Kaksiktäht: erinevus redaktsioonide vahel

Kaksiktähed on astronoomiliselt väga tähtsad objektid, sest nende orbiitide järgi saab määrata komponentide massid[[mass]]id, mida saab seada vastavusse teiste tähtede parameetritega, ning seeläbi võib saadud seoseid kasutada üksikute tähtede masside määramiseks.

Tihti leitakse kaksiktähti optilise vaatluse teel, mispuhul kutsutakse neid visuaalseteks kaksiktähtedeks (visuaalselt võivad kaksiktähtedena paista ka tähed, mis tegelikult ei ole gravitatsiooniliselt seotud). Kaksiktähti võib avastada ka kaudsete meetodite abil, näiteks [[spektroskoopia|spektroskoopiliselt]] või [[astromeetria|astromeetriliselt]]. Kui kaksiktähede orbiidid juhtuvad olema tasandil[[tasand]]il, mis on meie vaatetasandil, siis varjutavad perioodiliselt tähed teineteist. Selliseid kaksiktähti nimetatakse varjutavateks või [[fotomeetria|fotomeetrilisteks]] kaksiktähtedeks (kuna tihti avastatakse neid fotomeetriliste vahenditega ehk uurides süsteemi valguskõverat[[valguskõver]]at).

Kui kaksiktähed on teineteisele küllalt lähedal, võivad nad gravitatsiooniliselt mõjutada kaaslase atmosfääri[[atmosfäär]]i. Mõnedel juhtudel võib toimuda isegi massi ülekandumine. Seega võib kaksiktähtede evolutsioonis olla faase, mida üksikud tähed läbida ei saa.

Kuigi kaksiktähtede teket viisil, kus kaks üksikut tähte muutuvad gravitatsiooniliselt seotuks, ei saa kõrvale jätta, on see äärmiselt väikese tõenäosusega. Ühelt poolt üksikute tähtede suhteliselt suure distantsilise eralduse tõttu ja teiselt poolt, sest energia jäävus nõuab ka kolmanda keha olemasolu. Kaksiktähtede suhteliselt suur sagedus ja kaksiksüsteemide vaatlused, kus mõlemad komponendid on suhteliselt noored, tõestavad et kaksiktähed tekivad juba tähetekkeprotsessi käigus.<ref>{{cite web | url = http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/public/chalabae/ylu/ylu_web/ylu_proceedings/hubber.pdf | title = Binary Star Formation from Rotational Fragmentation | format = PDF | first = D.A. | last = Hubber | coauthors = A.P. Whitworth | publisher = School of Physics and Astronomy, Cardiff}}{{dead link|date=August 2011}}</ref> [[Molekulaarudu]] mureneb ja tekib mitu suhteliselt lähestikku asuvat [[prototäht]]e.<ref>{{cite book | first = A.P. | last = Boss | chapter = Formation of Binary Stars | title = The Realm of Interacting Binary Stars | editor = (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo | year = 1992 | page = 355 | isbn = 0-7923-1675-4 | publisher = Kluwer Academic | location = Dordrecht}}</ref><ref>{{cite web | url = http://www.phys.lsu.edu/astro/nap98/bf.final.html | title = The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars | first = J.E. | last = Tohline | coauthors = J.E. Cazes, H.S. Cohl | publisher = Louisiana State University}}</ref>

Arvatakse, et ligikaudu 1/3 tähesüsteemidest Linnutees[[Linnutee]]s on mitmiksüsteemid ning ülejäänud 2/3 on üksikud tähed<ref>[http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html Most Milky Way Stars Are Single], Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics</ref> Kuna kaksiksüsteemide tekke tõenäosus on otseselt seotud algse molekulaarudu massiga, on kaksiktähtede komponentide seas vähe väikse massiga tähti. Suurem osa tähtedest - ligikaudu poopool l- on aga väikese massiga punased kääbused, mis on üldjuhul ka üksikud.

Dünaamilistel põhjustel pole kõik mitme keha süsteemid stabiilsed. Näiteks [[kolme keha süsteemissüsteem]]is, kus kõik kehad on ligilähedaste massidega ja omavahelised kaugused väikesed, heidetakse ebastabiilsuste tõttu üks keha suhteliselt kiiresti välja, ning alles jääb enamasti stabiilne kaksiksüsteem. Kaksiktähe komponentide orbiidid sõltuvad peamiselt primaar- ja sekundaartähe masside suhtest. Tiirlemisperioodid ulatuvad mõnedest tundidest kuni tuhandete aastateni.

Kaksiktähe komponendid on teineteisest evolutsioonilise mõju poolest eraldatud, kui kumbki täht asub oma [[Roche regioonisregioon]]is, ehk alas kus tema enda gravitatsioon on tugevam kui kaaslase oma. Sellel juhul komponendid teineteise evolutsioonile mõju ei avalda ning komponentide areng kulgeb sarnaselt üksiktähtede arengule. Enamik kaksiktähti kuuluvad sellesse klassi.

<ref>{{cite book | first = A.P. | last = Boss | chapter = Formation of Binary Stars | title = The Realm of Interacting Binary Stars | editor = (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo | year = 1992 | page = 355 | isbn = 0-7923-1675-4 | publisher = Kluwer Academic | location = Dordrecht}}</ref><ref>{{cite web | url = http://www.phys.lsu.edu/astro/nap98/bf.final.html | title = The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars | first = J.E. | last = Tohline | coauthors = J.E. Cazes, H.S. Cohl | publisher = Louisiana State University}}</ref><ref>[http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html Most Milky Way Stars Are Single], Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics</ref><ref>{{cite web | url = http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/public/chalabae/ylu/ylu_web/ylu_proceedings/hubber.pdf | title = Binary Star Formation from Rotational Fragmentation | format = PDF | first = D.A. | last = Hubber | coauthors = A.P. Whitworth | publisher = School of Physics and Astronomy, Cardiff}}{{dead link|date=August 2011}}</ref><ref>{{cite web | url = http://mintaka.sdsu.edu/faculty/quyen/node10.html | title = Roche model | first = Q | last = Nguyen | publisher = San Diego State University}}</ref><ref>{{cite journal | arxiv = 0705.3444 | title = Galactic distribution of merging neutron stars and black holes | first = R. | last = Voss | coauthors = T.M. Tauris | journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 342 | issue = 4 | pages = 1169–1184 | year = 2003 | doi = 10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x|bibcode = 2003MNRAS.342.1169V }}</ref><ref name="formation">{{cite arxiv| title=Terrestrial Planet Formation in Binary Star Systems| author=Elisa V. Quintana, Jack J. Lissauer| year=2007 | eprint=0705.3444}}</ref>