SEMINAR - 4 LETNIK

BLIŽNJE DVOJNE ZVEZDE

Avtor: Franci Gorjup

Mentor: prof. dr. Tomaž Zwitter

Ljubljana, februar 2012

Povzetek:

V vsaj polovici primerov zvezde nastopajo v zvezdnih sistemih dveh ali več zvezd. Mi si bomo

pogledali sisteme bližnjih dvojnih zvezd. Pogledali si bomo, kako do tega pride, nekaj rekli o sami

geometriji problema in obliki potenciala. Nato si bomo pogledali oblike sistemov bližnjih dvojnih

zvezd in si za lažje razumevanje razložili njihovo življenje na primeru. Za konec pa si bomo

ogledali še kataklizmične spremenljivke kot tip bližnjih dvojnih zvezd.

2

Kazalo 1. UVOD ......................................................................................................................................................... 3

2. GRAVITACIJA V BLIŽNJIH DVOJNIH SISTEMIH ............................................................................................ 3

2.1. Rochev oval ........................................................................................................................................ 4

2.2. Oblike dvojnih sistemov .................................................................................................................... 5

3. ŽIVLJENJE DVOJNIH ZVEZD ........................................................................................................................ 6

3.1. Razvoj bližnjega dvojnega sistema, ki se konča z izbruhom supernove ........................................... 7

4. TIPI DVOJNIH ZVEZD .................................................................................................................................. 8

4.1. Kataklizmične spremenljivke ............................................................................................................. 9

5. ZAKLJUČEK ............................................................................................................................................... 11

Viri.................................................................................................................................................................... 12

3

1. UVOD

Ob pogledu na nočno nebo vidimo ogromno točkastih teles, zvezde. Zdi se, da gre v vseh primerih

za samostojne objekte, kot je to naše Sonce. Vendar pa se izkaže, da gre v vsaj polovici primerov za

sistem dveh ali več zvezd, kjer se le - te vrtijo okoli skupnega težišča. Večina teh zvezd kroži na

veliki razdalji ena od druge, se razvijajo neodvisno od svojih spremljevalk in živijo svoje življenje.

Edino kar jih veže je njihov skupni gravitacijski privlak in skupni čas nastanka [1].

Mi si bomo ogledali specifične primere sistemov dvojnih zvezd, in sicer bližnje dvojne zvezde.

Zvezde v bližnjih dvojnih sistemih se po velikosti gibljejo od 10-15 km v radiju, če gre za

nevtronske zvezde, pa tja do nekaj 1000 Rsonca za rdeče nadorjakinje. Če hočemo te velike zvezde

umestiti v bližnji dvojni sistem, moramo imeti za to primerno velike orbitalne razdalje, da ne

posežemo v območje druge zvezde. Če poznamo še tretji Keplerjev zakon, ki nam da

sorazmernostno zvezo med periodo P in medsebojno razdaljo a in se glasi 𝑎³ ∝ 𝑃², potem vidimo,

da imamo širok interval periode takega sistema. In sicer sega od 660 sekund pa vse tja do več

stoletij [2]. Seveda bližnjih dvojnih zvezd ne bomo definirali tako, da bomo določili zgornjo mejo

orbitalne razdalje oziroma določali orbitalnega časa. Raje bomo rekli, da so bližnje dvojne zvezde

tiste, ki ne gredo skozi vse faze svojega razvoje neodvisno ena od druge, ampak je njihov razvoj

neposredno povezan z njeno spremljevalko. Praviloma gre za pretok mase iz ene zvezde na drugo.

Tako lahko bližnje dvojne zvezde poimenujemo tudi interaktivne dvojne zvezde [2].

Obstajata dva glavna razloga, zaradi katerih se masa preteka iz ene zvezde na drugo:

1. Ena od zvezd povzroča na drugi zvezdi tako velike plimske sile, da ji tako „krade“snov.

Pogosto zvezda začne tako izgubljati snov, ker se v teku svoje evolucije napihne, tako da

njena površina seže bližje spremljevalki. Ker tako ovojnica narasle zvezde močneje čuti

gravitacijski privlak spremljevalke, začne le - ta k sebi vleči njeno ovojnico. Pride do tako

imenovanega pretoka preko Roche-vega ovala. Roche-v oval je poimenovan pa Francoskem

matematiku Eduardu Rocheu iz 19. stoletja, ki je preučeval gibanje planetarnih satelitov. Do

podobne situacije pride tudi, če se zmanjša medsebojna razdalja med zvezdama, kar je lahko

posledica izgube orbitalne vrtilne količine dvojnega sistema. Do tega lahko pride zaradi

gravitacijskega sevanja ali pa tudi zgubljanja snovi z visoko vrednostjo vrtilne količine na

enoto mase preko zvezdnega vetra [3].

