Dobbeltstjerne

Moderne definitioner

Ifølge den moderne definition er udtrykket binær stjerne generelt begrænset til par af stjerner, der kredser om et fælles massecenter. Binære stjerner, som kan opløses med et teleskop eller interferometriske metoder, kaldes visuelle binære stjerner. For de fleste af de kendte visuelle binære stjerner er der endnu ikke observeret en hel omdrejning (komplet cirkel), men de ses at have bevæget sig langs en krum bane eller en del af en bue.

Nogle stjerner ser ud til at være i kredsløb om det tomme rum og ser ud til ikke at have en ledsager. I dette tilfælde er ledsagestjernen enten meget lille og svag, eller også er det en neutronstjerne eller et sort hul. Det mest kendte eksempel på en stjerne med en usynlig ledsager er Cygnus X-1, hvor den synlige stjernes ledsager ser ud til at være et sort hul.

Den mere generelle betegnelse dobbeltstjerne bruges om par af stjerner, som ses tæt på hinanden på himlen. Denne sondring foretages sjældent på andre sprog end engelsk. Dobbeltstjerner kan være binære systemer eller blot to stjerner, der ser ud til at være tæt på hinanden på himlen, men som har vidt forskellige reelle afstande fra Solen. Sidstnævnte kaldes optiske dobbeltstjerner eller optiske par.

Visuelle binære filer

En visuel binær stjerne er en stjerne, hvor adskillelsen af de to stjerner kan ses med et teleskop. Den lysere stjerne er den primære, og den svagere stjerne er den sekundære. Visuelle binære stjerner er meget længe om at kredse om hinanden, i området omkring hundreder eller endda tusinder af år.

Spektroskopiske binærer

En spektroskopisk binær stjerne er en stjerne, hvor de to stjerner ikke kan ses hver for sig, selv ikke med et teleskop. De er meget tæt på hinanden og bevæger sig meget hurtigt rundt om hinanden i løbet af nogle få uger eller endog nogle få dage. Man kan dog se, at de er to separate stjerner ved hjælp af et spektroskop, som kan registrere Doppler-ændringen i farven på det lys, der udsendes af stjerner, som bevæger sig hurtigt mod eller væk fra Jorden.

Formørkede binære filer

Nogle spektroskopiske binære stjerner har en bane, der er på kant med Jorden. Når dette sker, vil stjernerne skiftevis passere foran og formørke partnerstjernen, hvilket kaldes en formørkende dobbeltstjerne. I dette tilfælde svækkes den mængde lys, vi ser fra dobbeltstjernen, en smule i den tid, hvor den ene stjerne er foran den anden.

Astrometriske kuglerækker

En astrometrisk binær stjerne er en stjerne, hvor kun den ene ledsager kan ses. For astrometriske binære stjerner, der befinder sig ret tæt på Jorden (op til ca. 10 parsec), kan det være muligt at se den synlige ledsager "vakle", når den bevæger sig rundt om sin usynlige ledsager. Ved at foretage målinger over en længere periode kan det være muligt at beregne den synlige stjernes masse og hvor lang tid dens bane tager. Denne metode bruges også til at opdage tilstedeværelsen af store planeter, der kredser om en stjerne; i 2007 er over to hundrede planeter blevet opdaget på denne måde.

Systemegenskaber

De fleste binære filer er fritliggende binære filer. Bortset fra deres tyngdekraft på hinanden har de ingen indvirkning på hinanden.

Nogle binære stjerner er så tæt på hinanden, at den ene eller begge stjerner er i stand til at trække materiale fra den anden. Kontaktkoblinger deler den samme stjerneatmosfære, og når friktionen bremser dem over en længere periode, kan de smelte sammen til én stjerne. Denne voldsomme hændelse får dem midlertidigt til at lyse kraftigere, kraftigere end en nova, men mindre kraftigt end en supernova.

Dannelse

Selv om det er muligt, at der kan dannes binære stjerner, når en stjerne passerer meget tæt på en anden, er det højst usandsynligt (da der faktisk skal tre stjerner tæt på hinanden, før to kan forenes), og det kan kun ske på steder, hvor stjerner er tæt pakket sammen. Vores nuværende forståelse er, at næsten alle binære stjerner dannes sammen i de tætte gasskyer, hvor stjerner fødes.

Løbske og novae

Det er muligt (men ikke sandsynligt), at en forbipasserende stjerne kan forstyrre et binært system og give tilstrækkelig tyngdekraft til at splitte det binære system. Sådanne adskilte stjerner fortsætter deres liv som almindelige enkeltstjerner. Nogle gange er der dog tilstrækkelig gravitationskraft involveret til, at de to ledsagere farer væk fra hinanden med stor hastighed, hvilket resulterer i det, der kaldes løbsk stjerner.

Nogle gange er en stjerne i kredsløb om en hvid dværgstjerne. Hvis den er stor nok og tæt nok på den hvide dværg, kan dværgen suge gasser fra sin ledsagers atmosfære. I løbet af et stykke tid kan der samle sig en stor mængde gas på den hvide dværg. Efterhånden som denne gas komprimeres af den hvide dværgs tyngdekraft, vil den til sidst gennemgå en kernefusion, hvilket resulterer i et meget kraftigt lysudbrud, en såkaldt nova. I nogle tilfælde kan den hvide dværg samle så meget gas, at eksplosionen ødelægger den fuldstændigt i det, der kaldes en supernova. En sådan hændelse kan også resultere i løbsk stjerner, da den større stjerne ikke længere har en tung ledsager, der holder den i kredsløb.

X - Ray Binaries

Røntgenbinærer producerer store mængder røntgenstråling. De opstår, når en massiv stjerne æder en mindre massiv stjerne. Den mindre stjerne bliver donor, og dens stof bliver drænet ud og falder ned i den mere massive (men mere kompakte) stjerne, akkretoren. Dette frigør fotoner med høj energi, f.eks. i røntgenbølgelængder. Røntgenstrålerne kommer også fra forbruget af materiale på overfladen af den mere massive stjerne i en proces, der kaldes termonuklear forbrænding. Dette kan give 10 sekunders udbrud.