Dvinari tähe süsteemid ja ebatavalised nähtused
Linas JuozėnasJaga
Teadmiste kaar · Kosmos · 04. peatükk / 10. artikkel
Kaks tähte võivad teineteise saatust muuta
Kaaslane võib tähelt väliskihid ära rebida, anda ainet tähejäänukile või suunata paari arengu ühinemise poole. Tutvuge ainevahetusega, mis põhjustab noovasid, termotuumalisi supernoovasid ja gravitatsioonilaineid.
Mis juhtub, kui tähel on kaaslane?
Kujutlege vananevat tähte, mis paisub väikese ja tiheda valge kääbuse kõrval. Gaas hakkab suuremast tähest välja voolama ja koguneb tema kaaslase ümber. Valge kääbus, mille keskmes on tuumasüntees juba lõppenud, saab nüüd väljast uut kütust.
Selline ainevahetus võib vallandada noova. Teistes oludes tekivad oma väliskihid kaotanud tähed, kiiresti pöörlevad pulsarid või ühinevad jäänukid. Kaksiktähtede evolutsioon seob need tulemused kokku, käsitledes nii mõlemat tähte kui ka nende ühist orbiiti.
Selle peatüki viimases artiklis „Tähtede teke ja elutsükkel“ ühendatakse peatüki teemad: olulised on mass, koostis ja vanus, kuid tähtis on ka tähe suhe oma naabritega.
Mis moodustab kaksiktähe?
Kaksiktähe koosneb kahest tähest, mida seob gravitatsioon ja mis tiirlevad ümber ühise massikeskme. Kaks valguspunkti, mis paistavad taevas lihtsalt lähestikku, ei pruugi füüsiliselt paari moodustada. Kolmiktähtedes ja veelgi suurema kordarvuga süsteemides on rohkem kaaslasi.
Kaaslased on eriti levinud suure massiga tähtede seas, samas kui paljud väikese massiga tähtede süsteemid on üksiktähelised. Mis tahes „kaksiktähesüsteemide osakaalu” esitamisel tuleb määratleda, mida loendatakse: kaaslastega süsteemide loendamisel saadakse erinev tulemus kui mitmiktähesüsteemidesse kuuluvate üksiktähtede loendamisel.[1]
Paljud kaksiktähesüsteemid tekivad tähtedeks kujuneva gaasi fragmenteerumisel; mõnikord toimub see kettas. Hilisemad lähenemised võivad süsteeme ümber kujundada. Kaks algselt sidumata tähte ei saa muutuda püsivaks paariks üksnes isoleeritud, puhtalt gravitatsioonilise kahe keha lähenemise tulemusel: energia tuleb eemaldada või üle kanda gaasiga vastasmõju, loodejõudude või lisakehadega vastasmõju kaudu.[1]
Kaugus määrab, kas paariliseks olemisest saab vastasmõju
Laia paarilise liikmed võivad vahetada vähesel määral ainet. Lähemas paaris võivad paisuva tähe välimised kihid jõuda kriitilise piirini, mida nimetatakse selle Roche'i sagaraks. Massiivsete O-tüüpi tähtede ülevaateuuringud näitavad, et vastasmõju on nende evolutsiooni oluline osa, mitte selle erandlik lõpptulemus.[2]
Eraldunud süsteem
Mõlemad tähed mahuvad oma Roche'i sagaratesse. Kumbki ei ületa seda piiri, kuigi üks täht võib siiski osa teise tähe tuulest kinni püüda.
Pool-eraldunud süsteem
Üks täht täidab oma Roche'i sagara ning kannab gaasi teisele üle sisemise Lagrange'i punkti ümbruse kaudu.
Kontaktne süsteem
Mõlemad tähed täidavad oma Roche'i sagarad ning nende välimised kihid ühinevad. Selline konfiguratsioon ei tähenda iseenesest, et tähed kohe ühinevad.
