Binární hvězda

Binární hvězda

Nesmí být zaměňována s Double star . Pro skupinu hip hop, viz Binary Star (skupina hip hop) . Hubbleův snímek binárního systému Sirius , ve kterém lze jasně rozlišit Sirius B (vlevo dole)

Dvojhvězda je hvězdný systém skládající se ze dvou hvězd obíhajících kolem jejich společného barycenter . Systémy dvou nebo více hvězd se nazývají systémy s více hvězdami . Tyto systémy, zvláště jsou-li vzdálenější, se často pouhým okem jeví jako jediný světelný bod a jinými prostředky se pak projevují jako mnohonásobné.

Termín dvojitá hvězda se často používá synonymně s dvojhvězdou ; Nicméně, dvojhvězda může také znamenat optické dvojitou hvězdu . Optické dvojníky se nazývají proto, že obě hvězdy se na obloze při pohledu ze Země objevují blízko sebe; jsou téměř na stejné přímce . Jejich "zdvojnásobení" nicméně závisí pouze na tomto optickém efektu; samotné hvězdy jsou od sebe vzdálené a nesdílejí žádné fyzické spojení. Dvojitá hvězda může být odhalena jako optická pomocí rozdílů v jejich paralaxních měřeních, správných pohybech nebo radiálních rychlostech. Nejznámější dvojité hvězdy nebyly dostatečně studovány, aby se zjistilo, zda se jedná o optické zdvojnásobení nebo zdvojnásobení fyzicky vázané gravitací do systému více hvězd.

Binární hvězdné systémy jsou v astrofyzice velmi důležité, protože výpočty jejich oběžných drah umožňují přímé stanovení hmotností jejich hvězd, což zase umožňuje nepřímo odhadnout další hvězdné parametry, jako je poloměr a hustota. To také určuje empirický vztah hmotnost-svítivost (MLR), ze kterého lze odhadnout hmotnosti jednotlivých hvězd.

Binární hvězdy se často rozlišují jako samostatné hvězdy, v takovém případě se jim říká vizuální dvojhvězdy . Mnoho vizuálních dvojhvězd má dlouhé orbitální období několik století nebo tisíciletí, a proto mají oběžné dráhy, které jsou nejisté nebo špatně známé. Mohou být také detekovány nepřímými technikami, jako je spektroskopie ( spektroskopické binární soubory ) nebo astrometrie ( astrometrické binární soubory ). Pokud dvojitá hvězda náhodou obíhá v rovině podél naší přímky, její složky se zatmějí a budou se navzájem přecházet ; tyto páry se nazývají zákrytové dvojhvězdy , nebo společně s dalšími dvojhvězdami, které při oběžné dráze mění jas,fotometrické binární soubory.

Pokud jsou komponenty v binárních hvězdných systémech dostatečně blízko, mohou gravitačně narušit jejich vzájemnou vnější hvězdnou atmosféru. V některých případech si tyto blízké binární systémy mohou vyměňovat hmotu, což může vést k jejich vývoji do stadií, kterých jednotlivé hvězdy nemohou dosáhnout. Příklady dvojhvězd jsou Sirius a Cygnus X-1 (Cygnus X-1 je známá černá díra ). Binární hvězdy jsou také běžné jako jádra mnoha planetárních mlhovin a jsou předky jak nov, tak supernov typu Ia.

Objev

Termín binární byl poprvé použit v této souvislosti sirem Williamem Herschelem v roce 1802, když napsal:

Pokud by naopak dvě hvězdy měly být situovány velmi blízko u sebe a zároveň izolovány tak, aby nebyly hmotně ovlivněny přitažlivostí sousedních hvězd, sestaví samostatný systém a zůstanou sjednoceni pouto jejich vlastní vzájemné gravitace k sobě navzájem. Tomu by se mělo říkat skutečná dvojitá hvězda; a jakékoli dvě hvězdy, které jsou takto vzájemně propojeny, tvoří binární hvězdný systém, o kterém nyní uvažujeme.

Podle moderní definice je termín binární hvězda obecně omezen na páry hvězd, které se otáčejí kolem společného těžiště. Dvojhvězdy, které lze rozlišit dalekohledem nebo interferometrickými metodami, jsou známé jako vizuální dvojhvězdy . U většiny známých vizuálních dvojhvězd ještě nebyla pozorována celá revoluce; spíše je pozorováno, že cestovali po zakřivené dráze nebo částečném oblouku.

Binární soustava dvou hvězd

Obecnější termín dvojitá hvězda se používá pro páry hvězd, které jsou na obloze vidět blízko sebe. Tento rozdíl se zřídka provádí v jiných jazycích než v angličtině. Dvojité hvězdy mohou být binární systémy nebo to mohou být pouze dvě hvězdy, které se na obloze zdají být blízko sebe, ale mají od Slunce velmi odlišné skutečné vzdálenosti. Posledně jmenované se nazývají optické zdvojnásobení nebo optické páry.

Od vynálezu dalekohledu bylo nalezeno mnoho párů dvojitých hvězd. Mezi první příklady patří Mizar a Acrux . Mizar, v Velkého vozu ( Ursa Major ), bylo pozorováno, že zdvojnásobí Giovanni Battista Riccioli v roce 1650 (a pravděpodobně dříve Benedetto Castelli a Galileo ). Jasnou jižní hvězdu Acrux v Jižním kříži objevil otec Fontenay v roce 1685 jako dvojnásobnou.

