Ikkilik tizimlar ham kuzatish usuliga ko'ra tasniflanadi, biz ajrata olamiz ingl, spektral, tutilish, astrometrik ikki tomonlama tizimlar.

Vizual qo'sh yulduzlar

Alohida ko'rish mumkin bo'lgan qo'sh yulduzlar (yoki ular aytganidek, shunday bo'lishi mumkin). ruxsat berilgan), deyiladi ko'rinadigan juftlik, yoki vizual ravishda ikki barobar.

Yulduzni vizual juftlik sifatida kuzatish qobiliyati teleskopning o'lchamlari, yulduzlargacha bo'lgan masofa va ular orasidagi masofa bilan belgilanadi. Shunday qilib, vizual qo'sh yulduzlar, asosan, Quyosh yaqinidagi juda uzoq orbital davriga ega bo'lgan yulduzlardir (komponentlar orasidagi katta masofaning oqibati). Uzoq davr tufayli ikkilik orbitani faqat o'nlab yillar davomida ko'plab kuzatishlar orqali kuzatish mumkin. Bugungi kunga kelib, WDS va CCDM kataloglari mos ravishda 78 000 va 110 000 dan ortiq ob'ektlarni o'z ichiga oladi va ulardan faqat bir necha yuztasi o'z orbitalarini hisoblashi mumkin. Yuzdan kam ob'ektlar uchun orbita komponentlarning massasini olish uchun etarli aniqlik bilan ma'lum.

Vizual qo'sh yulduzni kuzatishda komponentlar orasidagi masofa va markazlar chizig'ining joylashuv burchagi, boshqacha qilib aytganda, shimoliy osmon qutbiga yo'nalish va uni bog'laydigan chiziq yo'nalishi orasidagi burchak o'lchanadi. asosiy yulduz sherigi bilan.

Spektral interferometrik ikkilik yulduzlar

Spektakl interferometriyasi bir necha o'n yillik davrlarga ega bo'lgan binarlar uchun samarali.

Astrometrik qo'sh yulduzlar

Vizual holatda qo'sh yulduzlar biz bir vaqtning o'zida osmon bo'ylab harakatlanadigan ikkita jismni ko'ramiz. Ammo, agar biz ikkita komponentdan biri u yoki bu sababga ko'ra bizga ko'rinmasligini tasavvur qilsak, ikkilikni hali ham osmondagi ikkinchisining pozitsiyasini o'zgartirish orqali aniqlash mumkin. Bunday holda, ular astrometrik qo'sh yulduzlar haqida gapirishadi.

Agar yuqori aniqlikdagi astrometrik kuzatuvlar mavjud bo'lsa, u holda harakatning chiziqli bo'lmaganligini aniqlash orqali ikkilikni qabul qilish mumkin: birinchi hosila o'z harakati va ikkinchi [ aniqlashtirish]. Astrometrik qo'shaloq yulduzlar turli spektrli sinflardagi jigarrang mittilarning massasini o'lchash uchun ishlatiladi.

Spektral ikkilik yulduzlar

Spektral juftlik yulduz deyiladi, uning ikkiligi spektral kuzatishlar yordamida aniqlanadi. Buning uchun u bir necha kecha davomida kuzatiladi. Agar vaqt o'tishi bilan uning spektrining chiziqlari vaqti-vaqti bilan o'zgarib turishi aniqlansa, bu manba tezligi o'zgarib borayotganini anglatadi. Buning sabablari ko'p bo'lishi mumkin: yulduzning o'zgaruvchanligi, o'ta yangi yulduz portlashidan keyin hosil bo'lgan zich kengayuvchi konvertning mavjudligi va boshqalar.

Agar shunga o'xshash siljishlarni ko'rsatadigan, ammo antifazada bo'lgan ikkinchi komponentning spektri olingan bo'lsa, unda biz ikkita tizimga ega ekanligimizni ishonch bilan aytishimiz mumkin. Agar birinchi yulduz bizga yaqinlashsa va uning chiziqlari spektrning binafsha tomoniga siljigan bo'lsa, ikkinchisi uzoqlashadi va uning chiziqlari qizil tomonga siljiydi va aksincha.

Ammo agar ikkinchi yulduz yorqinligi jihatidan birinchisidan ancha past bo'lsa, biz uni ko'rmaslik uchun imkoniyatga egamiz va keyin boshqa mumkin bo'lgan variantlarni ko'rib chiqishimiz kerak. Asosiy belgi qo'sh yulduz - radial tezliklardagi o'zgarishlarning davriyligi va maksimal va minimal tezlik o'rtasidagi katta farq. Ammo, qat'iy aytganda, ekzosayyora kashf etilgan bo'lishi mumkin. Buni bilish uchun siz ko'rinmas ikkinchi komponentning minimal massasini va shunga mos ravishda u nima ekanligini - sayyora, yulduz yoki hatto qora tuynukni baholash uchun ishlatilishi mumkin bo'lgan massa funktsiyasini hisoblashingiz kerak.

Shuningdek, spektroskopik ma'lumotlardan komponentlarning massalaridan tashqari, ular orasidagi masofani, orbital davrini va orbitaning ekssentrikligini hisoblash mumkin. Ushbu ma'lumotlardan orbitaning ko'rish chizig'iga moyillik burchagini aniqlash mumkin emas. Shuning uchun komponentlar orasidagi massa va masofani faqat moyillik burchagi aniqligi uchun hisoblash mumkin.

Astronomlar tomonidan o'rganilayotgan har qanday turdagi ob'ektlarda bo'lgani kabi, spektroskopik qo'shaloq yulduzlarning kataloglari ham mavjud. Ulardan eng mashhuri va eng keng tarqalgani "SB9" (inglizcha Spectral Binaries dan). Yoniq bu daqiqa [Qachon?] u 2839 ta ob'ektni o'z ichiga oladi.

Tutilayotgan qo'sh yulduzlar

Bu shunday bo'ladiki, orbital tekislik ko'rish chizig'iga juda kichik burchak ostida moyil bo'ladi: bunday tizim yulduzlarining orbitalari, go'yo biznikida joylashgan. Bunday tizimda yulduzlar vaqti-vaqti bilan bir-birini tutib turadi, ya'ni juftlikning yorqinligi o'zgaradi. Bunday tutilishlarni boshdan kechiradigan ikkilik yulduzlar tutilgan ikkilik yulduzlar yoki tutilgan o'zgaruvchilar deb ataladi. Ushbu turdagi eng mashhur va birinchi kashf etilgan yulduz Perseus yulduz turkumidagi Algol (Iblisning ko'zi) hisoblanadi.

Mikrolinzali Dual

Agar yulduz va kuzatuvchi orasidagi ko'rish chizig'ida kuchli tortishish maydoniga ega bo'lgan jism mavjud bo'lsa, u holda ob'ekt linzalanadi. Agar maydon kuchli bo'lsa, unda yulduzning bir nechta tasvirlari kuzatilgan bo'lar edi, lekin galaktik jismlar holatida ularning maydoni shunchalik kuchli emaski, kuzatuvchi bir nechta tasvirni ajrata oladi va bunday holatda ular mikrolinzalar haqida gapirishadi. Agar o'yma tanasi qo'sh yulduz bo'lsa, u ko'rish chizig'i bo'ylab o'tganda olingan yorug'lik egri chizig'i bitta yulduz holatidan juda farq qiladi.

Mikrolinza qo'sh yulduzlarni qidirish uchun ishlatiladi, bu erda ikkala komponent ham past massali jigarrang mittilardir.

Qo'sh yulduzlar bilan bog'liq hodisa va hodisalar

Algol paradoksi

Ushbu paradoks 20-asrning o'rtalarida sovet astronomlari A.G.Masevich va P.P.Parenago tomonidan ishlab chiqilgan bo'lib, ular Algol tarkibiy qismlarining massalari va ularning evolyutsiya bosqichi o'rtasidagi tafovutga e'tibor qaratdilar. Yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasiga ko'ra, massiv yulduzning evolyutsiya tezligi massasi Quyosh bilan taqqoslanadigan yoki undan bir oz ko'proq bo'lgan yulduznikidan ancha katta. Ko'rinib turibdiki, qo'shaloq yulduzning tarkibiy qismlari bir vaqtning o'zida hosil bo'lgan, shuning uchun massiv komponent past massaga qaraganda tezroq rivojlanishi kerak. Biroq, Algol tizimida massiv komponent yoshroq edi.

Ushbu paradoksning izohi yaqin binar sistemalarda massa oqimi hodisasi bilan bog'liq va birinchi marta amerikalik astrofizik D. Krouford tomonidan taklif qilingan. Agar evolyutsiya jarayonida tarkibiy qismlardan biri qo'shniga massa o'tkazish imkoniyatiga ega deb hisoblasak, paradoks olib tashlanadi.

Yulduzlar orasidagi massa almashinuvi

Keling, yaqin ikkilik tizimning yondashuvini ko'rib chiqaylik (deb ataladi Roche taxminlari):

1. Yulduzlar nuqta massalari va ularning o'z lahzasi eksenel aylanish orbital bilan solishtirganda e'tiborsiz qolishi mumkin
2. Komponentlar sinxron ravishda aylanadi.
3. Dumaloq orbita

Keyin yarim katta o'qlar yig'indisi a=a 1 +a 2 bo'lgan M 1 va M 2 komponentlar uchun TDS ning orbital aylanishi bilan sinxron koordinatalar tizimini kiritamiz. Malumot markazi yulduz M 1 markazida, X o'qi M 1 dan M 2 gacha, Z o'qi esa aylanish vektori bo'ylab joylashgan. Keyin biz bilan bog'liq potentsialni yozamiz tortishish maydonlari komponentlar va markazdan qochma kuch:

PH = - G M 1 r 1 - G M 2 r 2 - 1 2 ō 2 [ (x - m a) 2 + y 2 ] (\displaystyle \Phi =-(\frac (GM_(1))(r_(1)) ))-(\frac (GM_(2))(r_(2)))-(\frac (1)(2))\omega ^(2)\chap[(x-\mu a)^(2) +y^(2)\o‘ng]),

Qayerda r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2, r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2, m= M 2 /(M 1 +M 2) va ō - komponentlarning orbita bo'ylab aylanish chastotasi. Keplerning uchinchi qonunidan foydalanib, Roche potentsialini quyidagicha qayta yozish mumkin:

P = − 1 2 ō 2 a 2 Ō R (\displaystyle \Phi =-(\frac (1)(2))\omega ^(2)a^(2)\Omega _(R)),

o'lchovsiz potentsial qayerda:

Ō R = 2 (1 + q) (r 1 / a) + 2 (1 + q) (r 2 / a) + (x - m 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)))),

bu erda q = M 2 / M 1

Ekvipotensiallar PH(x,y,z)=const tenglamasidan topiladi. Yulduzlarning markazlari yaqinida ular sferiklardan unchalik farq qilmaydi, lekin ular uzoqlashgani sari sferik simmetriyadan og'ish kuchayadi. Natijada ikkala sirt Lagrange L1 nuqtasida uchrashadi. Bu shuni anglatadiki, bu nuqtadagi potentsial to'siq 0 ga teng va bu nuqtaga yaqin joylashgan yulduz sirtidagi zarralar termal xaotik harakat tufayli qo'shni yulduzning Roche lobiga o'tishga qodir.

