Mine sisu juurde

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 sekundaartäheks.

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.

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.

Kuigi kaksiktähtede teket viisil, kus kaks üksikut tähte muutuvad gravitatsiooniliselt seotuks, ei saa kõrvale jätta, on selle tõenäosus väga väike. Ühelt poolt üksikute tähtede suhteliselt suure distantsilise eralduse tõttu ja teiselt poolt, sest energia jäävus nõuab ka kolmanda keha olemasolu. Kaksiktähtede esinemise 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] Kaksiktähtede tekkimiseks on kolm peamist viisi:

Primaarne moodustumine - molekulaarne pilv jaguneb gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu kaheks tihedamaks piirkonnaks, mis asuvad lähestikku. Mõlemast piirkonnast moodustub täht, mis jäävad ühise gravitatsioonivälja mõjupiirkonda ja moodustavad seetõttu kaksiktähe.[3]

Fragmentatsioon - kui molekulaarne pilv tõmbub kokku, siis hakkab see ka pöörlema. Tsentrifugaaljõu tõttu võib pilv jaguneda kaheks osaks, mis hiljem moodustavad kaksiktähe.[4]

Dünaamiline “püüdmine” - mõnel haruldasel juhul võib üks täht haarata teise tähe endaga kaasa oma gravitatsioonivälja mõjul, moodustades seeläbi kaksiktähe. See protsess on pigem haruldane ja toimub sagedamini tihedamates tähtedevahelistes keskkondades.[5]

Elutsükkel

[muuda | muuda lähteteksti]

Kaksiktähtede elutsükkel on keerulisem kui üksiktähtedel, sest nende areng on tihedalt seotud gravitatsioonilise vastastikmõjuga.

  1. Moodustumine: kaks tähte tekivad ühest gaasi- ja tolmupilvest.
  2. Peajada faas: mõlemad tähed veedavad suurema osa oma elust peajada faasis. Kui tähed on sarnase massiga, siis arenevad nad sarnases tempos. Kui aga ühe tähe mass on palju suurem kui teise oma, siis areneb see kiiremini
  3. Massiülekanne: kui üks täht jõuab oma elutsükli lõpule lähemale (näiteks muutub punaseks hiiuks), siis võib see hakata oma massi teisele tähele üle kandma, mis võib omakorda muuta oluliselt mõlema tähe arengut.
  4. Ühiskesta faas: kui üks täht paisub piisavalt suureks, siis võib teine täht jääda selle sisse. See põhjustab aga tugevat energia- ja massi kaotust mis võib omakorda viia tähtedevahelise kauguse vähenemiseni (University of Central Florida, n.d.).
  5. Lõppfaasid: kaksiktähtede lõppemiseks on mitmeid viise, mõned neist:
    1. Kui üks täht muutub valgeks kääbuseks, neutrontäheks või mustaks auguks, siis võivad interaktsioonid kahe tähe vahel jätkuda.
    2. Süsteem võib lõppeda supernoova plahvatusega, kus mõlemad tähed hävivad.
    3. Kui üks täht on muutunud näiteks valgeks kääbuseks, võib see jätkata teiselt tähelt massi tõmbamist. See võib viia noova või supernoova plahvatuseni. [6]

Visuaalsed kaksiktähed

Selliseid kaksiktähti saab eristada “silma järgi”, küll aga teleskoobi abiga. Selleks, et kaksiktäht saaks olla visuaalne, peavad tähed asuma üksteisest piisavalt kaugel.[7]

Spektroskoopilised kaksiktähed

Spektroskoopilisi kaksiktähti saab tuvastada spektrianalüüsi abil. Kui kaks tähte tiirlevad ümber teineteise, siis hakkab rolli mängima Doppleri efekt. Kui mõõta mõlema tähe kiiratava valguse spektrit, siis vaatlejast eemalduva tähe spektris toimub punanihe ja vaatlejale läheneva tähe spektris sininihe. Seega saab vaatleja eeldada, et tähed tiirlevad ümber üksteise.[8]

Varjutusmuutlikud kaksiktähed

Sellises süsteemis põhjustab ühe tähe teise eest läbi liikumine süsteemi heleduse nõrgenemist. Kui mõõtmistes on märgata perioodilist heleduse muutumist, siis on tegemist varjutusmuutliku kaksiktähega.[7]

Astromeetrilised kaksiktähed

Kui jälgida kahte tähte pikema aja jooksul, siis mõne tähe liikumises võib märgata häiritust. Sellest saab eeldada, et kõrvalekalle on põhjustatud mingi meile mitte nähtava kaaslase gravitatsiooni mõjust.[7]

Esinemissagedus

[muuda | muuda lähteteksti]

Arvatakse, et ligikaudu 1/3 tähesüsteemidest Linnutees on mitmiksüsteemid ning ülejäänud 2/3 on üksikud tähed.[9] Kuna kaksiksüsteemide tekke tõenäosus on otseselt seotud algse molekulaarudu massiga, on kaksiktähtede komponentide seas vähe väikse massiga tähti. Ligikaudu pooled tähed on aga väikese massiga punased kääbused, mis on üldjuhul ka üksikud.

