Zobrazení zdroje stránky Dvojhvězda

[[Soubor:Albireo.jpg|náhled|Vizuální dvojhvězda [[Albireo]] ze souhvězdí Labutě. Každá hvězda má jinou povrchovou teplotu, proto mají každá jiný barevný nádech. Oranžová je na povrchu chladnější, namodralá teplejší.]]
'''Dvojhvězda''' je zdánlivě jediná [[hvězda]], u které lepší [[rozlišovací schopnost]]i (např. [[dalekohled]]em nebo jinou astronomickou technikou) ukazují, že se jedná o dvojici těsně vedle sebe ležících hvězd. Mohou, ale nemusí být fyzicky propojeny.<ref name="dic">
{{Citace elektronické monografie | url= https://dictionary.obspm.fr/?formSearchTextfield=double+star&formSubmit=Search&showAll=1| titul=An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics | vydavatel= Heydari-Malayeri, M. (Paris Observatory)| datum přístupu=2024-12-12 }}</ref> Takové dvojice hvězd můžeme obecně rozdělit do dvou skupin<ref name="ridp">{{Citace monografie | příjmení = Ridpath, Ian (ed.)
| titul = A Dictionary of Astronomy (3ed)
| url = https://www.oxfordreference.com/display/10.1093/acref/9780191851193.001.0001/acref-9780191851193
| vydavatel = Oxford University Press | rok = 2018 | isbn = 9780191851193 | jazyk = en
}}</ref><ref name="Mitt">{{Citace monografie | příjmení = Mitton, J. | rok =2007 |  titul= Cambridge illustrated dictionary of Astronomy | vydavatel=Cambridge University Press |  isbn=978-0-521-82364-7  | jazyk = en}}</ref><ref name="mur">{{Citace monografie | příjmení = Murdin, Paul (ed.)
| titul = Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics | vydavatel =  Nature Publishing Group | rok = 2001 | isbn = 978-0333750889 | jazyk = en }}</ref><ref name=Harm>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Harmanec, P.; Mayer, P.; Zasche, P.;  | rok = 2021  | titul =  Dvojhvězdy (skripta)  | url = https://astro.mff.cuni.cz/vyuka/AST019/nast019.pdf  | datum přístupu = 2024-12-13  | vydavatel = Astronomický ústav Univerzity Karlovy
}}</ref>:

* '''fyzická dvojhvězda''' – hvězdy jsou reálně blízko sebe, jsou k sobě vázány [[gravitace|gravitací]] a obíhají kolem společného [[Barycentrum|těžiště]] po eliptické nebo kruhové dráze.<ref name=Harm /> Příkladem takové skutečné dvojhvězdy je [[Sirius]].

* '''optická dvojhvězda''' – hvězdy jsou na obloze z pohledu pozorovatele na Zemi v těsné blízkosti, ale  ve skutečnosti jde o dvě tělesa ve zcela různých vzdálenostech od Země a nejsou fyzicky propojeny. Náhodou se tedy hvězdy promítají blízko sebe ve stejném směru pohledu ze Země. Ve skutečnosti jsou optické dvojhvězdy poměrně vzácné a většina dvojhvězd jsou ve své podstatě fyzické dvojhvězdy.<ref name="ridp" /> Jako příklad lze uvést hvězdy ''Alpha<sup>1</sup> Capricorni'' a ''Alpha<sup>2</sup> Capricorni'', které od sebe na obloze dělí 0,11°, což je mezera rozlišitelná pouhým okem, podobně jako u známé dvojhvězdy [[Mizar]] a [[Alkor]]. 

Studium fyzikálních dvojhvězd a zvláštností jejich vzájemného ovlivňování, které může ovlivnit i vývoj jejich složek, je pro astrofyziku důležité, zejména v [[Optická astronomie|optické astronomii]] a od roku 1971 i v [[Rentgenová astronomie|rentgenové astronomii]]. V řadě případů totiž dvojhvězdy představují unikátní fyzikální laboratoře a s jejich pomocí lze dosud nejpřesněji určit základní fyzikální vlastnosti
hvězd jako jsou hmotnosti, poloměry či zářivé výkony. Z tohoto pohledu jsou optické dvojhvězdy pro oblast výzkumu nezajímavé.<ref name=Harm />  V [[čeština|češtině]] (a v řadě dalších jazyků, mimo angličtinu) se proto často pojem ''dvojhvězda'' používá jako [[synonymum]] pro fyzickou dvojhvězdu <ref name="vsf">{{Citace monografie | příjmení = Mechlová, E.; Košťál, K. (ed.)
| titul = Výkladový slovník fyziky (pro základní vysokoškolský kurz)
| vydavatel = Prometheus, Praha | rok = 1999 | isbn = 80-7196-151-5 }}</ref>; někdy se pro fyzickou dvojhvězdu používá i pojem [[binární systém]] resp. ''binární hvězda''. V [[angličtina|angličtině]] se používá pojem '''double star''' pro obecné označení dvojhvězdy a pojem '''binary star''' pouze pro označení fyzické dvojhvězdy.<ref name=Heintz12>{{Citace monografie | příjmení = Heintz, W. D. | rok =1978 | titul=Double Stars | vydavatel=D. Reidel Publishing Company |  isbn=978-90-277-0885-4  | jazyk = en}}</ref><ref name="ridp" />

