Kaksiktähed — määratlus, tüübid ja tähtede massi määramine
Kaksiktähed: määratlus, tüübid ja kuidas orbiidivaatlused võimaldavad tähtede massi määrata — selge ülevaade primaar- ja sekundaartähtedest.
Kaksiktäht on kaks tähte, mis tiirlevad ühiselt ümber sama massikeskme ehk barycentri. Iga tähe puhul on teine tähe kaaslane. Paljud tähed kuuluvad kahe- või mitme tähe süsteemi. Heledamat komponenti nimetatakse primaarseks tähes ja teist sekundaartähes (või lühemalt primaariks ja sekundaariks).
Kaksiktähed on astrofüüsikas äärmiselt olulised, sest nende orbiitide vaatlemine võimaldab teadlastel otse määrata tähtede massi. Mass on tähtede evolutsiooni põhitähtis parameeter: massi ja heleduse (luminoossuse) seos ning täpsed massimõõtmised annavad aluse teooriatele tähtekehade sisemise struktuuri ja elutsükli kohta.
Oluline on eristada tõelisi kaksiktähti ja optilisi kaksiktähti. Optilised kaksiktähed võivad Maalt vaadatuna näida üksteise lähedal, kuid tegelikult ei ole nad omavahel gravitatsiooniliselt seotud ning asuvad kosmoses kaugel üksteisest. Esimeseid tõelisi kaksiktähti avastas ja tõestas inglise-saksa astronoom William Herschel, kes koostas esimese kaksiktähtede kataloogi; tema poeg John Herschel lisas sellele tuhandeid täiendavaid vaatlusandmeid ja ajakohastas kataloogi.
Tüübid
- Visuaalsed kaksiktähed – mõlema komponendi orbit on teleskoobi abil otse näha; sobivad pikaajaliste orbitide uurimiseks.
- Spektroskoopilised kaksiktähed – komponente ei pruugi eraldi näha, kuid nende kiirguse spektrijoonte Doppleri nihkumine paljastab orbitaalse liikumise. Kui mõlema tähe jooned on nähtavad, räägitakse kahepoolsetest (double-lined) spektraalsetest kaksiktähtedest; kui ainult ühe oma, siis ühepoolsetest.
- Varjutavad ehk eclipsing kaksiktähed – süsteemi tasand on peaaegu meie vaatlusjoonel, mistõttu tähed aeg-ajalt varjutavad teineteist; varjutamisest saadavad valguskaod annavad täpseid andmeid radiaalse suuruse, kalde (inclination) ja mõnikord ka komponentide raadiuste kohta.
- Astromeetrilised kaksiktähed – ühe komponendi näiv liikumine taevas (tema paraboolne või elliptiline kõikumine) paljastab kaaslase olemasolu ka siis, kui kaaslane on liiga nõrk, et eraldi näha.
- Kontakt- ja lähikaksiktähed – kaks tähte võivad olla nii lähedal, et jagavad ühise ühise atmosfääri või massi ülekanne toimub (näiteks tšetserid ja lähilised kaksikud).
- Hierarhilised mitmikud – süsteemid, kus kaks või enam tähte moodustavad siseorbitaalse paari ja kogu see paar tiirleb kauemise komponendi ümber.
Tähtede massi määramine
Põhiline meetod põhineb Kepleri seadustel ja gravitatsiooniseadusel. Kui on teada kaks peamist mõõdet — periood P (aastates või sekundites) ja poolsuura telje pikkus a (astronoomilistes ühikutes või meetrites) —, siis Kepleri kolmas seadus võimaldab leida süsteemi kogumassi M1 + M2. Lihtne lähend kehtib, kui a on AU ja P on aastates:
M1 + M2 = a^3 / P^2 (tulemus väljendatuna Päikesemassides).
Kuidas need mõõtmised reaalselt saada:
- Visuaalsete kaksiktähtede puhul mõõdetakse orbiidi nurk- ja ajaelemente. Kui süsteemi kaugus on teada (parallaksi abil), teisendatakse taevapooltel mõõdetud nurkväärtused füüsiliseks poolsuureks teljeks (AU), misjärel Kepleri seadus annab kogumassi.
- Spektroskoopiliste süsteemide puhul mõõdetakse tähete radiaalkiiruseid (Doppleri nihke põhjal). See annab kiiruste amplituudid ja massifunktsiooni, mis sisaldab kombineeritud massi ja orbitaalset kaldenurka. Kui süsteem on ka varjuv (eclipsing) või kui kaldenurk on muul viisil teada, saab määrata ka individuaalsed massid.
- Varjutavate kaksiktähtede puhul annab valguskõvera kuju raadiuste suhte, täpsed perioodid ja kaldenurga – seetõttu on eclipsing + double-lined spektroskoopiline süsteem kõige usaldusväärsem viis täpsete individuaalsete masside ja raadiuste mõõtmiseks.
