Dadurch werden sie enorm beschleunigt und können im Extremfall sogar die notwendige Fluchtgeschwindigkeit erreichen, um eine Galaxie zu verlassen.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Mehrfachsterne">Mehrfachsterne</h2></div>

<p>Ein physisches System aus mehr als zwei Sternen wird <b>Mehrfachstern</b> oder <b>Mehrfachsternsystem</b> 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).<br>

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.<br>

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.<sup id="cite_ref-13" class="reference"><a href="#cite_note-13"><span class="cite-bracket">[</span>13<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Beispiele für Mehrfachsterne sind:

</p><p><b>3 Komponenten</b>

</p>

<ul><li><a href="EZ_Aquarii" title="EZ Aquarii">EZ Aquarii</a>, ein spektroskopisches Binärsystem mit einer Periode von 3,8 Tagen, teilt sich eine gemeinsame Umlaufbahn mit EZ Aquarii B mit einer Dauer von 823 Tagen.</li>

<li><a href="Eta_Orionis" title="Eta Orionis">η Orionis</a>, ein spektroskopischer Doppelstern mit einem fernen Begleiter, Umlaufzeit des Doppelsterns 8 Tage, des Begleiters um den Doppelstern 3470 Tage.</li>

<li><a href="Regulus_(Stern)" title="Regulus (Stern)">Regulus</a>, α Leonis: Junger leuchtstarker Hauptstern, stark abgeplattet (Rotation 16 Stunden), den ein schwacher Doppelstern in 130.000 Jahren umkreist.</li></ul>

<p><b>4 Komponenten</b>

</p>

<ul><li><a href="Xi_Ursae_Majoris" title="Xi Ursae Majoris">ξ Ursae Majoris</a> erscheint als Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 59,6 Jahren, jede Komponente enthält aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von 4 und 699 Tagen).</li>

<li><a href="AB_Doradus" title="AB Doradus">AB Doradus</a> erscheint als Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 1600 Jahren, jede Komponente enthält aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von 1 und 2,5 Jahren).</li>

<li><a href="Mizar" title="Mizar">Mizar</a>: Es ist unklar, ob dieses Vierfachsternsystem gravitativ an das Doppelsternsystem <a href="Alkor_(Stern)" title="Alkor (Stern)">Alkor</a> gebunden ist. Wäre dies der Fall, würde es sich um ein Sechsfachsternsystem handeln.</li>

<li><a href="HD_98800" title="HD 98800">HD 98800</a> ist ein Vierfachsystem, das aus zwei Doppelsystemen besteht. Es enthält Staubscheiben und möglicherweise auch <a href="Planet" title="Planet">Planeten</a>.</li></ul>

<p><b>5 Komponenten</b>

</p>

<ul><li>ε <a href="Wasserschlange_(Sternbild)" title="Wasserschlange (Sternbild)">Hydrae</a></li>

<li>1SWASP J093010.78+533859.5, bestehend aus zwei etwa 140 <a href="Astronomische_Einheit" title="Astronomische Einheit">AE</a> voneinander entfernten engen Paaren, die beide <a href="Bedeckungsver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Bedeckungsveränderlicher Stern">bedeckungsveränderlich</a> sind; eines dieser Paare wird von einem weiteren Stern umrundet.<sup id="cite_ref-LohrNorton_14-0" class="reference"><a href="#cite_note-LohrNorton-14"><span class="cite-bracket">[</span>14<span class="cite-bracket">]</span></a></sup><sup id="cite_ref-scinexx_15-0" class="reference"><a href="#cite_note-scinexx-15"><span class="cite-bracket">[</span>15<span class="cite-bracket">]</span></a></sup></li></ul>

<p><b>6 Komponenten</b>

</p>

<ul><li>α <a href="Zwillinge_(Sternbild)" title="Zwillinge (Sternbild)">Geminorum</a> (<a href="Castor_(Stern)" title="Castor (Stern)">Castor</a>), drei spektroskopische Doppelsterne mit einem <a href="Bedeckungsver%C3%A4nderliche" class="mw-redirect" title="Bedeckungsveränderliche">Bedeckungsveränderlichen</a>.</li>

<li>β <a href="Skorpion_(Sternbild)" title="Skorpion (Sternbild)">Scorpii</a> (<a href="Akrab" title="Akrab">Akrab</a>).</li>