Odhaduje se, že přibližně polovina všech hvězd má alespoň jednoho průvodce<ref name="Mitt" />, ačkoli mnohé z nich jsou tak blízko u sebe, že je nelze oddělit ani [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleovým vesmírným dalekohledem]]. Některé zdroje<ref name="space" /> dokonce uvádí, že většina hvězd (až 80&nbsp;%) v [[Mléčná dráha|Mléčné dráze]] jsou fyzické dvojhvězdy nebo [[Vícenásobná hvězda|vícenásobné hvězdné systémy]]. Osamocené hvězdy, jako např. [[Slunce]], jsou poměrně vzácné a tvoří asi 15&nbsp;% všech hvězd<ref name="space">{{cite web |url=http://www.space.com/22509-binary-stars.html |title=Binary Star Systems: Classification and Evolution |date=17 January 2018 |publisher=Space.com}}</ref><ref name="mull" />. Pokud lze v dalekohledu rozlišit dvojhvězdu na samostatné hvězdy, tak v takovém případě se dvojhvězda nazývá '''vizuální dvojhvězda'''. Mnohé vizuální dvojhvězdy mají dlouhé oběžné doby v řádu desítek let až několika staletí, a proto jsou jejich [[Oběžná dráha|oběžné dráhy]] nejisté nebo málo známé. Dvojhvězdy mohou být také detekovány dalšími astronomickými technikami, jako je [[spektroskopie]], pak se nazývají '''spektroskopické dvojhvězdy''' nebo [[astrometrie]] a potom se nazývají '''astrometrické dvojhvězdy'''. Pokud dvojhvězda obíhá v rovině rovnoběžné se [[zorné pole|zorným polem]] pozorovatele na Zemi, pak se její složky navzájem zakrývají a přecházejí přes sebe; tyto dvojice se pak nazývají '''zákrytové dvojhvězdy''' nebo '''fotometrické dvojhvězdy'''.

Pokud jsou složky dvojhvězdných systémů dostatečně blízko sebe, mohou si vzájemně gravitačně deformovat vnější hvězdné atmosféry. V některých případech si tyto '''těsné dvojhvězdy''' mohou vyměňovat hmotu, což může přivést jejich [[Vývoj hvězd|vývoj]] do stádia, kterého jednotlivé hvězdy nemohou dosáhnout. Příkladem těsných dvojhvězd jsou [[Sirius]] a [[Cygnus X-1]] (Cygnus X-1 je známá [[černá díra]]). Dvojhvězdy jsou také častými centrálními hvězdami mnoha [[Planetární mlhovina|planetárních mlhovin]] a mohou být předchůdci [[nova|nov]] a [[Supernova#Typ Ia|supernov typu Ia]].

V zásadě lze říci, že dvojhvězdy se mohou vyskytovat v kombinacích od těles, která se dotýkají až po vzdálenosti, souměřitelné se středními vzájemnými vzdálenostmi hvězd v dané části prostoru od sebe.<ref name=Harm /> 

== Klasifikace fyzických dvojhvězd ==

Studium dvojhvězd má v astronomii dlouhou tradici a v [[Mezinárodní astronomická unie|Mezinárodní astronomické unii]] (IAU) až do roku 2015 existovaly dvě různé komise, které se jejich výzkumu věnovaly: ''Double and Multiple Stars'' a ''Close Binaries''. Od roku 2015 dvojhvězdy patří pod divizi ''G Stars and Stellar Physics'' (Hvězdy a hvězdná fyzika) a komisi ''G1 – Commission G1 Binary and Multiple Star Systems'' (Dvojhvězdy a vícenásobné hvězdné soustavy)<ref name="iau1">{{Citace elektronické monografie
| titul = G1 – Commission G1 Binary and Multiple Star Systems | url = https://www.iau.org/science/scientific_bodies/commissions/G1/ | vydavatel = International Astronomical Union (IAU) | datum přístupu = 12-12-2024 }}</ref>, která vydává po mnoho let bibliografie dvojhvězd a informace o probíhajících pozorovacích programech.<ref name=Harm />

Fyzická dvojhvězda je dvojice hvězd, které jsou k sobě gravitačně vázány a obíhají kolem společného těžiště po eliptické nebo kruhové dráze (pokud obě složky mají stejnou hmotnost). Jasnější, případně hmotnější, z obou hvězd se obvykle nazývá ''primární složka'', druhá hvězda se potom nazývá ''sekundární složka''. Pozorování dvojhvězd a určování jejich fyzikálních vlastností ukazuje, že se mohou vyskytovat ve velmi pestrých kombinacích. Obecně můžeme fyzické dvojhvězdy klasifikovat dvěma způsoby: podle metody pozorování a podle dynamické stability.<ref name=Harm /> 

=== Podle metody pozorování ===

Fyzické dvojhvězdy se podle způsobu pozorování dělí na čtyři základní typy: ''vizuální'', ''astrometrické'', ''spektroskopické'' a ''zákrytové''. Každá dvojhvězda může patřit do několika z těchto typů, například několik spektroskopických dvojhvězd je zároveň zákrytových.<ref name=Heintz12 /><ref name=Harm /> Rozdíly mezi jednotlivými typy vyplývají z velikosti obou hvězd, jejich vzájemné blízkosti a vzdálenosti od pozorovatele. Dvojhvězdy se také často nachází ve [[Vícenásobná hvězda|vícehvězdných systémech]] – trojhvězdy, čtyřhvězdy a vyšší hvězdné soustavy. Mají-li být takové vyšší hvězdné soustavy dlouhodobě stabilní, musí to být vlastně podvojné soustavy tvořené dvojhvězdami nebo podvojnými soustavami. Kupříkladu stabilní trojhvězda tak sestává z těsné dvojhvězdy, kolem níž obíhá ve větší vzdálenosti složka třetí. Těsná dvojhvězda spolu s třetí složkou tak tvoří podvojný systém. U čtyřhvězd jsou možné dvě stabilní varianty: (((1+1)+1)+1) nebo ((1+1)+(1+1)). Základem pro výzkum těchto systémů je tedy fyzika dvojhvězd z níž pak fyzika vícenásobných hvězdných soustav vyplývá.<ref name=Mikul>
{{Citace elektronického periodika  | příjmení = Mikulášek, Z.; Krtička, J.  | rok = 2005  | titul =  Základy fyziky hvězd (skripta)  | url = https://astro.physics.muni.cz/download/documents/skripta/F3080.pdf | datum přístupu = 2024-12-14  | vydavatel = Přírodovědecká fakulta MU Brno, Ústav teoretické fyziky a astrofyziky }}</ref>

