Kaksoistähti

Kaksoistähti on tähtijärjestelmä, jossa kaksi tähteä kiertää yhteisen painopisteen ympäri ellipsiradalla. Näitä tähtiä kutsutaan kaksoistähtijärjestelmän komponenteiksi. Nykyisen käsityksen mukaan suuri tai suurin osa havaittavista tähdistä on osa vähintään kahden tähden järjestelmää. Kaksoistähtijärjestelmät ovat hyvin tärkeitä astrofysiikan kannalta, sillä tähtien massa voidaan määrittää tarkkailemalla kahden tähden jakamaa kiertorataa. Kaksoistähtijärjestelmistä saatujen tulosten kanssa vertailemalla voidaan selvittää monien yksittäistenkin tähtien massa.

Hubble-teleskoopin kuva Siriuksen kaksoistähtijärjestelmästä. Kuvassa Sirius B näkyy alempana vasemmalla.

Kaksoistähtijärjestelmän tähtien ratojen säteet r1 ja r2 ovat kääntäen verrannolliset tähtien massoihin m1 ja m2.

Vaikka maan pinnalta katsottuna jotkin tähdet näyttävät suunnattoman etäisyyden vuoksi olevan lähekkäin, niitä ei tule sekoittaa kaksoistähtiin, sillä niiden painovoima vaikuttaa toisiinsa vain hyvin vähän. Kaksoistähtijärjestelmät voidaan erottaa joko optisesti tai epäsuorilla keinoilla, kuten spektroskopialla. Jos kaksoistähdet kiertävät toisiaan maasta nähden suorassa, ne näyttävät kulkevat toistensa ylitse.

Tähtijärjestelmät, joissa on useampia kuin kaksi tähteä, eli moninkertaiset tähtijärjestelmät, eivät myöskään ole harvinaisia ja niihin viitataan usein samalla termillä kuin kahden tähden järjestelmiinkin. Kaksoistähtien komponentit nimetään siten, että kirkkaampi on A ja himmeämpi B. Kaksoistähtijärjestelmissä olevien tähtien massat voivat siirtyä tähdestä toiseen mikä johtaa yksittäisille tähdille epätavanomaiseen kehitykseen. Tunnettuja esimerkkejä kaksoistähtijärjestelmistä ovat Algol, Sirius ja Cygnus X-1 (jonka yksi komponentti saattaa olla musta aukko).

Terminologia

Kaksoistähti-sanaa käytti ensimmäisen kerran Sir William Herschel 1802 kuvaamaan kahden lähekkäin olevan tähden muodostamaa yhteistä järjestelmää. Kaikki toisiaan kiertävät tähdet ovat kaksoistähtiä. On kuitenkin mahdollista, että "kaksoistähti" muodostuukin todellisuudessa kahdesta täysin erillisestä tähdestä, jotka sattuvat näkymään Maahan lähes samassa suunnassa, vaikka todellisuudessa ovatkin hyvin suurten etäisyyksien erottamia. Tällöin puhutaan optisesta kaksoistähdestä. Tunnettu optinen kaksoistähti sijaitsee Otavan varressa, jossa Mizar ja Alcor näyttävät muodostavan parin. Optisia kaksoistähtiä löytyi hyvin paljon kaukoputken keksimisen jälkeen. Herschel mittasi 1780 yli 700 tähden muodostaman parin asemien muutoksia ja havaitsi, että noin 50 pareista muutti keskinäistä asemaansa kahden vuosikymmenen tarkkailun kuluessa.[1][2]

Aito kaksoistähti on kahden (tai useamman) painovoiman toisiinsa sitoman tähden ryhmä. Toisinaan pelkkä optinen tarkennus riittävän vahvalla kaukoputkella, mahdollisesti interferometrin avustamana riittää erottamaan kaksoistähden, jolloin puhutaan visuaalisesta kaksoistähdestä.[3][4] Muissa tapauksissa ainoa tapa tunnistaa kaksoistähti on Doppler-siirtymä tähden valossa. Näissä niin sanotuissa spektroskooppisissa kaksoistähdissä lähekkäin olevien tähtien spektrissä näkyy muutoksia valon liikkuessa ensin kohti sinistä ja sitten kohti punaista, tähden liikkuessa ensin Maata kohti ja sitten poispäin tähden kiertäessä kaksoistähtijärjestelmän yhteistä painopistettä. Jos tähdet ovat tietystä näkökulmasta katsottuna samassa linjassa, on mahdollista nähdä osittainen tai kokonainen tähdenpeitto eli okkultaatio, jossa toinen tähti peittää toisen. Algol on tunnetuin esimerkki juuri tällaista kaksoistähteä edustavasta järjestelmästä.[5]