<li><a href="Theta1_Orionis_B" title="Theta1 Orionis B">θ<sup>1</sup> Orionis B</a>, als Teil des <a href="Trapez_(Astronomie)" title="Trapez (Astronomie)">Trapez</a> im <a href="Orionnebel" title="Orionnebel">Orionnebel</a> wiederum Teil eines optischen Mehrfachsterns, wobei jede Komponente selbst ein physisches Mehrfachsystem ist.</li>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Planeten_in_Doppelsternsystemen">Planeten in Doppelsternsystemen</h2></div>

<p>Auch in Doppelsternsystemen kann es <a href="Exoplanet" title="Exoplanet">Exoplaneten</a> geben. Es gibt dabei drei Typen von Planetenbahnen:

</p>

<ul><li>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.</li>

<li>Ein Planet vom „P-Typ“ (<a href="Zirkumbin%C3%A4rer_Planet" title="Zirkumbinärer Planet">zirkumbinärer Planet</a>) umkreist hingegen beide Sterne weit außen, so als ob sie ein einziger Stern wären.</li>

<li>„T-Typ“ Planeten würden wie die <a href="Trojaner_(Astronomie)" title="Trojaner (Astronomie)">Trojaner</a> im Sonnensystem den massereicheren Stern im <a href="Lagrange-Punkte" title="Lagrange-Punkte">Lagrange-Punkt</a> L4 oder L5 des Sternensystems umkreisen. Mit Stand Anfang 2020 wurde noch kein Planet vom „T-Typ“ entdeckt.<sup id="cite_ref-17" class="reference"><a href="#cite_note-17"><span class="cite-bracket">[</span>17<span class="cite-bracket">]</span></a></sup></li></ul>

<p>Je nach Konstellation der Sterne gibt es Zonen für S- und P-Typen von Planeten.<sup id="cite_ref-Stability_18-0" class="reference"><a href="#cite_note-Stability-18"><span class="cite-bracket">[</span>18<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Es wurden in den letzten Jahren bereits einige Exoplaneten in Doppelsternsystemen entdeckt, und unser nächster Doppelstern, <a href="Alpha_Centauri" title="Alpha Centauri">Alpha Centauri</a>, gilt sogar als potentieller Kandidat für Planeten, die theoretisch Leben beherbergen könnten.<sup id="cite_ref-Wiegert2_19-0" class="reference"><a href="#cite_note-Wiegert2-19"><span class="cite-bracket">[</span>19<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Das <a href="Kepler_(Weltraumteleskop)" title="Kepler (Weltraumteleskop)">Weltraumteleskop Kepler</a> hat im Jahr 2012 gleich zwei Exoplaneten auf stabilen Umlaufbahnen um das Doppelsternsystem <a href="Kepler-47" title="Kepler-47">Kepler-47</a> entdeckt.<sup id="cite_ref-JeromeOrosz_20-0" class="reference"><a href="#cite_note-JeromeOrosz-20"><span class="cite-bracket">[</span>20<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Einer 2014 von der <a href="NOAO" class="mw-redirect" title="NOAO">NOAO</a> veröffentlichten Studie zufolge besitzen Doppelsternsysteme vergleichbar häufig Exoplaneten wie Einzelsterne.<sup id="cite_ref-noao_edu_21-0" class="reference"><a href="#cite_note-noao_edu-21"><span class="cite-bracket">[</span>21<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Siehe_auch">Siehe auch</h2></div>

<ul><li><a href="Lindroos-Doppelstern" title="Lindroos-Doppelstern">Lindroos-Doppelstern</a></li>

<li><a href="Sternbenennung" title="Sternbenennung">Sternbenennung</a></li>

<li><a href="PSR_J1915%2B1606" title="PSR J1915+1606">PSR J1915+1606</a> (Doppel-Neutronenstern)</li>

<li><a href="Doppelplanetensystem" title="Doppelplanetensystem">Doppelplanetensystem</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Literatur">Literatur</h2></div>

<ul><li>Wulff Dieter Heintz: <i>Doppelsterne.</i> Serie <i>Das wissenschaftliche Taschenbuch.</i> Band 30, 200 S., Goldmann-Verlag, München 1971.</li>

<li>James Mullaney: <i>Double and multiple stars and how to observe them. </i> Springer, New York 2005, ISBN 1-85233-751-6.</li>

<li>D. Vanbeveren u. a.: <i>The brightest binaries.</i> Kluwer, Dordrecht 1998, ISBN 0-7923-5155-X.</li>