Složky dvojhvězd (i vícenásobných hvězdných soustav) tvoří vázaný systém už od chvíle svého zrodu protože vznikly společně. Dvojhvězdy jsou vlastně taková hvězdná dvojčata, hvězdy jež se zrodily současně a mají stejné stáří. Poměrně vysoké procento hvězd vázaných ve dvojhvězdách naznačuje, že formování hvězd ve dvojhvězdách je zřejmě snadnější, než vznik samostatných hvězd, a že hvězdy vznikají z mezihvězdného prostředí ve skupinách. Ve dvojhvězdách se totiž odstraňuje jedna z hlavních překážek volné tvorby nových hvězd, a totiž problém souvisejícím se [[Zákon zachování momentu hybnosti|zákonem zachování momentu hybnosti]]. Ve dvojhvězdách se tento moment, který by jinak zrodu jednotlivé hvězdy bránil, uloží do momentu [[Oběžná dráha|orbitálního]] pohybu složek. Vzhledem k tomu, že se hvězdy zformovaly ve stejné části [[Mlhovinová hypotéza#Vznik hvězd a protoplanetárních disků|zárodečného oblaku]], mají tedy totéž počáteční chemické složení, ale mohou se vyvíjet různě. Pozorování také ukazují, že složkami dvojhvězd mohou být téměř jakékoliv [[Spektrální klasifikace#Spektrální třídy|typy hvězd]]. To činí z dvojhvězd mimořádně vhodné kandidáty pro komplexní testování teorie [[Hvězda#Vnitřní stavba hvězdy|hvězdné stavby]] a [[Hvězda#Vznik_a_vývoj|hvězdného vývoje]].<ref name=Mikul /> 

==== Vizuální dvojhvězda ====
{{Podrobně|Vizuální dvojhvězda}}

Vzhledem k obrovským vzdálenostem mezi jednotlivými hvězdami v Mléčné dráze vidíme jen malé procento dvojhvězd jako dva oddělené světelné body. 
'''Vizuální dvojhvězda''' je dvojhvězda, u níž je úhlová vzdálenost mezi oběma složkami dostatečně velká na to, aby je bylo možné pozorovat jako dvojhvězdu v dalekohledu nebo [[Astronomický interferometr|interferometr]]em.<ref name=Harm /> Důležitým faktorem při detekci vizuálních dvojhvězd je [[rozlišovací schopnost]] pozorovacího přístroje a také relativní jasnost obou hvězd, protože oslnění jasnou hvězdou může ztížit detekci přítomnosti slabší složky. 

Pro vizuální či fotografická pozorování je praktickou dolní hranicí, do které můžeme ještě dvojhvězdu pozorovat jako vizuální, úhlová vzdálenost na obloze asi <math>0,1''</math> – <math>0,2''</math>. Modernější používané matematické zpracování obrazu metodou skvrnkové interferometrie umožňuje s existujícími optickými dalekohledy pozorovat i méně vzdálené dvojice až do hranice asi <math>0,03''</math> a pro nové interferometry sestávající z celé sítě několika dalekohledů spojených optickými vlákny se tato mez v posledních letech trvale snižuje.<ref name=Harm /> Negativní vliv zemské atmosféry na rozlišovací schopnosti pozemských přístrojů lze obejít pozorováním mimo zemskou atmosféru, např. pomocí [[Hubbleův vesmírný dalekohled|dalekohledu HST]] nebo mise [[Hipparcos]] bylo objeveno 3&nbsp;000 nových dvojhvězd.<ref name=Mikul />

Pro vizuální dvojhvězdy se měří [[poziční úhel]] jejich vzájemné polohy v průmětu na [[Nebeská sféra|nebeskou sféru]] a [[Úhlová velikost|úhlová vzdálenost]] mezi oběma hvězdami. Zaznamenává se také čas pozorování a někdy i jasnost složek. Pohybem složek se při měřeních vizuální dvojhvězdy postupně mění polohový úhel a vzdálenost mezi oběma hvězdami, která osciluje mezi maximálními a minimálními hodnotami. Vynesením údajů do roviny vznikne [[elipsa]]. To je zdánlivá [[oběžná dráha]] – projekce dráhy obou hvězd na nebeskou sféru; z ní lze následně vypočítat skutečnou dráhu v prostoru. Studium vizuálních dvojhvězd pomáhá určit užitečné charakteristiky hvězd: [[hmotnost]], [[hustota|hustotu]], [[Spektrální klasifikace#Harvardská spektrální klasifikace|povrchovou teplotu]], [[Zářivý výkon#Astronomie|svítivost]], rychlost [[Otáčení|rotace]] i přibližný tvar.<ref name="arg" /> U většiny známých vizuálních dvojhvězd nebyl dosud pozorován jeden celý oběh; spíše se pozoruje, že se pohybují po zakřivené dráze nebo po částečném oblouku<ref name=Heintz12 />.

K výpočtu oběžné dráhy složek je třeba mít měření (čas, poziční úhel, promítnutá úhlová vzdálenost), která pokrývají pokud možno celou dráhu; z takových dat je potom zřejmá [[Doba oběhu|oběžná perioda]]. Není-li dráha pokryta celá, jsou perioda i další [[Elementy dráhy|dráhové elementy]] nejisté a řešení může být víceznačné nebo neurčitelné. Pohyb hvězd ve dvojhvězdě lze v prvním přiblížení řešit jako pohyb soustavy dvou gravitačně vzájemně interagujících [[Hmotný bod|hmotných bodů]]. Tento tzv. [[Keplerova úloha|problém dvou těles]] je analyticky dobře řešitelný neboť jej lze jistým matematickým způsobem převést na problém jednoho tělesa. Pokud známe [[Paralaxa (astronomie)|paralaxu]] dvojhvězdy, respektive její vzdálenost, a [[Velká poloosa dráhy|velkou poloosu]] [[Oběžná dráha|trajektorie]], můžeme vypočítat celkovou hmotnost soustavy. Pokud vzdálenost dvojhvězdy neznáme, můžeme ji však alespoň odhadnout metodou stanovení [[Paralaxa (astronomie)#Dynamická paralaxa|dynamické paralaxy]].<ref name=Mikul /><ref name=Harm /> 

Vizuální dvojhvězdy jsou velmi oblíbeným objektem také v amatérské astronomii, a to z několika důvodů. Za prvé nabízejí širokou barevnou škálu objektů, která u jiných  objektů [[Hluboký vesmír|hlubokého vesmíru]] často chybí. Za druhé je lze použít k testování výkonnosti [[Dalekohled#Čočkové dalekohledy (refraktory)|objektivu]] nebo [[Dalekohled#Zrcadlové dalekohledy (reflektory)|zrcadla]], protože nabízejí celou řadu separací a [[hvězdná velikost|magnitud]]. A za třetí existuje mnoho dvojhvězd, z nichž některé jsou poměrně jasné, jejichž periody trvají několik století, a jejich pravidelné a průběžné měření pomáhá upřesnit oběžné dráhy. 

