Binära stjärnor (dubbelstjärnor) — definition och betydelse i astrofysiken
Upptäck vad binära (dubbel)stjärnor är och varför de är avgörande i astrofysiken — hur deras banor avslöjar stjärnors massa och ljusstyrka.
En dubbelstjärna är två stjärnor som kretsar runt varandra. För varje stjärna är den andra stjärnan dess följeslagare. Många stjärnor ingår i ett system med två eller flera stjärnor. Den ljusare stjärnan kallas primärstjärnan och den andra kallas sekundärstjärnan.
Vad är skillnaden mellan binära och optiska dubbelstjärnor?
Binära stjärnor är par som är bundna av gravitation och faktiskt kretsar runt varandra. De skiljer sig från optiska dubbelstjärnor som endast ser ut att ligga nära varandra från vårt perspektiv på jorden men som i verkligheten kan vara långt ifrån varandra i rymden. Optiska dubbelstjärnor saknar ofta koppling via gravitationen, medan riktiga binära system befinner sig relativt nära varandra och påverkar varandras rörelser och utveckling.
Varför är dubbelstjärnor viktiga i astrofysiken?
Dubbelstjärnor är centrala inom astrofysiken av flera skäl:
- Mätning av massa: Genom att studera banorna i ett binärt system kan man använda Keplers lagar för att bestämma systemets totala massa och, i gynnsamma fall, massorna för varje komponent. Detta är ofta den enda direkta metoden att bestämma stjärnmassor.
- Mass–luminositetsrelationen: Massbestämningar i binärer ligger till grund för relationer mellan massa och ljusstyrka som används för att tolka ensamma stjärnor och stjärnbildningar.
- Stellar evolution och interaktion: Binära system visar hur stjärnor påverkar varandra genom massöverföring, tidvattenkrafterna och gemensamma atmosfärer (gemensamt envelope). Sådana interaktioner kan leda till novor, röntgenduon och typ-Ia-supernovor.
- Källor till extrema fenomen: Kompakta binära med vita dvärgar, neutronstjärnor eller svarta hål kan ge upphov till röntgenstrålning, relativistiska jets och gravitationella vågor när de sammansmälter.
Typer av binära system och hur de observeras
- Visuella binärer: Båda stjärnorna kan separeras och observeras direkt med teleskop. Genom att följa deras relativa positioner kan man bestämma omloppsbanan.
- Spektroskopiska binärer: Stjärnornas spektrallinjer visar periodiska Dopplerskiftningar när de rör sig mot eller ifrån oss. Om linjer från båda komponenterna syns kallas det dubbelraderad (SB2); om endast en syns heter det enkelraderad (SB1).
- Eklipserande binärer: System vars bana ligger nästan i vår siktlinje så att stjärnorna täcker varandra och orsakar tydliga ljuskurvor vid förmörkelser. Eklipser ger information om storlek, temperatur och bana.
- Astrometriska binärer: Endast den ena stjärnan är direkt synlig, men den visar en regelbunden "vobb" i sin position på himlen på grund av en osynlig följeslagare.
- Interferometri och rymdbaserade observationer: Moderna tekniker som optisk interferometri och rymdteleskop kan upplösa mycket tätt liggande system.
Hur bestäms massor i praktiken?
Genom att kombinera observationer av omloppsperioden och banans storlek (t.ex. den relativa banan i visuella binärer eller radialhastighetsamplituder i spektroskopiska binärer) använder man Keplers tredje lag för att beräkna systemets totala massa. För dubbelraderade spektroskopiska binärer får man dessutom masskvoten mellan komponenterna. Om avståndet till systemet är känt kan man få absoluta massor för varje stjärna.
Interaktioner och slutstadier
Om stjärnorna ligger tillräckligt nära kan de påverka varandras utveckling dramatiskt. När en stjärna fyller sin Roche-lob kan massöverföring till den andra komponenten starta, vilket kan leda till:
- Bildning av ackretionsskivor och röntgenstrålning.
- Periodiska utbrott som novor i system med vita dvärgar.
- Supernovor av typ Ia om en vit dvärg når Chandrasekharmassan genom ackretion.
- Sammansmältningar av neutronstjärnor eller svarta hål som ger upphov till gravitationella vågor och kortvariga gammastrålningsutbrott.
