ستاره های دوگانه مثال هایی هستند. تحقیق در مورد ستاره های دوتایی تبادل انبوه بین ستاره ها

سیستم های باینری نیز با توجه به روش مشاهده طبقه بندی می شوند، ما می توانیم تشخیص دهیم دیداری, طیفی, گرفتگی, نجومیسیستم های دوگانه

ستاره های دوتایی بصری

ستاره های دوتایی که به طور جداگانه دیده می شوند (یا، همانطور که می گویند، می تواند باشد مجاز)، نامیده می شوند قابل مشاهده دو برابر، یا از نظر بصری دو برابر.

توانایی رصد یک ستاره به عنوان یک دوتایی بصری با وضوح تلسکوپ، فاصله تا ستاره ها و فاصله بین آنها تعیین می شود. بنابراین، ستارگان دوتایی بصری عمدتاً ستارگانی هستند که در مجاورت خورشید قرار دارند و دارای دوره مداری بسیار طولانی هستند (در نتیجه فاصله زیاد بین اجزاء). با توجه به دوره طولانی، مدار دودویی را تنها می توان از طریق مشاهدات متعدد در طول دهه ها ردیابی کرد. تا به امروز، کاتالوگ های WDS و CCDM به ترتیب شامل بیش از 78000 و 110000 جسم هستند و تنها چند صد مورد از آنها می توانند مدار خود را محاسبه کنند. برای کمتر از صد جسم، مدار با دقت کافی برای بدست آوردن جرم اجزا شناخته شده است.

هنگام مشاهده بصری دو ستارهاندازه گیری فاصله بین اجزاء و زاویه موقعیت خط مراکز، به عبارت دیگر، زاویه بین جهت به قطب شمال سماوی و جهت خط اتصال. ستاره اصلیبا همراهش

ستاره های دوتایی تداخل سنجی لکه دار

تداخل سنجی نقطه ای برای باینری ها با دوره های چند دهه موثر است.

ستاره های دوگانه نجومی

در مورد ستارگان دوتایی بصری، دو جسم را می بینیم که همزمان در آسمان حرکت می کنند. با این حال، اگر تصور کنیم که یکی از این دو مؤلفه به دلایلی برای ما قابل مشاهده نیست، باز هم می‌توان دوگانگی را با تغییر موقعیت دوم در آسمان تشخیص داد. در این مورد، آنها از ستاره های دوگانه نجومی صحبت می کنند.

اگر مشاهدات نجومی با دقت بالا در دسترس باشد، می توان دوگانگی را با ثابت کردن غیرخطی بودن حرکت فرض کرد: اولین مشتق حرکت خودو دوم [ روشن کردن] . از ستارگان دوتایی اخترسنجی برای اندازه گیری جرم کوتوله های قهوه ای با کلاس های طیفی مختلف استفاده می شود.

ستاره های دوتایی طیفی

دوگانه طیفیستاره ای نامیده می شود که دوگانگی آن با استفاده از مشاهدات طیفی تشخیص داده می شود. برای انجام این کار، او برای چندین شب تحت نظر است. اگر معلوم شود که خطوط طیف آن به طور دوره ای در طول زمان تغییر می کند، این بدان معنی است که سرعت منبع در حال تغییر است. ممکن است دلایل زیادی برای این وجود داشته باشد: تغییرپذیری خود ستاره، وجود یک پوشش متراکم در حال انبساط که پس از یک انفجار ابرنواختر تشکیل شده است و غیره.

اگر طیفی از جزء دوم به دست آید که جابجایی های مشابه را نشان می دهد، اما در پادفاز، آنگاه می توان با اطمینان گفت که سیستم دوتایی داریم. اگر ستاره اول به ما نزدیک شود و خطوط آن به سمت بنفش طیف منتقل شوند، ستاره دوم در حال دور شدن است و خطوط آن به سمت قرمز منتقل می شوند و بالعکس.

اما اگر ستاره دوم از نظر درخشندگی بسیار پایین‌تر از ستاره اول باشد، در این صورت شانسی داریم که آن را نبینیم و سپس باید گزینه‌های احتمالی دیگری را در نظر بگیریم. علامت اصلیستاره دوگانه - تناوب تغییرات در سرعت های شعاعی و اختلاف زیاد بین حداکثر و حداقل سرعت. اما، به طور دقیق، ممکن است که یک سیاره فراخورشیدی کشف شده باشد. برای پیدا کردن، باید تابع جرم را محاسبه کنید، که می تواند برای قضاوت در مورد حداقل جرم جزء نامرئی دوم و بر این اساس، چیست - یک سیاره، یک ستاره یا حتی یک سیاهچاله استفاده شود.

همچنین از داده های طیف سنجی، علاوه بر جرم اجزا، می توان فاصله بین آنها، دوره مداری و خروج از مرکز مدار را محاسبه کرد. تعیین زاویه تمایل مدار به خط دید از روی این داده ها غیرممکن است. بنابراین، جرم و فاصله بین اجزا را فقط می توان با دقت زاویه شیب محاسبه کرد.

مانند هر نوع جسمی که توسط ستاره شناسان مورد مطالعه قرار گرفته است، کاتالوگ هایی از ستارگان دوتایی طیف سنجی وجود دارد. شناخته شده ترین و گسترده ترین آنها "SB9" (از انگلیسی طیفی باینری) است. بر این لحظه [چه زمانی؟] شامل 2839 شیء است.

گرفتگی ستاره های دوتایی

این اتفاق می افتد که صفحه مداری با زاویه بسیار کوچکی به خط دید متمایل می شود: مدارهای ستارگان چنین منظومه ای، همانطور که بود، در لبه ما قرار دارند. در چنین منظومه ای، ستارگان به صورت دوره ای یکدیگر را می گیرند، یعنی درخشندگی جفت تغییر می کند. ستارگان دوتایی که چنین کسوف هایی را تجربه می کنند، دوتایی گرفت یا متغیرهای گرفتار نامیده می شوند. مشهورترین و اولین ستاره کشف شده از این نوع، الگول (چشم شیطان) در صورت فلکی برسائوس است.

میکرولنز دوگانه

اگر جسمی با میدان گرانشی قوی در خط دید بین ستاره و ناظر وجود داشته باشد، آن شیء عدسی می گیرد. اگر میدان قوی بود، چندین تصویر از ستاره مشاهده می شد، اما در مورد اجرام کهکشانی، میدان آنها آنقدر قوی نیست که ناظر بتواند چندین تصویر را تشخیص دهد و در چنین حالتی از میکرولنزینگ صحبت می کنند. اگر بدنه حکاکی یک ستاره دوگانه باشد، منحنی نوری که هنگام عبور از خط دید به دست می‌آید، بسیار متفاوت از حالت یک ستاره است.

میکرولنزینگ برای جستجوی ستارگان دوتایی که هر دو جزء کوتوله های قهوه ای کم جرم هستند استفاده می شود.

پدیده ها و پدیده های مرتبط با ستاره های دوتایی

پارادوکس الگول

این پارادوکس در اواسط قرن بیستم توسط اخترشناسان شوروی A.G. Masevich و P.P. Parenago فرموله شد که توجه را به اختلاف بین توده‌های اجزای الگول و مرحله تکاملی آنها جلب کردند. بر اساس تئوری تکامل ستارگان، سرعت تکامل یک ستاره پرجرم بسیار بیشتر از یک ستاره با جرم قابل مقایسه یا کمی بیشتر از خورشید است. واضح است که اجزای ستاره دوتایی در یک زمان تشکیل شده اند، بنابراین، جزء پرجرم باید زودتر از جزء کم جرم تکامل یابد. با این حال، در سیستم الگول، جزء عظیم تر جوان تر بود.

توضیح این پارادوکس با پدیده جریان جرم در سیستم های دوتایی نزدیک همراه است و اولین بار توسط اخترفیزیکدان آمریکایی D. Crawford ارائه شد. اگر فرض کنیم که در طول تکامل یکی از مولفه ها این فرصت را داشته باشد که جرم را به همسایه منتقل کند، پارادوکس حذف می شود.

