Binary star - Dvojhvězda
Binary star - Dvojhvězda
Dvojhvězda je systém dvou hvězd , které jsou k sobě gravitačně vázány a obíhají kolem sebe. Dvojhvězdy na noční obloze, které jsou pouhým okem viděny jako jeden objekt, jsou často rozlišeny pomocí dalekohledu jako samostatné hvězdy, v takovém případě se nazývají vizuální dvojhvězdy . Mnoho vizuálních dvojhvězd má dlouhé oběžné doby několik století nebo tisíciletí, a proto mají oběžné dráhy, které jsou nejisté nebo málo známé. Mohou být také detekovány nepřímými technikami, jako je spektroskopie ( spektroskopické dvojhvězdy ) nebo astrometrie ( astrometrické dvojhvězdy ).). Pokud se stane, že dvojhvězda obíhá v rovině podél naší viditelnosti, její složky se zatmí a vzájemně se přestanou ; tyto páry se nazývají zákrytové dvojhvězdy nebo spolu s jinými dvojhvězdami, které mění jas, když obíhají, fotometrické dvojhvězdy .
Pokud jsou komponenty v binárních hvězdných systémech dostatečně blízko, mohou gravitačně deformovat jejich vzájemné vnější hvězdné atmosféry. V některých případech si tyto blízké binární systémy mohou vyměňovat hmotu, což může přivést jejich vývoj do stádií, kterých jednotlivé hvězdy nemohou dosáhnout. Příklady binárních souborů jsou Sirius a Cygnus X-1 (Cygnus X-1 je známá černá díra ). Dvojhvězdy jsou také běžné jako jádra mnoha planetárních mlhovin a jsou předchůdci jak nov , tak supernov typu Ia .
Objev
Termín binární poprvé použil v této souvislosti Sir William Herschel v roce 1802, když napsal:
Pokud by naopak měly být dvě hvězdy skutečně umístěny velmi blízko sebe a zároveň tak izolovány, aby nebyly hmotně ovlivněny přitažlivostí sousedních hvězd, budou pak tvořit samostatný systém a zůstanou spojeny pouto jejich vlastní vzájemné gravitace vůči sobě. Tomu by se mělo říkat skutečná dvojhvězda; a jakékoli dvě hvězdy, které jsou takto vzájemně propojeny, tvoří binární siderický systém, o kterém nyní uvažujeme.
Podle moderní definice je termín dvojhvězda obecně omezen na dvojice hvězd, které se točí kolem společného středu hmoty. Dvojhvězdy, které lze rozlišit pomocí dalekohledu nebo interferometrických metod, jsou známé jako vizuální dvojhvězdy . U většiny známých vizuálních dvojhvězd nebyla dosud pozorována jedna celá revoluce; spíše se pozoruje, že se pohybovaly po zakřivené dráze nebo částečném oblouku.
Binární systém dvou hvězd
Obecnější termín dvojitá hvězda se používá pro dvojice hvězd, které jsou na obloze vidět blízko sebe. V jiných jazycích než v angličtině se toto rozlišení zřídkakdy dělá. Dvojhvězdy mohou být dvojhvězdy nebo mohou být pouhými dvěma hvězdami, které se na obloze zdají být blízko sebe, ale mají velmi odlišné skutečné vzdálenosti od Slunce. Posledně jmenované se nazývají optické dvojité nebo optické páry.
Od vynálezu dalekohledu bylo nalezeno mnoho dvojic dvojhvězd. Mezi první příklady patří Mizar a Acrux . Giovanni Battista Riccioli v roce 1650 (a pravděpodobně dříve Benedetto Castelli a Galileo ) pozoroval Mizara ve Velkém voze ( Ursa Major ) jako dvojníka . Jasná jižní hvězda Acrux v jižním kříži byla objevena otcem Fontenayem v roce 1685 jako dvojitá.
John Michell byl první, kdo navrhl, že dvojité hvězdy by mohly být fyzicky připojeny k sobě, když v roce 1767 tvrdil, že pravděpodobnost, že dvojitá hvězda byla způsobena náhodným zarovnáním, byla malá. William Herschel začal s pozorováním dvojhvězd v roce 1779 a brzy poté vydal katalogy asi 700 dvojhvězd. V roce 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 dvojhvězdy však byla vypočítána až v roce 1827, kdy Félix Savary vypočítal dráhu Xi Ursae Majoris . Od této doby bylo katalogizováno a změřeno mnohem více dvojhvězd. Washington Double Star Catalog , databáze vizuálních dvojhvězd sestavená Námořní observatoří Spojených států amerických , obsahuje přes 100 000 párů dvojhvězd, včetně optických dvojhvězd i dvojhvězd. Dráhy jsou známé pouze pro několik tisíc těchto dvojhvězd a u většiny nebylo zjištěno, že by se jednalo o skutečné dvojhvězdy nebo optické dvojhvězdy. To lze určit pozorováním relativního pohybu dvojic. Pokud je pohyb součástí oběžné dráhy nebo pokud mají hvězdy podobné radiální rychlosti a rozdíl v jejich vlastních pohybechje malý ve srovnání s jejich běžným správným pohybem, pár je pravděpodobně fyzický. Jedním z úkolů, který vizuálním pozorovatelům dvojhvězd zbývá, je získat dostatek pozorování k prokázání či vyvrácení gravitační souvislosti.
