Διπλός αστέρας

Σύμφωνα με τον σύγχρονο ορισμό, ο όρος διπλός αστέρας περιορίζεται γενικά σε ζεύγη αστέρων που περιστρέφονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας. Οι δυαδικοί αστέρες που μπορούν να διαχωριστούν με τηλεσκόπιο ή με συμβολομετρικές μεθόδους είναι γνωστοί ως οπτικοί δυαδικοί αστέρες. Για τους περισσότερους από τους γνωστούς οπτικούς διπλούς αστέρες δεν έχει παρατηρηθεί ακόμη μια ολόκληρη περιστροφή (πλήρης κύκλος), αλλά φαίνεται ότι έχουν ταξιδέψει κατά μήκος μιας καμπύλης διαδρομής ή ενός μερικού τόξου.

Ορισμένα αστέρια φαίνεται να βρίσκονται σε τροχιά γύρω από το κενό διάστημα και φαίνεται να μην έχουν συνοδό. Στην περίπτωση αυτή, ο συνοδός αστέρας είναι είτε πολύ μικρός και αχνός, είτε είναι αστέρας νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Το πιο γνωστό παράδειγμα αστέρα με αόρατο συνοδό είναι ο Cygnus X-1, στον οποίο ο συνοδός του ορατού αστέρα φαίνεται να είναι μια μαύρη τρύπα.

Ο γενικότερος όρος διπλός αστέρας χρησιμοποιείται για ζεύγη αστέρων που φαίνονται κοντά μεταξύ τους στον ουρανό. Αυτή η διάκριση σπάνια γίνεται σε άλλες γλώσσες εκτός της αγγλικής. Οι διπλοί αστέρες μπορεί να είναι δυαδικά συστήματα ή μπορεί να είναι απλώς δύο αστέρες που φαίνονται να βρίσκονται κοντά ο ένας στον άλλο στον ουρανό, αλλά έχουν πολύ διαφορετικές πραγματικές αποστάσεις από τον Ήλιο. Οι τελευταίοι ονομάζονται οπτικοί διπλοί αστέρες ή οπτικά ζεύγη.

Ένα οπτικό δυαδικό αστέρι είναι ένα αστέρι για το οποίο ο διαχωρισμός των δύο αστέρων είναι ορατός με τηλεσκόπιο. Ο φωτεινότερος αστέρας είναι ο πρωτεύων και ο ασθενέστερος ο δευτερεύων. Τα οπτικά διπλά αστέρια χρειάζονται πολύ χρόνο για να περιφέρονται το ένα γύρω από το άλλο, στην περιοχή των εκατοντάδων ή και χιλιάδων ετών.

Ένα φασματοσκοπικό διπλό αστέρι είναι ένα διπλό αστέρι στο οποίο οι δύο αστέρες δεν μπορούν να φανούν ξεχωριστά ακόμη και με τηλεσκόπιο. Βρίσκονται πολύ κοντά μεταξύ τους και κινούνται ο ένας γύρω από τον άλλο πολύ γρήγορα, σε μια περίοδο μερικών εβδομάδων ή ακόμη και μερικών ημερών. Ωστόσο, μπορούν να φανούν ως δύο ξεχωριστά άστρα με τη χρήση φασματοσκοπίου, το οποίο είναι σε θέση να καταγράψει την αλλαγή Doppler στο χρώμα του φωτός που εκπέμπεται από τα άστρα που κινούνται γρήγορα προς ή από τη Γη.

Ορισμένοι φασματοσκοπικοί διπλοί αστέρες έχουν τροχιά που βρίσκεται στην άκρη της Γης. Όταν συμβαίνει αυτό, τα αστέρια θα περνούν εναλλάξ μπροστά από το αστέρι του εταίρου και θα το εκλείπουν, σε αυτό που ονομάζεται εκλειπτικός διπλός αστέρας. Σε αυτή την περίπτωση, η ποσότητα του φωτός που βλέπουμε από το διπλό εξασθενεί ελαφρώς κατά τη διάρκεια του χρόνου που το ένα άστρο βρίσκεται μπροστά από το άλλο.

Ένας αστρομετρικός διπλός αστέρας είναι ένας αστέρας όπου μόνο ένας συνοδός μπορεί να φανεί. Για αστρομετρικούς διπλούς αστέρες αρκετά κοντά στη Γη (μέχρι περίπου 10 parsecs), μπορεί να είναι δυνατόν να δούμε τον ορατό συνοδό να "ταλαντεύεται" καθώς κινείται γύρω από τον αόρατο συνοδό του. Πραγματοποιώντας μετρήσεις για μεγάλο χρονικό διάστημα, μπορεί να είναι δυνατόν να υπολογιστεί η μάζα του ορατού αστέρα και ο χρόνος που διαρκεί η τροχιά του. Η μέθοδος αυτή χρησιμοποιείται επίσης για την ανίχνευση της παρουσίας μεγάλων πλανητών που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από ένα αστέρι- μέχρι το 2007 έχουν ανακαλυφθεί με αυτόν τον τρόπο πάνω από διακόσιοι πλανήτες.