John Michell jako první navrhl, že dvojité hvězdy mohou být k sobě fyzicky připoutány, když v roce 1767 tvrdil, že pravděpodobnost, že dvojitá hvězda byla způsobena náhodným uspořádáním, byla malá. William Herschel začal pozorovat dvojité hvězdy v roce 1779 a brzy poté vydal katalogy asi 700 dvojitých hvězd. Do roku 1803 pozoroval změny relativních pozic u řady dvojhvězd v průběhu 25 let a dospěl k závěru, že musí jít o binární systémy; První oběžná dráha binární hvězdy však byla vypočítána až v roce 1827, kdy Félix Savary vypočítal oběžnou dráhu Xi Ursae Majoris . Od této doby bylo katalogizováno a změřeno mnohem více dvojitých hvězd. Washington Double Star katalog , databáze vizuálních dvojhvězd sestavených podle United States Naval Observatory , obsahuje více než 100.000 párů dvojhvězd, včetně optických čtyřhře i dvojhvězd. Oběžné dráhy jsou známy jen u několika tisíc těchto dvojhvězd a většina z nich nebyla ověřena jako skutečné dvojhvězdy nebo optické dvojhvězdy. To lze určit pozorováním relativního pohybu dvojic. Pokud je pohyb součástí oběžné dráhy nebo mají hvězdy podobné radiální rychlosti a rozdíl v jejich správných pohybechje malý ve srovnání s jejich běžným správným pohybem, pár je pravděpodobně fyzický. Jedním z úkolů, které zbývají vizuálním pozorovatelům dvojhvězd, je získat dostatečná pozorování k prokázání nebo vyvrácení gravitačního spojení.

Klasifikace

Okrajový disk plynu a prachu přítomný kolem dvojhvězdného systému HD 106906

Metody pozorování

Binární hvězdy jsou rozděleny do čtyř typů podle způsobu, jakým jsou pozorovány: vizuálně, pozorováním; spektroskopicky , periodickými změnami ve spektrálních čarách ; fotometricky změnami jasu způsobenými zatměním; nebo astrometricky měřením odchylky v poloze hvězdy způsobené neviditelným společníkem. Jakákoli binární hvězda může patřit do několika z těchto tříd; například několik spektroskopických binárních souborů jsou také zákrytové binární soubory.

Vizuální binární soubory

Hlavní článek: Visual binary

Vizuální binární hvězda je binární hvězda, pro které je úhlová vzdálenost mezi těmito dvěma složkami, je velký natolik, aby jim umožňují být dodržovány jako dvojité hvězdy v dalekohledu , nebo dokonce vysoce výkonných dalekohledů . Úhlové rozlišení dalekohledu je důležitým faktorem v detekci vizuální binární soubory, a jak je lépe úhlové rozlišení se aplikují na binárních pozorování, budou detekovány zvyšující se počet vizuálních binárních souborů. Relativní jas dvou hvězd je také důležitým faktorem, protože oslnění jasné hvězdy může ztěžovat detekci přítomnosti slabší složky.

Jasnější hvězda vizuální binárky je primární hvězda a stmívač je považován za sekundární. V některých publikacích (zejména ty starší), slabý sekundární se nazývá přijde (množné Comites doprovázející). Pokud mají hvězdy stejný jas, je obvykle přijato označení objevitele pro primární.

Úhlu polohy sekundárního s ohledem na primární se měří společně s úhlovou vzdáleností mezi dvěma hvězdami. Zaznamenává se také čas pozorování. Poté, co je po určitou dobu zaznamenán dostatečný počet pozorování, jsou vynesena do polárních souřadnic s primární hvězdou v počátku a těmito body je nakreslena nejpravděpodobnější elipsa , takže je splněn Keplerianův zákon oblastí . Tato elipsa je známá jako zdánlivá elipsa a je projekcí skutečné eliptické oběžné dráhy sekundárního vzhledem k primární na rovinu oblohy. Z této projektované elipsy lze vypočítat kompletní prvky oběžné dráhy, kdepoloviční hlavní osa může být vyjádřena pouze v úhlových jednotkách, pokud není známa hvězdná paralaxa , a tedy vzdálenost systému.

Spektroskopické binární soubory

Někdy jediný důkaz o binární hvězdě pochází z Dopplerova jevu na její emitované světlo. V těchto případech se dvojhvězda skládá z dvojice hvězd, kde se spektrální čáry ve světle vyzařovaném z každé hvězdy posouvají nejdříve směrem k modré, poté směrem k červené, protože každá se během svého pohybu pohybuje nejprve směrem k nám a poté od nás pryč o jejich společném těžišti s obdobím jejich společné oběžné dráhy. Algol B obíhá kolem Algolu A. Tato animace byla sestavena z 55 snímků interferometru CHARA v H-pásmu blízké infračervené oblasti, seřazených podle orbitální fáze.

V těchto systémech je vzdálenost mezi hvězdami obvykle velmi malá a orbitální rychlost velmi vysoká. Pokud rovina oběžné dráhy nebude kolmá na přímku pohledu, budou mít orbitální rychlosti komponenty v přímce pohledu a pozorovaná radiální rychlost systému se bude pravidelně měnit. Protože radiální rychlost lze měřit pomocí spektrometru pozorováním Dopplerova posunu spektrálních čar hvězd , jsou takto detekované dvojhvězdy známé jako spektroskopické dvojhvězdy . Většinu z nich nelze vyřešit jako vizuální binární soubor, dokonce ani s dalekohledy s nejvyšší existující rozlišovací schopností .