2. Neka zvezda preko zvezdnega vetra ali izbruha izgubi snov, del katere ujame druga zvezda

[3].

2. GRAVITACIJA V BLIŽNJIH DVOJNIH SISTEMIH

Oglejmo si omejen problem treh teles. Tu gre za gibanje testne mase v gravitacijskem polju dveh

masivnih teles. Z izrazom testne mase mislimo na telo, katerega masa je tako majhna, da ne vpliva

na obliko potenciala masivnih teles. Tako masivni telesi, v našem primeru zvezdi, sledita

Keplerjevim tirnicam ena okoli druge, pri čemer se obe gibljeta v isti ravnini. Rochev problem

seveda pri tem predpostavlja, da so orbite krožne, kar je dober približek za dvojni bližnji sistem, saj

plimski vpliv s časoma cirkularizira prvotno ekscentrične orbite [3].To se zgodi že, ko sta zvezdi

blizu, vendar se pretok snovi med zvezdama še ni začel. V podobnem času kot cirkularizacija tirov

pride tudi do korotacije, torej do izenačitve spinskih in orbitalnih časov. Pri korotaciji namreč

zvezdi v vrtečem se sistemu mirujeta in se zato disipacija energije s plimskimi gibanji ustavi. Hkrati

pri krožnem obravnavanju orbit rečemo, da sta zvezdi točkasti [3]. To je upravičeno, ker je večina

snovi v zvezdi zbrana blizu njenega središča, kjer je plimski privlak sosede zanemarljiv

Zamislimo si torej dve zvezdi z masama M1 in M2 , ki se gibljeta v krožni orbiti v isti ravnini okoli

4

skupnega težišča. Preselimo se sedaj v vrteč sistem, ki se giblje skupaj z obema zvezdama s kotno

hitrostjo ω. Za izhodišče tega sistema pa izberimo skupno težišče obeh zvezd. Velja še, da je 𝜔 =𝑣1 𝑟1⁄ = 𝑣2 𝑟2⁄ , kjer je v1 orbitalna hitrost prve zvezde in r1 oddaljenost prve zvezde od težišča

sistema. Ekvivalentno seveda velja tudi za drugo zvezdo [1].

Sila, ki deluje na testno maso v takem sistemu, se lahko zapiše kot

𝑭 = −(𝛻𝛷 + 2𝝎 × 𝒗)𝑚,

(1)

kjer drugi člen nastopa zaradi Coriolisove sile. Ker smo prevzeli korotacjo, so hitrosti v vrtečem se

sistemu enake nič in tako Coriolisov člen odpade. Efektivni gravitacijski potencial Ф, ki ga

imenujemo tudi Rochev potencial, pa se glasi:

Φ = −𝐺 (𝑀1

∣∣𝒓1 − 𝒓∣∣+

𝑀2

∣∣𝒓2 − 𝒓∣∣) −

1

2(𝝎 × 𝒓)2.

(2)

Prva dva člena nastopata zaradi gravitacijskega privlaka obeh zvezd, zadnji pa zaradi centrifugalne

sile. r1 in r2 krajevna vektorja do središč obeh zvezd. Kotno hitrost sistema dobimo iz tretjega

Keplerjevega zakona in se glasi:

𝝎² = (2𝜋

𝑃)

2

=𝐺(𝑀1 + 𝑀2)

𝑎3.

