Hvězdy v páru: Jak vznikají dvojhvězdy a proč jsou tak časté?

Dvojhvězdy patří k vděčným cílům amatérských pozorovatelů, dokonce i těch, kteří se své zálibě věnují v centrech měst, kde „překáží“ světelný smog. Hvězdárny si pečlivě vedou seznamy vhodných dvojhvězd a vícečetných systémů, jež lze návštěvníkům prostřednictvím dalekohledů ukázat téměř za každých podmínek. Na jména několika známějších těles by si asi vzpomněl každý, kdo se alespoň trochu zajímá o astronomii: tak třeba Alcor–Mizar, Albireo, Castor, … 

Osm z deseti

Mohlo by se zdát, že dvojhvězdy, či dokonce vícehvězdy představují naprostou vzácnost, přesto je opak pravdou. Bohužel nedisponujeme přesnými údaji, neboť se astronomové potýkají s observační nedostatečností – jinými slovy nedokážou pozorovat úplně všechny stálice ve studovaném objemu vesmíru. Narážejí tak například na tzv. výběrový efekt, kdy lze jasné hvězdy sledovat na velké vzdálenosti, zatímco ty slabé – byť by se nacházely „za humny“ – zůstávají často mimo dosah i těch nejvýkonnějších dalekohledů. Několik nezávislých studií nicméně poukázalo na zjevný fakt, že dvojhvězdy ve vesmíru převažují. Podle některých ze zmíněných prací tvoří dokonce osm z deseti hvězd součást vícenásobného systému. 

Stálice nevyhledávají společnost náhodou. Očekává se, že jsou složky dvoj- a vícehvězd vývojově spjaty, neboť vznikly zároveň, ve stejném místě vesmíru. Vraťme se však ve zkratce k samotnému zrodu hvězd. Vznikají gravitačním kolapsem chladného plynného oblaku: Obří mračno prachu a plynu (o velikosti stovek světelných let) se buď samovolně, nebo vnějším zásahem začne drobit na menší oblasti, u nichž převládne vlastní gravitace. Jednotlivé lokality již mají hmotnost srovnatelnou se Sluncem a v podstatě se volným pádem zahušťují a zahřívají. Relativně záhy, během desítek milionů let, se v centru oblasti zrodí horký objekt – hvězda, obklopená případně zbytkovým materiálem, z nějž se mohou formovat planety. 

Jelikož se zmíněný obří oblak nejprve rozdrobí a teprve z těchto menších částí kolabují hvězdy, vznikne evidentně v jedné oblasti vesmíru – tzv. hvězdné porodnici – současně hned několik stálic. Kupy mladých hvězd pak můžeme pozorovat i na noční obloze v mnoha exemplářích, přičemž mluvíme o otevřených hvězdokupách. Nicméně vzájemné rychlosti jednotlivých stálic jsou vysoké, takže otevřená hvězdokupa nedrží příliš pohromadě vlastní gravitací a postupně se zcela rozplyne do okolí. 

Sourozenci, nebo manželé?

Podle naivní představy by se mohlo zdát, že dvojhvězda vznikne, když se potkají dvě hvězdy a vzájemně se zaklesnou ve svých gravitačních pažích. Šlo by pak v podstatě o vesmírné manžele, nebo přinejmenším o registrované partnery. Ve volném prostoru galaxií jsou však vzhledem k průměrným vzdálenostem stálic podobná setkání téměř vyloučena. V hustých jádrech mladých hvězdokup by k nim sice docházet mohlo, přesto i zde narážíme na problém: Mají-li dvě stálice dostatek kinetické energie, aby se k době dostaly, budou jí mít dost i na to, aby od sebe odletěly. Zachovává se celková energie a také celkový moment hybnosti, takže bez procesu, při němž by se uvedené dvě fyzikální veličiny ze systému eliminovaly, není náhodné gravitační zachycení možné. 

Úlohu takového „odstraňovače“ by mohlo plnit další těleso – třetí hvězda nebo planeta v soustavě. Vzájemné interakce by pak absorbovaly množství energie pohybu obou hlavních složek i jejich moment hybnosti, až by byl nakonec třetí objekt vysokou rychlostí katapultován ven ze systému na bludnou dráhu. Podobně by se mohla pohybová energie ztrácet třením o mezihvězdný materiál, jehož bývá v mladých otevřených hvězdokupách dostatek. Některé dvojhvězdy by tedy sice mohly patřit mezi „manžele“, přesto by tímto způsobem – vzhledem k jejich poměrnému zastoupení vůči osamoceným stálicím – jistě nevznikly všechny. 

Rozpadající se molekulové mračno však dává dostatek příležitostí ke vzájemným výměnám energie a hybnosti, a snadno proto najdeme dva oblaky, jež jsou k sobě navzájem gravitačně vázány víc než k jiným. Jakmile se z nich zformují stálice, vytvoří ukázkovou dvojhvězdu. A jelikož dnes známe i několik dvojčlenných systémů v protohvězdném stadiu, zdá se uvedený scénář pravděpodobnější. Astronomové se tudíž domnívají, že stálice ve dvojhvězdě patří většinou mezi sourozence. 

Na první pohled

Odborníci rozdělují dvojhvězdy do mnoha skupin, převážně podle metod, jakými lze odlišit jejich složky. V první řadě se přirozeně jedná o soustavy, které můžeme jako dvojhvězdné sledovat i bez přístrojů nebo pomocí dalekohledu. V takovém případě mluvíme o vizuálních dvojhvězdách a právě ty figurují na seznamu amatérských pozorovatelů. 

