النجوم المزدوجة هي أمثلة. بحث مزدوج النجم. تبادل جماعي بين النجوم

يتم تصنيف الأنظمة الثنائية أيضًا وفقًا لطريقة الملاحظة التي يمكن للمرء أن يميزها المرئية, طيفي, كسوف, علم الفلكأنظمة مزدوجة.

النجوم الثنائية المرئية

النجوم المزدوجة التي يمكن رؤيتها بشكل منفصل (أو ، كما يقولون ، يمكن أن يكون مسموح)، وتسمى ضعف مرئي، أو ضعف بصري.

يتم تحديد القدرة على مراقبة نجم كثنائي بصري من خلال دقة التلسكوب والمسافة إلى النجوم والمسافة بينها. وبالتالي ، فإن النجوم الثنائية المرئية هي بشكل أساسي نجوم بالقرب من الشمس ولها فترة طويلة جدًا من الثورة (نتيجة للمسافة الكبيرة بين المكونات). بسبب الفترة الطويلة ، لا يمكن تتبع مدار ثنائي إلا من خلال العديد من الملاحظات على مدى عقود. حتى الآن ، يوجد أكثر من 78.000 و 110.000 عنصر في كتالوجات WDS و CCDM ، على التوالي ، ولا يمكن إلا لمئات قليلة منها أن تدور حولها. بالنسبة لأقل من مائة جسم ، يُعرف المدار بدقة كافية لإعطاء كتلة المكونات.

عند مراقبة نجم ثنائي مرئي ، يتم قياس المسافة بين المكونات وزاوية موضع خط المراكز ، بمعنى آخر ، الزاوية بين الاتجاه إلى القطب الشمالي للعالم واتجاه الخط الذي يربط النجم الرئيسيمع رفيقها.

النجوم الثنائية المتدخلة رقطة

قياس تداخل الرقطة فعال للثنائيات التي تمتد لعشرات السنين.

النجوم المزدوجة الفلكية

في حالة النجوم المزدوجة المرئية ، نرى جسمين يتحركان عبر السماء في وقت واحد. ومع ذلك ، إذا تخيلنا أن أحد هذين المكونين غير مرئي لنا لسبب أو لآخر ، فلا يزال من الممكن اكتشاف الازدواجية من خلال تغيير موضع الثاني في السماء. في هذه الحالة ، يتحدث المرء عن النجوم الثنائية الفلكية.

إذا توفرت ملاحظات فلكية عالية الدقة ، فيمكن افتراض الازدواجية من خلال تثبيت اللاخطية للحركة: المشتق الأول الحركة الخاصةوالثانية [ يوضح]. تستخدم النجوم الثنائية الفلكية لقياس كتل الأقزام البنية من مختلف الأنواع الطيفية.

النجوم الثنائية الطيفية

مزدوج طيفييسمى نجمًا ، ويتم الكشف عن ازدواجيته باستخدام الملاحظات الطيفية. للقيام بذلك ، تمت ملاحظتها لعدة ليال. إذا اتضح أن خطوط طيفها تتغير بشكل دوري مع مرور الوقت ، فهذا يعني أن سرعة المصدر تتغير. يمكن أن يكون هناك العديد من الأسباب لذلك: تنوع النجم نفسه ، ووجود قشرة كثيفة متوسعة فيه ، تشكلت بعد انفجار سوبر نوفا ، وما إلى ذلك.

إذا تم الحصول على طيف المكون الثاني ، والذي يظهر تحولات مماثلة ، ولكن في الطور المضاد ، فيمكننا القول بثقة أن لدينا نظامًا ثنائيًا. إذا كان النجم الأول يقترب منا وتحولت خطوطه إلى الجانب البنفسجي من الطيف ، فإن النجم الثاني يتحرك بعيدًا ، وتتحول خطوطه إلى الجانب الأحمر ، والعكس صحيح.

لكن إذا كان سطوع النجم الثاني أقل بكثير من الأول ، فعندئذٍ لدينا فرصة لعدم رؤيته ، ومن ثم نحتاج إلى التفكير في الخيارات الممكنة الأخرى. الميزة الأساسيةنجم مزدوج - دورية التغيرات في السرعات الشعاعية والفرق الكبير بين السرعة القصوى والدنيا. ولكن ، بالمعنى الدقيق للكلمة ، من الممكن أن يكون قد تم اكتشاف كوكب خارج المجموعة الشمسية. لمعرفة ذلك ، من الضروري حساب دالة الكتلة ، والتي من خلالها يمكن للمرء أن يحكم على الحد الأدنى من كتلة المكون الثاني غير المرئي ، وبالتالي ، ما هو - كوكب ، أو نجم ، أو حتى ثقب أسود.

أيضًا ، من البيانات الطيفية ، بالإضافة إلى كتل المكونات ، من الممكن حساب المسافة بينها وفترة الثورة وانحراف المدار. من المستحيل تحديد زاوية ميل المدار إلى خط البصر من هذه البيانات. لذلك ، لا يمكن التحدث عن الكتلة والمسافة بين المكونات إلا على أنها محسوبة حتى زاوية الميل.

كما هو الحال مع أي نوع من الأجسام التي درسها علماء الفلك ، هناك كتالوجات للنجوم المزدوجة الطيفية. وأشهرها وأشملها "SB9" (من ثنائيات الطيف الإنجليزية). على ال هذه اللحظة [متى؟] يحتوي على 2839 كائنًا.

يحجب النجوم الثنائية

يحدث أن يكون المستوى المداري يميل إلى خط البصر بزاوية صغيرة جدًا: تقع مدارات نجوم مثل هذا النظام ، كما كانت ، على حافة نحونا. في مثل هذا النظام ، سوف تتفوق النجوم بشكل دوري على بعضها البعض ، أي أن سطوع الزوج سيتغير. تسمى النجوم الثنائية التي لوحظت فيها مثل هذه الخسوفات ثنائيات الكسوف أو متغيرات الكسوف. أشهر نجم من هذا النوع واكتشفه هو ألغول (عين الشيطان) في كوكبة فرساوس.

الثنائيات الدقيقة

إذا كان هناك جسم به مجال جاذبية قوي على خط الرؤية بين النجم والمراقب ، فسيتم بعد ذلك تحريك الجسم للعدسة. إذا كان المجال قوياً ، فسيتم ملاحظة عدة صور للنجم ، ولكن في حالة الأجسام المجرية ، فإن مجالها ليس قوياً لدرجة أن المراقب يمكن أن يميز عدة صور ، وفي مثل هذه الحالة يتحدث المرء عن العدسة الدقيقة. إذا كان جسم النقش عبارة عن نجم ثنائي ، فإن منحنى الضوء الذي تم الحصول عليه عند تمريره على طول خط البصر يختلف اختلافًا كبيرًا عن حالة النجم الفردي.

يبحث العدسة الدقيقة عن النجوم الثنائية حيث يكون كلا المكونين من أقزام بنية منخفضة الكتلة.

الظواهر والظواهر المرتبطة بالنجوم الثنائية

مفارقة ألغول

تمت صياغة هذه المفارقة في منتصف القرن العشرين من قبل علماء الفلك السوفيتي A. وفقًا لنظرية التطور النجمي ، فإن معدل تطور نجم ضخم أكبر بكثير من معدل تطور نجم كتلته مماثلة لكتلة الشمس ، أو أكثر بقليل. من الواضح أن مكونات النجم الثنائي تشكلت في نفس الوقت ، لذلك يجب أن يتطور المكون الهائل في وقت أبكر من المكون ذي الكتلة المنخفضة. ومع ذلك ، في نظام Algol ، كان المكون الأكثر ضخامة أصغر سنا.

يرتبط تفسير هذه المفارقة بظاهرة التدفق الكتلي في الأنظمة الثنائية القريبة ، وقد اقترحه عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي د. كروفورد لأول مرة. إذا افترضنا أنه في سياق التطور فإن أحد المكونات لديه إمكانية نقل الكتلة إلى الجار ، عندئذٍ ستزال المفارقة.

