Kaksoistähden kehitys
Wikipedia
Lähekkäisen kaksoistähden kehitys poikkeaa yksinäisen tähden kehityksestä siten, että kaksoistähdissä tapahtuu massavirtoja tähtien välillä. Nämä muuttavat tähtien kehityskulkuja dramaattisestikin. Massavirta tähtien välillä selittää ns. Algol-paradoksin: monissa Algol-tyyppisissä pimennysmuuttujissa kevyempi tähti on pidemmälle kehittynyt, vaikka teorian mukaan kevyempi tähti kehittyy hitaammin. Massavirta siirtää massaa raskaasta tähdestä kevyeen ja tähtien massasuhde vaihtuu.
Sisällysluettelo |
[muokkaa] Lähekkäisten kaksoistähtien kehitystä määrääviä tekijöitä
Lähekkäisen kaksoistähden kehityksen määräävät tähtien massat ja tähtien etäisyydet. Kaksoistähden raskaampi komponentti kehittyy aina nopeammin kuin kevyempi ja suurenee vanhetessaan. Kun tähti kasvaa ns. Rochen pinnan yli, alkaa massavirta kevyempään komponenttiin.
[muokkaa] Kun massavirta alkaa pääsarjassa
Jos massavirta alkaa pääsarjavaiheessa, jolloin tähti on suhteellisen vakaa, massa siirtyy termisessä aikaskaalassa kiihtyvällä vauhdilla, koska kriittinen säde pienenee ja tähti pyrkii kehittyessään kasvamaan. Terminen aikaskaala on Auringolla noin 30 miljoonaa vuotta. Kun tähtien massasuhde on suunnilleen käänteisluku alkuperäisestä, massavirran suunta vaihtuu. Toisesta tähdestä tulee alijättiläinen. Komponenttien kirkkaudet eivät eroa paljoa toisistaan ja jos kaksoistähti on pimennysmuuttuja, sen valokäyrä on Beta Lyrae -tyyppinen. Lopulta syntyy kontaktikaksoistähti.
[muokkaa] Kun massavirta alkaa jättiläisvaiheesta kevyellä kaksoistähdellä
Jos massavirta alkaa vasta heliumin palamisvaiheessa, syntyy massan virtausta ja kevyessa kaksoistähdessä aluksi Algol-tyyppinen pimennysmuuttuja, jossa kevyt alijättiläinen luovuttaa massaa raskaalle pääsarjan tähdelle. Seuraava kehitysvaihe voi olla valkea kääpiö ja pääsarjan tähti, joka muuttuu jättiläistähdeksi. Jättiläinen vuodattaa massaa valkean kääpiön pinnalle saaden aikaan novapurkauksia. Lopulta valkoisen kääpiön massa ylittää Chandrasekharin rajan (1,4 Auringon massaa), jolloin valkoinen kääpiö räjähtää supernovana.
[muokkaa] Raskas kaksoistähti, jossa massavirta alkaa jättiläisvaiheessa
Alussa kumpikaan tähti ei täytä Rochen rajaa, joten massan siirtoa tähtien välillä ei tapahdu. Tähti on Algol-tyyppinen pimennysmuuttuja myös toisessa vaiheessa, missä toinen tähti täyttää Rochen pinnan ja vuodattaa massaa kevyempään. Raskaampi tähti menettää massansa muuttuen kevyemmäksi, ja aluksi raskaammasta tähdestä tulee ensin heliumtähti (Wolf-Rayet-tähti) ja sitten neutronitähti tai musta aukko supernovaräjähdyksen jälkeen. Tämän jälkeen aluksi kevyempi, nyt raskaampi tähti puhaltaa voimakasta tähtituulta saaden aikaan röntgensäteilyä neutronitähden ympärillä. Lopulta tähti laajenee niin suureksi, että suora massavirta saa aikaan kaasukiekon, joka tukahduttaa röntgenähteen. Ylijättiläisestä tulee lopulta heliumtähti ja toinen Wolf-Rayet-vaihe alkaa. Lopputulos on kaksi kompaktia tähteä kiertämäsäs toisiaan tai vanha ja nuori kompakti tähti kiitämässä avaruudessa eri suuntiin.