- Astromeetriliste andmete abil saab määrata ühe komponendi liikumise orbiiti; kombineeritult spektraalsete andmetega võimaldab see lahendada individuaalsed massid ka siis, kui süsteem ei ole visuaalselt eristatav.
Tähtis on mainida ka massi-heleduse (mass-luminosity) seost: paljude peajärjekorra tähtede puhul on heleduse ja massi vahel kindel seos, mida kasutatakse hinnanguliste masside saamiseks olukordades, kus otsesed orbitaalõõtmised puuduvad. Kuid selle seose kalibreerimine tugineb just täpsetele massimõõtmistele kaksiktähtedest.
Kaksiktähtede uuringud annavad lisaks massidele ka infot tähtekehade suuruste, temperatuuride ja keemilise koostise kohta ning võimaldavad kontrollida tähemodelleerimise teooriaid. Tänapäeval kombineeritakse maapealseid ja ruumipõhiseid (nt Gaia) vaatlusi, spektroskoopiat ja kõrge lahutusega interferomeetriat, et saada järjest täpsemaid ja usaldusväärsemaid tulemusi.
Hubble'i pilt Siriuse kaksiksüsteemist, kus Sirius B on näha vasakult allapoole.
Albireo kaks nähtavalt eristatavat komponenti.
Animatsioon kahest pimestavast tähest
Algol B tiirleb ümber Algol A. See animatsioon on kokku pandud 55 pildist, mis on tehtud CHARA interferomeetri lähiinfrapuna H-bandis.
Kaasaegsed määratlused
Kaasaegse määratluse kohaselt piirdub mõiste "kaksiktäht" üldiselt tähtede paaridega, mis pöörlevad ümber ühise massikeskme. Kaksiktähed, mida on võimalik lahutada teleskoobiga või interferomeetriliste meetoditega, nimetatakse visuaalseteks kaksiktähtedeks. Enamiku teadaolevate visuaalsete kaksiktähtede puhul ei ole veel täheldatud ühte tervet pööret (täielikku ringi), vaid nad on liikunud mööda kõverat rada või osalist kaarti.
Mõned tähed tunduvad olevat orbiidil ümber tühja ruumi ja neil ei tundu olevat kaaslast. Sellisel juhul on kaaslane kas väga väike ja nõrk või on tegemist neutrontähe või musta auguga. Tuntuim näide nähtamatu kaaslasega tähe kohta on Cygnus X-1, mille nähtava tähe kaaslane näib olevat must auk.
Üldisemat terminit kaksiktäht kasutatakse tähtede paaride kohta, mis on taevas lähestikku. Seda eristust tehakse harva muudes keeltes kui inglise keeles. Kaksiktähed võivad olla kaksiktähtede süsteemid või lihtsalt kaks tähte, mis paistavad taevas üksteisele lähedal olevat, kuid mille tegelik kaugus Päikesest on väga erinev. Viimaseid nimetatakse optilisteks kaksikuteks või optilisteks paarideks.
Visuaalsed binaarsed failid
Visuaalne kaksiktäht on täht, mille puhul on kahe tähe eraldatus teleskoobiga nähtav. Heledam täht on primaarne ja nõrgem täht on sekundaarne. Visuaalsed kaksiktähed tiirlevad teineteise ümber pikka aega, sadu või isegi tuhandeid aastaid.
Spektroskoopilised kaksikud
Spektroskoopiline kaksiktäht on selline täht, mille puhul ei ole kaks tähte eraldi näha isegi teleskoobiga. Nad on üksteisele väga lähedal ja liiguvad üksteise ümber väga kiiresti, mõne nädala või isegi mõne päeva jooksul. Spektroskoobi abil, mis suudab registreerida kiirelt Maa poole või Maast eemale liikuvate tähtede poolt kiirgava valguse värvi Doppleri muutust, on neid siiski võimalik näha kui kahte eraldi tähte.
Varjundavad kaksikjuhtmed
Mõnede spektroskoopiliste kaksiktähtede orbiit on Maa suhtes servasuunaline. Sellisel juhul mööduvad tähed kordamööda partnertähe eest ja varjutavad seda, mida nimetatakse varjutavaks kaksiktäheks. Sellisel juhul väheneb kaksiktähe valguse hulk veidi ajal, mil üks täht on teise ees.
Astromeetrilised kaksikmärgid
Astromeetriline kaksiktäht on selline, kus on näha ainult üks kaaslane. Astromeetriliste kaksiktähtede puhul, mis on üsna lähedal Maale (kuni umbes 10 parsekini), võib olla võimalik näha nähtava kaaslase "võnkumist", kui ta liigub ümber oma nähtamatu kaaslase. Pikaajaliste mõõtmiste abil võib olla võimalik arvutada nähtava tähe massi ja selle orbiidi pikkust. Seda meetodit kasutatakse ka tähe ümber tiirlevate suurte planeetide leidmiseks; 2007. aasta seisuga on sel viisil avastatud üle kahesaja planeedi.