Need terminid kirjeldavad tähtede geomeetriat ja vastasmõju. Tähtede ja nende orbiidi arenedes võib süsteem ühest konfiguratsioonist teise üle minna.[3], [4]
Kuidas üks täht teist toidab?
Tiriant apskritų orbitų ir sinchroninio sukimosi atvejus, Rošo ertmė yra trimatė riba, kurią apibrėžia efektinis potencialas orbita besisukančioje atskaitussüsteemis. Selles käsitluses ühendatakse gravitatsioon tsentrifugaalterminiga. See piir ei ole tähe ümber jäik kest.[5]
Abi ertmės susiliečia taške L₁, vidiniame Lagranžo taške, kuris yra šio potencialo balno taškas. Donorės išoriniams sluoksniams pasiekus šią sritį, dujos gali tekėti palydovės link. Kuri žvaigždė perpildo savo ertmę, priklauso nuo jos spindulio santykio su jos pačios ertmės dydžiu, o ne vien nuo to, kuri žvaigždė atrodo didesnė.[5]
Ülekantav gaas kannab endaga kaasa ka nurkimpulssi. See võib tiirelda akretori ümber kettas, otse tähega kokku põrgata või suunatuna tugevast magnetväljast. Seetõttu tekib ketas sageli, kuid mitte alati. Osa ainest võib süsteemist välja pääseda, selle asemel et kaaslase osaks saada.[6], [7]
Ümbrise kaotamise järel võib paljastuda kuum tähetuum. Akretsioon võib kiirendada ainet koguva tähe pöörlemist ja muuta selle edasist arengut. See, kas selle tagajärjel seguneb tuuma ka uut vesinikku ja kui palju noorem täht välja paistab, sõltub sellest, kuidas tähe sisemus reageerib.[8]
Mis juhtub, kui aine ülekanne muutub ebastabiilseks?
Massikadu muudab doonortähe suurust ning massi ja orbiidilise nurkimpulsi muutused muudavad selle Roche’i ruumi kuju. Kui doonortäht suudab nende muutuste tõttu tasakaalu saavutada, võib aine ülekanne jätkuda reguleeritult. Kui aga ruumi ületäitmine süveneb kiiremini, võib vastastikmõju muutuda ebastabiilseks.[9]
Kaaslane võib sattuda ümbrise sisse
Ühise ümbrise faasis tiirlevad kaaslane ja doonortähe tuum paisunud gaasiümbrise sees. Takistusjõud ja gravitatsioonilised pöördemomendid annavad gaasile orbiidienergiat ja nurkimpulssi ning mõlemad ümbrise sees olevad kehad võivad spiraalselt teineteisele läheneda.[10]
Ümbris paiskub välja
Kui enne objektide ühinemist paisatakse välja piisavalt gaasi, võib alles jääda palju tihedam kaksiksüsteem. Sellised süsteemid võivad olla hiljem tekkivate kompaktsete jäänukpaaride eellased.
Tähed ühinevad
Kui ümbrist õigel ajal ei eemaldata, võivad mõlemad objektid ühineda. Tulemus sõltub nende ehitusest ja sellest, kui palju ainet kaob.
See, kui tõhusalt ümbris välja paisatakse, on endiselt üks suurimaid ebakindlusi. Kaksiksüsteemis, kus tähtede välimised kihid on ühinenud, ei pruugi toimuda nii kiiret ümbrise teket ja spiraalset lähenemist.[10], [3]
Ühinemise võib paljastada valgus
Enne 2008. aasta puhangut V1309 Scorpii heledus kõikus kontaktse kaksiktähena ja selle orbiidiperiood lühenes. Vaatlused annavad kaalukaid tõendeid, et punasele sähvatusele järgnes tähtede ühinemine. Sellised heledad punased noovad erinevad füüsikaliselt valgete kääbuste pinnal toimuvatest plahvatustest, mida nimetatakse klassikalisteks noovadeks.[11]
Miks plahvatab kaksiktäht valge kääbusega?
