Dvojhvězda

Moderní definice

Podle moderní definice se termín dvojhvězda obecně omezuje na dvojice hvězd, které obíhají kolem společného středu hmoty. Dvojhvězdy, které lze rozlišit pomocí dalekohledu nebo interferometrických metod, se nazývají vizuální dvojhvězdy. U většiny známých vizuálních dvojhvězd nebyla dosud pozorována jedna celá otáčka (úplný kruh), jsou pozorovány jako hvězdy, které se pohybují po zakřivené dráze nebo po částečném oblouku.

Některé hvězdy se zdají obíhat kolem prázdného prostoru a zdá se, že nemají společníka. V takovém případě je průvodce buď velmi malý a slabý, nebo se jedná o neutronovou hvězdu či černou díru. Nejznámějším příkladem hvězdy s neviditelným průvodcem je Cygnus X-1, u níž se viditelný průvodce hvězdy jeví jako černá díra.

Obecnější termín dvojhvězda se používá pro dvojice hvězd, které jsou na obloze vidět blízko sebe. Toto rozlišení se v jiných jazycích než v angličtině používá jen zřídka. Dvojhvězdy mohou být dvojhvězdné systémy nebo mohou být pouze dvě hvězdy, které se na obloze zdají být blízko u sebe, ale jejich skutečné vzdálenosti od Slunce se značně liší. Tyto dvojhvězdy se označují jako optické dvojhvězdy nebo optické páry.

Vizuální binární soubory

Vizuální dvojhvězda je taková, u které lze dalekohledem pozorovat oddělení obou hvězd. Jasnější hvězda je primární a slabší hvězda je sekundární. Vizuální dvojhvězdy obíhají kolem sebe dlouhou dobu, v řádu stovek až tisíců let.

Spektroskopické dvojhvězdy

Spektroskopická dvojhvězda je dvojhvězda, u které nelze obě hvězdy pozorovat odděleně ani pomocí dalekohledu. Jsou velmi blízko u sebe a pohybují se kolem sebe velmi rychle, po dobu několika týdnů nebo dokonce několika dní. Lze je však vidět jako dvě samostatné hvězdy pomocí spektroskopu, který je schopen zaznamenat Dopplerovu změnu barvy světla vysílaného hvězdami, které se rychle pohybují směrem k Zemi nebo od ní.

Zatmívající se dvojhvězdy

Některé spektroskopické dvojhvězdy mají oběžnou dráhu na okraji Země. V takovém případě se hvězdy střídají v přechodu před partnerskou hvězdou a v jejím zatmění, což se nazývá zatmívající dvojhvězda. V takovém případě se množství světla, které vidíme z dvojhvězdy, mírně ztlumí v době, kdy je jedna hvězda před druhou.

Astrometrické dvojhvězdy

Astrometrická dvojhvězda je dvojhvězda, u které je vidět pouze jeden společník. U astrometrických dvojhvězd, které se nacházejí poměrně blízko Země (do 10 parseků), je možné pozorovat "kmitání" viditelného průvodce, který se pohybuje kolem svého neviditelného průvodce. Prováděním měření po dlouhou dobu může být možné vypočítat hmotnost viditelné hvězdy a délku její oběžné dráhy. Tato metoda se používá také k odhalení přítomnosti velkých planet obíhajících kolem hvězdy; od roku 2007 bylo tímto způsobem objeveno více než dvě stě planet.

Vlastnosti systému

Většina binárních souborů je oddělených. Kromě vzájemné gravitace na sebe nemají žádný vliv.

Některé dvojhvězdy jsou k sobě tak blízko, že jedna nebo obě hvězdy jsou schopny odčerpávat materiál z té druhé. Kontaktní dvojhvězdy sdílejí stejnou hvězdnou atmosféru, a když je tření po dlouhou dobu zpomaluje, mohou splynout v jednu hvězdu. Díky této násilné události dočasně zazáří jasněji než nova, ale méně než supernova.

Vytvoření

Ačkoli je možné, že dvojhvězdy mohou vzniknout, když jedna hvězda projde velmi blízko druhé, je to velmi nepravděpodobné (protože ve skutečnosti by musely být tři hvězdy blízko sebe, aby se dvě mohly spojit) a mohlo by k tomu dojít pouze v místech, kde jsou hvězdy hustě pohromadě. Podle našich současných poznatků vznikají téměř všechny dvojhvězdy společně v hustých plynných mračnech, kde se hvězdy rodí.

Runaways a novae

Je možné (i když ne pravděpodobné), že procházející hvězda naruší dvojhvězdný systém a poskytne dostatečnou gravitační sílu k rozdělení dvojhvězdy. Takto oddělené hvězdy pak žijí jako běžné samostatné hvězdy. Někdy však působí dostatečná gravitační síla, takže se oba společníci od sebe vzdalují velkou rychlostí, což vede k tzv. hvězdám na útěku.

Někdy hvězda obíhá kolem bílého trpaslíka. Pokud je dostatečně velká a dostatečně blízko bílého trpaslíka, může trpaslík nasávat plyny z atmosféry svého souputníka. Za určitou dobu se na bílém trpaslíkovi může shromáždit velké množství plynu. Když je tento plyn gravitací bílého trpaslíka zhutněn, dojde nakonec k jaderné fúzi, která vyústí ve velmi jasný výbuch světla, známý jako nova. V některých případech může bílý trpaslík nashromáždit tolik plynu, že ho výbuch zcela zničí, což se nazývá supernova. Taková událost může mít za následek také útěk hvězdy, protože větší hvězda již nemá těžkého průvodce, který by ji udržoval na oběžné dráze.

Binární soubory X - Ray

Rentgenové dvojhvězdy produkují velké množství rentgenového záření. Vznikají tak, že hmotná hvězda pohltí méně hmotnou hvězdu. Menší hvězda se stává dárcem a její hmota je odčerpávána a padá do hmotnější (ale kompaktnější) hvězdy - akretoru. Při tom se uvolňují vysoce energetické fotony, například v rentgenovém oboru vlnových délek. Rentgenové záření pochází také ze spotřeby materiálu na povrchu hmotnější hvězdy v procesu zvaném termonukleární hoření. To může vytvářet 10sekundové záblesky.