Marketing
Dvojni sustav
Kada kaemo za neku zvijezdu da je dvojna, to znai da ono to golim okom vidimo nije jedna, ve dvije ili ak vie zvijezda. Manjim teleskopima se kao dvije mogu vidjeti dvojne zvijezde koje su jako razmaknute, a s poveanjem 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 najvei teleskopi ne mogu razluiti, nego se o postojanju sustava indirektno zakljuuje iz pomaka spektralnih linija. Kako se komponente gibaju prema nama i od nas, tako se pomiu i njihove spektralne linije zbog Dopplerovog efekta. Takve dvojne (ili viestruke) zvijezde nazivaju se spektroskopske dvojne. Postoji vie vrsta dvojnih sustava zvijezda. Neke zanimljivije opisat u posebno kasnije. No, svima im je zajedniko da se dvije zvijezde gibaju tako da se vrte oko zamiljene toke koju zovemo centar mase. On je blii masivnijoj zvijezdi. I planeti u Sunevom sustavu se gibaju oko centra mase, no Sunce je toliko puta masivnije od planeta da se centar mase ne nalazi daleko od sredita Sunca. Obino se kae da zvijezda manje mase orbitira oko zvijezde vee mase, pa zato masivniju zvijezdu nazivamo primarnom ili glavnom komponentom. Preko tzv. orbitalnih elemenata (perioda i udaljenosti) koji se mogu izmjeriti moemo izraunati koliku masu sadri sustav. Koliku masu ima pojedina komponenta moe se dobiti iz omjera udaljenosti od centra mase. Jo jedno vano obiljeje 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. Toka u kojoj se spajaju zove se unutranja Lagrangeova toka i u njoj se ponitavaju sile krunog gibanja, gravitacije i plimnih sila. Veliina Rocheove plohe ovisi o masi zvijezde.
kontaktni sustavi
Kao to postoje sustavi u kojima zvijezde meusobno nemaju nikakvog utjecaja, postoje i oni u kojima je prisutnost sustava jedan od kljunih imbenika u evoluciji obje zvijezde. Sustave u kojima su zvijezde toliko blizu da gravitacijski utjeu jedna na drugu, no ne dolazi do prelaska materijala, zovemo polukontaktnim sustavima. U takvom sustavu jedna ili obje zvijezde se gravitacijski deformiraju (izduuju) 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 moe prijei preko unutranje Lagrangeove toke 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. Poto disk svakih 12.5 dana prelazi ispred glavne zvijezde, pomrauje ju i promatrau na Zemlji se ini da je zvijezda promjenjivog sjaja. Zbog toga za takav oblik promjenjivih zvijezda (iako nisu promjenjive stvarno, nego samo prividno) kaemo da su tipa Beta Lyrae. Transfer materijala moe 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 meusobno dijele svoje plinove. Prema prototipnoj zvijezdi, takva vrsta dvojnog sustava u kojoj jedna komponenta takoer pomrauje 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 okree 662 puta u sekundi, a obilazi glavnu komponentu sustava svakih 9 sati. Ovaj sustav vidimo tako da se komponente meusobno pomrauju, tako da pulsar nestane na 45 minuta svaki put kada se nae se suprotne strane zvijezde. Ono to je specifino za ovakav sustav je da radio signal koji odailje 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. Takoer se pretpostavlja da e glavna komponenta sustava biti potpuno dezintegrirana za nekoliko stotina milijuna godina.
sustav zvijezde i pulsara (pulsirajui izvor X - zraka)
Pulsirajui izvori rengenskih zraka takoer su dvojni sustavi sa obinom zvijezdom i pulsarom. Otkriveni su 1971. svemirskim teleskopom Uhuru koji je dao prve slike neba u rengenskom zraenju. 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 periodiki 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 dogaaju se specifini procesi zbog kojih dolazi do emitiranja rengenskog zraenja. Glavna komponenta gubi svoje plinove na raun 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 povrine, imaju brzinu od skoro pola brzine svijetlosti i stvaraju na polovima pulsara "vrue toke" iz kojih pulsar zrai visokoenergetsko rengensko zraenje. Kao i kod obinih pulsara, pulseve u rengenskom dijelu spektra vidimo zato to se pol okrene direktno prema Zemlji. Vie o samim pulsarima saznajte u lanku pulsari.