تبادل انبوه بین ستاره ها

اجازه دهید رویکرد یک سیستم باینری نزدیک (به نام تقریب های روشه):

ستاره ها جرم نقطه ای و آنها در نظر گرفته می شوند لحظه خود چرخش محوریرا می توان در مقایسه با اوربیتال نادیده گرفت
اجزا به طور همزمان می چرخند.
مدار دایره ای

سپس، برای اجزای M 1 و M 2 با مجموع محورهای نیمه اصلی a=a 1 +a 2، یک سیستم مختصات همزمان با چرخش مداری TDS معرفی می کنیم. مرکز مرجع در مرکز ستاره M 1 است، محور X از M 1 به M 2 هدایت می شود، و محور Z در امتداد بردار چرخش است. سپس پتانسیل مرتبط با را یادداشت می کنیم میدان های گرانشیاجزاء و نیروی گریز از مرکز:

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)\ چپ[(x-\mu a)^(2) +y^(2)\راست]),

جایی که r 1 = √ x 2 + y 2 + z 2, r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2، μ= M 2 /(M 1 +M 2) و ω فرکانس چرخش در امتداد مدار اجزاء است. با استفاده از قانون سوم کپلر، پتانسیل Roche را می توان به صورت زیر بازنویسی کرد:

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

پتانسیل بی بعد کجاست:

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 ((x-\mu a)^(2)+y^(2))(a^(2)))),

که در آن q = M 2 / M 1

هم پتانسیل ها از معادله Φ(x,y,z)=const بدست می آیند. در نزدیکی مراکز ستارگان، تفاوت کمی با مراکز کروی دارند، اما با دور شدن آنها، انحراف از تقارن کروی قوی تر می شود. در نتیجه، هر دو سطح در نقطه لاگرانژ L 1 به هم می رسند. این به این معنی است که سد پتانسیل در این نقطه 0 است و ذرات از سطح ستاره واقع در نزدیکی این نقطه می توانند به دلیل حرکت آشفته حرارتی به سمت لوب روشه یک ستاره همسایه حرکت کنند.

جدید

اشعه ایکس دو برابر می شود

ستاره های همزیستی

سیستم های دوتایی متقابل متشکل از یک غول قرمز و کوتوله سفید، توسط یک سحابی عمومی احاطه شده است. آنها با طیف های پیچیده مشخص می شوند، که در آن، همراه با نوارهای جذب (به عنوان مثال، TiO)، خطوط انتشار مشخصه سحابی ها (OIII، NeIII، و غیره) وجود دارد. شعله های شبه که در طی آن درخشندگی آنها دو تا سه قدر افزایش می یابد.

ستارگان همزیست نشان دهنده یک مرحله نسبتا کوتاه مدت، اما بسیار مهم و غنی از تظاهرات اخترفیزیکی در تکامل سیستم های ستاره ای دوتایی با جرم متوسط با دوره های اولیه مداری 1-100 ساله هستند.

باسترها

ابرنواختر نوع Ia

پیدایش و تکامل

مکانیسم تشکیل یک ستاره به خوبی مورد مطالعه قرار گرفته است - این فشرده سازی یک ابر مولکولی به دلیل ناپایداری گرانشی است. همچنین امکان ایجاد تابع توزیع توده های اولیه وجود داشت. بدیهی است که سناریوی تشکیل یک ستاره دوگانه باید یکسان باشد، اما با تغییرات اضافی. همچنین باید حقایق شناخته شده زیر را توضیح دهد:

فرکانس دوگانه به طور متوسط 50٪ است، اما برای ستاره های کلاس های طیفی مختلف متفاوت است. برای ستاره های O این حدود 70 درصد است، برای ستارگانی مانند خورشید (کلاس طیفی G) نزدیک به 50 درصد و برای کلاس طیفی M حدود 30 درصد است.
توزیع دوره.
خروج از مرکز ستاره های دوتایی می تواند هر مقدار 0 را داشته باشد
نسبت جرم توزیع نسبت جرم q= M 1 / M 2 برای اندازه گیری دشوارترین است ، زیرا تأثیر تأثیرات انتخاب زیاد است ، اما در حال حاضر اعتقاد بر این است که توزیع یکنواخت است و در 0.2 قرار دارد.

در حال حاضر، هیچ درک نهایی از اینکه دقیقاً چه اصلاحاتی باید انجام شود و چه عوامل و مکانیسم هایی در اینجا نقش تعیین کننده ای دارند وجود ندارد. همه نظریه های ارائه شده در حال حاضر را می توان بر اساس مکانیسم شکل گیری آنها تقسیم کرد:

نظریه هایی با هسته میانی
نظریه ها با دیسک میانی
نظریه های پویا

نظریه هایی با هسته میانی

پرشمارترین کلاس نظریه ها. در آنها، تشکیل به دلیل تقسیم سریع یا زودهنگام پروتکلود اتفاق می افتد.

اولین آنها معتقد است که در هنگام فروپاشی، به دلیل انواع ناپایداری ها، ابر به توده های جین محلی تقسیم می شود، تا جایی که کوچکترین آنها از نظر نوری شفاف نیست و دیگر نمی تواند به طور موثر خنک شود. با این حال، تابع جرم ستاره ای محاسبه شده با تابع مشاهده شده منطبق نیست.

یکی دیگر از تئوری‌های اولیه، تکثیر هسته‌های در حال فروپاشی را به دلیل تغییر شکل به اشکال مختلف بیضوی پیشنهاد کرد.

نظریه های مدرن از نوع مورد بررسی معتقدند که علت اصلی تکه تکه شدن، افزایش انرژی درونی و انرژی چرخشی با انقباض ابر است.

نظریه ها با دیسک میانی

در تئوری های دارای یک دیسک پویا، تشکیل در هنگام تکه تکه شدن قرص پیش ستاره ای اتفاق می افتد، یعنی بسیار دیرتر از نظریه هایی با هسته میانی. این به یک دیسک نسبتاً عظیم نیاز دارد که مستعد ناپایداری های گرانشی باشد و گاز آن به طور موثر خنک شود. سپس ممکن است چندین همراه در یک صفحه دراز بکشند که گاز را از دیسک مادر ایجاد می کنند.

اخیراً تعداد محاسبات رایانه ای این گونه نظریه ها بسیار افزایش یافته است. در چارچوب این رویکرد، منشأ سیستم‌های باینری نزدیک و همچنین سیستم‌های سلسله مراتبی از چندگانگی مختلف به خوبی توضیح داده شده است.

نظریه های پویا

مکانیسم دوم نشان می دهد که ستارگان دوتایی از طریق فرآیندهای دینامیکی که توسط برافزایش رقابتی هدایت می شوند، تشکیل شده اند. در این سناریو فرض بر این است که ابر مولکولی به دلیل انواع تلاطم های درون خود، توده هایی به جرم تقریبا جین تشکیل می دهد. این توده ها، در تعامل با یکدیگر، برای ماده ابر اصلی رقابت می کنند. در چنین شرایطی، هم مدل ذکر شده با یک دیسک میانی و هم مکانیسم های دیگر که در زیر مورد بحث قرار خواهند گرفت، به خوبی کار می کنند. علاوه بر این، اصطکاک دینامیکی پیش ستاره ها با گاز اطراف، اجزا را به هم نزدیک می کند.

ترکیبی از تکه تکه شدن با یک هسته میانی و فرضیه پویا به عنوان یکی از مکانیسم هایی که در این شرایط کار می کند، پیشنهاد شده است. این به ما امکان می دهد فرکانس چندین ستاره را در خوشه های ستاره ای بازتولید کنیم. با این حال، در حال حاضر مکانیسم تکه تکه شدن به طور دقیق توصیف نشده است.

مکانیسم دیگر شامل افزایش سطح مقطع برهمکنش گرانشی در نزدیکی دیسک است تا زمانی که یک ستاره مجاور دستگیر شود. اگرچه این مکانیسم برای ستارگان پرجرم کاملاً مناسب است، اما برای ستارگان کم جرم کاملاً نامناسب است و بعید است که در تشکیل ستارگان دوگانه غالب باشد.