Vadinamoji klasikinė nova prasideda, kai baltoji nykštukė iš palydovės sukaupia naujų, paprastai vandenilio gausių dujų. Akretuoto sluoksnio pagrinde vykstantis suspaudimas ir kaitimas gali įžiebti nevaldomai spartėjantį branduolinį degimą. Įkaitęs apvalkalas plečiasi ir medžiaga išmetama; pati baltoji nykštukė išlieka.[12]
Jei akrecija atsinaujina, ilgainiui gali įvykti dar viena nova. Pasikartojančiomis novomis vadinamos sistemos, kuriose stebėtas daugiau nei vienas toks išsiveržimas. Pasikartojimo laikas priklauso nuo baltosios nykštukės masės, jos šiluminės būsenos ir kuro tiekimo. Tik kartą stebėta nova nebūtinai yra vienkartinis įvykis.[12]
Nykštukinė nova sužimba kitoje vietoje
Vykstant nykštukinei novai, akrecinis diskas pereina iš vėsesnės į karštesnę būseną ir atgal; šios būsenos susijusios su vandenilio jonizacija. Padidėja sparta, kuria diskas perneša ir išskiria akrecijos energiją. Šiam išsiveržimui nereikia termobranduolinio sprogimo baltojoje nykštukėje.[7]
Daug sąveikaujančių dvinarių sistemų su baltąja nykštuke vadinama kataklizminėmis kintamosiomis. Jų įvairovė apima disko išsiveržimus ir stipriai magnetines sistemas, kuriose srautas nukreipiamas magnetinių polių link.[7]
Kaip įvyksta Ia tipo supernova?
Įprasta Ia tipo supernova yra termobranduolinis anglies ir deguonies baltosios nykštukės sprogimas. Nevaldomai spartėjantis degimas greitai išskiria pakankamai energijos žvaigždei suardyti. Jos spektre ties didžiausiu šviesiu paprastai nėra vandenilio, o matomas ryškus vieną kartą jonizuoto silicio požymis. „Ia tipas“ yra konkretesnė kategorija už platesnį vandenilio stokojantį „I tipą“.[13]
Degimą gali įžiebti daugiau nei vienas kelias
Netoli masės ribos
Kai kuriuose modeliuose dėl akrecijos baltoji nykštukė priartėja prie Čandrasekaro masės – maždaug 1,4 Saulės masės. Tankios centrinės srities sąlygos įžiebia anglies degimą. Baigtis priklauso nuo to, kaip degimas vystosi, o ne vien nuo stebuklingo skaičiaus peržengimo.[14]
Massipiirist allpool
Kahekordse detonatsiooni korral vallandab heeliumikihi detonatsioon teise detonatsiooni süsinik-hapnikutuumas. Plahvatava valge kääbuse mass võib olla tunduvalt väiksem kui Chandrasekhari mass.[15]
Tähtpartner võib olla mittedegeerunud täht – see kuulub ühe degenereerunud tähega stsenaariumide rühma – või teine valge kääbus – see kuulub kahe degenereerunud tähega stsenaariumide rühma. Need kategooriad kirjeldavad kaastähte, „kahekordne detonatsioon“ aga süttimisprotsessi. Kategooriad kattuvad. Valgete kääbuste paar ei plahvata iseenesest pelgalt seetõttu, et nende kogumass ületab teatud piiri.[13]
Kas iga termotuumaline supernoova hävitab kogu valge kääbuse?
