Dvojne zvezde

Nastanek, odkrivanje in zgradba sistema dveh zvezd.

Vsebina:

Pojem "dvojna zvezda" označuje par zvezd, ki je gravitacijsko povezan. Skoval ga je sir WIlliam Herschel, znan izdelovalec teleskopov in odkritelj Urana ter infrardečega sevanja. Iz opazovanj je ugotovil, da so nekatere dvojice zvezd ne samo optično blizu skupaj, ampak tudi v resnici gravitacijsko povezane.

Nastanek dvojnih zvezd

Nastanek gravitacijsko povezanega para zvezd iz dveh ločenih zvezd je, čeprav načeloma in v ustreznih pogojih mogoč, docela neverjeten. Verjetnost, da se dve zvezdi srečata na nehiperboličnih (to se pravi, neubežnih) orbitah, je zanemarljiva. S sodelovanjem tretje zvezde, ki bi odnesla "odvečno" gibalno energijo in spravila dve zvezdi na eliptično orbito, je takšno zbližanje sicer možno. Vendar pa je dvojnih zvezd precej, kar pomeni, da srečevanje zvezd gotovo ni glavni način za nastanek.

Pari zvezd, ki so gravitacijsko povezani, so torej taki še izpred rojstva. Zvezde nastajajo v skupinah s sesedanjem oblakov plina in prahu. Ko se prah seseda se njegovo gibanje spreminja. Novonastale zvezde se tako gibljejo precej drugače kot oblak, iz katerega so nastale. Nekatere od njih ubežijo gravitacijskemu privlaku in začnejo samostojno življenje, druge pa ostanejo gravitacijsko povezane. Najpreprostejši tak sistem sta seveda dve zvezdi. Spričo tega lahko velikokrat tudi tedaj, ko imamo opravka z večimi povezanimi zvezdami, najprej obravnavamo gibanje zvezd po parih, šele nato pa medsebojno gibanje teh parov.

Kot primer si oglejmo skupino Mizar-Alkor. Alkor je dvojna zvezda, Mizar pa je iz dveh dvojnih zvezd, vseh teh šest zvezd pa je gravitacijsko povezanih. To šestzvezdje je del sogibajoče se skupine zvezd Velikega medveda, ki imajo podobno pot skozi Vesolje, zaradi česar domnevamo, da imajo skupen kraj rojstva. Tej skupini pripada precej zvezd, veliko jih je iz Velikega medveda, nekatere pa so iz sosednjih ozvezdij.

Odkrivanje in opazovanje dvojnih zvezd

Dvojne zvezde lahko razvrstmo glede na to, ali lahko zvezdi razločimo optično ali moramo poseči po indirektnih metodah opazovanja.

Vizualna dvojica

Zvezdi razločimo s teleskopom. Z opazovanjem gibanja lahko ugotovimo, ali krožita okrog skupnega težišča.

Spektroskopska dvojica

Spektralne absorpcijske črte se zaradi Dopplerjevega premika gibajo po spektru v skladu z gibanjem okrog skupnega težišča. Vsaka zvezda ima svoj nabor spektralnih črt, nabora pa se med kroženjem premikata en glede na drugega.

Zamračitvena (ekliptirajoča) dvojica

Če je ravnina kroženja zvezd vzporedna s smerjo našega pogleda lahko opazimo spremembe svetlosti "zvezde", ko ena izmed zvezd prekrije drugo. Primer: ε Voznika ali β Lire.

Astrometrična dvojica

To je zvezda, ki kroži v navidez praznem prostoru. Spektroskopsko to pomeni, da vidimo le en nabor premikajočih se spektralnih črt namesto dveh. Spremljevalna zvezda je lahko prešibka za opazovanje, lahko pa gre za nevtronsko zvezdo ali črno luknjo. Tega ni težko ugotoviti, saj je maso spremljevalne zvezde glede na maso primarne zvezde preprosto izračunati iz kroženja. Najbolj znan kandidat za črno luknjo je X-1 Laboda, ki je devetkrat težja od Sonca, poleg tega pa oddaja veliko rentgenskega sevanja, ki najverjetneje nastaja v akrecijskem disku. Kaj to je si bomo ogledali malce kasneje.

Vizualno-spektroskopska dvojica

Dvojice, ki so tako vizualne kot spektroskopske, so redke. Če sta zvezdi dovolj narazen, da ju razločimo s teleskopom, morata zaradi gravitacijske povezanosti biti dovolj počasni, da je Dopplerjev premik režko meriti. Velja tudi obratno: če sta dovolj hitri, da lahko merimo Dopplerjev premik, sta preblizu, da bi ju videli. Izjema so tisti pari, ki so blizu našemu sončnemu sistemu. Te lahko razločimo tudi, če so blizu skupaj. Primer je Mizar, ki je sicer četverozvezdje, vendar pa obe dvojici ločimo med sabo, čeprav sta relativno blizu skupaj.

