Dvojne zvezde: definicija, vrste, masa in pomen v astrofiziki
Dvojne zvezde: definicija, vrste, merjenje mas in pomen v astrofiziki. Spoznajte, kako opazovanje tirnic razkriva mase, razvrstitve in ključna zgodovinska odkritja.
Dvojna zvezda sta dve zvezdi, ki sta med seboj vezani z močjo gravitacije in krožita okoli skupnega težišča (baricentra). Vsaka zvezda je pri tej drugi njena spremljevalka. Veliko zvezd v Vesolju tvorijo sisteme z dvema ali več zvezdami; v dvosteznih sistemih običajno označimo svetlejšo komponento kot primarno zvezdo, šibkejšo ali temnejšo pa kot sekundarno.
Vrste dvojnih zvezd
Dvojne zvezde opazujemo in razvrščamo glede na to, kako jih zaznamo:
- Vizualne dvojne zvezde: obe komponente lahko ločimo z daljnogledom ali teleskopom in izmerimo relativno gibanje.
- Spektroskopske dvojne zvezde: prisotne so zaradi dopplerjevih premikov v spektralnih linijah. Ločimo enojno- in dvovrstne spektr. Pri dvovrstnih (double-line) vidimo premike obeh komponent.
- Ekliptične dvojne zvezde: ravnina njunega kroženja je skoraj poravnana z našim vidnim poljem, zato ena komponenta prekriva drugo in povzročata periodične padce svetlosti.
- Astrometrične dvojne zvezde: vidimo le eno zvezdo, vendar se njena položajna nihanja razlagajo kot vpliv nevidnega spremljevalca.
- Kontaktni, pol-zvezdni (semi-detached) in ločeni (detached) sistemi: glede na to, ali ena ali obe zvezdi izpolnjujeta svoj Rochejev lob — to vpliva na prenos mase med komponentami.
Dvojne zvezde se razlikujejo od optičnih dvojnim zvezdam, ki so na nebu videti blizu skupaj, vendar jih gravitacija ne povezuje; optične dvojne zvezde so v prostoru lahko dejansko daleč narazen. Prave dvojne zvezde so si običajno mnogo bližje in medsebojno gravitacijsko vezane. Prvi, ki je odkril in dokazal prave dvojne zvezde, je bil anglo-nemški astronom William Herschel. Objavil je prvi katalog dvojnih zvezd, njegov sin John Herschel pa jih je našel še nekaj tisoč in katalog dopolnil.
Merjenje mas in orbitalnih lastnosti
Dvojne zvezde so za astrofiziko izjemno pomembne, saj lahko znanstveniki z opazovanjem njihovih tirnic določijo skupno in pogosto tudi posamezni mase. Uporabimo Newtonovo obliko Keplerjevega tretjega zakona: če poznamo orbitalni period in velikost pol-glavne osi (ali posledično hitrostne komponente pri spektroskopskih dvojnikih), lahko izračunamo skupno maso sistema. Kombinacija spektroskopskih podatkov (radialne hitrosti) in ekliptike (ki nam da inklinacijo) pogosto omogoči določitev mas obeh komponent z visoko natančnostjo. Ekliptični + dvovrstni spektroskopski sistemi so zlasti dragoceni, saj dajejo absolutne mase in radij z zanesljivostjo, ki jo potrebujemo za testiranje teorij o zvezdnih modelih.
Interakcije, evolucija in pomen
V dvojnih sistemih lahko pride do močnih zvezdnih interakcij, kar vpliva na razvoj obeh zvezd:
- Če ena komponenta zapolni svoj Rochejev lob, začne prenašati maso na drugo komponento — to lahko vodi do nastanka akrecijskega diska, spremembe svetilnosti in spektroskopskih značilnosti.
- V zelo tesnih parih se lahko pojavi združevanje zvezd, nastanek zvezd z nenavadno visoko vrtilno hitrostjo ali izpleni, kot so nova ali pa eksplozije tipa Ia (ko bela pritlikavka doseže kritično maso zaradi akrecije).
- Črni in nevtronski pari so vir gravitacijskih valov, kar je sodobno področje opazovanj in raziskav.
Znanje o dvolinijskem prenosu mase in o orbitalni evoluciji je ključno za razumevanje končnih faz zvezdnega življenja, nastanka eksotičnih objektov in za kalibracijo teorij o notranji zgradbi zvezd.
Primeri in metode opazovanja
Znani primeri dvojnih zvezd so na primer dvojica Sirius A in Sirius B (bela pritlikavka kot spremljevalec) ter Alpha Centauri A in B, ki tvorita bližnji vizualni par. Sistem Algol je klasičen primer ekliptičnega sistema z izmeničnim prenosom mase, kar povzroča opazne spremembe svetlosti.