Klasifikace
Okrajový disk plynu a prachu přítomný kolem binárního hvězdného systému HD 106906
Metody pozorování
Dvojhvězdy jsou klasifikovány do čtyř typů podle způsobu, jakým jsou pozorovány: vizuálně, pozorováním; spektroskopicky , periodickými změnami ve spektrálních čarách ; fotometricky , změnami jasnosti způsobenými zatměním; nebo astrometricky , měřením odchylky v pozici hvězdy způsobené neviditelným společníkem. Každá dvojhvězda může patřit do několika z těchto tříd; například několik spektroskopických dvojhvězd je také zákrytovými dvojhvězdami.
Vizuální binární soubory
Hlavní článek: Vizuální binární
Vizuální dvojhvězda je dvojhvězda, pro kterou je úhlová vzdálenost mezi dvěma složkami dostatečně velká, aby ji bylo možné pozorovat jako dvojhvězdu v dalekohledu nebo dokonce v dalekohledu s vysokým výkonem . Úhlové rozlišení dalekohledu je důležitým faktorem při detekci vizuálních dvojhvězd, a protože lepší úhlová rozlišení jsou aplikována na pozorování dvojhvězd, bude detekován rostoucí počet vizuálních dvojhvězd. Relativní jasnost dvou hvězd je také důležitým faktorem, protože oslnění od jasné hvězdy může ztížit detekci přítomnosti slabší složky.
Jasnější hvězda vizuální dvojhvězdy je primární hvězda a slabší hvězda je považována za sekundární. V některých publikacích (zejména starších) se slabý sekundární nazýván comes (množné číslo comites ; společník). Pokud mají hvězdy stejnou jasnost, je obvykle přijímáno označení objevitel pro primární.
Měří se úhel polohy sekundáru vzhledem k primáru spolu s úhlovou vzdáleností mezi dvěma hvězdami. Zaznamenává se také doba pozorování. Po zaznamenání dostatečného počtu pozorování za určité časové období jsou tato zakreslena v polárních souřadnicích s primární hvězdou v počátku a těmito body je nakreslena nejpravděpodobnější elipsa tak, aby byl splněn Keplerov zákon ploch . Tato elipsa je známá jako zdánlivá elipsa a je projekcí skutečné eliptické dráhy sekundární s ohledem na primární v rovině oblohy. Z této projektované elipsy lze vypočítat kompletní prvky oběžné dráhy, kdehlavní poloosa může být vyjádřena pouze v úhlových jednotkách, pokud není známa hvězdná paralaxa a tudíž vzdálenost systému.
Spektroskopické dvojhvězdy
Algol B obíhá Algol A. Tato animace byla sestavena z 55 snímků interferometru CHARA v blízkém infračerveném H-pásmu, seřazených podle orbitální fáze.
Někdy jediný důkaz dvojhvězdy 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 nejprve směrem k modré, poté k červené, protože se každá během svého pohybu pohybuje nejprve směrem k nám a poté od nás. o jejich společném těžišti s dobou jejich společné oběžné dráhy.
V těchto systémech je vzdálenost mezi hvězdami obvykle velmi malá a orbitální rychlost velmi vysoká. Pokud není rovina oběžné dráhy kolmá k přímce pohledu, oběžné rychlosti budou mít složky v linii pohledu a pozorovaná radiální rychlost systému se bude periodicky měnit. Protože radiální rychlost lze měřit spektrometrem pozorováním Dopplerova posunu spektrálních čar hvězd , jsou takto detekované dvojhvězdy známé jako spektroskopické dvojhvězdy . Většinu z nich nelze rozlišit jako vizuální dvojhvězdu, a to ani s dalekohledy s nejvyšší 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 dvouřadá spektroskopická dvojhvězda (často označovaná jako "SB2"). V jiných systémech je vidět spektrum pouze jedné z hvězd a čáry ve spektru se periodicky posouvají směrem k modré, pak k červené a zase zpět. Takové hvězdy jsou známé jako jednořadé spektroskopické dvojhvězdy ("SB1").
Dráha spektroskopické dvojhvězdy je určena provedením dlouhé série 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 , pak bude křivka sinusová . Pokud je oběžná dráha elipsovitá , bude tvar křivky záviset na excentricitě elipsy a orientaci hlavní osy vzhledem k přímce pohledu.
Je nemožné určit jednotlivě hlavní poloosu a a sklon roviny oběžné dráhy i . Součin hlavní poloosy a sinusu 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 nalézt kompletní řešení pro dráhu.
