Gwiazdy podwójne — definicja, rodzaje i znaczenie w astrofizyce

Zgodnie ze współczesną definicją, termin "gwiazda podwójna" jest ograniczony do par gwiazd, które krążą wokół wspólnego środka masy. Gwiazdy podwójne, które mogą być rozdzielone za pomocą teleskopu lub metod interferometrycznych, nazywane są wizualnymi gwiazdami podwójnymi. W przypadku większości znanych wizualnych gwiazd podwójnych nie udało się jeszcze zaobserwować jednego pełnego obrotu (pełnego okręgu), widać, że poruszają się one po zakrzywionej ścieżce lub po częściowym łuku.

Niektóre gwiazdy wydają się być na orbicie wokół pustej przestrzeni i wydają się nie mieć towarzysza. W takim przypadku, gwiazda towarzysząca jest albo bardzo mała i słaba, albo jest gwiazdą neutronową lub czarną dziurą. Najbardziej znanym przykładem gwiazdy z niewidocznym towarzyszem jest Cygnus X-1, w którym widoczny towarzysz gwiazdy wydaje się być czarną dziurą.

Bardziej ogólny termin gwiazda podwójna jest używany w odniesieniu do par gwiazd, które są widoczne blisko siebie na niebie. To rozróżnienie jest rzadko spotykane w językach innych niż angielski. Gwiazdy podwójne mogą być układami podwójnymi lub mogą być po prostu dwiema gwiazdami, które wydają się być blisko siebie na niebie, ale ich rzeczywiste odległości od Słońca są bardzo różne. Te ostatnie nazywane są optycznymi układami podwójnymi lub parami optycznymi.

Wizualna gwiazda podwójna to taka, w przypadku której rozdzielenie obu gwiazd można dostrzec za pomocą teleskopu. Jaśniejsza gwiazda jest gwiazdą główną, a słabsza gwiazda jest gwiazdą wtórną. Obiekty podwójne wizualne krążą wokół siebie przez długi czas, rzędu setek, a nawet tysięcy lat.

Spektroskopowa gwiazda podwójna to taka, w której dwie gwiazdy nie mogą być dostrzeżone oddzielnie nawet przez teleskop. Są one bardzo blisko siebie i poruszają się wokół siebie bardzo szybko, przez okres kilku tygodni lub nawet kilku dni. Można je jednak dostrzec jako dwie oddzielne gwiazdy za pomocą spektroskopu, który jest w stanie zarejestrować dopplerowską zmianę koloru światła wysyłanego przez gwiazdy poruszające się szybko w kierunku Ziemi lub od niej oddalające się.

Niektóre spektroskopowe układy podwójne mają orbitę zbliżoną do Ziemi. Kiedy tak się dzieje, gwiazdy na zmianę przechodzą przed i zaćmiewają gwiazdę partnerską, co nazywane jest zaćmieniowym układem podwójnym. W tym przypadku ilość światła, które widzimy z układu podwójnego nieco się zmniejsza w czasie, gdy jedna gwiazda znajduje się przed drugą.

Bliźnięta astrometryczne to takie, w których można dostrzec tylko jednego towarzysza. W przypadku astrometrycznych układów podwójnych położonych dość blisko Ziemi (do około 10 parseków), możliwe jest zaobserwowanie "chybotania" widocznego towarzysza, gdy porusza się on wokół swojego niewidocznego towarzysza. Wykonując pomiary przez długi okres czasu, można obliczyć masę widocznej gwiazdy oraz czas trwania jej orbity. Metoda ta jest również wykorzystywana do wykrywania obecności dużych planet krążących wokół gwiazdy; do 2007 roku ponad dwieście planet zostało odkrytych w ten sposób.

Większość układów podwójnych to układy podwójne rozłączne. Poza przyciąganiem grawitacyjnym nie oddziałują na siebie nawzajem.

Niektóre układy podwójne znajdują się tak blisko siebie, że jedna lub obie gwiazdy są w stanie wyciągnąć materiał z drugiej. Kontaktowe układy podwójne mają tę samą atmosferę gwiezdną, a ponieważ tarcie spowalnia je przez dłuższy czas, mogą połączyć się w jedną gwiazdę. To gwałtowne wydarzenie sprawia, że gwiazdy tymczasowo świecą jaśniej, jaśniej niż nowe, ale mniej niż supernowe.

Choć może się zdarzyć, że gwiazdy podwójne powstaną, gdy jedna gwiazda przejdzie bardzo blisko drugiej, jest to bardzo mało prawdopodobne (ponieważ w rzeczywistości potrzeba by trzech gwiazd blisko siebie, aby dwie mogły się połączyć) i może mieć miejsce tylko w miejscach, gdzie gwiazdy są gęsto upakowane razem. Nasze obecne rozumienie jest takie, że prawie wszystkie układy podwójne powstają razem w gęstych obłokach gazu, w których rodzą się gwiazdy.

Jest możliwe (choć mało prawdopodobne), że przelatująca gwiazda zakłóci układ podwójny i dostarczy wystarczającej siły grawitacyjnej, aby go rozdzielić. Takie rozdzielone gwiazdy kontynuują życie jako zwykłe gwiazdy pojedyncze. Czasami jednak siła grawitacji jest na tyle duża, że obie towarzyszki oddalają się od siebie z ogromną prędkością, co skutkuje tzw. gwiazdami uciekającymi.

Czasami gwiazda znajduje się na orbicie wokół białego karła. Jeżeli jest ona wystarczająco duża i wystarczająco blisko białego karła, karzeł może wyssać gazy z atmosfery swojego towarzysza. Przez pewien okres czasu na białym karle może zebrać się duża ilość gazu. Ponieważ gaz ten jest zagęszczany przez grawitację białego karła, w końcu dojdzie do fuzji jądrowej, w wyniku której nastąpi bardzo jasny wybuch światła, zwany nową. W niektórych przypadkach, biały karzeł może zgromadzić tak dużo gazu, że eksplozja całkowicie go zniszczy, co nazywane jest supernową. Takie zdarzenie może również prowadzić do powstania gwiazd rozbiegowych, ponieważ większa gwiazda nie ma już ciężkiego towarzysza, który utrzymuje ją na orbicie.

Bliźnięta X wytwarzają duże ilości promieniowania rentgenowskiego. Powstają, gdy masywna gwiazda pożera mniej masywną gwiazdę. Mniejsza gwiazda staje się dawcą, a jej materia jest odprowadzana i wpada do bardziej masywnej (ale bardziej zwartej) gwiazdy - akreatora. To uwalnia fotony o wysokiej energii, na przykład w zakresie długości fal X-Ray. Promienie X pochodzą również z konsumpcji materiału na powierzchni masywniejszej gwiazdy w procesie zwanym spalaniem termojądrowym. Może to powodować 10 sekundowe wybuchy.