Binære stjerner: Definition, typer og hvordan de måler stjerners masse
Opdag binære stjerner: definition, typer og hvordan astronomer måler stjerners masse. Lær metoder, betydning for astrofysik og historisk baggrund.
En binær stjerne er to stjerner, der kredser om hinanden under deres fælles tyngdefelt. For hver stjerne er den anden stjerne dens ledsagerstjerne. Mange stjerner i Mælkevejen er en del af et system med to eller flere stjerner. Den lysere stjerne kaldes den primære stjerne, og den anden er den sekundære. Binære systemer kan være meget tætte (perioder på få timer/dage) eller meget løsere (perioder på årtier eller længere), afhængigt af afstanden mellem stjernerne og deres masser.
Hvorfor binære stjerner er vigtige
Binære stjerner er centrale i astrofysik, fordi man ved at måle deres bevægelser kan bestemme deres masse direkte — en grundlæggende størrelse i studiet af stjerner. Fra binære systemer får man forholdet mellem masse og lysstyrke, man kan bestemme individuelle stellare masser, og man får indsigt i fænomen som masseoverførsel, stjerners evolution, dannelsen af kompakte objekter (hvide dværge, neutronstjerner, sorte huller) og kilder til fysi-katastrofale begivenheder som type Ia-supernovaer.
Forskellen på binære og optiske dobbeltstjerner
Binære stjerner er ikke det samme som optiske dobbeltstjerner, der kun ser tæt på hinanden ud på grund af projektion på himlen, men som ikke er forbundet af tyngdekraften. Optiske dobbeltstjerner kan faktisk være langt fra hinanden i rummet, mens ægte binære systemer er bundet til hinanden og kredser om et fælles massecenter. Den første, der dokumenterede og beviste forekomsten af ægte binære stjerner, var den engelsk-tyske astronom William Herschel. Han offentliggjorde det første katalog over dobbeltstjerner, og hans søn John Herschel udbyggede kataloget med mange flere systemer.
Typer af binære stjerner
- Visuelle binære — begge stjerner kan opløses og følges direkte gennem et teleskop; man måler deres relative positioner og baner.
- Spektroskopiske binære — for tætte systemer, hvor man ikke kan opløse stjernerne visuelt, opdages de via Dopplerforskydninger i spektrallinjerne, når stjernerne bevæger sig mod eller fra os.
- Eklipserende binære — systemets bane ligger nær i planet set fra Jorden, så stjernerne skygger for hinanden og skaber varierende lyskurver; disse giver meget præcis information om størrelser og inclination.
- Astrometriske binære — kun én komponent ses tydeligt, men dens position svinger periodisk pga. en uset ledsager.
- Kontakt-, halvkontakt- og løsere (detached) systemer — klassifikationer efter hvor tæt stjernerne er: i kontaktbinærer deler de ofte en fælles atmosfære, i halvkontakt kan én stjerne fylde sin Roche-lob, mens i detached systemer er stjernerne klart adskilte.
Hvordan måler man stjerners masse i binære systemer
Masser i binære systemer bestemmes ved hjælp af bevægelse og gravitation. De grundlæggende værktøjer er Keplers love kombineret med Newtons gravitationslov. Praktisk går man typisk frem således:
- Bestem perioden P for omløbet (fra observation af positioner eller lyskurver eller spektralinevariationer).
- Mål størrelsen af banen, typisk angivet som den semimajorakse a (i et visuelt binært system kan denne findes ved direkte måling; i spektroskopiske systemer fås kun projekterede hastigheder og relative størrelser).
- Brug Newtons form af Keplers tredje lov: i praktiske enheder kan man skrive (M1 + M2) ≈ a^3 / P^2 (hvis a måles i astronomiske enheder og P i år, giver resultatet massen i solmasser). Dette giver den samlede masse af systemet.
- For at få individuelle masser kræves forholdet mellem masserne (masseforholdet). Fra spektroskopi får man radialhastighedernes amplitude K for hver komponent, og forholdet M1/M2 = K2/K1 følger af bevarelsen af moment. I eklipserende systemer kan inclinationen i bestemmes (næsten 90°), hvilket gør det muligt at omdanne projekterede størrelser (som M sin^3 i) til faktiske masser.
