Binární hvězda - Binary star

Hubbleův obrázek 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 více hvězd . Tyto systémy, zvláště když jsou vzdálenější, se často objevují pouhým okem jako jediný světelný bod a jsou pak odhaleny jako násobky jinými prostředky.

Termín dvojitá hvězda je často používán synonymně s dvojhvězdou ; Nicméně, dvojhvězda může také znamenat optické dvojitou hvězdu . Optické dvojky se nazývají proto, že se tyto dvě hvězdy na obloze objevují blízko sebe, jak je vidět ze Země; jsou téměř na stejné linii pohledu . Přesto jejich „zdvojení“ závisí pouze na tomto optickém efektu; samotné hvězdy jsou od sebe vzdálené a nesdílejí žádné fyzické spojení. Dvojhvězdu lze odhalit jako optickou pomocí rozdílů v měření paralaxy , vlastních pohybů nebo radiálních rychlostí . Většina známých dvojhvězd nebyla dostatečně prozkoumána, aby se zjistilo, zda jde o optické dvojníky nebo čtyřhry fyzicky vázané gravitací do systému více hvězd.

Binární hvězdné systémy jsou v astrofyzice velmi důležité, protože výpočty jejich oběžných drah umožňují přímo určit hmotnosti jejich složených hvězd, což zase umožňuje nepřímo odhadnout další hvězdné parametry, jako je poloměr a hustota. To také určuje empirický vztah hmotnosti a svítivosti (MLR), ze kterého lze odhadovat hmotnosti jednotlivých hvězd.

Binární hvězdy jsou často rozlišovány jako samostatné hvězdy, v takovém případě se jim říká vizuální binární soubory . Mnoho vizuálních binárních souborů 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 binární soubory ) nebo astrometrie ( astrometrické binární soubory ). Pokud se dvojhvězda se stane na oběžné dráze v rovině našem zorném poli, bude její složky zastíní a tranzit mezi sebou; tyto páry se nazývají zákrytové binární soubory , nebo společně s dalšími binárními soubory, které mění na oběžné dráze jas, fotometrické binární soubory .

Pokud jsou součásti v binárních hvězdných systémech dostatečně blízko, mohou gravitačně narušit jejich vzájemné vnější hvězdné atmosféry. V některých případech si tyto blízké binární systémy mohou vyměňovat hmotu, což může vést k jejich vývoji do stádií, kterých jednotlivé hvězdy nemohou dosáhnout. Příklady binárních souborů 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 předchůdci novy i supernovy typu Ia .

Objev

Termín binární v této souvislosti poprvé použil Sir William Herschel v roce 1802, když napsal:

Pokud by naopak měly být dvě hvězdy skutečně umístěny velmi blízko sebe a současně tak izolované, aby nebyly hmotně ovlivněny přitažlivostí sousedních hvězd, pak vytvoří samostatný systém a zůstanou spojeny pouto jejich vlastní vzájemné gravitace vůči sobě navzájem. Tomu by se mělo říkat skutečná dvojhvězda; 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 točí kolem společného těžiště. Binární hvězdy, které lze rozlišit dalekohledem nebo interferometrickými metodami, jsou známé jako vizuální binární soubory . U většiny známých vizuálních binárních hvězd nebyla dosud pozorována celá jedna revoluce; spíše jsou pozorováni, že cestovali po zakřivené dráze nebo částečném oblouku.

Binární systém dvou hvězd

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

Od vynálezu dalekohledu bylo nalezeno mnoho párů dvojitých hvězd. Mezi rané příklady patří Mizar a Acrux . Mizar ve Velkém voze ( Ursa Major ) byl pozorován jako dvojnásobek Giovanni Battista Riccioli v roce 1650 (a pravděpodobně dříve Benedetto Castelli a Galileo ). Páter Fontenay v roce 1685 objevil jasnou jižní hvězdu Acrux v Jižním kříži jako dvojnásobnou.