Tähtitieteilijät ovat havainneet joitakin tähtiä, jotka näyttävät kiertävät tyhjän avaruuden ympärillä. "Astrometriset kaksoistähdet" ovat lähellä maata olevia tähtiä, jotka kiertävät keskipisteen ympärillä mutta ilman näkyvillä olevaa toista komponenttia. Myös joillakin spektroskooppisilla kaksoistähdillä on havaittu olevan vain yksi spektri, joka liikkuu edestakaisin. Vaikka toista komponenttia ei olisikaan näkyvillä, sen massan laskemiseksi voidaan käyttää samoja matemaattisia kaavoja kuin tavanomaisen kaksoistähden komponenttien. Astrometrisen kaksoistähden näkymättömän komponentin on oltava hyvin himmeä, niin että se on luultavasti kirkkaamman komponentin loiston peittämä. On myös mahdollista, että kumppani on jokin hyvin heikosti säteilevä kappale, kuten neutronitähti.[6] Joissain tapauksessa on myös vahvasti syytä epäillä, että puuttuva tähti onkin todellisuudessa musta aukko. Cygnus X-1 on tunnettu esimerkki tällaisesta kaksoistähtijärjestelmästä: näkymättömän komponentin on arveltu olevan massaltaan yhdeksän kertaa suurempi kuin Aurinko. Näin suuri massa on paljon suurempi kuin Tolmanin-Oppenheimerin-Volkoffin rajan eli neutronitähden massan teoreettisen ylärajan. Cygnus X-1 oli ensimmäinen kohde joka yleisesti hyväksyttiin mustaksi aukoksi.[7][8]

Albireo on kaksoistähti, joka näkyy pienellä kaukoputkellakin.

Kaksoistähtien havainnointimenetelmistä

Monet kaksoistähdet havaitaan suoraan seuraamalla lähekkäisten tähtien liikkeitä taivaalla. Hyvin lähekkäisiä kaksoistähtiä ei suoraan havaita. Tähtien pitää olla yli 0,2 " (kaarisekunnin) päässä toisistaan. Joissain tapauksissa tähdet eivät näy erillisenä, mutta tähden kuva on soikea. Jos komponentit ovat hyvin kaukana toistaan, on joskus vaikea todistaa, kiertävätkö tähdet toisiaan vai eivät, koska liike on niin hidasta ja lähellä mittaustarkkuutta.

  • Astrometrinen kaksoistähti havaitaan mittaamalla tarkasti tähden paikka taivaalla, kun vain toinen tähti havaitaan kieppuvan tähtien yhteisen painopisteen ympäri. Tällä tavoin on väitetty havaitun joittenkin kevyiden tähtien läheltä raskaita planeettoja, mutta tätä ei ole voitu todistaa.
  • Interferometrinen kaksoistähti havaitaan monin keinoin: interferometrilla jopa 0,2 millikaarisekunnin päässä toisistaan olevat tähdet erottuvat. Interferometri vaatii aina melko kirkkaita kohteita havaittavaksi. Tarkkuus paranee kaukoputkien kehittyessä. Interferometri yhdistää kahden kaukoputken valovirrat. Täpläinterferometrialla nähdään jopa 0,03 " (30 mas, millikaarisekuntia) laikkuja, kohteiden on oltava kirkkaita. Kuun peittäessä kaksoistähden havaitaan jopa 3 mas yksityiskohtia peittyvän tähden lähiympäristössä.
  • Spektroskooppinen kaksoistähti: tähtiä ei näy erillisenä millään keinolla, mutta havaitaan joko molempien tähtien spektrit päällekkäin tai Dopplerin siirtymä kiertoajan tahdissa. Monelta tähdeltä on havaittu planeetanmassaisia seuralaisia, eksoplaneettoja spektroskooppisella keinolla.
  • Fotometrinen kaksoistähti eli pimennysmuuttuja: Kaksi tähteä kiertävät toisiaan lähellä ja pimentävät toisiaan. Mittaamalla fotometrisesti tähden kirkkaus, saadaan valokäyrä, jonka muutoksista voidaan laskea kaksoistähtijärjestelmän ominaisuuksia. Voidaan havaita myös toisen tähden kuumentavan toista jne. Tunnetuin pimennysmuuttuja on Algol.