Historik och exempel
Den första personen som upptäckte och bevisade riktiga binära stjärnor var den anglo-tyske astronomen William Herschel. Han publicerade den första katalogen över binära stjärnor, och hans son John Herschel hittade ytterligare flera tusen och uppdaterade katalogen. Kända exempel på binära system är Sirius (en huvudseriestjärna med en vit dvärg som följeslagare), Alpha Centauri A och B (en välstuderad visuell binär där Proxima är en avlägsen tredje komponent) och eklipserande system som Algol, som länge studerats för massöverföring och ljuskurvor.
Sammanfattning
Binära stjärnor är inte bara ett vanligt fenomen i vår galax utan också ett av astrophysikens viktigaste verktyg för att förstå stjärnmassor, evolution och extrema processer. Genom att kombinera olika observationsmetoder kan astronomer bestämma banor, massor och interaktioner, vilket i sin tur ger djupare insikt i hur stjärnor bildas, lever och dör.
Hubble-bild av det binära systemet Sirius, där Sirius B syns längst ner till vänster.
De två synliga komponenterna i Albireo.
Animation av binära förmörkande stjärnor
Algol B kretsar runt Algol A. Denna animation har satts ihop av 55 bilder från CHARA-interferometern i det nära infraröda H-bandet.
Moderna definitioner
Enligt den moderna definitionen begränsas termen binärstjärna i allmänhet till par av stjärnor som kretsar kring ett gemensamt masscentrum. Dubbelstjärnor som kan upplösas med ett teleskop eller interferometriska metoder kallas visuella dubbelstjärnor. För de flesta av de kända visuella binära stjärnorna har ett helt varv (fullständig cirkel) ännu inte observerats, de ses ha färdats längs en böjd bana eller en partiell båge.
Vissa stjärnor verkar kretsa runt tomt utrymme och verkar inte ha någon följeslagare. I detta fall är följeslagerstjärnan antingen mycket liten och svag, eller så är den en neutronstjärna eller ett svart hål. Det mest kända exemplet på en stjärna med en osynlig följeslagare är Cygnus X-1, där den synliga stjärnans följeslagare verkar vara ett svart hål.
Den mer allmänna termen dubbelstjärna används för par av stjärnor som syns nära varandra på himlen. Denna distinktion görs sällan på andra språk än engelska. Dubbelstjärnor kan vara binära system eller bara två stjärnor som ser ut att vara nära varandra på himlen men som har mycket olika verkliga avstånd från solen. De sistnämnda kallas optiska dubbelstjärnor eller optiska par.
Visuella binärer
En visuell binär stjärna är en stjärna där de två stjärnorna kan ses med ett teleskop. Den ljusare stjärnan är primärstjärnan och den svagare stjärnan är sekundärstjärnan. Visuella binära stjärnor tar lång tid på sig att kretsa kring varandra, i storleksordningen hundratals eller till och med tusentals år.
Spektroskopiska binärer
En spektroskopisk binär stjärna är en stjärna där de två stjärnorna inte kan ses separat ens med ett teleskop. De är mycket nära varandra och rör sig mycket snabbt runt varandra, under en period av några veckor eller till och med några dagar. Man kan dock se att de är två separata stjärnor med hjälp av ett spektroskop, som kan registrera Dopplerförändringen i färgen på det ljus som sänds ut av stjärnor som snabbt rör sig mot eller bort från jorden.
Binärfiler som överskuggar varandra
Vissa spektroskopiska binärer har en omloppsbana som är kantnära mot jorden. När detta händer turas stjärnorna om att passera framför och förmörka partnerstjärnan, i vad som kallas en förmörkande binär. I det här fallet minskar mängden ljus som vi ser från dubbelstjärnan något under den tid som den ena stjärnan befinner sig framför den andra.
Astrometriska binärer
En astrometrisk dubbelstjärna är en stjärna där endast en av följeslagarna kan ses. För astrometriska binärer som befinner sig ganska nära jorden (upp till cirka 10 parsec) kan det vara möjligt att se den synliga följeslagaren "vobbla" när den rör sig runt sin osynliga följeslagare. Genom att göra mätningar under en lång tidsperiod kan det vara möjligt att beräkna den synliga stjärnans massa och hur lång dess omloppsbana är. Denna metod används också för att upptäcka förekomsten av stora planeter som kretsar kring en stjärna; 2007 hade över tvåhundra planeter upptäckts på detta sätt.