Yangi

Rentgen nurlari ikki baravar ko'payadi

Simbiotik yulduzlar

Qizil gigantdan tashkil topgan o'zaro ta'sir qiluvchi ikkilik tizimlar va oq mitti, umumiy tumanlik bilan o'ralgan. Ular murakkab spektrlar bilan tavsiflanadi, bu erda yutilish zonalari (masalan, TiO) bilan bir qatorda tumanliklarga xos bo'lgan emissiya chiziqlari mavjud (OIII, NeIII va boshqalar. Simbiotik yulduzlar bir necha yuz kunlik davrlar bilan o'zgaruvchan, ular nova bilan tavsiflanadi. -o'xshash olovlar, bu vaqt davomida ularning yorqinligi ikki-uch magnitudaga oshadi.

Simbiotik yulduzlar 1-100 yillik boshlang'ich orbital davrlari bilan o'rtacha massali qo'shaloq yulduz tizimlari evolyutsiyasining nisbatan qisqa muddatli, ammo juda muhim va astrofizik ko'rinishlarga boy bosqichini ifodalaydi.

Busters

Ia turi o'ta yangi yulduzlar

Kelib chiqishi va evolyutsiyasi

Yagona yulduzning paydo bo'lish mexanizmi juda yaxshi o'rganilgan - bu gravitatsiyaviy beqarorlik tufayli molekulyar bulutning siqilishi. Bundan tashqari, boshlang'ich massalarni taqsimlash funktsiyasini o'rnatish mumkin edi. Shubhasiz, qo'sh yulduzning shakllanishi stsenariysi bir xil bo'lishi kerak, ammo qo'shimcha modifikatsiyalar bilan. Shuningdek, u quyidagi ma'lum faktlarni tushuntirishi kerak:

1. Ikki chastotali. O'rtacha 50% ni tashkil qiladi, lekin turli spektrli yulduzlar uchun farq qiladi. O-yulduzlar uchun bu taxminan 70% ni tashkil qiladi, Quyosh kabi yulduzlar uchun (G spektral klassi) 50% ga yaqin, M spektral sinf uchun esa 30% ga yaqin.
2. Davr taqsimoti.
3. Qo'sh yulduzlarning ekssentrikligi har qanday 0 qiymatini olishi mumkin
4. Massa nisbati q= M 1 / M 2 massa nisbati taqsimotini o'lchash eng qiyin, chunki tanlov effektlarining ta'siri katta, ammo hozirgi vaqtda taqsimot bir xil va 0,2 oralig'ida joylashgan deb ishoniladi.

Ayni paytda qanday o'zgartirishlar kiritish kerakligi va bu erda qanday omillar va mexanizmlar hal qiluvchi rol o'ynashi haqida yakuniy tushuncha yo'q. Hozirda taklif etilayotgan barcha nazariyalarni ular qaysi shakllanish mexanizmidan foydalanishiga qarab ajratish mumkin:

1. Oraliq yadroli nazariyalar
2. Oraliq disk bilan nazariyalar
3. Dinamik nazariyalar

Oraliq yadroli nazariyalar

Nazariyalarning eng ko'p sinfi. Ularda shakllanish protokloudning tez yoki erta bo'linishi tufayli yuzaga keladi.

Ulardan eng birinchisi, qulash paytida turli xil beqarorliklar tufayli bulut mahalliy jinsi massalariga bo'linib, ularning eng kichigi optik shaffof bo'lmaguncha va samarali sovib ketguncha o'sadi, deb hisoblaydi. Biroq, hisoblangan yulduz massasi funktsiyasi kuzatilganiga to'g'ri kelmaydi.

Yana bir ilk nazariya turli elliptik shakllardagi deformatsiyalar natijasida qulab tushadigan yadrolarning ko'payishini taklif qildi.

Ko'rib chiqilayotgan turdagi zamonaviy nazariyalar parchalanishning asosiy sababi bulutning qisqarishi natijasida ichki energiya va aylanish energiyasining ko'payishi deb hisoblaydi.

Oraliq disk bilan nazariyalar

Dinamik diskli nazariyalarda shakllanish protoyulduz diskining parchalanishi paytida, ya'ni oraliq yadroli nazariyalarga qaraganda ancha kechroq sodir bo'ladi. Buning uchun gravitatsion beqarorliklarga moyil bo'lgan va gazi samarali sovutilgan juda katta hajmli disk kerak. Keyin bir xil tekislikda yotgan bir nechta sheriklar paydo bo'lishi mumkin, ular ota-ona diskidan gaz hosil qiladi.

So'nggi paytlarda bunday nazariyalarning kompyuter hisob-kitoblari soni sezilarli darajada oshdi. Ushbu yondashuv doirasida yaqin ikkilik tizimlarning, shuningdek, turli xil ko'plikdagi ierarxik tizimlarning kelib chiqishi yaxshi tushuntirilgan.

Dinamik nazariyalar

Oxirgi mexanizm shuni ko'rsatadiki, qo'shaloq yulduzlar raqobatbardosh to'planish natijasida boshqariladigan dinamik jarayonlar natijasida hosil bo'ladi. Ushbu stsenariyda molekulyar bulut, uning ichidagi turli xil turbulentlik tufayli, taxminan jinsi massali bo'laklarni hosil qiladi, deb taxmin qilinadi. Bu to'dalar bir-biri bilan o'zaro ta'sirlashib, asl bulutning mazmuni uchun raqobatlashadi. Bunday sharoitda yuqorida aytib o'tilgan oraliq diskli model ham, quyida muhokama qilinadigan boshqa mexanizmlar ham yaxshi ishlaydi. Bundan tashqari, protoyulduzlarning atrofdagi gaz bilan dinamik ishqalanishi komponentlarni bir-biriga yaqinlashtiradi.

Ushbu sharoitlarda ishlaydigan mexanizmlardan biri sifatida oraliq yadro va dinamik gipoteza bilan parchalanishning kombinatsiyasi taklif etiladi. Bu bizga yulduz klasterlarida bir nechta yulduzlarning chastotasini takrorlash imkonini beradi. Biroq, hozirgi vaqtda parchalanish mexanizmi aniq tasvirlanmagan.

Yana bir mexanizm, yaqin atrofdagi yulduz qo'lga olinmaguncha, disk yaqinidagi tortishish o'zaro ta'sirining kesishishini oshirishni o'z ichiga oladi. Ushbu mexanizm massiv yulduzlar uchun juda mos bo'lsa-da, u past massalilar uchun mutlaqo yaroqsiz va qo'sh yulduzlarning shakllanishida hukmronlik qilishi dargumon.

Ikkilik tizimlardagi ekzosayyoralar

Hozirda ma'lum bo'lgan 800 dan ortiq ekzosayyoralarning orbitadagi yagona yulduzlar soni turli kattalikdagi yulduz tizimlarida joylashgan sayyoralar sonidan sezilarli darajada oshadi. Oxirgi ma'lumotlarga ko'ra, ulardan 64 tasi bor.

Ikkilik tizimlardagi ekzosayyoralar odatda orbitalarining konfiguratsiyasiga ko'ra bo'linadi:

• S sinfidagi ekzosayyoralar komponentlardan biri orbitasida aylanadi (masalan, OGLE-2013-BLG-0341LB b). Ulardan 57 tasi bor.
• P-sinfi ikkala komponentni ham aylanib yuradiganlarni o'z ichiga oladi. Bular NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b va Kepler-35 (AB)b da topilgan.

Agar siz statistikani amalga oshirishga harakat qilsangiz, quyidagilarni bilib olasiz:

1. Sayyoralarning katta qismi tarkibiy qismlar 35 dan 100 AU gacha bo'lgan diapazonda ajratilgan tizimlarda yashaydi. Ya'ni, 20 a qiymati atrofida konsentratsiya qilish. e.
2. Keng tizimlardagi (>100 AU) sayyoralar massasi 0,01 dan 10 MJ gacha (bir yulduzlar uchun deyarli bir xil), kamroq ajratilgan tizimlar uchun sayyora massalari esa 0,1 dan 10 MJ gacha.
3. Keng tizimlardagi sayyoralar doimo bitta
4. Orbital ekssentrisitetlarning taqsimoti yagona bo'lganlardan farq qiladi, e = 0,925 va e = 0,935 qiymatlariga etadi.

Shakllanish jarayonlarining muhim xususiyatlari

Protoplanetar diskni kesish. Yagona yulduzlarda protoplanetar disk Kuiper kamariga qadar (30-50 AB) cho'zilishi mumkin bo'lsa, qo'sh yulduzlarda uning o'lchami ikkinchi komponent ta'sirida kesiladi. Shunday qilib, protoplanetar diskning hajmi komponentlar orasidagi masofadan 2-5 baravar kam.

Protoplanetar diskning egriligi. Sunnatdan keyin qolgan disk ikkinchi komponentning ta'sirini boshdan kechirishda davom etadi va cho'zila boshlaydi, deformatsiyalanadi, o'raladi va hatto yorilib ketadi. Bundan tashqari, bunday disk oldindan o'tishni boshlaydi.