سیارات فراخورشیدی در سیستم های دوتایی

از بین بیش از 800 سیاره فراخورشیدی که در حال حاضر شناخته شده است، تعداد ستاره های منفرد به طور قابل توجهی از تعداد سیارات موجود در منظومه های ستاره ای با قدرهای مختلف بیشتر است. طبق آخرین داده ها، 64 مورد دوم وجود دارد.

سیاره های فراخورشیدی در سیستم های دوتایی معمولاً بر اساس پیکربندی مدارهایشان تقسیم می شوند:

سیارات فراخورشیدی کلاس S به دور یکی از اجزاء می چرخند (به عنوان مثال، OGLE-2013-BLG-0341LB b). تعداد آنها 57 نفر است.
کلاس P شامل مواردی است که به دور هر دو جزء می چرخند. اینها در NN Ser، DP Leo، HU Aqr، UZ For، Kepler-16 (AB)b، Kepler-34 (AB)b و Kepler-35 (AB)b یافت شدند.

اگر سعی کنید آمار را انجام دهید، متوجه خواهید شد:

بخش قابل توجهی از سیارات در سیستم‌هایی زندگی می‌کنند که اجزای آن در محدوده 35 تا 100 واحد نجومی از هم جدا شده‌اند. یعنی تمرکز حول مقدار 20 a. ه.
سیارات در منظومه‌های وسیع (بیش از 100 AU) دارای جرمی بین 0.01 تا 10 مگا ژول (تقریباً مشابه ستاره‌های منفرد) هستند، در حالی که جرم سیاره‌ها برای منظومه‌های کمتر جدا شده از 0.1 تا 10 مگا ژول متغیر است.
سیارات در منظومه های وسیع همیشه مجرد هستند
توزیع گریز از مرکز مداری با منفرد متفاوت است و به مقادیر e = 0.925 و e = 0.935 می رسد.

ویژگی های مهم فرآیندهای تشکیل

برش یک دیسک پیش سیاره ایدر حالی که در ستارگان تک دیسک پیش سیاره ای می تواند تا کمربند کویپر (30-50 AU) کشیده شود، در ستارگان دوگانه اندازه آن با تأثیر جزء دوم قطع می شود. بنابراین، وسعت قرص پیش سیاره ای 2-5 برابر کمتر از فاصله بین اجزا است.

انحنای دیسک پیش سیاره ایدیسک باقی مانده پس از ختنه همچنان تحت تأثیر جزء دوم قرار می گیرد و شروع به کشیده شدن، تغییر شکل، درهم تنیدگی و حتی پاره شدن می کند. همچنین، چنین دیسکی شروع به پردازش می کند.

کاهش طول عمر یک دیسک پیش سیاره ایبرای باینری های گسترده، مانند تک، عمر قرص پیش سیاره ای 1-10 میلیون سال است. یکی برای سیستم های اسپلیت< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

سناریوی شکل گیری سیاره ای

سناریوهای آموزشی ناسازگار

سناریوهایی وجود دارد که در آن پیکربندی اولیه، بلافاصله پس از شکل گیری، سیستم سیاره ای با حالت فعلی متفاوت است و در طول تکامل بیشتر به دست آمده است.

یکی از این سناریوها گرفتن یک سیاره از یک ستاره دیگر است. از آنجایی که یک ستاره دوتایی سطح مقطع تعامل بسیار بزرگتری دارد، احتمال برخورد و گرفتن یک سیاره از ستاره دیگر به طور قابل توجهی بیشتر است.
سناریوی دوم فرض می‌کند که در طول تکامل یکی از اجزاء، در مراحل بعد از دنباله اصلی، ناپایداری‌ها در منظومه سیاره‌ای اصلی به وجود می‌آیند. در نتیجه، سیاره از مدار اصلی خود خارج می شود و برای هر دو جزء مشترک می شود.

داده های نجومی و تجزیه و تحلیل آنها

منحنی های نور

در حالتی که ستاره دوتایی در حال خسوف است، می توان وابستگی روشنایی انتگرال را به زمان ترسیم کرد. تغییر روشنایی در این منحنی به موارد زیر بستگی دارد:

خود گرفتگی ها
اثرات بیضی شکل.
اثرات بازتاب یا به عبارتی پردازش تابش یک ستاره در جو ستاره دیگر.

با این حال، تجزیه و تحلیل تنها خود خسوف ها، زمانی که اجزا به صورت کروی متقارن هستند و هیچ اثر بازتابی وجود ندارد، به حل سیستم معادلات زیر ختم می شود:

1 − l 1 (Δ) = ∬ S (Δ) I a (ξ) I c (ρ) d σ (\displaystyle 1-l_(1)(\Delta)=\iint \limits _(S(\Delta) )I_(a)(\xi)I_(c)(\rho)d\sigma)

1 − l 2 (Δ) = ∬ S (Δ) I c (ξ) I a (ρ) d σ (\displaystyle 1-l_(2)(\Delta)=\iint \limits _(S(\Delta) )I_(c)(\xi)I_(a)(\rho)d\sigma)

∫ 0 r ξ c I c (ξ) 2 π ξ d ξ + ∫ 0 r ρ c I c (ρ) 2 π ρ d 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 d\rho = 1)

جایی که ξ, ρ فواصل قطبی روی قرص ستاره اول و دوم هستند، I a تابع جذب تابش یک ستاره توسط اتمسفر ستاره دیگر است، I c تابع روشنایی مناطق dσ برای اجزای مختلف است. ، Δ منطقه همپوشانی است، r ξc، r ρc کل شعاع ستاره اول و دوم است.

حل این سیستم بدون مفروضات پیشینی غیرممکن است. درست مانند تجزیه و تحلیل موارد پیچیده تر با شکل بیضی شکل اجزا و اثرات بازتابی که در انواع مختلف سیستم های باینری نزدیک قابل توجه است. بنابراین، تمام روش‌های مدرن تجزیه و تحلیل منحنی‌های نور به یک روش، مفروضات مدلی را معرفی می‌کنند که پارامترهای آن از طریق انواع دیگر مشاهدات یافت می‌شوند.

منحنی های سرعت شعاعی

اگر یک ستاره دوتایی به صورت طیف سنجی مشاهده شود، یعنی یک ستاره دوگانه طیف سنجی باشد، می توان تغییر سرعت شعاعی اجزا را به صورت تابعی از زمان رسم کرد. اگر فرض کنیم که مدار دایره ای است، می توانیم موارد زیر را بنویسیم:

V s = V 0 s i n (i) = 2 π P a s i n (i) (\displaystyle V_(s)=V_(0)sin(i)=(\frac (2\pi)(P))asin(i) ),

که در آن V s سرعت شعاعی جزء است، i شیب مدار به خط دید، P دوره، a شعاع مدار مولفه است. حال، اگر قانون سوم کپلر را با این فرمول جایگزین کنیم، خواهیم داشت:

V s = 2 π P M s M s + M 2 s i n (i) (\displaystyle V_(s)=(\frac (2\pi )(P))(\frac (M_(s))(M_(s) +M_(2)))سین(i)),

که در آن Ms جرم جزء مورد مطالعه است، M 2 جرم جزء دوم است. بنابراین، با مشاهده هر دو مؤلفه، می توان نسبت جرم ستارگان تشکیل دهنده دوتایی را تعیین کرد. اگر از قانون سوم کپلر دوباره استفاده کنیم، قانون سوم به موارد زیر کاهش می یابد:

F (M 2) = P V s 1 2 π G (\displaystyle f(M_(2))=(\frac (PV_(s1))(2\pi G))),

که در آن G ثابت گرانشی است و f(M 2) تابعی از جرم ستاره است و طبق تعریف برابر است با:

F (M 2) ≡ (M 2 s i n (i)) 3 (M 1 + M 2) 2 (\displaystyle f(M_(2))\equiv (\frac ((M_(2)sin(i))^ (3))((M_(1)+M_(2))^(2)))).