John Michell byl první, kdo navrhl, že by dvojité hvězdy mohly být k sobě fyzicky připojeny, když v roce 1767 tvrdil, že pravděpodobnost, že dvojitá hvězda byla způsobena zarovnáním šancí, byla malá. William Herschel začal pozorovat dvojité hvězdy v roce 1779 a brzy poté publikoval katalogy asi 700 dvojitých hvězd. V roce 1803 pozoroval změny v relativních polohách u řady dvojitých hvězd 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 oběžnou dráhu Xi Ursae Majoris . Od té doby bylo katalogizováno a měřeno mnoho dalších dvojitých hvězd. Washington Double Star katalog , databáze vizuálních dvojhvězd sestavených podle United States Naval Observatory , obsahuje více než 100.000 párů dvojhvězd, včetně optických zdvojnásobí, stejně jako dvojhvězd. Oběžné dráhy jsou známy pouze pro několik tisíc těchto dvojitých hvězd a většina z nich nebyla zjištěna ani jako skutečné dvojhvězdy, ani jako optické dvojhvězdy. To lze určit pozorováním relativního pohybu dvojic. Pokud je pohyb součástí oběžné dráhy nebo hvězdy mají podobné radiální rychlosti a rozdíl v jejich vlastních pohybech je ve srovnání s jejich běžným vlastním pohybem malý, je dvojice pravděpodobně fyzická. Jedním z úkolů, které zbývají vizuálním pozorovatelům dvojitých hvězd, je získat dostatečné pozorování k prokázání nebo vyvrácení gravitačního spojení.

Klasifikace

Okrajový disk plynu a prachu přítomný kolem binárního hvězdného 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. Každá binární hvězda může patřit do několika z těchto tříd; například několik spektroskopických binárních souborů je také zákrytovými binárními soubory.

Vizuální binární soubory

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 jasnost těchto dvou hvězd je také důležitým faktorem, protože oslnění jasnou hvězdou může ztížit detekci přítomnosti slabší složky.

Jasnější hvězda vizuální dvojhvězdy je primární hvězdou a stmívač je považován za sekundární. V některých publikacích (zejména ty starší), slabý sekundární se nazývá přijde (množné Comites doprovázející). Pokud mají hvězdy stejnou jasnost, je obvykle přijímáno označení objevitele pro primární.

Úhlu polohy sekundárního s ohledem na primární se měří společně s úhlovou vzdáleností mezi dvěma hvězdami. Zaznamenává se také doba pozorování. Poté, co je za určitý čas zaznamenán dostatečný počet pozorování, jsou vykresleny v polárních souřadnicích s primární hvězdou na počátku a přes tyto body je nakreslena nejpravděpodobnější elipsa tak, aby byl splněn Keplerův zákon oblastí . Tato elipsa je známá jako zdánlivá elipsa a je projekcí skutečné eliptické dráhy sekundárního prvku vzhledem k primárnímu v rovině oblohy. Z této promítnuté elipsy lze vypočítat kompletní prvky oběžné dráhy, kde může být hlavní osa vyjádřena pouze v úhlových jednotkách, pokud není známa hvězdná paralaxa a tedy vzdálenost systému.

Spektroskopické binární soubory

Algol B obíhá kolem Algolu A. Tato animace byla sestavena z 55 snímků interferometru CHARA v blízkém infračerveném pásmu H, seřazených podle orbitální fáze.

Někdy jediný důkaz binární hvězdy pochází z Dopplerova jevu na jeho vyzařovaném světle. V těchto případech se dvojhvězda skládá z dvojice hvězd, kde se spektrální čáry ve světle vyzařovaném každou hvězdou posouvají nejprve směrem k modré, pak směrem k červené, protože každá se pohybuje nejprve směrem k nám a poté od nás, během svého pohybu o jejich společném těžišti s periodou 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 na přímku pohledu, budou mít orbitální rychlosti složky v zorném poli a pozorovaná radiální rychlost systému se bude periodicky měnit. Protože radiální rychlost lze měřit spektrometrem pozorováním Dopplerova posunu spektrálních čar hvězd , jsou binární soubory detekované tímto způsobem známé jako spektroskopické binární soubory . Většinu z nich nelze vyřešit jako vizuální binární soubor, a to ani pomocí dalekohledů s nejvyšší stávající rozlišovací schopností .

V některých spektroskopických binárních souborech jsou spektrální čáry z obou hvězd viditelné a čáry jsou střídavě dvojité a jednoduché. Takový systém je známý jako dvojitě lemovaný spektroskopický binární soubor (často označovaný jako „SB2“). V jiných systémech je vidět spektrum pouze jedné z hvězd a čáry ve spektru se periodicky posouvají směrem k modré, pak směrem k červené a zase zpět. Takové hvězdy jsou známé jako jednořadé spektroskopické binární soubory („SB1“).