Protoplanetar diskning ishlash muddatini qisqartirish Keng binarlar uchun, shuningdek, yagona bo'lganlar uchun protoplanetar diskning ishlash muddati 1-10 million yilni tashkil qiladi. Biri split tizimlar uchun< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Planetosimal shakllanish stsenariysi

Mos kelmaydigan ta'lim stsenariylari

Shunday stsenariylar mavjudki, ularda sayyoralar tizimining dastlabki, shakllanganidan so'ng darhol konfiguratsiyasi hozirgisidan farq qiladi va keyingi evolyutsiya jarayonida erishilgan.

• Bunday stsenariylardan biri sayyorani boshqa yulduzdan tortib olishdir. Ikki yulduzning o'zaro ta'sir kesimi ancha katta bo'lganligi sababli, boshqa yulduzdan sayyoraning to'qnashuvi va tutilishi ehtimoli sezilarli darajada yuqori.
• Ikkinchi stsenariy, tarkibiy qismlardan birining evolyutsiyasi paytida, asosiy ketma-ketlikdan keyingi bosqichlarda, asl sayyora tizimida beqarorliklar paydo bo'lishini taxmin qiladi. Natijada, sayyora asl orbitasini tark etadi va ikkala komponent uchun umumiy bo'ladi.

Astronomik ma'lumotlar va ularni tahlil qilish

Yengil egri chiziqlar

Qo'sh yulduz tutilgan taqdirda, integral yorqinlikning vaqtga bog'liqligini aniqlash mumkin bo'ladi. Ushbu egri chiziqdagi yorqinlikning o'zgaruvchanligi quyidagilarga bog'liq bo'ladi:

1. Quyosh tutilishining o'zi
2. Ellipsoidallikning ta'siri.
3. Ko'zgu ta'siri, to'g'rirog'i, bir yulduzning boshqa yulduzning atmosferasida nurlanishni qayta ishlash.

Biroq, faqat tutilishlarning o'zini tahlil qilish, agar komponentlar sferik simmetrik bo'lsa va aks ettirish effektlari bo'lmasa, quyidagi tenglamalar tizimini echishga to'g'ri keladi:

1 − l 1 (D) = ∬ S (D) I a (l) I c (r) d s (\displaystyle 1-l_(1)(\Delta)=\iint \limits _(S(\Delta)) )I_(a)(\xi)I_(c)(\rho)d\sigma )

1 − l 2 (D) = ∬ S (D) I c (l) I a (r) d s (\displaystyle 1-l_(2)(\Delta)=\iint \limits _(S(\Delta)) )I_(c)(\xi)I_(a)(\rho)d\sigma )

∫ 0 r p c I c (l) 2 p p p d p + ∫ 0 r r c I c (r) 2 p r r d r = 1 (\displaystyle \int \limits _(0)^(r_(\xi) c))I_(c)(\xi)2\pi \xi d\xi +\int \limits _(0)^(r_(\rho c))I_(c)(\rho)2\pi \rho d\rho =1)

Bu yerda p, r - birinchi va ikkinchi yulduz diskidagi qutb masofalari, I a - bir yulduzdan boshqa yulduzning atmosferasi tomonidan nurlanishni yutish funksiyasi, I c - turli komponentlar uchun ds maydonlarining yorqinligi funksiyasi. , D - ustma-ust tushadigan maydon, r pc ,r rc - birinchi va ikkinchi yulduzning umumiy radiuslari.

Ushbu tizimni aprior taxminlarsiz hal qilish mumkin emas. Xuddi yaqin ikkilik tizimlarning turli xil variantlarida muhim bo'lgan komponentlarning ellipsoidal shakli va aks ettirish effektlari bilan murakkabroq holatlar tahlili kabi. Shuning uchun yorug'lik egri chiziqlarini tahlil qilishning barcha zamonaviy usullari u yoki bu tarzda model farazlarini kiritadi, ularning parametrlari kuzatuvlarning boshqa turlari orqali topiladi.

Radial tezlik egri chiziqlari

Agar qo'sh yulduz spektroskopik tarzda kuzatilsa, ya'ni u spektroskopik qo'sh yulduz bo'lsa, u holda komponentlarning radial tezliklarining o'zgarishini vaqtga bog'liq holda tasvirlash mumkin. Agar orbita aylana deb faraz qilsak, quyidagilarni yozishimiz mumkin:

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

Bu yerda V s - komponentning radial tezligi, i - orbitaning ko'rish chizig'iga moyilligi, P - davr, a - komponent orbitasining radiusi. Endi, agar biz Keplerning uchinchi qonunini ushbu formulaga almashtirsak, bizda:

V s = 2 p 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)))sin(i)),

Bu erda M s - o'rganilayotgan komponentning massasi, M 2 - ikkinchi komponentning massasi. Shunday qilib, ikkala komponentni ham kuzatish orqali ikkilik yulduzni tashkil etuvchi yulduzlar massalarining nisbatini aniqlash mumkin. Agar biz Keplerning uchinchi qonunini qayta ishlatsak, ikkinchisi quyidagilarga qisqartiriladi:

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

Bu erda G - tortishish doimiysi va f (M 2) - yulduz massasining funktsiyasi va ta'rifi bo'yicha quyidagilarga teng:

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

Agar orbita aylana bo'lmasa-da, lekin ekssentriklikka ega bo'lsa, u holda massa funktsiyasi uchun orbital davri P koeffitsientga ko'paytirilishi kerakligini ko'rsatish mumkin. (1 - e 2) 3/2 (\displaystyle (1-e^(2))^(3/2)).

Agar ikkinchi komponent kuzatilmasa, u holda f(M 2) funksiya uning massasining pastki chegarasi bo'lib xizmat qiladi.

Shuni ta'kidlash kerakki, faqat radial tezlik egri chiziqlarini o'rganish bilan ikkilik tizimning barcha parametrlarini aniqlash mumkin emas, har doim noma'lum orbital moyillik burchagi ko'rinishida noaniqlik bo'ladi;

Komponentlarning massalarini aniqlash

Deyarli har doim ikki yulduz o'rtasidagi tortishish o'zaro ta'siri Nyuton qonunlarining natijasi bo'lgan Nyuton qonunlari va Kepler qonunlari bilan etarlicha aniqlik bilan tasvirlangan. Ammo qo'sh pulsarlarni tasvirlash uchun (Teylor-Hulse pulsariga qarang) biz umumiy nisbiylikdan foydalanishimiz kerak. Relyativistik effektlarning kuzatuv ko'rinishlarini o'rganish orqali biz nisbiylik nazariyasining to'g'riligini yana bir bor tekshirishimiz mumkin.

Keplerning uchinchi qonuni inqilob davrini tizimning tarkibiy qismlari va massasi orasidagi masofaga bog'laydi:

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

Qayerda P (\displaystyle P)- aylanish davri, a (\displaystyle a)- tizimning yarim asosiy o'qi, M 1 (\displaystyle M_(1)) Va M 2 (\displaystyle M_(2))- komponentlar massasi, G (\displaystyle G) -

Yulduzlarning eng muhim jismoniy xususiyatlaridan biri bo'lgan massani faqat uning boshqa jismlarning harakatiga ta'siri bilan aniqlash mumkin. Bunday boshqa jismlar ba'zi yulduzlarning yo'ldoshlari bo'lib, ularni umumiy massa markazi atrofida aylantiradi.

Agar siz "paqir" ning "tutqichi" oxiridan ikkinchi yulduz bo'lgan Gamma Ursa Majorga qarasangiz, normal ko'rish bilan siz unga juda yaqin joylashgan ikkinchi xira yulduzni ko'rasiz. Qadimgi arablar uni payqashgan va uni Alkor (Otliq) deb atashgan. Ular yorqin yulduzga Mizar ismini berishdi. Ularni qo'sh yulduz deb atash mumkin. Mizar va Alcor bir-biridan 11" masofada joylashgan. Durbinda bunday yulduz juftlarini ko'p uchratish mumkin. Shunday qilib, Epsilon Lyrae 4-kattalikdagi ikkita bir xil yulduzdan iborat bo'lib, ular orasidagi masofa 5".

Ikkilik yulduzlar, agar ularning ikkiligi teleskop orqali bevosita kuzatuv orqali (va kamdan-kam hollarda yalang'och ko'z bilan) ko'rinsa, ular vizual juftliklar deb ataladi, Epsilon Lyrae vizual to'rtburchak yulduzdir. Uch yoki undan ortiq yulduzlardan tashkil topgan tizimlar ko'paytmalar deyiladi.

Vizual qo'sh yulduzlarning ko'pchiligi optik qo'shaloq yulduzlar bo'lib chiqadi, ya'ni bunday ikki yulduzning yaqinligi ularning osmonga tasodifiy proyeksiyasi natijasidir. Kosmosda ular bir-biridan uzoqda. Ko'p yillik kuzatishlar davomida yulduzlardan biri boshqasidan to'g'ri yo'nalishda doimiy tezlikda o'tishiga ishonch hosil qilish mumkin.

Ba'zan asta-sekin yorqinroq yulduz atrofida xiraroq sherik yulduz aylanayotgani aniq bo'ladi. Ularning orasidagi masofalar va ularni bog'laydigan chiziq yo'nalishi muntazam ravishda o'zgaradi. Bunday yulduzlar fizik ikkilik yulduzlar deyiladi.

Vizual ikkilik yulduzlarning ma'lum bo'lgan eng qisqa orbital davri 5 yil. Davrlari o‘nlab yillarga teng bo‘lgan juftliklar o‘rganilgan, kelgusida esa yuz yillik davrlari bo‘lgan juftliklar o‘rganiladi. Bizga eng yaqin yulduz - Kentavr qo'sh yulduzdir. Uning tarkibiy qismlarining aylanish muddati 70 yil. Bu juftlikdagi ikkala yulduz ham massasi va harorati jihatidan Quyoshnikiga oʻxshash.

Qo'sh yulduzlar ko'pincha teleskopda chiroyli ko'rinishdir: asosiy yulduz sariq yoki to'q sariq, hamroh oq yoki ko'k. Osmonda qizil yoki ko'k yoki ikkalasi porlayotgan bir juft yulduzdan birini aylanib yuruvchi sayyoradagi ranglarning boyligini tasavvur qiling.