V některých spektroskopických dvojhvězdách jsou viditelné spektrální čáry z obou hvězd a čáry jsou střídavě dvojité a jednoduché. Takový systém je známý jako dvojitě lemovaná spektroskopická binárka (často označovaná jako "SB2"). V jiných systémech je vidět spektrum pouze jedné z hvězd a čáry ve spektru se periodicky posouvají směrem k modré, poté k červené a zpět. Takové hvězdy jsou známé jako spektroskopické dvojhvězdy s jedním řádkem ("SB1").

Dráha spektroskopické dvojhvězdy je určena provedením dlouhé řady pozorování radiální rychlosti jedné nebo obou složek systému. Pozorování jsou vynesena proti času a z výsledné křivky je určena perioda. Pokud je oběžná dráha kruhová, bude křivka sinusová . Pokud je oběžná dráha eliptická , bude tvar křivky záviset na excentricitě elipsy a orientaci hlavní osy vzhledem k přímce pohledu.

Je nemožné určit jednotlivě polohlavní osu a a sklon orbitální roviny i . Součin polohlavní osy a sinus sklonu (tj . Sin i ) však lze určit přímo v lineárních jednotkách (např. Kilometrech). Pokud lze buď a nebo i určit jinými prostředky, jako v případě zákrytových dvojhvězd, lze najít úplné řešení pro oběžnou dráhu.

Dvojhvězdy, které jsou vizuálními i spektroskopickými dvojhvězdami, jsou vzácné a jsou cenným zdrojem informací, jsou-li nalezeny. Je jich známo asi 40. Vizuální dvojhvězdy mají často velké skutečné separace, s obdobími měřenými v desetiletích až stoletích; v důsledku toho mají obvykle příliš nízké orbitální rychlosti, aby je bylo možné měřit spektroskopicky. Naopak spektroskopické dvojhvězdy se rychle pohybují na svých drahách, protože jsou blízko sebe, obvykle příliš blízko na to, aby mohly být detekovány jako vizuální dvojhvězdy. Binární soubory, u nichž se zjistí, že jsou vizuální i spektroskopické, musí být tedy relativně blízko Země.

Zatmění binárních souborů

Zákrytová hvězda je binární hvězda systém, ve kterém je oběžné dráze rovina dvou hvězd spočívá tak téměř ve směru pohledu pozorovatele, že složky podstoupit vzájemných zatmění . V případě, že binární soubor je také spektroskopický binární a je známa paralaxa systému, je binární soubor velmi cenný pro hvězdnou analýzu. Algol , trojhvězdný systém v souhvězdí Perseus , obsahuje nejznámější příklad zatmění dvojhvězdy.

"> Toto video ukazuje umělecký dojem ze zákrytového systému binárních hvězd. Jak obě hvězdy obíhají kolem sebe, procházejí před sebou a jejich kombinovaný jas, viděný z dálky, klesá.

Zatmění dvojhvězdy jsou proměnné hvězdy, ne proto, že se mění světlo jednotlivých složek, ale kvůli zatměním. Světelná křivka z zákrytová se vyznačuje období prakticky konstantního světla, s pravidelnými kapek na intenzitě, když jedna hvězda prochází před druhou. Jas může během oběžné dráhy klesnout dvakrát, jednou, když sekundární prochází před primární a jednou, když primární prochází před sekundární. Hlubší ze dvou zatmění se nazývá primární, bez ohledu na to, která hvězda je zastíněna, a pokud dojde také k mělkému druhému zatmění, nazývá se to sekundární zatmění. Velikost poklesu jasu závisí na relativním jasu dvou hvězd, podílu skryté hvězdy, který je skrytý, a jasu povrchu(tj. efektivní teplota ) hvězd. Primární zatmění obvykle způsobuje zákryt žhavější hvězdy.

Období oběžné dráhy zákrytových dvojhvězd lze určit ze studie její světelné křivky a relativní velikosti jednotlivých hvězd lze určit z hlediska poloměru oběžné dráhy sledováním toho, jak rychle se jas mění s diskem disku nejbližší hvězda klouže po disku druhé hvězdy. Jde-li také o spektroskopickou binární soustavu, lze také určit orbitální prvky a hmotnost hvězd lze určit relativně snadno, což znamená, že v tomto případě lze určit relativní hustoty hvězd.

Asi od roku 1995 je možné měřit základní parametry mimogalaktických zákrytových dvojhvězd pomocí dalekohledů třídy 8 metrů. Díky tomu je možné je použít k přímému měření vzdáleností k vnějším galaxiím, což je proces přesnější než při použití standardních svíček . Do roku 2006 byly použity k poskytnutí přímých odhadů vzdálenosti pro LMC , SMC , galaxii Andromeda a galaxii Triangulum . Zatmění binární soubory nabízejí přímou metodu pro měření vzdálenosti do galaxií se zlepšenou 5% úrovní přesnosti.

Nezatmění binární soubory, které lze detekovat pomocí fotometrie

Blízké binární soubory bez zákrytu lze také fotometricky detekovat sledováním toho, jak se hvězdy navzájem ovlivňují třemi způsoby. První je pozorováním extra světla, které hvězdy odrážejí od svého společníka. Druhým je pozorování změn elipsoidního světla, které jsou způsobeny deformací tvaru hvězdy jejich společníky. Třetí metoda spočívá v pohledu na to, jak relativistické vyzařování ovlivňuje zdánlivou velikost hvězd. Detekce binárních souborů pomocí těchto metod vyžaduje přesnou fotometrii .