Dvojhvězdy, které jsou jak vizuální, tak spektroskopické dvojhvězdy, jsou vzácné a při nalezení jsou cenným zdrojem informací. Je známo asi 40. Vizuální dvojhvězdy mají často velké skutečné vzdálenosti, s periodami měřenými v desetiletích až staletích; v důsledku toho mají obvykle orbitální rychlosti příliš malé na to, aby je bylo možné měřit spektroskopicky. Naopak spektroskopické dvojhvězdy se na svých drahách pohybují rychle, protože jsou blízko u sebe, obvykle příliš blízko na to, aby byly detekovány jako vizuální dvojhvězdy. Dvojhvězdy, u kterých bylo zjištěno, že jsou vizuální i spektroskopické, musí být tedy relativně blízko Země.
Zákrytové dvojhvězdy
Zákrytová dvojhvězda je dvojhvězdný systém, ve kterém rovina oběžné dráhy obou hvězd leží tak blízko v zorné linii pozorovatele, že složky podstupují vzájemná zatmění . V případě, kdy je dvojhvězda zároveň spektroskopickou dvojhvězdou a je známa paralaxa systému, je dvojhvězda pro hvězdnou analýzu docela cenná. Algol , trojhvězdný systém v souhvězdí Persea , obsahuje nejznámější příklad zákrytové dvojhvězdy.
"> Toto video ukazuje umělcovu představu zákrytové dvojhvězdné soustavy. Jak obě hvězdy obíhají kolem sebe, míjejí se před sebou a jejich kombinovaná jasnost při pohledu z dálky klesá.
Zákrytové dvojhvězdy jsou proměnné hvězdy, ne proto, že by se světlo jednotlivých složek měnilo, ale kvůli zatměním. Světelná křivka zákrytové dvojhvězdy je charakterizována periodami prakticky konstantního světla s periodickými poklesy intenzity, když jedna hvězda prochází před druhou. Jas může během oběhu klesnout dvakrát, jednou, když sekundár prochází před primární a jednou, když primární prochází před sekundárem. Hlubší ze dvou zatmění se nazývá primární bez ohledu na to, která hvězda je zakryta, a pokud dojde také k mělkému druhému zatmění, nazývá se sekundární zatmění. Velikost poklesu jasnosti závisí na relativní jasnosti dvou hvězd, podílu skryté hvězdy, která je skryta, a povrchové jasnosti(tj . efektivní teplota ) hvězd. Primární zatmění obvykle způsobuje zákryt žhavější hvězdy.
Periodu oběžné dráhy zákrytové dvojhvězdy lze určit studiem její světelné křivky a relativní velikosti jednotlivých hvězd lze určit z hlediska poloměru oběžné dráhy pozorováním toho, jak rychle se jasnost mění v závislosti na kotouči nejbližšího hvězda klouže po disku druhé hvězdy. Pokud se zároveň jedná o spektroskopickou dvojhvězdu, lze určit i orbitální prvky a poměrně snadno určit hmotnost hvězd, což znamená, že v tomto případě lze určit relativní hustoty hvězd.
Přibližně od roku 1995 bylo možné měřit základní parametry extragalaktických zákrytových dvojhvězd pomocí 8metrových dalekohledů. Díky tomu je možné je použít k přímému měření vzdáleností od vnějších galaxií, což je proces, který je přesnější než použití standardních svíček . Do roku 2006 byly použity k přímým odhadům vzdálenosti k LMC , SMC , Galaxii Andromeda a Galaxii Triangulum . Zákrytové dvojhvězdy nabízejí přímou metodu měření vzdálenosti ke galaxiím s vylepšenou 5% přesností.
Nezakryté dvojhvězdy, které lze detekovat fotometrií
Blízké nezákrytové dvojhvězdy lze také fotometricky detekovat pozorováním toho, jak se hvězdy navzájem ovlivňují třemi způsoby. První je pozorováním dalšího světla, které hvězdy odrážejí od svého společníka. Druhým je pozorování elipsoidních světelných variací, které jsou způsobeny deformací tvaru hvězdy jejich společníky. Třetí metodou je sledování toho, jak relativistický paprsek ovlivňuje zdánlivou velikost hvězd. Detekce dvojhvězd těmito metodami vyžaduje přesnou fotometrii .
Astrometrické dvojhvězdy
Astronomové objevili některé hvězdy, které zdánlivě obíhají kolem prázdného prostoru. Astrometrické dvojhvězdy jsou relativně blízké hvězdy, které lze vidět, jak se kolísají kolem bodu ve vesmíru bez viditelného společníka. K odvození hmotnosti chybějícího společníka lze použít stejnou matematiku jako pro běžné dvojhvězdy. Společník může být velmi slabý, takže je v současné době nedetekovatelný nebo maskovaný oslněním primárního záření, nebo to může být objekt, který nevyzařuje žádné nebo jen malé elektromagnetické záření , například neutronová hvězda .