Tavalisi Ia tüüpi plahvatusi modelleeritakse enamasti plahvatava valge kääbuse täieliku purunemisena. Mõned nendega seotud ebatavalised Iax tüüpi sündmused võivad aga hõlmata mittetäielikku põlemist, mille järel jääb alles gravitatsiooniliselt seotud jäänuk.[16] Kaastähe ellujäämine on eraldi võimalus: plahvatava tähe hävimine ei tähenda, et hävivad kaksiktähesüsteemi mõlemad komponendid.[14]
Miks on need plahvatused olulised kaugel väljaspool nende galaktikat
Ia tüüpi supernoovad paiskavad välja rauarühma elementide tuumi ning radioaktiivne lagunemine aitab nende muutuvat heledust säilitada.[14] Nende maksimaalsed heledused ei ole ühesugused. Maksimaalse heleduse ja tuhmumise kiiruse vaheline seos koos värvuse ning muude parandustega võimaldab kasutada neid kauguste määramisel standardiseeritavate küünaldena.[17]
Kaugete ja lähedaste supernoovade võrdlused aastatel 1998–1999 andsid tõendeid selle kohta, et Universumi paisumine kiireneb. Nende kasutatavus sõltub hoolikast kalibreerimisest ning tolmu mõju, populatsioonierinevuste ja süstemaatiliste vaatlusvigade arvestamisest.[18], [19]
Mis annab energiat röntgenkaksiktähesüsteemidele, pulsaritele ja jugadele?
Kui ainet koguv taevakeha on neutronitäht või must auk, võib langev aine vabastada palju gravitatsioonienergiat. Kaastäht võib varustada seda akretsiooni ainega ületäitunud Roche’i õõnsuse või tähetuule kaudu. Tekkinud röntgenkaksiktähesüsteem võimaldab uurida jäänukit selle ümbrust vaadeldes.[20]
Pinnapursked
Neutronitäht võib koguda kütust ja kogeda termotuumalist röntgenpursket. Pind jääb alles. Need „I tüüpi röntgenpursked“ ei ole seotud sarnase nimega supernoovade klassifikatsiooniga.[21]
Taaskäivitatud pulsarid
Akretsiooni ajal annavad sisse langevad gaasid üle impulsimomenti ja võivad neutrontähte pöörlema panna nii, et selle pöörlemisperiood lüheneb millisekunditeni. Üleminekupulsarid, mis lähevad akretsioonienergial põhinevast olekust pöörlemisenergial põhinevasse olekusse ja vastupidi, aitavad neid evolutsioonietappe seostada.[22]
Mikrokvaasarite joad
Mõned akretsiooniga kaksiksüsteemid paiskavad välja kiireid jugasid ja meenutavad aktiivsete galaktikate tuumade väiksemaid versioone. Jugasid ei tekita ainult mustad augud; neid võivad välja paisata ka neutrontähtedega süsteemid.[20]
Neutrontähel on ainest koosnev pind, millele võib kütust koguneda. Mustal augul on sündmuste horisont; kiirgust ja väljapääsevaid jugasid tekitavad protsessid väljaspool sündmuste horisonti. Seetõttu ei tähenda sarnase välimusega helendumine tingimata sama energia tootmise mehhanismi.[21], [20]
Millistest kaksiksüsteemidest saavad gravitatsioonilainete allikad?