اگر مدار دایره ای نباشد، اما دارای گریز از مرکز باشد، می توان نشان داد که برای تابع جرم، دوره مداری P باید در ضریب ضرب شود. (1 − e 2) 3/2 (\displaystyle (1-e^(2))^(3/2)).

اگر جزء دوم رعایت نشود، تابع f(M 2) به عنوان حد پایین تر جرم آن عمل می کند.

شایان ذکر است که تنها با مطالعه منحنی‌های سرعت شعاعی نمی‌توان تمام پارامترهای سیستم دوتایی را تعیین کرد؛ همیشه عدم قطعیت به شکل یک زاویه شیب مداری ناشناخته وجود خواهد داشت.

تعیین جرم اجزاء

تقریباً همیشه، برهمکنش گرانشی بین دو ستاره با دقت کافی توسط قوانین نیوتن و قوانین کپلر، که نتیجه قوانین نیوتن است، توصیف می شود. اما برای توصیف تپ اخترهای دوگانه (به تپ اختر تیلور-هولس مراجعه کنید) باید از نسبیت عام استفاده کنیم. با مطالعه مظاهر مشاهده ای اثرات نسبیتی، می توان یک بار دیگر صحت نظریه نسبیت را بررسی کرد.

قانون سوم کپلر دوره انقلاب را به فاصله بین اجزا و جرم سیستم مرتبط می کند:

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

جایی که P (\displaystyle P)- دوره گردش، a (\displaystyle a)- محور نیمه اصلی سیستم، M 1 (\displaystyle M_(1))و M 2 (\displaystyle M_(2))- انبوه اجزاء، G (\displaystyle G) -

جرم، یکی از مهم ترین ویژگی های فیزیکی ستارگان، تنها با تأثیر آن بر حرکت اجسام دیگر قابل تعیین است. چنین اجرام دیگری ماهواره های برخی از ستارگان هستند که به دور یک مرکز جرم مشترک می چرخند.

اگر به گاما دب اکبر، دومین ستاره از انتهای "دسته" "سطل" آن نگاه کنید، سپس با دید معمولی، دومین ستاره کم نور را بسیار نزدیک به آن خواهید دید. اعراب قدیم متوجه او شدند و او را الکور (سوار سوار) نامیدند. نام میزار را به ستاره درخشان دادند. آنها را می توان یک ستاره دوگانه نامید. میزار و الکور 11 اینچ از هم فاصله دارند. در دوربین دوچشمی می توانید بسیاری از این جفت ستاره ها را بیابید. بنابراین، اپسیلون لیرا از دو ستاره یکسان با قدر 4 با فاصله 5 اینچ بین آنها تشکیل شده است.

ستارگان دوتایی در صورتی که دوگانگی آنها با رصد مستقیم از طریق تلسکوپ (و در موارد نادر با چشم غیر مسلح) قابل مشاهده باشد، دوتایی بصری نامیده می شوند، اپسیلون لیرا یک ستاره چهارگانه بصری است. سیستم های متشکل از سه یا چند ستاره را مضرب می گویند.

بسیاری از ستاره‌های دوتایی بصری ستاره‌های دوتایی نوری هستند، یعنی مجاورت چنین دو ستاره نتیجه پرتاب تصادفی آنها به آسمان است. در فضا آنها از یکدیگر دور هستند. در طول سال‌ها رصد، می‌توان متقاعد شد که یکی از ستارگان در جهت مستقیم با سرعت ثابت از کنار دیگری می‌گذرد.

گاهی اوقات به تدریج مشخص می شود که یک ستاره همراه کم نورتر در حال چرخش به دور ستاره درخشان تری است. فواصل بین آنها و جهت خط اتصال آنها به طور سیستماتیک تغییر می کند. به چنین ستاره هایی دوتایی فیزیکی می گویند.

کوتاه ترین دوره مداری شناخته شده ستاره های دوتایی بصری 5 سال است. جفت هایی با دوره های ده ساله مورد مطالعه قرار گرفته اند و جفت هایی با دوره های صد ساله در آینده مورد مطالعه قرار خواهند گرفت. نزدیکترین ستاره به ما، یک قنطورس، یک ستاره دوگانه است. دوره گردش اجزای آن 70 سال است. هر دو ستاره این جفت از نظر جرم و دما مشابه خورشید هستند.

ستاره های دوتایی اغلب منظره زیبایی در تلسکوپ هستند: ستاره اصلی زرد یا نارنجی و همراه سفید یا آبی است. غنای رنگ ها را در سیاره ای تصور کنید که به دور یکی از یک جفت ستاره می چرخد، جایی که آسمان قرمز یا آبی یا هر دو می درخشد.

اگر خط دید ما تقریباً در صفحه مدار یک ستاره دوتایی طیف‌سنجی قرار داشته باشد، ستاره‌های چنین جفتی به طور متناوب یکدیگر را مسدود می‌کنند. در طول ماه گرفتگی، روشنایی کلی یک جفت، که اجزای آن را نمی توانیم به صورت جداگانه ببینیم، ضعیف می شود. بقیه زمان‌ها در فواصل بین گرفت‌ها ثابت خواهد بود و هر چه طولانی‌تر باشد، مدت خسوف‌ها کوتاه‌تر و شعاع مدار بزرگ‌تر می‌شود. اگر ماهواره بزرگ باشد و خودش نور کمی تولید کند که یک ستاره درخشان آن را گرفت، روشنایی کل سیستم کمی کاهش می یابد.

حداقل درخشندگی ستارگان دوتایی گرفتار زمانی اتفاق می‌افتد که اجزای آن‌ها در طول خط دید حرکت کنند. تجزیه و تحلیل منحنی نور در طول زمان امکان تعیین اندازه و روشنایی ستارگان، اندازه مدار، شکل و تمایل آن به خط دید و همچنین جرم ستاره ها را فراهم می کند. بنابراین، باینری های گرفت، که به عنوان باینری های طیف سنجی نیز مشاهده می شوند، سیستم هایی هستند که به خوبی مطالعه شده اند.

ستارگان دوتایی گرفتار به نام نماد آبی معمولی بتا پرسی نیز algoli نامیده می شود. اعراب باستان آن را الگل (فاسد el gul، به معنای "شیطان") می نامیدند. ممکن است متوجه رفتار عجیب آن شده باشند: برای 2 روز و 11 ساعت روشنایی الگول ثابت است، سپس در 5 ساعت از قدر 2.3 به 3.5 ضعیف می شود و سپس در 5 ساعت روشنایی آن به مقدار قبلی خود باز می گردد.

دوره های ستاره های دوتایی طیف سنجی شناخته شده و الگول ها عمدتاً کوتاه هستند - حدود چند روز. به طور کلی دوگانگی ستارگان پدیده ای بسیار رایج است. تا 30 درصد از ستارگان احتمالاً دو برابر هستند.

به دست آوردن انواع داده ها در مورد ستاره های منفرد و. سیستم های آنها از تجزیه و تحلیل دوتایی های طیف سنجی و ستارگان دوتایی گرفتار را می توان نمونه هایی از "نجوم نامرئی" نامید.

> دو ستاره

- ویژگی‌های مشاهده: عکس‌ها و فیلم‌ها چیست، تشخیص، طبقه‌بندی، چندگانه و متغیرها، چگونه و کجا در دب اکبر جستجو کنیم.

ستارگان در آسمان اغلب خوشه هایی تشکیل می دهند که می توانند متراکم یا برعکس پراکنده باشند. اما گاهی اوقات ارتباطات قوی تری بین ستاره ها ایجاد می شود. و سپس مرسوم است که در مورد سیستم های دوگانه یا دو ستاره. به آنها مضرب نیز گفته می شود. در چنین سیستم هایی، ستارگان مستقیماً بر یکدیگر تأثیر می گذارند و همیشه با هم تکامل می یابند. نمونه هایی از چنین ستاره هایی (حتی با وجود متغیرها) را می توان به معنای واقعی کلمه در معروف ترین صورت های فلکی، به عنوان مثال، دب اکبر یافت.