(3)

2.1. Rochev oval

Obliko potenciala (slika 1) določa masno razmerje q=M2/M1, celotno velikost pa določa

medsebojna razdalja a [3]. Točke, ki zavzamejo enako vrednost Φ, ležijo na isti ekvipotencialni

ploskvi. V okolici obeh mas M1 in M2 so ekvipotencialne ploskve skoraj sferične. Ko se gibljemo

proč od centrov obeh zvezd, se ekvipotencialne ploskve deformirajo v kapljasto obliko in se končno

staknejo na notranji Lagrangeovi točki L1 [1]. L1 igra glavno vlogo bližnjem dvojnem sistemu in si

jo lahko predstavljamo kot prelaz, ki povezuje dve dolini, v katerih se nahajata prva in druga

zvezda. Če povežemo točke enakega potenciala, ki se stika v točki L1, dobimo obliko številke osem.

Če si sedaj to območje predstavljamo še v treh dimenzijah, dobimo obliko uteži, ki jo imenujemo

Rochev oval [3]. V petih tako imenovanih Lagrangeovih točkah je odvod potenciala enak nič(∇Φ =0), kar pomeni, da sta tu gravitacijska in centrifugalna sila uravnovešeni. Labilna Lagrangeova

točka L1 je lokalno sedlo z najnižjo vrednostjo potenciala pri prehodu iz območja, kjer prevladuje

privlak ene zvezde, v območje druge zvezde [1]. Vrednosti potenciala na sedlih druge in tretje

Lagrangeove točke sta precej višji. Tako je hitro jasno, da se bo material, ki se nahaja v površinskih

plasteh zvezde, ki so blizu vrednosti potenciala točke L1 precej lažje pretakal preko nje k

spremljevalni zvezdi, kot pa da bi se stekal iz celotnega dvojnega sistema preko višje ležečih sedel

L2 in L3 [3]. Velja še omeniti, da testna masa, ki se nahaja daleč proč od našega sistema (r >> a),

zaznava naš potencial kot točkastega, z maso zbrano v težišču sistema [3]. Za tako oddaljeno maso

tudi predpostavla o korotaciji ne velja več.

5

Slika 1: Slika nam prikazuje potencial dveh teles za masno razmerje q=2 z označenimi

Lagrangeovimi točkami L1 L2 L3 . Na sliki je tudi jasno označen Rochev valj s poudarjeno črto, ki

jasno nakazuje obliko števila osem [4].

2.2. Oblike dvojnih sistemov

Po videzu delimo bližnje dvojne zvezde v tri kategorije. In sicer glede na to, do katere mere

napolnijo ekvipotencialni prostor (slika 2).

Prvi primer so ločene dvojne zvezde. To so tiste, katerih radij je precej manjši od njune medsebojne

razdalje [1], tako da sta površini obeh zvezd na potencialnih ploskvah globoko znotraj njunih

Rochevih ovalov. Take zvezde so skoraj sferične in se razvijajo skoraj neodvisno ena od druge, saj

je gravitacijski privlak prešibek, da bi ena zvezda trgala snov s svoje spremljevalke [3]. Zvezdni

veter je edini mehanizem v takem sistemu, preko katerega se lahko snov prenaša iz ene zvezde na

drugo [3].

Drugi primer bližnjih dvojnih zvezd predstavljajo pol-ločene dvojne zvezde. Do tega pride, kadar se

ena od obeh zvezd, na primer zaradi njenega razvoja, razširi do te mere, da zapolni svoj Rochev

oval [3]. Zvezda, ki zapolni svoj Rochev oval, je navadno manj masivna in jo zato imenujemo

sekundarna zvezda (M2), njeno spremljevalko pa primarna zvezda (M1). Sekundarna zvezda se iz

sferične deformira v kapljasto obliko. Deformacija sekundarne je odvisna od masnega razmerja. Del

ovojnice sekundarne zvezde je sedaj zelo blizu točke L1, zato lahko že vsaka najmanjša motnja, na

primer tlačne sile ali majhno povišanje temperature, povzroči, da se snov prične pretakati preko L1

k primarni zvezdi [3]. Seveda se snov začne pretakati k primarni zvezdi tudi, kadar sekundarna

naraste preko svojega Rochevega ovala [1]. Tak pretok snovi imenujemo pretok preko Rochevega

ovala. Tipičen velikostni red pretoka snovi v takih sistemih dM/dt je velikostnega reda 10-¹0

Msonca/leto. Sicer pa opazovanja kažejo, da je razpon hitrosti pretoka snovi od 10-7 Msonca/leto pa

do10-¹¹ Msonca/leto. Za primerjavo lahko povemo, da je prenos snovi iz Sonca preko Sončevega

vetra enak 3x10-¹4 Msonca/leto, kar je znatno manj [1].