Dráha spektroskopické dvojhvězdy je určena dlouhou sérií 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 křivka bude sinusová křivka. Pokud je oběžná dráha eliptická , bude tvar křivky záviset na excentricitě elipsy a orientaci hlavní osy s ohledem na přímku pohledu.

Je nemožné určit individuálně hlavní poloosy A a sklon oběžné dráze roviny i . Součin poloosy a sinus sklonu (tj . Sin i ) však lze určit přímo v lineárních jednotkách (např. Kilometrech). Pokud lze buď a nebo i určit jinými způsoby, jako v případě zatmění binárních souborů, lze nalézt úplné řešení oběžné dráhy.

Binární hvězdy, které jsou vizuálními i spektroskopickými binárními soubory, jsou vzácné a po nalezení jsou cenným zdrojem informací. Známo je asi 40. Vizuální binární hvězdy mají často velkou skutečnou separaci s periodami měřenými v desítkách až staletích; v důsledku toho mají obvykle orbitální rychlosti příliš malé na to, aby se daly spektroskopicky měřit. Naopak spektroskopické binární hvězdy se pohybují na svých oběžných drahách rychle, protože jsou blízko sebe, obvykle příliš blízko na to, aby byly detekovány jako vizuální binární soubory. Binární soubory, u nichž bylo zjištěno, 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 je binární také spektroskopickým binárním a je známa paralaxa systému, je binární hodnota pro hvězdnou analýzu docela cenná. Algol , trojitý hvězdný systém v souhvězdí Persea , obsahuje nejznámější příklad zákrytové dvojhvězdy.

Toto video ukazuje umělcův dojem ze zákrytové binární hvězdné soustavy. Jak obě hvězdy obíhají kolem sebe, procházejí jeden před druhým a jejich kombinovaná jasnost, viděná z dálky, klesá.

Zatmění binárních souborů jsou proměnné hvězdy, ne proto, že se mění světlo jednotlivých složek, ale kvůli zatmění. 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 dvakrát klesnout, 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 zatemněna, a pokud dojde také k mělkému druhému zatmění, nazývá se to sekundární zatmění. Velikost poklesů jasu závisí na relativním jasu obou hvězd, podílu skryté hvězdy, která je skrytá, a na povrchové jasnosti (tj. Efektivní teplotě ) hvězd. Zatemnění teplejší hvězdy obvykle způsobí primární zatmění.

Perioda obíhající binární oběžné dráhy může být určena studiem její světelné křivky a relativní velikosti jednotlivých hvězd lze určit z hlediska poloměru oběžné dráhy pozorováním, jak rychle se jas mění podle disku nejbližšího hvězda klouže po disku druhé hvězdy. Pokud se jedná také o spektroskopickou dvojhvězdu, lze také určit orbitální prvky a hmotnost hvězd lze určit poměrně snadno, což znamená, že v tomto případě lze určit relativní hustoty hvězd.

Zhruba od roku 1995 je možné měření základních parametrů extragalaktických zákrytů dvojhvězd umožnit pomocí teleskopů třídy 8 metrů. Díky tomu je možné je použít k přímému měření vzdáleností k vnějším galaxiím, což je proces, který je přesnější než použití standardních svíček . Do roku 2006 byly použity k poskytování přímých odhadů vzdálenosti LMC , SMC , galaxii Andromeda a galaxii Triangulum . Zatmění binárních souborů nabízí přímou metodu pro měření vzdálenosti ke galaxiím s vylepšenou 5% úrovní přesnosti.

Nezahrnující binární soubory, které lze detekovat pomocí fotometrie

Binární objekty, které nejsou v zákrytu, lze také fotometricky detekovat pozorováním toho, jak se hvězdy navzájem ovlivňují třemi způsoby. První je pozorováním extra světla, které hvězdy odrážejí od svého společníka. Druhým je pozorování elipsoidních světelných variací, které jsou způsobeny deformací tvaru hvězdy jejich společníky. Třetí metoda spočívá v tom, jak relativistické paprskování ovlivňuje zdánlivou velikost hvězd. Detekce binárních souborů pomocí těchto metod vyžaduje přesnou fotometrii .