Za opazovanje dvojnih zvezd uporabljamo različne tehnike: postopke visoke ločljivosti (long-baseline interferometrija), adaptive optics, tehnike spektralne analize, astrometrijo iz orbitskih satelitov (npr. Gaia), pa tudi fotometrijo za iskanje eklips in variacij svetlosti. Kombinacija metod omogoča celovito razumevanje dinamičnih in fizikalnih lastnosti sistema.
Zaključek
Dvojne zvezde so osnovni gradniki zvezdnega prebivalstva in ključni laboratoriji za testiranje astrofizikalnih teorij. Z merjenjem njihovih orbit, hitrosti in svetlosti lahko z visoko natančnostjo določimo mase, raziščemo zvezdno evolucijo ter razumemo procese akrecije in eksplozij, ki pomembno vplivajo na galaktično kemijo in dinamiko.
Hubblova slika dvojnega sistema Sirius, na kateri je Sirius B viden levo spodaj
Dve vidno ločljivi sestavini zdravila Albireo.
Animacija dvojne zvezde z mrkom
Algol B kroži okoli Algola A. Ta animacija je bila sestavljena iz 55 slik interferometra CHARA v bližnjem infrardečem pasu H
Sodobne opredelitve
Po sodobni definiciji je izraz dvojna zvezda na splošno omejen na pare zvezd, ki se vrtijo okoli skupnega masnega središča. Dvojne zvezde, ki jih je mogoče razločiti s teleskopom ali interferometričnimi metodami, so znane kot vizualne dvojne zvezde. Pri večini znanih vizualnih dvojnih zvezd enega celotnega obrata (popolnega kroga) še nismo opazili, vidimo, da so potovale po ukrivljeni poti ali delnem loku.
Zdi se, da nekatere zvezde krožijo okoli praznega prostora in da nimajo spremljevalca. V tem primeru je spremljevalna zvezda zelo majhna in šibka ali pa je nevtronska zvezda ali črna luknja. Najbolj znan primer zvezde z nevidno spremljevalko je Cygnus X-1, pri kateri se zdi, da je spremljevalka vidne zvezde črna luknja.
Splošnejši izraz dvojna zvezda se uporablja za pare zvezd, ki so na nebu blizu skupaj. To razlikovanje je v drugih jezikih, razen v angleščini, redko uporabljeno. Dvojne zvezde so lahko binarni sistemi ali zgolj dve zvezdi, ki sta na nebu videti blizu skupaj, vendar sta v resnici zelo različno oddaljeni od Sonca. Slednje imenujemo optični dvojniki ali optični pari.
Vizualne binarne datoteke
Vizualna dvojna zvezda je zvezda, pri kateri je ločitev obeh zvezd vidna s teleskopom. Svetlejša zvezda je primarna, šibkejša pa sekundarna. Vizualne dvojne zvezde dolgo krožijo druga okoli druge, več sto ali celo več tisoč let.
Spektroskopske dvojne dvojnice
Spektroskopski dvojček je dvojček, pri katerem obeh zvezd ni mogoče videti ločeno niti s teleskopom. Sta zelo blizu skupaj in se zelo hitro gibljeta druga okoli druge, v obdobju nekaj tednov ali celo nekaj dni. Vendar pa ju je mogoče videti kot dve ločeni zvezdi z uporabo spektroskopa, ki lahko zabeleži Dopplerjevo spremembo barve svetlobe, ki jo oddajajo zvezde, ki se hitro premikajo proti Zemlji ali stran od nje.
Dvojne datoteke z mrkom
Nekatere spektroskopske dvojne zvezde imajo orbito, ki je na robu Zemlje. Kadar se to zgodi, se zvezdi izmenično prehajata pred partnersko zvezdo in jo zasenčita, kar imenujemo mrki dvojček. V tem primeru se svetloba, ki jo vidimo iz dvojne zvezde, v času, ko je ena zvezda pred drugo, nekoliko zmanjša.
Astrometrične dvojne dvojnice
Astrometrični dvojček je dvojček, pri katerem je viden le en spremljevalec. Pri astrometričnih dvojčkih, ki so precej blizu Zemlje (do približno 10 parsekov), je mogoče videti, kako vidni spremljevalec "niha", ko se giblje okoli svojega nevidnega spremljevalca. Z meritvami v daljšem časovnem obdobju je mogoče izračunati maso vidne zvezde in trajanje njene tirnice. Ta metoda se uporablja tudi za odkrivanje prisotnosti velikih planetov, ki krožijo okoli zvezd; do leta 2007 je bilo na ta način odkritih več kot dvesto planetov.