Agar bizning ko'rish chizig'imiz deyarli spektroskopik qo'shaloq yulduz orbitasining tekisligida bo'lsa, unda bunday juftlik yulduzlari navbatma-navbat bir-birini to'sib qo'yadi. Tutilish paytida biz alohida ko'ra olmaydigan juftlikning umumiy yorqinligi zaiflashadi. Qolgan vaqtlarda, tutilishlar orasidagi intervallarda, u doimiy bo'ladi va qanchalik uzoq bo'lsa, tutilishlarning davomiyligi qanchalik qisqa bo'lsa va orbita radiusi kattaroq bo'ladi. Agar sun'iy yo'ldosh katta bo'lsa va uni yorqin yulduz tutganida o'zi kam yorug'lik hosil qilsa, tizimning umumiy yorqinligi biroz kamayadi.

Tutilayotgan qoʻsh yulduzlarning yorqinligi minimali ularning komponentlari koʻrish chizigʻi boʻylab harakat qilganda yuzaga keladi. Vaqt o'tishi bilan yorug'lik egri chizig'ini tahlil qilish yulduzlarning kattaligi va yorqinligini, orbita hajmini, uning shakli va ko'rish chizig'iga moyilligini, shuningdek, yulduzlarning massalarini aniqlash imkonini beradi. Shunday qilib, spektroskopik binarlar sifatida ham kuzatiladigan tutilgan binarlar eng yaxshi o'rganilgan tizimlardir.

Tutilayotgan qo'sha yulduzlar betta Perseining ko'k tipik vakili nomi bilan algoli deb ham ataladi. Qadimgi arablar uni Algol (buzilgan el gul, ya'ni "iblis") deb atashgan. Ehtimol, ular uning g'alati xatti-harakatini payqashgan bo'lishi mumkin: 2 kun 11 soat davomida Algolning yorqinligi doimiy bo'lib, keyin 5 soatdan keyin u 2,3 ​​dan 3,5 magnitudagacha zaiflashadi, keyin esa 5 soatdan keyin uning yorqinligi avvalgi qiymatiga qaytadi.

Ma'lum bo'lgan spektroskopik qo'shaloq yulduzlar va algollarning davrlari asosan qisqa - taxminan bir necha kun. Umuman olganda, yulduzlar ikkiligi juda keng tarqalgan hodisa. Yulduzlarning 30% gacha, ehtimol, ikki barobar.

Alohida yulduzlar haqida turli ma'lumotlarni olish va. Spektroskopik qo'shaloq va tutilgan qo'sh yulduzlarni tahlil qilishdan olingan ularning tizimlarini "ko'rinmas astronomiya" ga misollar deb atash mumkin.

> Ikki yulduz

- kuzatish xususiyatlari: fotosuratlar va videolar bilan nima, aniqlash, tasniflash, ko'paytmalar va o'zgaruvchilar, Ursa Majorda qanday va qayerga qarash kerak.

Osmondagi yulduzlar ko'pincha klasterlarni hosil qiladi, ular zich yoki aksincha, tarqoq bo'lishi mumkin. Ammo ba'zida yulduzlar o'rtasida kuchliroq aloqalar paydo bo'ladi. Va keyin er-xotin tizimlar yoki haqida gapirish odatiy holdir qo'sh yulduzlar. Ular ko'paytmalar deb ham ataladi. Bunday tizimlarda yulduzlar bir-biriga bevosita ta'sir qiladi va doimo birga rivojlanadi. Bunday yulduzlarning misollarini (hatto o'zgaruvchilar mavjudligi bilan ham) eng mashhur yulduz turkumlarida topish mumkin, masalan, Ursa Major.

Qo'sh yulduzlarning kashfiyoti

Qo'sh yulduzlarning kashf etilishi astronomik durbin yordamida erishilgan birinchi yutuqlardan biri edi. Bunday turdagi birinchi tizim italiyalik astronom Rikkoli tomonidan kashf etilgan Katta Ursa yulduz turkumidagi Mizar juftligi edi. Koinotda aql bovar qilmaydigan miqdordagi yulduzlar mavjudligi sababli, olimlar Mizar yagona ikkilik tizim bo'la olmaydi, degan qarorga kelishdi. Va ularning taxminlari kelajakdagi kuzatishlar bilan to'liq oqlandi.

1804 yilda 24 yil davomida ilmiy kuzatishlar olib borgan mashhur astronom Uilyam Xerschel 700 ta qoʻshaloq yulduz haqida maʼlumot beruvchi katalogni nashr etdi. Ammo o'shanda ham bunday tizimdagi yulduzlar o'rtasida jismoniy aloqa bor-yo'qligi haqida hech qanday ma'lumot yo'q edi.

Kichik komponent katta yulduzdan gazni "so'radi"

Ba'zi olimlar qo'shaloq yulduzlar umumiy yulduzlar assotsiatsiyasiga bog'liq degan fikrni oldilar. Ularning argumenti juftlik tarkibiy qismlarining heterojen porlashi edi. Shuning uchun ularni sezilarli masofa ajratib turganga o'xshardi. Ushbu gipotezani tasdiqlash yoki rad etish uchun yulduzlarning paralaktik siljishini o'lchash kerak edi. Gerschel bu vazifani o'z zimmasiga oldi va ajablanib, quyidagilarni bilib oldi: har bir yulduzning traektoriyasi olti oylik nosimmetrik tebranishlarning ko'rinishi emas, balki murakkab ellipsoidal shaklga ega. Videoda qo'sh yulduzlar evolyutsiyasini kuzatishingiz mumkin.

Ushbu video yaqin ikkilik yulduzlarning evolyutsiyasini ko'rsatadi:

Siz "cc" tugmasini bosish orqali subtitrlarni o'zgartirishingiz mumkin.

Osmon mexanikasining fizik qonunlariga ko'ra, tortishish kuchi bilan bog'langan ikkita jism elliptik orbita bo'ylab harakatlanadi. Gerschelning tadqiqotlari natijalari ikkilik tizimlarda tortishish kuchi bog'lanishi borligi haqidagi taxminning isboti bo'ldi.

Qo'sh yulduzlarning tasnifi

Ikkilik yulduzlar odatda quyidagi turlarga birlashtiriladi: spektral ikkilik, fotometrik ikkilik va vizual ikkilik yulduzlar. Bu tasnif yulduzlar tasnifi haqida tushuncha beradi, lekin ichki tuzilmani aks ettirmaydi.

Teleskopdan foydalanib, siz vizual qo'sh yulduzlarning ikki tomonlamaligini osongina aniqlashingiz mumkin. Bugungi kunda 70 000 vizual ikkilik yulduzlar haqida dalillar mavjud. Bundan tashqari, ularning faqat 1% o'z orbitasiga ega. Bir orbital davr bir necha o'n yildan bir necha asrgacha davom etishi mumkin. O'z navbatida, orbital yo'lni qurish katta kuch, sabr-toqat, aniq hisob-kitoblar va rasadxonada uzoq muddatli kuzatishlarni talab qiladi.

Ko'pincha, ilmiy hamjamiyat faqat orbital harakatning ba'zi qismlari haqida ma'lumotga ega va ular yo'lning etishmayotgan qismlarini deduktiv usul yordamida qayta tiklaydi. Shuni unutmangki, orbital tekislik ko'rish chizig'iga nisbatan moyil bo'lishi mumkin. Bunday holda, ko'rinadigan orbita haqiqiydan jiddiy farq qiladi. Albatta, hisob-kitoblarning yuqori aniqligi bilan ikkilik tizimlarning haqiqiy orbitasini hisoblash mumkin. Buning uchun Keplerning birinchi va ikkinchi qonunlari qo'llaniladi.

Mizar va Alkor. Mizar qo'sh yulduz. O'ng tomonda Alcor sun'iy yo'ldoshi joylashgan. Ularning orasida faqat bitta yorug'lik yili bor

Haqiqiy orbita aniqlangandan so'ng, olimlar qo'shaloq yulduzlar orasidagi burchak masofasini, ularning massasini va aylanish davrini hisoblashlari mumkin. Buning uchun ko'pincha Keplerning uchinchi qonuni qo'llaniladi, bu juftlik komponentlarining massalari yig'indisini topishga yordam beradi. Ammo buning uchun siz Yer va qo'sh yulduz orasidagi masofani bilishingiz kerak.

Ikki fotometrik yulduzlar

Bunday yulduzlarning ikki tomonlama tabiatini faqat yorqinlikning davriy tebranishlaridan bilib olish mumkin. Bu turdagi yulduzlar harakatlanayotganda navbatma-navbat bir-birini to'sib qo'yadi, shuning uchun ularni ko'pincha tutilgan ikkilik yulduzlar deb atashadi. Bu yulduzlarning orbital tekisliklari ko'rish chizig'i yo'nalishiga yaqin. Tutilish maydoni qanchalik kichik bo'lsa, yulduzning yorqinligi shunchalik past bo'ladi. Yorug'lik egri chizig'ini o'rganish orqali tadqiqotchi orbital tekislikning moyillik burchagini hisoblashi mumkin. Ikki tutilish qayd etilganda yorug'lik egri chizig'ida ikkita minimal (kamayish) bo'ladi. Yorug'lik egri chizig'ida ketma-ket 3 ta minimal kuzatilgan davr orbital davr deyiladi.

Qo'sh yulduzlar davri bir necha soatdan bir necha kungacha davom etadi, bu esa uni vizual qo'sh yulduzlar (optik qo'sh yulduzlar) davriga nisbatan qisqartiradi.

Spektral qo'sh yulduzlar

Spektroskopiya usuli orqali tadqiqotchilar Doppler effekti natijasida yuzaga keladigan spektral chiziqlarning bo'linish jarayonini qayd etadilar. Agar komponentlardan biri zaif yulduz bo'lsa, u holda osmonda faqat bitta chiziqlar pozitsiyalarida davriy tebranishlar kuzatilishi mumkin. Bu usul faqat ikkilik tizimning komponentlari minimal masofada bo'lganda va ularni teleskop yordamida aniqlash qiyin bo'lganda qo'llaniladi.

