Kaksiktäht

Allikas: Vikipeedia
Kosmoseteleskoop Hubble'i pilt Siiriuse kaksiksüsteemist. Siirius B on selgelt eristatav all vasakul.

Kaksiktäht on kahest gravitatsiooniliselt seotud tähest koosnev süsteem, kus mõlemad tähed on orbiidil ümber nende ühise massikeskme.

Heledamat tähte kahest nimetatakse peatäheks ehk primaartäheks. Teist tähte kutsutakse üldiselt kaaslaseks ehk sekundaariks.

Teadusuurimused alates varajasest 19. sajandist näitavad, et paljud tähed on osa kaksik- või mitmiktähest.

Kaksiktähed on astronoomiliselt väga tähtsad objektid, sest tähtede orbiitide järgi ümber üksteise saab määrata komponentide massid, mida saab seada vastavusse teiste tähtede parameetritega, ning seeläbi võib saadud seoseid kasutada üksikute tähtede masside määramiseks.

Tihti leitakse kaksiktähti optilise vaatluse teel, mispuhul kutsutakse neid visuaalseteks kaksiktähtedeks (visuaalselt võivad kaksiktähtedena paista ka tähed, mis tegelikult ei ole gravitatsiooniliselt seotud). Kaksiktähti võib avastada ka kaudsete meetodite abil, näiteks spektroskoopiliselt või astromeetriliselt. Kui kaksiktähede orbiidid juhtuvad olema tasandil, mis on meie vaatetasandil, siis varjutavad tähed perioodiliselt teineteist. Selliseid kaksiktähti nimetatakse varjutavateks või fotomeetrilisteks kaksiktähtedeks (kuna tihti avastatakse neid fotomeetriliste vahenditega ehk uurides süsteemi valguskõverat).

Kui kaksiktähed on teineteisele küllalt lähedal, võivad nad gravitatsiooniliselt mõjutada kaaslase atmosfääri. Mõnedel juhtudel võib toimuda isegi massi ülekandumine. Seega võib kaksiktähtede evolutsioonis olla faase, mida üksikud tähed läbida ei saa.

Teke[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kuigi kaksiktähtede teket viisil, kus kaks üksikut tähte muutuvad gravitatsiooniliselt seotuks, ei saa kõrvale jätta, on see äärmiselt väikese tõenäosusega. Ühelt poolt üksikute tähtede suhteliselt suure distantsilise eralduse tõttu ja teiselt poolt, sest energia jäävus nõuab ka kolmanda keha olemasolu. Kaksiktähtede suhteliselt suur sagedus ja kaksiksüsteemide vaatlused, kus mõlemad komponendid on suhteliselt noored, tõestavad, et kaksiktähed tekivad juba tähetekkeprotsessi käigus. Molekulaarudu mureneb ja tekib mitu suhteliselt lähestikku asuvat prototähte.[1][2]

Esinemissagedus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Arvatakse, et ligikaudu 1/3 tähesüsteemidest Linnutees on mitmiksüsteemid ning ülejäänud 2/3 on üksikud tähed[3] Kuna kaksiksüsteemide tekke tõenäosus on otseselt seotud algse molekulaarudu massiga, on kaksiktähtede komponentide seas vähe väikse massiga tähti. Suurem osa tähtedest — ligikaudu pool — on aga väikese massiga punased kääbused, mis on üldjuhul ka üksikud.

Orbiidid ja süsteemi konfiguratsioon[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kunstniku nägemus massiülekandega süsteemist, teine komponent on antud juhul väike kompaktne objekt (valge kääbus, neutrontäht või must auk).

Dünaamilistel põhjustel pole mitme keha süsteemid üldjuhul stabiilsed. Näiteks kolme keha süsteemis, kus kõik kehad on ligilähedaste massidega ja omavahelised kaugused väikesed, heidetakse ebastabiilsuste tõttu üks keha suhteliselt kiiresti välja, ning alles jääb enamasti stabiilne kaksiksüsteem. Kaksiktähe komponentide orbiidid sõltuvad peamiselt primaar- ja sekundaartähe masside suhtest. Tiirlemisperioodid ulatuvad mõnedest tundidest kuni tuhandete aastateni.

Kaksiksüsteemi konfiguratsiooni tüübi määrab komponentide omavahelise kauguse suhe komponentide suurusesse.[4]

Kaksiktähe komponendid on teineteisest evolutsioonilise mõju poolest eraldatud, kui kumbki täht asub oma Roche regioonis, ehk alas, kus tema enda gravitatsioon on tugevam kui kaaslase oma. Sellel juhul komponendid teineteise evolutsioonile mõju ei avalda ning komponentide areng kulgeb sarnaselt üksiktähtede arengule. Enamik kaksiktähti kuuluvad sellesse klassi.

Süsteemis, kus üks komponentidest täidab täielikult oma Roche regiooni ja teine komponent mitte, tekib massi ülekandumine. Roche regiooni täitva tähe (doonori) pinnalt liigub gaas kaaslasele. Massi ülekandumise protsess määrab ära süsteemi evolutsiooni. Paljudel juhtudel moodustab ülekanduv gaas akreaktsiooniketta akreakteeriva komponendi ümber.

Kontakt-kaksiktähtedes täidavad mõlemad komponendid endi Roche regioone. Täheatmosfääride ülemised osad moodustavad ühise atmosfääri, mis ümbritseb mõlemat komponenti. Sedamööda, kuidas hõõrdumine ühises atmosfääris pidurdab komponente, võivad tähed lõpuks ühineda.[5]

Planeedid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kunstniku ettekujutus loojanguhetkest hüpoteetilisel kuul, mis on orbiidil ümber planeedi HD 188753 Ab (ülal vasakul) ,mis on orbiidil ümber kolmiktähe. Heledaim täht kolmest on vahetult horisondi all.

Ulmest on tuttav kujutlus mitme tähega planeedist. Reaalsuses on mitmed orbiidid aga dünaamilistel põhjustel välistatud. Ebastabiilsel orbiidil asuv planeet heidetakse kiiresti kas süsteemist välja või sunnitakse ta stabiilsemale orbiidile. Mõned orbiidid, kuigi stabiilsed, esitaksid biosfäärile väga suuri väljakutseid, tulenevalt pinnatemperatuuri suurest erinevusest orbiidi erinevates punktides. Planeete, mis on orbiidil ümber ühe kaksiktähe komponendi, nimetatakse S-tüüpi orbiidiga planeetideks ning planeete, mis on orbiidil ümber mõlema komponendi nimetatakse P-tüüpi orbiidiga planeetideks. Hinnanguliselt 50–60% kaksiktähti omab stabiilseid orbiite, mis on biosfäärile potentsiaalselt sobivad.

Vaata ka[muuda | redigeeri lähteteksti]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. Boss, A.P. (1992). "Formation of Binary Stars". teoses (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo. The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. p. 355. ISBN 0-7923-1675-4. 
  2. Tohline, J.E.; J.E. Cazes, H.S. Cohl. "The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars". Louisiana State University. 
  3. Most Milky Way Stars Are Single, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
  4. Nguyen, Q. "Roche model". San Diego State University. 
  5. Voss, R.; T.M. Tauris (2003). "Galactic distribution of merging neutron stars and black holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 342 (4): 1169–1184. arXiv:0705.3444. Bibcode:2003MNRAS.342.1169V. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x.