Dvojne zvezde: definicija, vrste, masa in pomen v astrofiziki

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.