- I spektroskopiske binærer uden eklipser kender man ofte kun massfunktionen f(M), som indeholder kombinationer af masser og sin i — derfor forbliver usikkerheden i masse, hvis inclinationen ikke er kendt.
Praktiske målemetoder — kort
- Visuel bane + afstand (parallakse) → direkte bestemmelse af a i fysisk enhed → total masse via Kepler/Newton.
- Spektroskopi → radialhastigheder → masseforhold + massfunktion; kombineres med eklipser for at få absolutte masser.
- Eklipselystkurver → stjerners størrelser (radier), relative lysstyrker og systemets inclination; sammen med spektral information giver det præcise individuelle masser og radier.
- Astrometri (som fra Gaia) → måler positionelle wobbles og kan give masser for ledsagere, også når de er usynlige i lys.
Anvendelser og eksempler
Binære stjerner bruges til at fastsætte stjerners masse-luminositetsrelation, teste modeller for stjerners indre struktur og evolution, og studere fænomener som masseoverførsel, kilde til røntgenstråling (i systemer med kompakte objekter) og dannelse af dobbelt-kompakte par, som senere kan fusionere og sende gravitationsbølger. Kendte eksempler på binære systemer i historien og observationer inkluderer f.eks. Sirius (en visuel/spektroskopisk blanding med en hvid dværg som ledsager) og Algol (et klassisk eklipserende system, hvor masseoverførsel har ændret stjernernes udvikling).
Historisk note
Opdagelsen af ægte binære systemer gik imod den tidligere antagelse om, at to stjerner tæt på hinanden blot var linjetilfælde. William Herschel påviste, gennem gentagne observationer, at nogle dobbeltstjerner faktisk bevægede sig i relation til hinanden og dermed var forbundet af tyngdekraften. Hans søn John Herschel udvidede derefter arbejdet og katalogiserede mange flere dobbelt- og multiple systemer.
Samlet set er binære stjerner et af astronomiens mest nyttige værktøjer til at forstå stjerner — fra deres grundlæggende masser til komplekse interaktioner, som former galaksernes og universets udvikling.
Hubble-billede af det binære Sirius-system, hvor Sirius B kan ses nederst til venstre
De to synligt adskilte komponenter i Albireo.
Animation af binære stjerner i form af formørkelse
Algol B kredser om Algol A. Denne animation er sammensat af 55 billeder fra CHARA-interferometeret i det nær-infrarøde H-bånd
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.
Spørgsmål og svar
Spørgsmål: Hvad er en binær stjerne?
A: En binær stjerne er to stjerner, der kredser om hinanden.
Q: Hvad kaldes den lysere stjerne i et binært stjernesystem?
A: Den lysere stjerne kaldes primærstjernen.
Spørgsmål: Hvad gør det muligt for forskerne at finde ud af masserne af binære stjerner?
Svar: Ved at se på binære stjerners baner kan forskerne finde ud af deres masse.
Spørgsmål: Hvad er forskellen på binære stjerner og optiske dobbeltstjerner med synsfelt?
A: Binære stjerner er tættere på hinanden og er forbundet af tyngdekraften, mens optiske dobbeltstjerner i sigtelinje kun ser tæt på hinanden, men ikke er forbundet af tyngdekraften.
Spørgsmål: Hvem opdagede og beviste, at der findes ægte binære stjerner?
Svar: William Herschel var den første person, der opdagede og beviste ægte binære stjerner.
Spørgsmål: Hvad gjorde John Herschel med hensyn til opdagelsen af binære stjerner?
Svar: John Herschel fandt flere tusinde flere binære stjerner og ajourførte det katalog, som hans far William Herschel havde offentliggjort.
Spørgsmål: Hvem foreslog, at dobbeltstjerner kunne være fysisk forbundet med hinanden?
A: John Michell var den første, der foreslog, at dobbeltstjerner kunne være fysisk forbundet med hinanden, da han i 1767 hævdede, at sandsynligheden for, at en dobbeltstjerne skyldtes en tilfældig sammenfald, var lille.
Søge