Doppler effekti va spektroskop orqali o'rganilishi mumkin bo'lgan qo'shaloq yulduzlar spektral qo'sh yulduzlar deyiladi. Biroq, har bir qo'sh yulduz spektral xususiyatga ega emas. Tizimning ikkala komponenti radial yo'nalishda bir-biriga yaqinlashib, uzoqlashishi mumkin.

Astronomik tadqiqotlar natijalariga ko'ra, qo'sh yulduzlarning aksariyati Somon yo'li galaktikasida joylashgan. Bitta va qo'sh yulduzlarning foiz nisbatini hisoblash juda qiyin. Ayirish orqali ishlaganda, yulduzlarning umumiy sonidan ma'lum qo'sh yulduzlar sonini ayirish mumkin. Bunday holda, qo'shaloq yulduzlar ozchilikda ekanligi aniq bo'ladi. Biroq, bu usulni juda aniq deb atash mumkin emas. Astronomlar "tanlash effekti" atamasi bilan tanish. Yulduzlarning ikkilikligini aniqlash uchun ularning asosiy xususiyatlarini aniqlash kerak. Buning uchun maxsus jihozlar foydali bo'ladi. Ba'zi hollarda qo'sh yulduzlarni aniqlash juda qiyin. Shunday qilib, vizual ravishda, qo'sh yulduzlar ko'pincha astronomdan sezilarli masofada ko'rinmaydi. Ba'zan juftlikdagi yulduzlar orasidagi burchak masofasini aniqlab bo'lmaydi. Spektroskopik qo'shaloq yoki fotometrik yulduzlarni aniqlash uchun spektral chiziqlardagi to'lqin uzunliklarini diqqat bilan o'lchash va yorug'lik oqimlarining modulyatsiyalarini yig'ish kerak. Bunday holda, yulduzlarning yorqinligi juda kuchli bo'lishi kerak.

Bularning barchasi o'rganish uchun mos bo'lgan yulduzlar sonini keskin kamaytiradi.

Nazariy ishlanmalarga ko'ra, yulduzlar populyatsiyasidagi qo'sh yulduzlarning ulushi 30% dan 70% gacha o'zgarib turadi.

Ikkilik tizimlar ham kuzatish usuliga ko'ra tasniflanadi, biz ajrata olamiz ingl, spektral, tutilish, astrometrik ikki tomonlama tizimlar.

Vizual qo'sh yulduzlar

Alohida ko'rish mumkin bo'lgan qo'sh yulduzlar (yoki ular aytganidek, shunday bo'lishi mumkin). ruxsat berilgan), deyiladi ko'rinadigan juftlik, yoki vizual ravishda ikki barobar.

Yulduzni vizual juftlik sifatida kuzatish qobiliyati teleskopning o'lchamlari, yulduzlargacha bo'lgan masofa va ular orasidagi masofa bilan belgilanadi. Shunday qilib, vizual qo'sh yulduzlar, asosan, Quyosh yaqinidagi juda uzoq orbital davriga ega bo'lgan yulduzlardir (komponentlar orasidagi katta masofaning oqibati). Uzoq davr tufayli ikkilik orbitani faqat o'nlab yillar davomida ko'plab kuzatishlar orqali kuzatish mumkin. Bugungi kunga kelib, WDS va CCDM kataloglari mos ravishda 78 000 va 110 000 dan ortiq ob'ektlarni o'z ichiga oladi va ulardan faqat bir necha yuztasi o'z orbitalarini hisoblashi mumkin. Yuzdan kam ob'ektlar uchun orbita komponentlarning massasini olish uchun etarli aniqlik bilan ma'lum.

Vizual qo'sh yulduzni kuzatishda tarkibiy qismlar orasidagi masofa va markazlar chizig'ining joylashish burchagi, boshqacha qilib aytganda, shimoliy osmon qutbiga yo'nalish va asosiy yulduzni uning yulduzi bilan bog'laydigan chiziq yo'nalishi orasidagi burchak o'lchanadi. sun'iy yo'ldosh.

Spektral interferometrik ikkilik yulduzlar

Spektakl interferometriyasi bir necha o'n yillik davrlarga ega bo'lgan binarlar uchun samarali.

Astrometrik qo'sh yulduzlar

Vizual qo'sh yulduzlar holatida biz bir vaqtning o'zida osmon bo'ylab harakatlanadigan ikkita jismni ko'ramiz. Ammo, agar biz ikkita komponentdan biri u yoki bu sababga ko'ra bizga ko'rinmasligini tasavvur qilsak, ikkilikni hali ham osmondagi ikkinchisining pozitsiyasini o'zgartirish orqali aniqlash mumkin. Bunday holda, ular astrometrik qo'sh yulduzlar haqida gapirishadi.

Agar yuqori aniqlikdagi astrometrik kuzatishlar mavjud bo'lsa, u holda harakatning nochiziqliligini aniqlash orqali ikkilikni qabul qilish mumkin: to'g'ri harakatning birinchi hosilasi va ikkinchisi [ aniqlashtirish]. Astrometrik qo'shaloq yulduzlar turli spektrli sinflardagi jigarrang mittilarning massasini o'lchash uchun ishlatiladi.

Spektral ikkilik yulduzlar

Spektral juftlik yulduz deyiladi, uning ikkiligi spektral kuzatishlar yordamida aniqlanadi. Buning uchun u bir necha kecha davomida kuzatiladi. Agar vaqt o'tishi bilan uning spektrining chiziqlari vaqti-vaqti bilan o'zgarib turishi aniqlansa, bu manba tezligi o'zgarib borayotganini anglatadi. Buning sabablari ko'p bo'lishi mumkin: yulduzning o'zgaruvchanligi, o'ta yangi yulduz portlashidan keyin hosil bo'lgan zich kengayadigan qobiqning mavjudligi va boshqalar.

Agar shunga o'xshash siljishlarni ko'rsatadigan, ammo antifazada bo'lgan ikkinchi komponentning spektri olingan bo'lsa, unda biz ikkita tizimga ega ekanligimizni ishonch bilan aytishimiz mumkin. Agar birinchi yulduz bizga yaqinlashsa va uning chiziqlari spektrning binafsha tomoniga siljigan bo'lsa, ikkinchisi uzoqlashadi va uning chiziqlari qizil tomonga siljiydi va aksincha.

Ammo agar ikkinchi yulduz yorqinligi jihatidan birinchisidan ancha past bo'lsa, biz uni ko'rmaslik uchun imkoniyatga egamiz va keyin boshqa mumkin bo'lgan variantlarni ko'rib chiqishimiz kerak. Qo'sh yulduzning asosiy xususiyati radial tezliklarning o'zgarishining davriyligi va maksimal va minimal tezliklar orasidagi katta farqdir. Ammo, qat'iy aytganda, ekzosayyora kashf etilgan bo'lishi mumkin. Buni bilish uchun siz ko'rinmas ikkinchi komponentning minimal massasini va shunga mos ravishda u nima ekanligini - sayyora, yulduz yoki hatto qora tuynukni baholashingiz mumkin bo'lgan massa funktsiyasini hisoblashingiz kerak.

Shuningdek, spektroskopik ma'lumotlardan komponentlarning massalaridan tashqari, ular orasidagi masofani, orbital davrini va orbitaning ekssentrikligini hisoblash mumkin. Ushbu ma'lumotlardan orbitaning ko'rish chizig'iga moyillik burchagini aniqlash mumkin emas. Shuning uchun komponentlar orasidagi massa va masofani faqat moyillik burchagi aniqligi uchun hisoblash mumkin.

Astronomlar tomonidan o'rganilayotgan har qanday turdagi ob'ektlarda bo'lgani kabi, spektroskopik qo'shaloq yulduzlarning kataloglari ham mavjud. Ulardan eng mashhuri va eng keng tarqalgani "SB9" (inglizcha Spectral Binaries dan). 2013 yil holatiga ko'ra u 2839 ta ob'ektni o'z ichiga oladi.

Tutilayotgan qo'sh yulduzlar

Bu shunday bo'ladiki, orbital tekislik ko'rish chizig'iga juda kichik burchak ostida moyil bo'ladi: bunday tizim yulduzlarining orbitalari, go'yo biznikida joylashgan. Bunday tizimda yulduzlar vaqti-vaqti bilan bir-birini tutib turadi, ya'ni juftlikning yorqinligi o'zgaradi. Bunday tutilishlarni boshdan kechiradigan ikkilik yulduzlar tutilgan ikkilik yulduzlar yoki tutilgan o'zgaruvchilar deb ataladi. Ushbu turdagi eng mashhur va birinchi kashf etilgan yulduz Perseus yulduz turkumidagi Algol (Iblisning ko'zi) hisoblanadi.

Mikrolinzali Dual

Agar yulduz va kuzatuvchi orasidagi ko'rish chizig'ida kuchli tortishish maydoniga ega bo'lgan jism mavjud bo'lsa, u holda ob'ekt linzalanadi. Agar maydon kuchli bo'lsa, unda yulduzning bir nechta tasvirlari kuzatilgan bo'lar edi, lekin galaktik jismlar holatida ularning maydoni shunchalik kuchli emaski, kuzatuvchi bir nechta tasvirni ajrata oladi va bunday holatda ular mikrolinzalar haqida gapirishadi. Agar o'yma tanasi qo'sh yulduz bo'lsa, u ko'rish chizig'i bo'ylab o'tganda olingan yorug'lik egri chizig'i bitta yulduz holatidan juda farq qiladi.

Mikrolinza qo'sh yulduzlarni qidirish uchun ishlatiladi, bu erda ikkala komponent ham past massali jigarrang mittilardir.