<li>Kam-Ching Leung: <i>New frontiers in binary star research.</i> Astronomical Soc. of the Pacific, San Francisco 1993, ISBN 0-937707-57-0.</li>

<li>Mirek J. Plavec: <i>Close binary stars – observations and interpretation.</i> Reidel, Dordrecht 1980, ISBN 90-277-1116-X.</li>

<li>Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: <i>ABC-Lexikon Astronomie.</i> <a href="Spektrum_Akademischer_Verlag" class="mw-redirect" title="Spektrum Akademischer Verlag">Spektrum Akademischer Verlag</a>, Heidelberg 1999.</li></ul>

<p><b>Katalog visueller Doppelsterne</b>

</p>

<ul><li>H. M. Jeffers u. a.: <i>Index Catalogue of Visual Double Stars 1961.0.</i> (IDS).</li>

<li>S. W. Burnham: <i>General Catalogue of Double Stars.</i> (BDS).</li>

<li>B. D. Mason, G. L. Wycoff, W. I. Hartkopf: <i>Washington Double Star Catalog 2006.5.</i> (WDS).</li></ul>

<p><b>Katalog spektroskopischer Doppelsterne</b>

</p>

<ul><li>R. E. Wilson: <i>General Catalogue of Stellar Radial Velocities.</i> (Publ. Carnegie Inst., Washington 1953).</li></ul>

<p><b>Katalog photometrischer Doppelsterne</b>

</p><p>Viele dieser Doppelsterne werden in dem Katalog für <a href="Ver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Veränderlicher Stern">veränderliche Sterne</a> geführt.

</p>

<ul><li>H. Schneller: <i>Geschichte und Lichtwechsel der veränderlichen Sterne.</i> (Berlin 1963, 2. Ausg.).</li>

<li>F. B. Wood: <i>A Finding List for Observers of Eclipsing Variables.</i> (Univ. of Pennsylvania 1963, 9 Bde.).</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

<div class="sisterproject" style="margin:0.1em 0 0 0;"><div class="noresize noviewer" style="display:inline-block; line-height:10px; min-width:1.6em; text-align:center;" aria-hidden="true" role="presentation"><span class="mw-default-size" typeof="mw:File"><span title="Commons"></span></span></div><b><span class=""><a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Binary_Star?uselang=de"><span lang="en">Commons</span>: Doppelstern</a></span></b> – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien</div>

<div class="sisterproject" style="margin:0.1em 0 0 0;"><span class="noviewer" style="display:inline-block; line-height:10px; min-width:1.6em; text-align:center;" aria-hidden="true" role="presentation"><span class="mw-default-size" typeof="mw:File"><span title="Wiktionary"></span></span></span><b><a href="https://de.wiktionary.org/wiki/Doppelstern" class="extiw external" title="wikt:Doppelstern">Wiktionary: Doppelstern</a></b> – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen</div>

<ul><li><i><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ardmediathek.de/video/alpha-centauri/was-sind-doppelsterne/ard-alpha/Y3JpZDovL2JyLmRlL2Jyb2FkY2FzdC9GMjAxN1dPMDA0MTM2QTA">Was sind Doppelsterne?</a></i> aus der Fernseh-Sendereihe <i><a href="Alpha-Centauri" title="Alpha-Centauri">alpha-Centauri</a></i> <span style="white-space:nowrap">(ca. 15 Minuten)</span>. Erstmals ausgestrahlt am 29. Apr. 2001.</li>

<li>Chr. Pinter: <style data-mw-deduplicate="TemplateStyles:r261891140">

/* start https://de.wikipedia.org/ */

.mw-parser-output .webarchiv-memento a{color:inherit}

/* end https://de.wikipedia.org/ */

</style><a rel="nofollow" class="external text" href="https://web.archive.org/web/20070310223315/http://www.wienerzeitung.at/Desktopdefault.aspx?TabID=3946&Alias=wzo&lexikon=Astronomie&letter=A&cob=4631"><i>Seltsame Paare. Im All herrscht eine Tendenz zur Doppelsternbildung.</i></a> (<span class="webarchiv-memento"><a href="Webarchivierung#Begrifflichkeiten" title="Webarchivierung">Memento</a></span> vom 10. März 2007 im <i><a href="Internet_Archive" title="Internet Archive">Internet Archive</a></i>).</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.epsilon-lyrae.de/Beobachtungstipp/Doppelsternkatalog_Mayer.html">Christian Mayers Doppelsternkatalog von 1779</a></li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.epsilon-lyrae.de/Doppelsterne/Doppelsterne.html">Doppelsterne</a></li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.stellar-database.com/">The Internet Stellar Database</a> – Internetdatenbank (englisch)</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