Pozice viditelné hvězdy je pečlivě měřena a detekována se mění v důsledku gravitačního vlivu jejího protějšku. Poloha hvězdy se opakovaně měří vzhledem ke vzdálenějším hvězdám a poté se kontroluje periodické posuny polohy. Tento typ měření lze obvykle provádět pouze na blízkých hvězdách, jako jsou hvězdy v okruhu 10 parseků . Blízké hvězdy mají často relativně vysoký správný pohyb , takže astrometrické dvojhvězdy se budou jevit jako vratkou dráhu po obloze.
Pokud je společník dostatečně hmotný, aby způsobil pozorovatelný posun v poloze hvězdy, lze jeho přítomnost odvodit. Z přesných astrometrických měření pohybu viditelné hvězdy za dostatečně dlouhou dobu lze určit informaci o hmotnosti souputníka a jeho oběžné době.I když společník není viditelný, charakteristiky systému lze určit z pozorování pomocí Keplerova zákonů.
Tato metoda detekce dvojhvězd se také používá k lokalizaci extrasolárních planet obíhajících kolem hvězdy. Požadavky na provedení tohoto měření jsou však velmi náročné kvůli velkému rozdílu v poměru hmotnosti a typicky dlouhé době oběhu planety. Detekce polohových posunů hvězdy je velmi náročná věda a je obtížné dosáhnout potřebné přesnosti. Vesmírné dalekohledy se mohou vyhnout efektu rozmazání zemské atmosféry , což má za následek přesnější rozlišení.
Konfigurace systému
SamostatnýPolořadovýKontaktKonfigurace dvojhvězdného 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 velikosti:
Oddělené dvojhvězdy jsou dvojhvězdy, kde se každá složka nachází ve svém Rocheově laloku , tj. v oblasti, kde je gravitační přitažlivost samotné hvězdy větší než gravitační síla druhé složky. Hvězdy na sebe nemají žádný zásadní vliv a v podstatě se vyvíjejí odděleně. Většina binárních souborů patří do této třídy.
Polooddělené dvojhvězdy jsou dvojhvězdy, kde jedna ze složek vyplňuje Rocheův lalok dvojhvězdy a druhá nikoli. Plyn z povrchu Roche-laloku vyplňujícího komponentu (donoru) je přenášen do druhé, akreční hvězdy. Přenos hmoty dominuje vývoji systému. V mnoha případech tvoří přitékající plyn kolem akretoru akreční disk.
Kontaktní dvojhvězda je druh dvojhvězdy, ve které obě složky dvojhvězdy vyplňují své Rocheovy laloky . Nejvyšší část hvězdných atmosfér tvoří společný obal , který obě hvězdy obklopuje. Jak tření obálky brzdí orbitální pohyb , hvězdy mohou nakonec splynout . W Ursae Majoris je příkladem.
Kataklyzmatické proměnné a rentgenové dvojhvězdy
Umělcova koncepce kataklyzmatického variabilního systému
Když binární systém obsahuje kompaktní objekt , jako je bílý trpaslík , neutronová hvězda nebo černá díra , plyn z jiné (dárcovské) hvězdy se může nahromadit na kompaktním objektu. Tím se uvolní gravitační potenciální energie , která způsobí zahřátí plynu a vyzařování záření. Kataklyzmatické proměnné hvězdy , kde kompaktní objekt je bílý trpaslík, jsou příklady takových systémů. V rentgenových dvojhvězdách může být kompaktním objektem buď neutronová hvězda , nebo černá díra . Tyto dvojhvězdy jsou klasifikovány jako nízkohmotné nebo vysokohmotnépodle hmotnosti dárcovské hvězdy. Rentgenové dvojhvězdy s vysokou hmotností obsahují mladou donorovou hvězdu raného typu , která přenáší hmotu svým hvězdným větrem , zatímco rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností jsou poloodpojené dvojhvězdy, ve kterých plyn z donorové hvězdy pozdního typu nebo bílý trpaslík přeteče přes Rocheův lalok a padá směrem k neutronové hvězdě nebo černé díře. Pravděpodobně nejznámějším příkladem rentgenové dvojhvězdy je vysokohmotná rentgenová dvojhvězda Cygnus X-1 . V Cygnus X-1 se hmotnost neviditelného společníka odhaduje na asi devítinásobek hmotnosti Slunce, daleko přesahující Tolman-Oppenheimer-Volkoffův limit.pro maximální teoretickou hmotnost neutronové hvězdy. Předpokládá se proto, že jde o černou díru; byl to první předmět, u kterého se tomu všeobecně věřilo.
Orbitální období
Orbitální doby mohou být méně než hodinu (pro AM CVn hvězdy ) nebo několik dní (součásti Beta Lyrae ), ale také stovky tisíc let ( Proxima Centauri kolem Alpha Centauri AB).