کشف ستاره های دوتایی

کشف ستاره های دوتایی یکی از اولین پیشرفت هایی بود که با استفاده از دوربین های دوچشمی نجومی انجام شد. اولین منظومه از این نوع جفت میزار در صورت فلکی دب اکبر بود که توسط اخترشناس ایتالیایی Riccoli کشف شد. از آنجایی که تعداد باورنکردنی ستاره در کیهان وجود دارد، دانشمندان به این نتیجه رسیدند که میزار نمی تواند تنها سیستم دوتایی باشد. و فرض آنها با مشاهدات آینده کاملاً قابل توجیه است.

در سال 1804، ویلیام هرشل، ستاره شناس مشهوری که به مدت 24 سال مشاهدات علمی انجام می داد، فهرستی از 700 ستاره دوگانه منتشر کرد. اما حتی در آن زمان نیز هیچ اطلاعاتی در مورد وجود ارتباط فیزیکی بین ستارگان در چنین منظومه ای وجود نداشت.

یک جزء کوچک گاز یک ستاره بزرگ را "مکد" می کند

برخی از دانشمندان عقیده دارند که ستاره‌های دوتایی به یک ارتباط ستاره‌ای مشترک وابسته هستند. استدلال آنها درخشش ناهمگون اجزای جفت بود. بنابراین، به نظر می رسید که آنها با فاصله قابل توجهی از هم جدا شده اند. برای تایید یا رد این فرضیه، اندازه گیری جابجایی پارالاکسی ستارگان مورد نیاز بود. هرشل این ماموریت را برعهده گرفت و در کمال تعجب متوجه موارد زیر شد: مسیر حرکت هر ستاره شکل بیضی شکل پیچیده ای دارد و نه نوسانات متقارن با دوره شش ماهه. در این ویدیو می توانید تکامل ستاره های دوگانه را مشاهده کنید.

این ویدئو تکامل یک جفت دوتایی نزدیک از ستاره ها را نشان می دهد:

با کلیک بر روی دکمه "cc" می توانید زیرنویس ها را تغییر دهید.

بر اساس قوانین فیزیکی مکانیک آسمانی، دو جسم به هم متصل شده توسط گرانش در مداری بیضوی حرکت می کنند. نتایج تحقیقات هرشل اثباتی بر این فرض شد که یک اتصال نیروی گرانشی در سیستم های دوتایی وجود دارد.

طبقه بندی ستاره های دوتایی

ستارگان دوتایی معمولاً به انواع زیر دسته بندی می شوند: دوتایی طیفی، دوتایی فتومتریک و دوتایی بصری. این طبقه بندی ایده ای از طبقه بندی ستارگان می دهد، اما ساختار داخلی را منعکس نمی کند.

با استفاده از تلسکوپ می توانید به راحتی دوگانگی ستاره های دوتایی بصری را تعیین کنید. امروزه شواهدی از 70000 ستاره دوتایی بصری وجود دارد. علاوه بر این، تنها 1٪ از آنها قطعا مدار خود را دارند. یک دوره مداری می تواند از چندین دهه تا چندین قرن طول بکشد. به نوبه خود، ساخت یک مسیر مداری نیازمند تلاش قابل توجه، صبر، محاسبات دقیق و مشاهدات طولانی مدت در یک رصدخانه است.

اغلب، جامعه علمی تنها در مورد برخی از قطعات حرکت مداری اطلاعاتی دارد و آنها بخش های گمشده مسیر را با استفاده از روش قیاسی بازسازی می کنند. فراموش نکنید که صفحه مداری ممکن است نسبت به خط دید متمایل باشد. در این حالت، مدار ظاهری به طور جدی با مدار واقعی متفاوت است. البته با دقت بالا در محاسبات می توان مدار واقعی سیستم های دوتایی را محاسبه کرد. برای این کار از قانون اول و دوم کپلر استفاده می شود.

میزار و الکور میزار یک ستاره دوگانه است. در سمت راست ماهواره الکور قرار دارد. فقط یک سال نوری بین آنها وجود دارد

هنگامی که مدار واقعی مشخص شد، دانشمندان می توانند فاصله زاویه ای بین ستارگان دوتایی، جرم آنها و دوره چرخش آنها را محاسبه کنند. اغلب، قانون سوم کپلر برای این مورد استفاده می شود که به یافتن مجموع جرم های اجزای جفت کمک می کند. اما برای انجام این کار باید فاصله بین زمین و ستاره دوگانه را بدانید.

ستارگان فتومتریک دوتایی

ماهیت دوگانه چنین ستارگانی را می توان تنها از نوسانات دوره ای در روشنایی آموخت. در حین حرکت، ستارگانی از این نوع به نوبت یکدیگر را مسدود می کنند، به همین دلیل است که اغلب به آنها دوتایی گرفتار می گویند. صفحات مداری این ستارگان نزدیک به جهت خط دید هستند. هر چه مساحت کسوف کوچکتر باشد، درخشندگی ستاره کمتر است. محقق با مطالعه منحنی نور می تواند زاویه شیب صفحه مداری را محاسبه کند. هنگامی که دو ماه گرفتگی ثبت می شود، دو حداقل (کاهش) در منحنی نور وجود خواهد داشت. دوره ای که 3 حداقل متوالی در منحنی نور مشاهده می شود دوره مداری نامیده می شود.

دوره ستاره های دوتایی از چند ساعت تا چند روز طول می کشد، که آن را نسبت به دوره ستاره های دوتایی بصری (ستاره های دوگانه نوری) کوتاه تر می کند.

ستاره های دوگانه طیفی

از طریق روش طیف سنجی، محققان فرآیند شکافتن خطوط طیفی را که در نتیجه اثر داپلر رخ می دهد، ثبت می کنند. اگر یک جزء یک ستاره ضعیف باشد، تنها نوسانات دوره ای در موقعیت خطوط منفرد در آسمان قابل مشاهده است. این روش تنها زمانی استفاده می شود که اجزای سیستم دوتایی در حداقل فاصله قرار داشته باشند و شناسایی آنها با استفاده از تلسکوپ پیچیده باشد.

ستارگان دوتایی که می توانند از طریق اثر داپلر و طیف سنجی مطالعه شوند، طیفی دوگانه نامیده می شوند. با این حال، هر ستاره دوگانه دارای یک شخصیت طیفی نیست. هر دو جزء سیستم می توانند در جهت شعاعی به یکدیگر نزدیک شده و از یکدیگر دور شوند.

بر اساس نتایج تحقیقات نجومی، بیشتر ستاره های دوتایی در کهکشان راه شیری قرار دارند. محاسبه نسبت درصد ستاره های تک و دوتایی بسیار دشوار است. با کار از طریق تفریق، می توان تعداد ستاره های دوگانه شناخته شده را از کل جمعیت ستارگان کم کرد. در این صورت مشخص می شود که ستارگان دوتایی در اقلیت هستند. با این حال، این روش را نمی توان بسیار دقیق نامید. ستاره شناسان با اصطلاح "اثر انتخاب" آشنا هستند. برای رفع دوتایی ستارگان باید مشخصات اصلی آنها مشخص شود. تجهیزات ویژه برای این کار مفید خواهد بود. در برخی موارد، تشخیص ستاره های دوتایی بسیار دشوار است. بنابراین، از نظر بصری، ستارگان دوتایی اغلب در فاصله قابل توجهی از ستاره شناس دیده نمی شوند. گاهی اوقات تعیین فاصله زاویه ای بین ستاره ها در یک جفت غیرممکن است. برای شناسایی ستاره های دوتایی طیف سنجی یا فتومتریک، اندازه گیری دقیق طول موج در خطوط طیفی و جمع آوری مدولاسیون شارهای نور ضروری است. در این مورد، درخشش ستارگان باید کاملاً قوی باشد.

همه اینها به شدت تعداد ستاره های مناسب برای مطالعه را کاهش می دهد.

بر اساس تحولات نظری، نسبت ستاره های دوتایی در جمعیت ستاره ای از 30٪ تا 70٪ متغیر است.