Astrometrické binární soubory

Astronomové objevili několik hvězd, které zdánlivě obíhají kolem prázdného prostoru. Astrometrické dvojhvězdy jsou relativně blízké hvězdy, které lze pozorovat, jak se kývají kolem bodu ve vesmíru, bez viditelného společníka. Ke odvození hmotnosti chybějícího společníka lze použít stejnou matematiku jako u běžných binárních souborů . Společník může být velmi slabý, takže je momentálně nezjistitelný nebo maskovaný zářením svého primárního zdroje, nebo to může být předmět, který vyzařuje malé nebo žádné elektromagnetické záření , například neutronová hvězda .

Poloha viditelné hvězdy je pečlivě měřena a detekována, aby se měnila kvůli gravitačnímu vlivu jejího protějšku. Poloha hvězdy se opakovaně měří ve vztahu ke vzdálenějším hvězdám a poté se kontrolují periodické posuny polohy. Typicky lze tento typ měření provádět pouze na blízkých hvězdách, jako jsou hvězdy do 10 parseků . Blízké hvězdy mají často relativně vysoký správný pohyb , takže se zdá, že astrometrické dvojhvězdy sledují vratkou cestu po obloze.

Pokud je společník dostatečně masivní, aby způsobil pozorovatelný posun polohy hvězdy, lze odvodit jeho přítomnost. Z přesných astrometrických měření pohybu viditelné hvězdy po dostatečně dlouhou dobu lze určit informace o hmotnosti společníka a jeho oběžné době. I když je společník není vidět, že vlastnosti systému lze určit z pozorování pomocí Kepler je zákonům .

Tato metoda detekce binárních souborů se také používá k lokalizaci extrasolárních planet obíhajících kolem hvězdy. Požadavky na provedení tohoto měření jsou však velmi náročné, kvůli velkému rozdílu v hmotnostním poměru a typicky dlouhému období oběžné dráhy planety. Detekce pozičních posunů hvězdy je velmi náročná věda a je obtížné dosáhnout potřebné přesnosti. Vesmírné dalekohledy se mohou vyhnout rozmazání zemské atmosféry , což vede k přesnějšímu rozlišení.

Konfigurace systému

OddělenýPoloviční dvojčeKontaktKonfigurace binárního hvězdného systému s hmotnostním poměrem 3. Černé čáry představují vnitřní kritické Rocheovy ekvipotenciály, Rocheovy laloky.

Další klasifikace je založena na vzdálenosti mezi hvězdami v poměru k jejich velikostem:

Oddělené dvojhvězdy jsou binární hvězdy, kde každá složka je v jejím Roche laloku , tj. Oblast, kde je gravitační tah samotné hvězdy větší než u jiné složky. Hvězdy na sebe nemají zásadní vliv a vyvíjejí se v podstatě odděleně. Většina binárních souborů patří do této třídy.

Poloviční dvojhvězdy jsou dvojhvězdy, kde jedna ze složek vyplňuje Rocheův lalok binární hvězdy a druhá ne. Plyn z povrchu Roche-laloku plnící složky (dárce) je přenášen na druhou, narůstající hvězdu. Přenos hmoty dominuje vývoj systému. V mnoha případech tvoří přítokový plyn kolem akceptoru akreční disk .

Těsná dvojhvězda je druh dvojhvězdy, v němž obě složky binární naplnit své Roche laloky . Nejhořejší část hvězdných atmosfér tvoří společnou obálku, která obklopuje obě hvězdy. Jelikož tření obálky brzdí orbitální pohyb , mohou se hvězdy nakonec sloučit . Příkladem je W Ursae Majoris .

Kataklyzmatické proměnné a rentgenové binární soubory

Umělecké pojetí kataklyzmatického variabilního systému

Pokud binární systém obsahuje kompaktní objekt , jako je bílý trpaslík , neutronová hvězda nebo černá díra , může se na kompaktní objekt hromadit plyn z druhé (dárcovské) hvězdy . Tím se uvolní gravitační potenciální energie , což způsobí, že se plyn zahřeje a vydá záření. Příkladem takových systémů jsou kataklyzmatické proměnné hvězdy , kde je kompaktním objektem bílý trpaslík. V rentgenových binárních souborech může být kompaktním objektem buď neutronová hvězda nebo černá díra . Tyto binární soubory jsou klasifikovány jako nízké nebo vysoké hmotnostipodle hmotnosti dárcovské hvězdy. Vysoce hmotné rentgenové binární soubory obsahují mladou dárcovskou hvězdu raného typu s vysokou hmotností, která přenáší hmotu svým hvězdným větrem , zatímco rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností jsou dvojvláknové dvojhvězdy, ve kterých je plyn z donorové hvězdy pozdního typu nebo bílý trpaslík přetéká Rocheovým lalokem a padá k neutronové hvězdě nebo černé díře. Pravděpodobně nejznámějším příkladem rentgenové binárky je vysoce hmotná rentgenová binárka Cygnus X-1 . V Cygnus X-1 se hmotnost neviditelného společníka odhaduje přibližně na devětkrát více než Slunce daleko přesahuje limit Tolman - Oppenheimer - Volkoffpro maximální teoretickou hmotnost neutronové hvězdy. Proto se věří, že jde o černou díru; byl to první objekt, pro který se tomu všeobecně věřilo.

Oběžná doba

Oběžná období mohou být kratší než hodina (pro hvězdy AM CVn ) nebo několik dní (složky Beta Lyrae ), ale také stovky tisíc let ( Proxima Centauri kolem Alpha Centauri AB).