sustav dva pulara (Taylor - Hulse)
Na temelju istraivanja ovih specifinih 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. pronali Joseph Taylor i Russell Hulse, najbolje je istraen i kako sada stvari stoje, izvrsno se slae sa Einsteinovom teorijom relativnosti. Osim to je izraen efekt precesije periastrona (kao Merkurova precesija perihela), ona predvia da e se u takvom sustavu dvije komponente sve vie i vie pribliavati. Iz orbitalnog perioda od 2.4 sata i masi od 2.58 masa Sunca, dobiva se brzina pribliavanja od 3 metra godinje. Gravitacijska energija koja se pritom gubi odlazi iz sustava u obliku gravitacijskih valova. Te valove jo ne moemo detektirati, no za 320 milijuna godina, kada se pulsari sudare (spoje) trebali bi emitirati vrlo jake gravitacijske valove koje bi nai 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. Zato bi mrtva zvijezda bila opasna? Kao i neutronska zvijezda, bijeli patuljak nije graen od obine tvari, nego od degenerirane. Takva se tvar ne ponaa kao obina, pa nastaju komplikacije u bliskim dvojnim sustavima u kojima dolazi do prijelaza materijala. Problem je u tome to bijeli patuljak ne moe podnijeti masu veu od 1.4 Suneve. Kada masa plinova sa druge komponente sustava prijee 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 poinju iriti, ve zapoinje 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 tragino. Eksplozija ne mora nuno raznijeti zvijezdu. Postoje i manje eksplozije, tzv. nove, u kojima se zbog manjeg pritoka materije nuklearne reakcije poinju odvijati u akrecijskom disku ili u tankom sloju na povrini patuljka. Te su reakcije manje energetske, no zvijezda moe na neko vrijeme pojaati svoj sjaj ak 10 milijuna puta. Nakon toga, zvijezda se vraa na svoj prijanji sjaj, a novu moe i ponoviti.
sustav sa crnom rupom (X - 1 Cygni)
Kao primjer sustava sa crnom rupom uzeo sam tzv. X - 1 Cygni. Vano je znati da je prisutnost crne rupe u tom sustavu (kao i u ostalima) samo nagaanje. Umjesto crne rupe mogla bi biti neutronska zvijezda, ali niti jedna neutronska zvijezda nema masu veu od 3 Suneve mase. Sustav X - 1 Cygni je dvojni sustav: jedna komponenta je plavi superdiv od oko 30 Sunevih masa, a druga se ne moe diraktno promatrati, ali je jak izvor rengenskog zraenja. Druga komponenta bi trebala imati masu oko 7 Sunevih masa. Teoretski model je ovakav: plinovi bjee sa glavne komponente (inae imenovane HD 226868) i tvore akrecijski disk oko druge komponente (crne rupe) ija ih velika gravitacija grije na vrlo visoku temperaturu na kojoj zrae X - zrake. Ovo je dokazano tako to je mjeren Dopplerov pomak linija glavne komponente koja se periodiki primie nama i bjei od nas kroz 5.6 dana, koliko oito iznosi ophodno vrijeme sustava. Zvijezda HD 226868 je devete magnitude i moe se promatrati, iako vam treba puno mate da uz nju zamislite crnu rupu. Vie o tome proitajte u lanku promatranje nevidljivog.
sustav sa smeim patuljkom (Giliesse 229)
Iako ovakvi sustavi nemaju nikakvih impresivnih svojstava, naveo sam ovaj primjer zbog zanimljivosti njegove sekundarne komponente. Naime, smei patuljci nisu prave zvijezde, a nisu ni planeti. Posjeduju svojstva oboje, a mase im se kreu od 0.08 masa Sunca, pa do neto veih od Jovijanskih planeta. Smei patuljci su bogati vodikom, ali zbog male mase im sredite nije dovoljno zagrijano da bi zapoele nuklearne reakcije. Ti su objekti relativno hladni (oko 2000 K) i zato vrlo tamni. Veinu svoje energije zrae u infracrvenom dijelu spektra. Giliesse 229 je prvi sustav u kojem je otkriven smei patuljak (1994.), a danas se ti zanimljivi objekti intenzivno istrauju jer bi moda mogli rijeiti problem nevidljive mase u svemiru.
sustav dva smea patuljka (Epsilon Indi)
Nedavno je naen i sustav dva smea patuljka i to u viestrukom sustavu zvijezde Epsilon Indi. Dva smea patuljka orbitiraju jedan oko drugoga s periodom od oko 20 godina i na udaljenosti od 2.65 a.u. (a.j.), a zajedno se okreu 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 izmeu 35 i 52, te izmeu 21 i 33 mase Jupitera. Temperature povrine 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 predvia da bi smei patuljci trebali biti vei u dijametru to im je luminozitet manji. Tako bi tamniji od ova dva patuljka zapravo trebao biti oko 5 % vei. Da li je to stvarno tako, pokazat e budua istraivanja ovog sustava.
Post je objavljen 01.04.2006. u 21:22 sati.