Kada ka�emo za neku zvijezdu da je dvojna, to zna�i da ono �to golim okom vidimo nije jedna, ve� dvije ili �ak vi�e zvijezda. Manjim teleskopima se kao dvije mogu vidjeti dvojne zvijezde koje su jako razmaknute, a s pove�anjem 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 najve�i teleskopi ne mogu razlu�iti, nego se o postojanju sustava indirektno zaklju�uje iz pomaka spektralnih linija. Kako se komponente gibaju prema nama i od nas, tako se pomi�u i njihove spektralne linije zbog Dopplerovog efekta. Takve dvojne (ili vi�estruke) zvijezde nazivaju se spektroskopske dvojne. Postoji vi�e vrsta dvojnih sustava zvijezda. Neke zanimljivije opisat �u posebno kasnije. No, svima im je zajedni�ko da se dvije zvijezde gibaju tako da se vrte oko zami�ljene to�ke koju zovemo centar mase. On je bli�i masivnijoj zvijezdi. I planeti u Sun�evom sustavu se gibaju oko centra mase, no Sunce je toliko puta masivnije od planeta da se centar mase ne nalazi daleko od sredi�ta Sunca. Obi�no se ka�e da zvijezda manje mase orbitira oko zvijezde ve�e mase, pa zato masivniju zvijezdu nazivamo primarnom ili glavnom komponentom. Preko tzv. orbitalnih elemenata (perioda i udaljenosti) koji se mogu izmjeriti mo�emo izra�unati koliku masu sadr�i sustav. Koliku masu ima pojedina komponenta mo�e se dobiti iz omjera udaljenosti od centra mase. Jo� jedno va�no obilje�je bliskog dvojnog sustava (postoje i sustavi �ije 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. To�ka u kojoj se spajaju zove se unutra�nja Lagrangeova to�ka i u njoj se poni�tavaju sile kru�nog gibanja, gravitacije i plimnih sila. Veli�ina Rocheove plohe ovisi o masi zvijezde.

kontaktni sustavi

      Kao �to postoje sustavi u kojima zvijezde me�usobno nemaju nikakvog utjecaja, postoje i oni u kojima je prisutnost sustava jedan od klju�nih �imbenika u evoluciji obje zvijezde. Sustave u kojima su zvijezde toliko blizu da gravitacijski utje�u jedna na drugu, no ne dolazi do prelaska materijala, zovemo polukontaktnim sustavima. U takvom sustavu jedna ili obje zvijezde se gravitacijski deformiraju (izdu�uju) 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 mo�e prije�i preko unutra�nje Lagrangeove to�ke 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. Po�to disk svakih 12.5 dana prelazi ispred glavne zvijezde, pomra�uje ju i promatra�u na Zemlji se �ini da je zvijezda promjenjivog sjaja. Zbog toga za takav oblik promjenjivih zvijezda (iako nisu promjenjive stvarno, nego samo prividno) ka�emo da su tipa Beta Lyrae. Transfer materijala mo�e dovesti i do interesantnih pojava kao �to su nove i supernove tipa Ia. Kada obje zvijezde popune svoje Rocheove plohe, dolazi do interakcije njihovih vanjskih slojeva i one me�usobno dijele svoje plinove. Prema prototipnoj zvijezdi, takva vrsta dvojnog sustava u kojoj jedna komponenta tako�er pomra�uje 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 okre�e 662 puta u sekundi, a obilazi glavnu komponentu sustava svakih 9 sati. Ovaj sustav vidimo tako da se komponente me�usobno pomra�uju, tako da pulsar nestane na 45 minuta svaki put kada se na�e se suprotne strane zvijezde. Ono �to je specifi�no za ovakav sustav je da radio signal koji oda�ilje 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 �estica �to ih izbacuje pulsar. Tako�er se pretpostavlja da �e glavna komponenta sustava biti potpuno dezintegrirana za nekoliko stotina milijuna godina.

sustav zvijezde i pulsara (pulsiraju�i izvor X - zraka)

      Pulsiraju�i izvori rengenskih zraka tako�er su dvojni sustavi sa obi�nom zvijezdom i pulsarom. Otkriveni su 1971. svemirskim teleskopom Uhuru koji je dao prve slike neba u rengenskom zra�enju. 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 periodi�ki nestajao, kao �to 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 doga�aju se specifi�ni procesi zbog kojih dolazi do emitiranja rengenskog zra�enja. Glavna komponenta gubi svoje plinove na ra�un 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 �estice dospiju do povr�ine, imaju brzinu od skoro pola brzine svijetlosti i stvaraju na polovima pulsara "vru�e to�ke" iz kojih pulsar zra�i visokoenergetsko rengensko zra�enje. Kao i kod obi�nih pulsara, pulseve u rengenskom dijelu spektra vidimo zato �to se pol okrene direktno prema Zemlji. Vi�e o samim pulsarima saznajte u �lanku pulsari.

sustav dva pulara (Taylor - Hulse)