Ostane nam še tretji primer, to so Kontaktne dvojne zvezde. Do njih pride, kadar se obe zvezdi

razširita do te mere, da zapolnita svoja Rocheva ovala [3]. Tako zvezdi dobita skupno atmosfero, za

lažjo predstavo pa si lahko zamislimo, da ima sistem obliko uteži [1].

6

Slika 2: Prikazane imamo vse tri oblike bližnjih dvojnih zvezd. Ločene, pol-ločene ter kontaktne

dvojne zvezde [5].

3. ŽIVLJENJE DVOJNIH ZVEZD

Par bližnjih dvojnih zvezd predstavlja sistem, katerega razvoj je odvisen od masnega razmerja q in

medsebojne razdalje a [3]. Pretok snovi z ene zvezde na drugo povzroči, da se masno razmerje q

spreminja. S tem se spremenita tudi perioda P in medsebojna razdalja a, saj se v takem sistemu

prerazporeja vrtilna količina L. Zanima nas, ali se bo Rochev oval zvezde, ki izgublja maso, skrčil

ali razširil. Kako prenos snovi vpliva na sistem, bomo prikazali s pomočjo vrtilne količine celotnega

sistema, ki se ne spreminja, v kolikor je prenos mase konzervativen [3]. To pomeni, da sta tako

celotna masa kot vrtilna količina sistema konstantni znotraj sistema in se ne izgubljata preko

zvezdnega vetra ali gravitacijskega sevanja (dM/dt=0 in dL/dt=0) [1].

Zapišimo celotno vrtilno količino, pri čemer lahko zanemarimo prispevek zaradi rotacije obeh

zvezd. Predpostavimo še, da so orbite krožne, tako da je ekscentričnost enaka 0. Vrtilna količina se

tako glasi:

𝐿 = 𝜇√𝐺𝑀𝑎 , (4)

kjer je M masa sistema, 𝜇 =𝑀1𝑀2

𝑀1+𝑀2pa reducirana masa. Izraza za L in μ sedaj odvajamo po času ter

upoštevamo, da so M2 , M1 in a časovno odvisni ter da sta M in L konstanti. Če vemo še, da je

količina snovi, ki jo ena zvezda izgubi, enaka ujeti snovi druge zvezde, se pravi dM1 = - dM2,

potem lahko po nekaj enostavnih korakih dobimo formulo, ki nam opisuje, kako pretok snovi vpliva

na medsebojno razdaljo med obema zvezdama [1]:

7

1

𝑎

𝑑𝑎

𝑑𝑡= 2M1

˙𝑀1 − 𝑀2

𝑀1𝑀2 .

(5)

Če rečemo, da je M1 – M2 > 0, potem vidimo, da se medsebojna razdalja zmanjša, če se masa

pretaka od bolj masivne zvezde k manj masivni. Se pravi, da je dM1/dt < 0. Če je pretok snovi v

obratni smeri, se pravi dM1/dt > 0, pa velja, da se a poveča [3]. Kot smo omenili že zgoraj,

opazimo več dvojnih zvezd, kjer se snov pretaka od manj masivne k bolj masivni zvezdi. Taka

situacija namreč traja dalj časa, saj relativno krčenje zvezde, ki izgublja maso, uravnoveša večanje

razdalje med zvezdama. Kadar se snov pretaka z bolj masivne zvezde, se oba vpliva seštevata in

zato pride do zelo velikega (~10-4 Rsonca/leto ) ter posledično tudi kratkotrajnega (~104 let) pretoka

snovi.

Pretok snovi vpliva tudi na kotno hitrost sistema, ω. Iz tretjega Keplerjevega zakona vemo, da je

𝜔³ ∝ 𝑎−3 2⁄ . Če izraz diferenciramo, dobimo:

1

𝜔

𝑑𝜔

𝑑𝑡=

−3

2a

𝑑𝑎

𝑑𝑡

(6)

S čimer dobimo še povezavo med kotno frekvenco in medsebojno razdaljo.[1]

3.1. Razvoj bližnjega dvojnega sistema, ki se konča z izbruhom supernove

Vzemimo dve zvezdi glavne veje, ki sta dovolj narazen (ločen sistem). Masi zvezd naj bosta med 5

in 9 mas Sonca, pri čemer naj bo masa prve zvezde M1 večja od mase druge M2 (M1 – M2 >0).