Variace období

Hlavní článek: Mechanismus Applegate

Mechanismus Applegate vysvětluje dlouhodobé variace oběžné doby pozorované v určitých zákrytových dvojhvězdách. Jak hvězda hlavní posloupnosti prochází cyklem aktivity, vnější vrstvy hvězdy podléhají magnetickému točivému momentu, který mění rozložení momentu hybnosti, což vede ke změně oblatality hvězdy. Oběžná dráha hvězd v binárním páru je gravitačně spojena s jejich tvarovými změnami, takže období ukazuje modulace (obvykle v řádu ∆P / P ∼ 10 −5 ) ve stejném časovém měřítku jako cykly aktivity (obvykle na řád desetiletí).

Dalším fenoménem pozorovaným u některých binárních souborů Algol bylo zvýšení monotónního období. To je zcela odlišné od mnohem častějších pozorování střídání a snižování střídavého období vysvětlených mechanismem Applegate. Monotónní nárůst období byl přičítán přenosu hmoty, obvykle (ale ne vždy) z méně hmotné hvězdy k hmotnější hvězdě

Označení

A a B

Umělecký dojem z binárního hvězdného systému AR Scorpii

Složky binárních hvězd jsou označeny příponami A a B připojenými k označení systému, A označuje primární a B sekundární. Příponu AB lze použít k označení dvojice (například binární hvězda α Centauri AB se skládá z hvězd α Centauri A a α Centauri B.) Pro systémy lze použít další písmena, například C , D atd. s více než dvěma hvězdami.V případech, kdy má dvojhvězda Bayerovo označení a je široce oddělena, je možné, že členové dvojice budou označeni horními indexy; příkladem je Zeta Reticuli, jehož složkami jsou ζ 1 Reticuli a ζ 2 Reticuli.

Označení Discoverer

Dvojité hvězdy jsou také označeny zkratkou, která dává objeviteli společně s indexovým číslem. Například otec α Centauri byl v roce 1689 otcem Richaudem zdvojnásoben, a proto je označen jako RHD 1 . Tyto kódy objevitelů najdete v katalogu Washington Double Star .

Horké a studené

Složky systému binárních hvězd mohou být označeny jejich relativními teplotami jako horký společník a chladný společník .

Příklady:

• Antares (Alpha Scorpii) je červená hvězda superobra v binární soustavě s teplejší modrou hvězdou hlavní sekvence Antares B. Antares B lze tedy označit za horkého společníka chladného superobra.
• Symbiotické hvězdy jsou binární hvězdné systémy složené z obří hvězdy pozdního typu a žhavějšího doprovodného objektu. Protože povaha společníka není ve všech případech dobře zavedená, lze jej nazvat "horkým společníkem".
• Světelná modrá proměnná Eta Carinae je v poslední době stanovena na binární hvězdný systém. Zdá se, že sekundární má vyšší teplotu než primární, a proto byl popsán jako hvězda "horkého společníka". Může to být hvězda Vlk - Rayet
• R Aquarii zobrazuje spektrum, které současně zobrazuje chladný i horký podpis. Tato kombinace je výsledkem chladného červeného superobra doprovázeného menším, žhavějším společníkem. Hmota proudí z superobra k menšímu a hustšímu společníkovi.
• NASA 's Kepler mise objevila příklady zákrytové dvojhvězdy, kde sekundární je teplejší složka. KOI-74b je 12000 K bílý trpaslík společník KOI-74 ( KIC 6889235 ), a 9400 K brzy typu A hvězdou hlavní posloupnosti . KOI-81b je 13000 K bílý trpaslík společník KOI-81 ( inovačního společenství 8823868 ), 10,000 K pozdní typu B hlavní-sekvenční hvězda .

Evoluce

"> Umělecký dojem z vývoje horké binární hvězdy s vysokou hmotností

Formace

I když není možné, že by některé binární soubory mohly být vytvořeny gravitačním zachycením mezi dvěma samostatnými hvězdami, vzhledem k velmi nízké pravděpodobnosti takové události (jsou skutečně zapotřebí tři objekty, protože zachování energie vylučuje jedno gravitační těleso zachycující další) a vysoký počet binárních souborů v současné době existuje, nemůže to být primární proces formování. Pozorování dvojhvězd sestávajících z hvězd, které dosud nejsou na hlavní posloupnosti, podporuje teorii, že dvojhvězdy se vyvíjejí během tvorby hvězd . Fragmentace molekulárního mraku během tvorby protohvězd je přijatelným vysvětlením pro vznik binárního nebo vícehvězdného systému.

Výsledkem problému se třemi těly , ve kterém mají tři hvězdy srovnatelnou hmotnost, je to, že nakonec bude jedna ze tří hvězd vyhozena ze systému a za předpokladu, že nedojde k žádným dalším významným poruchám, zbývající dvě vytvoří stabilní binární systém .

Hromadný přenos a narůstání

Jak se hvězda hlavní posloupnosti během svého vývoje zvětšuje , může v určitém okamžiku překročit svůj Rocheův lalok , což znamená, že část její hmoty se vydává do oblasti, kde je gravitační tah její doprovodné hvězdy větší než její vlastní. Výsledkem je, že hmota se bude přenášet z jedné hvězdy na druhou prostřednictvím procesu známého jako Roche labe overflow (RLOF), buď pohlcen přímým nárazem, nebo akrečním diskem . Matematický bod, kterým se tento přenos děje, se nazývá první Lagrangeův bod .Není neobvyklé, že akreční disk je nejjasnějším (a tedy někdy jediným viditelným) prvkem binární hvězdy.