Orbiidil tiirlevad kompaktsed objektid kiirgavad gravitatsioonilaineid, mis kannavad ära orbitaalenergiat ja impulsimomenti. Piisavalt lähedase paari liikmed lähenevad spiraalselt teineteisele ja tekitavad lõpuks signaali, mille sagedus ühinemise lähenedes suureneb. Teineteisest kaugel tiirleval paaril võib sellesse etappi jõudmiseks kuluda palju rohkem aega kui Universumi praegune vanus.[23]
Paar võib tekkida mitmel viisil
Koos tekkinud kaks tähte võivad ainevahetuse kaudu materjali vahetada ja jääda paariks, hoolimata massikaotusest ja jäänuste tekkega seotud kiiruslöökidest. Tihedates täheparvedes võivad lähenemised samuti jäänuseid paariks liita või viia paariliste vahetumiseni. Kolmas keha võib muuta sisemise kaksiksüsteemi orbiidi ekstsentrilisust ja soodustada selle liikmete ühinemist. Nende tekkemehhanismide osakaalu alles uuritakse.[24]
Kaks musta auku
Susiliejus susidaro didesnė juodoji skylė ir išspinduliuojamos gravitacinės bangos. Nesitikima, kad izoliuota pora praktiškai tuščioje aplinkoje sukeltų lydintį ryškų elektromagnetinį signalą. GW150914, aptiktas 2015 m. rugsėjį ir paskelbtas 2016 m., stebėjimais patvirtino šios šaltinių klasės egzistavimą.[25]
Dvi neutroninės žvaigždės
Išmestoje neutronų turtingoje medžiagoje gali susidaryti sunkieji branduoliai. Radioaktyvusis skilimas išmestoje medžiagoje teikia energiją kilonovai; liekana ir spinduliuotė priklauso nuo masių bei tankiosios medžiagos fizikos.[26]
Juodoji skylė ir neutroninė žvaigždė
Šviesą skleidžiančių liekanų gali atsirasti, jei neutroninė žvaigždė suardoma prieš ją praryjant. Baigtis priklauso nuo masių, juodosios skylės sukimosi ir neutroninės žvaigždės sandaros. Po kai kurių susiliejimų įvykių horizonto išorėje lieka labai mažai medžiagos.[27]
Dvi baltosios nykštukės
Glaudžios baltųjų nykštukių poros spinduliuoja žemesniais dažniais ir gali išlikti aptinkamais šaltiniais dar gerokai iki susilietimo. Jos yra svarbi šaltinių populiacija, kurią numatoma stebėti planuojama kosmine observatorija LISA.[28]
Ankstesniame straipsnyje „ Nukleosintezė: už geležį sunkesni elementai“ nagrinėjama, kas nutinka šiai naujai susidariusiai medžiagai.
Kaip astronomai atkuria dvinarės sistemos istoriją?
Daugumos dvinarių sistemų neįmanoma stebėti kaip dviejų aiškiai atskirtų žvaigždžių, besikeičiančių dujomis. Tyrėjai derina šviesumo kitimo, spektrų, padėčių ir tikslių laiko matavimų duomenis, kad atkurtų sistemos vaizdą. Nė vienas stebėjimo metodas neatskleidžia visų savybių.
| Matavimas | Naudinga informacija | Į ką reikia atsižvelgti |
|---|---|---|
| Užtemimai | Orbitinis periodas, santykiniai spinduliai ir stebėjimo geometrija, nustatomi iš pasikartojančių šviesumo sumažėjimų. | Užtemimai matomi tik palankiai orientuotose sistemose; šviesumas priklauso ir nuo dydžio, ir nuo paviršiaus savybių. |
| Doplerio poslinkiai | Orbitinio greičio komponentės išilgai regėjimo krypties; abiejų žvaigždžių spektrai gali atskleisti masių santykį. | Absoluutmassi määramiseks tuleb tavaliselt teada orbiidi kallet või kasutada lisapiiranguid. |
| Vahetult eristatavad või astromeetrilised orbiidid | Liikumine taevasfääril; koos kauguse ja perioodiga annab see orbiidi mõõtmed ja massipiirangud. | Kui tähti pole võimalik eraldi eristada, võivad mõõtmised näidata valguskeskme, mitte üksiku tähe liikumist. |
| Puhangud ja spektrid | Muutuvad gaasitingimused, paisuv väljapaisatud aine ja vihjed energiaallika kohta. | Erinevad mehhanismid võivad muuta esileulatuvaks sarnase välimusega süsteemid, mille komponente ei saa eraldi eristada. |