<i>Brockhaus Enzyklopädie.</i> 19. Auflage, Band 5, Mannheim 1988, ISBN 3-7653-1105-7, S. 617, Stichwort „Doppelstern“: <i>Die <b>optischen D.</b> bilden nur scheinbar ein <b>D.-System.</b></i> (Fettung wie im Original).</span>

</li>

So in: A. Weigert, H. J. Wendker, L. Wisotzki: <i>Astronomie und Astrophysik. Ein Grundkurs.</i> 6. Auflage Weinheim 2009 (3. Nachdruck 2012), ISBN 978-3-527-40793-4, S. 166 (Einleitung des Kapitels „Doppelsterne und Mehrfachsysteme“): <i>Doppelsterne, also gravitativ aneinander gebundene Sterne, …</i></span>

</li>

<li id="cite_note-3"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-3">↑</a></span> <span class="reference-text">Sowohl der Multiple star catalogue (Tokovinin, 1997, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997A&AS..124...75T">1997A&AS..124...75T</a>) als auch der Catalogue of multiplicity among bright stellar systems (Tokovinin, Eggleton, 2008, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.389..869E">2008MNRAS.389..869E</a>) verzeichnen nur diese zwei Siebenfachsysteme.</span>

</li>

<li id="cite_note-epsilon-lyrae-4"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-epsilon-lyrae_4-0">↑</a></span> <span class="reference-text">„Am 17. Oktober 1777 stellte Mayer seine Beobachtungen der Kurfürstlichen Akademie der Wissenschaften in Mannheim vor.“ <i><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.epsilon-lyrae.de/Beobachtungstipp/ChristianMayer.html">Der Streit zwischen Christian Mayer und Maximilian Hell um die Fixsterntrabanten.</a></i> Bei: <i>epsilon-lyrae.de.</i><br><i><a rel="nofollow" class="external text" href="https://web.archive.org/web/20160507141539/http://www.jdso.org/volume3/number4/schlimmer.pdf">Christian Mayer’s Double Star Catalog of 1779.</a> (<span class="webarchiv-memento"><a href="Webarchivierung#Begrifflichkeiten" title="Webarchivierung">Memento</a></span> vom 7. Mai 2016 im </i><a href="Internet_Archive" title="Internet Archive">Internet Archive</a><i>)</i> Bei: <i>jdso.org.</i> (PDF; 347 kB), abgerufen am 7. Mai 2016.</span>

</li>

<i>The Philosophical Transactions of the Royal Society of London, from Their Commencement in 1665 to the Year 1800.</i> Veröffentlicht 1809, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://books.google.de/books?id=8Sw_X9vlQnoC&pg=PA456">S. 456 ff.</a> (Erklärung S. 459); <i>Magazin für das Neueste aus der Physik und Naturgeschichte.</i> Band 2, 2. St., Gotha 1783, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://books.google.de/books?id=Ag5LAAAAcAAJ&pg=RA1-PA160">S. 160 f.</a></span>

</li>

Russell McCormmach: <i>Weighing the World: The Reverend John Michell of Thornhill.</i> Verlag Springer Science & Business Media, 2011, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://books.google.de/books?id=9eMkgfKIdXIC&pg=PA360">S. 360 Mitte.</a></span>

</li>

<span class="cite">J. S. Schlimmer: <a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.epsilon-lyrae.de/Beobachtungstipp/Herschel.html"><i>Friedrich Wilhelm Herschel und die Doppelsterne.</i></a> April 2006,<span class="Abrufdatum"> abgerufen am 17. März 2015</span> (private Webseite).</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3ADoppelstern&rft.title=Friedrich+Wilhelm+Herschel+und+die+Doppelsterne&rft.description=Friedrich+Wilhelm+Herschel+und+die+Doppelsterne&rft.identifier=http%3A%2F%2Fwww.epsilon-lyrae.de%2FBeobachtungstipp%2FHerschel.html&rft.creator=J.+S.+Schlimmer&rft.date=2006-04"> </span></span>

</li>

<a href="Ladislaus_Weinek" title="Ladislaus Weinek">Ladislaus Weinek</a>: <i>Atlas der Himmelskunde.</i> Verlag Hartleben, Wien/Pest/Leipzig 1898, S. 145–147.</span>

</li>

Friedrich Becker: <i>Geschichte der Astronomie.</i> S. 103 ff., BI-Hochschultaschenbuch 298, Mannheim 1968.</span>

</li>

<li id="cite_note-10"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-10">↑</a></span> <span class="reference-text">Carl Hans Sasse: <i>Geschichte der Augenheilkunde in kurzer Zusammenfassung mit mehreren Abbildung und einer Geschichtstabelle</i> (= <i>Bücherei des Augenarztes.</i> Heft 18). Ferdinand Enke, Stuttgart 1947, S. 29.</span>

</li>

D. Gossman: <i>Light Curves and Their Secrets.</i> Sky & Telescope (Oktober 1989, S. 410).</span>

</li>

Zimmermann, Weigert: <i>Lexikon der Astronomie.</i> S. 55–56, Spektrum, 1999.</span>

</li>

<li id="cite_note-13"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-13">↑</a></span> <span class="reference-text">Joachim Krautter: <i>Meyers Handbuch Weltall.</i> Bibliographisches Institut & F. A. Brockhaus AG, Mannheim 1994, S. 396.</span>

</li>

<span class="cite">M. E. Lohr, A. J. Norton, E. Gillen, R. Busuttil, U. C. Kolb, S. Aigrain, A. McQuillan, S. T. Hodgkin, E. González: <a rel="nofollow" class="external text" href="http://physics.open.ac.uk/~ajnorton/papers/wasp_quintuple.pdf"><i>The doubly eclipsing quintuple low-mass star system 1SWASP J093010.78+533859.5.</i></a> (PDF) In: <i>Astronomy & Astrophysics manuscript no. 25973.</i> 27. April 2015,<span class="Abrufdatum"> abgerufen am 8. Juli 2015</span>.</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3ADoppelstern&rft.title=The+doubly+eclipsing+quintuple+low-mass+star+system+1SWASP+J093010.78%2B533859.5&rft.description=The+doubly+eclipsing+quintuple+low-mass+star+system+1SWASP+J093010.78%2B533859.5&rft.identifier=http%3A%2F%2Fphysics.open.ac.uk%2F%7Eajnorton%2Fpapers%2Fwasp_quintuple.pdf&rft.creator=M.+E.+Lohr%2C+A.+J.+Norton%2C+E.+Gillen%2C+R.+Busuttil%2C+U.+C.+Kolb%2C+S.+Aigrain%2C+A.+McQuillan%2C+S.+T.+Hodgkin%2C+E.+Gonz%C3%A1lez&rft.date=2015-04-27"> </span></span>

</li>

<span class="cite"><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.scinexx.de/wissen-aktuell-19054-2015-07-08.html"><i>Exotisches Fünffach-Sternsystem entdeckt – Seltene Konstellation verursacht regelmäßige Sternenbedeckungen.</i></a> scinexx.de, 8. Juli 2015,<span class="Abrufdatum"> abgerufen am 8. Juli 2015</span>.</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3ADoppelstern&rft.title=Exotisches+F%C3%BCnffach-Sternsystem+entdeckt+%E2%80%93+Seltene+Konstellation+verursacht+regelm%C3%A4%C3%9Fige+Sternenbedeckungen&rft.description=Exotisches+F%C3%BCnffach-Sternsystem+entdeckt+%E2%80%93+Seltene+Konstellation+verursacht+regelm%C3%A4%C3%9Fige+Sternenbedeckungen&rft.identifier=http%3A%2F%2Fwww.scinexx.de%2Fwissen-aktuell-19054-2015-07-08.html&rft.publisher=scinexx.de&rft.date=2015-07-08"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-16"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-16">↑</a></span> <span class="reference-text"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.heise.de/news/Astronomie-Ganz-besonders-guenstig-gelegenes-Sechsfachsternsystem-entdeckt-5040492.html">Astronomie: Ganz besonders günstig gelegenes Sechsfachsternsystem entdeckt</a></span>