ستاره های دوتایی بصری

هنگام مشاهده یک ستاره دوتایی بصری، فاصله بین اجزا و زاویه موقعیت خط مراکز اندازه گیری می شود، به عبارت دیگر، زاویه بین جهت به قطب شمال سماوی و جهت خطی که ستاره اصلی را به آن متصل می کند. ماهواره

ستاره های دوتایی تداخل سنجی لکه دار

تداخل سنجی نقطه ای برای باینری ها با دوره های چند دهه موثر است.

ستاره های دوگانه نجومی

اگر مشاهدات نجومی با دقت بالا در دسترس باشد، می‌توان دوگانگی را با ثابت کردن غیرخطی بودن حرکت فرض کرد: اولین مشتق حرکت مناسب و دومی [ روشن کردن] . از ستارگان دوتایی اخترسنجی برای اندازه گیری جرم کوتوله های قهوه ای با کلاس های طیفی مختلف استفاده می شود.

ستاره های دوتایی طیفی

دوگانه طیفیستاره ای نامیده می شود که دوگانگی آن با استفاده از مشاهدات طیفی تشخیص داده می شود. برای انجام این کار، او برای چندین شب تحت نظر است. اگر معلوم شود که خطوط طیف آن به طور دوره ای در طول زمان تغییر می کند، این بدان معنی است که سرعت منبع در حال تغییر است. ممکن است دلایل زیادی برای این وجود داشته باشد: تغییرپذیری خود ستاره، وجود یک پوسته متراکم در حال انبساط که پس از یک انفجار ابرنواختر تشکیل شده است و غیره.

اما اگر ستاره دوم از نظر درخشندگی بسیار پایین‌تر از ستاره اول باشد، در این صورت شانسی داریم که آن را نبینیم و سپس باید گزینه‌های احتمالی دیگری را در نظر بگیریم. ویژگی اصلی یک ستاره دوتایی تناوب تغییرات سرعت شعاعی و اختلاف زیاد بین حداکثر و حداقل سرعت است. اما، به طور دقیق، ممکن است که یک سیاره فراخورشیدی کشف شده باشد. برای پیدا کردن، باید تابع جرم را محاسبه کنید، که با استفاده از آن می توانید حداقل جرم جزء نامرئی دوم و بر این اساس، چیست - یک سیاره، ستاره یا حتی یک سیاهچاله قضاوت کنید.

گرفتگی ستاره های دوتایی

میکرولنز دوگانه

میکرولنزینگ برای جستجوی ستارگان دوتایی که هر دو جزء کوتوله های قهوه ای کم جرم هستند استفاده می شود.

پدیده ها و پدیده های مرتبط با ستاره های دوتایی

پارادوکس الگول

تبادل انبوه بین ستاره ها

اجازه دهید رویکرد یک سیستم باینری نزدیک (به نام تقریب های روشه):

ستارگان جرم نقطه‌ای در نظر گرفته می‌شوند و گشتاور چرخش محوری آن‌ها را می‌توان در مقایسه با چرخش مداری نادیده گرفت.
اجزا به طور همزمان می چرخند.
مدار دایره ای

سپس، برای اجزای M 1 و M 2 با مجموع محورهای نیمه اصلی a=a 1 +a 2، یک سیستم مختصات همزمان با چرخش مداری TDS معرفی می کنیم. مرکز مرجع در مرکز ستاره M 1 است، محور X از M 1 به M 2 هدایت می شود، و محور Z در امتداد بردار چرخش است. سپس پتانسیل مربوط به میدان های گرانشی اجزا و نیروی گریز از مرکز را می نویسیم:

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

پتانسیل بی بعد کجاست:

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 ((x-\mu a)^(2)+y^(2))(a^(2)))),

که در آن q = M 2 / M 1

جدید

اشعه ایکس دو برابر می شود

ستاره های همزیستی

سیستم های دوتایی متقابل متشکل از یک غول قرمز و یک کوتوله سفید که توسط یک سحابی مشترک احاطه شده است. آنها با طیف های پیچیده مشخص می شوند، که در آن، همراه با نوارهای جذب (به عنوان مثال، TiO)، خطوط انتشار مشخصه سحابی ها (OIII، NeIII، و غیره) وجود دارد. شعله های شبه که در طی آن درخشندگی آنها دو تا سه قدر افزایش می یابد.

باسترها

ابرنواختر نوع Ia

پیدایش و تکامل

مکانیسم تشکیل یک ستاره به خوبی مورد مطالعه قرار گرفته است - این فشردگی یک ابر مولکولی به دلیل ناپایداری گرانشی است. همچنین امکان ایجاد تابع توزیع توده های اولیه وجود داشت. بدیهی است که سناریوی تشکیل یک ستاره دوگانه باید یکسان باشد، اما با تغییرات اضافی. همچنین باید حقایق شناخته شده زیر را توضیح دهد:

فرکانس دوگانه به طور متوسط 50٪ است، اما برای ستاره های کلاس های طیفی مختلف متفاوت است. برای ستاره های O این حدود 70 درصد است، برای ستارگانی مانند خورشید (کلاس طیفی G) نزدیک به 50 درصد و برای کلاس طیفی M حدود 30 درصد است.
توزیع دوره.
خروج از مرکز ستاره های دوتایی می تواند هر مقدار 0 را داشته باشد
نسبت جرم توزیع نسبت جرم q= M 1 / M 2 برای اندازه گیری دشوارترین است ، زیرا تأثیر تأثیرات انتخاب زیاد است ، اما در حال حاضر اعتقاد بر این است که توزیع یکنواخت است و در 0.2 قرار دارد.

نظریه هایی با هسته میانی
نظریه ها با دیسک میانی
نظریه های پویا

نظریه هایی با هسته میانی

پرشمارترین کلاس نظریه ها. در آنها، تشکیل به دلیل تقسیم سریع یا زودهنگام پروتکلود اتفاق می افتد.

نظریه ها با دیسک میانی

نظریه های پویا

سیارات فراخورشیدی در سیستم های دوتایی

سیاره های فراخورشیدی در سیستم های دوتایی معمولاً بر اساس پیکربندی مدارهایشان تقسیم می شوند:

سیارات فراخورشیدی کلاس S به دور یکی از اجزاء می چرخند (به عنوان مثال، OGLE-2013-BLG-0341LB b). تعداد آنها 57 نفر است.
کلاس P شامل مواردی است که به دور هر دو جزء می چرخند. اینها در NN Ser، DP Leo، HU Aqr، UZ For، Kepler-16 (AB)b، Kepler-34 (AB)b و Kepler-35 (AB)b یافت شدند.

اگر سعی کنید آمار را انجام دهید، متوجه خواهید شد:

بخش قابل توجهی از سیارات در سیستم‌هایی زندگی می‌کنند که اجزای آن در محدوده 35 تا 100 واحد نجومی از هم جدا شده‌اند. یعنی تمرکز حول مقدار 20 a. ه.
سیارات در منظومه‌های وسیع (بیش از 100 AU) دارای جرمی بین 0.01 تا 10 مگا ژول (تقریباً مشابه ستاره‌های منفرد) هستند، در حالی که جرم سیاره‌ها برای منظومه‌های کمتر جدا شده از 0.1 تا 10 مگا ژول متغیر است.
سیارات در منظومه های وسیع همیشه مجرد هستند
توزیع گریز از مرکز مداری با منفرد متفاوت است و به مقادیر e = 0.925 و e = 0.935 می رسد.

ویژگی های مهم فرآیندهای تشکیل

کاهش طول عمر یک دیسک پیش سیاره ایبرای باینری های گسترده، و همچنین برای تک، طول عمر دیسک پیش سیاره ای 1-10 میلیون سال است، اما برای سیستم هایی با جداسازی< 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

سناریوی تشکیل سیاره کوچک

سناریوهای آموزشی ناسازگار

یکی از این سناریوها گرفتن یک سیاره از یک ستاره دیگر است. از آنجایی که یک ستاره دوتایی سطح مقطع تعامل بسیار بزرگتری دارد، احتمال برخورد و گرفتن یک سیاره از ستاره دیگر به طور قابل توجهی بیشتر است.
سناریوی دوم فرض می‌کند که در طول تکامل یکی از اجزاء، در مراحل بعد از دنباله اصلی، ناپایداری‌ها در منظومه سیاره‌ای اصلی به وجود می‌آیند. در نتیجه، سیاره از مدار اصلی خود خارج می شود و برای هر دو جزء مشترک می شود.