تبادل جماعي بين النجوم

ضع في اعتبارك تقريب نظام ثنائي قريب (مسمى تقريب روش):

تعتبر النجوم كتل نقطية ولها لحظة خاصة الدوران المحورييمكن إهمالها بالمقارنة مع المدار
المكونات تدور بشكل متزامن.
المدار دائري

ثم بالنسبة للمكونات M 1 و M 2 مع مجموع المحاور الرئيسية a = a 1 + a 2 ، نقدم نظام إحداثيات متزامن مع الدوران المداري لـ TDS. يقع المركز المرجعي في وسط النجم M 1 ، والمحور X موجه من M 1 إلى M 2 ، والمحور Z على طول متجه الدوران. ثم نكتب الإمكانات المرتبطة بـ حقول الجاذبيةالمكونات وقوة الطرد المركزي:

Φ = - G M 1 r 1 - G M 2 r 2 - 1 2 ω 2 [(x - μ a) 2 + y 2] (displaystyle Phi = - (frac (GM_ (1)) (r_ (1) )) - (\ frac (GM_ (2)) (r_ (2))) - (\ frac (1) (2)) \ omega ^ (2) \ left [(x- \ mu a) ^ (2) + ص ^ (2) \ يمين]),

أين r1 = √ x2 + y2 + z2, r2 = √ (x-a) 2 + y2 + z2، μ = M 2 / (M 1 + M 2) ، و هو التردد المداري للمكونات. باستخدام قانون كبلر الثالث ، يمكن إعادة كتابة إمكانات روش على النحو التالي:

Φ = - 1 2 ω 2 a 2 Ω R (displaystyle Phi = - (frac (1) (2)) omega ^ (2) a ^ (2) Omega _ (R)),

أين هو الاحتمال اللاحق:

Ω R = 2 (1 + q) (r 1 / a) + 2 (1 + q) (r 2 / a) + (x - μ a) 2 + y 2 a 2 (displaystyle Omega _ (R) = (\ frac (2) ((1 + q) (r_ (1) / a))) + (\ frac (2) ((1 + q) (r_ (2) / a))) + (\ frac ((س- \ مو أ) ^ (2) + ص ^ (2)) (أ ^ (2)))),

حيث q = م 2 / م 1

تم العثور على تساوي الجهد من المعادلة Φ (x ، y ، z) = const. بالقرب من مراكز النجوم ، تختلف قليلاً عن تلك الكروية ، ولكن مع زيادة المسافة ، تصبح الانحرافات عن التناظر الكروي أقوى. نتيجة لذلك ، يلتقي كلا السطحين عند نقطة لاغرانج L 1. هذا يعني أن الحاجز المحتمل عند هذه النقطة يساوي 0 ، والجسيمات من سطح النجم ، الواقعة بالقرب من هذه النقطة ، قادرة على التحرك داخل شحمة روش للنجم المجاور ، بسبب الحركة الحرارية الفوضوية.

جديد

تتضاعف الأشعة السينية

النجوم التكافلية

تفاعل الأنظمة الثنائية المكونة من العملاق الأحمر و قزم ابيضمحاط بسديم مشترك. وهي تتميز بأطياف معقدة ، حيث توجد ، إلى جانب نطاقات الامتصاص (على سبيل المثال ، TiO) ، خطوط انبعاث مميزة للسدم (OIII ، NeIII ، إلخ. مثل التوهجات ، حيث يزداد سطوعها بمقدار ضعفين أو ثلاثة.

النجوم التكافلية قصيرة العمر نسبيًا ، لكنها مهمة للغاية وغنية بمرحلة مظاهرها الفيزيائية الفلكية في تطور الأنظمة النجمية الثنائية متوسطة الكتلة مع فترات مدارية أولية تتراوح من 1-100 سنة.

بورسترز

اكتب المستعر الأعظم Ia

الأصل والتطور

تمت دراسة آلية تكوين نجم واحد جيدًا - إنه ضغط سحابة جزيئية بسبب عدم استقرار الجاذبية. كان من الممكن أيضًا إنشاء كتل أولية لتوزيع الوظيفة. من الواضح أن سيناريو تشكل النجم الثنائي يجب أن يكون هو نفسه ، ولكن مع تعديلات إضافية. يجب أن تشرح أيضًا الحقائق المعروفة التالية:

تردد مزدوج. في المتوسط ، تبلغ 50٪ ، لكنها تختلف بالنسبة للنجوم ذات الطبقات الطيفية المختلفة. بالنسبة للنجوم O ، هذا هو حوالي 70٪ ، بالنسبة للنجوم مثل الشمس (النوع الطيفي G) فهو قريب من 50٪ ، وللنوع الطيفي M حوالي 30٪.
توزيع الفترة.
يمكن أن يأخذ الانحراف المركزي للنجوم الثنائية أي قيمة 0
نسبة الجماعية. يعد توزيع نسبة الكتلة q = M 1 / M 2 هو الأصعب في القياس ، نظرًا لأن تأثير تأثيرات الاختيار كبير ، ولكن في الوقت الحالي يُعتقد أن التوزيع متجانس ويقع في حدود 0.2

في الوقت الحالي ، لا يوجد فهم نهائي لنوع التعديلات التي يجب إجراؤها ، والعوامل والآليات التي تلعب دورًا حاسمًا هنا. يمكن تقسيم جميع النظريات المقترحة حتى الآن وفقًا لآلية التكوين التي يستخدمونها:

نظريات ذات نواة وسيطة
نظريات القرص الوسيط
النظريات الديناميكية

نظريات ذات نواة وسيطة

أكثر فئة من النظريات. في نفوسهم ، يحدث التكوين بسبب الفصل السريع أو المبكر للبروتوكلود.

يعتقد أقربهم أنه أثناء الانهيار ، بسبب أنواع مختلفة من عدم الاستقرار ، تتفكك السحابة إلى كتل الجينز المحلية ، والتي تنمو حتى يتوقف أصغرها عن أن يكون شفافًا بصريًا ولا يمكن تبريده بشكل فعال. ومع ذلك ، فإن دالة الكتلة النجمية المحسوبة لا تتوافق مع الدالة المرصودة.

افترضت نظريات أخرى في وقت مبكر تكاثر النوى المنهارة ، بسبب التشوه في أشكال بيضاوية مختلفة.

ومع ذلك ، فإن النظريات الحديثة من النوع قيد الدراسة تعتقد أن السبب الرئيسي للتجزئة هو نمو الطاقة الداخلية والطاقة الدورانية مع تقلص السحابة.

نظريات القرص الوسيط

في نظريات القرص الديناميكي ، يحدث التكوين أثناء تجزئة القرص الأولي ، أي متأخرًا كثيرًا عن نظريات النواة المتوسطة. يتطلب هذا قرصًا ضخمًا إلى حد ما ، وعرضة لعدم استقرار الجاذبية ، ويتم تبريد غازه بشكل فعال. ثم يمكن أن يظهر العديد من الرفقاء مستلقين في نفس المستوى ، والتي تجمع الغاز من القرص الأصلي.

في الآونة الأخيرة ، زاد عدد حسابات الكمبيوتر لمثل هذه النظريات بشكل كبير. في إطار هذا النهج ، يتم شرح أصل الأنظمة الثنائية القريبة ، وكذلك الأنظمة الهرمية للتعددية المختلفة ، بشكل جيد.

النظريات الديناميكية

تقترح الآلية الأخيرة أن النجوم الثنائية تشكلت في سياق عمليات ديناميكية أثارها التراكم التنافسي. في هذا السيناريو ، يُفترض أن السحابة الجزيئية تشكل مجموعات من كتلة جينز تقريبًا بسبب أنواع مختلفة من الاضطرابات داخلها. تتفاعل هذه المجموعات مع بعضها البعض ، وتتنافس على جوهر السحابة الأصلية. في ظل هذه الظروف ، يعمل النموذج المذكور بالفعل مع قرص وسيط والآليات الأخرى ، والتي ستتم مناقشتها أدناه ، بشكل جيد. بالإضافة إلى ذلك ، يعمل الاحتكاك الديناميكي للنجوم الأولية مع الغاز المحيط على تقريب المكونات من بعضها.

كواحدة من الآليات التي تعمل في ظل هذه الظروف ، تم اقتراح مزيج من التجزئة مع نواة وسيطة وفرضية ديناميكية. هذا يجعل من الممكن إعادة إنتاج تكرار النجوم المتعددة في عناقيد النجوم. ومع ذلك ، لم يتم وصف آلية التجزئة بدقة.