Elektronický katalog s údaji o pozorováních vizuálních dvojhvězd, tzv. WDS katalog, lze nalézt na webové adrese Observatoře amerického námořnictva<ref name="wds">{{Citace elektronické monografie
| titul = Washington Double Star Catalog (WDS)
| url =  https://crf.usno.navy.mil/wds/ | vydavatel = The United States Naval Observatory (IAU Double Star Center)
| datum přístupu = 2024-12-15 }}</ref>. Vizuálním dvojhvězdám se věnuje také webový portál mezinárodní společnosti ''The Webb Deep-Sky Society'' v části Double Stars<ref name="webb">{{Citace elektronické monografie
| titul = Double Star Section | url =  https://www.webbdeepsky.com/double-stars/ | vydavatel = The Webb Deep-Sky Society
| datum přístupu = 2024-12-15 }}</ref>. Ačkoli se předpokládá, že většina těchto katalogizovaných dvojhvězd jsou vizuální fyzické dvojhvězdy, dráhy byly vypočteny pouze pro několik tisíc z více než 100&nbsp;000 známých vizuálních dvojhvězd.<ref name="wds" /> U některých astrometrických a spektroskopických dvojhvězd byli jejich společníci nečekaně vizuálně detekováni při maximální vzdálenosti na jejich oběžných drahách pomocí velkých teleskopů a mohou tak být kandidáty na jejich další vizuální pozorování. Například u hvězdy Iota Cassiopeiae (tvoří pětihvězdný systém) byla hlavní složka ''Iota Cas A'' (spektroskopická dvojhvězda) pomocí 3,6metrového AEOS teleskopu na [[Haleakalā]] observatoři v roce 2001 opticky rozložena na dvě hvězdy. Existuje také podezření, že mnoho dvojhvězd může být neodhaleno mezi slabšími hvězdami – těch od 10. magnitudy a méně<ref name="mull" />.

Příklady vizuálních dvojhvězd: [[Albireo]] [[Mizar]], [[Sirius]], [[Antares]], [[Epsilon Lyrae]], [[Porrima|γ Virginis]], [[Izar|ε Bootis]], [[Acrux|α Crucis]], primární složka trojhvězdy [[Polárka|Polárky]] je také vizuální dvojhvězda.

==== Astrometrická dvojhvězda ====
[[Soubor:ESO - Near-Infrared Image of AB Doradus A and its Companion.jpg|náhled|AB Doradus s naznačenou dráhou složky C.]]
Astrometrie je obor astronomie, který se zabývá vysoce přesným měřením poloh a úhlových vzdáleností objektů na obloze. Je známá především díky trigonometrickým [[Paralaxa (astronomie)|paralaxám]], které se používají k měření vzdáleností hvězd (a nakonec i jiných nebeských objektů, které jsou na ně kalibrovány). '''Astrometrická dvojhvězda''' je relativně blízká hvězda, detekované technikou přesné fotografické nebo CCD astrometrie, a která se pohybuje kolem určitého bodu na obloze s neviditelným společníkem. Stejnou matematiku, jaká se používá u jiných dvojhvězd, lze použít k odvození hmotnosti „chybějícího“ průvodce. Průvodce může být velmi slabý, takže je v současné době nedetekovatelný nebo překrytý odleskem své primární hvězdy, nebo se může jednat o objekt, který vyzařuje málo nebo vůbec žádné elektromagnetické záření, například o neutronovou hvězdu<ref name="Harm" />.

Touto metodou lze odhalovat jen dvojice blízkých hvězd, u nichž známe jejich vlastní pohyb s vysokou relativní přesností. Blízké hvězdy mají často relativně vysoký vlastní pohyb, takže se zdá, že astrometrické dvojhvězdy sledují po obloze kolísavou dráhu. Poloha viditelné hvězdy se pečlivě měří a lze detekovat, že se mění v důsledku gravitačního vlivu jejího protějšku. Následně se opakovaně měří poloha hvězdy vzhledem ke vzdálenějším (nepohyblivým) hvězdám a poté se kontroluje, zda nedochází k periodickým posunům polohy. Pokud je průvodce dostatečně hmotný na to, aby způsobil pozorovatelný posun polohy hvězdy, lze usuzovat na jeho přítomnost. Z přesných astrometrických měření pohybu viditelné hvězdy za dostatečně dlouhou dobu lze určit informace o hmotnosti průvodce a jeho oběžnou dobu.<ref name="Asada">{{Citace elektronického periodika |příjmení = Asada, H.; Akasaka, T.; Kasai, M.|titul =Inversion Formula for Determining the Parameters of an Astrometric Binary |periodikum =Publications of the Astronomical Society of Japan |číslo=56 (6)| rok =2019 | strany=35-38 |doi= 10.1093/pasj/56.6.L35 | bibcode=2004PASJ...56L..35A| arxiv=astro-ph/0409613 }}</ref> I když průvodce není viditelný, lze z pozorování pomocí [[Keplerovy zákony|Keplerových zákonů]] určit vlastnosti systému.

Obecně vzato, astrometrická dvojhvězda je vizuální dvojhvězda, u které ale vidíme jen jednu složku. Druhá složka, zpravidla méně hmotná a méně jasná, září tak málo, že ji není možné v dané chvíli spatřit a je odhalena na základě nerovnoměrností ve vlastním pohybu jasnější ze složek. Na přítomnost druhého tělesa lze tak usuzovat díky zřejmému oběžnému pohybu jejího jasnějšího průvodce rozborem periodických poruch jeho pohybu na obloze za delší období.<ref name=Harm /><ref name="mull">{{Citace monografie | příjmení = Mullaney, James
| titul = Double and multiple stars and how to observe them | vydavatel =  Springer-Verlag London Limited
| rok = 2005 | isbn = 1852337516 | jazyk = en }}</ref> Příkladem je hvězda AB Doradus, která byla sledována s přesností na [[vteřina|milivteřiny]] pomocí [[European VLBI Network|interferometrie s velmi dlouhou základnou]] (VLBI). Nyní je známo, že se jedná o čtyřnásobný systém hvězd pozdního typu.<ref name="Climent">{{Citace elektronického periodika |příjmení = Climent, J. B.; Berger, J. P.; et al.|titul =Evidence of a Substellar Companion to AB Dor C |periodikum =Astronomy & Astrophysics|číslo=607| rok =2019 |doi=10.3847/2041-8213/ab5065| bibcode=2019ApJ...886L...9C| arxiv=1911.04736}}</ref>