داده های نجومی و تجزیه و تحلیل آنها

منحنی های نور

خود گرفتگی ها
اثرات بیضی شکل.
اثرات بازتاب یا به عبارتی پردازش تابش یک ستاره در جو ستاره دیگر.

1 − l 1 (Δ) = ∬ S (Δ) I a (ξ) I c (ρ) d σ (\displaystyle 1-l_(1)(\Delta)=\iint \limits _(S(\Delta) )I_(a)(\xi)I_(c)(\rho)d\sigma)

1 − l 2 (Δ) = ∬ S (Δ) I c (ξ) I a (ρ) d σ (\displaystyle 1-l_(2)(\Delta)=\iint \limits _(S(\Delta) )I_(c)(\xi)I_(a)(\rho)d\sigma)

منحنی های سرعت شعاعی

V s = V 0 s i n (i) = 2 π P a s i n (i) (\displaystyle V_(s)=V_(0)sin(i)=(\frac (2\pi)(P))asin(i) ),

V s = 2 π P M s M s + M 2 s i n (i) (\displaystyle V_(s)=(\frac (2\pi )(P))(\frac (M_(s))(M_(s) +M_(2)))سین(i)),

F (M 2) = P V s 1 2 π G (\displaystyle f(M_(2))=(\frac (PV_(s1))(2\pi G))),

که در آن G ثابت گرانشی است و f(M 2) تابعی از جرم ستاره است و طبق تعریف برابر است با:

F (M 2) ≡ (M 2 s i n (i)) 3 (M 1 + M 2) 2 (\displaystyle f(M_(2))\equiv (\frac ((M_(2)sin(i))^ (3))((M_(1)+M_(2))^(2)))).

اگر جزء دوم رعایت نشود، تابع f(M 2) به عنوان حد پایین تر جرم آن عمل می کند.

تعیین جرم اجزاء

قانون سوم کپلر دوره انقلاب را به فاصله بین اجزا و جرم سیستم مربوط می کند.

ستارگان دوتایی آن دسته از ستارگانی هستند که پس از بررسی کامل با استفاده از یکی از روش‌های شرح داده شده در زیر، مشخص می‌شود که از دو ستاره تشکیل شده‌اند که از نظر مکانی نزدیک به یکدیگر قرار گرفته‌اند و بنابراین از نظر فیزیکی در تعامل هستند. در این حالت، هر یک از ستارگان جزء (جزئی) یک جفت فیزیکی ستاره یا در حالت کلی یک ستاره چندگانه (سه گانه، چهارگانه و...) در نظر گرفته می شود. ستاره های دوتایی غیر معمول نیستند. برعکس، ممکن است تصور شود که ستارگان منفرد که بخشی از سیستم‌های دوتایی یا چندگانه نیستند، استثنا هستند تا قاعده (به زیر مراجعه کنید).

ستاره های دوتایی بصری

دو ستاره نزدیک در فضا، اما دور از ناظر زمینی، برای چشم غیرمسلح به یکی می پیوندند، اما در یک تلسکوپ با بزرگنمایی کافی (KPA 18، 26) به طور جداگانه قابل مشاهده هستند. این دقیقاً چگونه در قرن 17 کشف شد. اولین ستاره های دوتایی مطابق با روشی که آنها را کشف کردند، آنها را ستاره های دوتایی بصری می نامند. ممکن است معلوم شود که دو ستاره که تقریباً در یک راستا قرار دارند، از نظر مکانی بسیار از یکدیگر دور هستند (به عنوان مثال، یکی سه برابر از دیگری دورتر است). چنین ستاره هایی یک جفت نوری را تشکیل می دهند و دوتایی در نظر گرفته نمی شوند.

فیزیکی یا اپتیکی بودن این جفت از سال‌ها مشاهدات تلسکوپی مشخص می‌شود. در یک جفت فیزیکی، باید حرکت هر جزء در اطراف یک مرکز جرم مشترک در امتداد یک بخش مخروطی - اغلب در امتداد یک بیضی وجود داشته باشد. بنابراین، یک جزء یک بیضی را نسبت به دیگری توصیف می کند. حتی اگر دوره مداری چند صد سال باشد (که اغلب اتفاق می افتد)، انحنای مسیر با این وجود طی چندین دهه، زمانی که مشاهدات کاملا دقیق هستند، قابل توجه می شود. با این حال، ستارگان دوتایی زیادی وجود دارند که دوره مداری آنها ده ها سال یا چند سال است و سپس واقعیت حرکت مداری از رصدهای کوتاه تر قابل مشاهده است. مشاهدات خود شامل اندازه گیری با یک میکرومتر (نخ یا غیره) فاصله زاویه ای بین اجزاء و زاویه بین جهت به قطب شمال سماوی و خط اتصال اجزاء است (شکل 74).

این زاویه زاویه موقعیت نامیده می شود و همیشه در خلاف جهت عقربه های ساعت (شرق) اندازه گیری می شود. فاصله p معمولا بر حسب ثانیه قوس بیان می شود. اگر، پس مشاهدات عکاسی با اختروگرافی فوکوس بلند باید به مشاهدات بصری ترجیح داده شوند. در فواصل کوتاه تر، مشاهدات بصری دقیق تر هستند. در حد توان تفکیک تلسکوپ، بهتر است از تداخل سنج چشمی استفاده شود. در زیر حد تفکیک، از تداخل سنج ستاره ای (KPA 458) استفاده می شود. با این حال، تداخل سنج ها تنها زمانی به خوبی کار می کنند که روشنایی هر دو جزء تقریباً یکسان باشد.

فاصله زاویه ای d" بین اجزا مربوط به فاصله خطی است که در واحدهای نجومی بیان می شود.

مشروط بر اینکه قطعه d عمود بر خط دید باشد. اگر جفت ستاره بسیار دور باشد، اختلاف منظر آن بسیار کوچک است و بنابراین حتی فواصل بزرگ d با زاویه بسیار کوچک قابل مشاهده خواهند بود. واضح است که ستاره های دوتایی بصری عمدتاً در بین ستارگان نزدیک به ما مشاهده می شوند.

برنج. 74. اندازه گیری موقعیت نسبی اجزای A و B در یک سیستم دوتایی. فرض می شود. که A جزء اصلی (روشن تر) است. E - جهت شرق آن را نشان می دهد

جفت‌های فیزیکی وسیع‌تر، که در آن‌ها اجزا در فواصل هزاران و ده‌ها هزار واحد نجومی از یکدیگر جدا شده‌اند، حتی در فاصله‌ای بسیار زیاد نیز در آسمان فاصله خواهند داشت، اما همانطور که در ادامه نشان داده شده است [نگاه کنید به. فرمول (12.2)]، در چنین سیستم‌هایی حرکت مداری بسیار آهسته (!) پیش می‌رود و می‌توان چنین جفتی را یا با اشتراک ویژگی‌های فیزیکی و یا با مشترک بودن حرکت فضایی اجزا تشخیص داد.

برنج. 75. منظومه ستاره ای چندگانه "ذوزنقه جبار" یا O، شکارچی. متشکل از شش ایزدا است که از نظر فیزیکی به یکدیگر متصل هستند: . اندازه‌های دایره‌هایی که ستاره‌ها را نشان می‌دهند هیچ ارتباطی با اندازه واقعی آن‌ها ندارند، بلکه فقط به طور تقریبی درخشندگی آنها را نشان می‌دهند. در مقیاسی که در نقشه برای فواصل متقابل ستارگان اتخاذ شده است، قطر آنها در کسری از میکرومتر بیان می شود.