Astrometrické binární soubory

Astronomové objevili některé hvězdy, které zdánlivě obíhají kolem prázdného prostoru. Astrometrické dvojhvězdy jsou relativně blízké hvězdy, u kterých je vidět, že se kmitají kolem bodu v prostoru, bez viditelného společníka. Stejnou matematiku použitou pro běžné binární soubory lze použít k odvození hmotnosti chybějícího společníka. Společník může být velmi slabý, takže je v současné době nedetekovatelný nebo maskovaný oslněním jeho primárního záření, 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 v důsledku gravitačního vlivu jejího protějšku. Poloha hvězdy se opakovaně měří vzhledem ke vzdálenějším hvězdám a poté se kontrolují periodické posuny polohy. Tento typ měření lze obvykle provádět pouze na blízkých hvězdách, například na hvězdách do 10  parsek . Hvězdy v okolí 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, pak lze jeho přítomnost odvodit. Z přesných astrometrických měření pohybu viditelné hvězdy po dostatečně dlouhou dobu lze určit informace o hmotnosti společníka a jeho oběžné době. I přesto, že společník není vidět, vlastnosti systému lze určit z pozorování s pomocí Kepler ‚s zákonů .

Tato metoda detekce dvojhvězd se také používá k lokalizaci extrasolárních planet obíhajících kolem hvězdy. Požadavky na provedení tohoto měření jsou však velmi náročné, a to kvůli velkému rozdílu v hmotnostním poměru a typicky dlouhému období oběžné dráhy planety. Detekce posunů polohy hvězdy je velmi náročná věda a je obtížné dosáhnout potřebné přesnosti. Vesmírné teleskopy se mohou vyhnout efektu rozostření zemské atmosféry , což má za následek přesnější rozlišení.

Konfigurace systému

Odpojený binární hvězdný systém
Odpojeno
Dvojřadý binární hvězdný systém
Dvojdomek
Kontaktní binární hvězdný systém
Kontakt
Konfigurace binárního hvězdného systému s hmotnostním poměrem 3. Černé čáry představují vnitřní kritické ekvipotenciály Roche, Rocheovy laloky.

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

Oddělené binární soubory jsou binární hvězdy, kde je každá složka v Rocheově laloku , tj. V oblasti, kde je gravitační tah samotné hvězdy větší než u druhé složky. Hvězdy na sebe nemají žádný zásadní vliv a v podstatě se vyvíjejí odděleně. Většina binárních souborů patří do této třídy.

Dvojřadé binární hvězdy jsou binární hvězdy, kde jedna ze složek vyplňuje Rocheův lalok binární hvězdy a druhá ne. Plyn z povrchu Rocheho laloku plnící komponenty (dárce) je přenášen na druhou, narůstající hvězdu. Přenos hmoty dominuje vývoj systému. V mnoha případech tvoří přitékající plyn kolem akretoru akreční disk .

Těsná dvojhvězda je druh dvojhvězdy, v němž obě složky binární naplnit své Roche laloky . Nejvyšší část hvězdné atmosféry tvoří společný obal, který obklopuje obě hvězdy. Jak tření obalu brzdí orbitální pohyb , hvězdy se nakonec mohou sloučit . W Ursae Majoris je příkladem.

Kataklyzmatické proměnné a rentgenové binární soubory

Když binární systém obsahuje kompaktní objekt , jako je bílý trpaslík , neutronová hvězda nebo černá díra , plyn z druhé (dárcovské) hvězdy se může na kompaktní objekt nahromadit . Tím se uvolní gravitační potenciální energie , což způsobí, že se plyn zahřívá a vyzařuje záření. Kataklyzmatické proměnné hvězdy , kde kompaktní objekt je bílý trpaslík, jsou příklady takových systémů. V rentgenových binárních souborech může být kompaktním objektem buď neutronová hvězda, nebo černá díra . Tyto binární soubory jsou klasifikovány jako nízké nebo vysoké hmotnosti podle hmotnosti dárcovské hvězdy. High-mass X-ray binaries contains a young, early-type , high-mass donor star that which supplies mass by its stellar wind , while low-mass X-ray binaries are semiideta binary which in which gas from a late-type donor star or bílý trpaslík přetéká Rocheovým lalokem a padá směrem k neutronové hvězdě nebo černé díře. Pravděpodobně nejznámějším příkladem rentgenového binárního souboru je vysoce hmotný rentgenový binární Cygnus X-1 . U Cygnus X-1 se hmotnost neviditelného společníka odhaduje na zhruba devětkrát větší hmotnost než u Slunce, což výrazně překračuje limit Tolman – Oppenheimer – Volkoff pro maximální teoretickou hmotnost neutronové hvězdy. Předpokládá se proto, že je to černá díra; byl to první předmět, kterému se věřilo.