[[Soubor:Orbit3.gif|náhled|Schematické zobrazení oběhu menšího tělesa (hvězda, planeta) kolem větší hvězdy, která se sama pohybuje po malé dráze kolem [[Barycentrum|barycentra]] (červený křížek).]]
Tyto moderní astrometrické techniky jsou dostatečně citlivé nejen na zachycení hvězdných společníků, ale i na detekci těles s podhvězdnou hmotností, která obíhají kolem blízkých hvězd. V mnoha případech se jedná o [[Hnědý trpaslík|hnědé trpaslíky]] – objekty příliš hmotné na planety, ale ne dost hmotné na to, aby udržovaly termojaderné reakce jako skutečné hvězdy. Ukazuje se, že vyzařují díky gravitační kontrakci. Tyto metody detekce dvojhvězd se používají také k vyhledávání [[Exoplaneta|extrasolárních planet]] obíhajících kolem hvězdy. Požadavky na provedení tohoto měření jsou však velmi náročné vzhledem k velkému rozdílu v poměru hmotností a obvykle dlouhé periodě oběžné dráhy planety. Díky vesmírným teleskopům se lze vyhnout rozostřujícímu efektu zemské atmosféry, což vede k přesnějšímu měření.<ref name="Feng">{{Citace elektronického periodika |příjmení = Feng, F.; Butler, R. P.; et al. |titul =3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars | periodikum =The Astrophysical Journal Supplement Series |číslo=262(1)| rok =2022 |doi=10.3847/1538-4365/ac7e57| bibcode=2022ApJS..262...21F| arxiv=2208.12720}}</ref>

Kvůli relativně dlouhému časovému úseku, který je nutný pro objev a následné studium astrometrických dvojhvězd, mnoho astronomů tento obor opustilo. Věnuje se mu jen několik světových observatoří. Paradoxně, čím delší doba uplynula od pořízení prvních destiček nebo snímků hvězd do pořízení těch nejnovějších, tím cennější jsou astrometrická data. Mnoho observatoří, na kterých se nacházejí staré sbírky fotodesek, tak disponují materiálem pro potenciální objevy a jen čekají na pozorování v druhé epoše, aby je mohly objevit.<ref name="mull"  />

==== Spektroskopická dvojhvězda ====
{{Podrobně|Spektroskopická dvojhvězda}}
Většina dvojhvězd zůstává i v nejsilnějších dalekohledech nerozlišena a jeví se jako jediný světelný bod. Jejich dvojhvězdnou povahu pak nejčastěji zjistíme ze [[Elektromagnetické spektrum|spektroskopických]] pozorování. '''Spektroskopická dvojhvězda''' je hvězda, jejíž dvojí podstata se odhaluje díky periodickému posunu [[Spektrální čára|čar]] v jejím spektru, který je výsledkem známého [[Dopplerův jev|Dopplerova jevu]]. Ten způsobuje posun čar směrem k modrému konci spektra, když se k nám primární hvězda na své dráze přibližuje, a poté k červenému konci, když se od nás vzdaluje. Pokud mají obě hvězdy téměř stejnou svítivost, objeví se dvojitá sada čar, které se posouvají sem a tam v opačných směrech, jak obě hvězdy obíhají kolem společného těžiště.<ref name=Harm />

V těchto systémech je vzdálenost mezi hvězdami obvykle velmi malá a oběžná rychlost velmi vysoká. Pokud rovina oběžné dráhy není kolmá vzhledem k pozorovateli, mají oběžné rychlosti své dílčí složky a pozorovaná radiální rychlost systému se periodicky mění. Radiální rychlost lze měřit pomocí [[spektrometr]]u na základě měření Dopplerova posunu spektrálních čar hvězd. Tvoří-li složky dvojhvězdy natolik těsný systém, že je úhlově nerozlišíme, je zkoumané světlo směsí světla obou složek. Výsledné spektrum tak vzniká překrytím spekter dvou obecně různě jasných hvězd. Nejčastěji ovšem je jedna ze složek v daném oboru spektra natolik zářivě dominantní, že ve spektru soustavy najdeme spektrum pouze této složky. Takovým spektroskopickým dvojhvězdám říkáme dvojhvězdy ''jednočárové'' (někdy označované jako „SB1“). Pokud u spektroskopických dvojhvězd jsou viditelné spektrální čáry obou hvězd, které jsou střídavě dvojité a jednoduché, pak se jedná o dvojhvězdy dvoučárové („SB2“). Tato klasifikace však vůbec není absolutní, vztahuje se pouze k právě zvolenému spektrálnímu oboru, k použité technice získání spektra a metodě jeho zpracování. Vhodnou pozorovatelskou strategií je možné ve spektrech odhalit stopy slabší složky u většiny spektroskopických dvojhvězd.<ref name=Mikul />

Oběžná dráha spektroskopické dvojhvězdy se určuje na základě dlouhé série pozorování radiální rychlosti jedné nebo obou složek systému. Pozorování se vynesou do grafu v závislosti na čase a z výsledné křivky se určí perioda. Pokud je oběžná dráha kruhová, výsledné křivky jsou dvě protínající se [[Sinusoida|sinusovky]], které se mění v protifázi. Pokud je dráha eliptická, jde o dvě [[Asymetrie|asymetrické]], ale periodické křivky. Tvar křivky závisí na [[Excentricita dráhy|excentricitě]] elipsy a orientaci hlavní osy vzhledem k úhlu pohledu pozorovatele. Rozborem tvaru křivky radiálních rychlosti lze tedy zjistit, jaká je excentricita [[trajektorie]] i jak je k nám natočena.<ref name=Harm /><ref name=Mikul /> Je nemožné určit samostatně [[Velká poloosa dráhy|velkou poloosu]] <math>a</math> a [[sklon dráhy|sklon]] roviny [[Elementy dráhy#Hlavní elementy dráhy|oběžné dráhy]] <math>i</math>. Součin velké poloosy a sinusu sklonu, tj. <math>{a\sin i}</math>, lze však určit přímo v délkových jednotkách (např. v kilometrech).<ref>{{Citace elektronického periodika |url=https://web.archive.org/web/20120617150857/http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro101/lectures/lec16.htm | titul = Stellar Masses |příjmení= Herter, T. | vydavatel=Cornell University | datum přístupu=2025-01-09 }}</ref> 