Historicky se jasnější složka označuje jako „primár“ a slabší pojmem „sekundár“, přestože vzhledem ke strastiplným cestám hvězdného vývoje může být slabší element hmotnější nebo větší a naopak. Složky vizuálních dvojhvězd se od sebe v prostoru obvykle nacházejí velmi daleko, obíhají se s dlouhými periodami, a u mnohých z nich se tak dosud nepodařilo zaregistrovat změnu vzájemné pozice.

Striktně vzato lze za dvojhvězdu považovat pouze takový pár, který je k sobě gravitačně vázán. Na obloze však najdeme i dvojice stálic, jež spolu nemají nic společného, plují vesmírem v různých vzdálenostech a jako dvojhvězda se pouze tváří – na pozemském nebi se promítají blízko sebe. Označujeme je jako zdánlivé, optické či falešné a pro astrofyziky představují naprosto nezajímavé objekty. 

Nepřímé důkazy

Většinu dvojhvězd ovšem nerozlišíme ani velkými dalekohledy. Astronomové pak mají k dispozici jen nepřímé informace o podvojnosti. Využívají například faktu, že obíhají-li se dvě stálice navzájem, pak se při pohledu ze Země zdá, že se k nám vždy jedna z nich přibližuje, zatímco druhá se vzdaluje, a po chvíli zase naopak. Pořídíme-li spektrum takové dvojice, uvidíme spektrální čáry prvků, jež se posouvají Dopplerovým jevem. Někdy lze snadno rozlišit spektra obou složek, jindy pouze jedné z nich (a pozice spektrálních čar se pak cyklicky mění s periodou oběhu). V takovém případě mluvíme o spektroskopických dvojhvězdách. 

Je-li oběžná dráha dvojhvězdy kolmá na zornou polopřímku, pak se stálice vůči pozorovateli nepohybují, ale na obloze můžeme přímo sledovat jejich vzájemný oběh. Citlivá pozorování z oboru astrometrie umožňují měřit pozice hvězd s nebývalou přesností a jejich vlastní periodický pohyb odhalit – mluvíme o astrometrických dvojhvězdách. Leží-li však naopak zorná polopřímka v oběžné rovině systému, pak se z pohledu pozorovatele obě složky při oběhu periodicky zakrývají. Označujeme je spojením „zákrytové dvojhvězdy“ a pro astronomy představují nejvzácnější studijní materiál, neboť s dostatkem pozorování je lze na dálku změřit i zvážit v absolutních jednotkách. 

Vzácný kontakt

Z hlediska konfigurace dále rozlišujeme dvojhvězdy oddělené, dotykové a polodotykové. Gravitační pole dvojhvězdné soustavy má totiž podobu dvou kapek přilepených k sobě, přičemž odborníci označují uvedené přiblížení jako Rocheův model. Pokud hvězda časem zcela vyplní svůj Rocheův lalok, může látka z jedné složky přetékat skrz bod na styku obou kapek na druhou složku. Vyplní-li své laloky obě stálice, jedná se o dotykový nebo také kontaktní systém, je však ve vesmíru vzácný. 

Kosmické míry a váhy

Určité typy dvojhvězd umožňují na dálku obě složky změřit i zvážit v absolutních jednotkách a s vysokou přesností. S výjimkou studia vlastních oscilací stálice v oboru asteroseismologie přitom nelze podobná měření provádět, a tak se zmíněné parametry získávají jen na základě kvalifikovaného odhadu. 

Vzájemný pohyb složek dvojčlenného systému lze popsat podobně jako oběh planet kolem Slunce Keplerovými zákony, které dávají do jednoznačného vztahu hmotnosti obou složek s rychlostmi jejich oběhu, oběžnou periodou a tvarem trajektorie. V případě zákrytových spektroskopických dvojhvězd můžeme určit limitu na oběžnou rychlost z tzv. křivek radiálních rychlostí získaných ze spektroskopie, jež popisují vývoj dopplerovské složky rychlosti oběhu hvězdy v čase. Zmíněné křivky mají nejčastěji tvar modulovaných trigonometrických funkcí. Oběžnou dobu lze určit také z křivky radiálních rychlostí i ze světelné křivky, která zachycuje vývoj celkového přicházejícího zářivého toku v čase: V optimálním případě obsahuje dva poklesy jasnosti, jež souvisejí se zákryty primáru sekundárem a sekundáru primárem. 

Délka jednotlivých zákrytů na světelné křivce má přirozenou spojitost s geometrickými rozměry stálic. Získáme-li navíc ze spektroskopie či modelování spekter spolehlivý odhad efektivní teploty obou složek, můžeme vypočíst i jejich absolutní zářivé výkony a celkový zářivý výkon soustavy a porovnat je se zdánlivou jasností dvojhvězdy měřenou ze Země. Nepřímo tak s vysokou přesností změříme i vzdálenost celého systému. 

TIP: Když jedna hvězda nestačí: Mohlo by být Slunce dvojhvězdou?

V tomto případě lze tedy určit základní parametry obou hvězd. S ohledem na přesnost současných přístrojů činí chyba při stanovení vlastností stálic v zákrytové spektroskopické dvojhvězdě pouze několik procent. A to se zdá být až nečekané, uvážíme-li, že ze Země takový systém vidíme pouze jako proměnlivý jasný bod. Na obou zmíněných křivkách se projevují i další efekty, například přítomnost hvězdných skvrn ve fotosférách složek, přenos hmoty mezi oběma tělesy či výskyt okolohvězdného materiálu. Také uvedené aspekty můžeme s vysokou úspěšností studovat. Dvojhvězdy tak představují důležitou laboratoř pro zkoumání struktury a vývoje stálic a hrají v astrofyzice nezastupitelnou úlohu. Jejich výzkumu se věnují i čeští astronomové.