Massenunterschied der Doppelsterne
Die Massenunterschiede der Doppelsterne sind dadurch zu erklären,
dass der Zweitstern einen Planetenkern hat.
Dieser entwickelt sich später, weil erst der Planet entstehen muss
und sich dann aus ihm ein Stern bildet. Weil er später entsteht,
kann er auch nicht die Masse eines Erststerns erreichen.
Der Zweitstern ist immer geringerer Masse
und zudem anders aufgebaut.
So kennt man den Erststern und den Einzelstern immer an der Masse.
Die Masse der Zweitsterne ist bei kühlen Doppelsternen unabhängig
vom Erststern. Zu höheren Temperaturen hin, - das beginnt an den
G-Sternen, - ist sie abhängig von Erststern. Man kann sagen
die RS-Canum-Venaticorum-Sterne sind noch ungestörte Jupitertypen.
Zu den höheren Temperaturen hin stört die Verkleinerung die T-Taurikrise
des Erststerns die Entwicklung eines Jupiters. Es fehlen daher
Doppelsterne im Übergang von den G-Sternen zu den F-Sternen.
Im Bereich der Instabilitätsstreifens gibt es Doppelsterne oder Sterne
mit drei Komponenten. Das äußere System nenne ich den Jupitertyp
und hat die größere Masse. Das kleinere System entsteht aus einer Erde
und wird erst im späteren Verlauf größer und ebenfalls zum Stern.
Im Instabilitätsstreifen hat man eine entfernte Komponente mit größerer
Masse und in der zweiten eine nahe Komponente mit kleinerer Masse.
Damit lässt sich ein System wie Algol erklären,
wo das Dreifachsystem diesen erklärten Aufbau hat.
(38.1)
Oberhalb des Instabilitätsstreifens erfährt der Erststern keine
Verkleinerung mehr. Demnach entwickelt sich der Jupitertyp ohne Störung.
Dafür fällt der Erdtyp weg. Das wäre ab den B3-Sternen.
So entstehen bei hohen Sterntemperaturen nur noch Doppelsterne,
die eine größere Masse besitzen als ihre kühleren Vertreter.
Es ist aber nicht auszuschließen, dass entferntere Gasplaneten,
ebenfalls zu Sternen werden.