تتضمن آلية أخرى زيادة المقطع العرضي لتفاعل الجاذبية بالقرب من القرص حتى يتم التقاط نجم قريب. على الرغم من أن هذه الآلية مناسبة تمامًا للنجوم الضخمة ، إلا أنها غير مناسبة تمامًا للنجوم منخفضة الكتلة ومن غير المرجح أن تكون مهيمنة في تكوين النجوم الثنائية.

الكواكب الخارجية في الأنظمة الثنائية

من بين أكثر من 800 كوكب خارجي معروف حاليًا ، يتجاوز عدد النجوم الفردية التي تدور في مدارها عدد الكواكب الموجودة في الأنظمة النجمية ذات التعددية المختلفة. وفقا لأحدث البيانات الأخيرة ، هناك 64.

عادة ما يتم تقسيم الكواكب الخارجية في الأنظمة الثنائية وفقًا لتكوينات مداراتها:

تدور الكواكب الخارجية من الفئة S حول أحد المكونات (مثل OGLE-2013-BLG-0341LB b). هناك 57 منهم.
تتضمن الفئة P تلك التي تدور حول كلا المكونين. تم العثور عليها في NN Ser و DP Leo و HU Aqr و UZ For و Kepler-16 (AB) b و Kepler-34 (AB) b و Kepler-35 (AB) b.

إذا حاولت إجراء إحصائيات ، فقد تبين:

يعيش جزء كبير من الكواكب في أنظمة حيث يتم فصل المكونات في النطاق من 35 إلى 100 وحدة فلكية. هـ ، بالتركيز حول قيمة 20 أ. ه.
الكواكب في الأنظمة العريضة (> 100 AU) لها كتل تتراوح بين 0.01 و 10 MJ (تقريبًا نفس النجوم الفردية) ، بينما تتراوح الكواكب للأنظمة ذات الفواصل الأصغر من 0.1 إلى 10 MJ
الكواكب في أنظمة واسعة هي دائمًا مفردة
يختلف توزيع الانحرافات المدارية عن تلك الفردية ، حيث تصل إلى القيم e = 0.925 و e = 0.935.

السمات الهامة لعمليات التشكيل

ختان القرص الكوكبي الأولي.بينما في النجوم الفردية يمكن أن يمتد قرص الكواكب الأولية حتى حزام كايبر (30-50 AU) ، في النجوم الثنائية يتم قطع حجمه بتأثير المكون الثاني. وبالتالي ، يكون طول قرص الكواكب الأولية أقل بمقدار 2-5 مرات من المسافة بين المكونات.

انحناء قرص الكواكب الأولية.يستمر القرص المتبقي بعد القطع في التأثر بالمكون الثاني ويبدأ في التمدد والتشوه والتشابك وحتى الانكسار. أيضًا ، يبدأ هذا القرص في التعجيل.

تقصير عمر قرص كوكبي أوليبالنسبة للثنائيات العريضة ، وكذلك للثنائيات الفردية ، فإن عمر قرص الكواكب الأولية هو 1-10 مليون سنة. واحد لأنظمة الانقسام< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

سيناريو التكوين الكوكبي

سيناريوهات التعليم غير المتسقة

هناك سيناريوهات يختلف فيها التكوين الأولي لنظام الكواكب ، مباشرة بعد التكوين ، عن النظام الحالي وتم تحقيقه في سياق مزيد من التطور.

أحد هذه السيناريوهات هو التقاط كوكب من نجم آخر. نظرًا لأن النجم الثنائي له مقطع عرضي أكبر بكثير من التفاعل ، فإن احتمال حدوث تصادم والتقاط كوكب من نجم آخر أعلى بكثير.
يفترض السيناريو الثاني أنه أثناء تطور أحد المكونات ، بالفعل في المراحل التي تلي التسلسل الرئيسي ، تنشأ عدم الاستقرار في النظام الكوكبي الأصلي. ونتيجة لذلك ، يترك الكوكب مداره الأصلي ويصبح مشتركًا لكلا المكونين.

البيانات الفلكية وتحليلها

منحنيات الضوء

في حالة كسوف النجم الثنائي ، يصبح من الممكن بناء اعتماد على السطوع المتكامل في الوقت المناسب. يعتمد تباين السطوع في هذا المنحنى على:

يخسوف نفسه
آثار بيضاوية.
آثار الانعكاس ، أو بالأحرى معالجة إشعاع أحد النجوم في الغلاف الجوي لنجم آخر.

ومع ذلك ، فإن تحليل الخسوفات نفسها فقط ، عندما تكون المكونات متناظرة كرويًا ولا توجد تأثيرات انعكاس ، يقلل من حل نظام المعادلات التالي:

1 - ل 1 (Δ) = ∬ S (Δ) أنا (ξ) أنا ج (ρ) د σ (displaystyle 1-l_ (1) (Delta) = iint limits _ (S (Delta) ) I_ (a) (\ xi) I_ (c) (\ rho) d \ sigma)

1 - ل 2 (Δ) = ∬ S (Δ) أنا ج (ξ) أنا أ (ρ) د σ (displaystyle 1-l_ (2) (Delta) = iint limits _ (S (Delta) ) I_ (c) (\ xi) I_ (a) (\ rho) d \ sigma)

∫ 0 ص ξ ج أنا ج (ξ) 2 π ξ د ξ + 0 r ρ ج أنا ج (ρ) 2 π ρ د ρ = 1 (displaystyle int limits _ (0) ^ (r _ (xi ج)) I_ (c) (\ xi) 2 \ pi \ xi d \ xi + \ int \ limits _ (0) ^ (r _ (\ rho c)) I_ (c) (\ rho) 2 \ pi \ rho د \ rho = 1)

حيث ξ ، هي المسافات القطبية على قرص النجوم الأولى والثانية ، I a هي وظيفة امتصاص الإشعاع من نجم بواسطة جو آخر ، I c هي وظيفة سطوع المناطق dσ لمختلف المكونات ، هي منطقة التداخل ، r ξc ، r ρc هي مجموع نصف القطر للنجم الأول والثاني.

حل هذا النظام دون افتراضات مسبقة أمر مستحيل. تمامًا مثل تحليل الحالات الأكثر تعقيدًا ذات المكونات الإهليلجية وتأثيرات الانعكاس ، والتي تعتبر مهمة في المتغيرات المختلفة للأنظمة الثنائية القريبة. لذلك ، تقدم جميع الطرق الحديثة لتحليل منحنيات الضوء بطريقة أو بأخرى افتراضات نموذجية ، يمكن العثور على معلماتها عن طريق أنواع أخرى من الملاحظات.

منحنيات السرعة الشعاعية

إذا لوحظ نجم ثنائي من خلال التحليل الطيفي ، أي أنه نجم ثنائي طيفي ، فمن الممكن رسم التغير في السرعات الشعاعية للمكونات مع مرور الوقت. إذا افترضنا أن المدار دائري ، فيمكننا كتابة ما يلي:

V ث = V 0 ث i n (i) = 2 π الفوسفور أ ث i n (i) (displaystyle V_ (s) = V_ (0) sin (i) = (frac (2 pi) (P)) asin (i) ),

حيث V s هي السرعة الشعاعية للمكون ، و i هي ميل المدار إلى خط البصر ، و P هي الفترة ، و a نصف قطر مدار المكون. الآن ، إذا استبدلنا قانون كبلر الثالث في هذه الصيغة ، فلدينا:

ك ث = 2 π الفوسفور م ث م ث + م 2 ث i n (i) (displaystyle V_ (s) = (frac (2 pi) (P)) (frac (M_ (s)) (M_ (s) + M_ (2))) الخطيئة (i)),

حيث M هي كتلة المكون قيد الدراسة ، M 2 هي كتلة المكون الثاني. وهكذا ، من خلال مراقبة كلا المكونين ، يمكن للمرء تحديد نسبة كتل النجوم التي تشكل الثنائي. إذا أعدنا استخدام قانون كبلر الثالث ، فسيتم تقليل الأخير إلى ما يلي:

و (م 2) = الفوسفور ث 1 2 π G (displaystyle f (M_ (2)) = (frac (PV_ (s1)) (2 pi G))),

حيث G هو ثابت الجاذبية ، و f (M 2) هي دالة الكتلة للنجم وهي بحكم التعريف تساوي:

و (M 2) ≡ (M 2 ث i n (i)) 3 (M 1 + M 2) 2 (displaystyle f (M_ (2)) equiv ((M_ (2) sin (i)) ^ (3)) ((M_ (1) + M_ (2)) ^ (2)))).