Qo'sh yulduzlar bilan bog'liq hodisa va hodisalar

Algol paradoksi

Ushbu paradoks 20-asrning o'rtalarida sovet astronomlari A.G.Masevich va P.P.Parenago tomonidan ishlab chiqilgan bo'lib, ular Algol tarkibiy qismlarining massalari va ularning evolyutsiya bosqichi o'rtasidagi tafovutga e'tibor qaratdilar. Yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasiga ko'ra, massiv yulduzning evolyutsiya tezligi massasi Quyosh bilan taqqoslanadigan yoki undan bir oz ko'proq bo'lgan yulduznikidan ancha katta. Ko'rinib turibdiki, qo'shaloq yulduzning tarkibiy qismlari bir vaqtning o'zida hosil bo'lgan, shuning uchun massiv komponent past massaga qaraganda tezroq rivojlanishi kerak. Biroq, Algol tizimida massiv komponent yoshroq edi.

Ushbu paradoksning izohi yaqin binar sistemalarda massa oqimi hodisasi bilan bog'liq va birinchi marta amerikalik astrofizik D. Krouford tomonidan taklif qilingan. Agar evolyutsiya jarayonida tarkibiy qismlardan biri qo'shniga massa o'tkazish imkoniyatiga ega deb hisoblasak, paradoks olib tashlanadi.

Yulduzlar orasidagi massa almashinuvi

Keling, yaqin ikkilik tizimning yondashuvini ko'rib chiqaylik (deb ataladi Roche taxminlari):

1. Yulduzlar nuqta massalari hisoblanadi va orbital bilan solishtirganda ularning eksenel aylanish momentini e'tiborsiz qoldirish mumkin.
2. Komponentlar sinxron ravishda aylanadi.
3. Dumaloq orbita

Keyin yarim katta o'qlar yig'indisi a=a 1 +a 2 bo'lgan M 1 va M 2 komponentlar uchun TDS ning orbital aylanishi bilan sinxron koordinatalar tizimini kiritamiz. Malumot markazi yulduz M 1 markazida, X o'qi M 1 dan M 2 gacha, Z o'qi esa aylanish vektori bo'ylab joylashgan. Keyin komponentlarning tortishish maydonlari va markazdan qochma kuchi bilan bog'liq potentsialni yozamiz:

PH = - G M 1 r 1 - G M 2 r 2 - 1 2 ō 2 [ (x - m a) 2 + y 2 ] (\displaystyle \Phi =-(\frac (GM_(1))(r_(1)) ))-(\frac (GM_(2))(r_(2)))-(\frac (1)(2))\omega ^(2)\chap[(x-\mu a)^(2) +y^(2)\o‘ng]),

Qayerda r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2, r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2, m= M 2 /(M 1 +M 2) va ō - komponentlarning orbita bo'ylab aylanish chastotasi. Keplerning uchinchi qonunidan foydalanib, Roche potentsialini quyidagicha qayta yozish mumkin:

P = − 1 2 ō 2 a 2 Ō R (\displaystyle \Phi =-(\frac (1)(2))\omega ^(2)a^(2)\Omega _(R)),

o'lchovsiz potentsial qayerda:

Ō R = 2 (1 + q) (r 1 / a) + 2 (1 + q) (r 2 / a) + (x - m 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)))),

bu erda q = M 2 / M 1

Ekvipotensiallar PH(x,y,z)=const tenglamasidan topiladi. Yulduzlarning markazlari yaqinida ular sferiklardan unchalik farq qilmaydi, lekin ular uzoqlashgani sari sferik simmetriyadan og'ish kuchayadi. Natijada ikkala sirt Lagrange L1 nuqtasida uchrashadi. Bu shuni anglatadiki, bu nuqtadagi potentsial to'siq 0 ga teng va bu nuqtaga yaqin joylashgan yulduz sirtidagi zarralar termal xaotik harakat tufayli qo'shni yulduzning Roche lobiga o'tishga qodir.

Yangi

Rentgen nurlari ikki baravar ko'payadi

Simbiotik yulduzlar

Qizil gigant va oq mittidan iborat o'zaro ta'sir qiluvchi ikkilik tizimlar umumiy tumanlik bilan o'ralgan. Ular murakkab spektrlar bilan tavsiflanadi, bu erda yutilish zonalari (masalan, TiO) bilan bir qatorda tumanliklarga xos bo'lgan emissiya chiziqlari mavjud (OIII, NeIII va boshqalar. Simbiotik yulduzlar bir necha yuz kunlik davrlar bilan o'zgaruvchan, ular nova bilan tavsiflanadi. -o'xshash olovlar, bu vaqt davomida ularning yorqinligi ikki-uch magnitudaga oshadi.

Simbiotik yulduzlar 1-100 yillik boshlang'ich orbital davrlari bilan o'rtacha massali qo'shaloq yulduz tizimlari evolyutsiyasining nisbatan qisqa muddatli, ammo juda muhim va astrofizik ko'rinishlarga boy bosqichini ifodalaydi.

Busters

Ia turi o'ta yangi yulduzlar

Kelib chiqishi va evolyutsiyasi

Yagona yulduzning paydo bo'lish mexanizmi juda yaxshi o'rganilgan - bu gravitatsiyaviy beqarorlik tufayli molekulyar bulutning siqilishi. Bundan tashqari, boshlang'ich massalarni taqsimlash funktsiyasini o'rnatish mumkin edi. Shubhasiz, qo'sh yulduzning shakllanishi stsenariysi bir xil bo'lishi kerak, ammo qo'shimcha modifikatsiyalar bilan. Shuningdek, u quyidagi ma'lum faktlarni tushuntirishi kerak:

1. Ikki chastotali. O'rtacha 50% ni tashkil qiladi, lekin turli spektrli yulduzlar uchun farq qiladi. O-yulduzlar uchun bu taxminan 70% ni tashkil qiladi, Quyosh kabi yulduzlar uchun (G spektral klassi) 50% ga yaqin, M spektral sinf uchun esa 30% ga yaqin.
2. Davr taqsimoti.
3. Qo'sh yulduzlarning ekssentrikligi har qanday 0 qiymatini olishi mumkin
4. Massa nisbati q= M 1 / M 2 massa nisbati taqsimotini o'lchash eng qiyin, chunki tanlov effektlarining ta'siri katta, ammo hozirgi vaqtda taqsimot bir xil va 0,2 oralig'ida joylashgan deb ishoniladi.

Ayni paytda qanday o'zgartirishlar kiritish kerakligi va bu erda qanday omillar va mexanizmlar hal qiluvchi rol o'ynashi haqida yakuniy tushuncha yo'q. Hozirda taklif etilayotgan barcha nazariyalarni ular qaysi shakllanish mexanizmidan foydalanishiga qarab ajratish mumkin:

1. Oraliq yadroli nazariyalar
2. Oraliq disk bilan nazariyalar
3. Dinamik nazariyalar

Oraliq yadroli nazariyalar

Nazariyalarning eng ko'p sinfi. Ularda shakllanish protokloudning tez yoki erta bo'linishi tufayli yuzaga keladi.

Ulardan eng birinchisi, qulash paytida turli xil beqarorliklar tufayli bulut mahalliy jinsi massalariga bo'linib, ularning eng kichigi optik shaffof bo'lmaguncha va samarali sovib ketguncha o'sadi, deb hisoblaydi. Biroq, hisoblangan yulduz massasi funktsiyasi kuzatilganiga to'g'ri kelmaydi.

Yana bir ilk nazariya turli elliptik shakllardagi deformatsiyalar natijasida qulab tushadigan yadrolarning ko'payishini taklif qildi.

Ko'rib chiqilayotgan turdagi zamonaviy nazariyalar parchalanishning asosiy sababi bulutning qisqarishi natijasida ichki energiya va aylanish energiyasining ko'payishi deb hisoblaydi.

Oraliq disk bilan nazariyalar

Dinamik diskli nazariyalarda shakllanish protoyulduz diskining parchalanishi paytida, ya'ni oraliq yadroli nazariyalarga qaraganda ancha kechroq sodir bo'ladi. Buning uchun gravitatsion beqarorliklarga moyil bo'lgan va gazi samarali sovutilgan juda katta hajmli disk kerak. Keyin bir xil tekislikda yotgan bir nechta sheriklar paydo bo'lishi mumkin, ular ota-ona diskidan gaz hosil qiladi.

So'nggi paytlarda bunday nazariyalarning kompyuter hisob-kitoblari soni sezilarli darajada oshdi. Ushbu yondashuv doirasida yaqin ikkilik tizimlarning, shuningdek, turli xil ko'plikdagi ierarxik tizimlarning kelib chiqishi yaxshi tushuntirilgan.

Dinamik nazariyalar

Oxirgi mexanizm shuni ko'rsatadiki, qo'shaloq yulduzlar raqobatbardosh to'planish natijasida boshqariladigan dinamik jarayonlar natijasida hosil bo'ladi. Ushbu stsenariyda molekulyar bulut, uning ichidagi turli xil turbulentlik tufayli, taxminan jinsi massali bo'laklarni hosil qiladi, deb taxmin qilinadi. Bu to'dalar bir-biri bilan o'zaro ta'sirlashib, asl bulutning mazmuni uchun raqobatlashadi. Bunday sharoitda yuqorida aytib o'tilgan oraliq diskli model ham, quyida muhokama qilinadigan boshqa mexanizmlar ham yaxshi ishlaydi. Bundan tashqari, protoyulduzlarning atrofdagi gaz bilan dinamik ishqalanishi komponentlarni bir-biriga yaqinlashtiradi.

Ushbu sharoitlarda ishlaydigan mexanizmlardan biri sifatida oraliq yadro va dinamik gipoteza bilan parchalanishning kombinatsiyasi taklif etiladi. Bu bizga yulduz klasterlarida bir nechta yulduzlarning chastotasini takrorlash imkonini beradi. Biroq, hozirgi vaqtda parchalanish mexanizmi aniq tasvirlanmagan.

Yana bir mexanizm, yaqin atrofdagi yulduz qo'lga olinmaguncha, disk yaqinidagi tortishish o'zaro ta'sirining kesishishini oshirishni o'z ichiga oladi. Ushbu mexanizm massiv yulduzlar uchun juda mos bo'lsa-da, u past massalilar uchun mutlaqo yaroqsiz va qo'sh yulduzlarning shakllanishida hukmronlik qilishi dargumon.

Ikkilik tizimlardagi ekzosayyoralar

Hozirda ma'lum bo'lgan 800 dan ortiq ekzosayyoralarning orbitadagi yagona yulduzlar soni turli kattalikdagi yulduz tizimlarida joylashgan sayyoralar sonidan sezilarli darajada oshadi. Oxirgi ma'lumotlarga ko'ra, ulardan 64 tasi bor.

