Kada kažemo za neku zvijezdu da je dvojna, to znači da ono što golim okom vidimo nije jedna, već dvije ili čak više zvijezda. Manjim teleskopima se kao dvije mogu vidjeti dvojne zvijezde koje su jako razmaknute, a s povećanjem teleskopa, odnosno njegove rezolucije, mogu se vidjeti i one manje razmaknute. Postoje i dvojne zvijezde koje su tako blizu jedna drugoj (ili su izrazito daleko od Zemlje) koje ni najveći teleskopi ne mogu razlučiti, nego se o postojanju sustava indirektno zaključuje iz pomaka spektralnih linija. Kako se komponente gibaju prema nama i od nas, tako se pomiču i njihove spektralne linije zbog Dopplerovog efekta. Takve dvojne (ili višestruke) zvijezde nazivaju se spektroskopske dvojne. Postoji više vrsta dvojnih sustava zvijezda. Neke zanimljivije opisat ću posebno kasnije. No, svima im je zajedničko da se dvije zvijezde gibaju tako da se vrte oko zamišljene točke koju zovemo centar mase. On je bliži masivnijoj zvijezdi. I planeti u Sunčevom sustavu se gibaju oko centra mase, no Sunce je toliko puta masivnije od planeta da se centar mase ne nalazi daleko od središta Sunca. Obično se kaže da zvijezda manje mase orbitira oko zvijezde veće mase, pa zato masivniju zvijezdu nazivamo primarnom ili glavnom komponentom. Preko tzv. orbitalnih elemenata (perioda i udaljenosti) koji se mogu izmjeriti možemo izračunati koliku masu sadrži sustav. Koliku masu ima pojedina komponenta može se dobiti iz omjera udaljenosti od centra mase. Još jedno važno obilježje bliskog dvojnog sustava (postoje i sustavi čije su zvijezde predaleko da bi imale utjecaja jedna na drugu) je Rocheova ploha. To je volumen unutar kojeg dominira gravitacija jedne komponente. Ima oblik kapi koja je vrhom spojena na Rocheovu plohu druge komponente. Točka u kojoj se spajaju zove se unutrašnja Lagrangeova točka i u njoj se poništavaju sile kružnog gibanja, gravitacije i plimnih sila. Veličina Rocheove plohe ovisi o masi zvijezde.

kontaktni sustavi

      Kao što postoje sustavi u kojima zvijezde međusobno nemaju nikakvog utjecaja, postoje i oni u kojima je prisutnost sustava jedan od ključnih čimbenika u evoluciji obje zvijezde. Sustave u kojima su zvijezde toliko blizu da gravitacijski utječu jedna na drugu, no ne dolazi do prelaska materijala, zovemo polukontaktnim sustavima. U takvom sustavu jedna ili obje zvijezde se gravitacijski deformiraju (izdužuju) u smjeru centra mase. Do kontaktnog sustava dolazi onda kada jedna od zvijezda dosegne fazu crvenog diva i napuhne se toliko da popuni cijelu Rocheovu plohu. Tada materijal može prijeći preko unutrašnje Lagrangeove točke na drugu zvijezdu. Na primjer, sustav Beta Lyrae je jedan od takvih sustava. Jedna od zvijezda predaje svoj materijal drugoj zvijezdi oko koje se stvorio tzv. akrecijski disk. Pošto disk svakih 12.5 dana prelazi ispred glavne zvijezde, pomračuje ju i promatraču na Zemlji se čini da je zvijezda promjenjivog sjaja. Zbog toga za takav oblik promjenjivih zvijezda (iako nisu promjenjive stvarno, nego samo prividno) kažemo da su tipa Beta Lyrae. Transfer materijala može dovesti i do interesantnih pojava kao što su nove i supernove tipa Ia. Kada obje zvijezde popune svoje Rocheove plohe, dolazi do interakcije njihovih vanjskih slojeva i one međusobno dijele svoje plinove. Prema prototipnoj zvijezdi, takva vrsta dvojnog sustava u kojoj jedna komponenta također pomračuje drugu, nazivamo W Ursae Majoris.

sustav zvijezde i pulsara (Crna udovica)