Vizualno-spektroskopske dvojice so zelo pomembne, saj vsaka od metod posebej ne omogoča določitve vseh orbitalnih elementov. Šele kombinacija dveh metod omogoča izračun samih mas. Sodobna tehnologija omogoča uporabo interferometrije, ki premosti razliko med čistimi vizuelnimi in čistimi spektroskopskimi metodami in omogoča zelo dobro ločljivost. Podobno tudi merjenje zamračitev samo po sebi ne da vseh podatkov.

Omeniti velja, da je bil Mizar prva odkrita dvojica; opazovala sta jo Benedetto Castelli in Galileo Galilei. Njeni komponenti Mizar A in B sta na razdalji 380 AU in potrebujeta za en obrat cela tisočletja. Mizar A pa je bil prva odkrita spektroskopska dvojica. Njegovi zvezdi sta med 16 in 55 mio km narazen, torej sta si bliže kot Sonce in Merkur, perioda orbite pa je dobrih 20 dni.

Več o Mizarju

Konfiguracija sistema

Rochev oval

Da bomo lahko razumeli, kaj se dogaja z dvojno zvezdo tekom njenega življenja, moramo najprej razumeti, kako je oblikovano gravitacijsko polje okrog dveh masivnih objektov. Da to polje opišemo se moramo kot opazovalci vrteti skupaj z zvezdama tako, da sta glede na nas pri miru. Tedaj je treba poleg gravitacijske sile upoštevati še centrifugalno, podobno kot na vrtiljaku. Ko si ogledamo tak združen gravitacijsko-centrifugalni potencial vidimo sliko, kakršna je spodaj. Okrog posamezne zvezde v dvojici je območje, ki pripada tej zvezdi. Območji obeh zvezd sta omejeni in ločeni z ekvipotencialno ploskvijo kritičnega potenciala. To ploskev imenujemo Rocheva ovala. Lahko si ju predstavljamo kot rob "gravitacijske jame" okrog dvojice zvezd. Če del zvezde pogleda izven ovala, ta del ne pripada več zvezdi.

Oglejmo si sliko. Ne pozabimo, kot opazovalci se vrtimo skupaj z zvezdama. Ravnina spodaj predstavlja ravnino kroženja zvezd. Črte so "izohipse" - linije konstantnega gravitacijsko-centrifugalnega potenciala. Poudarjene črte so "grebeni" tega privlaka. Rocheva ovala sta notranji greben v obliki osmice. Da si je to laže predstavljati je nad to ravnino še tridimenzionalna upodobitev potenciala. Sila je sorazmerna s strmino te upodobitve. Čisto lahko si predstavljamo, da na to upodobitev postavimo majhno kroglico in opazujemo, kam se skotali. Ker je sistem ravninski je ta predstava čisto pravilna. Če kroglico postavimo znotraj Rochevega ovala, se bo skotalila k eni od zvezd. Če jo postavimo zunaj ovala pa se bo skotalila stran. Tam potencial ni privlačen, temveč je odbojen.

Lagrangeve točke

Rochev oval je področje labilne lege - predmet, ki se nahaja na njem, ne ostane tam, ampak se "skotali" na eno ali drugo stran. Najdemo pa v sistemu dveh teles pet točk, ki predstavljajo stabilne lege. Če tja postavimo majhno telo, dovolj lahko, da ne pokvari gravitacijskega potenciala, bo tam, v principu, tudi ostalo.

Na sliki vidimo, da sta točki L4 in L5 nestabilni, pa tudi ostale so stabilne samo v eni smeri, t.j. prečno na zveznico med telesoma. Postaviti tja telo in upati, da bo tam ostalo, je podobno kot upati, da lahko kroglica obstoju na vrhu piramide: teoretično bi šlo, v praksi pa ne. No, izkaže se, da stvari niso tako preproste. Telo res ne more biti pri miru v taki točki, obstajajo pa stabilne kvaziperiodične orbite, ki se imanujejo Lissajoujeve orbite. Te so dovolj stabilne, da jih mirno uporabljamo kot stabilne točke za satelite. Celo Narava jih uporablja: znan je primer skupin asteroidov Trojanci in Grki v točkah L5 in L4 sistema Sonce-Jupiter.

Sklopitev zvezd

Dvojne zvezde lahko, glede na interakcijo med zvezdama, uvrstimo v tri kategorije:

Razklopljena dvojica:

Vsaka od zvezd je v svojem Rochevem ovalu, zato med njima ni prenosa snovi. Zvezdi se razvijata ločeno.