إذا لم يكن المدار دائريًا ، ولكن له انحراف مركزي ، فيمكن إثبات أنه بالنسبة لدالة الكتلة ، يجب ضرب الفترة المدارية P بالعامل (1 - e 2) 3/2 (\ displaystyle (1-e ^ (2)) ^ (3/2)).

إذا لم يتم ملاحظة المكون الثاني ، فإن الوظيفة f (M 2) تعمل بمثابة الحد الأدنى لكتلتها.

تجدر الإشارة إلى أنه من خلال دراسة منحنيات السرعة الشعاعية فقط ، من المستحيل تحديد جميع معلمات النظام الثنائي ، سيكون هناك دائمًا عدم يقين في شكل زاوية ميل مداري غير معروفة.

تحديد كتل المكونات

دائمًا تقريبًا ، يتم وصف التفاعل الثقالي بين نجمين بدقة كافية بواسطة قوانين نيوتن وقوانين كبلر ، والتي هي نتيجة لقوانين نيوتن. ولكن لوصف النجوم النابضة المزدوجة (انظر النجم النابض Taylor-Huls) يجب على المرء أن يشتمل على النسبية العامة. من خلال دراسة مظاهر الملاحظة للتأثيرات النسبية ، يمكن للمرء مرة أخرى التحقق من دقة نظرية النسبية.

يربط قانون كبلر الثالث فترة الثورة بالمسافة بين المكونات وكتلة النظام:

الفوسفور = 2 π a 3 G (M 1 + M 2) (displaystyle P = 2 pi (sqrt (frac (a ^ (3)) (G (M_ (1) + M_ (2)))) )),

أين الفوسفور (displaystyle P)- فترة التداول ، أ (displaystyle a)- المحور الرئيسي للنظام ، م 1 (displaystyle M_ (1))و م 2 (displaystyle M_ (2))- كتل المكونات ، ز (displaystyle G) -

الكتلة - إحدى أهم الخصائص الفيزيائية للنجوم - لا يمكن تحديدها إلا من خلال تأثيرها على حركة الأجسام الأخرى. مثل هذه الأجسام الأخرى هي أقمار بعض النجوم التي تدور معها حول مركز مشترك للكتلة.

إذا نظرت إلى جاما B. Ursa ، النجمة الثانية من نهاية "مقبض" "مغرفتها" ، فبالنظر الطبيعي سترى نجمًا خافتًا ثانيًا قريبًا جدًا منه. لاحظها العرب القدماء وأطلقوا عليها اسم ألكور (الفارس). أطلقوا على النجم الساطع ميزار. يمكن أن يطلق عليهم نجمة مزدوجة. يتم فصل الميزار والكور عن بعضهما البعض بمقدار 11 بوصة. يمكنك العثور على الكثير من هذه الأزواج النجمية باستخدام منظار. لذلك ، يتكون إبسيلون Lyra من نجمين متطابقين من الدرجة الرابعة بمسافة 5 بوصات بينهما.

تسمى النجوم الثنائية ثنائيات بصرية إذا كان من الممكن رؤية ازدواجيتها من خلال الملاحظات المباشرة من خلال التلسكوب (وفي حالات نادرة بالعين المجردة) ، فإن إبسيلون ليراي هو نجم رباعي بصري. تسمى الأنظمة التي تتكون من ثلاثة نجوم أو أكثر بالمضاعفات.

يتضح أن العديد من الثنائيات المرئية هي ثنائيات بصرية ، أي أن قرب هذين النجمين هو نتيجة إسقاطهما العشوائي على السماء. في الفضاء ، هم بعيدون عن بعضهم البعض. على مدى سنوات عديدة من الملاحظات ، يمكن للمرء أن يقتنع بأن أحد النجوم يمر بجانب الآخر في اتجاه مستقيم وبسرعة ثابتة.

في بعض الأحيان يتضح تدريجياً أن النجم المرافق الأضعف يدور حول نجم أكثر إشراقًا. تتغير المسافات بينها واتجاه الخط الذي يربط بينهما بشكل منهجي. تسمى هذه النجوم بالثنائيات المادية.

أقصر فترة مدارية معروفة للنجوم الثنائية المرئية هي 5 سنوات. تمت دراسة الأزواج ذات فترات التداول لعشرات السنين ، وستتم دراسة الأزواج ذات فترات مئات السنين في المستقبل. أقرب نجم إلينا ، قنطورس ، هو نجم مزدوج. فترة تداول مكوناتها (مكوناتها) 70 سنة. يتشابه كلا النجمين في هذا الزوج في الكتلة ودرجة الحرارة مع الشمس.

غالبًا ما تكون النجوم المزدوجة في التلسكوب مشهدًا جميلاً: النجم الرئيسي أصفر أو برتقالي ، والقمر الصناعي أبيض أو أزرق. تخيل ثروة من الألوان على كوكب يدور حول أحد النجوم ، حيث تشرق الشمس الحمراء في السماء ، ثم الزرقاء ، ثم كلاهما معًا.

إذا كان خط بصرنا يكمن تقريبًا في مستوى مدار ثنائي طيفي ، فإن نجوم هذا الزوج سوف تحجب بعضها البعض بالتناوب. أثناء الكسوف ، يضعف التألق الكلي للزوج الذي لا يمكننا رؤية مكوناته بشكل فردي. في بقية الوقت ، في الفترات الفاصلة بين الكسوف ، سيكون ثابتًا وكلما طالت مدة الخسوف ، كلما كانت مدة الخسوف أقصر وزاد نصف قطر المدار. إذا كان الرفيق كبيرًا وكان هو نفسه يعطي القليل من الضوء عندما يتفوق عليه النجم الساطع ، فإن السطوع الكلي للنظام سينخفض قليلاً.

تحدث الحدود الدنيا لسطوع النجوم الثنائية عندما تتحرك مكوناتها عبر خط البصر. يتيح تحليل منحنى الضوء بمرور الوقت تحديد حجم النجوم وسطوعها ، وحجم المدار ، وشكلها وميلها لخط البصر ، وكتل النجوم. وبالتالي ، فإن كسوف الثنائيات ، الذي يُلاحظ أيضًا على أنه ثنائيات طيفية ، هو أفضل الأنظمة التي تمت دراستها.

يُطلق على النجوم الثنائية الكسوف أيضًا اسم Algols من خلال اسم الممثل الأزرق النموذجي للبيتا Perseus. أطلق عليها العرب القدماء اسم الجول (الجول الفاسد الذي يعني "الشيطان"). من المحتمل أنهم لاحظوا سلوكه الغريب: لمدة يومين 11 ساعة ، يكون سطوع Algol ثابتًا ، ثم في 5 ساعات يضعف من 2.3 إلى 3.5 درجة ، ثم في 5 ساعات يعود سطوعه إلى قيمته السابقة.

فترات النجوم الثنائية الطيفية المعروفة و Algols قصيرة في الغالب ، حوالي بضعة أيام. بشكل عام ، تعتبر ازدواجية النجوم ظاهرة شائعة جدًا. ما يصل إلى 30٪ من النجوم ربما تكون ثنائية.

الحصول على مجموعة متنوعة من البيانات عن النجوم الفردية و. يمكن أن تسمى أنظمتها من تحليل الثنائيات الطيفية وثنائيات الكسوف أمثلة على "علم الفلك غير المرئي".

> النجوم المزدوجة

- ميزات الملاحظة: ما هو بالصور والفيديو ، والكشف ، والتصنيف ، والمضاعفات والمتغيرات ، وكيف وأين تبحث في Ursa Major.