نمونه ای از نوع اول، یک ستاره چندگانه در مرکز سحابی شکارچی، شکارچی یا "ذوزنقه شکارچی" (شکل 75)، متشکل از چهار جزء درخشان از کلاس های طیفی O-B و دو جزء ضعیف تر، همچنین کلاس B است. اگر یک نمودار طیفی برای آنها بسازیم - قدر ظاهری (Sp, m) ، در این صورت آنها به خوبی در امتداد یک خط قرار می گیرند که می تواند به عنوان انتهای سمت چپ بالای دنباله اصلی نمودار G - P در نظر گرفته شود ، وقتی همه قابل مشاهده باشند. قدرها یک مقدار داده می شوند و به M تبدیل می شوند.

این بدان معناست که فاصله تمام ستارگان ذوزنقه از زمین یکسان است. آنها از نظر فیزیکی به سحابی شکارچی متصل هستند، اما کاملاً از یکدیگر دور هستند: با مقدار 21.5 اینچ، فاصله زاویه ای بین A و D با فاصله خطی حداقل 11000 AU مطابقت دارد.

نمونه ای از نوع دوم، کشف ستاره ای با کمترین درخشندگی، ماهواره ای از ستاره است. این دومی مدتهاست که به داشتن یک حرکت مناسب نسبتاً قابل توجه در جهت شناخته شده است. ون بیسبروک که در سال 1940 شروع به جستجوی ماهواره های کم نور از ستارگان بزرگ کرد، در فاصله 74 اینچی از ستاره ای که حرکت خاص خود را در جهت داشت، پیدا کرد. فضا در امتداد مسیرهای تقریباً موازی، یعنی یک جفت فیزیکی. از آنجایی که اختلاف منظر این ستاره برابر است، قدر مطلق ماهواره برابر است (طیف با خطوط انتشار H و K و هیدروژن)، و فاصله خطی بین اجزاء a است. جالب است که نزدیکترین ستاره به زمین یک قنطورس دارد. برای همین علامت، یک ماهواره کم نور در فاصله 2.2 درجه یافت شد که مربوط به فاصله خطی حدود 10600 AU است. این ستاره کمی به خود قنطورس نزدیکتر است. به همین دلیل نام پروکسیما (proxima - نزدیکترین) قنطورس را دریافت کرد.

قنطورس خود یک دوتایی معمولی است که در آن اجزاء حول یک مرکز جرم مشترک در مدارهای بیضی شکل می چرخند (شکل 76). ساده ترین مشاهدات نسبی هستند که در آن مختصات ماهواره B با یک میکرومتر نسبت به ستاره اصلی A اندازه گیری می شود. اگر موقعیت A و B را نسبت به ستاره هایی که برای یک جفت معین تصادفی هستند، اما بلافاصله در میدان دید تلسکوپ، سپس حرکت مناسب این جفت در جهت آسمان آشکار می شود. ، که به این صورت اتفاق می افتد که سه نقطه A، G و B همیشه روی یک خط مستقیم قرار می گیرند. در این مورد باید وجود داشته باشد

جرم اجزا کجاست تعیین AG/GB به بهترین وجه از عکس‌های بزرگ مقیاس ستاره دوتایی که طی چند سال گرفته شده است، انجام می‌شود.

ستارگان دوتایی زمانی که در میان ستارگان درخشان رخ می‌دهند، توجه را به خود جلب می‌کنند، به‌ویژه زمانی که هر دو جزء نه تنها از نظر موقعیت، بلکه از نظر روشنایی نیز به یکدیگر نزدیک هستند. در واقع، با ستاره های متعدد در فلک، همیشه ستاره ای کم نور در نزدیکی یک ستاره درخشان وجود خواهد داشت. به همین ترتیب، در میان ستارگان بسیار کم نور همیشه - در یک میدان دید کوچک - دو یا چند ستاره نزدیک به یکدیگر وجود دارد.

اما همه اینها، البته، ترکیبی تصادفی و نوری از ستارگان خواهند بود، که واقعاً توسط هیچ چیز به هم متصل نیستند.

برنج. 76. حرکت در سیستم قنطورس. مدار نسبی ماهواره B نشان داده شده است، یعنی حرکت آن نسبت به ستاره اصلی A (برای سال های 1830-1940). در واقع، حرکات A و B در نزدیکی یک مرکز جرم مشترک رخ می دهد، اما این حرکات را می توان به طور جداگانه تنها با اندازه گیری موقعیت A و B نسبت به ستاره های میدان اطراف که هیچ ارتباطی با منظومه ندارند شناسایی کرد.

بزرگ‌ترین متخصص ستاره‌های دوتایی در قرن ما، آیتکن، هنگام جمع‌آوری فهرست ستاره‌های دوتایی خود، فقط جفت‌هایی را شامل می‌شد که شرایط را برآورده می‌کردند.

روشنایی کل سیستم کجاست اما این یک تخمین عمدا لیبرال است، با این هدف که حتی یک جفت فیزیکی را در بین ستاره‌های دوگانه مشاهده‌شده از دست ندهیم. و البته، ما باید این واقعیت را در نظر بگیریم که جفت های بسیار گسترده ای در هنگام تجزیه و تحلیل جفت های خودمان شناسایی می شوند. حرکاتی مانند آنچه در بالا توضیح داده شد شرایط (11.3) را برآورده نمی کند، همچنین برخی از جفت های فیزیکی نزدیک که با چشم غیر مسلح از هم جدا شده اند، برای مثال میزار و الکور در دب بزرگ ثور یا لیرا.

ستاره های دوگانه مثال هایی هستند. تحقیق در مورد ستاره های دوتایی تبادل انبوه بین ستاره ها

ستاره های دوتایی بصری

ستاره های دوتایی تداخل سنجی لکه دار

ستاره های دوگانه نجومی

ستاره های دوتایی طیفی

گرفتگی ستاره های دوتایی

میکرولنز دوگانه

پدیده ها و پدیده های مرتبط با ستاره های دوتایی

پارادوکس الگول

تبادل انبوه بین ستاره ها

جدید

اشعه ایکس دو برابر می شود

ستاره های همزیستی

باسترها

ابرنواختر نوع Ia

پیدایش و تکامل

نظریه هایی با هسته میانی

نظریه ها با دیسک میانی

نظریه های پویا

سیارات فراخورشیدی در سیستم های دوتایی

ویژگی های مهم فرآیندهای تشکیل

سناریوی شکل گیری سیاره ای

سناریوهای آموزشی ناسازگار

داده های نجومی و تجزیه و تحلیل آنها

منحنی های نور

منحنی های سرعت شعاعی

تعیین جرم اجزاء

کشف ستاره های دوتایی

یک جزء کوچک گاز یک ستاره بزرگ را "مکد" می کند

طبقه بندی ستاره های دوتایی

ستارگان فتومتریک دوتایی

ستاره های دوگانه طیفی

ستاره های دوتایی بصری

ستاره های دوتایی تداخل سنجی لکه دار

ستاره های دوگانه نجومی

ستاره های دوتایی طیفی

گرفتگی ستاره های دوتایی

میکرولنز دوگانه

پدیده ها و پدیده های مرتبط با ستاره های دوتایی

پارادوکس الگول

تبادل انبوه بین ستاره ها

جدید

اشعه ایکس دو برابر می شود

ستاره های همزیستی

باسترها

ابرنواختر نوع Ia

پیدایش و تکامل

نظریه هایی با هسته میانی

نظریه ها با دیسک میانی

نظریه های پویا

سیارات فراخورشیدی در سیستم های دوتایی

ویژگی های مهم فرآیندهای تشکیل

سناریوی تشکیل سیاره کوچک

سناریوهای آموزشی ناسازگار

داده های نجومی و تجزیه و تحلیل آنها

منحنی های نور

منحنی های سرعت شعاعی

تعیین جرم اجزاء

ستاره های دوتایی بصری

همچنین بخوانید:

من یک لحظه فوق العاده ایسنین را به یاد می آورم

حروف چینی: تاریخ، معنا، اجزاء

نیکلاس کانلجندها و اسطوره های یونان باستان

ورودی های اخیر