Dvinarių stjernesystemer og usædvanlige fænomener

Et binært system består af to stjerner, der er bundet sammen af tyngdekraften og kredser om et fælles massecenter. To lyspunkter, som kun ser ud til at være tæt på hinanden på himlen, udgør ikke nødvendigvis et fysisk par. Trinære systemer og systemer med flere stjerner har flere ledsagere.

Ledsagerstjerner er særligt almindelige blandt stjerner med stor masse, mens mange systemer med stjerner med lille masse kun har ét medlem. Når man angiver en vilkårlig «andel af dobbeltstjerner», skal man definere, hvad der tælles: optælling af systemer med ledsagerstjerner er ikke det samme som optælling af enkeltstjerner, der indgår i systemer med flere medlemmer.[1]

Mange dobbeltstjernesystemer dannes, når stjernedannende gas fragmenterer; nogle gange sker det i en skive. Senere tætte møder kan omdanne systemerne. To stjerner, der oprindeligt ikke var bundet til hinanden, kan ikke blive et langvarigt par alene ved et isoleret, rent gravitationelt møde mellem to legemer: energi skal fjernes eller overføres gennem vekselvirkning med gas, tidevandskræfter eller vekselvirkning med flere legemer.[1]

Afstanden afgør, om det at være i et par fører til vekselvirkning

Medlemmerne af vide par kan udveksle små mængder stof. I tættere par kan en stjerne i udvidelse få sine ydre lag til at nå en kritisk grænse, der kaldes dens Roche-hulrum. Undersøgelser af massive O-type-stjerner viser, at vekselvirkning er en væsentlig del af deres udvikling, ikke et sjældent udfald.[2]

Disse betegnelser beskriver stjernernes geometri og vekselvirkning. Efterhånden som stjernerne og deres baner udvikler sig, kan systemet gå fra én konfiguration til en anden.[3], [4]

I den sædvanlige model med cirkulær bane og synkron rotation er Roche-hulrummet en tredimensionel grænse, der defineres af det effektive potentiale i et referencesystem, der roterer med banen. Denne beskrivelse kombinerer tyngdekraften med et centrifugalled. Grænsen er ikke en hård skal omkring stjernen.[5]

De to hulrum mødes i punktet L₁, det indre Lagrange-punkt, som er et sadelpunkt i dette potentiale. Når donorstjernens ydre lag når dette område, kan gas strømme mod ledsagerstjernen. Hvilken stjerne der fylder sit hulrum, afhænger af dens radius i forhold til størrelsen af dens eget hulrum, ikke blot af, hvilken stjerne der ser størst ud.[5]

Den indstrømmende gas overfører også impulsmoment. Den kan kredse i en skive omkring akkretoren, ramme stjernen direkte eller blive ledt af et stærkt magnetfelt. Derfor dannes der ofte en skive, men ikke altid. Noget af materialet kan slippe ud af systemet i stedet for at blive en del af ledsageren.[6], [7]

Når hylsteret går tabt, kan stjernens varme kerne blive blotlagt. Akkretion kan få stjernen, der modtager materialet, til at rotere hurtigere og ændre dens videre udvikling. Om den også blander nyt brint ind i kernen, og hvor meget yngre stjernen ser ud, afhænger af, hvordan stjernens indre reagerer.[8]

Massetab ændrer donorstjernens størrelse, mens ændringer i massen og det orbitale impulsmoment ændrer formen på dens Roche-lobe. Hvis disse ændringer gør det muligt for donorstjernen at nå ligevægt, kan stofoverførslen fortsætte på en reguleret måde. Men hvis overløbet fra loben tiltager hurtigere, kan vekselvirkningen blive ustabil.[9]

Ledsageren kan ende inde i hylsteret

Under fasen med fælles hylster kredser ledsageren og donorstjernens kerne inde i et udvidet gashylster. Modstand og gravitationelle momenter overfører orbitalenergi og impulsmoment til gassen, mens de to objekter i hylsteret kan spiralere tættere på hinanden.[10]