Varjutusandmete ühendamine mõlema tähe radiaalkiirustega võimaldab tähtede masse ja raadiuseid väga täpselt määrata. Need mõõtmised aitavad kontrollida kogu selles peatükis kasutatavaid tähemudeleid.[31], [7], [12]
Populatsioonide seaduspärasused aitavad kontrollida nähtamatuid arenguetappe
Lühiajalist ühise ümbrise etappi on raske vahetult vaadelda, kuid selle võimalikud järeltulijad jäävad alles. Teadlased võrdlevad lähikaksiktähtede ja ühinemiste populatsioone mudelitega, milles muudetakse massiülekande tõhusust, ümbrise väljapaiskumist ja jäänukitele antavaid kiirusimpulsse. Erinevad evolutsiooniteed võivad lõppeda sarnaselt, mistõttu ühe süsteemiga sobivus ei kinnita veel universaalset arenguteed.[10], [24]
LISA eesmärk on laiendada gravitatsioonilainete astronoomia millihertsisageduste vahemikku, kus saab vaadelda ka paljusid meie Galaktika kompaktseid kaksiktähti. Süsteemide vaatlemine ajal, mil nende liikmed veel teineteise ümber tiirlevad, ning gravitatsioonilainete ja valguse andmete ühendamine aitab seostada allesjäänud kaksiktähti nende ühinemiste ja plahvatustega, mida need võivad aja jooksul põhjustada.[28], [32]
Kaaslased muudavad ka seda, mida tähed kosmosesse paiskavad. Väliskihtide kaotus, tähetuuled, noovad, termotuumased supernoovad ja ühinemistel paiskuv neutronirikas aine levitavad eri aegadel eri aineid. Kaksiktähtede evolutsioon seob üksikute tähtede saatuse galaktikate keemilise ajalooga.[13], [12], [26]
Kaaslane võib lõpu ümber kirjutada.
Kaaslased võivad anda tähtedele lisakütust, neilt ümbrised eemaldada, panna neid kiiremini pöörlema, põhjustada purskeid või liita need kokku. Nii tähtede kui ka nende orbiitide mõistmine aitab selgitada, miks tähtede elutsükkel hargneb nii paljudeks erinevateks lõpptulemusteks.
Järgmises peatükis käsitleme tähtede ümber kujunevaid maailmu: Planeedisüsteemide teke.
Allikad ja lisakirjandus
Moksliniai straipsniai, autorių apžvalgos ir misijų mokslinė medžiaga. Schemos paaiškina mechanizmus; pirmtakų susidarymo keliai ir įvykių išeigos tebėra aktyvių tyrimų objektas.
- Offner ir kt. (2023) — Daugianarių žvaigždžių sistemų kilmė ir evoliucijaŽvaigždžių daugianariškumas, fragmentacija ir jaunų daugianarių sistemų evoliucija; išankstinė publikacija paskelbta 2022 m.
- Sana ir kt. (2012) — Dvinarė sąveika lemia masyvių žvaigždžių evoliucijąStebėjimų duomenys rodo, kad dvinarė sąveika svarbi masyvioms O tipo žvaigždėms.
- Mennekens ir Vanbeveren (2017) — Saulės aplinkoje stebimų Algolio tipo dvinarių žvaigždžių palyginimas su Galaktikos A atvejo dvinarių sistemų, kurių pagrindinė žvaigždė susidarymo metu buvo B tipo, evoliucijos skaičiavimaisMasės santykio apsivertimas Algolio sistemose ir kontaktinės fazės, kurios nebūtinai baigiasi susiliejimu.
- Chen ir kt. (2017) — Masės pernaša ir disko formavimasis AGB dvinarėse sistemoseVėjo medžiagos gaudymo ir disko formavimosi AGB dvinarėse sistemose modeliai.
- Sepinsky, Willems ir Kalogera (2007) — Ekvipotencialiniai paviršiai ir Lagranžo taškai nesinchroninėse ekscentrinėse dvinarėse ir planetų sistemoseEfektyvieji potencialai, Lagranžo taškai ir Rošo modelio, kuriame daroma apskritos orbitos ir sinchroninio sukimosi prielaida, taikymo ribos.
- Peters ir kt. (2022) — Ultravioletinė spektropoliarimetrija: konservatyvioji ir nekonservatyvioji masės pernaša sąveikaujančiose OB dvinarėse sistemoseTiesioginė akrecija į žvaigždę ir akrecija per diską, taip pat pernešamos masės ir judesio kiekio momento netekimas.