Oběžná doba

Oběžné doby mohou být kratší než hodinu (pro hvězdy AM CVn ), nebo několik dní (součásti Beta Lyrae ), ale také stovky tisíc let ( Proxima Centauri kolem Alpha Centauri AB).

Variace v období

Mechanismus Applegate vysvětluje dlouhodobé variace oběžné doby pozorované v určitých zákrytových dvojhvězdách. Jak hvězda hlavní posloupnosti prochází aktivním cyklem, vnější vrstvy hvězdy podléhají magnetickému točivému momentu měnícímu rozložení momentu hybnosti, což má za následek změnu oblatinity hvězdy. Dráha hvězd v binárním páru je gravitačně spojena s jejich tvarovými změnami, takže perioda ukazuje modulace (typicky v řádu ∆P/P ∼ 10 −5 ) ve stejném časovém měřítku jako cykly aktivity (typicky na řádově desítky let).

Dalším jevem pozorovaným v některých binárních binárních systémech je monotónní nárůst doby. To je zcela odlišné od mnohem běžnějších pozorování nárůstů a poklesů střídajících se období vysvětlených mechanismem Applegate. Zvýšení monotónního období bylo přičítáno přenosu hmoty, obvykle (ale ne vždy) z méně hmotné na hmotnější hvězdu

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 značí primární a B sekundární. K označení dvojice lze použít příponu AB (například dvojhvězda α Centauri AB se skládá z hvězd α Centauri A a α Centauri B.) Pro systémy lze použít další písmena, jako C , D atd. s více než dvěma hvězdami. V případech, kdy má dvojhvězda označení Bayer a je široce oddělena, je možné, že členové dvojice budou označeni horními indexy; příkladem je Zeta Reticuli , jejíž složky jsou ζ 1 Reticuli a ζ 2 Reticuli.

Označení objevitele

Dvojhvězdy jsou také označeny zkratkou dávající objeviteli spolu s indexovým číslem. Například otec Centauri byl otcem Richaudem v roce 1689 shledán dvojnásobným, a proto je označován jako RHD 1 . Tyto objevitelské kódy lze nalézt v katalogu Washington Double Star .

Teplý a studený

Složky binárního hvězdného systému mohou být podle svých relativních teplot označeny jako horký společník a chladný společník .

Příklady:

  • Antares (Alpha Scorpii) je červená supergiantní hvězda v binárním systému s žhavější modrou hvězdou hlavní sekvence Antares B. Antares B lze proto nazvat horkým společníkem 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, může být označována jako „horký společník“.
  • 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 Wolf -Rayet .
  • R Aquarii ukazuje spektrum, které současně zobrazuje chladný i horký podpis. Tato kombinace je výsledkem chladného červeného superobra doprovázeného menším, žhavějším společníkem. Hmota proudí od superobra k menšímu, 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 ( KIC  8823868 ), což je 10,000 K pozdní typu B hlavní posloupnosti hvězdy .

Vývoj

Umělcův dojem z evoluce horké dvojhvězdy s vysokou hmotností

Formace

I když není vyloučeno, že některé binární soubory mohou být vytvořeny gravitačním zachycením mezi dvěma jednotlivými hvězdami, vzhledem k velmi nízké pravděpodobnosti takové události (ve skutečnosti jsou zapotřebí tři objekty, protože zachování energie vylučuje jedno gravitační těleso zachycující jiné) a v současné době existuje vysoký počet binárních souborů, toto nemůže být primární proces vytváření. Pozorování dvojhvězd sestávajících z hvězd, které ještě nejsou v hlavní posloupnosti, podporuje teorii, že se dvojhvězdy vyvíjejí během vzniku hvězd . Fragmentace molekulárního oblaku při tvorbě 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 dalším významným poruchám, zbývající dvě vytvoří stabilní binární soustavu .

Hromadný přenos a narůstání

Jak se hvězda hlavní sekvence 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 do druhé prostřednictvím procesu známého jako přetečení Rocheho laloku (RLOF), buď je absorbován přímým nárazem nebo prostřednictvím akrečního disku . 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 dvojhvězdy.

