náhled|Umělecké znázornění hierarchické trojhvězdy HD 188753: blízká dvojice a třetí hvězda obíhají kolem společného těžiště. Vícenásobná hvězda je soustava tvořená několika hvězdami, které jsou navzájem gravitačně vázány. V širším významu zahrnuje také dvojhvězdy se dvěma složkami; soustava se třemi složkami se nazývá trojhvězda. V odborné literatuře se používá také užší vymezení, při němž se dvojhvězdy rozlišují od vícenásobných soustav se třemi a více složkami; na tyto soustavy je zaměřen například Multiple Star Catalog.
Uspořádání soustav Vícenásobné hvězdy se třemi a více složkami mají zpravidla hierarchické uspořádání. V trojhvězdě tvoří dvě hvězdy blízkou dvojici a třetí složka s touto dvojicí obíhá po podstatně širší dráze kolem společného těžiště. U čtyřhvězd se vyskytuje uspořádání dvou dvojhvězd obíhajících kolem společného těžiště, označované jako 2 + 2, nebo trojhvězdy se vzdálenější čtvrtou složkou, označované jako 3 + 1.
Rozdílné rozměry a oběžné doby vnitřních a vnějších drah umožňují dlouhodobou stabilitu soustavy. Jednotlivé dvojice lze v prvním přiblížení popisovat jako samostatné dvojhvězdy, jejich pohyb však ovlivňují také ostatní složky. V nehierarchických soustavách mohou těsná setkání hvězd vést k vyvržení některé složky a ke vzniku pevněji vázané dvojhvězdy nebo hierarchické soustavy.
Pozorování Blízkost hvězd na obloze sama o sobě nedokazuje, že patří do jedné soustavy. Optické dvojhvězdy a optická vícenásobná seskupení vznikají promítnutím nesouvisejících hvězd do podobného směru. Fyzickou souvislost pomáhají posoudit jejich vzdálenosti, vlastní pohyby, radiální rychlosti a případný oběžný pohyb. Ani podobný vlastní pohyb však u velmi vzdálených složek nemusí znamenat gravitační vázanost.
K rozpoznání složek se využívají různé pozorovací metody: Přímé zobrazení a interferometrie umožňují rozlišit jednotlivé hvězdy a sledovat změny jejich vzájemné polohy. Spektroskopie odhaluje oběžný pohyb prostřednictvím periodických Dopplerových posuvů spektrálních čar. Astrometrie může odhalit průvodce z odchylek měřené polohy způsobených oběžným pohybem. Fotometrie zachycuje poklesy jasnosti při vzájemných zákrytech. U zákrytových dvojhvězd mohou změny časů zákrytů upozornit také na další složku. Samy o sobě však její přítomnost nedokazují, protože je může vyvolat například postupné stáčení eliptické dráhy nebo magnetická aktivita hvězd.
Různé metody jsou citlivé na rozdílné vzdálenosti a jasnosti průvodců, takže úplnější zjištění počtu složek vyžaduje jejich kombinaci.
Četnost Četnost vícenásobných soustav závisí zejména na hmotnosti hlavní složky, ale také na stáří a prostředí hvězd. U soustav s málohmotnými červenými trpaslíky převažují jednotlivé hvězdy, zatímco nejhmotnější hvězdy mají průvodce velmi často. Studie z roku 2010 založená na vzorku 454 hvězd podobných Slunci uvádí pozorovaný podíl soustav s průvodcem (44 ± 2) %. Započítáni byli hvězdní průvodci i hnědí trpaslíci.
Podíl vícenásobných soustav není totožný s podílem jednotlivých hvězd, které do nich patří. Přehledová práce z roku 2023 odhadla, že vícenásobných je přibližně 35 % soustav při vstupu na hlavní posloupnost, ale jejich složky představují přibližně 58 % hvězd. Většina soustav tak může být jednohvězdná, přestože většina hvězd náleží do soustav vícenásobných.
Vznik a vývoj Vícenásobné soustavy vznikají zejména při vzniku hvězd rozdělením hustého plynu v molekulárním mračnu na několik gravitačně se smršťujících částí. Další možností je gravitační nestabilita a rozpad dostatečně hmotného disku kolem vznikající hvězdy. Uplatňují se také dynamické interakce a zachycení dalších hvězd.
Výsledné uspořádání mění akrece plynu i vzájemné gravitační působení složek. V některých soustavách vede vývoj ke zmenšování drah, jinde ke ztrátě průvodců. Pozorovaná četnost a uspořádání soustav proto poskytují informace jak o jejich vzniku, tak o následném dynamickém vývoji.
Význam pro astronomii Oběžný pohyb dvojhvězd a složek vícenásobných soustav umožňuje určovat hvězdné hmotnosti. K získání hmotností jednotlivých složek je zapotřebí vhodná kombinace údajů o dráze, jejím sklonu, radiálních rychlostech nebo vzdálenosti soustavy. Samotné zjištění přítomnosti průvodce k přesnému určení hmotnosti nestačí.
Zvlášť významné jsou zákrytové dvojhvězdy se spektry obou složek. Spojení světelné křivky a měření radiálních rychlostí dovoluje stanovit nejen hmotnosti, ale také poloměry hvězd. U nejlépe prozkoumaných soustav dosahují tato měření přesnosti několika procent nebo lepší a slouží k ověřování modelů hvězdného vývoje.
Příklady náhled|Tři složky Algolu na obrazu rekonstruovaném z infračervených interferometrických měření soustavy CHARA. Algol je hierarchická trojhvězda s vnitřní zákrytovou dvojicí. Mezi členy této dvojice probíhá přenos hmoty. Epsilon Lyrae je čtyřhvězda složená ze dvou vizuálních dvojhvězd, které společně tvoří širší soustavu. Castor je šestinásobná soustava, jejíž hvězdy tvoří tři dvojice uspořádané do několika hierarchických úrovní.
Odkazy Reference
Související články Dvojhvězda Trojhvězda Hvězdná dynamika
Externí odkazy
Multiple Star Catalog v databázi VizieR (anglicky)
Kategorie:Hvězdné systémy Kategorie:Typy hvězd