Dvojhvězdy, které jsou zároveň vizuálními i spektroskopickými dvojhvězdami, jsou vzácné, a pokud jsou nalezeny, jsou cenným zdrojem informací. Je jich známo jen několik desítek. Vizuální dvojhvězdy mají často velké skutečné vzdálenosti s periodami měřenými v desetiletích až staletích; v důsledku toho mají obvykle příliš malé oběžné rychlosti, než aby je bylo možné změřit spektroskopicky. Naopak spektroskopické dvojhvězdy se na svých oběžných drahách pohybují rychle, protože jsou blízko sebe, obvykle příliš blízko na to, aby je bylo možné detekovat jako vizuální dvojhvězdy. Dvojhvězdy, které jsou nalezeny jako vizuální i spektroskopické, se tedy musí nacházet relativně blízko Země.

Příklady spektroskopických hvězd: hlavní složka vizuální dvojhvězdy Mizar (ζ<sup>1</sup> UMa) byla první objevená spektroskopická dvojhvězda v roce 1890;  hvězda [[Castor (hvězda)|Castor]] je trojhvězda a každá její složka je spektroskopická dvojhvězda; [[Kitalpha]](α Equ). Rozsáhlý on-line katalog<ref name="SB9">{{Citace elektronického periodika |příjmení = Pourbaix D.; Tokovinin A.A.; Batten A.H.; et al. |titul =SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits | periodikum = Astronomy and Astrophysics |číslo=424| rok =2004 |doi= 10.1051/0004-6361:20041213 | url = https://cdsarc.cds.unistra.fr/viz-bin/cat/B/sb9}}</ref> spektroskopických dvojhvězd obsahuje údaje o více než 4&nbsp;000 dvojhvězdách.

==== Zákrytová dvojhvězda ====
{{Podrobně|Zákrytová dvojhvězda}}
[[Soubor:BetaLyrLightCurve.png|thumb|left|Světelná křivka hvězdy typu 𝛽 Lyrae.]]Jestliže rovina oběžné dráhy obou složek je v prostoru orientována tak, že leží na spojnici hvězda-Země, lze pozorovat vzájemné [[Zákryt]]y obou složek, takže celková jasnost obou hvězd je proměnlivá. Takové hvězdy se nazývají '''zákrytové dvojhvězdy''', většin zákrytových dvojhvězd jsou zároveň i spektroskopické dvojhvězdy. Zákrytové dvojhvězdy jsou jedním z mnoha typů [[Proměnná hvězda|proměnných hvězd]], proto se někdy také nazývají jako '''zákrytové proměnné hvězdy''' nebo '''zdánlivé proměnné hvězdy'''. V průběhu jednoho oběhu lze očekávat dvojí vzájemný zákryt, což se projeví především ve [[Světelná křivka|světelné křivce]] dvojhvězdy při fotometrických pozorováních, a to pravidelně se opakujícími poklesy jasnosti. Protože obě složky obvykle nemají stejný poloměr nebo jasnost, bývá jeden ze zákrytů výraznější (viz obrázek). Hlubší minimum pozorované jasnosti se nazývá ''primárním minimem'', menší minimum se nazývá ''sekundárním minimem''.<ref name=Harm /><ref name="vas">{{Citace monografie  | překladatelé = Vratislav Nechuta | titul = Výkladový astronomický slovník | vydavatel = Jóta, Brno | edice = Nové obzory (sv.12) | rok = 1996 | isbn = 80-85617-99-4 | titul původní = Philip's Astronomy Dictionary (1995) | vydání = 1 }}</ref> 

Zákrytové dvojhvězdy lze historicky dělit do tří skupin podle tvaru světelné křivky jejich prototypů<ref name=Harm /><ref name="mull" />:
* '''typ Algol''' (označení EA): se označuje podle první objevené zákrytové dvojhvězdy [[Algol]]. Vyznačuje se zcela konstantní jasností mimo zákryty a během totálních částí zákrytu. Obě hvězdy jsou od sebe relativně daleko a nedeformují se navzájem.
* '''typ [[beta Lyrae|𝛽&nbsp;Lyrae]]''' (ozn. EB): je shodou okolností nazvána podle druhé objevené zákrytové dvojhvězdy a je pro ni příznačné, že jasnost soustavy se plynule mění ve všech orbitálních fázích, i mimo vlastní zákryty, přičemž hloubka minim je výrazně odlišná a minima zabírají poměrně velkou část cyklu. 
* '''typ [[Hvězda typu W Ursae Majoris|&nbsp;UMa]]''' (ozn. EW): je charakterizována dvěma podobnými minimy, krátkou oběžnou periodou (kratší než jeden den) a rovněž plynulými změnami ve všech fázích orbitální periody. Jejich světelné křivky se podobají křivkám hvězd typu 𝛽&nbsp;Lyrae, ale primární a sekundární minima jsou stejně hluboká.

