Dvinarių stjernesystemer og uvanlige fenomener

Et dobbeltstjernesystem består av to stjerner som er bundet sammen av gravitasjonen og går i bane rundt et felles massesenter. To lyspunkter som bare ser ut til å være nær hverandre på himmelen, utgjør ikke nødvendigvis et fysisk par. Trippelstjernesystemer og systemer med enda flere stjerner har flere følgestjerner.

Ledsagere er særlig vanlige blant stjerner med høy masse, mens mange systemer med stjerner med lav masse består av bare én stjerne. Når man oppgir en «andel dobbeltstjernesystemer», må man definere hva som telles: Antallet systemer med ledsagere er ikke det samme som antallet enkeltstjerner som inngår i systemer med flere stjerner.[1]

Mange dobbeltstjernesystemer dannes når gassen som stjernene dannes av, fragmenteres; noen ganger skjer dette i en skive. Senere nærpasseringer kan omforme systemene. To stjerner som opprinnelig ikke var bundet til hverandre, kan ikke bli et langvarig par gjennom en isolert, rent gravitasjonell nærpassering mellom to legemer: Energi må fjernes eller overføres gjennom samspill med gass, tidevannskrefter eller samspill med flere legemer.[1]

Avstanden avgjør om det å være i et par fører til samspill

Komponentene i brede par kan utveksle små mengder materiale. I tettere par kan de ytre lagene til en stjerne som utvider seg, nå en kritisk grense kalt dens Roche-hulrom. Oversiktsstudier av massive O-type-stjerner viser at samspill er en vesentlig del av utviklingen deres, ikke et sjeldent utfall.[2]

Disse begrepene beskriver stjernenes geometri og samspill. Etter hvert som stjernene og banen deres utvikler seg, kan systemet gå fra én konfigurasjon til en annen.[3], [4]

I den vanlige modellen med sirkulær bane og synkron rotasjon er Roche-hulrommet en tredimensjonal grense som defineres av det effektive potensialet i et referansesystem som roterer sammen med banen. I denne beskrivelsen kombineres gravitasjonen med et sentrifugalledd. Denne grensen er ikke et hardt skall rundt stjernen.[5]

De to hulrommene møtes i punktet L₁, det indre Lagrange-punktet, som er et sadelpunkt i dette potensialet. Når donorstjernens ytre lag når dette området, kan gass strømme mot ledsagerstjernen. Hvilken stjerne som fyller hulrommet sitt, avhenger av forholdet mellom radiusen og størrelsen på dens eget hulrom, ikke bare av hvilken stjerne som ser størst ut.[5]

Gass som strømmer over, frakter også med seg dreieimpuls. Den kan gå i bane i en skive rundt akkretoren, treffe stjernen direkte eller bli styrt av et sterkt magnetfelt. Derfor dannes det ofte, men ikke alltid, en skive. Noe av materialet kan unnslippe systemet i stedet for å bli en del av ledsagerstjernen.[6], [7]

Når hylsteret går tapt, kan en varm stjernekjerne komme til syne. Akkresjon kan få stjernen som mottar materiale, til å rotere raskere og endre den videre utviklingen dens. Om det også blander nytt hydrogen inn i kjernen, og hvor mye yngre stjernen dermed ser ut, avhenger av hvordan stjernens indre reagerer.[8]

Massetap endrer størrelsen på donorstjernen, mens endringer i masse og bane-dreieimpuls påvirker formen på Roche-loben dens. Hvis disse endringene gjør at donorstjernen kan nå likevekt, kan masseoverføringen fortsette på en regulert måte. Men hvis overløpet fra loben øker raskere, kan samspillet bli ustabilt.[9]

Ledsagerstjernen kan havne inne i hylsteret

Under felles-hylster-fasen går ledsagerstjernen og donorkjernens bane gjennom et utvidet gasshylster. Motstand og gravitasjonsmomenter overfører baneenergi og dreieimpuls til gassen, og de to legemene i hylsteret kan bevege seg i spiral mot hverandre.[10]