Hvor effektivt hylsteret bliver slynget ud, er stadig en af de største usikkerheder. Et kontakt-dobbeltstjernesystem med sammenvoksede ydre stjernelag gennemgår ikke nødvendigvis en så hurtig indkapsling og spiralformet indsnævring.[10], [3]

Lys kan afsløre en sammensmeltning

Før udbruddet i 2008 viste V1309 Scorpii en varierende lysstyrke og en forkortende omløbsperiode for et kontakt-dobbeltstjernesystem. Observationerne giver stærke beviser for, at dens røde udbrud blev ledsaget af en stjernesammensmeltning. Sådanne lysstærke røde novaer er fysisk forskellige fra overfladeeksplosioner på hvide dværge, som kaldes klassiske novaer.[11]

En såkaldt klassisk nova begynder, når en hvid dværg opsamler ny gas fra en ledsagerstjerne, som typisk er rig på brint. Kompression og opvarmning ved bunden af det tilførte lag kan antænde en ukontrolleret, accelererende kerneforbrænding. Den opvarmede skal udvider sig, og materiale slynges ud; den hvide dværg selv overlever.[12]

Hvis akkretionen genoptages, kan der med tiden opstå endnu en nova. Systemer, hvor mere end ét sådant udbrud er blevet observeret, kaldes tilbagevendende novaer. Tiden mellem udbrud afhænger af den hvide dværgs masse, dens termiske tilstand og brændstoftilførslen. En nova, der kun er blevet observeret én gang, er ikke nødvendigvis en engangshændelse.[12]

En dværgnova lyser op et andet sted

Under en dværgnova skifter akkretionsskiven mellem en køligere og en varmere tilstand og tilbage igen; disse tilstande hænger sammen med brintionisering. Hastigheden, hvormed skiven transporterer og frigiver akkretionsenergi, øges. Dette udbrud kræver ikke en termonuklear eksplosion i den hvide dværg.[7]

Mange vekselvirkende dobbeltstjernesystemer med en hvid dværg kaldes kataklysmiske variable stjerner. De spænder fra skiveudbrud til stærkt magnetiske systemer, hvor strømmen ledes mod de magnetiske poler.[7]

En typisk type Ia-supernova er en termonuklear eksplosion af en hvid dværg bestående af kulstof og ilt. En ukontrolleret, accelererende forbrænding frigiver hurtigt nok energi til at ødelægge stjernen. Dens spektrum mangler normalt brint ved maksimal lysstyrke, og det viser et tydeligt tegn på enkelt ioniseret silicium. »Type Ia« er en mere specifik kategori end den bredere, brintfattige »type I«.[13]

Forbrændingen kan antændes på mere end én måde

Donorstjernen kan være en ikke-degenereret stjerne – dette er gruppen af scenarier med én degenereret stjerne – eller en anden hvid dværg – dette er gruppen af scenarier med to degenererede stjerner. Disse kategorier beskriver ledsagerstjernen, mens »dobbelt detonation« beskriver antændelsesprocessen. Kategorierne overlapper. Et par hvide dværge eksploderer ikke af sig selv, blot fordi deres samlede masse overstiger en bestemt grænse.[13]

Hvorfor disse eksplosioner er vigtige langt uden for deres galakse

Type Ia-supernovaer udsender kerner af jerngruppens grundstoffer, og radioaktivt henfald bidrager til at opretholde deres varierende lysstyrke.[14] Deres maksimale lysstyrker er ikke ens. Sammenhængen mellem maksimal lysstyrke og aftagningshastighed gør det sammen med farvekorrektioner og andre korrektioner muligt at bruge dem som standardiserbare lysstjerner til afstandsbestemmelse.[17]

Sammenligninger af fjerne og nærliggende supernovaer i 1998–1999 gav evidens for, at Universets udvidelse accelererer. Deres anvendelighed afhænger af omhyggelig kalibrering og kontrol af støvpåvirkning, populationsforskelle og systematiske observationsfejl.[18], [19]