Useampikertaiset tähdet

Mikäli tähtiä on useampia, puhutaan moninkertaisesta tähdestä. Tällöin lisätään komponentteja tähtien lukumäärän mukaan: C, D, E, ... Voidaan lisätä myös komponentteja näin: Jos jonkin kaksoistähden A-komponentti paljastuu kaksoistähdeksi, lisätään Aa ja Ab. Usein moninkertaiset tähdet muodostuvat kaksoistähdistä, jolloin esimerkiksi kaksi lähekkäistä kaksoistähteä kiertää toisiaan. Tunnettuja moninkertaisia tähtiä ovat mm. kolmoistähti Zeta Cancri ja kuusinkertainen tähti Castor. Yleensä moninkertaiset kaksoistähdet ovat hierarkkisia. Jos kaksi komponenttia kiertää lähekkäin toisiaan, kolmas on kauempana. Nelostähden rakenne voi olla kaksi lähekkäistä kaksoistähteä kiertämässä toisiaan. Hierarkkisuuden arvellaan liittyvän tähtien syntytapoihin.

Kolmen kappaleen probleemasta tiedetään, että kolme kovin lähekkäistä tähteä eivät viihdy pitkään vakailla radoilla: usein käy niin, että kaksi tähteä jää kiertämään toisiaan ja kolmas sinkoutuu pois suurella vauhdilla.

Kaksoistähtien luokittelu

Kaksoistähtiä on luokiteltu monella tavalla:

Kaksoistähdet ja maanulkoinen elämä

Aikaisemmin monet tutkijat ajattelivat kaksoistähtien synnyn olevan planeettakunnan muodostumista estävä tapahtumasarja. Silloin kaksoistähtiä kiertäviä planeettoja ei olisi. Nyttemmin tiedetään eksoplaneettoja olevan myös kaksoistähdillä. On löydetty sekä kaksoistähden yksittäisiä komponentteja kiertäviä planeettoja että kahta tähteä kiertäviä planeettoja[9][10][11][12].

Kaksoistähdillä on myös esiplanetaarisia kiekkoja[13], joista planeetat syntyvät kasautumalla.

Ongelmaksi jää planeettaratojen vakaus. Jos tähdet ovat riittävän lähellä toisiaan, ne ajavat vetovoimallaan planeetat joko hyvin soikeille radoille, ulos kaksoistähtijärjestelmästä tai syöksymään toiseen tähteen. Järjestelmästä ulos syöksyvä planeetta pakastuisi ja hyvin soikealla radalla kiertävä planeetta vuoroin kylmenisi, vuoroin kuumenisi ensimmäisenä päiväntasaajan seudulta.

Yleisesti ottaen voi sanoa, että jos kaksoistähden toinen tähti on yli 200 AU:n päässä toisesta tähdestä, niin se ei vetovoimallaan sanottavasti häiritse planeettojen syntymistä. Myöskään kaksi hyvin lähekkäistä toisiaan kiertävää tähteä, joiden kiertoaika toistensa ympäri on muutama vuorokausi, eivät estä elinkelpoisen planeetan syntyä ja kiertämistä.

Katso myös

Lähteet
  1. Formation of Binary Star Systems Tennesseen yliopisto. (englanniksi)
  2. Terms dealing with binary stars Community College of Rhode Island. (englanniksi)
  3. Visual Binaries Tennesseen yliopisto. (englanniksi)
  4. Binary and Variable Stars Journey Through the Galaxy. (englanniksi)
  5. Bruton, D.: Eclipsing Binary Stars Stephen F. Austin State University. (englanniksi)
  6. Bock, D.: Binary Neutron Star Collision NCSA. (englanniksi)
  7. Bock, D.: X-ray Binary Stars NASA. (englanniksi)
  8. Binary Star Systems NASA. (englanniksi)
  9. Kaksoistähden ympäriltä löytyi planeettoja Sakari Nummila http://www.avaruus.fi Tähdet ja avaruus -lehden uutiset, 26.10.2010
  10. Kepler-47: Our First Binary Star 2-Planet System (Arkistoitu – Internet Archive) Kepler, 08.28.2012, NASA
  11. Klaus Schmidt: NASA Discovers New Double-Star Planet Systems Space Fewllowship. 12. tammikuuta 2012. NASA.
  12. NASA Discovers New Double-Star Planet Systems Kepler Nasa 01.11.12
  13. http://www.cfa.harvard.edu/press/wallpaper.html
    This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.