Multipelstjärnor

Det är inte ovanligt att multipelstjärnor bildas ur nebulosorna. Ungefär hälften av alla stjärnor i galaxerna är dubbelstjärnor eller innehåller ännu fler komponenter.

De flesta dubbelstjärnorna går i mycket excentriska banor. Resten av dem går i täta banor runt varandra.

Förhållandet mellan mängden stjärnor i ett multipelsystem

Oberoende studier av multipelstjärnor har visat att förhållandet mellan enkel-, dubbel-, trippel- och kvadrupelstjärnor är 57:38:4:1 för stjärnor av G-typ samt 58:33:7:1 för stjärnor av M-typ. Mer än hälften av alla stjärnsystem är dubbelstjärnor. I tidiga T Tauri-system är halten multipelstjärnor betydligt större men i många fall så försvinner många multipelstjärnor på olika sätt i den tidiga utvecklingen.

Bildandet av dubbelstjärnor

Dagens datorer har blivit tillräckligt snabba för att inte bara ta hänsyn till gravitationella effekter hos ett fåtal antal masspunkter utan även hydrodynamiken hos komprimerbara gaser. Fältindelningen förfinas successivt i de punkter som det blir nödvändigt, t ex i centrum av de bildande stjärnorna.

Om den lokala fragmenteringen i nebulosan skall bilda enkel- eller multipelstjärnesystem beror på rotationshastigheten. Roterar systemet snabbare än en viss gränshastighet bildas multipelstjärnor, annars en enkelstjärna. Detta inträffar efter det att magnetfältet, som tillsammans med temperaturen skapar det utåtriktade tryck som motverkar gravitationen, har läckt ut ur molnet genom en process som kallas för ambipolär diffundering. Det är när staven i bilden nedan till vänster fragmenteras som antalet stjärnor bestäms.

Fragmenteringssimulering av dubbelstjärnesystem (Courtesy Klein, Fisher & McKee)Fragmenteringssimulering av dubbelstjärnesystem (Courtesy Klein, Fisher & McKee)Fragmenteringssimulering av dubbelstjärnessystem (Courtesy Klein, Fisher & McKee)
Fragmenteringsimulering av dubbelstjärnessystem (Courtesy Klein, Fisher & McKee).

Planeter i dubbelstjärnesystem

Det är inte omöjligt att liv skulle kunna uppstå även i dubbelstjärnesystem. Det finns nämligen stabila zoner även i sådana system och de ligger alltid nära en av komponenterna i dubbelstjärnesystemet. En kritisk "semimajor" axel ligger typiskt 10 till 30 % mellan stjärnorna och påverkas relativt litet av stjärnornas massförhållande men mycket av stjärnbanornas excentricitet. Frågan är om planeterna kan undvika bunden rotation och ha stabila förhållanden under miljardtals år vilket är ett krav.

 (Courtesy Paul Wiegert)
Stabila punkter i ett dubbelstjärnesystem finns och ligger alltid nära en av kompenterna (Courtesy Hoffman & Wiegert).

Efter huvudserien

Dubbelstjärnesystem som innehåller två massiva stjärnor har stora möjligheter att orsaka en supernova av typ Ia.

För att det skall bli någon interaktion mellan dubbelstjärnekomponenterna krävs massöverföring. För att få detta krävs i sin tur att minst en av stjärnorna fyller upp sin rochelob.

Den maximala diametern av en stjärna är mindre än 1000 gånger Solens nuvarande radie och endast dubbelstjärnor med en separation som är mindre än 1250 soldiametrar (5,8 AE) kan fylla ut sina rochelober och därmed interagera genom massutbyte. Statistik visar att ungefär hälften av alla dubbelstjärnesystem uppfyller detta villkor.

Den massivare stjärnan utvecklas alltid snabbare och lämnar huvudstjärnefasen först för att expandera när hetare fusionsprocesser ersätter de som är huvudsakliga på huvudserien.