Zákrytových dvojhvězd je známo několik tisíc, periody těchto soustav jsou hodiny až desítky dnů, výjimkou jsou zákrytové systémy s orbitální periodou nad jeden rok. Určování elementů trajektorie známých systémů je ještě svízelnější než v případě spektroskopických dvojhvězd, protože často bývá k dispozici jen světelná křivka. Specifické vlastnosti zákrytových dvojhvězd způsobují, že efekty zákrytů ve spektrech jsou složitější. Budou-li se např. složky dvojhvězdy lišit svou povrchovou teplotou, může se stát, že během zákrytu zesílí čáry jedné nebo druhé složky a vzhled spektra se výrazně změní. Pokud některá z hvězd rychle rotuje, lze ve fázích na začátku a na konci zákrytu pozorovat tzv. rotační efekt.<ref name=Harm />

Dvojhvězdy typu Algol jsou v podstatě sférické, mají kulaté disky s dobře ohraničenými okraji. Systémy typu 𝛽&nbsp;Lyrae jsou buď oddělené s elipsoidními složkami, nebo polooddělené, v nichž jsou obě hvězdy téměř v kontaktu a dostatečně blízko u sebe, takže si navzájem deformují tvary do elipsoidů. Takovým dvojhvězdám se říká ''elipsoidální proměnné''. K přesnému modelování vlastností těchto systémů se obecně používá [[Rocheova mez|Rocheův model]]. Dvojhvězdy typu W UMa jsou označovány jako pravé ''dotykové systémy'', v nichž jsou obě hvězdy přibližně stejně hmotné a obě vyplňují tzv. ''Rocheův lalok''. Výzkumem zákrytových dvojhvězd a jejich matematickou formulací pomocí Rocheova modelu se významně zabýval astronom českého původu [[Zdeněk Kopal]], který na toto téma vydal několik monografií.<ref name=Harm /><ref name="mull" />

Díky moderním fotometrickým studiím zákrytových dvojhvězd lze zjistit úžasné množství informací o vlastnostech jednotlivých hvězd (pokud jsou tyto informace kombinovány se spektroskopickými pozorováními), včetně informací o jejich velikostech, tvarech, hmotnostech, teplotách, ztemnění okrajů, „hvězdných skvrnách“, pokud jsou přítomny, oběžných dobách/excentricitě/sklonu, vzdálenostech od sebe a rychlosti/periodě rotace každé hvězdy podél osy. I když je to z velké části doména profesionálních astronomů, existuje velmi aktivní mezinárodní amatérsko-profesionální spolupráce zaměřená na studium takových hvězd. Astronomové již mnoho let vizuálně zaznamenávají minima těchto „mrkajících hvězd“ v rámci svých dalších pozorování proměnných hvězd. Zájemcům o tuto práci je k dispozici obrovské množství informací v astronomické literatuře, na internetu a prostřednictvím četných organizací zabývajících se proměnnými hvězdami na celém světě, tedy i v České republice.<ref name="vara">{{Citace elektronického periodika | autor = Sekce proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti | titul = VarAstro | url =https://var.astro.cz/cs | datum přístupu = 2025-01-17}}</ref><ref name="mull" />

==== Fotometrická (nezákrytová) dvojhvězda ====

Existuje určitý typ dvojhvězd, jejichž dvojitost je zjistitelná, protože systém má proměnnou jasnost a světelnou křivku s určitými specifickými vlastnostmi, ale nemusí to být zákrytová dvojhvězda. Takové dvojhvězdy se označují jako '''fotometrické dvojhvězdy'''.<ref name="ridp" /> Jednou z možností je, že je pozorován výrazný vliv [[Odraz vlnění|reflexe]], tedy odraz světla od druhé složky. Takový jev je zřetelně pozorovatelný při velkém rozdílu povrchových teplot složek,
pokud nejsou daleko od sebe (tj. u krátkoperiodických dvojhvězd), zpravidla u kombinace velké chladné složky a horké složky, která svým zářením ohřívá povrch chladné hvězdy na straně k ní přivrácené. To se projeví zjasněním chladné složky ve fázích, kdy je hvězda nejdále od pozorovatele.<ref name=Harm /> 

=== Podle dynamické stability ===

Další dělení fyzických dvojhvězd je založeno na vzdálenosti jejich složek vzhledem k jejich velikosti. Jedná se o jeden z astrofyzikálně nejzajímavějších (a nejbizarnějších) aspektů dvojhvězd. [[Těsná dvojhvězda]] je takový dvojhvězdný systém, kdy hvězdy obíhají v takové blízkosti, že se jejich vnější atmosféry obvykle buď dotýkají a vyměňují si navzájem hmotu, nebo se vnější atmosféra jedné hvězdy přelévá na „povrch“ druhé hvězdy. [[Gerard Kuiper]] v roce 1941 poukázal na to, že k úvahám o dynamické stabilitě takových dvojhvězd se velmi dobře hodí [[Rocheova mez|Rocheův model]].<ref name=Kuiper>{{Citace elektronického periodika
 | příjmení = Kuiper, Gerard  | rok = 1941  | titul =  On the Interpretation of β Lyrae and Other Close Binaries
 | periodikum = The Astrophysical Journal  | číslo = 93  | doi = 10.1086/144252  | bibcode = 1941ApJ....93..133K  | url = https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1941ApJ....93..133K  | datum přístupu = 2025-01-19 }}</ref> V roce 1955 zavedl astronom českého původu Zdeněk Kopal pro těsné dvojhvězdy velmi důležitou a všeobecně používanou vývojovou klasifikaci dvojhvězd podle jejich vztahu k Rocheově ploše:<ref name=Kopal>{{Citace elektronického periodika  | příjmení = Kopal, Zdeněk  | rok = 1955 | titul =  The classification of close binary systems
 | periodikum = Annales d'Astrophysique  | číslo = 18  | doi = 10.1086/144252  | bibcode = 1955AnAp...18..379K  | url = https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1955AnAp...18..379K | datum přístupu = 2025-01-19 }}</ref><ref name=Mikul /><ref name=Harm /> 
[[Soubor:Binary star system - detached configuration q=3.svg|thumb|left|Schematické zobrazení odděleného systému.]][[Soubor:Binary star system - contact configuration q=3.svg|thumb|right|Schematické zobrazení kontaktního systému těsné dvojhvězdy.]]
* '''oddělené systémy''' (detached systems): obě složky jsou spolehlivě uvnitř kritické Rocheovy meze, tj. v oblasti, kde je gravitační přitažlivost samotné hvězdy je větší než gravitační přitažlivost druhé složky. Povrchy obou složek jsou tak uvnitř Rocheovy plochy a nedochází tedy k výměně hmoty. Do této kategorie patří většina dvojhvězd. 
* '''polodotykové systémy''' (semidetached systems): jedna ze složek vyplňuje svůj Rocheův lalok a druhá složka je uvnitř Rocheovy meze. V této interagující dvojhvězdě dochází k přenosu látky směrem od dotykové složky na složku oddělenou. Přenos hmoty dominuje vývoji systému. V mnoha případech tvoří přitékající plyn [[akreční disk]] kolem oddělené složky. Příkladem mohou být těsné dvojhvězdy typu Algol.
* '''kontaktní systémy''' (contact systems): obě složky vyplňují či spíše přesahují Rocheovu mez a mají společnou atmosféru, což je případ zákrytových dvojhvězd typu W&nbsp;Uma. Nejsvrchnější část hvězdných atmosfér tvoří společnou obálku, která obklopuje obě hvězdy. Protože tření obálky brzdí oběžný pohyb, mohou hvězdy nakonec splynout.