غالبًا ما تشكل النجوم في السماء عناقيد يمكن أن تكون كثيفة أو ، على العكس من ذلك ، مبعثرة. لكن في بعض الأحيان توجد روابط أقوى بين النجوم. ثم من المعتاد التحدث عن الأنظمة الثنائية أو نجوم مزدوجة. وتسمى أيضًا المضاعفات. في مثل هذه الأنظمة ، تؤثر النجوم بشكل مباشر على بعضها البعض وتتطور دائمًا معًا. يمكن العثور على أمثلة على هذه النجوم (حتى مع وجود المتغيرات) حرفيًا في أشهر الأبراج ، على سبيل المثال ، Ursa Major.

اكتشاف النجوم المزدوجة

كان اكتشاف النجوم الثنائية أحد الإنجازات الأولى التي تحققت باستخدام المناظير الفلكية. كان النظام الأول من هذا النوع هو زوج الميزار في كوكبة Ursa Major ، التي اكتشفها عالم الفلك الإيطالي Ricciolli. نظرًا لوجود عدد لا يُصدق من النجوم في الكون ، قرر العلماء أن الميزار لا يمكن أن يكون النظام الثنائي الوحيد. واتضح أن افتراضهم مبرر تمامًا من خلال الملاحظات المستقبلية.

في عام 1804 ، نشر ويليام هيرشل ، عالم الفلك الشهير الذي أجرى ملاحظات علمية لمدة 24 عامًا ، كتالوجًا يتضمن تفاصيل 700 نجم مزدوج. ولكن حتى ذلك الحين لم تكن هناك معلومات حول ما إذا كان هناك اتصال مادي بين النجوم في مثل هذا النظام.

مكون صغير "يمتص" الغاز من نجم كبير

اتخذ بعض العلماء وجهة نظر مفادها أن النجوم الثنائية تعتمد على ارتباط نجمي مشترك. كانت حجتهم هي التألق غير المتجانس لمكونات الزوج. لذلك ، يبدو أنه تم فصلهما بمسافة كبيرة. لتأكيد أو دحض هذه الفرضية ، كان من الضروري قياس الإزاحة المنعزلة للنجوم. تولى هيرشل هذه المهمة ودهشته اكتشف ما يلي: مسار كل نجم له شكل إهليلجي معقد ، وليس شكل اهتزازات متناظرة لمدة ستة أشهر. يظهر الفيديو تطور النجوم الثنائية.

يوضح هذا الفيديو تطور زوج ثنائي قريب من النجوم:

يمكنك تغيير الترجمة بالضغط على زر "cc".

وفقًا للقوانين الفيزيائية للميكانيكا السماوية ، يتحرك جسمان مرتبطان بالجاذبية في مدار بيضاوي. أصبحت نتائج بحث هيرشل دليلاً على افتراض وجود علاقة بين قوة الجاذبية في الأنظمة الثنائية.

تصنيف النجوم المزدوجة

عادة ما يتم تجميع النجوم الثنائية في الأنواع التالية: ثنائيات طيفية وثنائيات قياس ضوئي وثنائيات بصرية. يسمح لك هذا التصنيف بالحصول على فكرة عن التصنيف النجمي ، لكنه لا يعكس الهيكل الداخلي.

باستخدام التلسكوب ، يمكنك بسهولة تحديد ثنائية النجوم المزدوجة المرئية. اليوم ، هناك بيانات عن 70000 نجم مرئي مزدوج. في نفس الوقت ، 1٪ منهم فقط لديهم مدار خاص بهم. يمكن أن تستمر الفترة المدارية الواحدة من عدة عقود إلى عدة قرون. في المقابل ، تتطلب محاذاة المسار المداري جهدًا كبيرًا وصبرًا وأدق الحسابات والرصدات طويلة المدى في ظروف المرصد.

غالبًا ما يكون لدى المجتمع العلمي معلومات فقط حول بعض أجزاء الحركة المدارية ، ويقومون بإعادة بناء الأجزاء المفقودة من المسار باستخدام الطريقة الاستنتاجية. لا تنس أن مستوى المدار قد يكون مائلاً بالنسبة إلى خط البصر. في هذه الحالة ، يختلف المدار الظاهر بشكل خطير عن المدار الحقيقي. بالطبع ، بدقة عالية من الحسابات ، يمكن للمرء أيضًا حساب المدار الحقيقي للأنظمة الثنائية. لهذا ، ينطبق قانون كبلر الأول والثاني.

الميزار والكور. الميزار نجم مزدوج. على اليمين القمر الصناعي Alcor. لا يوجد سوى سنة ضوئية واحدة بينهما.

بمجرد تحديد المدار الحقيقي ، يمكن للعلماء حساب المسافة الزاوية بين النجوم الثنائية وكتلتها وفترة دورانها. غالبًا ما يُستخدم قانون كبلر الثالث لهذا ، مما يساعد أيضًا في إيجاد مجموع كتل مكونات الزوج. لكن لهذا تحتاج إلى معرفة المسافة بين الأرض والنجم المزدوج.

النجوم الضوئية المزدوجة

لا يمكن معرفة الطبيعة المزدوجة لهذه النجوم إلا من خلال التقلبات الدورية في سطوعها. أثناء حركتها ، تحجب النجوم من هذا النوع بعضها البعض بدورها ، وهذا هو سبب تسميتها في الغالب بثنائيات الكسوف. المستويات المدارية لهذه النجوم قريبة من اتجاه خط البصر. كلما كانت منطقة الكسوف أصغر ، كلما انخفض سطوع النجم. من خلال دراسة منحنى الضوء ، يمكن للباحث حساب زاوية ميل المستوى المداري. عند تثبيت خسوفين ، سيكون لمنحنى الضوء حد أدنى (انخفاض). الفترة التي يتم فيها ملاحظة 3 حدود دنيا متتالية على منحنى الضوء تسمى الفترة المدارية.

تدوم فترة النجوم المزدوجة من بضع ساعات إلى عدة أيام ، مما يجعلها أقصر بالنسبة لفترة النجوم المزدوجة البصرية (النجوم الضوئية المزدوجة).

النجوم الثنائية الطيفية

من خلال طريقة التحليل الطيفي يقوم الباحثون بإصلاح عملية تقسيم الخطوط الطيفية والتي تحدث نتيجة لتأثير دوبلر. إذا كان أحد المكونات نجمًا خافتًا ، فيمكن ملاحظة التقلبات الدورية فقط في مواضع الخطوط الفردية في السماء. تُستخدم هذه الطريقة فقط عندما تكون مكونات النظام الثنائي على مسافة دنيا ويكون التعرف عليها باستخدام التلسكوب معقدًا.

النجوم الثنائية التي يمكن فحصها من خلال تأثير دوبلر والمطياف تسمى ثنائية طيفية. ومع ذلك ، ليس كل نجم ثنائي له طابع طيفي. يمكن لكل من مكونات النظام الاقتراب والابتعاد عن بعضهما البعض في الاتجاه الشعاعي.

وفقًا لنتائج البحث الفلكي ، تقع معظم النجوم الثنائية في مجرة درب التبانة. من الصعب للغاية حساب نسبة النجوم الفردية والمزدوجة كنسبة مئوية. باستخدام الطرح ، يمكنك طرح عدد النجوم الثنائية المعروفة من إجمالي عدد النجوم. في هذه الحالة ، يصبح من الواضح أن النجوم المزدوجة هي في الأقلية. ومع ذلك ، لا يمكن تسمية هذه الطريقة بالدقة العالية. يعرف علماء الفلك مصطلح "تأثير الاختيار". لإصلاح ازدواجية النجوم ، ينبغي تحديد خصائصها الرئيسية. هذا سوف يتطلب معدات خاصة. في بعض الحالات ، يكون تثبيت النجوم المزدوجة أمرًا صعبًا للغاية. لذلك ، غالبًا ما لا يتم تصور النجوم الثنائية بصريًا على مسافة كبيرة من عالم الفلك. في بعض الأحيان يكون من المستحيل تحديد المسافة الزاوية بين النجوم في زوج. لإصلاح النجوم الطيفية الثنائية أو النجوم الضوئية ، من الضروري قياس الأطوال الموجية في الخطوط الطيفية بعناية وجمع تعديلات تدفقات الضوء. في هذه الحالة ، يجب أن يكون سطوع النجوم قويًا بدرجة كافية.

كل هذا يقلل بشكل كبير من عدد النجوم المناسبة للدراسة.