Změny v období
Hlavní článek: Applegate mechanismus
Mechanismus Applegate vysvětluje dlouhodobé variace orbitální periody pozorované v určitých zákrytových dvojhvězdách. Když hvězda hlavní posloupnosti prochází cyklem aktivity, vnější vrstvy hvězdy jsou vystaveny magnetickému momentu, který mění rozložení momentu hybnosti, což má za následek změnu zploštělosti hvězdy. Dráha hvězd v binárním páru je gravitačně spojena s jejich tvarovými změnami, takže perioda vykazuje modulace (obvykle v řádu ∆P/P ∼ 10 −5 ) ve stejném časovém měřítku jako cykly aktivity (obvykle na řádově desítky let).
Dalším jevem pozorovaným u některých dvojhvězd Algol byl monotónní nárůst period. To je zcela odlišné od mnohem běžnějších pozorování nárůstu a poklesu střídání period vysvětlovaných mechanismem Applegate. Monotónní nárůst periody byl připisován přenosu hmoty, obvykle (ale ne vždy) z méně hmotné hvězdy na hmotnější
Označení
A a B
Umělecký dojem z dvojhvězdného systému AR Scorpii
Složky dvojhvězd se označují příponami A a B připojenými k označení systému, A značí primární a B sekundární. Přípona AB může být použita k označení dvojice (např. dvojhvězda α Centauri AB se skládá z hvězd α Centauri A a α Centauri B.) Pro systémy mohou být použita další písmena, jako je 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 komponenty jsou ζ 1 Reticuli a ζ 2 Reticuli.
Označení Discoverer
Dvojhvězdy jsou také označeny zkratkou, která udává objeviteli spolu s indexovým číslem. Například α Centauri bylo zjištěno otcem Richaudem v roce 1689 jako dvojité, a tak je označeno RHD 1 .Tyto kódy objevitelů lze nalézt ve Washington Double Star Catalog .
Horká a studená
Komponenty dvojhvězdného systému mohou být označeny podle jejich relativních teplot jako horký společník a chladný společník .
Příklady:
- Antares (Alpha Scorpii) je červený veleobr v binárním systému s žhavější modrou hvězdou hlavní posloupnosti Antares B. Antares B lze tedy označit za horkého společníka chladného veleobra.
- Symbiotické hvězdy jsou binární hvězdné systémy složené z obří hvězdy pozdního typu a žhavějšího doprovodného objektu. Vzhledem k tomu, že povaha společníka není ve všech případech dobře zavedena, lze jej označit jako "žhavý společník".
- Svítící modrá proměnná Eta Carinae byla nedávno určena jako binární hvězdný systém. Zdá se, že sekundární hvězda má vyšší teplotu než primární, a proto byla popsána jako hvězda "horkého společníka". Může to být Wolf-Rayetova hvězda.
- R Aquarii ukazuje spektrum, které současně zobrazuje chladný i horký podpis. Tato kombinace je výsledkem chladného červeného veleobra doprovázeného menším, žhavějším společníkem. Hmota proudí od veleobra k menšímu, hustšímu společníkovi.
- Mise Kepler NASA objevila příklady zákrytových dvojhvězd, kde sekundární je žhavější složka . KOI-74b je 12 000 K bílý trpaslík společník KOI-74 ( KIC 6889235 ), 9 400 K hvězda rané hlavní posloupnosti typu A. KOI-81b je 13 000 K bílý trpaslík společník KOI-81 ( KIC 8823868 ), 10 000 K pozdní hvězda hlavní posloupnosti typu B.
Evoluce
"> Umělcův dojem z vývoje horké vysokohmotné dvojhvězdy
formace
I když není vyloučeno, že by některé dvojhvězdy mohly vzniknout gravitačním zachycením mezi dvěma jednotlivými hvězdami, vzhledem k velmi nízké pravděpodobnosti takové události (ve skutečnosti jsou zapotřebí tři objekty, protože zachování energie vylučuje, aby jediné gravitující těleso zachytilo další) a vysoký počet aktuálně existujících dvojhvězd, to nemůže být primární proces tvorby. Pozorování dvojhvězd sestávajících z hvězd, které ještě nejsou v hlavní posloupnosti, podporuje teorii, že se dvojhvězdy vyvíjejí během formování hvězd . Fragmentace molekulárního mračna během formování protohvězd je přijatelným vysvětlením pro vznik binárního nebo vícehvězdného systému.
Výsledkem problému tří těles , ve kterém mají tři hvězdy srovnatelnou hmotnost, je, že nakonec bude jedna ze tří hvězd vyvržena ze systému a za předpokladu, že nedojde k žádným významným dalším poruchám, zbývající dvě vytvoří stabilní binární systém. .
Přenos hmoty a narůstání
Jak hvězda hlavní posloupnosti během svého vývoje zvětšuje svou velikost , může v určitém okamžiku překročit svůj Rocheův lalok , což znamená, že část její hmoty se odváží do oblasti, kde je gravitační přitažlivost její doprovodné hvězdy větší než její vlastní. [52] Výsledkem je, že hmota se bude přenášet z jedné hvězdy na druhou prostřednictvím procesu známého jako přetečení laloku Roche (RLOF), přičemž buď bude pohlcena přímým dopadem nebo prostřednictvím akrečního disku . Matematický bod, přes který k tomuto přenosu dochází, se nazývá první Lagrangův bod . Není neobvyklé, že akreční disk je nejjasnějším (a tedy někdy i jediným viditelným) prvkem dvojhvězdy.