Pokud hvězda roste mimo svůj Rocheho lalok příliš rychle na to, aby mohla být veškerá hmota 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. Vzhledem k tomu, že vývoj hvězdy je určen její hmotností, proces ovlivňuje vývoj obou společníků a vytváří fáze, kterých nelze dosáhnout jednotlivými hvězdami.

Studie zákrytového ternárního Algolu vedly k Algolskému paradoxu v teorii hvězdné evoluce : ačkoli se složky binární hvězdy tvoří současně a hmotné hvězdy se vyvíjejí mnohem rychleji než méně hmotné, bylo pozorováno, že hmotnější složka Algol A je stále v hlavní posloupnosti , zatímco méně hmotný Algol B je v pozdější evoluční fázi pod obrem . Paradox lze vyřešit přenosem hmoty : když se hmotnější hvězda stala pod obrem, zaplnila svůj Rocheho lalok a většina hmoty byla přenesena na druhou hvězdu, která je stále v hlavní posloupnosti. V některých binárních souborech podobných Algolu je skutečně vidět tok plynu.

Uprchlíci a novy

Umělecké ztvárnění plazmových ejekcí z V Hydrae

Je také možné, že široce oddělené binární soubory během svého života navzájem ztratí gravitační kontakt v důsledku vnějších poruch. Komponenty se poté budou vyvíjet jako jednotlivé hvězdy. Blízké setkání mezi dvěma binárními systémy může také vést k gravitačnímu narušení obou systémů, přičemž některé hvězdy jsou vysunuty vysokými rychlostmi, což vede k uprchlým hvězdám .

Pokud má bílý trpaslík blízkou doprovodnou hvězdu, která přetéká jeho Rocheovým lalokem , bílý trpaslík bude stabilně shromažďovat plyny z vnější atmosféry hvězdy. Ty jsou zhutněny na povrchu bílého trpaslíka svojí intenzivní gravitací, stlačeny a zahřáté na velmi vysoké teploty, jak je nasáván další materiál. Bílý trpaslík se skládá z degenerované hmoty, a proto do značné míry nereaguje na teplo, zatímco nabylý vodík ne. K fúzi vodíku může na povrchu dojít stabilním způsobem v cyklu CNO , což způsobí, že obrovské množství energie uvolněné tímto procesem odfoukne zbývající plyny z povrchu bílého trpaslíka. Výsledkem je extrémně jasný výbuch světla, známý jako nova .

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

Astrofyzika

Binárky poskytují astronomům nejlepší metodu ke stanovení hmotnosti vzdálené hvězdy. Gravitační tah mezi nimi způsobí, že obíhají kolem svého společného těžiště. Z orbitálního vzorce vizuální binární soustavy nebo časové variace spektra spektroskopické binární soustavy lze určit hmotnost jejích hvězd, například pomocí funkce binární hmotnosti . Tímto způsobem lze nalézt vztah mezi vzhledem hvězdy (teplotou a poloměrem) a její hmotností, což umožňuje stanovení hmotnosti nebinárních soustav.

Protože velká část hvězd existuje v binárních soustavách, jsou binární soubory zvláště důležité pro naše chápání procesů, kterými hvězdy vznikají. Zejména období a hmotnosti dvojhvězdy nám vypovídají o velikosti momentu hybnosti v systému. Protože se jedná o zachovanou veličinu ve fyzice, binární soubory nám poskytnou důležité informace o podmínkách, za kterých byly hvězdy vytvořeny.

Výpočet těžiště v binárních hvězdách

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

kde:

a je vzdálenost mezi dvěma hvězdnými středy a
m 1 a m 2 jsou hmotnosti obou 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 semimajorová osa oběžné dráhy druhého těla. Když se těžiště nachází v hmotnějším tělese, bude se zdát, že se toto tělo kymácí, než aby sledovalo rozeznatelnou oběžnou dráhu.

Centrum masových animací

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

Orbit1.gif
(a.) Dvě tělesa podobné hmotnosti obíhající kolem společného těžiště neboli barycentra
Orbit2.gif
(b.) Dvě těla s rozdílem v hmotnosti obíhající kolem společného barycentra, jako systém Charon-Pluto
Orbit3.gif
(c.) Dvě tělesa s velkým rozdílem v hmotnosti obíhající kolem společného barycentra (podobné systému Země -Měsíc )
Orbit4.gif
(d.) Dvě tělesa s extrémním rozdílem v hmotnosti obíhající kolem společného barycentra (podobné systému Slunce – Země )
Orbit5.gif
(e.) Dvě tělesa s podobnou hmotností obíhající v elipse kolem společného barycentra

Zjištění výzkumu

Pravděpodobnost multiplicity pro populaci I hvězdy hlavní posloupnosti
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 binární nebo vícenásobná, přičemž zbývající dvě třetiny tvoří jednotlivé hvězdy. Celková frekvence multiplicity běžných hvězd je monotónně rostoucí funkcí hvězdné hmoty . To znamená, že pravděpodobnost, že se ocitnete v binárním nebo vícehvězdném systému, se stále zvyšuje, jak se zvětšují hmotnosti komponent.

