Divzvaigznes (binārās zvaigznes) — definīcija, veidi un nozīme astronomijā

Saskaņā ar mūsdienu definīciju termins "divzvaigzne" parasti attiecas tikai uz zvaigžņu pāriem, kas rotē ap kopīgu masas centru. Divzvaigznes, kuras var atšķirt ar teleskopu vai interferometriskām metodēm, sauc par vizuālām divzvaigznēm. Lielākajai daļai zināmo vizuālo binārā zvaigžņu vēl nav novērots viens vesels apgrieziens (pilns aplis), tās ir redzamas, ceļojot pa izliektu ceļu vai daļēju loku.

Dažas zvaigznes, šķiet, riņķo ap tukšu telpu, un šķiet, ka tām nav pavadoņa. Šādā gadījumā pavadošā zvaigzne ir vai nu ļoti maza un vāja, vai arī tā ir neitronu zvaigzne vai melnais caurums. Vispazīstamākais piemērs zvaigznei ar neredzamu pavadoni ir Cygnus X-1, kurā redzamās zvaigznes pavadone šķiet melnais caurums.

Vispārīgāks termins "dubultzvaigzne" tiek lietots, apzīmējot zvaigžņu pārus, kas debesīs redzami tuvu viens otram. Citās valodās, izņemot angļu valodu, šo atšķirību lieto reti. Dubultzvaigznes var būt binārās sistēmas vai arī tikai divas zvaigznes, kas debesīs šķiet tuvu viena otrai, bet kuru patiesais attālums no Saules ir ļoti atšķirīgs. Pēdējās sauc par optiskajām dubultzvaigznēm vai optiskajiem pāriem.

Vizuāla divzvaigzne ir tāda, kuras abu zvaigžņu atdalīšana ir redzama ar teleskopu. Spilgtākā zvaigzne ir primārā, bet vājākā zvaigzne ir sekundārā. Vizuālajām divzvaigznēm ir nepieciešams ilgs laiks, lai riņķotu vienai ap otru - simtiem vai pat tūkstošiem gadu.

Spektroskopiskā divzvaigzne ir tāda, kurā abas zvaigznes nav saskatāmas atsevišķi pat ar teleskopu. Tās ir ļoti tuvu viena otrai un ļoti ātri pārvietojas viena ap otru dažu nedēļu vai pat dažu dienu laikā. Tomēr tās var saskatīt kā divas atsevišķas zvaigznes, izmantojot spektroskopu, kas spēj reģistrēt Doplera izmaiņas gaismas krāsā, ko izstaro zvaigznes, kas ātri virzās uz Zemi vai prom no tās.

Dažu spektroskopisko dvīņu orbīta ir pret Zemi novietota malā. Šādā gadījumā zvaigznes pārmaiņus iet partnerzvaigznes priekšā un aizēno partnerzvaigzni, un to sauc par aptumsuma divdzvaigznēm. Šādā gadījumā laikā, kad viena zvaigzne atrodas otras zvaigznes priekšā, dubultzvaigznes redzamās gaismas daudzums nedaudz samazinās.

Astrometriskais divnieks ir tāds, kurā redzams tikai viens pavadonis. Astrometriskajās dvīņu zvaigznēs, kas atrodas samērā tuvu Zemei (līdz aptuveni 10 parsekiem), var būt iespējams redzēt, kā redzamais pavadonis "svārstās", pārvietojoties ap savu neredzamo pavadoni. Veicot mērījumus ilgākā laika periodā, var būt iespējams aprēķināt redzamās zvaigznes masu un tās orbītas ilgumu. Šo metodi izmanto arī, lai noteiktu, vai ap zvaigzni riņķo lielas planētas; līdz 2007. gadam šādā veidā ir atklāti vairāk nekā divi simti planētu.

Lielākā daļa bināro kopiju ir atdalītas bināro kopijas. Izņemot to savstarpējo gravitācijas spēku, tās viena otru neietekmē.

Dažas dvīņu zvaigznes ir tik tuvu viena otrai, ka viena vai abas spēj izvilkt materiālu no otras. Kontaktinformācijas divzvaigznēm ir kopīga zvaigžņu atmosfēra, un, berzei ilgstoši palēninot to kustību, tās var saplūst vienā zvaigznē. Šis vardarbīgais notikums uz laiku liek tām uzspīdēt spilgtāk, spožāk nekā jaunai zvaigznei, bet mazāk spoži nekā supernovai.

Lai gan ir iespējams, ka divzvaigznes var veidoties, kad viena zvaigzne iet ļoti tuvu otrai, tas ir ļoti maz ticams (jo patiesībā būtu vajadzīgas trīs zvaigznes, kas atrodas tuvu viena otrai, lai divas varētu apvienoties), un tas varētu notikt tikai vietās, kur zvaigznes ir blīvi saplūdušas kopā. Mūsu pašreizējā izpratne ir tāda, ka gandrīz visas divdzinējas zvaigznes veidojas kopā blīvās gāzes mākoņos, kur dzimst zvaigznes.

Iespējams (lai gan maz ticams), ka šķērsojoša zvaigzne izjauks divējādo sistēmu un radīs pietiekamu gravitācijas spēku, lai divnieks sadalītos. Šādas atdalījušās zvaigznes turpina dzīvot kā parastas atsevišķas zvaigznes. Tomēr dažreiz gravitācijas spēks ir pietiekams, lai abi pavadoņi viens no otra aizbēgtu ar lielu ātrumu, kā rezultātā veidojas tā sauktās bēgošās zvaigznes.

Dažreiz zvaigzne atrodas orbītā ap balto pundurzvaigzni. Ja tā ir pietiekami liela un pietiekami tuvu baltajam rūķim, rūķītis var iesūkt gāzes no sava pavadoņa atmosfēras. Laika gaitā uz baltā rūķīša var sakrāties daudz gāzu. Tā kā baltais rūķītis šo gāzi sablīvē ar savu gravitāciju, galu galā tajā notiks kodolsintēze, kā rezultātā radīsies ļoti spilgts gaismas uzliesmojums, ko dēvē par novu. Dažos gadījumos baltais rūķītis var uzkrāt tik daudz gāzes, ka sprādziens to pilnībā iznīcina, un to sauc par supernovu. Šāda notikuma rezultātā var rasties arī bēgošas zvaigznes, jo lielākajai zvaigznei vairs nav smaga pavadoņa, kas to notur orbītā.

Rentgenstaru binārpulkstenis rada lielu daudzumu rentgena starojuma. Tās rodas, masīvai zvaigznei apēdot mazāk masīvu zvaigzni. Mazākā zvaigzne kļūst par donoru, un tās matērija tiek izsūknēta un nonāk masīvākā (bet kompaktākā) zvaigznē - akretorā. Tā rezultātā izdalās augstas enerģijas fotoni, piemēram, rentgena staru viļņu garuma diapazonā. Rentgena stari rodas arī no masīvākās zvaigznes virsmas materiāla patēriņa procesā, ko sauc par termonukleāro degšanu. Tas var radīt 10 sekunžu eksplozijas.