Njuna perioda naj bo od nekaj mesecev do nekaj let [1]. Ker je razvoj zvezde tesno povezan z njeno

maso, se bo prva zvezda hitreje razvila. Tako bo prva zvezda našega sistema prej pokurila ves vodik

v jedru in v ~(2-6)x107 let postala rdeča nadorjakinja. Zaradi tega se bo začela snov s prve zvezde

pretakati preko Lagrangeove točke L1 k drugi zvezdi, se pravi dM1/dt < 0. Iz enačb (5) in (6) je

razvidno, da se bosta zvezdi zaradi pretoka snovi iz težje zvezde na lažjo začeli vrteti hitreje in bolj

skupaj [1]. Pri tem se a zmanjšuje in masno razmerje q=M2/M1 povečuje. Krčitev Rochevega ovala

okoli prve zvezde še dodatno pospešuje pretok snovi iz prve zvezde k drugi. Ta povzroči nastanek

razširjene atmosfere okoli obeh zvezd. Tak sistem, ki si deli skupno plinsko ovojnico, je sestavljen

iz degeneriranega jedra prve zvezde in druge zvezde, ki je še vedno na glavni veji, ki kroži znotraj

vse obdajajoče ovojnice prve zvezde. Obe zvezdi se sedaj počasi pričneta vrteti vse bliže skupaj in s

krajšo orbitalno periodo, odvečno vrtilno količino pa prevzame ovojnica [1]. Ta faza traja ~10³ let.

Nato se plinska ovojnica razpihne in ponovno nastane ločen sistem z belo pritlikavko (jedrom prve

zvezde) na eni strani in zvezdo glavne veje na drugi in v taki fazi preživi manj kot 4x107 let.

Odkritih je že več dvojnih sistemov znotraj planetarne meglice, na primer SU Cen v ozvezdju

Kentavra, ki so potrditev takega razvoja. Zaradi zvezdne evolucije se sedaj prične širiti še druga,

manj masivna (sekundarna) zvezda. Tokrat se masa pretaka od sekundarne zvezde k primarni, se

pravi, da je dM2/dt < 0 [1]. Ker je seveda masa primarne zvezde večja od sekundarne, se ponovi

enaka zgodba v obratni smeri, le da (kot smo pojasnili zgoraj) traja tokratni prenos snovi dalj časa

in sicer 105 let, saj je masni pretok za dva velikostna reda manjši. Pojavi se spet skupna plinska

ovojnica, ki jo nazadnje razpihne, ostaneta pa dve beli pritlikavki v tesni orbiti s kratko periodo od

8

deset minut pa do 4 ure. Za sisteme z orbitalno peridod krajšo od 1,5 ure sevanje gravitacijskih

valov zmanjšuje orbitalno periodo, sistem pa leze skupaj. S časoma se večja in posledično manj

masivna bela pritlikavka (VBP MBP=const.) raztopi v disk in se začne stekati k sosednji beli

pritlikavki. Perioda je sedaj zelo kratka, saj traja od 15 do 30 sekund, sama faza pa je zelo

kratkotrajna in traja 10² sekunde [1]. Bela pritlikavka, ki akumulira snov iz svoje sosede, nazadnje

preseže Chandrasekharjevo limito in eksplodira kot supernova tipa I [1]. Tak razvoj nam prikazuje

spodnja slika (slika 3).

Slika 3: Zgoraj vidimo prikazan razvoj dveh bližnjih dvojnih zvezd, ki se konča s supernovo in je

opisan v zgornjem tekstu. Poleg skic je navedenih nekaj lastnosti posamezne faze, kot so mase obeh

zvezd, masni pretoki, medsebojne razdalje (A), orbitalne periode (Porb ) ter časi trajanja posameznih

faz (τ) [6].