</li>

<li id="cite_note-17"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-17">↑</a></span> <span class="reference-text"><span class="cite"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://astronomy.com/magazine/ask-astro/2020/01/can-solar-systems-exist-in-a-binary-star-system"><i>Can solar systems exist in a binary star system?</i></a> In: <i>Astronomy.com.</i> 7. Januar 2020,<span class="Abrufdatum"> abgerufen am 13. Juli 2021</span> (englisch).</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3ADoppelstern&rft.title=Can+solar+systems+exist+in+a+binary+star+system%3F&rft.description=Can+solar+systems+exist+in+a+binary+star+system%3F&rft.identifier=https%3A%2F%2Fastronomy.com%2Fmagazine%2Fask-astro%2F2020%2F01%2Fcan-solar-systems-exist-in-a-binary-star-system&rft.date=2020-01-07&rft.language=en"> </span></span>

</li>

Siehe z. B. <i>Stability of Planetary Orbits in Double Stars.</i> <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002ESASP.518..547P">2002ESASP.518..547P</a></span>

</li>

P. A. Wiegert, M. J. Holman: <cite style="font-style:italic">The Stability of Planets in the Alpha Centauri System</cite>. In: <cite style="font-style:italic">The Astronomical Journal</cite>. 113. Jahrgang, 1997, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>1445–1450</span>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997AJ....113.1445W">1997AJ....113.1445W</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Doppelstern&rft.atitle=The+Stability+of+Planets+in+the+Alpha+Centauri+System&rft.au=P.+A.+Wiegert%2C+M.+J.+Holman&rft.btitle=The+Astronomical+Journal&rft.date=1997&rft.genre=book&rft.pages=1445-1450&rft.volume=113.+Jahrgang" style="display:none"> </span></span>

</li>

Jerome Orosz u. a.: <cite style="font-style:italic">Kepler-47: A Transiting Circumbinary Multiplanet System</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Science</cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>337</span>, 2012, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>1511–1514</span>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1126/science.1228380">10.1126/science.1228380</a></span>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1208.5489">1208.5489</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Doppelstern&rft.atitle=Kepler-47%3A+A+Transiting+Circumbinary+Multiplanet+System&rft.au=Jerome+Orosz+u.+a.&rft.btitle=Science&rft.date=2012&rft.doi=10.1126%2Fscience.1228380&rft.genre=book&rft.pages=1511-1514&rft.volume=337" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-noao_edu-21"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-noao_edu_21-0">↑</a></span> <span class="reference-text"><span class="cite">Elliott Horch: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://web.archive.org/web/20140906004954/http://www.noao.edu/news/2014/pr1406.php"><i>NOAO: Half of all Exoplanet Host Stars are Binaries.</i></a> NOAO, 3. September 2014, archiviert vom <style data-mw-deduplicate="TemplateStyles:r250917974">

/* start https://de.wikipedia.org/ */

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/* end https://de.wikipedia.org/ */

</style><span class="dewiki-iconexternal"><a class="external text" href="https://redirecter.toolforge.org/?url=http%3A%2F%2Fwww.noao.edu%2Fnews%2F2014%2Fpr1406.php">Original</a></span> (nicht mehr online verfügbar) am <span style="white-space:nowrap;">6. September 2014</span><span>;</span><span class="Abrufdatum"> abgerufen am 6. September 2014</span>.</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3ADoppelstern&rft.title=NOAO%3A+Half+of+all+Exoplanet+Host+Stars+are+Binaries&rft.description=NOAO%3A+Half+of+all+Exoplanet+Host+Stars+are+Binaries&rft.identifier=https%3A%2F%2Fweb.archive.org%2Fweb%2F20140906004954%2Fhttp%3A%2F%2Fwww.noao.edu%2Fnews%2F2014%2Fpr1406.php&rft.creator=Elliott+Horch&rft.publisher=NOAO&rft.date=2014-09-03&rft.source=http://www.noao.edu/news/2014/pr1406.php"> </span></span>

</li>

</ol>

<div>

Normdaten (Sachbegriff): <a href="Gemeinsame_Normdatei" title="Gemeinsame Normdatei">GND</a>: <span class="-print"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://d-nb.info/gnd/4150454-9">4150454-9</a></span> | <a href="Library_of_Congress_Control_Number" title="Library of Congress Control Number">LCCN</a>: <span class="-print"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://id.loc.gov/authorities/sh85127456">sh85127456</a></span> | <a href="Web_NDL_Authorities" title="Web NDL Authorities">NDL</a>: <span class="-print"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://id.ndl.go.jp/auth/ndlsh/00575138">00575138</a></span> </div>

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