Když jdou hvězdy do páru aneb Tajemství dvojhvězd: Jaké jsou a jak vznikají? (2.)

Astronomové rozdělují dvojhvězdy do mnoha skupin, převážně podle metod, jakými lze odlišit jejich složky. Jednou ze těchto skupin jsou dvojhvězdy zdánlivé. Ty 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. 

Předchozí část: Tajemství dvojhvězd: Jaké jsou a jak vznikají?

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.  

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 sytému 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. 

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. 

Může být Slunce dvojhvězdou?

Je téměř vyloučeno, aby mělo Slunce svého hvězdného průvodce, který by s ním putoval Galaxií. Vzhledem k přesnosti, s jakou dnes umíme určovat polohy planet i umělých družic, bychom gravitační rušení způsobené takovým tělesem již dávno odhalili. Přesto dostal neexistující souputník jméno – Nemesis.

Záhadné vymírání

Úvahy o vzdáleném průvodci naší hvězdy se objevily v 80. letech 20. století, kdy paleontologové David Raup a Jack Sepkoski přišli ve své práci s teorií periodicky se opakujících masových vymírání (dodejme, že jejich závěry dnes považujeme za nesprávné). Podle tvrzení obou vědců dochází každých 26 milionů let k náhlé změně diverzity pozemské biosféry. Někteří astronomové z toho poté usoudili, že právě s uvedenou periodou se ke Slunci vrací jeho temný souputník, který při průletu excituje komety v Oortově oblaku a vrhne je do středu naší soustavy, kde zmíněná tělesa následně způsobí katastrofu. 

Přirozeně by nešlo o „plnohodnotnou hvězdu“ (neboť tu bychom museli už dávno pozorovat), ale o chladného průvodce, červeného nebo hnědého trpaslíka. Mnohé přehlídkové projekty, ať již se uskutečnily ze Země, či z vesmíru, měly v druhém plánu podobné podezřelé objekty vyhledávat, přičemž prakticky vyloučily existenci tělesa teplejšího než 150 K blíže než deset světelných let. 

Richard Müller z University of California v Berkeley však přišel v roce 2002 s vysvětlením neúspěšných pokusů o nalezení tajemného souputníka. Podle jeho hypotézy proletěla před 400 miliony let blízkým okolím naší stálice bludná hvězda a rozptýlila Nemesis na vysoce excentrickou dráhu, která ji pak zavedla daleko od Slunce, kde ji nemůžeme s využitím současné technologie spatřit.

Slunce je samo 

Naprostá většina astronomů se ovšem shodne, že naše hvězda pluje vesmírem jako solitér. Nelze vyloučit, že by se mohla stát dvojčlenným systémem někdy v budoucnosti; nicméně jak již bylo řečeno, gravitační záchyt okolo letící stálice je krajně nepravděpodobný (byť možný). Tělesa schopná „odnést“ určité množství pohybové energie i momentu hybnosti známe ve Sluneční soustavě už nyní, přičemž k možným kandidátům čistě hypoteticky patří obří planety. Nejbližší vhodnou příležitostí by se pak mohla stát srážka s Galaxií v Andromedě přibližně za čtyři miliardy let. Do té doby však Slunce téměř jistě čeká osamělá pouť.