Pokud hvězda vyroste mimo svůj Rocheův lalok příliš rychle na to, aby veškerá hmota mohla být přenesena do jiné složky, je také možné, že hmota opustí systém prostřednictvím jiných Lagrangeových bodů nebo jako hvězdný vítr , čímž bude účinně ztracena pro obě složky.Jelikož vývoj hvězdy je určen její hmotou, ovlivňuje proces vývoj obou společníků a vytváří stadia, kterých nelze dosáhnout pomocí jednotlivých hvězd.

Studie zákrytového ternárního Algolu vedly k algolskému paradoxu v teorii hvězdné evoluce : i když se složky binární hvězdy tvoří současně a hmotné hvězdy se vyvíjejí mnohem rychleji než ty méně hmotné, bylo pozorováno, že hmotnější složka Algol A je stále v hlavní sekvenci , zatímco méně masivní Algol B je subgiantem v pozdější vývojové fázi. Paradox lze vyřešit hromadným přenosem : když se hmotnější hvězda stala subgiantem, naplnila svůj Rocheův lalok a většina hmoty byla přenesena na druhou hvězdu, která je stále v hlavní posloupnosti. V některých binárních souborech podobných Algolu lze skutečně vidět tok plynu.

Uprchlíci a novy

Umělecké vykreslení plazmových výhozů z V Hydrae

Je také možné, že široce oddělené binární soubory během svého života ztratí gravitační kontakt v důsledku vnějších poruch. Složky se pak budou vyvíjet jako jednotlivé hvězdy. Blízké střetnutí mezi dvěma binárními systémy může také vést k gravitačnímu narušení obou systémů, přičemž některé hvězdy jsou vymrštěny vysokou rychlostí, což vede k uprchlým hvězdám .

Pokud má bílý trpaslík blízkou společenskou hvězdu, která přetéká jeho Rocheovým lalokem , bude bílý trpaslík neustále přijímat plyny z vnější atmosféry hvězdy. Tito jsou zhutněni na povrchu bílého trpaslíka svou intenzivní gravitací, stlačeni a zahřátí na velmi vysoké teploty, když je nasáván další materiál. Bílý trpaslík sestává z degenerované hmoty, a proto do značné míry nereaguje na teplo, zatímco akumulovaný vodík nikoli. K fúzi vodíku může dojít stabilním způsobem na povrchu během cyklu CNO, což způsobí, že obrovské množství energie uvolněné tímto procesem odfoukne zbývající plyny pryč od povrchu bílého trpaslíka. Výsledkem je extrémně jasný výbuch světla, známý jako nova .

V extrémních případech může tato událost způsobit, že bílý trpaslík překročí limit Chandrasekhar a spustí supernovu, která zničí celou hvězdu, další možnou příčinu útěků. Příkladem takové události je supernova SN 1572 , kterou pozoroval Tycho Brahe . Hubble Space Telescope nedávno vyfotil pozůstatky této události.

Astrofyzika

Binární soubory poskytují astronomům nejlepší metodu pro určení hmotnosti vzdálené hvězdy. Gravitační síla mezi nimi způsobuje, že obíhají kolem jejich společného těžiště. Z orbitálního vzoru vizuální dvojhvězdy nebo časové variace spektra spektroskopické dvojhvězdy lze určit hmotnost jejích hvězd, například pomocí funkce binární hmoty . Tímto způsobem lze najít vztah mezi vzhledem hvězdy (teplotou a poloměrem) a její hmotností, což umožňuje určení hmotnosti nebinárních souborů.

Protože v binárních systémech existuje velká část hvězd, jsou binární soubory obzvláště důležité pro naše chápání procesů, kterými se hvězdy tvoří. Obzvláště perioda a hmotnosti binárního systému nám říkají o velikosti momentu hybnosti v systému. Jelikož se jedná o konzervované množství ve fyzice, binární soubory nám poskytují důležité vodítka o podmínkách, za kterých vznikly hvězdy.

Výpočet těžiště v binárních hvězdách

V jednoduchém binárním případě, r 1 , je vzdálenost od středu první hvězdy ke středu hmoty nebo barycentru dána vztahem:

kde:

a je vzdálenost mezi dvěma hvězdnými středy am 1 a m 2 jsou hmotnosti dvou hvězd.

Pokud je vzat být osa semimajor orbity jednoho tělesa kolem druhé, pak r 1 bude osa semimajor oběžné dráhy prvního těla kolem středu hmoty nebo barycenter , a r 2 = - r 1 bude osa polomajoru oběžné dráhy druhého těla. Když je střed hmoty umístěn v masivnějším těle, bude se toto tělo spíše vrtět, než aby sledovalo rozeznatelnou oběžnou dráhu.

Centrum hromadných animací

Hlavní článek: Barycenter

Poloha červeného kříže označuje těžiště systému. Tyto obrázky nepředstavují žádný konkrétní skutečný systém.