=== Kataklyzmatické dvojhvězdy ===

Existuje celá skupina kontaktních dvojhvězd, u nichž občasné vyvržení hmoty z rozšířené atmosféry jedné hvězdy na povrch druhé vyvolává dramatické a někdy i prudké erupce záření z přijímající hvězdy. Jedná se o tzv. '''kataklyzmatické dvojhvězdy''' nebo také '''kataklyzmatické proměnné''' (ozn. CV), jak se také označují kvůli náhlému nárůstu jejich zdánlivé jasnosti během několika dnů nebo dokonce hodin. Obvykle takový binární systém obsahuje [[Kompaktní hvězda|kompaktní objekt]], [[bílý trpaslík|bílého trpaslíka]], na který se [[Akrece (astronomie)|akrecí]] přenese plyn z druhé hvězdy. Tím se uvolňuje [[gravitační potenciální energie]], která způsobuje, že se plyn zahřívá a uvolňuje záření.<ref name=Kat>{{Citace elektronického periodika  | příjmení = Smith, R. C. | rok = 2006 | titul =  Cataclysmic variables  | periodikum = Contemporary Physics  | číslo = 47(6)  | doi = 10.1080/00107510601181175  | bibcode = 2007astro.ph..1654S | arxiv = astro-ph/0701654 | datum přístupu = 2025-01-19 }}</ref>. 

Jedná se o dvojhvězdy, u nichž je přenos hmoty mezi složkami spojen s eruptivními jevy, zejména s nápadným zjasňováním celé soustavy v nepravidelných intervalech od týdnů až do desítek let. Obvykle jsou tvořeny dvojicí chladné hvězdy zaplňující Rocheovu mez a horké, velmi kompaktní hvězdy. U těchto dvojhvězd se zpravidla pozorují i emisní čáry ve spektrech. Důležitou charakteristikou je, že k celkovému zářivému výkonu těchto soustav přispívá podstatnou měrou záření akrečního disku
kolem horké složky. U některých soustav existují důkazy o přítomnosti silného magnetického pole – např. systémy typu AM&nbsp;Her. 

Kataklyzmatické proměnné lze rozdělit na několik podtypů<ref name=Harm />: [[nova|novy]] (ozn. CN), trpasličí novy (DN – dwarf nova), novám podobné proměnné (NL – nova like) a magnetické CV (MCV).<ref name=Harm /> Světelné výtrysky těchto hvězd mohou dosahovat několika magnitud v případě trpasličích nov, nebo až 12 magnitud u samotných nov; oba typy jsou dnes známy jako členové takových těsných dvojhvězdných systémů. Dokonce se předpokládá, že některé supernovy (označované jako Typ I) jsou výsledkem exploze bílého trpaslíka v takovém těsně vázaném systému.<ref name="mull" />

Existují také dvojice, v nichž je kompaktním objektem [[neutronová hvězda]] nebo dokonce [[černá díra]]. Jejich přítomnost se odhaluje především pozorováním intenzivní rentgenové emise, čímž vzniká podtřída kataklyzmat známá jako [[rentgenová dvojhvězda|rentgenové dvojhvězdy]] (ozn. XRB). Pokud osa rotace neutronové hvězdy náhodou směřuje k Zemi, jsou pozorovány také rychlé pulsy rádiového (a v některých případech i světelného) záření, což jsou známé [[pulsar]]y. Pozorování ukázují, že mohou existovat i dvojhvězdné neutronové hvězdy/pulsary, stejně jako dvojhvězdy z černých děr – a dokonce i dvojhvězdy obsahující kombinaci každé z nich.<ref name="mull" /><ref name=Harm /> Rozličné konfigurace kompaktní složky a její průvodkyně v podvojné soustavě dávají mnoho variant neobvyklých projevů neutronových hvězd v podobě rentgenových pulzarů, [[Rychlý rádiový záblesk|zábleskových zdrojů]], přechodných rentgenových zdrojů, rentgenových nov, zdrojů [[Gama záblesk|záblesků]] měkkého i tvrdého záření gama.<ref name= Mikul />

== Reference ==
<references>

<ref name="arg">{{Citace monografie | příjmení = Argyle, R. W.; Swan M.; James, A. | titul = An anthology of visual double stars | vydavatel =  Cambridge University Press | rok = 2019 | isbn = 9781316629253 | jazyk = en}}</ref>

</references>

== Externí odkazy ==
* [https://astro.physics.muni.cz/download/documents/skripta/F3080.pdf MIKULÁŠEK, Z.; KRTIČKA, J. Základy fyziky hvězd (skripta) ]
* [https://astro.mff.cuni.cz/vyuka/AST019/nast019.pdf HARMANEC, P.; MAYER, P.; ZASCHE, P. Dvojhvězdy (skripta)]
*[https://www.eso.org/misc/iauG1/ IAU Commission G1: Binary and Multiple Star Systems]
*[http://www.ianridpath.com/binaries.html Seznam několika vizuálních dvojhvězd]
*[https://chandra.harvard.edu/xray_sources/binary_stars.html Binary and Multiple Star Systems (Chandra X-Ray Observatory)]
*[https://www.aavso.org/aavso-eclipsing-binaries-section AAVSO Eclipsing Binaries section]
*[https://crf.usno.navy.mil/wds/ Katalog dvojhvězd WDS]
*[https://www.webbdeepsky.com/double-stars/ Portál Webb Deep-Sky Society věnovaný dvojhvězdám]


* {{commonscat}}
* {{Wikislovník|heslo=dvojhvězda}}

{{Hvězdy}}
{{Autoritní data}}
{{Portály|Astronomie}}

[[Kategorie:Hvězdné systémy]]
[[Kategorie:Dvojhvězdy| ]]
[[Kategorie:Typy hvězd]]