      Na temelju istra�ivanja ovih specifi�nih dvojnih sustava (kojih je do sada otkriveno 6) �eli se potvrditi Einsteinova teorija relativnosti i dokazati postojanje tzv. gravitacijskih valova. Prvi sustav, kojeg su 1974. prona�li Joseph Taylor i Russell Hulse, najbolje je istra�en i kako sada stvari stoje, izvrsno se sla�e sa Einsteinovom teorijom relativnosti. Osim �to je izra�en efekt precesije periastrona (kao Merkurova precesija perihela), ona predvi�a da �e se u takvom sustavu dvije komponente sve vi�e i vi�e pribli�avati. Iz orbitalnog perioda od 2.4 sata i masi od 2.58 masa Sunca, dobiva se brzina pribli�avanja od 3 metra godi�nje. Gravitacijska energija koja se pritom gubi odlazi iz sustava u obliku gravitacijskih valova. Te valove jo� ne mo�emo detektirati, no za 320 milijuna godina, kada se pulsari sudare (spoje) trebali bi emitirati vrlo jake gravitacijske valove koje bi na�i detektori mogli prepoznati. Ako vam se da �ekati...

sustav sa bijelim patuljkom (nove i supernove)

      Bijeli patuljak je mala, ali masivna i, kao �to �ete vidjeti, vrlo opasna jezgra ve� umrle zvijezde. Za�to bi mrtva zvijezda bila opasna? Kao i neutronska zvijezda, bijeli patuljak nije gra�en od obi�ne tvari, nego od degenerirane. Takva se tvar ne pona�a kao obi�na, pa nastaju komplikacije u bliskim dvojnim sustavima u kojima dolazi do prijelaza materijala. Problem je u tome �to bijeli patuljak ne mo�e podnijeti masu ve�u od 1.4 Sun�eve. Kada masa plinova sa druge komponente sustava prije�e 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 po�inju �iriti, ve� zapo�inje 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 tragi�no. Eksplozija ne mora nu�no raznijeti zvijezdu. Postoje i manje eksplozije, tzv. nove, u kojima se zbog manjeg pritoka materije nuklearne reakcije po�inju odvijati u akrecijskom disku ili u tankom sloju na povr�ini patuljka. Te su reakcije manje energetske, no zvijezda mo�e na neko vrijeme poja�ati svoj sjaj �ak 10 milijuna puta. Nakon toga, zvijezda se vra�a na svoj prija�nji sjaj, a novu mo�e i ponoviti.

sustav sa crnom rupom (X - 1 Cygni)

      Kao primjer sustava sa crnom rupom uzeo sam tzv. X - 1 Cygni. Va�no je znati da je prisutnost crne rupe u tom sustavu (kao i u ostalima) samo naga�anje. Umjesto crne rupe mogla bi biti neutronska zvijezda, ali niti jedna neutronska zvijezda nema masu ve�u od 3 Sun�eve mase. Sustav X - 1 Cygni je dvojni sustav: jedna komponenta je plavi superdiv od oko 30 Sun�evih masa, a druga se ne mo�e diraktno promatrati, ali je jak izvor rengenskog zra�enja. Druga komponenta bi trebala imati masu oko 7 Sun�evih masa. Teoretski model je ovakav: plinovi bje�e sa glavne komponente (ina�e imenovane HD 226868) i tvore akrecijski disk oko druge komponente (crne rupe) �ija ih velika gravitacija grije na vrlo visoku temperaturu na kojoj zra�e X - zrake. Ovo je dokazano tako �to je mjeren Dopplerov pomak linija glavne komponente koja se periodi�ki primi�e nama i bje�i od nas kroz 5.6 dana, koliko o�ito iznosi ophodno vrijeme sustava. Zvijezda HD 226868 je devete magnitude i mo�e se promatrati, iako vam treba puno ma�te da uz nju zamislite crnu rupu. Vi�e o tome pro�itajte u �lanku �promatranje nevidljivog�.

sustav sa sme�im patuljkom (Giliesse 229)

      Iako ovakvi sustavi nemaju nikakvih impresivnih svojstava, naveo sam ovaj primjer zbog zanimljivosti njegove sekundarne komponente. Naime, sme�i patuljci nisu prave zvijezde, a nisu ni planeti. Posjeduju svojstva oboje, a mase im se kre�u od 0.08 masa Sunca, pa do ne�to ve�ih od Jovijanskih planeta. Sme�i patuljci su bogati vodikom, ali zbog male mase im sredi�te nije dovoljno zagrijano da bi zapo�ele nuklearne reakcije. Ti su objekti relativno hladni (oko 2000 K) i zato vrlo tamni. Ve�inu svoje energije zra�e u infracrvenom dijelu spektra. Giliesse 229 je prvi sustav u kojem je otkriven sme�i patuljak (1994.), a danas se ti zanimljivi objekti intenzivno istra�uju jer bi mo�da mogli rije�iti problem nevidljive mase u svemiru.

sustav dva sme�a patuljka (Epsilon Indi)

      Nedavno je na�en i sustav dva sme�a patuljka i to u vi�estrukom sustavu zvijezde Epsilon Indi. Dva sme�a patuljka orbitiraju jedan oko drugoga s periodom od oko 20 godina i na udaljenosti od 2.65 a.u. (a.j.), a zajedno se okre�u 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 izme�u 35 i 52, te izme�u 21 i 33 mase Jupitera. Temperature povr�ine 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 �to teorija predvi�a da bi sme�i patuljci trebali biti ve�i u dijametru �to im je luminozitet manji. Tako bi tamniji od ova dva patuljka zapravo trebao biti oko 5 % ve�i. Da li je to stvarno tako, pokazat �e budu�a istra�ivanja ovog sustava.