(a.) Dvě tělesa podobné hmotnosti obíhající kolem společného těžiště nebo barycentra
(b.) Dvě tělesa s rozdílem v hmotnosti obíhající kolem společného barycentra, jako je systém Charon-Pluto
(c.) Dvě tělesa s velkým rozdílem v hmotnosti obíhající kolem společného barycentra (podobně jako systém Země - Měsíc )
(d.) Dvě tělesa s extrémním rozdílem v hmotnosti obíhající kolem společného barycentra (podobně jako systém Slunce - Země )
(e.) Dvě tělesa s podobnou hmotou obíhající kolem elipsy kolem společného barycentra

Zjištění výzkumu

Násobnost pravděpodobnosti pro hvězdy hlavní posloupnosti populace I

Hmotnostní rozsah Násobnost

Frekvence

Průměrný

Společníci

≤ 0,1 M 22%+ 6%
−4% 0,22+0,06
−0,04
0,1-0,5 M 26% ± 3% 0,33 ± 0,05
0,7-1,3 M 44% ± 2% 0,62 ± 0,03
1,5-5 M ≥ 50% 1,00 ± 0,10
8-16 M ≥ 60% 1,00 ± 0,20
≥ 16 M ≥ 80% 1,30 ± 0,20

Odhaduje se, že přibližně jedna třetina hvězdných systémů v Mléčné dráze je binárních nebo vícenásobných, přičemž zbývající dvě třetiny tvoří jednotlivé hvězdy. Celková četnost multiplicity obyčejných hvězd je monotónně rostoucí funkcí hvězdné hmoty . To znamená, že pravděpodobnost, že bude v binárním nebo vícehvězdném systému, se neustále zvyšuje, jak se zvyšuje hmotnost komponent.

Existuje přímá korelace mezi obdobím otáčení binární hvězdy a výstředností její dráhy, přičemž systémy krátké doby mají menší výstřednost. Dvojhvězdy lze nalézt s jakoukoli myslitelnou separací, od dvojic obíhajících tak těsně, že jsou prakticky ve vzájemném kontaktu , až po dvojice tak vzdáleně oddělené, že jejich spojení je naznačeno pouze jejich společným správným pohybem prostorem. Mezi gravitačně vázanými binárními hvězdnými systémy existuje takzvané logické normální rozdělení period, přičemž většina těchto systémů obíhá s obdobím asi 100 let. To je podpůrný důkaz pro teorii, během níž se tvoří binární systémytvorba hvězd .

V párech, kde mají dvě hvězdy stejnou jasnost , jsou také stejného spektrálního typu . V systémech, kde jsou různé jasy, je slabší hvězda modřejší, pokud je jasnější hvězda obří , a červenější, pokud jasnější hvězda patří do hlavní sekvence .

Umělecký dojem z pohledu (hypotetického) měsíce planety HD 188753 Ab (vlevo nahoře), který obíhá kolem trojhvězdného systému . Nejjasnější společník je těsně pod obzorem.

Hmotnost hvězdy lze přímo určit pouze z její gravitační přitažlivosti. Kromě Slunce a hvězd, které fungují jako gravitační čočky , to lze provést pouze v binárních a vícehvězdných systémech, což z binárních hvězd dělá důležitou třídu hvězd. V případě vizuální dvojhvězdy lze po určení oběžné dráhy a hvězdné paralaxy systému získat kombinovanou hmotnost těchto dvou hvězd přímou aplikací Keplerianova harmonického zákona .

Bohužel není možné získat úplnou oběžnou dráhu spektroskopické binární soustavy, pokud se nejedná také o vizuální nebo zákrytovou binární soustavu, takže z těchto objektů bude pouze stanovení společného součinu hmotnosti a sinusu úhlu sklonu vzhledem k přímce zorného pole je možné. V případě zákrytových dvojhvězd, které jsou také spektroskopickými dvojhvězdami, je možné najít kompletní řešení specifikací (hmotnost, hustota , velikost, svítivost a přibližný tvar) obou členů systému.

Planety

Hlavní článek: Obyvatelnost binárních hvězdných systémů Schéma binárního hvězdného systému s jednou planetou na oběžné dráze typu S a jednou na oběžné dráze typu P.

I když bylo zjištěno, že řada binárních hvězdných systémů ukrývá extrasolární planety , jsou tyto systémy ve srovnání se systémy s jednou hvězdou poměrně vzácné. Pozorování vesmírného dalekohledu Kepler ukázaly, že většina jednotlivých hvězd stejného typu jako Slunce má spoustu planet, ale pouze jedna třetina dvojhvězd ano. Podle teoretických simulací i široce oddělené binární hvězdy často narušují disky kamenných zrn, z nichž protoplanetyformulář. Na druhou stranu jiné simulace naznačují, že přítomnost binárního společníka může ve skutečnosti zlepšit rychlost formování planety ve stabilních orbitálních zónách tím, že "rozproudí" protoplanetární disk a zvýší rychlost narůstání protoplanet uvnitř.

Detekce planet ve více hvězdných systémech přináší další technické obtíže, které mohou být důvodem, proč se nacházejí jen zřídka. Mezi příklady patří bílý trpaslík - pulzar binární PSR B1620-26 , subgiant - červený trpaslík binární Gamma Cephei a bílý trpaslík - červený trpaslík binární NN Serpentis ; mezi ostatními.

Studie čtrnácti dříve známých planetárních systémů zjistila, že tři z těchto systémů jsou binární systémy. Bylo zjištěno, že všechny planety jsou na oběžných drahách typu S kolem primární hvězdy. V těchto třech případech byla sekundární hvězda mnohem slabší než primární, a proto nebyla dříve detekována. Tento objev vedl k přepočtu parametrů jak pro planetu, tak pro primární hvězdu.

