Dvojhviezda

Moderné definície

Podľa modernej definície sa pojem dvojhviezda vo všeobecnosti obmedzuje na dvojice hviezd, ktoré obiehajú okolo spoločného centra hmotnosti. Dvojhviezdy, ktoré možno rozlíšiť pomocou ďalekohľadu alebo interferometrických metód, sa nazývajú vizuálne dvojhviezdy. Pri väčšine známych vizuálnych dvojhviezd sa zatiaľ nepodarilo pozorovať jednu celú otáčku (úplný kruh), vidno, že prešli po zakrivenej dráhe alebo po čiastočnom oblúku.

Zdá sa, že niektoré hviezdy obiehajú okolo prázdneho priestoru a nemajú spoločníka. V takom prípade je sprievodná hviezda buď veľmi malá a slabá, alebo je to neutrónová hviezda či čierna diera. Najznámejším príkladom hviezdy s neviditeľným spoločníkom je Cygnus X-1, v ktorej sa viditeľný spoločník hviezdy javí ako čierna diera.

Všeobecnejší termín dvojhviezda sa používa pre dvojice hviezd, ktoré sú na oblohe viditeľné blízko seba. Toto rozlíšenie sa v iných jazykoch ako v angličtine používa len zriedkavo. Dvojhviezdy môžu byť dvojhviezdy alebo len dve hviezdy, ktoré sa na oblohe zdajú byť blízko seba, ale ich skutočné vzdialenosti od Slnka sú veľmi rozdielne. Tieto dvojhviezdy sa označujú ako optické dvojhviezdy alebo optické páry.

Vizuálne binárne súbory

Vizuálna dvojhviezda je hviezda, ktorej oddelenie oboch hviezd je viditeľné pomocou ďalekohľadu. Jasnejšia hviezda je primárna a slabšia hviezda je sekundárna. Vizuálne dvojhviezdy obiehajú okolo seba dlhý čas, rádovo stovky až tisíce rokov.

Spektroskopické dvojhviezdy

Spektroskopická dvojhviezda je dvojhviezda, v ktorej nie je možné vidieť obe hviezdy samostatne ani pomocou ďalekohľadu. Sú veľmi blízko seba a pohybujú sa okolo seba veľmi rýchlo, v priebehu niekoľkých týždňov alebo dokonca niekoľkých dní. Možno ich však vidieť ako dve samostatné hviezdy pomocou spektroskopu, ktorý dokáže zaznamenať Dopplerovu zmenu farby svetla vysielaného hviezdami, ktoré sa rýchlo pohybujú smerom k Zemi alebo od nej.

Zatmenie dvojhviezd

Niektoré spektroskopické dvojhviezdy majú obežnú dráhu na hrane Zeme. V takomto prípade sa hviezdy striedajú v prelete pred partnerskou hviezdou a zatmievajú ju, čo sa nazýva zatmenie dvojhviezdy. V takom prípade sa množstvo svetla, ktoré vidíme z dvojhviezdy, mierne zoslabí v čase, keď je jedna hviezda pred druhou.

Astrometrické dvojhviezdy

Astrometrická dvojhviezda je dvojhviezda, v ktorej je viditeľný len jeden spoločník. Pri astrometrických dvojhviezdach, ktoré sú pomerne blízko Zeme (približne do 10 parsekov), je možné vidieť, ako viditeľný spoločník "kmitá", keď sa pohybuje okolo svojho neviditeľného spoločníka. Dlhodobými meraniami je možné vypočítať hmotnosť viditeľnej hviezdy a dĺžku jej obehu. Táto metóda sa používa aj na zisťovanie prítomnosti veľkých planét obiehajúcich okolo hviezdy; od roku 2007 bolo týmto spôsobom objavených viac ako dvesto planét.

Vlastnosti systému

Väčšina binárnych súborov sú oddelené binárne súbory. Okrem vzájomnej gravitácie na seba nemajú žiadny vplyv.

Niektoré dvojhviezdy sú tak blízko seba, že jedna alebo obe hviezdy sú schopné ťahať materiál z druhej. Kontaktné dvojhviezdy zdieľajú rovnakú hviezdnu atmosféru, a keď ich trenie počas dlhého obdobia spomalí, môžu splynúť do jednej hviezdy. Táto násilná udalosť spôsobí, že dočasne zažiaria jasnejšie, jasnejšie ako nova, ale menej jasné ako supernova.

Formácia

Aj keď je možné, že dvojhviezdy môžu vzniknúť, keď jedna hviezda prejde veľmi blízko druhej, je to veľmi nepravdepodobné (keďže by bolo potrebné, aby sa dve hviezdy dostali blízko seba) a mohlo by to nastať len na miestach, kde sú hviezdy husto pohromade. Podľa našich súčasných poznatkov takmer všetky dvojhviezdy vznikajú spoločne v hustých plynných oblakoch, kde sa rodia hviezdy.

Runaways a novae

Je možné (aj keď nie pravdepodobné), že prechádzajúca hviezda naruší dvojhviezdny systém a poskytne dostatočnú gravitačnú silu na rozdelenie dvojhviezdy. Takéto oddelené hviezdy pokračujú v živote ako obyčajné samostatné hviezdy. Niekedy však pôsobí dostatočná gravitačná sila na to, aby sa dvaja spoločníci od seba vzdialili veľkou rýchlosťou, čo vedie k tzv. úteku hviezd.

Niekedy je hviezda na obežnej dráhe okolo bieleho trpaslíka. Ak je dostatočne veľká a dostatočne blízko bieleho trpaslíka, môže trpaslík nasávať plyny z atmosféry svojho spoločníka. Za určitý čas sa na bielom trpaslíkovi môže nahromadiť veľké množstvo plynu. Keďže tento plyn je zhutnený gravitáciou bieleho trpaslíka, nakoniec dôjde k jadrovej fúzii, čoho výsledkom je veľmi jasný výbuch svetla, známy ako nova. V niektorých prípadoch môže biely trpaslík zhromaždiť také množstvo plynu, že ho výbuch úplne zničí, čo sa nazýva supernova. Takáto udalosť môže mať za následok aj útek hviezdy, pretože väčšia hviezda už nemá ťažkého spoločníka, ktorý by ju udržiaval na obežnej dráhe.

Binárne súbory X - Ray

Röntgenové dvojhviezdy produkujú veľké množstvo röntgenového žiarenia. Vznikajú tak, že masívna hviezda pohltí menej masívnu hviezdu. Menšia hviezda sa stáva donorom a jej hmota je odčerpávaná a padá do masívnejšej (ale kompaktnejšej) hviezdy, akretora. Pri tom sa uvoľňujú vysokoenergetické fotóny, napríklad v röntgenovom pásme vlnových dĺžok. Röntgenové žiarenie pochádza aj zo spotreby materiálu na povrchu masívnejšej hviezdy v procese nazývanom termonukleárne horenie. To môže vytvárať 10-sekundové záblesky.