Orbiidid ja süsteemi konfiguratsioon

[muuda | muuda lähteteksti]
Kunstniku nägemus massiülekandega süsteemist; teine komponent on siin 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 mõnest tunnist kuni tuhandete aastateni.

Kaksiksüsteemi konfiguratsiooni tüübi määrab komponentide omavahelise kauguse suhe komponentide suurusesse.[10]

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. Sel juhul komponendid teineteise evolutsioonile mõju ei avalda ning komponentide areng kulgeb sarnaselt üksiktähtede arenguga. Enamik kaksiktähti kuulub sellesse klassi.

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

Kontakt-kaksiktähtedes täidavad mõlemad komponendid oma Roche'i pinnad. Täheatmosfääride ülemised osad moodustavad ühise atmosfääri, mis ümbritseb mõlemat komponenti. Sedamööda, kuidas hõõrdumine ühises atmosfääris pidurdab komponente, võivad tähed lõpuks ühineda.[11]

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.

Planeete, mis tiirlevad ümber mõlema süsteemis oleva tähe nimetatakse kutsutakse tsirkumbinaarseteks planeetideks. Tsirkumbinaarne planeet on näiteks Kepler-16b.[12]

Kui kaks tähte on ükteisele väga lähedal, siis nende gravitatsiooniväljad võivad takistada planeetide moodustumist nende läheduses. Seega peavad olema kaksiksüsteemi tähed üksteisest piisavalt kaugel, et planeet saaks algselt tekkida vaid ühe tähe ümber nii, et teine täht selle orbiiti ei mõjutaks.[13] Tsirkumbinaarse planeedi orbiit peab olema vähemalt 2-4 korda suurem kui tähtedevaheline kaugus, et see oleks stabiilne.[14] Kui süsteemis on väga massiivne täht, siis võib see oma kiirgusega hajutada planeedi tekkeks vajaliku tolmuketta, mis on tähtede ümber. See vähendab omakorda planeetide tekkimise tõenäosust.[15]

  1. ↑ Boss, A.P. (1992). "Formation of Binary Stars". J. Sahade; G.E. McCluskey; Yoji Kondo (toim-d). The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. Lk 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. Originaali arhiivikoopia seisuga 4. juuni 2016. Vaadatud 8. novembril 2011.
  3. ↑ Tohilne, J.E. (2002). "The origin of binary stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 40 (1): 349-385.
  4. ↑ Larson, R.B (1972). "The gravitational collapse of a turbulent interstellar cloud". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 156: 271-295.
  5. ↑ "The Origin of Binary Stars | Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian". www.cfa.harvard.edu. Vaadatud 2. juulil 2025.
  6. ↑ "23.5 The Evolution of Binary Star Systems", Astronomy (Kanada inglise), vaadatud 2. juulil 2025
  7. 1 2 3 "Binary Systems : 4 Spectacular types of binaries and their applications" (Ameerika inglise). 15. juuni 2022. Vaadatud 2. juulil 2025.
  8. ↑ Lee, Sarah. "Spectroscopic Binaries Explained". www.numberanalytics.com (Ameerika inglise). Vaadatud 2. juulil 2025.
  9. ↑ Most Milky Way Stars Are Single, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
  10. ↑ Nguyen, Q. "Roche model". San Diego State University. Originaali arhiivikoopia seisuga 23. märts 2007. Vaadatud 9. novembril 2011.
  11. ↑ 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. ISSN 0035-8711.
  12. ↑ Doyle, Laurance R.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C.; Slawson, Robert W.; Howell, Steve B.; Winn, Joshua N.; Orosz, Jerome A.; Prˇsa, Andrej; Welsh, William F.; Quinn, Samuel N.; Latham, David; Torres, Guillermo; Buchhave, Lars A.; Marcy, Geoffrey W.; Fortney, Jonathan J. (16. september 2011). "Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet". Science (inglise). 333 (6049): 1602–1606. DOI:10.1126/science.1210923. ISSN 0036-8075.
  13. ↑ Holman, Matthew J.; Wiegert, Paul A. (jaanuar 1999). "Long-Term Stability of Planets in Binary Systems". The Astronomical Journal. 117 (1): 621–628. DOI:10.1086/300695.
  14. ↑ "Withdrawn Article". Astronomy & Astrophysics. 7. mai 2019. DOI:10.1051/0004-6361/201629054. ISSN 0004-6361.
  15. ↑ Armitage, Philip J. (22. september 2011). "Dynamics of Protoplanetary Disks". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (inglise). 49 (Volume 49, 2011): 195–236. DOI:10.1146/annurev-astro-081710-102521. ISSN 0066-4146.
Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/w/index.php?title=Kaksiktäht&oldid=6938018"