Systemegenskaper
De flesta binärer är fristående binärer. Med undantag för sin gravitationskraft har de ingen effekt på varandra.
Vissa binära stjärnor är så nära varandra att den ena eller båda stjärnorna kan dra material från den andra. Kontaktkopplingar delar samma stjärnatmosfär, och när friktionen gör dem långsammare under en längre tid kan de smälta samman till en stjärna. Denna våldsamma händelse får dem att tillfälligt lysa starkare, starkare än en nova men mindre starkt än en supernova.
Bildning
Även om det skulle kunna vara möjligt att binära stjärnor bildas när en stjärna passerar mycket nära en annan, är det mycket osannolikt (eftersom det faktiskt skulle krävas tre stjärnor nära varandra för att två ska kunna förenas), och det skulle bara ske på platser där stjärnorna är tätt packade tillsammans. Vår nuvarande uppfattning är att nästan alla binära stjärnor bildas tillsammans i de täta gasmoln där stjärnor föds.
Utstickare och novae
Det är möjligt (men inte troligt) att en förbipasserande stjärna kan störa ett binärt system och ge tillräcklig gravitationskraft för att dela upp det binära systemet. Sådana separerade stjärnor fortsätter att leva som vanliga enskilda stjärnor. Ibland är dock gravitationskraften tillräckligt stor för att de två kompanjonerna ska rusa iväg från varandra i stora hastigheter, vilket resulterar i vad som kallas för "runaway stars".
Ibland är en stjärna i omloppsbana runt en vit dvärgstjärna. Om den är tillräckligt stor och tillräckligt nära den vita dvärgen kan dvärgen suga in gaser från sin följeslagares atmosfär. Under en tidsperiod kan en stor mängd gas samlas på den vita dvärgen. När denna gas komprimeras av den vita dvärgens gravitation kommer den så småningom att genomgå kärnfusion, vilket resulterar i ett mycket starkt ljusutbrott, en så kallad nova. I vissa fall kan den vita dvärgen samla så mycket gas att explosionen förstör den helt och hållet, i vad som kallas en supernova. En sådan händelse kan också leda till att stjärnor går iväg, eftersom den större stjärnan inte längre har en tung följeslagare som håller den i omloppsbana.
X - Ray Binaries
X - Ray Binaries producerar stora mängder röntgenstrålning. De uppstår när en massiv stjärna äter en mindre massiv stjärna. Den mindre stora stjärnan blir en donator och dess materia dräneras ut och faller in i den mer massiva (men kompaktare) stjärnan, ackretorn. Detta frigör fotoner med hög energi, t.ex. i röntgenvåglängdsområdet. Röntgenstrålarna kommer också från förbrukningen av material på den mer massiva stjärnans yta i en process som kallas termonukleär förbränning. Detta kan ge upphov till 10 sekunders utbrott.
Frågor och svar
F: Vad är en binär stjärna?
S: En binär stjärna är två stjärnor som kretsar runt varandra.
F: Vad kallas den ljusare stjärnan i ett binärt stjärnsystem?
S: Den ljusare stjärnan kallas primärstjärnan.
Fråga: Vad gör det möjligt för forskare att ta reda på massorna hos binära stjärnor?
S: Genom att titta på binära stjärnors banor kan forskarna ta reda på deras massa.
F: Vad är skillnaden mellan binära stjärnor och optiska dubbelstjärnor i siktlinje?
S: Binära stjärnor ligger närmare varandra och är sammanlänkade genom gravitationen, medan optiska dubbelstjärnor i siktlinje bara ser ut att ligga nära varandra men inte är sammanlänkade genom gravitationen.
F: Vem upptäckte och bevisade att det fanns verkliga binära stjärnor?
Svar: William Herschel var den förste som upptäckte och bevisade att det fanns binära stjärnor.
F: Vad gjorde John Herschel när det gäller upptäckten av binära stjärnor?
Svar: John Herschel hittade ytterligare flera tusen binära stjärnor och uppdaterade den katalog som hans far William Herschel hade publicerat.
F: Vem föreslog att dubbelstjärnor kan vara fysiskt fästade vid varandra?
S: John Michell var den förste som föreslog att dubbelstjärnor kan vara fysiskt knutna till varandra när han 1767 hävdade att sannolikheten för att en dubbelstjärna berodde på en slumpmässig anpassning var liten.
Sök