Dubbelstjärna

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.