Pokud hvězda roste mimo svůj Rocheův lalok příliš rychle na to, aby se všechna hojná hmota přenesla do druhé složky, je také možné, že hmota opustí systém přes jiné Lagrangeovy body nebo jako hvězdný vítr , čímž se účinně ztratí pro obě složky. Vzhledem k tomu, že vývoj hvězdy je určen její hmotností, tento proces ovlivňuje vývoj obou souputníků a vytváří fáze, kterých nemohou jednotlivé hvězdy dosáhnout.
Studie zákrytového ternárního Algolu vedly k Algolovu paradoxu v teorii hvězdné evoluce : přestože se složky dvojhvězdy formují ve stejnou dobu a hmotné hvězdy se vyvíjejí mnohem rychleji než ty méně hmotné, bylo pozorováno, že hmotnější složka Algol A je stále v hlavní posloupnosti , zatímco méně masivní Algol B je podobr v pozdější evoluční fázi. Paradox lze vyřešit přenosem hmoty : když se hmotnější hvězda stala podobrem, zaplnila svůj Rocheův lalok a většina hmoty byla přenesena na další hvězdu, která je stále v hlavní sekvenci. V některých dvojhvězdách podobných Algolu lze skutečně vidět proudění plynu.
Uprchlíci a novy
Umělecké ztvárnění plazmových výronů z V Hydrae
Je také možné, že široce oddělené dvojhvězdy ztratí během svého života vzájemný gravitační kontakt v důsledku vnějších poruch. Komponenty se pak budou vyvíjet jako jednotlivé hvězdy. Blízké setkání mezi dvěma binárními systémy může také vést ke gravitačnímu narušení obou systémů, přičemž některé hvězdy jsou vymrštěny vysokou rychlostí, což vede ke hvězdám na útěku.
Pokud má bílý trpaslík blízkou doprovodnou hvězdu, která přetéká přes Rocheův lalok , bude bílý trpaslík plynule narůstat plyny z vnější atmosféry hvězdy. Ty jsou na povrchu bílého trpaslíka zhutněny jeho intenzivní gravitací, stlačeny a zahřáty na velmi vysoké teploty, jak je nasáván další materiál. Bílý trpaslík se skládá z degenerované hmoty, a tak do značné míry nereaguje na teplo, zatímco nahromaděný vodík ne. K fúzi vodíku může dojít stabilně na povrchu prostřednictvím cyklu CNO, což způsobí, že obrovské množství energie uvolněné tímto procesem odfoukne zbývající plyny pryč z 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, což je další možná příčina útěků.Příkladem takové události je supernova SN 1572 , kterou pozoroval Tycho Brahe . Hubbleův vesmírný dalekohled nedávno pořídil snímek pozůstatků této události.
astrofyzika
Dvojhvězdy poskytují astronomům nejlepší metodu k určení hmotnosti vzdálené hvězdy. Gravitační síla mezi nimi způsobuje, že obíhají kolem společného těžiště. Z orbitálního vzoru vizuální dvojhvězdy nebo časové variace spektra spektroskopické dvojhvězdy lze určit hmotnost jejích hvězd, například pomocí binární hmotnostní funkce . Tímto způsobem lze nalézt vztah mezi vzhledem hvězdy (teplotou a poloměrem) a její hmotností, což umožňuje určit hmotnost nedvojhvězd.
Vzhledem k tomu, že velká část hvězd existuje ve dvojhvězdných systémech, jsou dvojhvězdy zvláště důležité pro naše pochopení procesů, kterými hvězdy vznikají. Zejména perioda a hmotnosti dvojhvězdy nám říkají o velikosti momentu hybnosti v systému. Protože se jedná o konzervovanou veličinu ve fyzice, dvojhvězdy nám poskytují důležitá vodítka o podmínkách, za kterých se hvězdy formovaly.
Výpočet těžiště v dvojhvězdách
V jednoduchém binárním případě r 1 , vzdálenost od středu první hvězdy k těžišti nebo barycentru , je dána vztahem:
kde:
a je vzdálenost mezi dvěma hvězdnými středy am 1 a m 2 jsou hmotnosti dvou hvězd.
Jestliže a je považováno za hlavní poloosu oběžné dráhy jednoho tělesa kolem druhého, pak r 1 bude hlavní poloosa oběžné dráhy prvního tělesa kolem těžiště nebo barycentra a r 2 = a - r 1 bude semihlavní osou oběžné dráhy druhého tělesa. Když je těžiště umístěno v masivnějším tělese, bude se zdát, že se těleso spíše kymácí, než aby sledovalo rozeznatelnou dráhu.
Animace těžiště
Hlavní článek: Barycenter
Poloha červeného kříže označuje těžiště systému. Tyto obrázky nepředstavují žádný konkrétní reálný systém.
