Kaksiktäht

Kaksiktäht on kahest gravitatsiooniliselt seotud tähest koosnev süsteem, kus mõlemad tähed on orbiidil ümber nende ühise massikeskme. Heledamat tähte kahest nimetatakse peatäheks ehk primaartäheks. Teist tähte kutsutakse üldiselt kaaslaseks ehk sekundaartäheks. Teadusuurimused alates varajasest 19. sajandist näitavad, et paljud tähed on osa kaksik- või mitmiktähest. Kaksiktähed on astronoomiliselt väga tähtsad objektid, sest tähtede orbiitide järgi ümber üksteise saab määrata komponentide massid, mida saab seada vastavusse teiste tähtede parameetritega, ning seeläbi võib saadud seoseid kasutada üksikute tähtede masside määramiseks. Tihti leitakse kaksiktähti optilise vaatluse teel, mispuhul kutsutakse neid visuaalseteks kaksiktähtedeks (visuaalselt võivad kaksiktähtedena paista ka tähed, mis tegelikult ei ole gravitatsiooniliselt seotud). Kaksiktähti võib avastada ka kaudsete meetodite abil, näiteks spektroskoopiliselt või astromeetriliselt. Kui kaksiktähede orbiidid juhtuvad olema tasandil, mis on meie vaatetasandil, siis varjutavad tähed perioodiliselt teineteist. Selliseid kaksiktähti nimetatakse varjutusmuutlikeks või fotomeetrilisteks kaksiktähtedeks (kuna tihti avastatakse neid fotomeetriliste vahenditega ehk uurides süsteemi heleduskõverat). Kui kaksiktähed on teineteisele küllalt lähedal, võivad nad gravitatsiooniliselt mõjutada kaaslase atmosfääri. Mõnedel juhtudel võib toimuda isegi massi ülekandumine. Seega võib kaksiktähtede evolutsioonis olla faase, mida üksikud tähed läbida ei saa. Kuigi kaksiktähtede teket viisil, kus kaks üksikut tähte muutuvad gravitatsiooniliselt seotuks, ei saa kõrvale jätta, on selle tõenäosus väga väike. Ühelt poolt üksikute tähtede suhteliselt suure distantsilise eralduse tõttu ja teiselt poolt, sest energia jäävus nõuab ka kolmanda keha olemasolu. Kaksiktähtede esinemise suhteliselt suur sagedus ja kaksiksüsteemide vaatlused, kus mõlemad komponendid on suhteliselt noored, tõestavad, et kaksiktähed tekivad juba tähetekkeprotsessi käigus. Molekulaarudu mureneb ja tekib mitu suhteliselt lähestikku asuvat prototähte. Arvatakse, et ligikaudu 1/3 tähesüsteemidest Linnutees on mitmiksüsteemid ning ülejäänud 2/3 on üksikud tähed. Kuna kaksiksüsteemide tekke tõenäosus on otseselt seotud algse molekulaarudu massiga, on kaksiktähtede komponentide seas vähe väikse massiga tähti. Ligikaudu pooled tähed on aga väikese massiga punased kääbused, mis on üldjuhul ka üksikud. Dünaamilistel põhjustel pole mitme keha süsteemid üldjuhul stabiilsed. Näiteks kolme keha süsteemis, kus kõik kehad on ligilähedaste massidega ja omavahelised kaugused väikesed, heidetakse ebastabiilsuste tõttu üks keha suhteliselt kiiresti välja, ning alles jääb enamasti stabiilne kaksiksüsteem. Kaksiktähe komponentide orbiidid sõltuvad peamiselt primaar- ja sekundaartähe masside suhtest. Tiirlemisperioodid ulatuvad mõnest tunnist kuni tuhandete aastateni. Kaksiksüsteemi konfiguratsiooni tüübi määrab komponentide omavahelise kauguse suhe komponentide suurusesse. Kaksiktähe komponendid on teineteisest evolutsioonilise mõju poolest eraldatud, kui kumbki täht asub oma Roche regioonis ehk alas, kus tema enda gravitatsioon on tugevam kui kaaslase oma. Sel juhul komponendid teineteise evolutsioonile mõju ei avalda ning komponentide areng kulgeb sarnaselt üksiktähtede arenguga. Enamik kaksiktähti kuulub sellesse klassi. Süsteemis, kus üks komponentidest täidab täielikult oma Roche'i pinna ja teine komponent mitte, tekib massi ülekandumine. Roche'i pinda täitva tähe (doonori) pinnalt liigub gaas kaaslasele. Massi ülekandumise protsess määrab ära süsteemi evolutsiooni. Paljudel juhtudel moodustab ülekanduv gaas akreteeriva komponendi ümber akretsiooniketta. Kontakt-kaksiktähtedes täidavad mõlemad komponendid oma Roche'i pinnad. Täheatmosfääride ülemised osad moodustavad ühise atmosfääri, mis ümbritseb mõlemat komponenti. Sedamööda, kuidas hõõrdumine ühises atmosfääris pidurdab komponente, võivad tähed lõpuks ühineda. Ulmest on tuttav kujutlus mitme tähega planeedist. Reaalsuses on mitmed orbiidid aga dünaamilistel põhjustel välistatud. Ebastabiilsel orbiidil asuv planeet heidetakse kiiresti kas süsteemist välja või sunnitakse ta stabiilsemale orbiidile. Mõned orbiidid, kuigi stabiilsed, esitaksid biosfäärile väga suuri väljakutseid, tulenevalt pinnatemperatuuri suurest erinevusest orbiidi erinevates punktides. Planeete, mis on orbiidil ümber ühe kaksiktähe komponendi, nimetatakse S-tüüpi orbiidiga planeetideks, ning planeete, mis on orbiidil ümber mõlema komponendi, nimetatakse P-tüüpi orbiidiga planeetideks. Hinnanguliselt 50–60% kaksiktähti omab stabiilseid orbiite, mis on biosfäärile potentsiaalselt sobivad. Mitmiktäht Spektroskoopilised kaksiktähed Beta Lyrae tüüpi kaksiktähed Boss, A.P. (1992). "Formation of Binary Stars". (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo (toim). The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. Lk 355. ISBN 0-7923-1675-4. {{cite book}}: parameetris |editor= on üldnimi (juhend)CS1 hooldus: mitu nime: toimetajate loend (link) Tohline, J.E.; J.E. Cazes, H.S. Cohl. "The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars". Louisiana State University. Originaali arhiivikoopia seisuga 4. juuni 2016. Vaadatud 8. novembril 2011. Most Milky Way Stars Are Single, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Nguyen, Q. "Roche model". San Diego State University. Originaali arhiivikoopia seisuga 23. märts 2007. Vaadatud 9. novembril 2011. Voss, R.; T.M. Tauris (2003). "Galactic distribution of merging neutron stars and black holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 342 (4): 1169–1184. arXiv:0705.3444. Bibcode:2003MNRAS.342.1169V. DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x. ISSN 0035-8711.