Icke massiva dubbelstjärnor efter huvudserien

Låt oss studera ett dubbelstjärnesystem med komponenter som inte är betydligt massivare än Solen och där komponenternas sammanlagda massa är mindre än ungefär elva solmassor.

(Courtesy Icko Iben Jr, Alexander Tutukov and Don Dixon)
Utvecklingen av dubbelstjärnor med mindre än totalt ungefär två stjärnmassor efter tiden på huvudserien (Courtesy Icko Iben Jr, Alexander Tutukov and Don Dixon).

Under tiden då båda stjärnorna är på huvudserien interagerar de inte nämnvärt eftersom stjärnorna inte har någon väsentlig stjärnvind (rad 1). Det blir riktigt intressant när den massivare stjärnan lämnar huvudserien.

Antar vi att stjärnorna ligger tillräckligt nära varandra för att rocheloben skall överfyllas sker det en masstransport till den mindre massiva stjärnan (rad 2). Är den massivare komponenten mer än ungefär två gånger massivare än den andra fylls även den andras rochelob och en gemensam kokongliknande materiesfär som rymmer båda stjärnorna skapas (rad 3). Detta leder till att stjärnorna kommer närmare varandra.

Är däremot stjärnorna ungefär likvärdiga så förs materia i form av helium sakta över till den lättare komponenten (rad 3) och avståndet ökar mellan komponenterna eftersom rotationsmomentet bevaras. Det kändaste exemplet på denna typ av dubbelstjärna, som regelbundet förmörkar varandra, är Algol i Perseiderna.

I båda fallen blir dock den ursprungligen massivare komponenten en vit dvärgstjärna (rad 4). Ligger de två komponenterna tillräckligt nära varandra bildas regelbundet novor (rad 5). I annat fall bildas en kokonglikande materiesfär runt dubbelstjärnorna.

I nästa steg har två vita dvärgstjärnor bildats. Är de längre än ungefär tre solradier händer föga. I annat fall så bildas icke oväsentliga mängder gravitationsstrålning som får komponenterna att komma ännu närmre varandra. Till slut så går de två dvärgstjärnorna ihop till ett objekt (rad 6).

Om den totala massan är mindre än en halv solmassa och båda komponenterna består av helium blir det en enda vit dvärg av helium. Annars blir det en stjärna som fusionerar helium till kol och syre i kärnan omgiven av ett lager med helium.

Om den ena komponenten är gjord av kol och syre medan den andra är gjord av helium blir resultatet en superjätte invävd i en kokongliknande materiesfär. Denna typ av stjärnor kallas för R Coronae Borealis stjärnor. En intensiv stjärnvind förvandlar stjärnan till en dvärgstjärna av kol och syre med en omgivande planetarisk nebulosa bestående av helium.

Om den totala massan istället överstiger Chandrasekhargränsen inträffar en supernova av typ I.

Massiva dubbelstjärnor efter huvudserien

Låt oss nu studera dubbelstjärnor där den totala massan överstiger elva solmassor.

Utveckling av massiva dubbelstjärnor (Courtesy Icko Iben Jr, Alexander Tutukov and Don Dixon)
Utvecklingen av massiva dubbelstjärnor efter tiden på huvudserien. Den beror på massornas storlek hos komponenterna samt avståndet mellan dem (Courtesy Icko Iben Jr, Alexander Tutukov and Don Dixon).

Antar vi att stjärnorna ligger tillräckligt nära varandra för att rocheloben skall överfyllas (rad 2) sker det en masstransport till den mindre massiva stjärnan (rad 3). Är den massivare komponenten riktigt massiv kan inte den sekundära stjärnan svälja all övervällande materia utan en kokongliknande massfär skapas som rymmer båda stjärnorna skapas (rad 4). Materian lämnar dubbelstjärnesystemet med resultatet att de båda stjärnorna kommer närmare varandra (rad 5) (t ex Eta Carinae).