Sklopljena dvojica:

Obe zvezdi zapolnjujeta svoja Rocheva ovala. Snov, ki je izven ovalov, tvori oblak oziroma ovojnico zvezd. Ta predstavlja upor, ki upočasnuje zvezdi.

Polsklopljena dvojica:

Samo ena od zvezd zapolnjuje svoj Rochev oval. Prenos snovi ima odločilen vpliv na razvoj sistema.

Prenos snovi

Ko ena od zvezd preseže svoj Rochev oval, izgubi del snovi, ki gleda čez rob. Če raste dovolj počasi, potem snov izteka v curku čez prvo Lagrangevo točko. Takrat se zvrtinči k drugi zvezdi v obliki akrecijskega diska. Če pa raste prehitro, snov odleti stran tudi v drugih Lagrangevih točkah in takrat je izgubljena za obe zvezdi. Ker je masa zvezde odločilen faktor v njenem razvoju, prenos mase popolnoma spremeni njeno usodo.

Paradoks Algola

Algol je zamračitvena trojica, ki je tipičen primer tega, kako prenos mase vpliva na razvoj zvezd. Zvezde v sistemu nastanejo hkrati in načeloma masivnejše zvezde živijo manj časa, ker se hitreje razvijajo. Opazovanja pa pravijo, da je Algol A kljub temu, da je masivnejši, še vedno na glavni veji HR diagrama, medtem ko je manj masivni Algol B na poti, da postane dreča velikanka. "Paradoks" se pojasni s tem, da je algol B bil prvotno masivnejši. Ko se je povečal, se je njegov material pretočil na Algol A, kateremu se je s tem povečala masa. Akrecijski disk

Ko materija prestopi prvo Lagrangevo točko, se to zgodi v relativno tankem curku, ki potuje naravnost proti drugi zvezdi. Ker se zvezdi vrtita okrog skupnega težišča, curek zgreši zvezdo in se nato obrne proti njej. Tako začne krožiti okrog nje, nastane vrtinec. Pri tem prihaja do upora med različnimi plastmi diska, ki se zaradi tega proti notranjosti segreva, izgublja hitrost in pomika vedno bliže zvezdi. Spričo tega je disk pogosto najsvetlejši del sistema, kar ima za posledico značilno obliko krivulje svetlosti sistema.

Zgoraj opisani mehanizem nastnaka akrecijskega diska je seveda zelo poenostavljen. S samim trenjem med plastmi diska ne moremo pojasniti prenosa energije in vrtilne količine, ki se dogaja. Pokaže se, da igrajo veliko vlogo magnetna polja, ki prevevajo disk.

Nova

Ena od zvezd v paru je lahko bela pritlikavka. Če dobiva materijo s spremljevalke, se ta snov nabira na njeni površini. Bela protlikavka je kompaktna zvezda, ki se na dziva na spremembe tempreature. Snov na površini se močno segreva in stiska. Na neki točki pride do fuzije, ki zaradi neodzivnosti zvezde na segrevanje poteče eksplozivno. Eksplozija odpihne presežek plina z zvezde in proces se začne znova. Pojavu pravimo nova. Interval med eksplozijami je zelo enakomeren. Ocenjujejo, da se v naši galaksiji zgodi do 60 nov na leto.

V novi se zlije le majhen delež snovi in tudi izvržene snovi ni prav veliko v primerjavi s celotno maso pritlikavke. V ekstremnih primerih pa se zgodi, da se snov nalaga zelo polagoma. Zaradi tega se lahko pritlikavka približa Chandrasekharjevi limiti, zaradi česr pride do supernove. To pomeni, da pri fuziji sodeluje velik delež snovi. Temperatura je takrat namreč dovolj velika, da poleg vodika sodelujejo tudi težji elementi, denimo ogljik. Ta pojav se seveda zgodi damo enkrat, saj uniči obe zvezdi. Najbolj znan primer supernove te vrste je supernova iz leta 1572, ki jo je opazoval Tycho Brache.

Pomen

Dvojne zvezde so izjemno pomembne, saj mase zvezd ni mogoče določiti drugače kot iz njihovega gibanja, ki pa je, razen v dvojicah, prepočasno, da bi ga lahko opazovali. Dvojne zvezde nam tako omogočajo, da ugotovimo zvezo med barvo zvezde in njeno maso, to pa je močno pripomoglo k razumevanju razvoja zvezd. Poleg tega lahko iz vrtilne količine sistema zvemo marsikaj o nastanku zvezd, denimo to, kako je bila razporejena snov v prvotnem oblaku plina in kako se je gibala.