Existuje přímá úměra mezi periodou otáčení dvojhvězdy a excentricitou její oběžné dráhy, přičemž systémy s krátkou periodou mají menší excentricitu. Binární hvězdy lze nalézt s jakýmkoli možným oddělením, od párů obíhajících tak blízko, že jsou prakticky ve vzájemném kontaktu , až po páry tak vzdáleně oddělené, že jejich spojení je naznačeno pouze jejich společným vlastním pohybem prostorem. Mezi gravitačně vázanými binárními hvězdnými systémy existuje takzvané logické normální rozdělení period, přičemž většina těchto systémů obíhá s periodou přibližně 100 let. To je podpůrný důkaz pro teorii, že binární systémy vznikají během formování hvězd .

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

Umělecký dojem z pohledu z (hypotetického) měsíce planety HD 188753 Ab (vlevo nahoře), který obíhá kolem trojhvězdné soustavy . 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 v binárních a vícehvězdných soustavách, což činí z binárních hvězd důležitou třídu hvězd. V případě vizuální binární hvězdy může být po určení oběžné dráhy a hvězdné paralaxy soustavy získána kombinovaná hmotnost obou hvězd přímou aplikací keplerovského 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 pouze stanovení společného součinu hmoty a sinusového úhlu sklonu vzhledem k přímce zrak je možný. V případě zákrytových binárních souborů, které jsou také spektroskopickými binárními soubory, je možné najít kompletní řešení specifikací (hmotnost, hustota , velikost, svítivost a přibližný tvar) obou členů systému.

Planety

Schéma binárního hvězdného systému s jednou planetou na oběžné dráze typu S a jednou na oběžné dráze typu P

Bylo zjištěno, že řada binárních hvězdných systémů uchovává extrasolární planety , ale tyto systémy jsou ve srovnání se systémy s jednou hvězdou poměrně vzácné. Pozorování kosmickým teleskopem Kepler ukázala, že většina jednotlivých hvězd stejného typu jako Slunce má spoustu planet, ale pouze jedna třetina binárních hvězd ano. Podle teoretických simulací i široce oddělené binární hvězdy často narušují kotouče skalnatých zrn, ze kterých se tvoří protoplanety . Na druhou stranu jiné simulace naznačují, že přítomnost binárního společníka může ve skutečnosti zlepšit rychlost tvorby planet ve stabilních orbitálních zónách „rozhýbáním“ protoplanetárního disku, čímž se zvýší rychlost narůstání protoplanet uvnitř.

Detekce planet ve více hvězdných systémech přináší další technické potíže, což může být důvod, proč je najdeme jen výjimečně. Jako příklady lze uvést bílý trpaslík - pulsar binární PSR B1620-26 se subgiant - červený trpaslík binární Gamma Cephei a na 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 vyústil v přepočet parametrů jak pro planetu, tak pro primární hvězdu.

Sci-fi často uváděla jako prostředí planety binárních nebo ternárních hvězd, například Tatooine George Lucase z Hvězdných válek , a jeden pozoruhodný příběh „ Nightfall “, dokonce to zavádí do systému šesti hvězd. Ve skutečnosti jsou některé oběžné dráhy z dynamických důvodů nemožné (planeta by byla relativně rychle vyloučena ze své oběžné dráhy, buď by byla úplně vyhozena ze systému nebo přenesena do vnitřního nebo vnějšího oběžného dosahu), zatímco jiné oběžné dráhy představují vážné výzvy pro eventuální biosféry kvůli pravděpodobným extrémním změnám povrchové teploty během různých částí oběžné dráhy. O planetách, které obíhají pouze kolem jedné hvězdy v binárním systému, se říká, že 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 pozemské planety ve stabilních orbitálních rozsazích.