(a.) Dvě tělesa podobné hmotnosti obíhající kolem společného těžiště neboli barycentra
(b.) Dvě tělesa s rozdílnou hmotností obíhající kolem společného barycentra, jako je systém Charon-Pluto
(c.) Dvě tělesa s velkým rozdílem v hmotnosti obíhající kolem společného barycentra (podobné systému Země-Měsíc )
(d.) Dvě tělesa s extrémním rozdílem v hmotnosti obíhající kolem společného barycentra (podobné systému Slunce-Země )
(e.) Dvě tělesa s podobnou hmotností obíhající po elipse kolem společného barycentra
Výsledky výzkumu
Pravděpodobnost multiplicity pro hvězdy hlavní sekvence Populace I
Hmotnostní rozsah Mnohonásobnost
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 jsou jednotlivé hvězdy. Celková multiplicitní frekvence obyčejných hvězd je monotónně rostoucí funkcí hvězdné hmoty . To znamená, že pravděpodobnost, že budeme ve dvojhvězdném nebo vícehvězdném systému, se neustále zvyšuje s rostoucí hmotností složek.
Existuje přímá korelace mezi dobou otáčení dvojhvězdy a excentricitou její oběžné dráhy, přičemž systémy s krátkou periodou mají excentricitu menší. Dvojhvězdy lze nalézt s jakýmkoli myslitelným oddělením, od párů obíhajících tak blízko, že jsou spolu prakticky v kontaktu , až po páry tak vzdáleně oddělené, že jejich spojení je naznačeno pouze jejich společným správným pohybem prostorem. Mezi gravitačně vázanými dvojhvězdnými systémy existuje tzv. logaritmické normální rozdělení period, přičemž většina těchto systémů obíhá s periodou asi 100 let. To je podpůrný důkaz pro teorii, že binární systémy vznikají běhemformování hvězd.
V párech, kde mají dvě hvězdy stejnou jasnost , jsou také stejného spektrálního typu . V systémech, kde se jasy liší, je slabší hvězda modřejší, pokud je jasnější hvězda obří hvězda , a červenější, pokud jasnější hvězda patří do hlavní posloupnosti.
Umělcův dojem z (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 působí jako gravitační čočky , to lze provést pouze ve dvojhvězdných a vícenásobných hvězdných systémech, díky čemuž jsou dvojhvězdy důležitou třídou hvězd. V případě vizuální dvojhvězdy lze po určení oběžné dráhy a hvězdné paralaxy systému získat kombinovanou hmotnost dvou hvězd přímou aplikací Keplerianova harmonického zákona.
Bohužel je nemožné získat úplnou oběžnou dráhu spektroskopické dvojhvězdy, pokud nejde zároveň o vizuální nebo zákrytovou dvojhvězdu, takže z těchto objektů lze pouze určit společný součin hmotnosti a sinus úhlu sklonu vzhledem k přímce. zrak je možný. V případě zákrytových dvojhvězd, které jsou zároveň spektroskopickými dvojhvězdami, je možné najít kompletní řešení specifikací (hmotnost, hustota , velikost, svítivost a přibližný tvar) obou členů soustavy.
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 , takové systémy jsou ve srovnání se systémy jediné hvězdy poměrně vzácné. Pozorování vesmírným dalekohledem Kepler ukázala, že většina jednotlivých hvězd stejného typu jako Slunce má spoustu planet, ale pouze jedna třetina dvojhvězd. Podle teoretických simulací i široce oddělené dvojhvězdy často narušují disky kamenných zrn, z nichž protoplanetyformulář. Na druhou stranu, jiné simulace naznačují, že přítomnost binárního společníka může ve skutečnosti zlepšit rychlost formování planet ve stabilních orbitálních zónách "rozhýbáním" protoplanetárního disku, čímž se zvýší rychlost akrece protoplanet uvnitř.
Detekce planet ve více hvězdných systémech přináší další technické potíže, což může být důvod, proč se vyskytují jen zřídka. Mezi příklady patří mimo jiné dvojhvězda bílý trpaslík - pulsar PSR B1620-26 , dvojhvězda podobr - červený trpaslík Gamma Cephei a dvojhvězda bílý trpaslík - červený trpaslík NN Serpentis.
Studie čtrnácti dříve známých planetárních systémů zjistila, že tři z těchto systémů jsou binární systémy. Bylo zjištěno, že všechny planety jsou na oběžné dráze typu S kolem primární hvězdy. V těchto třech případech byla sekundární hvězda mnohem slabší než primární, a tak nebyla dříve detekována. Tento objev vyústil v přepočet parametrů jak pro planetu, tak pro primární hvězdu.