Τα περισσότερα δυαδικά αρχεία είναι αποσυνδεδεμένα δυαδικά αρχεία. Εκτός από τη βαρυτική έλξη που ασκούν ο ένας στον άλλον, δεν έχουν καμία επίδραση ο ένας στον άλλον.

Ορισμένοι διπλοί αστέρες βρίσκονται τόσο κοντά ο ένας στον άλλο, ώστε ο ένας ή και οι δύο αστέρες είναι σε θέση να τραβήξουν υλικό από τον άλλο. Οι διπλοί αστέρες επαφής μοιράζονται την ίδια αστρική ατμόσφαιρα και, καθώς η τριβή τους επιβραδύνει για μεγάλο χρονικό διάστημα, μπορεί να συγχωνευθούν σε ένα αστέρι. Αυτό το βίαιο γεγονός τους κάνει προσωρινά να λάμπουν πιο έντονα, πιο έντονα από έναν καινοφανή αλλά λιγότερο έντονα από έναν υπερκαινοφανή.

Αν και είναι πιθανό να δημιουργηθούν διπλά αστέρια όταν ένα αστέρι περνάει πολύ κοντά από ένα άλλο, αυτό είναι εξαιρετικά απίθανο (αφού στην πραγματικότητα θα χρειαζόταν τρία αστέρια κοντά το ένα στο άλλο για να μπορέσουν να ενωθούν δύο) και θα συνέβαινε μόνο σε μέρη όπου τα αστέρια είναι πυκνά συγκεντρωμένα μεταξύ τους. Η σημερινή μας αντίληψη είναι ότι σχεδόν όλοι οι διπλοί αστέρες σχηματίζονται μαζί στα πυκνά νέφη αερίου όπου γεννιούνται τα άστρα.

Είναι πιθανό (αν και όχι πιθανό) ένα διερχόμενο αστέρι να διαταράξει ένα δυαδικό σύστημα και να παράσχει αρκετή βαρυτική δύναμη για να διασπάσει το δυαδικό σύστημα. Τέτοιοι διαχωρισμένοι αστέρες συνεχίζουν να ζουν ως συνηθισμένοι μεμονωμένοι αστέρες. Μερικές φορές, όμως, η βαρυτική δύναμη είναι αρκετή ώστε οι δύο σύντροφοι να απομακρυνθούν ο ένας από τον άλλον με μεγάλες ταχύτητες, με αποτέλεσμα αυτό που είναι γνωστό ως αστέρια που ξεφεύγουν.

Μερικές φορές ένα άστρο βρίσκεται σε τροχιά γύρω από ένα άσπρο νάνο. Εάν είναι αρκετά μεγάλος και αρκετά κοντά στον λευκό νάνο, ο νάνος μπορεί να απορροφήσει αέρια από την ατμόσφαιρα του συνοδού του. Με την πάροδο ενός χρονικού διαστήματος, μπορεί να συγκεντρωθεί μεγάλη ποσότητα αερίων στον λευκό νάνο. Καθώς αυτό το αέριο συμπιέζεται από τη βαρύτητα του λευκού νάνου, τελικά θα υποστεί πυρηνική σύντηξη, με αποτέλεσμα μια πολύ φωτεινή έκρηξη φωτός, γνωστή ως καινοφανής αστέρας. Σε ορισμένες περιπτώσεις, ο λευκός νάνος μπορεί να συγκεντρώσει τόσο πολύ αέριο ώστε η έκρηξη να τον καταστρέψει εντελώς, σε αυτό που ονομάζεται υπερκαινοφανής. Ένα τέτοιο γεγονός μπορεί επίσης να οδηγήσει σε αστέρια που ξεφεύγουν, καθώς το μεγαλύτερο αστέρι δεν έχει πλέον έναν βαρύ συνοδό που το κρατά σε τροχιά.

Τα διπλά συστήματα ακτίνων-Χ παράγουν μεγάλες ποσότητες ακτινοβολίας ακτίνων-Χ. Προκύπτουν από ένα άστρο μεγάλης μάζας που τρώει ένα άστρο μικρότερης μάζας. Το μικρότερο αστέρι γίνεται δότης και η ύλη του αποστραγγίζεται και πέφτει στο πιο ογκώδες (αλλά πιο συμπαγές) αστέρι, τον συσσωρευτή. Αυτό απελευθερώνει φωτόνια υψηλής ενέργειας, για παράδειγμα στην περιοχή των ακτίνων Χ. Οι ακτίνες Χ προέρχονται επίσης από την κατανάλωση υλικού στην επιφάνεια του πιο ογκώδους αστέρα σε μια διαδικασία που ονομάζεται θερμοπυρηνική καύση. Αυτό μπορεί να προκαλέσει εκρήξεις 10 δευτερολέπτων.