Двойна звезда

Съвременни дефиниции

Според съвременното определение терминът "двойна звезда" обикновено се ограничава до двойки звезди, които се въртят около общ център на масата. Двойните звезди, които могат да бъдат разграничени с телескоп или с интерферометрични методи, са известни като визуални двойни звезди. За повечето от известните визуални двойни звезди все още не е наблюдавано едно цяло завъртане (пълна окръжност), а се вижда, че те са се движили по изкривен път или частична дъга.

Някои звезди се намират в орбита около празно пространство и изглежда, че нямат спътник. В този случай звездата спътник е или много малка и слаба, или е неутронна звезда, или черна дупка. Най-известният пример за звезда с невидим спътник е Cygnus X-1, при която видимият спътник на звездата изглежда е черна дупка.

По-общият термин двойна звезда се използва за двойки звезди, които се виждат близо една до друга на небето. Това разграничение рядко се прави в езици, различни от английския. Двойните звезди могат да бъдат двоични системи или просто две звезди, които изглеждат близо една до друга на небето, но имат много различни истински разстояния от Слънцето. Последните се наричат оптични двойни звезди или оптични двойки.

Визуални двоични файлове

Визуална двойна звезда е тази, при която разделянето на двете звезди може да се види с телескоп. По-ярката звезда е основната, а по-слабата - вторичната. Визуалните двойни звезди обикалят една около друга за дълго време - стотици или дори хиляди години.

Спектроскопски двойни звезди

Спектроскопска двойна звезда е тази, при която двете звезди не могат да се видят поотделно дори с телескоп. Те са много близо една до друга и се движат една около друга много бързо, за период от няколко седмици или дори няколко дни. Въпреки това те могат да се видят като две отделни звезди с помощта на спектроскоп, който може да регистрира Доплеровата промяна в цвета на светлината, изпращана от звезди, които се движат бързо към или от Земята.

Затъмняващи се двоични файлове

Някои спектроскопични двойни звезди имат орбита, която е на ръба на Земята. Когато това се случи, звездите ще се редуват да преминават пред и да затъмняват партньорската звезда, което се нарича затъмняваща двойна звезда. В този случай количеството светлина, което виждаме от двойната звезда, леко намалява през времето, когато едната звезда е пред другата.

Астрометрични двойни звезди

Астрометрична двойна звезда е тази, при която може да се види само един спътник. При астрометричните двойни звезди, които са доста близо до Земята (до около 10 парсека), може да се види как видимият спътник "се колебае", докато се движи около невидимия си спътник. Като се правят измервания за дълъг период от време, може да се изчисли масата на видимата звезда и колко време отнема нейната орбита. Този метод се използва и за откриване на наличието на големи планети, които обикалят около дадена звезда; към 2007 г. по този начин са открити над двеста планети.

Свойства на системата

Повечето двоични файлове са отделени двоични файлове. Освен гравитационното си привличане една към друга, те нямат никакво влияние една върху друга.

Някои двойни звезди са толкова близо една до друга, че едната или двете звезди могат да изтеглят материал от другата. Контактните двойни звезди споделят една и съща звездна атмосфера и тъй като триенето ги забавя за дълъг период от време, те могат да се слеят в една звезда. Това насилствено събитие временно ги кара да светят по-ярко, по-ярко от свръхнова, но по-слабо от свръхнова.

Формиране

Макар че е възможно двойни звезди да се образуват, когато една звезда преминава много близо до друга, това е малко вероятно (тъй като в действителност са необходими три звезди, които да се намират близо една до друга, за да могат да се съединят две) и би се случило само на места, където звездите са гъсто разположени една до друга. Сегашното ни разбиране е, че почти всички двойни звезди се образуват заедно в плътните газови облаци, където се раждат звездите.

Бягства и нови звезди

Възможно е (макар и малко вероятно) преминаваща звезда да наруши двойната система и да създаде достатъчно гравитационна сила, за да я раздели. Такива разделени звезди продължават живота си като обикновени единични звезди. Понякога обаче гравитационната сила е достатъчна, за да може двата спътника да се отдалечат един от друг с голяма скорост, което води до т.нар. бягащи звезди.

Понякога звездата е в орбита около бяло джудже. Ако тя е достатъчно голяма и достатъчно близо до бялото джудже, джуджето може да изсмуче газове от атмосферата на своя спътник. За определен период от време върху бялото джудже може да се натрупа голямо количество газ. Тъй като този газ се уплътнява от гравитацията на бялото джудже, в крайна сметка той ще претърпи ядрен синтез, което ще доведе до много ярък изблик на светлина, известен като свръхнова. В някои случаи бялото джудже може да събере толкова много газ, че експлозията да го унищожи напълно, което се нарича свръхнова. Подобно събитие може да доведе и до бягство на звезди, тъй като по-голямата звезда вече няма тежък спътник, който да я поддържа в орбита.

Двойни файлове с X - лъчи

Рентгеновите двойни звезди произвеждат голямо количество рентгеново лъчение. Те са резултат от това, че масивна звезда поглъща по-малко масивна звезда. По-малката звезда се превръща в донор, а материята ѝ се изсмуква и попада в по-масивната (но по-компактна) звезда - акретор. При това се отделят високоенергийни фотони, например в рентгеновия диапазон на дължините на вълните. Рентгеновите лъчи идват и от консумацията на материал на повърхността на по-масивната звезда в процес, наречен термоядрено горене. Това може да доведе до 10-секундни избухвания.