وفقًا للتطورات النظرية ، تتراوح نسبة النجوم الثنائية في المجموعة النجمية من 30٪ إلى 70٪.

النجوم الثنائية المرئية

عند مراقبة نجم مرئي مزدوج ، يتم قياس المسافة بين المكونات وزاوية موضع خط المراكز ، بمعنى آخر ، الزاوية بين الاتجاه إلى القطب الشمالي للعالم واتجاه الخط الذي يربط النجم الرئيسي مع قمرها الصناعي.

النجوم الثنائية المتدخلة رقطة

قياس تداخل الرقطة فعال للثنائيات التي تمتد لعشرات السنين.

النجوم المزدوجة الفلكية

إذا توفرت ملاحظات فلكية عالية الدقة ، فيمكن افتراض الازدواجية عن طريق تثبيت اللاخطية للحركة: المشتق الأول للحركة المناسبة والثاني [ يوضح]. تُستخدم الثنائيات الفلكية لقياس كتل الأقزام البنية ذات الأنواع الطيفية المختلفة.

النجوم الثنائية الطيفية

لكن إذا كان سطوع النجم الثاني أقل بكثير من الأول ، فعندئذٍ لدينا فرصة لعدم رؤيته ، ومن ثم نحتاج إلى التفكير في الخيارات الممكنة الأخرى. السمة الرئيسية للنجم الثنائي هي دورية السرعات الشعاعية والفرق الكبير بين السرعات القصوى والدنيا. ولكن ، بالمعنى الدقيق للكلمة ، من الممكن أن يكون قد تم اكتشاف كوكب خارج المجموعة الشمسية. لمعرفة ذلك ، نحتاج إلى حساب دالة الكتلة ، والتي يمكن استخدامها للحكم على الحد الأدنى من كتلة المكون الثاني غير المرئي ، وبالتالي ، ما هي - كوكب ، أو نجم ، أو حتى ثقب أسود.

كما هو الحال مع أي نوع من الأجسام التي درسها علماء الفلك ، هناك كتالوجات للنجوم المزدوجة الطيفية. وأشهرها وأشملها "SB9" (من ثنائيات الطيف الإنجليزية). اعتبارًا من عام 2013 ، يحتوي على 2839 كائنًا.

يحجب النجوم الثنائية

الثنائيات الدقيقة

يبحث العدسة الدقيقة عن النجوم الثنائية حيث يكون كلا المكونين من أقزام بنية منخفضة الكتلة.

الظواهر والظواهر المرتبطة بالنجوم الثنائية

مفارقة ألغول

تبادل جماعي بين النجوم

ضع في اعتبارك تقريب نظام ثنائي قريب (مسمى تقريب روش):

تعتبر النجوم بمثابة كتل نقطية ويمكن إهمال لحظة دورانها المحورية مقارنة بالعزم المداري.
المكونات تدور بشكل متزامن.
المدار دائري

ثم بالنسبة للمكونات M 1 و M 2 مع مجموع المحاور الرئيسية a = a 1 + a 2 ، نقدم نظام إحداثيات متزامن مع الدوران المداري لـ TDS. يقع المركز المرجعي في وسط النجم M 1 ، والمحور X موجه من M 1 إلى M 2 ، والمحور Z على طول متجه الدوران. ثم نكتب الجهد المرتبط بمجالات الجاذبية للمكونات وقوة الطرد المركزي:

Φ = - 1 2 ω 2 a 2 Ω R (displaystyle Phi = - (frac (1) (2)) omega ^ (2) a ^ (2) Omega _ (R)),

أين هو الاحتمال اللاحق:

حيث q = م 2 / م 1

جديد

تتضاعف الأشعة السينية

النجوم التكافلية

أنظمة ثنائية متفاعلة تتكون من عملاق أحمر وقزم أبيض محاط بسديم مشترك. وهي تتميز بأطياف معقدة ، حيث توجد ، إلى جانب نطاقات الامتصاص (على سبيل المثال ، TiO) ، خطوط انبعاث مميزة للسدم (OIII ، NeIII ، إلخ. -مثل الانفجارات ، حيث يزداد سطوعها بمقدار ضعفين أو ثلاثة.

بورسترز

اكتب المستعر الأعظم Ia

الأصل والتطور

تمت دراسة آلية تكوين نجم واحد جيدًا - إنه ضغط سحابة جزيئية بسبب عدم استقرار الجاذبية. كان من الممكن أيضًا إنشاء دالة التوزيع الشامل الأولية. من الواضح أن سيناريو تشكل النجم الثنائي يجب أن يكون هو نفسه ، ولكن مع تعديلات إضافية. يجب أن تشرح أيضًا الحقائق المعروفة التالية:

تردد مزدوج. في المتوسط ، تبلغ 50٪ ، لكنها تختلف بالنسبة للنجوم ذات الطبقات الطيفية المختلفة. بالنسبة للنجوم O ، هذا هو حوالي 70٪ ، بالنسبة للنجوم مثل الشمس (النوع الطيفي G) فهو قريب من 50٪ ، وللنوع الطيفي M حوالي 30٪.
توزيع الفترة.
يمكن أن يأخذ الانحراف المركزي للنجوم الثنائية أي قيمة 0
نسبة الجماعية. يعد توزيع نسبة الكتلة q = M 1 / M 2 هو الأصعب في القياس ، نظرًا لأن تأثير تأثيرات الاختيار كبير ، ولكن في الوقت الحالي يُعتقد أن التوزيع متجانس ويقع في حدود 0.2

نظريات ذات نواة وسيطة
نظريات القرص الوسيط
النظريات الديناميكية

نظريات ذات نواة وسيطة

أكثر فئة من النظريات. في نفوسهم ، يحدث التكوين بسبب الفصل السريع أو المبكر للبروتوكلود.

افترضت نظريات أخرى في وقت مبكر تكاثر النوى المنهارة ، بسبب التشوه في أشكال بيضاوية مختلفة.

نظريات القرص الوسيط

النظريات الديناميكية

الكواكب الخارجية في الأنظمة الثنائية

عادة ما يتم تقسيم الكواكب الخارجية في الأنظمة الثنائية وفقًا لتكوينات مداراتها:

تدور الكواكب الخارجية من الفئة S حول أحد المكونات (على سبيل المثال ، OGLE-2013-BLG-0341LB b). هناك 57 منهم.
تتضمن الفئة P تلك التي تدور حول كلا المكونين. تم العثور عليها في NN Ser و DP Leo و HU Aqr و UZ For و Kepler-16 (AB) b و Kepler-34 (AB) b و Kepler-35 (AB) b.

إذا حاولت إجراء إحصائيات ، فقد تبين:

يعيش جزء كبير من الكواكب في أنظمة حيث يتم فصل المكونات في النطاق من 35 إلى 100 وحدة فلكية. هـ ، بالتركيز حول قيمة 20 أ. ه.
الكواكب في الأنظمة العريضة (> 100 AU) لها كتل تتراوح بين 0.01 و 10 MJ (تقريبًا نفس النجوم الفردية) ، بينما تتراوح الكواكب للأنظمة ذات الفواصل الأصغر من 0.1 إلى 10 MJ
الكواكب في أنظمة واسعة هي دائمًا مفردة
يختلف توزيع الانحرافات المدارية عن تلك الفردية ، حيث تصل إلى القيم e = 0.925 و e = 0.935.

السمات الهامة لعمليات التشكيل

تقليل عمر قرص الكواكب الأولية.بالنسبة للثنائيات العريضة ، وكذلك للثنائيات الفردية ، فإن عمر قرص الكواكب الأولية هو 1-10 مليون سنة ، ومع ذلك ، بالنسبة للأنظمة ذات الفصل< 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

سيناريو التكوين الكواكب

سيناريوهات التعليم غير المتسقة

أحد هذه السيناريوهات هو التقاط كوكب من نجم آخر. نظرًا لأن النجم الثنائي له مقطع عرضي أكبر بكثير من التفاعل ، فإن احتمال حدوث تصادم والتقاط كوكب من نجم آخر أعلى بكثير.
يفترض السيناريو الثاني أنه أثناء تطور أحد المكونات ، بالفعل في المراحل التي تلي التسلسل الرئيسي ، تنشأ عدم الاستقرار في النظام الكوكبي الأصلي. ونتيجة لذلك ، يترك الكوكب مداره الأصلي ويصبح مشتركًا لكلا المكونين.

