Dubbelstjärnor, astron., två stjärnor, belägna så nära hvarandra, att de först vid användning af starkare tuber visa sig ej vara en enda. Ett sådant grannskap är antingen endast skenbart och uppkommer däraf, att de bägge stjärnorna befinna sig på nästan samma synlinje (optiska dubbelstjärnor), eller ock verkligt, i hvilket senare fall de tillsammans utgöra ett stjärnsystem, hvaruti den mindre kroppen (drabanten) beskrifver en bana kring den större (hufvudstjärnan), eller rättare båda röra sig kring sin gemensamma tyngdpunkt (fysiska dubbelstjärnor). Dubbelstjärnor af sistnämnda slag äro ojämförligt flera till antalet än de optiska samt skiljas från dessa ej allenast därigenom, att de röra sig omkring hvarandra, utan äfven därigenom, att de vid den s. k. "egenrörelsen" följas åt. Då man känner stjärnparets årliga parallax och därigenom äfven dess afstånd från vårt solsystem, kan man ur drabantens skenbara afstånd från hufvudstjärnan bestämma det verkliga och, med kännedom om omloppstiden, äfven beräkna stjärnparets massa. Vanligen äro stjärnorna af samma färg, men hos omkr. 1/5 af hela antalet äro de olikfärgade, hvarvid vanligtvis tvenne komplementfärger äro representerade. Några bland dessa stjärnsystem bestå af tre eller ännu flera stjärnor, t. ex. det bekanta "trapetset" i Orions stora nebulosa. — Studiet af dubbelstjärnorna tillhör ett af den moderna stellar-astronomiens intressantaste kapitel. Tillvaron af dylika var känd redan af Galilei. Systematiska observationer begyntes emellertid först af F. W. Herschel (omkr. 1780). De arbeten, som F. W. och J. Herschel samt W. och O. v. Struve utfört inom denna gren af den observerande astronomien, hafva under senaste decennier fortsatts af Dembowski, Dawes, Dunér, Burnham, Engelmann, Schiaparelli m. fl. Särskildt hafva rörelseföreteelserna inom dubbelstjärnsystemen med ifver studerats. Såväl observation som kalkyl hafva därvid öfverensstämmande bevisat, att Newtons inom vårt planetsystem gällande gravitationslag eger sin giltighet äfven inom dessa stjärnsystem. Ett i matematiskt hänseende intressant problem erbjuda de tre- och flerdubbla stjärnorna (stjärnsystem, där flera än två kroppar röra sig kring den gemensamma tyngdpunkten). De olika kropparna ("komponenterna"), af hvilka systemet består, inverka här på grund af sina stora massor i hög grad störande på hvarandra, så att rörelserna blifva synnerligen invecklade och svåra att beräkna (se Trekropparsproblemet). Ett intressant exempel är ζ Cancri (Zeta i Kräftan). Då man hittills endast i några få fall kunnat uppmäta afståndet till dessa dubbelstjärnor, känner man ej i allmänhet dubbelstjärnbanornas verkliga dimensioner. För närvarande känner man omkr. 12,000 dubbelstjärnor, och för flera hundra af dessa har man iakttagit omloppsrörelse. Endast för ett sextiotal har man emellertid kunnat beräkna omloppstiden, hvilken växlar mellan 11 och omkr. 1,000 år, samt deras öfriga banelement. På grund af oregelbundenhet i "egenrörelsen" hos Sirius och Procyon framställde Bessel den hypotesen, att orsaken därtill vore den, att de voro dubbelstjärnor. Peters sökte sedermera för den förra och Auwers för den senare att enligt denna hypotes bestämma dessa systems rörelse, och det lyckades äfven Clark i Cambridge (Förenta staterna) år 1862 i teleskopet finna Sirius' följeslagare; först i dec. 1896 upptäcktes Procyons drabant, en stjärna av 13:e storleken. Ett nytt slag af dubbelstjärnor, s. k. spektroskopiska, har genom Vogels och Pickerings spektralanalytiska undersökningar öfver fixstjärnornas rörelse i synlinjens riktning uppdagats. En klass af dessa dubbelstjärnor har efter sin förnämsta representant Algol (se d. o.) i stjärnbilden Perseus erhållit namnet algolstjärnor. Dessa variera sin ljusstyrka på ett synnerligen egendomligt sätt. Man har medelst spektroskopet funnit orsaken vara den, att man här har att göra med ett dubbelstjärnsystem, i hvilket den ena komponenten är mörk eller åtminstone ljussvagare. Det är nu klart, att om bägges banplan gå genom jorden, så skola partiella eller möjligen totala förmörkelser af den lysande stjärnan ega rum, då den mörka passerar förbi, något, som måste åstadkomma en växling i ljusstyrka hos den ljusa stjärnan. Lutar åter det gemensamma banplanet mot synlinjen till jorden, så att de bägge kropparna passera förbi hvarandra, utan att betäcka hvarandra, kan ej någon variation i ljusstyrka ega rum. Enär detta sista fall är det sannolikare, så drefs man till det antagandet, att äfven bland stjärnor af konstant ljusstyrka dubbelstjärnor måste finnas, hvilkas komponenter stå hvarandra alltför nära för att kunna på optisk väg särskiljas. Uti Spica (Alfa i Jungfrun) fann Vogel på spektrografisk väg det första kända exemplet på dylika täta dubbelstjärnor. Sedermera ha genom undersökningar framför allt på Harvard-, Lick- och Yerkes-observatorierna redan öfver 100 spektroskopiska dubbelstjärnor upptäckts, af hvilka banelement beräknats för omkr. 20. Hos de flesta af dessa är blott den ena komponentens spektrum synligt, och stjärnans sammansatta natur röjes då genom periodiska förskjutningar af spektrallinjerna i enlighet med Doppler-Fizeaus princip (se Dopplers princip). I åtskilliga fall äro emellertid båda komponenterna ljusa, och man ser då i allmänhet två spektra. I det jämförelsevis sällsynta fall, att dessa äro identiska och komponenterna tillika af samma ljusstyrka, synas linjerna dubbla. Så är händelsen hos β Aurigæ (Beta i Kusken) och ζ Ursæ majoris (Zeta i Stora björnen), för hvilka jämväl massorna kunnat beräknas. Ett intressant exempel utgör Polstjärnan. Denna stjärna beskrifver på fyra dagar en bana omkring systemets gemensamma tyngdpunkt (blott den ena komponenten är synlig). Emellertid har denna tyngdpunkt själf i sin ordning en rörelse, som synes antyda, att ännu en tredje kropp hör till systemet, omkring hvilken polstjärnan med sin ledsagare långsamt rör sig i en bana, hvars period skattats till omkr. 17 år. — I betraktande däraf, att nämnda linjeförskjutningar hos många dubbelstjärnsystem måste vara alltför små för att kunna konstateras samt att hittills endast ett halft tusental stjärnspektra hunnit undersökas, är i sanning antalet dylika sammansatta stjärnsystem utomordentligt stort. E. J. N. V. E. N. (Rh.) Dubbelstrykning, fys., en metod för framställning af konstgjorda magneter. På midten af den stålstång, som skall magnetiseras, ställas de oliknämnda polerna af två magneter i 15—20 graders lutning mot stången samt på kort afstånd från hvarandra (detta afstånd hålles oföränderligt därigenom, att man lägger en träbit emellan de bägge magneterna). Vidare föras båda polerna till stålstångens