      Sustav Crne udovice (engl. Black Widow Pulsar) je sustav u kojem brzi pulsar orbitira oko zvijezde i postupno je razara. Naime, pulsar (neutronska zvijezda) se okreće 662 puta u sekundi, a obilazi glavnu komponentu sustava svakih 9 sati. Ovaj sustav vidimo tako da se komponente međusobno pomračuju, tako da pulsar nestane na 45 minuta svaki put kada se nađe se suprotne strane zvijezde. Ono što je specifično za ovakav sustav je da radio signal koji odašilje pulsar malo kasni svaki put kada pulsar ulazi ili izlazi iza zvijezde. Pretpostavlja se da prolazi kroz vanjske slojeve atmosfere glavne zvijezde koja se polako raspada zbog brzih čestica što ih izbacuje pulsar. Također se pretpostavlja da će glavna komponenta sustava biti potpuno dezintegrirana za nekoliko stotina milijuna godina.

sustav zvijezde i pulsara (pulsirajući izvor X - zraka)

      Pulsirajući izvori rengenskih zraka također su dvojni sustavi sa običnom zvijezdom i pulsarom. Otkriveni su 1971. svemirskim teleskopom Uhuru koji je dao prve slike neba u rengenskom zračenju. Jedan od prvih takvih izvora, nazvan Centaurus X - 3, zainteresirao je znanstvenike svojim pravilnim pulsacijama s periodom od 4.48 sekundi. Osim toga, izvor je periodički nestajao, kao što u sustavu Crne udovice (gore), pulsar nestaje iza zvijezde. Dopplerovim pomakom spektralnih linija ustanovljeno je da se radi o dvojnom sustavu s periodom od 2.087 dana. U tom je dvojnom sustavu događaju se specifični procesi zbog kojih dolazi do emitiranja rengenskog zračenja. Glavna komponenta gubi svoje plinove na račun neutronske zvijezde, on se skuplja u akrecijski disk i spiralno pada prema pulsaru. Zbog jakog magnetskog polja, neutronska zvijezda usmjerava ionizirane plinove prema polovima i usput ih ubrzava. Kada čestice dospiju do površine, imaju brzinu od skoro pola brzine svijetlosti i stvaraju na polovima pulsara "vruće točke" iz kojih pulsar zrači visokoenergetsko rengensko zračenje. Kao i kod običnih pulsara, pulseve u rengenskom dijelu spektra vidimo zato što se pol okrene direktno prema Zemlji. Više o samim pulsarima saznajte u članku pulsari.

sustav dva pulara (Taylor - Hulse)

      Na temelju istraživanja ovih specifičnih dvojnih sustava (kojih je do sada otkriveno 6) želi se potvrditi Einsteinova teorija relativnosti i dokazati postojanje tzv. gravitacijskih valova. Prvi sustav, kojeg su 1974. pronašli Joseph Taylor i Russell Hulse, najbolje je istražen i kako sada stvari stoje, izvrsno se slaže sa Einsteinovom teorijom relativnosti. Osim što je izražen efekt precesije periastrona (kao Merkurova precesija perihela), ona predviđa da će se u takvom sustavu dvije komponente sve više i više približavati. Iz orbitalnog perioda od 2.4 sata i masi od 2.58 masa Sunca, dobiva se brzina približavanja od 3 metra godišnje. Gravitacijska energija koja se pritom gubi odlazi iz sustava u obliku gravitacijskih valova. Te valove još ne možemo detektirati, no za 320 milijuna godina, kada se pulsari sudare (spoje) trebali bi emitirati vrlo jake gravitacijske valove koje bi naši detektori mogli prepoznati. Ako vam se da čekati...

sustav sa bijelim patuljkom (nove i supernove)