Süsteemi omadused
Enamik binaarsüsteeme on eraldatud binaarsüsteemid. Välja arvatud nende gravitatsiooniline tõmme teineteisele, ei mõjuta nad üksteist.
Mõned kaksiktähed on teineteisele nii lähedal, et üks või mõlemad tähed suudavad teisest ainet tõmmata. Kontaktsed kaksiktähed jagavad sama tähtede atmosfääri ja kuna hõõrdumine aeglustab neid pika aja jooksul, võivad nad ühineda üheks täheks. See vägivaldne sündmus paneb nad ajutiselt eredamalt särama, heledamalt kui nova, kuid vähem eredamalt kui supernoova.
Moodustamine
Kuigi on võimalik, et kaksiktähed võivad tekkida, kui üks täht läheb teisele väga lähedale, on see väga ebatõenäoline (sest selleks peaks tegelikult olema kolm tähte üksteisele lähedal, enne kui kaks võiksid ühineda), ja see võib juhtuda ainult kohtades, kus tähed on tihedalt koos. Meie praeguse arusaama kohaselt tekivad peaaegu kõik kaksiktähed koos tihedates gaasipilvedes, kus tähed sünnivad.
Põgenenud ja novae
On võimalik (kuigi ebatõenäoline), et mööduv täht häirib kaksiksüsteemi ja tekitab piisava gravitatsioonijõu, et kaksiksüsteem lõhkuda. Sellised eraldatud tähed elavad edasi tavaliste üksiktähtedena. Mõnikord on aga kaasatud piisavalt suur gravitatsioonijõud, et kaks kaaslast kiirendavad teineteisest suure kiirusega eemale, mille tulemuseks on niinimetatud põgenevad tähed.
Mõnikord on täht orbiidil ümber valge kääbustähe. Kui ta on piisavalt suur ja valgele kääbusele piisavalt lähedal, võib kääbus oma kaaslase atmosfäärist gaase sisse imeda. Aja jooksul võib valgele kääbusele koguneda palju gaasi. Kuna see gaas on valge kääbuse gravitatsiooni mõjul kokku surutud, toimub lõpuks tuumasüntees, mille tulemuseks on väga hele valguspurse, mida nimetatakse novaks. Mõnel juhul võib valge kääbus koguda nii palju gaasi, et plahvatus hävitab selle täielikult, mida nimetatakse supernoovaks. Sellise sündmuse tagajärjel võivad tekkida ka põgenevad tähed, kuna suuremal tähega ei ole enam rasket kaaslast, mis hoiab teda orbiidil.
X - Kiirgusbinaarid
Röntgenbinaarid toodavad suures koguses röntgenkiirgust. Nad tekivad, kui massiivne täht sööb vähem massiivset tähte. Väiksem täht muutub doonoriks ja selle aine imbub välja ning langeb massiivsemasse (kuid kompaktsemasse) tähte, akkretorisse. Seejuures vabanevad suure energiaga footonid, näiteks röntgenkiirguse lainepikkuste vahemikus. Röntgenkiirgus pärineb ka massiivsema tähe pinnal toimuvast materjali tarbimisest, mida nimetatakse termotuumapõletuseks. See võib teha 10 sekundilisi purskeid.
Küsimused ja vastused
K: Mis on kaksiktäht?
V: Kaksiktäht on kaks tähte, mis tiirlevad teineteise ümber.
K: Kuidas nimetatakse heledamat tähte kaksiktähtede süsteemis?
V: Heledamat tähte nimetatakse primaarseks täheks.
K: Mis võimaldab teadlastel välja selgitada kaksiktähtede massi?
V: Kaksiktähtede orbiitide vaatlemine võimaldab teadlastel välja selgitada nende massi.
K: Mis vahe on kaksiktähtedel ja optilistel kaksiktähtedel?
V: Kaksiktähed on üksteisele lähemal ja omavahel gravitatsiooniga seotud, samas kui optilised kaksiktähed võivad olla ainult lähestikku, kuid ei ole omavahel gravitatsiooniga seotud.
K: Kes avastas ja tõestas tõelised kaksiktähed?
V: William Herschel oli esimene, kes avastas ja tõestas tõelised kaksiktähed.
K: Mida tegi John Herschel seoses kaksiktähtede avastamisega?
V: John Herschel leidis veel mitu tuhat kaksiktähe ja ajakohastas kataloogi, mille tema isa William Herschel oli avaldanud.
K: Kes pakkus välja, et kaksiktähed võivad olla füüsiliselt üksteisega seotud?
V: John Michell oli esimene, kes pakkus välja, et kaksiktähed võivad olla füüsiliselt üksteisega seotud, kui ta 1767. aastal väitis, et tõenäosus, et kaksiktäht tuleneb juhuslikust joondumisest, on väike.
Otsige