- Hameury, J.-M. (2020). Nykštukinių novų, trumpalaikių minkštųjų rentgeno spindulių šaltinių ir susijusių objektų disko nestabilumo modelio apžvalga.Akrecinio disko nestabilumas, sukeliantis nykštukinių novų žybsnius ir susijusį kintamumą.
- Wang ir Ryu (2025 m. redakcija) — Mėlynosios atsilikėlėsMasės pernaša, susiliejimai, maišymasis ir tariamas mėlynųjų atsilikėlių atjaunėjimas; pirmą kartą paskelbta 2024 m.
- Ivanova (2014. aasta eeltrükk) — Kaksiksüsteemide evolutsioon: Roche’i õõnsuse ületäitumine ja sinised mahajääjadTähtede ja Roche’i õõnsuste reaktsioon massi ülekandele, sealhulgas stabiilsustingimused.
- Ivanova jt (2013) — Ühise ümbrise evolutsioon: hetkeseis ja edasise arengu võimalusedÜmbrise teke, spiraalne lähenemine, ümbrise väljapaiskumine ja ühise ümbrise evolutsiooni määramatused.
- Tylenda jt (2011) — V1309 Scorpii: kontaktse kaksiksüsteemi ühinemineVaatlused, mis seostavad 2008. aasta V1309 Scorpii punase purske kontaktse kaksiksüsteemi ühinemisega.
- Chomiuk, L., Metzger, B. D. ja Shen, K. J. (2021). Uusi teadmisi klassikaliste noovade kohta.Termotuumareaktsioonide kontrollimatu kiirenemine pinnal, korduvad pursked, väljapaisatud aine ja valge kääbuse püsimajäämine.
- Ruiter, A. J. ja Seitenzahl, I. R. (2025). Ia-tüüpi supernoovade eellased: nüüdisaegne vaade ammu lahendamata mõistatusele.Termotuumaliste valge kääbuse plahvatustega ja nende erinevate eellastega seotud andmed ja mudelid.
- Liu, Z.-W., Röpke, F. K. ja Han, Z. (2023). Ia-tüüpi supernoovade plahvatused kaksiksüsteemides: ülevaade.Akretsioon, püsiv põlemine, heeliumipursked, massi säilitamine ja võimalikud Ia-tüüpi supernoovade eellased.
- Fink, M. jt (2010). Chandrasekhari massist väiksema massiga kaksikdetonatsiooni-supernoovad: kas minimaalse massiga heeliumikestad võivad tuuma detonatsiooni käivitada?Simulatsioonid, milles heeliumi detonatsioon käivitab süsinik-hapnik-tuuma süttimise massi korral, mis on Chandrasekhari massist väiksem.
- Lach, F. jt (2022). Iax-tüüpi supernoovad, mis tekivad deflagratsiooni tagajärjel Chandrasekhari massiga valgetes kääbustes.Mittetäieliku termotuumalise põlemise mudelid, mille kohaselt võivad mõned Iax-tüüpi sündmused jätta endast maha gravitatsiooniliselt seotud jäänukeid.
- Dixon, M., ir kt. (2025). Ia tipo supernovų absoliučiojo ryškio kalibravimas artimose galaktikose naudojant [O II] ir reikšmė H₀ nustatymui.Spindesio kreivės, spalvos ir aplinkos pataisos, naudojamos Ia tipo supernovų šviesiams kalibruoti.
- Riess, A. G., ir kt. (1998). Supernovų stebėjimų duomenys, liudijantys greitėjantį Visatos plėtimąsi ir kosmologinės konstantos buvimą.„High-Z“ supernovų paieškos grupės pirmieji duomenys, rodantys greitėjantį Visatos plėtimąsi.