Ikkilik tizimlardagi ekzosayyoralar odatda orbitalarining konfiguratsiyasiga ko'ra bo'linadi:

• S sinfidagi ekzosayyoralar komponentlardan biri orbitasida aylanadi (masalan, OGLE-2013-BLG-0341LB b). Ulardan 57 tasi bor.
• P-sinfi ikkala komponentni ham aylanib yuradiganlarni o'z ichiga oladi. Bular NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b va Kepler-35 (AB)b da topilgan.

Agar siz statistikani amalga oshirishga harakat qilsangiz, quyidagilarni bilib olasiz:

1. Sayyoralarning katta qismi tarkibiy qismlar 35 dan 100 AU gacha bo'lgan diapazonda ajratilgan tizimlarda yashaydi. Ya'ni, 20 a qiymati atrofida konsentratsiya qilish. e.
2. Keng tizimlardagi (>100 AU) sayyoralar massasi 0,01 dan 10 MJ gacha (bir yulduzlar uchun deyarli bir xil), kamroq ajratilgan tizimlar uchun sayyora massalari esa 0,1 dan 10 MJ gacha.
3. Keng tizimlardagi sayyoralar doimo bitta
4. Orbital ekssentrisitetlarning taqsimoti yagona bo'lganlardan farq qiladi, e = 0,925 va e = 0,935 qiymatlariga etadi.

Shakllanish jarayonlarining muhim xususiyatlari

Protoplanetar diskni kesish. Yagona yulduzlarda protoplanetar disk Kuiper kamariga qadar (30-50 AB) cho'zilishi mumkin bo'lsa, qo'sh yulduzlarda uning o'lchami ikkinchi komponent ta'sirida kesiladi. Shunday qilib, protoplanetar diskning hajmi komponentlar orasidagi masofadan 2-5 baravar kam.

Protoplanetar diskning egriligi. Sunnatdan keyin qolgan disk ikkinchi komponentning ta'sirini boshdan kechirishda davom etadi va cho'zila boshlaydi, deformatsiyalanadi, o'raladi va hatto yorilib ketadi. Bundan tashqari, bunday disk oldindan o'tishni boshlaydi.

Protoplanetar diskning ishlash muddatini qisqartirish. Keng ikkiliklar uchun, shuningdek, bitta sayyoralar uchun protoplanetar diskning ishlash muddati 1-10 million yilni tashkil qiladi, ammo ajratilgan tizimlar uchun< 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

Sayyoraviy shakllanish stsenariysi

Mos kelmaydigan ta'lim stsenariylari

Shunday stsenariylar mavjudki, ularda sayyoralar tizimining dastlabki, shakllanganidan so'ng darhol konfiguratsiyasi hozirgisidan farq qiladi va keyingi evolyutsiya jarayonida erishilgan.

• Bunday stsenariylardan biri sayyorani boshqa yulduzdan tortib olishdir. Ikki yulduzning o'zaro ta'sir kesimi ancha katta bo'lganligi sababli, boshqa yulduzdan sayyoraning to'qnashuvi va tutilishi ehtimoli sezilarli darajada yuqori.
• Ikkinchi stsenariy, tarkibiy qismlardan birining evolyutsiyasi paytida, asosiy ketma-ketlikdan keyingi bosqichlarda, asl sayyora tizimida beqarorliklar paydo bo'lishini taxmin qiladi. Natijada, sayyora asl orbitasini tark etadi va ikkala komponent uchun umumiy bo'ladi.

Astronomik ma'lumotlar va ularni tahlil qilish

Yengil egri chiziqlar

Qo'sh yulduz tutilgan taqdirda, integral yorqinlikning vaqtga bog'liqligini aniqlash mumkin bo'ladi. Ushbu egri chiziqdagi yorqinlikning o'zgaruvchanligi quyidagilarga bog'liq bo'ladi:

1. Quyosh tutilishining o'zi
2. Ellipsoidallikning ta'siri.
3. Ko'zgu ta'siri, to'g'rirog'i, bir yulduzning boshqa yulduzning atmosferasida nurlanishni qayta ishlash.

Biroq, faqat tutilishlarning o'zini tahlil qilish, agar komponentlar sferik simmetrik bo'lsa va aks ettirish effektlari bo'lmasa, quyidagi tenglamalar tizimini echishga to'g'ri keladi:

1 − l 1 (D) = ∬ S (D) I a (l) I c (r) d s (\displaystyle 1-l_(1)(\Delta)=\iint \limits _(S(\Delta)) )I_(a)(\xi)I_(c)(\rho)d\sigma )

1 − l 2 (D) = ∬ S (D) I c (l) I a (r) d s (\displaystyle 1-l_(2)(\Delta)=\iint \limits _(S(\Delta)) )I_(c)(\xi)I_(a)(\rho)d\sigma )

∫ 0 r p c I c (l) 2 p p p d p + ∫ 0 r r c I c (r) 2 p r r d r = 1 (\displaystyle \int \limits _(0)^(r_(\xi) c))I_(c)(\xi)2\pi \xi d\xi +\int \limits _(0)^(r_(\rho c))I_(c)(\rho)2\pi \rho d\rho =1)

Bu yerda p, r - birinchi va ikkinchi yulduz diskidagi qutb masofalari, I a - bir yulduzdan boshqa yulduzning atmosferasi tomonidan nurlanishni yutish funksiyasi, I c - turli komponentlar uchun ds maydonlarining yorqinligi funksiyasi. , D - ustma-ust tushadigan maydon, r pc ,r rc - birinchi va ikkinchi yulduzning umumiy radiuslari.

Ushbu tizimni aprior taxminlarsiz hal qilish mumkin emas. Xuddi yaqin ikkilik tizimlarning turli xil variantlarida muhim bo'lgan komponentlarning ellipsoidal shakli va aks ettirish effektlari bilan murakkabroq holatlar tahlili kabi. Shuning uchun yorug'lik egri chiziqlarini tahlil qilishning barcha zamonaviy usullari u yoki bu tarzda model farazlarini kiritadi, ularning parametrlari kuzatuvlarning boshqa turlari orqali topiladi.

Radial tezlik egri chiziqlari

Agar qo'sh yulduz spektroskopik tarzda kuzatilsa, ya'ni u spektroskopik qo'sh yulduz bo'lsa, u holda komponentlarning radial tezliklarining o'zgarishini vaqtga bog'liq holda tasvirlash mumkin. Agar orbita aylana deb faraz qilsak, quyidagilarni yozishimiz mumkin:

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

Bu yerda V s - komponentning radial tezligi, i - orbitaning ko'rish chizig'iga moyilligi, P - davr, a - komponent orbitasining radiusi. Endi, agar biz Keplerning uchinchi qonunini ushbu formulaga almashtirsak, bizda:

V s = 2 p 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)))sin(i)),

Bu erda M s - o'rganilayotgan komponentning massasi, M 2 - ikkinchi komponentning massasi. Shunday qilib, ikkala komponentni ham kuzatish orqali ikkilik yulduzni tashkil etuvchi yulduzlar massalarining nisbatini aniqlash mumkin. Agar biz Keplerning uchinchi qonunini qayta ishlatsak, ikkinchisi quyidagilarga qisqartiriladi:

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

Bu erda G - tortishish doimiysi va f (M 2) - yulduz massasining funktsiyasi va ta'rifi bo'yicha quyidagilarga teng:

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

Agar orbita aylana bo'lmasa-da, lekin ekssentriklikka ega bo'lsa, u holda massa funktsiyasi uchun orbital davri P koeffitsientga ko'paytirilishi kerakligini ko'rsatish mumkin. (1 - e 2) 3/2 (\displaystyle (1-e^(2))^(3/2)).

Agar ikkinchi komponent kuzatilmasa, u holda f(M 2) funksiya uning massasining pastki chegarasi bo'lib xizmat qiladi.

Shuni ta'kidlash kerakki, faqat radial tezlik egri chiziqlarini o'rganish bilan ikkilik tizimning barcha parametrlarini aniqlash mumkin emas, har doim noma'lum orbital moyillik burchagi ko'rinishida noaniqlik bo'ladi;

Komponentlarning massalarini aniqlash

Deyarli har doim ikkita yulduz o'rtasidagi tortishish o'zaro ta'siri Nyuton qonunlarining natijasi bo'lgan Nyuton qonunlari va Kepler qonunlari bilan etarlicha aniqlik bilan tasvirlangan. Ammo qo'sh pulsarlarni tasvirlash uchun (Teylor-Hulse pulsariga qarang) biz umumiy nisbiylikdan foydalanishimiz kerak. Relyativistik effektlarning kuzatuv ko'rinishlarini o'rganish orqali biz nisbiylik nazariyasining to'g'riligini yana bir bor tekshirishimiz mumkin.

Keplerning uchinchi qonuni inqilob davrini tizimning tarkibiy qismlari va massasi orasidagi masofaga bog'laydi.

Ikkilik yulduzlar - quyida tavsiflangan usullardan birini qo'llagan holda sinchkovlik bilan tekshirilganda, bir-biriga fazoviy jihatdan yaqin joylashgan va shuning uchun jismoniy jihatdan o'zaro ta'sir qiluvchi ikkita yulduzdan iborat bo'lib chiqadigan yulduzlardir. Bunda yulduzlarning har biri fizik juft yulduzlarning tarkibiy qismi (komponenti) yoki umumiy holatda koʻp yulduz (uch, toʻrt va hokazo) sifatida qaraladi. Ikkilik yulduzlar kam uchraydi; aksincha, ikkilik yoki bir nechta tizimlarning bir qismi bo'lmagan yagona yulduzlar qoidadan ko'ra istisno deb o'ylash mumkin (pastga qarang).