4. TIPI DVOJNIH ZVEZD

Poznamo različne tipe dvojnih zvezd, glede na to, kakšne vrste zvezd v njih nastopajo, kakšne so

periode, njihove magnetne lastnosti,... Večinoma so poimenovani po imenih svetlih objektov, ki

služijo za vzorčni primer. Zaradi svoje raznolikosti so pomembni za različne raziskave. Bolj znane

so recimo rentgenske dvojice , ki vključujejo črno luknjo ali nevtronsko zvezdo, simbiotične

dvojice, dvojice Algol ter recimo nove in kataklizmične spremenljivke. Slednje si bomo podrobneje

pogledali [1]

9

4.1. Kataklizmične spremenljivke

Naš binarni sistem sestavljata primarna bela pritlikavka z maso okoli 0.85 Msonca in sekundarna

zvezda iz glavne veje med spektralnim tipom M in G. Velja naj še, da je primarna zvezda M1 ves

čas težja od sekundarne M2. Ko sekundarna zvezda pokuri ves vodik v jedru, se tudi ta prične širiti

in se v neki točki razširi preko Rochevega ovala. Snov prične teči proti primarni beli pritlikavki

(dM1/dt > 0). Očitno (enačba 7) se sedaj medsebojna razdalja a poveča, Rochev oval sekundarne

zvezde pa se razširi. Posledično je masni pretok relativno majhen. Ohranja ga razpenjanje

sekundarne zvezde, ki se širi hitreje, kot se pa veča njen Rochev oval. Lahko se tudi zvezdi pričneta

gibati bližje skupaj, če sistem zgublja vrtilno količino preko gravitacijskega valovanja ali preko

kakega drugega mehanizma [1]. Snov, ki preko L1 prehaja s sekundarne zvezde proti beli

pritlikavki, ne pade direktno nanjo, ampak se začne nabirati v obliki akrecijskega diska okoli bele

pritlikavke. Nastala je kataklizmična spremenljivka. To so sistemi z periodami med 76 minutami ter

16 urami, za katere so značilni periodični izbruhi.

Kataklizmične spremenljivke razdelimo v tri skupine, glede na njihov življenjski cikel. Poznamo

pritlikave nove, klasične nove ter supernove tipa Ia. Slednje ne preživijo izbruha ter so zaradi svoje

tipičnosti pomembne kot standardna svetila za merjenje razdalj v vesolju [1]. Pomembno vlogo v

življenju kataklizmičnih spremenljivk igra akrecijski disk. To je snov sekundarne zvezde, ki se

zaradi njene relativno velike vrtilne količine (glede na belo pritlikavko) nabira v orbiti okoli

primarne bele pritlikavke. Snov se nato v spirali pomika proti primarni zvezdi in se pri tem segreva

[3]. Za raziskovanje akrecijskega diska so najbolj primerne pritlikave nove, saj disk oddaja precej

več svetlobe kot pa bela pritlikavka v središču [1].

Pritlikave nove so kataklizmične spremenljivke, ki se jim izbruhi periodično ponavljajo in se jim

tekom izbruha magnituda poveča za 2-6 stopenj. Sami izbruhi trajajo od 5-20 dni in se ponavljajo v

intervalih od 30-300 dni, kar nam prikazuje tudi spodnji graf (slika 4). Do izbruha pride zaradi

spreminjanja viskoznosti diska. Ko se viskoznost zmanjša, se masni tok iz sekundarne zvezde

poveča za 10-100 krat, in sproži izbruh v hladnejših zunanjih delih diska, ki se nato razširi proti bolj

vroči notranjosti [1].

Slika 4: Spreminjanje magnitude ob izbruhih pritlikave nove SS Cygni, z dnevi na abscisni osi in

navidezno magnitudo na ordinatni. Izbruhi trajajo do 20 dni in se ponavljajo v intervalih do 60 dni

[7].

10

Prav tako so periodične kataklizmične spremenljivke tipa klasične nove, le da so izbruhi precej

svetlejši kot pa pri pritlikavih novih, tudi za faktor 105 in lahko dosežejo do 105 Lsonca. Perioda je v

tem primeru precej daljša, saj se izbruhi ponavljajo na ~ 104-105 let. Njen razvoj se začne kot

akumulacija z vodikom bogatega plina na belo pritlikavko. Ko se nabere ~ 10-4-10-5 Msonca in se

temperatura na dnu akumulirane plasti dvigne na nekaj milijonov stopinj, se s pomočjo CNO cikla

sproži gorenje vodika, kar dodatno viša temperaturo [1]. Ker je snov visoko degenerirana, ovojnica

ne more regulirati temperature z raztezanjem, kar sproži verigo jedrskih reakcij. Pri tem izsev

preseže Eddingtonovo limito, kar pomeni, da sila sevalnega tlaka preseže gravitacijsko silo in

ovojnico izstreli v medzvezdni prostor [1]. Med izbruhom se magnituda poveča za 7-20 magnitud,

izsev pa doseže maksimalno vrednost že v nekaj dneh. Nato začne izsev padati, dokler po več

desetletjih ne pade na začetno vrednost. Zanimiv je padec magnitude v prvih mesecih po izbruhu, ki

nakazuje dva tipa klasičnih nov (slika 5). Prve so hitre nove, katerih magnituda se že v nekaj tednih

zmanjša za dve magnitudi, medtem ko počasne nove za isto zatemnitev lahko potrebujejo tudi 100

dni.

Slika 5: Grafa nam prikazujeta padanje magnitude po izbruhu klasične nove. Primera sta za hitro

novo Cyg 2001/2 ter počasno novo Sct 2003, pri čemer se dobro vidi različna hitrost padanja

magnitude [8].

Poglejmo si še tretji primer kataklizmičnih spremenljivk, to so supernove tipa Ia. Pravzaprav je to

konec kataklizmične spremenljivke, ko bela pritlikavka doseže zgornjo dopustno mejo mase in

eksplodira. Te supernove od ostalih ločimo po spektru, ki kaže močne črte Si II pri 6150Å in ne

kaže vodikovih črt. Razlog tiči v tem, da zvezda ob izbruhu nima več vodikove ovojnice. Do

izbruha pride, ko ogljiko-kisikova bela pritlikavka doseže maso 1,3 Msonca, kar zaradi narasle

temperature sproži gorenje ogljika v središču. To sproži dodatno naraščanje temperature in

posledično spajanje kisika. Ker degeneriran tlak ni odvisen od temperature, zvezda ne more z

širjenjem regulirati temperature, kar sproži pobeglo reakcijo spajanja elementov in se konča v

izbruhu supernove. Supernove tipa Ia dosežejo maksimalno magnitudo -19,6, ki prvih nekaj deset

dni hitro pada. In sicer približno 0,065 magnitude/dan in se po približno 50 dneh zmanjša na 0,015

magnitude/dan [1]. Tak padec magnitude nam prikazuje tudi spodnji graf, ki je bil posnet za

supernovo 22 SNe, tipa Ia (slika 6).

11

Slika 6: Supernova 22 SNe tipa Ia, posneta v modri svetlobi. Na abscisni osi so dnevi od izbruha,

na ordinatni pa sprememba magnitude. Viden je hiter padec magnitude prvih nekaj 10 dni [9].

5. ZAKLJUČEK

Bližnje dvojne zvezde so v astronomiji pomembne za ugotavljanje lastnosti in gibanje akrecijskih

diskov. Nudijo nam dober vpogled v zvezdno evolucijo in lastnosti posameznih stopenj razvoja.

Pomembne so za spoznavanje magnetnih aktivnosti zvezd. Nudijo nam tudi pomembne informacije

o zadnjih stanjih zvezd in pretoku snovi med zvezdami. Supernove tipa Ia pa so pomembne pri

bogatenju medzvezdnega prostora ter so pomemben faktor pri merjenju razdalj v vesolju.

12

Viri:

[1] B. W. Carroll, D. A. Ostline, An Introduction to Modern Astrophysics, (Addison-Wesley

Publishing Company, 1996)

[2] R. W. Hilditch, An Introduction to Close Binary Stars, (Cambridge University Press, 2001)

[3] J. Frank, A. King, D. Raine, Accretion Power in Astrophysics, (Cambridge University Press,

1992)

[4] https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p6.html (8.2.2012)

[5] http://www.wallentinsen.com/binary/Ch1_Introduction.htm (8.2.2012)

[6] http://web.njit.edu/~gary/321/Lecture17.html (8.2.2012)

[7] http://chandra.harvard.edu/chronicle/0101/aavso.html (8.2.2012)

[8] http://spiff.rit.edu/richmond/sne/aavso/nova_sn.html (8.2.2012)

[9] http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Branch2/Figures/figure2.jpeg (8.2.2012)