Hvor effektivt hylsteret slynges ut, er fortsatt en av de største usikkerhetene. Et kontakt-dobbeltstjernesystem med sammensmeltede ytre stjernelag gjennomgår ikke nødvendigvis en slik rask innhylling og spiralbevegelse innover.[10], [3]

Lys kan avsløre en sammensmelting

Før utbruddet i 2008 viste V1309 Scorpii varierende lysstyrke og en kortere omløpstid, slik man ser i et kontakt-dobbeltstjernesystem. Observasjonene gir sterke bevis for at stjernenes sammensmelting ledsaget det røde utbruddet. Slike lyssterke røde novaer er fysisk forskjellige fra overflateeksplosjoner på hvite dverger, som kalles klassiske novaer.[11]

En såkalt klassisk nova begynner når en hvit dverg samler opp ny, vanligvis hydrogenrik gass fra en ledsagerstjerne. Kompresjon og oppvarming ved bunnen av det akkretterte laget kan antenne ukontrollert, akselererende kjernefysisk forbrenning. Det oppvarmede skallet utvider seg, og stoff slynges ut; den hvite dvergen selv overlever.[12]

Hvis akkresjonen fortsetter, kan det etter hvert oppstå enda en nova. Gjentatte novaer er systemer der mer enn ett slikt utbrudd er observert. Tiden mellom utbruddene avhenger av massen til den hvite dvergen, dens termiske tilstand og tilførselen av brennstoff. En nova som bare er observert én gang, er ikke nødvendigvis en engangshendelse.[12]

Dvergnovaen lyser opp et annet sted

Under en dvergnova veksler akkresjonsskiven mellom en kjøligere og en varmere tilstand; disse tilstandene henger sammen med ioniseringen av hydrogen. Hastigheten som skiven transporterer og frigjør akkresjonsenergi med, øker. Dette utbruddet krever ikke en termonukleær eksplosjon i den hvite dvergen.[7]

Mange vekselvirkende dobbeltstjernesystemer med en hvit dverg kalles kataklysmiske variable. De omfatter alt fra skiveutbrudd til sterkt magnetiske systemer der strømmen ledes mot de magnetiske polene.[7]

En vanlig supernova av type Ia er en termonukleær eksplosjon i en karbon-oksygen-hvit dverg. Ukontrollert, akselererende forbrenning frigjør raskt nok energi til å rive stjernen i stykker. Spekteret mangler vanligvis hydrogen ved maksimal lysstyrke, og viser et tydelig tegn på en gang ionisert silisium. «Type Ia» er en mer spesifikk kategori enn den bredere, hydrogenfattige «type I».[13]

Forbrenningen kan antennes på mer enn én måte

Donoren kan være en ikke-degenerert stjerne – dette er en gruppe scenarier med én degenerert stjerne – eller en annen hvit dverg – dette er en gruppe scenarier med to degenererte stjerner. Disse kategoriene beskriver ledsagerstjernen, mens «dobbel detonasjon» beskriver tenningsprosessen. Kategoriene overlapper. Et par hvite dverger eksploderer ikke av seg selv bare fordi den samlede massen deres overstiger en viss grense.[13]

Hvorfor disse eksplosjonene er viktige langt utenfor galaksen sin

Type Ia-supernovaer slynger ut kjerner av jerngruppens grunnstoffer, og radioaktivt henfall bidrar til å opprettholde den varierende lysstyrken deres.[14] Maksimal lysstyrke er ikke den samme for alle. Sammenhengen mellom maksimal lysstyrke og falmehastighet, sammen med farge- og andre korreksjoner, gjør det mulig å bruke dem som standardiserbare lys til å bestemme avstander.[17]

Sammenligninger av fjerne og nærliggende supernovaer i 1998–1999 ga bevis for at universets utvidelse akselererer. Nytten deres avhenger av nøye kalibrering og kontroll med støvpåvirkning, forskjeller mellom populasjoner og systematiske observasjonsfeil.[18], [19]