Lastnosti sistema
Večina binarnih datotek je ločenih binarnih datotek. Razen gravitacijskega privlaka druga na drugo nimata nobenega vpliva druga na drugo.
Nekatere dvojne zvezde so si tako blizu, da lahko ena ali obe zvezdi iz druge črpata snov. Kontaktne dvojne zvezde si delijo isto zvezdno ozračje, in ker se zaradi trenja v daljšem časovnem obdobju upočasnijo, se lahko združijo v eno zvezdo. Zaradi tega silovitega dogodka začasno zasijeta močneje, močneje kot nova, vendar manj kot supernova.
Oblikovanje
Čeprav je možno, da dvojne zvezde nastanejo, ko ena zvezda preide zelo blizu druge, je to zelo malo verjetno (saj bi se morale dejansko tri zvezde približati druga drugi, da bi se dve lahko združili) in bi se to zgodilo le tam, kjer so zvezde gosto skupaj. Po našem sedanjem vedenju skoraj vse dvojne zvezde nastanejo skupaj v gostih oblakih plina, v katerih se rojevajo zvezde.
Pobegi in nove
Možno (čeprav malo verjetno) je, da bo mimoidoča zvezda zmotila dvojni sistem in povzročila dovolj gravitacijske sile, da se bo dvojni sistem razcepil. Takšne ločene zvezde nadaljujejo življenje kot navadne posamezne zvezde. Včasih pa je gravitacijska sila dovolj velika, da se spremljevalca drug od drugega oddaljujeta z veliko hitrostjo, kar povzroči tako imenovane zvezde ubežnice.
Včasih zvezda kroži okoli bele pritlikavke. Če je dovolj velika in dovolj blizu bele pritlikavke, lahko pritlikavka vsrka pline iz atmosfere svoje spremljevalke. V določenem časovnem obdobju se lahko na beli pritlikavki nabere veliko plina. Ko se ta plin zaradi gravitacije bele pritlikavke zgosti, se sčasoma začne jedrska fuzija, ki povzroči zelo svetel izbruh svetlobe, znan kot nova. V nekaterih primerih lahko bela pritlikavka zbere toliko plina, da jo eksplozija popolnoma uniči, kar imenujemo supernova. Takšen dogodek lahko povzroči tudi pobeg zvezde, saj večja zvezda nima več težkega spremljevalca, ki bi jo držal v orbiti.
Binarne datoteke X-žarkov
Dvojne zvezde z rentgenskimi žarki proizvajajo velike količine rentgenskega sevanja. Nastanejo, ko masivna zvezda poje manj masivno zvezdo. Manjša zvezda postane donor, njena snov pa se izčrpa in pade v masivnejšo (a kompaktnejšo) zvezdo, akretor. Pri tem se sproščajo visokoenergijski fotoni, na primer v območju valovnih dolžin rentgenskih žarkov. Rentgenski žarki izvirajo tudi iz porabe snovi na površini masivnejše zvezde v procesu, ki se imenuje termonuklearno gorenje. Pri tem lahko pride do 10-sekundnih izbruhov.
Vprašanja in odgovori
V: Kaj je dvojna zvezda?
O: Dvojna zvezda sta dve zvezdi, ki krožita druga okoli druge.
V: Kako se imenuje svetlejša zvezda v dvojnem zvezdnem sistemu?
O: Svetlejša zvezda se imenuje primarna zvezda.
V: Kaj omogoča znanstvenikom, da ugotovijo mase dvojnih zvezd?
O: Z opazovanjem tirnic dvojnih zvezd lahko znanstveniki ugotovijo njihove mase.
V: Kakšna je razlika med dvojnimi zvezdami in optičnimi dvojnimi zvezdami v neposredni vidljivosti?
O: Dvojne zvezde so bližje druga drugi in jih povezuje gravitacija, medtem ko so optične dvojne zvezde, ki se vidijo le na videz blizu druga drugi, vendar jih gravitacija ne povezuje.
V: Kdo je odkril in dokazal prave dvojne zvezde?
O: William Herschel je bil prvi, ki je odkril in dokazal prave dvojne zvezde.
V: Kaj je John Herschel storil v zvezi z odkritjem dvojnih zvezd?
O: John Herschel je odkril še več tisoč dvojnih zvezd in dopolnil katalog, ki ga je objavil njegov oče William Herschel.
V: Kdo je predlagal, da bi lahko bile dvojne zvezde fizično povezane druga z drugo?
O: John Michell je bil prvi, ki je predlagal, da bi lahko bile dvojne zvezde fizično povezane med seboj, ko je leta 1767 trdil, da je verjetnost, da je dvojna zvezda posledica naključnega ujemanja, majhna.
Iskati