VISUAL QO'SHAK YULDUZLAR

Kosmosda yaqin joylashgan, ammo er yuzidagi kuzatuvchidan uzoqda joylashgan ikkita yulduz yalang'och ko'z uchun bitta yulduzga birlashadi, ammo etarlicha kattalashtirishga ega teleskopda (KPA 18, 26) ular alohida ko'rinadi. Aynan shu tarzda ular 17-asrda kashf etilgan. birinchi qo'sh yulduzlar. Ularni kashf qilish usuliga ko'ra, ular vizual qo'sh yulduzlar deb ataladi. Ma'lum bo'lishicha, deyarli bir yo'nalishda joylashgan ikkita yulduz fazoviy jihatdan bir-biridan juda uzoqda (masalan, biri boshqasidan uch baravar uzoqroq). Bunday yulduzlar optik juftlikni tashkil qiladi va ikkilik yulduzlar hisoblanmaydi.

Bu juftlikning jismoniy yoki optik ekanligi ko'p yillik teleskopik kuzatishlar natijasida aniqlanadi. Jismoniy juftlikda har bir komponentning umumiy massa markazi atrofida konusning kesmasi bo'ylab harakatlanishi kerak - ko'pincha ellips bo'ylab. Shuning uchun bir komponent boshqasiga nisbatan ellipsni tasvirlaydi. Agar orbital davr bir necha yuz yil bo'lsa ham (bu ko'pincha sodir bo'ladi), kuzatuvlar juda aniq bo'lganda, yo'lning egriligi bir necha o'n yillar davomida sezilarli bo'ladi. Biroq, ko'plab qo'sh yulduzlar borki, ularning orbital davri o'nlab yillar yoki bir necha yil bo'lib, keyin orbital harakat haqiqati qisqaroq kuzatishlardan ko'rinadi. Kuzatishlarning o'zi mikrometr (ip yoki boshqa) bilan komponentlar orasidagi burchak masofasini va shimoliy osmon qutbiga yo'nalish va komponentlarni bog'laydigan chiziq orasidagi burchakni o'lchashdan iborat (74-rasm).

Bu burchak pozitsiya burchagi deb ataladi va har doim soat miliga teskari (sharq) o'lchanadi. Masofa p odatda yoyning soniyalarida ifodalanadi. Agar bo'lsa, u holda uzoq fokusli astrograflar bilan fotografik kuzatuvlarni vizual kuzatishlarga afzal ko'rish kerak. Qisqa masofalarda vizual kuzatishlar aniqroq bo'ladi. Teleskopning ajralish kuchi chegarasida ko'z tipidagi interferometrdan foydalanish yaxshiroqdir. Ruxsat chegarasidan pastda yulduz interferometri (KPA 458) ishlatiladi. Biroq, interferometrlar faqat ikkala komponentning yorqinligi taxminan bir xil bo'lganda yaxshi ishlaydi.

Komponentlar orasidagi burchak masofasi d" astronomik birliklarda ifodalangan chiziqli masofaga to'g'ri keladi,

d segmenti ko'rish chizig'iga perpendikulyar bo'lishi sharti bilan. Agar yulduz juftligi juda uzoqda bo'lsa, unda uning paralaksi juda kichik va shuning uchun hatto katta masofalar d juda kichik burchak ostida ko'rinadi. Vizual qo'sh yulduzlar asosan bizga yaqin yulduzlar orasida kuzatilishi aniq.

Guruch. 74. Ikkilik sistemada A va B komponentlarning nisbiy o rnini o lchash. Taxmin qilingan. bu A asosiy (yorqinroq) komponent hisoblanadi. E - uning sharqiy yo'nalishini ko'rsatadi

Komponentlar bir-biridan minglab va o'n minglab astronomik birliklar masofasida ajratilgan kengroq jismoniy juftliklar, hatto juda katta masofada ham osmonda nisbatan keng tarqalgan bo'ladi, lekin bundan keyin ko'rsatilganidek [qarang. formula (12.2)], bunday sistemalarda orbital harakati juda (!) sekin boradi va bunday juftlikni fizik xususiyatlarning umumiyligi yoki komponentlarning fazoviy harakati umumiyligi bilan aniqlash mumkin.

Guruch. 75. Ko'p yulduz tizimi "Orion trapezi" yoki O, Orion. Bir-biri bilan jismonan bog'langan oltita evezdadan iborat: . Yulduzlarni ifodalovchi doiralarning o'lchamlari ularning haqiqiy o'lchamlari bilan hech qanday aloqasi yo'q, faqat taxminan ularning yorqinligini ifodalaydi. Yulduzlarning o'zaro masofalari uchun chizmada qabul qilingan masshtabda ularning diametrlari mikrometrning kasrlarida ifodalanadi.

Birinchi turga misol sifatida Orion tumanligi markazidagi ko'p yulduz, Orion yoki "Orion trapesiyasi" (75-rasm), O-B spektral sinflarining to'rtta yorqin komponenti va ikkita zaif, shuningdek, B sinfidan iborat. Agar biz ular uchun spektr diagrammasini tuzadigan bo'lsak - ko'rinadigan kattalik (Sp, m), u holda ular bir chiziq bo'ylab yaxshi joylashadi, bu esa G - P diagrammasining asosiy ketma-ketligining yuqori chap uchi sifatida qabul qilinishi mumkin, agar hammasi ko'rinsa. kattaliklar bir xil qiymatga ega bo'lib, M ga aylanadi.

Bu shuni anglatadiki, Trapesiyaning barcha yulduzlari Yerdan bir xil masofada joylashgan. Ular jismonan Orion tumanligi bilan bog'langan, lekin bir-biridan ancha uzoqda: 21,5" qiymati bilan A va D orasidagi burchak masofasi kamida 11000 AU chiziqli masofaga to'g'ri keladi.

Ikkinchi turga misol qilib, eng past yorug'likdagi yulduzni, yulduzning sun'iy yo'ldoshini topishni keltirish mumkin. Bu ikkinchisi yo'nalishda juda muhim to'g'ri harakatga ega ekanligi uzoq vaqtdan beri ma'lum. 1940 yilda yirik yulduzlarning xira yo'ldoshlarini qidirishni boshlagan Van Bisbruk o'z yo'nalishi bo'yicha o'z harakatiga ega bo'lgan yulduzdan 74 dyuym uzoqlikda topilgan. O'xshashlik shunchalik kattaki, ikkala yulduzning ham harakatlanayotganini hisobga olish kerak. deyarli parallel yo'llar bo'ylab bo'sh joy, ya'ni bu yulduzning paralaksi bo'lganligi sababli, sun'iy yo'ldoshning mutlaq kattaligi teng (H va K emissiya chiziqlari va vodorod bilan), va komponentlar orasidagi chiziqli masofa. A. Qiziq, Yerga eng yaqin bo'lgan yulduzda xuddi shunday belgi bor, 2,2° masofada zaif yo'ldosh topilgan, bu yulduz Centaurining o'ziga bir oz yaqinroqdir , shuning uchun u Proxima (proxima - eng yaqin) Kentavr nomini oldi.

Kentavrning o'zi tipik binar bo'lib, unda komponentlar elliptik orbitalarda umumiy massa markazi atrofida aylanadi (76-rasm). Eng oddiylari nisbiy kuzatishlar bo'lib, ularda B sun'iy yo'ldoshining koordinatalari A bosh yulduzga nisbatan mikrometr bilan o'lchanadi. Agar A va B ning ma'lum bir juftlik uchun tasodifiy bo'lgan yulduzlarga nisbatan o'rnini aniqlasak, lekin darhol yulduz turkumiga kiradi. teleskopning ko'rish maydoni, keyin samoviy yo'nalishda juftlikning to'g'ri harakati sfera (katta aylana yoyi bo'ylab bir xil harakat ularning umumiy G massa markaziga ega bo'ladi) va A va B komponentlarining elliptik harakati aniqlanadi. , bu shunday sodir bo'ladiki, uchta A, G va B nuqtalar doimo bir xil to'g'ri chiziqda yotadi. Bunday holda bo'lishi kerak

komponentlarning massalari qayerda. AG/GB ni aniqlash eng yaxshi ikkilik yulduzning bir necha yillar davomida olingan katta hajmdagi fotosuratlari asosida amalga oshiriladi.

Ikkilik yulduzlar yorqin yulduzlar orasida paydo bo'lganda, ayniqsa ikkala komponent bir-biriga nafaqat pozitsiyada, balki yorqinlikda ham yaqin bo'lsa, diqqatni tortadi. Haqiqatan ham, falakdagi ko'plab yulduzlar bilan, har doim ma'lum bir yorqin yulduzga yaqin joyda xira yulduz bo'ladi; xuddi shunday, juda zaif yulduzlar orasida har doim - kichik ko'rish maydonida - bir-biriga yaqin joylashgan ikki yoki undan ortiq yulduzlar mavjud.

Ammo bularning barchasi, albatta, yulduzlarning tasodifiy, optik birikmalari bo'ladi, ular hech narsa bilan bog'liq emas.

Guruch. 76. Kentavrlar tizimidagi harakat. B sun'iy yo'ldoshining nisbiy orbitasi ko'rsatilgan, ya'ni uning asosiy yulduz A ga nisbatan harakati (1830-1940 yillar uchun). Aslida, A va B ning harakatlari umumiy massa markazi yaqinida sodir bo'ladi, ammo bu harakatlarni faqat A va B ning tizimga hech qanday aloqasi bo'lmagan atrofdagi dala yulduzlariga nisbatan o'rnini o'lchash orqali alohida aniqlash mumkin.

Bizning asrimizdagi qo'sh yulduzlar bo'yicha eng buyuk mutaxassis Aitken o'zining qo'sh yulduzlar katalogini tuzishda faqat shartni qondiradigan juftlarni kiritgan.

tizimning umumiy yorqinligi qayerda. Ammo bu ataylab liberal baho bo'lib, kuzatilgan qo'shaloq yulduzlar orasida bitta jismoniy juftlikni o'tkazib yubormaslikni maqsad qilgan. Va, albatta, biz o'zimizni tahlil qilishda aniqlangan juda keng juftliklar mavjudligini hisobga olishimiz kerak. Yuqorida tavsiflangan harakatlar (11.3) shartni, shuningdek, yalang'och ko'z bilan ajratilgan ba'zi yaqin jismoniy juftlarni, masalan, Ursa Major Toros yoki Liradagi Mizar va Alkorni qoniqtirmaydi.