Når legemet som mottar stoff, er en nøytronstjerne eller et svart hull, kan stoff som faller inn, frigjøre mye gravitasjonsenergi. En ledsagerstjerne kan tilføre stoff til denne akkresjonen gjennom en overfylt Roche-lobe eller stjernevind. Det resulterende røntgenbinærsystemet gjør det mulig å studere restobjektet ved å observere omgivelsene.[20]

En nøytronstjerne har en materieoverflate der drivstoff kan hope seg opp. Et svart hull har en hendelseshorisont; stråling og utstrømmende jetstråler skapes av prosesser utenfor hendelseshorisonten. Derfor betyr ikke en lysning som ser lik ut, nødvendigvis at den samme energiproduksjonsmekanismen står bak.[21], [20]

Kompakte objekter som går i bane, sender ut gravitasjonsbølger, som fører bort baneenergi og dreieimpuls. Medlemmer av et tilstrekkelig tett par spiraler inn mot hverandre og skaper til slutt et signal med økende frekvens etter hvert som sammensmeltingen nærmer seg. Medlemmer av et par som går i bane langt fra hverandre, kan bruke mye lenger tid enn universets nåværende alder på å nå dette stadiet.[23]

Et par kan dannes på flere måter

To stjerner som dannes sammen, kan utveksle materie og forbli et bundet par til tross for massetap og hastighetsspark knyttet til dannelsen av restene. Møter i tette stjernehoper kan også bringe restene sammen i par eller føre til partnerbytte. Et tredje legeme kan endre eksentrisiteten til den indre dobbeltstjernens bane og få medlemmene til å smelte sammen. Bidraget fra disse dannelsesmåtene undersøkes fortsatt.[24]

Den tidligere artikkelen « Nukleosyntese: grunnstoffer tyngre enn jern» tar for seg hva som skjer med dette nydannede materialet.

De fleste dobbeltstjernesystemer kan ikke observeres som to tydelig adskilte stjerner som utveksler gass. Forskere kombinerer data om lysstyrkevariasjoner, spektra, posisjoner og nøyaktige tidspunkter for å rekonstruere systemet. Ingen enkelt observasjonsmetode avslører alle egenskapene.

Ved å kombinere data om formørkelser med radialhastighetene til begge stjernene kan stjernenes masser og radier bestemmes med svært høy presisjon. Slike målinger gjør det mulig å teste stjernemodellene som brukes i dette kapittelet.[31], [7], [12]

Populasjonsmønstre bidrar til å teste usynlige utviklingsstadier

En kortvarig felles konvolutt er vanskelig å observere direkte, men mulige etterlevninger fra dette stadiet består. Forskere sammenligner populasjoner av tette dobbeltstjernesystemer og sammenslåinger med modeller der effektiviteten av masseoverføring, utstøting av konvolutten og hastighetsimpulser som gis til restene, varieres. Ulike utviklingsveier kan ende på lignende måter, så samsvar med ett system bekrefter ikke en universell vei.[10], [24]

LISA utvikles for å utvide gravitasjonsbølgeastronomien til millihertz-frekvensområdet, der det vil være mulig å observere mange av de kompakte dobbeltstjernesystemene i galaksen vår. Ved å observere systemene mens medlemmene fortsatt går i bane rundt hverandre, og kombinere gravitasjonsbølge- og lysdataene deres, kan vi knytte dobbeltstjernesystemene som overlever, til sammenslåinger og eksplosjoner de kan forårsake etter hvert.[28], [32]

Ledsagerstjerner påvirker også hva stjernene sender tilbake ut i verdensrommet. Tap av de ytre lagene, vinder, novaer, termonukleære supernovaer og nøytronrikt materiale som slynges ut under sammenslåinger, sprer ulike stoffer til ulike tider. Utviklingen av dobbeltstjernesystemer knytter enkeltstjernenes skjebne til galaksenes kjemiske historie.[13], [12], [26]