Sci-fi často uváděla planety binárních nebo ternárních hvězd jako prostředí, například Tatooine od George Lucase z Hvězdných válek a jeden pozoruhodný příběh " Nightfall " to dokonce zavedl do systému se šesti hvězdičkami. Ve skutečnosti jsou některé dráhy na oběžné dráze nemožné z dynamických důvodů (planeta by byla relativně rychle vyloučena ze své oběžné dráhy, buď by byla úplně vyhozena ze systému nebo přenesena do vnitřního nebo vnějšího rozsahu oběžných drah), zatímco jiné oběžné dráhy představují vážné výzvy pro případné biosférykvůli pravděpodobným extrémním změnám povrchové teploty během různých částí oběžné dráhy. O planetách, které obíhají kolem jedné hvězdy v binární soustavě, se říká, že mají oběžné dráhy typu "S", zatímco ty, které obíhají kolem obou hvězd, mají oběžné dráhy typu "P" nebo " cirkumbinary ". Odhaduje se, že 50-60% binárních systémů je schopno podporovat obyvatelné pozemské planety ve stabilních orbitálních rozsazích.

Příklady

Dvě viditelně rozlišitelné součásti Albireo

Velká vzdálenost mezi komponentami a také jejich rozdíl v barvě činí z Albireo jednu z nejjednodušších pozorovatelných vizuálních dvojhvězd. Nejjasnější člen, který je třetí nejjasnější hvězdou v souhvězdí Labutě , je vlastně samotná blízká binárka. Také v souhvězdí Labutě je Cygnus X-1 , zdroj rentgenového záření považovaný za černou díru . Jedná se o binární rentgenový paprsek o vysoké hmotnosti , přičemž optickým protějškem je proměnná hvězda . Sirius je další dvojhvězda a nejjasnější hvězda na noční obloze s vizuální zdánlivou velikostí-1,46. Nachází se v souhvězdí Canis Major . V roce 1844 Friedrich Bessel odvodil, že Sirius byl binární. V roce 1862 Alvan Graham Clark objevil společníka (Sirius B; viditelná hvězda je Sirius A). V roce 1915 astronomové na observatoři Mount Wilson zjistili, že Sirius B je bílý trpaslík , první objevený. V roce 2005 astronomové pomocí Hubblova kosmického dalekohledu určili, že Sirius B bude mít průměr 12 000 km (7 456 mi) a hmotnost bude 98% Slunce.

Luhman 16 , třetí nejbližší hvězdný systém, obsahuje dva hnědé trpaslíky .

Příkladem zákrytové dvojhvězdy je Epsilon Aurigae v souhvězdí Auriga . Viditelná složka patří do spektrální třídy F0, druhá (zákrytová) složka není viditelná. Poslední takové zatmění nastalo v letech 2009-2011 a doufáme, že rozsáhlá pozorování, která budou pravděpodobně provedena, mohou přinést další vhled do podstaty tohoto systému. Další zákrytovou dvojhvězdou je Beta Lyrae , což je dvojitý hvězdný systém v souhvězdí Lyry .

Mezi další zajímavé binární soubory patří 61 Cygni (dvojhvězda v souhvězdí Labutě , složená ze dvou hvězd hlavní sekvence třídy K (oranžová) , 61 Cygni A a 61 Cygni B, která je známá velkým správným pohybem ), Procyon (nejjasnější hvězda v souhvězdí Canis Minor a osmá nejjasnější hvězda na noční obloze, což je dvojhvězda skládající se z hlavní hvězdy se slabým bílým trpasličím společníkem), SS Lacertae (zákrytová dvojhvězda, která přestala zákryt), V907 Sco (zákryt) binární, který se zastavil, restartoval a znovu zastavil) a BG Geminorum(zákrytová dvojhvězda, o které se předpokládá, že obsahuje černou díru s hvězdou K0 na oběžné dráze kolem ní), 2MASS J18082002−5104378 (dvojhvězda na " tenkém disku " Mléčné dráhy a obsahující jednu z nejstarších známých hvězd).

Několik příkladů hvězd

Systémy s více než dvěma hvězdami se nazývají více hvězd . Algol je nejznámější ternární (dlouho považovaný za binární), který se nachází v souhvězdí Perseus . Dvě složky systému se navzájem zatmějí, přičemž odchylku intenzity Algolu poprvé zaznamenal v roce 1670 Geminiano Montanari . Názvu Algol znamená "démon hvězdy" (z arabštiny : الغول al-Ghul ), který byl pravděpodobně daný vzhledem k jeho zvláštní chování. Další viditelnou ternární je Alpha Centauri v jižním souhvězdí Kentaura , která obsahuje čtvrtou nejjasnější hvězdu na noční obloze szdánlivá vizuální velikost -0,01. Tento systém také podtrhuje skutečnost, že pokud jsou binární soubory zlevněny, není úplné hledání obyvatelných planet úplné. Alfa Centauri A a B mají vzdálenost 11 AU při nejbližším přiblížení a oba by měli mít stabilní obyvatelné zóny.

Existují také příklady systémů mimo trojice: Castor je šestistupňový hvězdný systém, který je druhou nejjasnější hvězdou v souhvězdí Blíženců a jednou z nejjasnějších hvězd na noční obloze. Astronomicky bylo Castor objeveno jako vizuální binárka v roce 1719. Každá ze složek Castoru je sama o sobě spektroskopickým binárním souborem. Castor má také slabého a široce odděleného společníka, který je také spektroskopickým binárním souborem. Alcor-Mizar vizuální binární v Ursa Majoris se také skládá ze šesti hvězd, čtyři zahrnující Mizar a dva obsahujících Alcor.