      Bijeli patuljak je mala, ali masivna i, kao što ćete vidjeti, vrlo opasna jezgra već umrle zvijezde. Zašto bi mrtva zvijezda bila opasna? Kao i neutronska zvijezda, bijeli patuljak nije građen od obične tvari, nego od degenerirane. Takva se tvar ne ponaša kao obična, pa nastaju komplikacije u bliskim dvojnim sustavima u kojima dolazi do prijelaza materijala. Problem je u tome što bijeli patuljak ne može podnijeti masu veću od 1.4 Sunčeve. Kada masa plinova sa druge komponente sustava prijeđe granicu od 1.4 mase Sunca (Chandrasekharovu granicu), bijeli patuljak se jako zagrije. No, zbog degeneriranog stanja u kojem se zvijezda nalazi, plinovi se ne počinju širiti, već započinje novi niz nuklearnih reakcija koje izmaknu kontroli i zvijezda eksplodira u velikoj nuklearnoj eksploziji. To je supernova tipa Ia. No, ne mora uvijek biti tako tragično. Eksplozija ne mora nužno raznijeti zvijezdu. Postoje i manje eksplozije, tzv. nove, u kojima se zbog manjeg pritoka materije nuklearne reakcije počinju odvijati u akrecijskom disku ili u tankom sloju na površini patuljka. Te su reakcije manje energetske, no zvijezda može na neko vrijeme pojačati svoj sjaj čak 10 milijuna puta. Nakon toga, zvijezda se vraća na svoj prijašnji sjaj, a novu može i ponoviti.

sustav sa crnom rupom (X - 1 Cygni)

      Kao primjer sustava sa crnom rupom uzeo sam tzv. X - 1 Cygni. Važno je znati da je prisutnost crne rupe u tom sustavu (kao i u ostalima) samo nagađanje. Umjesto crne rupe mogla bi biti neutronska zvijezda, ali niti jedna neutronska zvijezda nema masu veću od 3 Sunčeve mase. Sustav X - 1 Cygni je dvojni sustav: jedna komponenta je plavi superdiv od oko 30 Sunčevih masa, a druga se ne može diraktno promatrati, ali je jak izvor rengenskog zračenja. Druga komponenta bi trebala imati masu oko 7 Sunčevih masa. Teoretski model je ovakav: plinovi bježe sa glavne komponente (inače imenovane HD 226868) i tvore akrecijski disk oko druge komponente (crne rupe) čija ih velika gravitacija grije na vrlo visoku temperaturu na kojoj zrače X - zrake. Ovo je dokazano tako što je mjeren Dopplerov pomak linija glavne komponente koja se periodički primiče nama i bježi od nas kroz 5.6 dana, koliko očito iznosi ophodno vrijeme sustava. Zvijezda HD 226868 je devete magnitude i može se promatrati, iako vam treba puno mašte da uz nju zamislite crnu rupu. Više o tome pročitajte u članku “promatranje nevidljivog”.

sustav sa smeđim patuljkom (Giliesse 229)

      Iako ovakvi sustavi nemaju nikakvih impresivnih svojstava, naveo sam ovaj primjer zbog zanimljivosti njegove sekundarne komponente. Naime, smeđi patuljci nisu prave zvijezde, a nisu ni planeti. Posjeduju svojstva oboje, a mase im se kreću od 0.08 masa Sunca, pa do nešto većih od Jovijanskih planeta. Smeđi patuljci su bogati vodikom, ali zbog male mase im središte nije dovoljno zagrijano da bi započele nuklearne reakcije. Ti su objekti relativno hladni (oko 2000 K) i zato vrlo tamni. Većinu svoje energije zrače u infracrvenom dijelu spektra. Giliesse 229 je prvi sustav u kojem je otkriven smeđi patuljak (1994.), a danas se ti zanimljivi objekti intenzivno istražuju jer bi možda mogli riješiti problem nevidljive mase u svemiru.

sustav dva smeđa patuljka (Epsilon Indi)

      Nedavno je nađen i sustav dva smeđa patuljka i to u višestrukom sustavu zvijezde Epsilon Indi. Dva smeđa patuljka orbitiraju jedan oko drugoga s periodom od oko 20 godina i na udaljenosti od 2.65 a.u. (a.j.), a zajedno se okreću oko zvijezde Epsilon Indi A udaljene 1500 a.u. Patuljci (nazvani Epsilon Indi Ba i Bb) su spektralnih tipova T1 i T6, a mase su im između 35 i 52, te između 21 i 33 mase Jupitera. Temperature površine su 970 i 580 stupnjeva Celziusa, a luminoziteti 1/60000 i 1/200000 luminoziteta Sunca. Zanimljivost ovog sustava je, osim u samom njegovom postojanju, i u tome što teorija predviđa da bi smeđi patuljci trebali biti veći u dijametru što im je luminozitet manji. Tako bi tamniji od ova dva patuljka zapravo trebao biti oko 5 % veći. Da li je to stvarno tako, pokazat će buduća istraživanja ovog sustava.