Příklady

Dvě viditelně rozlišitelné součásti Albireo

Velká vzdálenost mezi součástmi a jejich rozdíl v barvě činí z Albireo jeden z nejsnadněji pozorovatelných vizuálních binárních souborů. Nejjasnější člen, který je třetí nejjasnější hvězdou v souhvězdí Labutě , je ve skutečnosti blízkou dvojhvězdou. Také v souhvězdí Cygnus je Cygnus X-1 , rentgenový zdroj považovaný za černou díru . Jedná se o binární rentgenový paprsek s vysokou hmotností , přičemž optickým protějškem je proměnná hvězda . Sirius je další binární a nejjasnější hvězda na noční obloze, s vizuální zdánlivou velikostí -1,46. Nachází se v souhvězdí Canis Major . V roce 1844 Friedrich Bessel usoudil, že Sirius je binární soubor. V roce 1862 objevil Alvan Graham Clark společníka (Sirius B; viditelná hvězda je Sirius A). V roce 1915 astronomové na observatoři Mount Wilson zjistili, že Sirius B byl bílý trpaslík , první objevený. V roce 2005 astronomové pomocí Hubbleova vesmírného teleskopu určili, že Sirius B má průměr 12 000 km (7 456 mi) s hmotností 98% Slunce.

Luhman 16 , třetí nejbližší hvězdná soustava, obsahuje dva hnědé trpaslíky .

Příkladem zatmění dvojhvězdy je Epsilon Aurigae v souhvězdí Auriga . Viditelná složka patří do spektrální třídy F0, druhá (zatmění) složka není viditelná. K poslednímu takovému zatmění došlo v letech 2009 až 2011 a doufá se, že rozsáhlá pozorování, která budou pravděpodobně provedena, mohou přinést další poznatky o povaze tohoto systému. Další zákrytovou dvojhvězdou je Beta Lyrae , což je polovičatý binární hvězdný systém v souhvězdí Lyry .

Mezi další zajímavé binární soubory patří 61 Cygni (dvojhvězda v souhvězdí Labutě , složená ze dvou hvězd hlavní sekvence K (oranžové) , 61 Cygni A a 61 Cygni B, která je známá svým velkým vlastním pohybem ), Procyon (nejjasnější hvězda) v souhvězdí Canis Minor a osmá nejjasnější hvězda noční oblohy, což je dvojhvězda skládající se z hlavní hvězdy se slabým společníkem bílého trpaslíka ), SS Lacertae (zákrytová dvojhvězda, která přestala zákryt), V907 Sco (zatmění dvojhvězda, která se zastavila, restartovala a pak se znovu zastavila), BG Geminorum (zákrytová dvojhvězda, o které se předpokládá, že obsahuje černou díru s hvězdou K0 na oběžné dráze kolem ní), a 2MASS J18082002−5104378 (binární soubor na „ tenkém diskuMléčná dráha , a která obsahuje jeden z nejstarších známých hvězd).

Několik příkladů hvězd

Planeta ztracená v oslnění binárních hvězd (ilustrace)

Systémy s více než dvěma hvězdami se nazývají více hvězd . Algol je nejznámější ternární (dlouho považovaný za binární), který se nachází v souhvězdí Persea . Dvě složky systému se navzájem zastiňují, přičemž změnu 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 viditelný ternár je Alpha Centauri v jižním souhvězdí Kentaura , který obsahuje čtvrtou nejjasnější hvězdu na noční obloze, se zjevnou vizuální velikostí -0,01. Tento systém také podtrhuje skutečnost, že žádné hledání obyvatelných planet není dokončeno, pokud jsou zlevněny binární soubory. Alpha Centauri A a B mají při nejbližším přiblížení vzdálenost 11 AU a obě by měly mít stabilní obyvatelné zóny.

Existují také příklady systémů mimo ternární oblasti: Castor je šestinásobný hvězdný systém, který je druhou nejjasnější hvězdou v souhvězdí Blíženců a jednou z nejjasnějších hvězd na noční obloze. Astronomicky byl Castor objeven jako vizuální binární v roce 1719. Každá ze složek Castor je sama spektroskopickou binární. Castor má také slabého a široce odděleného společníka, který je také spektroskopickým binárem. Alcor-Mizar vizuální binární v Ursa Majoris se také skládá ze šesti hvězd, čtyři zahrnující Mizar a dva obsahujících Alcor.

Viz také

Poznámky a reference

externí odkazy