البيانات الفلكية وتحليلها

منحنيات الضوء

يخسوف نفسه
آثار بيضاوية.
آثار الانعكاس ، أو بالأحرى معالجة إشعاع أحد النجوم في الغلاف الجوي لنجم آخر.

1 - ل 1 (Δ) = ∬ S (Δ) أنا (ξ) أنا ج (ρ) د σ (displaystyle 1-l_ (1) (Delta) = iint limits _ (S (Delta) ) I_ (a) (\ xi) I_ (c) (\ rho) d \ sigma)

1 - ل 2 (Δ) = ∬ S (Δ) أنا ج (ξ) أنا أ (ρ) د σ (displaystyle 1-l_ (2) (Delta) = iint limits _ (S (Delta) ) I_ (c) (\ xi) I_ (a) (\ rho) d \ sigma)

منحنيات السرعة الشعاعية

V ث = V 0 ث i n (i) = 2 π الفوسفور أ ث i n (i) (displaystyle V_ (s) = V_ (0) sin (i) = (frac (2 pi) (P)) asin (i) ),

ك ث = 2 π الفوسفور م ث م ث + م 2 ث i n (i) (displaystyle V_ (s) = (frac (2 pi) (P)) (frac (M_ (s)) (M_ (s) + M_ (2))) الخطيئة (i)),

و (م 2) = الفوسفور ث 1 2 π G (displaystyle f (M_ (2)) = (frac (PV_ (s1)) (2 pi G))),

حيث G هو ثابت الجاذبية ، و f (M 2) هي دالة الكتلة للنجم وهي بحكم التعريف تساوي:

و (M 2) ≡ (M 2 ث i n (i)) 3 (M 1 + M 2) 2 (displaystyle f (M_ (2)) equiv ((M_ (2) sin (i)) ^ (3)) ((M_ (1) + M_ (2)) ^ (2)))).

إذا لم يتم ملاحظة المكون الثاني ، فإن الوظيفة f (M 2) تعمل بمثابة الحد الأدنى لكتلتها.

تحديد كتل المكونات

دائمًا تقريبًا ، يتم وصف التفاعل الثقالي بين نجمين بدقة كافية بواسطة قوانين نيوتن وقوانين كبلر ، والتي هي نتيجة لقوانين نيوتن. ولكن لوصف النجوم النابضة المزدوجة (انظر النجم النابض Taylor-Hulse) ، يتعين على المرء أن يستخدم النسبية العامة. من خلال دراسة مظاهر الملاحظة للتأثيرات النسبية ، يمكن للمرء مرة أخرى التحقق من دقة نظرية النسبية.

يربط قانون كبلر الثالث فترة الثورة بالمسافة بين المكونات وكتلة النظام.

تسمى النجوم الثنائية مثل هذه النجوم ، والتي ، بناءً على دراسة مفصلة باستخدام إحدى الطرق الموضحة أدناه ، تبين أنها تتكون من نجمين قريبين مكانيًا من بعضهما البعض وبالتالي يتفاعلان فيزيائيًا. في هذه الحالة ، يعتبر كل نجم مكونًا (مكونًا) من زوج مادي من النجوم أو ، بشكل عام ، نجم متعدد (ثلاثي ، رباعي ، إلخ). النجوم المزدوجة ليست غير شائعة ؛ على العكس من ذلك ، يمكن للمرء أن يعتقد أن النجوم الفردية التي ليست جزءًا من أنظمة ثنائية أو متعددة هي الاستثناء وليست القاعدة (انظر أدناه).

النجوم المزدوجة المرئية

نجمان يقعان بالقرب من الفضاء ، وبعيدًا عن المراقب الأرضي ، يندمجان في واحد بالعين المجردة ، لكن في التلسكوب ذي التكبير الكافي (KPA 18 ، 26) يمكن رؤيتهما بشكل منفصل. هكذا تم اكتشافهم في القرن السابع عشر. النجوم المزدوجة الأولى. وفقًا للطريقة التي تم اكتشافها بها ، يطلق عليها اسم النجوم المزدوجة المرئية. قد يتضح أن نجمين يقعان في نفس الاتجاه تقريبًا بعيدان جدًا من الناحية المكانية عن بعضهما البعض (على سبيل المثال ، أحدهما يبعد ثلاثة أضعاف عن الآخر). تشكل هذه النجوم زوجًا بصريًا ولا تعتبر ثنائية.

ما إذا كان زوج معين ماديًا أم بصريًا واضحًا من سنوات عديدة من الملاحظات التلسكوبية. في الزوج المادي ، يجب أن تكون هناك حركة لكل مكون حول مركز كتلة مشترك على طول مقطع مخروطي - غالبًا على طول القطع الناقص. لذلك ، سيصف أحد المكونات بالنسبة إلى القطع الناقص الآخر. حتى لو كانت فترة الثورة عدة مئات من السنين (وهو ما يحدث في كثير من الأحيان) ، فإن انحناء المسار يظل ملحوظًا على مدى عدة عشرات من السنين ، عندما تكون الملاحظات دقيقة بما فيه الكفاية. ومع ذلك ، هناك عدد غير قليل من النجوم الثنائية التي تستمر فترة ثورتها عشرات السنين أو عدة سنوات ، ومن ثم تصبح حقيقة الحركة المدارية مرئية من الملاحظات القصيرة. تتكون الملاحظات نفسها من قياس الميكرومتر (خيوط أو غير ذلك) المسافة الزاوية بين المكونات والزاوية بين الاتجاه إلى القطب السماوي الشمالي والخط الذي يربط المكونات (الشكل 74).

تسمى هذه الزاوية بزاوية الموضع وتُحسب دائمًا عكس اتجاه عقارب الساعة (إلى الشرق). عادة ما يتم التعبير عن المسافة p في ثوانٍ من القوس. إذا ، إذن ، يجب تفضيل الملاحظات الفوتوغرافية التي تحتوي على فلكيات ذات تركيز طويل على الملاحظات المرئية. في المسافات القصيرة ، تكون الملاحظات المرئية أكثر دقة. في حدود قوة التلسكوب التحليلية ، من الأفضل استخدام مقياس التداخل البصري. أقل من حد الدقة ، يتم استخدام مقياس التداخل النجمي (KPA 458). ومع ذلك ، تعمل مقاييس التداخل بشكل جيد فقط عندما يكون سطوع كلا المكونين متماثلًا تقريبًا.

المسافة الزاوية د "بين المكونات تقابل المسافة الخطية ، معبراً عنها بالوحدات الفلكية ،

بشرط أن يكون الجزء d عموديًا على خط البصر. إذا كان الزوج النجمي بعيدًا جدًا ، فإن المنظر الخاص به يكون صغيرًا جدًا ، وبالتالي حتى المسافات الكبيرة d ستكون مرئية بزاوية صغيرة جدًا. من الواضح أن النجوم الثنائية المرئية تُلاحظ بشكل أساسي بين النجوم القريبة منا.

أرز. 74. قياس الوضع النسبي للمكونين A و B في نظام ثنائي. مفترض. أن أ هو المكون الرئيسي (أكثر إشراقًا). هـ - يدل على اتجاه الشرق منه

أزواج مادية أوسع ، حيث يتم فصل المكونات عن بعضها البعض على مسافات آلاف وعشرات الآلاف من الوحدات الفلكية ، ستكون أيضًا متباعدة على نطاق واسع نسبيًا في السماء حتى على مسافة كبيرة جدًا ، ولكن كما هو موضح أدناه [انظر الشكل. الصيغة (12.2)] ، في مثل هذه الأنظمة ، تسير الحركة المدارية ببطء شديد (!) ومن الممكن تمييز مثل هذا الزوج إما عن طريق القواسم المشتركة للسمات الفيزيائية ، أو من خلال القواسم المشتركة للحركة المكانية للمكونات.

