Objev dvojhvězdy kolem supermasivní černé díry

Objev dvojhvězdy v extrémním prostředí středu Mléčné dráhy v blízkosti supermasivní černé díry testuje jak klasické teorie hvězdné dynamiky, tak i moderní modely vzniku a vývoje hvězd.

Několik fotogenických vizuálních dvojhvězd lze na hvězdné obloze pozorovat již relativně malými dalekohledy. Některé hvězdné dvojice, většinou jen zdánlivé, lze pozorovat i pouhým okem, například Mizar-Alcor ve Velké medvědici, jehož úhlová vzdálenost 12 úhlových minut posloužila i jako zkouška ostrosti zraku. Mezi oblíbené systémy amatérských pozorovatelů patří také několik fyzických, tj. gravitačně vázaných dvojhvězd, například žlutomodrá dvojhvězda Albireo (β Cygni), Izar (ε Bootis) nebo Algol (β Persei), který je dokonce vícehvězdným systémem. Dvojhvězdy a vícehvězdné systémy lze identifikovat vizuálně, jestliže je rozlišíme dostatečně velkým dalekohledem, fotometricky pozorováním periodických změn jasnosti (zákrytové dvojhvězdy) nebo spektroskopicky, pakliže dochází k periodickým změnám ve spektru systému (spektroskopické systémy).

1. Střed Galaxie Mléčné dráhy v souhvězdí Střelce (Sagittarius). Snímek byl pořízen ve viditelné oblasti spektra, kde je střed Galaxie zakrytý absorpcí prachu (tmavá oblaka v popředí). Menší snímek byl pořízen spektrografem SINFONI na dalekohledu Very Large Telescope v infračervené oblasti spektra. Jasnější oblasti jsou způsobeny emisí vodíku (emisní čára Brγ) kolem vlnové délky 2,2 μm. Dvojhvězdný systém D9 je také zdrojem této emise díky své cirkumstelární obálce. Složky dvojhvězdy nelze rozlišit ani pomocí velkých osmimetrových dalekohledů Evropské jižní observatoře (ESO). Identifikovat je lze pouze díky periodickým posunům čáry vodíku Brγ do červené a modré oblasti spektra, což odráží jejich oběh kolem společného těžiště.

Snímek ESO, F. Peißker a kol., S. Guisard

Dvojhvězdným a vícenásobným hvězdným soustavám byla v minulosti věnována velká pozornost, protože představují jakousi nebeskou „laboratoř“, kde na sebe gravitačně působí více hvězd. Fyzické dvojhvězdy jsou gravitačně vázané systémy dvou hvězd obíhajících kolem společného těžiště – v případě stejně hmotných hvězd je těžiště systému přesně ve středu jejich spojnice. U dvojhvězd s krátkou periodou jen několika dnů, jako je Algol (2,86 dne), je možné pozorovat změny jasnosti nebo jiných parametrů v průběhu jednoho týdne. Ve srovnání se Sluneční soustavou, kde Slunce je jedinou osamocenou hvězdou, představují dvojhvězdy exotičtější systémy. Pokud jsou složky dvojhvězdného systému dostatečně blízko u sebe, může docházet i k přelévání hmoty z obálky jedné hvězdy do druhé. Takové těsné dvojhvězdné systémy mají zcela odlišný hvězdný vývoj ve srovnání s naším Sluncem, které během svého vývoje nepřijímá hmotu z jiných hvězd a ani neztrácí svou hmotu ve prospěch jiných těles. Příkladem drastického vlivu na hvězdný vývoj jsou supernovy typu Ia, kdy bílý trpaslík akreující hmotu od svého hvězdného protějšku překročí kritickou Chandrasekharovu mez (asi 1,4 hmotnosti Slunce) a v důsledku spuštěné termonukleární reakce v celém svém objemu exploduje jako jasná supernova. Dvojhvězdy také umožňují nahlédnout do způsobu, jak vznikají hvězdy v hustých molekulárních mračnech. Vzhledem k tomu, že více než polovina mladých horkých hvězd (spektrálních typů O a B) je vázána ve dvojhvězdách nebo vícenásobných systémech, je jasné, že hvězdy nevznikají osamoceně, ale v hustších asociacích, kde na sebe vznikající hvězdy, protohvězdy, gravitačně působí. Vznik gravitačně vázaných hvězdných systémů je tedy přirozený.