Tesná dvojhviezda
Tesná dvojhviezda je sústava dvoch veľmi blízkych hviezd, ktoré vzájomným gravitačným pôsobením deformujú svoj tvar. V prípade, že sa na takúto dvojhviezdu dívame v rovine jej obehu, ide o špeciálny prípad zákrytovej premennej hviezdy.
Na povrchu samostatnej hviezdy je gravitačné pole konštantné, t. j. ekvipotenciálna plocha je sférická. Ekvipotenciálne plochy tesnej dvojhviezdy nemôžu byť sférické, lebo gravitačný potenciál jednej hviezdy interferuje s gravitačným potenciálom druhej hviezdy. Nesférický tvar zložiek tesnej dvojhviezdy sa nazýva elipticita tesnej dvojhviezdy. Tvar ekvipotenciálnych plôch v rámci problému dvoch telies (priamo aplikovateľný na problém tesnej dvojhviezdy) odvodil É. Roche.
Prvá ekvipotenciálna plocha sa nazýva kritický povrch alebo Rocheova medza. Ak sú obidve zložky tesnej dvojhviezdy svojimi rozmermi pod Rocheovou medzou, ide o oddelenú dvojhviezdu. V tesnej dvojhviezde sa rýchlejšie vyvíja hmotnejšia zložka. Zväčšuje svoj objem dovtedy, kým nevyplní celý priestor obklopený Rocheovou medzou; potom sa hmota prenáša na menej hmotnú zložku cez vnútorný Lagrangeov libračný bod (L1). Taká tesná dvojhviezda sa nazýva polodotyková tesná dvojhviezda. Plynové prúdy zo zložky strácajúcej hmotu nedopadajú na zložku prijímajúcu hmotu v spojnici stredov hviezd, ale sú vplyvom rotácie sústavy odklonené. Prúdy sa pohybujú v rovine dráhy tesnej dvojhviezdy, pričom okolo zložky prijímajúcej hmotu vytvárajú plynové disky alebo plynové prstence (podľa toho, či je hustota okolohviezdnej hmoty veľká alebo. malá). V mieste, kde plynový prúd interaguje s diskom, prípadne so samou zložkou, môže vzniknúť horúca škvrna ako následok premeny kinetickej energie častíc prúdu na energiu tepelnú pri kolízii týchto častíc s povrchom disku alebo samej hviezdy. Ak obidve zložky tesnej dvojhviezdy vypĺňajú svoj kritický Rocheov objem, povrchové vrstvy veľmi deformovaných zložiek dvojhviezdy sa dotýkajú - dotyková (kontaktná) tesná dvojhviezda; medzi zložkami nastáva vzájomná výmena hmoty.
Vývoj
upraviť
Pri vývoji tesnej dvojhviezdy sa zložky môžu natoľko zväčšiť, že hmota začne unikať zo sústavy cez vonkajší Lagrangeov libračný bod (L2). Obidve zložky tesnej dvojhviezdy vznikajú súčasne z mračna medzihviezdnej hmoty. Zložky sa skladajú asi zo 60-70 % vodíka a z 30-40 % hélia, ťažšie prvky tvoria len malú prímes. V jadrách obidvoch hviezd sa uskutočňuje najskôr termonukleárna premena vodíka na hélium. Úbytok vodíka v jadre sa dlhodobo prejavuje vzrastaním polomerov obidvoch zložiek. Hmotnejšia zložka spaľuje vodík rýchlejšie ako menej hmotná, preto prvá vyplní svoj kritický Rocheov objem, čím sa začína prenos hmoty z tejto hviezdy k menej hmotnej zložke tesnej dvojhviezdy. V prvom štádiu prenosu hmoty sa rozlišujú 3 prípady prenosu hmoty (A, B a C) podľa vývojového štádia hmotnejšej zložky v okamihu dosiahnutia Rocheovej medze. Ak prvý prenos hmoty nastane v štádiu horenia vodíka v jadre, ide o prípad A prenosu hmoty, ktorý nastáva iba pri tesnej dvojhviezde s veľmi krátkou obežnou periódou. Ak nastane prvý prenos hmoty po vyčerpaní vodíka v jadre, ide o prípad B prenosu hmoty. Začiatok prenosu hmoty po vyčerpaní hélia v jadre je prípad C prenosu hmoty; taká situácia môže nastať len pri dlhoperiodických sústavách. Vplyvom prenosu hmoty môže hmotnejšia zložka odovzdať menej hmotnej zložke až 80 % svojej hmoty. Tým sa ich pomer hmotností prevráti a vývoj hviezdy, ktorá hmotu získala, sa urýchli. Keď táto zložka vyplní svoj kritický Rocheov objem, nastáva druhé štádium prenosu hmoty.
Ďalší vývoj
upraviťĎalší vývoj tesnej dvojhviezdy závisí od toho, v akom štádiu je pôvodná hmotnejšia zložka. Ak sa táto hviezda dostala až do záverečných vývojových štádií (vývoj hviezd), jej polomer je hlboko pod Rocheovou medzou a plynové prúdy z druhého štádia prenosu hmoty tvoria akréčny disk okolo bieleho trpaslíka, neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery; ak ešte stále vypĺňa svoj Rocheov objem, vytvorí sa dotyková sústava a zložky si navzájom vymieňajú hmotu. Vývoj tesnej dvojhviezdy sa končí, keď sú obidve zložky v záverečných štádiách svojho vývoja.
Pozri aj
upraviť
Tento článok alebo jeho časť obsahuje heslo z Encyklopédie astronómie s láskavým dovolením autorov a podporou SZA.