أرز. 75. نظام نجمي متعدد "Trapezium of Orion" أو O، Orion. تتكون من ستة أفزديات مرتبطة ماديًا ببعضها البعض:. لا علاقة لأحجام الدوائر التي تصور النجوم بأحجامها الحقيقية ، ولكنها تعبر عن تألقها تقريبًا. على المقياس المعتمد في الرسم الخاص بالمسافات المتبادلة بين النجوم ، سيتم التعبير عن أقطارها في أجزاء من ميكرومتر

مثال على النوع الأول يمكن أن يكون نجمًا متعددًا في مركز سديم الجبار أو الجبار أو شبه منحرف الجبار (الشكل 75) ، ويتألف من أربعة مكونات لامعة من الفئات الطيفية O-B واثنان أضعف ، أيضًا من الفئة إذا قمت برسم مخطط طيفي لهم - المقدار النجمي الظاهر (Sp ، m) ، فإنهم يقعون جيدًا على طول خط واحد ، والذي يمكن اعتباره الطرف الأيسر العلوي للتسلسل الرئيسي لمخطط G - R ، عندما تُعطى جميع المقادير المرئية نفس القيمة ، والتي تُترجم إلى M.

وهذا يعني أن جميع نجوم Trapezium لها نفس المسافة من الأرض. إنها مرتبطة جسديًا بسديم الجبار ، لكنها متباعدة تمامًا: بقيمة 21.5 بوصة ، المسافة الزاوية بين A و D تقابل مسافة خطية لا تقل عن 11000 وحدة فلكية.

مثال على النوع الثاني هو اكتشاف نجم من أقل لمعان ، قمر صناعي لنجم. من المعروف منذ فترة طويلة أن هذا الأخير لديه حركة مناسبة كبيرة إلى حد ما في اتجاه. اكتشف فان بيسبروك ، الذي بدأ في عام 1940 البحث عن أقمار صناعية باهتة في النجوم الكبيرة ، على مسافة 74 بوصة من نجم له حركته الخاصة في الاتجاه. التشابه كبير جدًا لدرجة أنه يجب اعتبار كلا النجمين يتحركان في الفضاء على طول مسارات متوازية تقريبًا ، t نظرًا لأن المنظر لهذا النجم هو ، فإن الحجم المطلق للقمر الصناعي هو (الطيف مع خطوط الانبعاث H و K والهيدروجين) ، والمسافة الخطية بين المكونات au ومن الغريب أن يكون أقرب نجم إلى الأرض تم العثور على قنطورس في رفيق ضعيف على نفس العلامة على مسافة 2.2 درجة ، وهو ما يتوافق مع مسافة خطية تبلغ حوالي 10600 وحدة فلكية. ) قنطورس.

القنطور نفسه هو ثنائي نموذجي ، حيث تدور المكونات حول مركز مشترك للكتلة في مدارات إهليلجية (الشكل 76). أبسط الملاحظات هي الملاحظات النسبية ، حيث تُقاس إحداثيات القمر الصناعي B بميكرومتر نسبة إلى النجم الرئيسي A. ومع ذلك ، إذا تم تحديد موضع A و B بالنسبة إلى النجوم العشوائية لزوج معين ، ولكن تم تحديد موقعهما هناك. في مجال رؤية التلسكوب ، ثم الحركة المناسبة للزوج على طول الكرة السماوية (سيكون لمركز كتلتهما المشترك حركة موحدة على طول قوس الدائرة الكبرى) والحركة الإهليلجية للمكونين A و B ، الذي يحدث بحيث تقع النقاط الثلاث أ ، وج ، وب دائمًا على نفس الخط المستقيم. في نفس الوقت ، يجب أن يكون

أين كتل المكونات. من الأفضل أن يتم تحديد AG / GB على أساس صور فوتوغرافية كبيرة الحجم للثنائي تم التقاطها على مدى عدد من السنوات.

تجذب النجوم الثنائية الانتباه عندما تحدث بين النجوم الساطعة ، خاصةً عندما يكون كلا المكونين قريبين من بعضهما البعض ليس فقط في الموضع ولكن أيضًا في السطوع. في الواقع ، مع وجود عدد كبير من النجوم في السماء ، يوجد دائمًا بعض النجوم الباهتة في المنطقة المجاورة مباشرة لنجم ساطع معين ؛ بنفس الطريقة ، من بين النجوم الخافتة للغاية ، هناك دائمًا - في مجال رؤية صغير - نجمان أو أكثر بالقرب من بعضهما البعض.

لكن كل هذا سيكون ، بالطبع ، مجموعات بصرية عشوائية من النجوم التي لا ترتبط حقًا بأي شيء.

أرز. 76. الحركة في نظام Centauri. يظهر المدار النسبي للقمر الصناعي B ، أي حركته بالنسبة للنجم الرئيسي A (للأعوام 1830-1940). في الواقع ، تحدث حركات A و B بالقرب من مركز كتلة مشترك ، ولكن لا يمكن تحديد هذه الحركات بشكل منفصل إلا عن طريق قياس موضع A و B بالنسبة للنجوم المحيطة بالمجال ، والتي لا علاقة لها بالنظام.

Aitken ، أعظم متذوق من النجوم المزدوجة في قرننا ، عندما قام بتجميع كتالوج النجوم المزدوجة الخاصة به ، لم يدرج هناك سوى أزواج من هذا القبيل ترضي الشرط

أين هو السطوع الكلي للنظام. لكن هذا تقدير ليبرالي متعمد ، يهدف إلى عدم تفويت زوج مادي واحد بين النجوم الثنائية المرصودة. وبالطبع ، يجب على المرء أن يأخذ في الاعتبار حقيقة أن الأزواج العريضة للغاية يتم الكشف عنها في تحليل الفرد. حركات مثل تلك الموصوفة أعلاه لن تلبي الشرط (11.3) ، وكذلك بعض الأزواج الجسدية القريبة ، مفصولة بالعين المجردة الشديدة ، على سبيل المثال ، الميزار والكور في B. Ursa Taurus أو Lyra.

النجوم المزدوجة هي أمثلة. بحث مزدوج النجم. تبادل جماعي بين النجوم

النجوم الثنائية المرئية

النجوم الثنائية المتدخلة رقطة

النجوم المزدوجة الفلكية

النجوم الثنائية الطيفية

يحجب النجوم الثنائية

الثنائيات الدقيقة

الظواهر والظواهر المرتبطة بالنجوم الثنائية

مفارقة ألغول

تبادل جماعي بين النجوم

جديد

تتضاعف الأشعة السينية

النجوم التكافلية

بورسترز

اكتب المستعر الأعظم Ia

الأصل والتطور

نظريات ذات نواة وسيطة

نظريات القرص الوسيط

النظريات الديناميكية

الكواكب الخارجية في الأنظمة الثنائية

السمات الهامة لعمليات التشكيل

سيناريو التكوين الكوكبي

سيناريوهات التعليم غير المتسقة

البيانات الفلكية وتحليلها

منحنيات الضوء

منحنيات السرعة الشعاعية

تحديد كتل المكونات

اكتشاف النجوم المزدوجة

مكون صغير "يمتص" الغاز من نجم كبير

تصنيف النجوم المزدوجة

النجوم الضوئية المزدوجة

النجوم الثنائية الطيفية

النجوم الثنائية المرئية

النجوم الثنائية المتدخلة رقطة

النجوم المزدوجة الفلكية

النجوم الثنائية الطيفية

يحجب النجوم الثنائية

الثنائيات الدقيقة

الظواهر والظواهر المرتبطة بالنجوم الثنائية

مفارقة ألغول

تبادل جماعي بين النجوم

جديد

تتضاعف الأشعة السينية

النجوم التكافلية

بورسترز

اكتب المستعر الأعظم Ia

الأصل والتطور

نظريات ذات نواة وسيطة

نظريات القرص الوسيط

النظريات الديناميكية

الكواكب الخارجية في الأنظمة الثنائية

السمات الهامة لعمليات التشكيل

سيناريو التكوين الكواكب

سيناريوهات التعليم غير المتسقة

البيانات الفلكية وتحليلها

منحنيات الضوء

منحنيات السرعة الشعاعية

تحديد كتل المكونات

النجوم المزدوجة المرئية

اقرأ أيضا:

اختبارات المزاج!

مثال على مشروع اجتماعي

تركيز الانتباه يركز الوعي على شيء ما

مدخلات حديثة