- Perlmutter, S., ir kt. (1999). Ω ir Λ matavimai pagal 42 didelio raudonojo poslinkio supernovas.Nepriklausomi Supernovų kosmologijos projekto duomenys, pagrįsti atstumais iki supernovų.
- Gallo (2010) — Mikrokvazarų radijo spinduliuotė ir čiurkšlėsČiurkšlės, akrecija ir jų ryšys dvinarėse sistemose su žvaigždinės masės kompaktiškaisiais objektais; išankstinė publikacijos versija paskelbta 2009 m.
- Galloway ir kt. (2018) — Didelių energijų trumpalaikiai reiškiniai: termobranduoliniai (I tipo) rentgeno spindulių žybsniaiBranduolinis degimas akretuojančių neutroninių žvaigždžių paviršiuose ir rentgeno spindulių žybsnių interpretavimas.
- Campana ir Di Salvo (2018) — Akretuojantys pulsarai: akrecijos fazių persipynimas pereinamosiose sistemoseAkrecijos sukeltas sukimosi spartėjimas ir stebėjimai, siejantys akretuojančius pulsarus su pulsarais, kurių spinduliavimą palaiko sukimosi energija.
- Peters (1964) — Gravitacinė spinduliuotė ir dviejų taškinių masių judėjimasOrbitos evoliucija taikant pagrindinį artinį ir spiralinio artėjimo trukmės mastelio sąryšis, naudoti atstumo tarp objektų pavyzdyje.
- Mandel ir Broekgaarden (2022) — Kompaktiškųjų objektų susiliejimų dažnisIzoliuotų sistemų evoliucija, žvaigždžių dinamika ir susiliejimų populiacijų palyginimas su formavimosi modeliais.
- Abbott ir kt. (2016) — Dvinarės juodųjų skylių sistemos susiliejimo gravitacinių bangų stebėjimasPirmasis tiesioginis susiliejančių juodųjų skylių gravitacinių bangų stebėjimas.
- Metzger (2020) — KilonovadÜhinemisel väljapaiskunud aine, radioaktiivse lagunemise põhjustatud kuumenemine, raskete elementide teke ja nende vaadeldavad tunnused.
- Foucart (2020) — Musta augu ja neutrontähe ühinemiste lühiülevaadeKatkemistingimused, mustast august väljapoole jääv aine ja võimalik kiirgus.
- ESA — Milliseid kosmilisi objekte LISA uurib?Plaanitud vaatlused Galaktika kompaktsetest kaksiktähesüsteemidest, sealhulgas kahe valge kääbuse süsteemidest.
- Abbott jt (2017) — Kahe neutrontähe ühinemise mitmekanalilised vaatlusedGW170817-ga seotud gravitatsioonilainete ja elektromagnetkiirguse vaatlused.
- Watson jt (2019) — Strontsiumi tuvastamine kahe neutrontähe ühinemiselKonkreetse keemilise elemendi tuvastamine GW170817 kilonova spektris.
- Torres, Andersen ja Giménez (2010) — Tavaliste tähtede täpselt määratud massid ja raadiused: tänapäevased tulemused ja rakendusedKuidas kaksiktähtsüsteemide vaatlused võimaldavad määrata tähtede masse ja raadiuseid ning kontrollida evolutsioonimudeleid.
- NASA — LISA: laserinterferomeetri kosmoseantennMissiooni vaatluste sagedusriba millihertside piirkonnas ja see, kuidas missioon täiendab maapealseid detektoreid.
Kõik selle peatüki artiklid
- Molekulaarpilved ja prototähed
- Põhijada tähed: vesiniku süntees
- Tuumade sünteesirajad
- Väikese massiga tähed: punased hiidtähed ja valged kääbused
- Suure massiga tähed: ülihiidtähed ja tuuma kollapsiga supernoovad
- Neutrontähed ja pulsarid
- Magnetarid: üli tugevad magnetväljad
- Tähemassiga mustad augud
- Nukleosüntees: rauast raskemad elemendid
- Kaksiktähed ja eksootilised nähtused — oled siin