Når det modtagende legeme er en neutronstjerne eller et sort hul, kan indfaldende stof frigive store mængder gravitationel energi. En ledsagerstjerne kan levere stof til denne akkretion gennem overløb af Roche-loben eller stjernevind. Det resulterende røntgen-binærsystem gør det muligt at studere restobjektet ved at observere dets omgivelser.[20]

En neutronstjerne har en materiel overflade, hvor brændstof kan ophobes. Et sort hul har en begivenhedshorisont; stråling og udstrømmende jetstråler skabes af processer uden for begivenhedshorisonten. En lysning, der ser lignende ud, betyder derfor ikke nødvendigvis, at den samme energiproduktionsmekanisme er på spil.[21], [20]

Kompakte objekter, der kredser om hinanden, udsender gravitationelle bølger, som bortfører baneenergi og impulsmoment. Legemerne i et tilstrækkeligt tæt par spiraler ind mod hinanden og skaber til sidst et signal, hvis frekvens stiger, efterhånden som de nærmer sig sammensmeltningen. Det kan tage legemerne i et par, der kredser langt fra hinanden, meget længere end Universets nuværende alder at nå dette stadie.[23]

Par kan dannes på flere måder

To stjerner, der er dannet sammen, kan udveksle stof og forblive et bundet par trods massetab og hastighedsskub i forbindelse med dannelsen af resterne. Tætte møder i tætte hobe kan også bringe rester sammen i et par eller føre til udveksling af partnere. Et tredje legeme kan ændre excentriciteten af det indre dobbeltstjernesystems bane og få dets medlemmer til at smelte sammen. Bidraget fra disse dannelsesveje undersøges stadig.[24]

Den tidligere artikel „ Nukleosyntese: grundstoffer tungere end jern“ undersøger, hvad der sker med dette nydannede materiale.

De fleste dobbeltstjernesystemer kan ikke observeres som to tydeligt adskilte stjerner, der udveksler gas. Forskere kombinerer data om variationer i lysstyrken, spektre, positioner og præcise tidsmålinger for at genskabe et billede af systemet. Ingen observationsmetode afslører alle egenskaber.

Ved at kombinere data om formørkelser med radialhastighederne for begge stjerner kan man bestemme stjernernes masser og radier med stor præcision. Sådanne målinger gør det muligt at teste de stjernemodeller, der bruges i hele dette afsnit.[31], [7], [12]

Populationsmønstre hjælper med at teste usynlige udviklingsfaser

Det er svært at observere en kortvarig fælles skal direkte, men mulige efterladenskaber fra denne fase består. Forskere sammenligner populationer af tætte dobbeltstjerner og sammenstød med modeller, hvor effektiviteten af masseoverførsel, udstødningen af skallen og hastighedsspark til resterne varieres. Forskellige udviklingsforløb kan ende på lignende måder, så overensstemmelse med ét system bekræfter ikke i sig selv et universelt forløb.[10], [24]

LISA udvikles for at udvide gravitationsbølgeastronomien til frekvensområdet omkring millihertz, hvor man også kan observere mange af vores galakses kompakte dobbeltstjerner. Observationer af systemerne, mens deres medlemmer stadig kredser om hinanden, og en kombination af data om gravitationsbølger og lys vil hjælpe med at forbinde overlevende dobbeltstjerner med de sammenstød og eksplosioner, de med tiden kan forårsage.[28], [32]

Ledsagerstjerner ændrer også det, stjernerne sender tilbage ud i rummet. Tab af de ydre lag, vinde, novaer, termonukleare supernovaer og neutronrigt materiale, der slynges ud under sammenstød, spreder forskellige materialer på forskellige tidspunkter. Dobbeltstjerners udvikling forbinder de enkelte stjerners skæbne med galaksernes kemiske historie.[13], [12], [26]