Sci-fi často uváděla jako prostředí planety dvojhvězd nebo trojhvězd, například Tatooine George Lucase z Hvězdných válek , a jeden pozoruhodný příběh, " Nightfall ", to dokonce zavádí do šestihvězdičkového systému. Ve skutečnosti jsou některé oběžné dráhy nemožné z dynamických důvodů (planeta by byla vytlačena ze své oběžné dráhy relativně rychle, byla by buď úplně vyvržena ze systému, nebo přenesena na více vnitřní nebo vnější orbitální rozsah), zatímco jiné oběžné dráhy představují vážné problémy pro případné biosférykvůli pravděpodobným extrémním změnám povrchové teploty během různých částí oběžné dráhy. Planety, které obíhají pouze jednu hvězdu v binárním systému, mají oběžné dráhy typu "S", zatímco ty, které obíhají kolem obou hvězd, mají oběžné dráhy typu "P" nebo " cirkumbinární ". Odhaduje se, že 50-60 % binárních systémů je schopno podporovat obyvatelné terestrické planety v rámci stabilních orbitálních rozsahů.
Příklady
Dvě viditelně odlišitelné složky Albireo
Velká vzdálenost mezi komponentami a také jejich rozdíl v barvě dělají z Albirea jednu z nejsnáze pozorovatelných vizuálních dvojhvězd. Nejjasnější člen, který je třetí nejjasnější hvězdou v souhvězdí Labutě , je ve skutečnosti samotná blízká dvojhvězda. V souhvězdí Labutě je také Cygnus X-1 , zdroj rentgenového záření považovaný za černou díru . Je to vysokohmotná rentgenová dvojhvězda , přičemž optickým protějškem je proměnná hvězda . Sirius je další dvojhvězda a nejjasnější hvězda na noční obloze s vizuální zdánlivou velikostíz -1,46. Nachází se v souhvězdí Velkého psa . 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 z observatoře Mount Wilson určili, že Sirius B byl bílý trpaslík , první objevený. V roce 2005 astronomové pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu určili, že Sirius B má průměr 12 000 km (7 456 mi) s hmotností 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. K poslednímu takovému zatmění došlo v letech 2009 až 2011 a doufáme, že rozsáhlá pozorování, která budou pravděpodobně provedena, mohou přinést další poznatky o povaze tohoto systému. Další zákrytovou dvojhvězdou je Beta Lyrae , což je polooddělený dvojhvězdný systém v souhvězdí Lyry.
Mezi další zajímavé dvojhvězdy patří 61 Cygni (dvojhvězda v souhvězdí Labutě , složená ze dvou hvězd hlavní posloupnosti třídy K (oranžová) , 61 Cygni A a 61 Cygni B, která je známá svým velkým vlastním pohybem ), Procyon (nejjasnější hvězda v souhvězdí Malého psa a osmé nejjasnější hvězdy na noční obloze, což je dvojhvězda skládající se z hlavní hvězdy se slabým bílým trpaslíkem , SS Lacertae (zákrytová dvojhvězda, která přestala zakrývat), V907 Sco (zákrytová binární, které se zastavilo, restartovalo a pak znovu zastavilo), BG Geminorum(zákrytová dvojhvězda, o které se předpokládá, že obsahuje černou díru s hvězdou K0 na oběžné dráze kolem ní), a 2MASS J18082002−5104378 (dvojhvězda v " tenkém disku " Mléčné dráhy a obsahující jednu z nejstarších známých hvězd).
Příklady s více hvězdičkami
Planeta ztracená v záři binárních hvězd (ilustrace)
Systémy s více než dvěma hvězdami se nazývají vícenásobné hvězdy . Algol je nejznámější trojhvězda (dlouho se považovala za dvojhvězdu), která se nachází v souhvězdí Persea . Dvě složky systému se navzájem zatmí, přičemž změna intenzity Algolu poprvé zaznamenala v roce 1670 Geminiano Montanari . Jméno Algol znamená "hvězda démona" (z arabštiny : الغول al-ghūl ), což bylo pravděpodobně dáno jeho zvláštním chováním. Dalším viditelným trojhvězdem je Alfa Centauri , v jižním souhvězdí Kentaura , které obsahuje čtvrtou nejjasnější hvězdu na noční obloze szdánlivá vizuální velikost -0,01. Tento systém také podtrhuje skutečnost, že žádné pátrání po obyvatelných planetách není dokončeno, pokud nepočítáme dvojhvězdy. Alfa Centauri A a B mají při nejbližším přiblížení vzdálenost 11 AU a obě by měly mít stabilní obyvatelné zóny.
Existují také příklady systémů mimo trojhvězdy: Castor je šestičlenný hvězdný systém, který je druhou nejjasnější hvězdou v souhvězdí Blíženců a jednou z nejjasnějších hvězd na noční obloze. Astronomicky byl Castor objeven jako vizuální dvojhvězda v roce 1719. Každá ze složek Castoru je sama o sobě spektroskopickou dvojhvězdou. Castor má také slabého a široce odděleného společníka, který je také spektroskopickou dvojhvězdou. Vizuální dvojhvězda Alcor-Mizar v Ursa Majoris se také skládá ze šesti hvězd, z nichž čtyři obsahují Mizar a dvě obsahují Alcor.