🌙 Gwiazdy podwójne

Siła grawitacji między dwiema gwiazdami dana jest prawem Newtona: F = G · m1 · m2 / r², gdzie G to stała grawitacji, m1 i m2 to masy gwiazd, a r to ich separacja. Przyspieszenia wynikające z tej siły są całkowane w każdej klatce metodą prędkości Verleta, która zachowuje energię lepiej niż prosta metoda Eulera. Oczekiwany okres orbitalny wynika z trzeciego prawa Keplera: T² = 4π²a³ / (G·M), gdzie a to półoś wielka, a M to całkowita masa układu. Warunek barycentrum m1·r1 = m2·r2 zapewnia zerowy pęd całkowity przez cały czas.

Alfa Centauri A i B tworzą dobrze znany układ podwójny oddalony o zaledwie 4,37 roku świetlnego, krążący wokół siebie co 79,9 roku, z separacją zmieniającą się między około 11 a 36 j.a. — porównywalną z odległością między Saturnem a Neptunem. Syriusz, najjaśniejsza gwiazda nocnego nieba, również jest układem podwójnym: Syriusz A (jasna gwiazda ciągu głównego typu A) i Syriusz B (biały karzeł) krążą wokół siebie co 50 lat. Algol w gwiazdozbiorze Perseusza jest prototypem gwiazdy zaćmieniowej, przygasając zauważalnie co 2,87 dnia, gdy przesłania go słabszy towarzysz.

Powszechnym błędnym przekonaniem jest to, że jedna gwiazda krąży wokół drugiej — jak planeta wokół słońca — podczas gdy cięższa gwiazda pozostaje nieruchoma. W rzeczywistości obie gwiazdy krążą wokół wspólnego barycentrum i żadna z nich nie jest nieruchoma. Cięższa gwiazda krąży wprawdzie po mniejszym promieniu i z mniejszą prędkością, co przy skrajnym stosunku mas może sprawiać wrażenie, że stoi w miejscu, ale zawsze się porusza. To subtelne kołysanie się cięższej gwiazdy jest właśnie sygnałem — zwanym prędkością radialną lub efektem Dopplera — którego astronomowie użyli do wykrycia pierwszych potwierdzonych egzoplanet w latach 90. XX wieku.

Williamowi Herschelowi przypisuje się pierwsze systematyczne badanie gwiazd podwójnych. Po skatalogowaniu setek gwiazd podwójnych począwszy od 1779 roku, w 1803 roku ogłosił, że niektóre pary wykazują względny ruch orbitalny, potwierdzając, że są to fizycznie związane układy, a nie przypadkowe ustawienia na linii widzenia. Był to przełomowy wynik, ponieważ pokazał, że prawo grawitacji Newtona działa również w odległościach gwiazdowych, daleko poza Układem Słonecznym. Sam termin „gwiazda podwójna" ukuł syn Williama, John Herschel, na początku XIX wieku.

Gwiazdy podwójne są prekursorami niektórych z najbardziej energetycznych zjawisk we wszechświecie. Gdy jedna gwiazda w ciasnym układzie podwójnym przekształca się w białego karła i akreuje masę od towarzysza powyżej granicy Chandrasekhara (~1,4 masy Słońca), eksploduje jako supernowa typu Ia — „świeca standardowa" używana do mierzenia odległości kosmologicznych. Układy podwójne gwiazd neutronowych i czarnych dziur zacieśniają się spiralnie, tracąc energię przez emisję fal grawitacyjnych; połączenie dwóch gwiazd neutronowych (kilonowa) zostało wykryte jednocześnie w falach grawitacyjnych i świetle przez LIGO oraz teleskopy na całym świecie w 2017 roku, potwierdzając, że łączenia się układów podwójnych są kluczowym źródłem ciężkich pierwiastków, takich jak złoto i platyna.

Układy podwójne klasyfikuje się na podstawie tego, czy gwiazdy mieszczą się w swoich płatach Roche'a — gruszkowatych strefach wpływu grawitacyjnego otaczających każdą gwiazdę. W układzie rozdzielonym obie gwiazdy są mniejsze niż ich płaty Roche'a i ewoluują niezależnie. W układzie półrozdzielonym jedna gwiazda wypełnia swój płat Roche'a, a masa przepływa przez wewnętrzny punkt Lagrange'a na towarzysza, często tworząc dysk akrecyjny. W układzie kontaktowym (typu W Ursae Majoris) obie gwiazdy przekraczają swoje płaty Roche'a i dzielą wspólną otoczkę, wyglądając jak pojedynczy wydłużony obiekt i wykazując ciągłe zmiany jasności. Ta symulacja pozwala zaobserwować dramatyczną różnicę w kształcie i okresie orbity wynikającą ze zmiany separacji.

Gdy inklinacja orbity jest bliska 90 stopni, każda gwiazda okresowo zasłania część lub całość światła towarzysza widzianego z Ziemi, powodując charakterystyczne spadki jasności. Minimum główne występuje, gdy zaćmiona zostaje jaśniejsza (zwykle gorętsza) gwiazda, a płytsze minimum wtórne — gdy przechodzi ona przed słabszą gwiazdą. Modelując kształt, głębokość i moment tych spadków, astronomowie mogą wyznaczyć stosunek promieni gwiazd, stosunek temperatur powierzchni, inklinację orbity, a w połączeniu ze spektroskopią — bezwzględne promienie i masy. Ta technika odwracania krzywej blasku stanowi podstawę pomiaru podstawowych parametrów gwiazdowych dla tysięcy znanych układów zaćmieniowych.

Aktywne obszary badań nad gwiazdami podwójnymi obejmują pochodzenie prekursorów supernowych typu Ia (wciąż dyskutuje się akrecję pojedynczego zdegenerowanego białego karła kontra połączenie dwóch białych karłów), kanały formowania się układów podwójnych czarnych dziur o masach gwiazdowych wykrywanych przez LIGO i Virgo, oraz rolę oddziaływania układów podwójnych w kształtowaniu mgławic planetarnych. Misja kosmiczna Gaia ujawniła miliony astrometrycznych kandydatów na układy podwójne, śledząc niewielkie kołysanie ruchu własnego gwiazdy wywoływane przez towarzysza, znacznie poszerzając znany spis układów podwójnych. Naukowcy badają też, jak ewolucja układów podwójnych zmienia populacje gwiazdowe w gromadach oraz jak w ogóle powstały ciasne układy podwójne — poprzez fragmentację dysku, fragmentację jądra, czy dynamiczne przechwycenie w gęstych środowiskach.