När massfären har blåsts väck från systemet kvarstår har den primära stjärnan börjat bilda en Wolf-Rayet stjärna om den är massivare än ca 30 solmassor. Allt tyngre grundämnen fusioneras under allt extremare förhållanden allt eftersom de mindre massiva i kärnan tar slut. Till slut inträffar en supernova (rad 6). Om stjärnan är massivare än ca 40 solmassor skapas ett svart hål, annars en neutronstjärna (rad 7).

Om den utkastade massan är mindre än vad som finns kvar i dubbelstjärnans komponenter förblir stjärnorna gravitationellt sammanbundna även om banorna kan bli väldigt excentriska (enligt sats), annars lämnar stjärnorna varandra och kan i vissa fall få så hög hastighet att de slungas ut ur galaxen.

Om stjärnorna förblir sammanbunda och den sekundära stjärnan har stor massa kommer även den att snart lämna huvudserien och övergå till jättestjärnestadiet med eventuell massöverföring till den primära komponenten som följd. Materien omvandlas delvis till stark röntgenstrålning när den cirklar den kompakta stjärnan allt närmare (rad 8). Denna typ av dubbelstjärnepar kallas för HMXB på engelska (High Mass X-ray Binary) och lever i mellan 10000 och 100000 år. Cygnus X-1 är ett exempel på detta med ett svart hål som primär komponent. P g a stort rotationsmoment faller inte materian rakt ner i det kompakta objektet utan bildar en ansamlingsskiva varifrån materian sakta faller ner på neutronstjärnan / det svarta hålet på ett regelbundet sätt. Är centralobjektet en neutronstjärna ökar rotationsmomentet och magnetfältet (trots att det är försvagat av den ansamlade massan) och pulserar i röntgenområdet när materian faller ner på polerna eftersom materian i ansamlingsskivan följer de magnetiska fältlinjerna.

Är massan hos sekundärstjärnan mindre tar det betydligt längre tid innan primärstjärnan får emittera röntgenstrålning. Troligtvis har rotationsmomentet minskat väsentligt hos pulsaren och den pulserar endast på radiovåglängder. Magnetfältet räcker trots delvis uppspinning inte till för att mata materian från ansamlingsskivan till polerna utan materian fördelas jämnare runt ekvatorn hos stjärnan och faller ner mer sporadiskt i klumpar med oregelbundna röntgenstrålningsutbrott som följd.

Till slut blir massöverföringen från den sekundära stjärnan för stor för den kompakta stjärnan och en massfär skapas istället (rad 9). När denna har skingrats har även den sekundära stjärnan skapat en Wolf-Rayet stjärna och snart inträffar en supernova för andra gången i dubbelstjärnans historia (rad 10).

Vanligtvis kastas de två kompakta objekten ut från varandra men fortsätter att vara gravitationellt sammanbundna om den utkastade massan är mindre än hälften av den kvarvarande massan hos det resterande dubbelstjärnesystemet. Är supernovan asymmetrisk, vilket är fallet i praktiken, beror separationssannolikheten även på om materian kastas ut mot grannstjärnan eller inte. Ett exempel på ett dubbelstjärnesystem med två neutronstjärnor är PSR 1913-16 vars gravitationella strålning studerades av Joseph Taylor samt Russell Hulse och ledde till 1993 års Nobelpris i fysik. Om dubbelstjärnesystemet splittras far neutronstjärnorna bort från varandra med en bogchockvåg som följd när den går genom det interstellära mediet. Sakta närmar de sig varandra allt eftersom deras energi strålas ut och till slut kollapsar de till ett svart hål (rad 12) genom en hypernova.

Källor:

[1]: Holman, Matthew & Weigert, Paul, "Long-term stability of Planets in Binary Systems", Astronomical Journal, 117, 621-628.
[2]: "Lifes of binary stars".
[3]: Klein Richard, Fisher Robert & McKee, Christopher: "Fragmentation and Star formation in turbulent Cores in "The formation and evolution of binary Stars" (Ed Mathieu, R. & Zinnecker, H., San Francisco, ASP, 2001.

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida