Dvojne zvezdane sisteme i neobični fenomeni

Dve zvezde u dvojnom sistemu vezane su gravitacijom i kruže oko zajedničkog centra mase. Dve svetlosne tačke koje samo izgledaju blizu jedna drugoj na nebu ne moraju nužno biti fizički par. Trostruki i sistemi višeg višestrukog reda imaju više pratilja.

Pratioci su naročito česti među zvezdama velike mase, dok su mnogi sistemi zvezda male mase jedinačni. Pri navođenju bilo kog „udela dvojnih sistema“ potrebno je definisati šta se broji: brojanje sistema koji imaju pratioce razlikuje se od brojanja pojedinačnih zvezda koje pripadaju sistemima s više članova.[1]

Mnogi dvojni sistemi nastaju fragmentacijom gasa od kojeg se formiraju zvezde; ponekad se to dešava u disku. Kasnija približavanja mogu da preoblikuju sisteme. Dve prvobitno nepovezane zvezde ne mogu postati dugotrajni par samo usled izolovanog, čisto gravitacionog približavanja dva tela: energija mora biti uklonjena ili preneta interakcijom s gasom, usled plimskih sila ili interakcijom s dodatnim telima.[1]

Rastojanje određuje da li će se članstvo u paru pretvoriti u interakciju

Članovi širokih parova mogu da razmenjuju malu količinu materije. U tesnijem paru, spoljašnji slojevi zvezde koja se širi mogu da dosegnu kritičnu granicu koja se naziva njenom Rošeovom šupljinom. Pregledne studije masivnih zvezda O-tipa pokazuju da je interakcija suštinski deo njihove evolucije, a ne njen izuzetan ishod.[2]

Ovi termini opisuju geometriju zvezda i njihovu interakciju. Kako zvezde i njihove orbite evoluiraju, sistem može preći iz jedne konfiguracije u drugu.[3], [4]

U uobičajenom modelu kružne orbite i sinhrone rotacije, Rošeova šupljina je trodimenzionalna granica definisana efektivnim potencijalom u referentnom sistemu koji rotira zajedno s orbitom. U ovom opisu gravitacija se kombinuje sa centrifugalnim članom. Ova granica nije čvrsta ljuska oko zvezde.[5]

Obe šupljine se dodiruju u tački L₁, unutrašnjoj Lagranžovoj tački, koja je sedlasta tačka ovog potencijala. Kada spoljašnji slojevi donorske zvezde dosegnu ovo područje, gas može da teče ka pratiocu. Koja zvezda ispunjava svoju šupljinu zavisi od odnosa njenog poluprečnika prema veličini sopstvene šupljine, a ne samo od toga koja zvezda izgleda veće.[5]

Gas koji teče prenosi i moment impulsa. Može da kruži u disku oko akretora, direktno udari u zvezdu ili da ga usmerava snažno magnetno polje. Zato disk često nastaje, ali ne uvek. Deo materije može da napusti sistem, umesto da postane deo pratilje.[6], [7]

Gubitak omotača može da razotkrije vrelo zvezdano jezgro. Akrecija može da ubrza rotaciju zvezde koja prima materiju i da promeni njen dalji razvoj. Da li se njome u jezgro takođe meša svež vodonik i koliko podmlađeno zvezda izgleda, zavisi od reakcije njene unutrašnjosti.[8]

Gubitak mase menja veličinu zvezde donora, a promene mase i orbitalnog momenta impulsa menjaju oblik njene Rošeove zapremine. Ako te promene omoguće donorici da dostigne ravnotežu, prenos materije može da se nastavi kontrolisano. Međutim, ako se prelivanje iz zapremine ubrzava, interakcija može postati nestabilna.[9]

Pratilja može da završi unutar omotača

Tokom faze zajedničkog omotača, pratilja i jezgro zvezde donora kruže unutar proširenog gasovitog omotača. Otpor i momenti gravitacionih sila prenose orbitalnu energiju i moment impulsa na gas, dok se oba tela u omotaču mogu spiralno približavati jedno drugom.[10]

Koliko se efikasno omotač izbacuje i dalje je jedna od najvećih nepoznanica. U kontaktno dvojnom sistemu sa spojenim spoljašnjim slojevima zvezda ne mora nužno doći do tako brzog obavijanja zajedničkim omotačem i spiralnog približavanja.[10], [3]

Spajanje može da otkrije svetlost

Pre erupcije 2008. godine, V1309 Scorpii pokazivao je promenljiv sjaj kontaktno dvojne zvezde i sve kraći orbitalni period. Posmatranja pružaju ubedljive dokaze da je crveni bljesak pratilo spajanje zvezda. Ove sjajne crvene nove fizički se razlikuju od eksplozija na površini belih patuljaka, poznatih kao klasične nove.[11]

Takozvana klasična nova počinje kada beli patuljak prikupi nove gasove, obično bogate vodonikom, od svoje pratilje. Sabijanje i zagrevanje pri dnu akretovanog sloja mogu da pokrenu nekontrolisano ubrzano nuklearno sagorevanje. Zagrejani omotač se širi i materija se izbacuje; sam beli patuljak opstaje.[12]

Ako se akrecija nastavi, s vremenom može doći do još jedne nove. Ponavljajućim novama nazivaju se sistemi u kojima je zabeležena više od jedne takve erupcije. Vreme između ponavljanja zavisi od mase belog patuljka, njegovog toplotnog stanja i dotoka goriva. Nova koja je posmatrana samo jednom ne mora biti jednokratan događaj.[12]

Patuljasta nova zasvetli na drugom mestu

Tokom patuljaste nove, akrecioni disk prelazi iz hladnijeg u toplije stanje i obrnuto; ta stanja povezana su sa jonizacijom vodonika. Povećava se brzina kojom disk prenosi i oslobađa akrecionu energiju. Za ovu erupciju nije potrebna termonuklearna eksplozija belog patuljka.[7]

Mnogi interagujući dvojni sistemi sa belim patuljkom nazivaju se kataklizmičkim promenljivim zvezdama. Među njima su sistemi različitih tipova, od erupcija diska do izrazito magnetnih sistema, u kojima se tok usmerava ka magnetnim polovima.[7]

Uobičajena supernova tipa Ia jeste termonuklearna eksplozija belog patuljka od ugljenika i kiseonika. Nekontrolisano ubrzano sagorevanje brzo oslobađa dovoljno energije da razori zvezdu. U njegovom spektru obično nema vodonika pri najvećem sjaju, a vidi se izražen potpis jednostruko jonizovanog silicijuma. „Tip Ia“ je konkretnija kategorija od šireg „tipa I“, koji označava supernove sa malo vodonika.[13]

Sagorevanje može pokrenuti više od jednog mehanizma

Донор може бити недегенерисана звезда – то је група сценарија са једним дегенерисаним телом – или други бели патуљак – то је група сценарија са два дегенерисана тела. Ове категорије описују звезду пратиљу, док „двострука детонација“ означава процес паљења. Ове категорије се преклапају. Пар белих патуљака не експлодира сам од себе само зато што њихова укупна маса прелази одређену границу.[13]

Зашто су ове експлозије важне далеко изван својих галаксија

Супернове типа Ia избацују језгра елемената групе гвожђа, а радиоактивни распад помаже у одржавању њиховог променљивог сјаја.[14] Њихови вршни сјајеви нису исти. Однос између вршног сјаја и брзине слабљења, заједно са корекцијама боје и другим корекцијама, омогућава да се користе као стандардизоване свеће за одређивање удаљености.[17]

Поређења удаљених и блиских супернова из 1998–1999. пружила су доказе да се ширење свемира убрзава. Њихова корисност зависи од пажљиве калибрације и контроле утицаја прашине, разлика међу популацијама и систематских грешака у посматрањима.[18], [19]

Када је тело које прима материју неутронска звезда или црна рупа, материја која пада може ослободити много гравитационе енергије. Звезда пратиља може да снабдева материјом овај акрециони процес кроз Рошову шупљину која се прелива или звездани ветар. Тако настали рентгенски двојни систем омогућава проучавање остатка посматрањем његовог окружења.[20]

Neutronska zvezda ima materijalnu površinu na kojoj može da se nakuplja gorivo. Crna rupa ima horizont događaja; zračenje i mlazove koji izlaze stvaraju procesi izvan horizonta događaja. Zato slično pojačavanje sjaja ne mora da podrazumeva isti mehanizam proizvodnje energije.[21], [20]

Kompaktni objekti u orbiti emituju gravitacione talase, koji odnose orbitalnu energiju i moment impulsa. Članovi dovoljno bliskog para spiralno se približavaju jedan drugom i na kraju stvaraju signal čija se frekvencija povećava kako se približavaju spajanju. Članovima para koji kruže na velikom međusobnom rastojanju možda će trebati mnogo više vremena od sadašnje starosti svemira da dostignu ovu fazu.[23]

Par može nastati na nekoliko načina

Dve zvezde koje su nastale zajedno mogu razmenjivati materiju i ostati gravitaciono vezan par uprkos gubitku mase i udarcima usled nastanka ostataka. Susreti u gustim zvezdanim jatima takođe mogu spojiti ostatke u par ili dovesti do zamene pratilaca. Treće telo može promeniti orbitalnu ekscentričnost unutrašnjeg dvojnog sistema i podstaći spajanje njegovih članova. Doprinos ovih načina nastanka još se istražuje.[24]

U prethodnom članku „ Nukleosinteza: elementi teži od gvožđa“ razmatra se šta se dešava s ovom novonastalom materijom.

Većinu dvojnih sistema nije moguće posmatrati kao dve jasno razdvojene zvezde koje razmenjuju gas. Istraživači kombinuju podatke o promenama sjaja, spektrima, položajima i preciznim vremenskim merenjima da bi rekonstruisali sliku sistema. Nijedna metoda posmatranja ne otkriva sva njegova svojstva.

Kombinovanjem podataka o pomračenjima sa radijalnim brzinama obe zvezde mogu se veoma precizno odrediti njihove mase i poluprečnici. Takva merenja omogućavaju proveru zvezdanih modela korišćenih u celom ovom poglavlju.[31], [7], [12]

Pravilnosti u populacijama pomažu u proveri nevidljivih faza evolucije

Kratkotrajni zajednički omotač teško je direktno posmatrati, ali mogući ostaci ove faze i dalje postoje. Istraživači upoređuju populacije tesnih dvojnih sistema i spajanja sa modelima koji menjaju efikasnost prenosa mase, izbacivanje omotača i impulse brzine koji se daju ostacima. Različiti evolucioni putevi mogu da se završe na sličan način, pa podudaranje sa jednim sistemom još ne potvrđuje univerzalni put.[10], [24]

LISA se razvija s ciljem da proširi astronomiju gravitacionih talasa na opseg frekvencija od miliherca, u kojem bi bilo moguće posmatrati i mnoge kompaktne dvojne sisteme u našoj Galaksiji. Posmatranje sistema dok njihovi članovi još kruže jedan oko drugog i kombinovanje podataka o gravitacionim talasima i svetlosti pomoći će da se preživeli dvojni sistemi povežu sa spajanjima i eksplozijama do kojih bi vremenom mogli da dovedu.[28], [32]

Pratilje takođe menjaju ono što zvezde vraćaju u kosmos. Gubitak spoljašnjih slojeva, vetrovi, nove, termonuklearne supernove i materijal bogat neutronima izbačen tokom spajanja raspršuju različite materijale u različitim razdobljima. Evolucija dvojnih sistema povezuje sudbinu pojedinačnih zvezda sa hemijskom istorijom galaksija.[13], [12], [26]