Kai dvi žvaigždės orbita kartu

Nuo mūsų saulės sistema turi singlą žvaigždė prie širdies, logiška manyti, kad visos žvaigždės susiformuoja nepriklausomai ir keliauja po galaktiką viena. Tačiau paaiškėja, kad maždaug trečdalis (o gal net daugiau) visų žvaigždžių gimsta mūsų galaktikoje (ir kitose galaktikose), egzistuojančiose kelių žvaigždžių sistemose. Gali būti dvi žvaigždės (vadinamos dvejetainėmis), trys žvaigždės ar net daugiau.

Dvinarės (dvi žvaigždės, skriejančios aplink bendrą masės centrą) danguje yra labai paplitusios. Didesnė iš dviejų žvaigždžių tokioje sistemoje yra vadinama pagrindine žvaigžde, tuo tarpu mažesnė yra papildoma arba antrinė žvaigždė. Vienas geriausiai žinomų dvinarių įrašų danguje yra ryški žvaigždė Sirius, kuri turi labai silpną palydovą. Kitas mėgstamiausias yra „Albireo“, „Cygnus“, „Swan“ žvaigždyno dalis. Abi jas lengva pastebėti, tačiau norint pamatyti kiekvienos dvejetainės sistemos komponentus, reikia teleskopo ar žiūrono.

Terminas dvejetainė žvaigždžių sistema

Taip pat gali būti gana sunku nustatyti atskiras dvejetainės sistemos žvaigždes, nes viena arba abi žvaigždės gali būti neoptinis (kitaip tariant, ne ypač ryškus matomoje šviesoje). Tačiau kai tokios sistemos randamos, jos paprastai skirstomos į vieną iš keturių toliau nurodytų kategorijų.

Kaip rodo pavadinimas, vaizdiniai dvejetainiai vaizdai yra sistemos, kuriose žvaigždės gali būti identifikuojamos atskirai. Įdomu tai, kad norint tai padaryti, būtina, kad žvaigždės būtų „ne per ryškios“. (Be abejo, atstumas iki objektų taip pat yra lemiantis veiksnys, jei jie bus atskirai išspręsti) ne.) Jei vienos iš žvaigždžių šviesumas yra didelis, tada jos ryškumas „užges“ vaizdą kompanionas. Dėl to sunku pamatyti. Vaizdinės dvejetainės dalys aptinkamos teleskopu arba kartais su žiūronu.

Daugeliu atvejų kitos dvejetainės dalys, tokios, kaip išvardytos žemiau, gali būti nustatomos kaip vizualinės dvejetainės, kai stebimos pakankamai galingais instrumentais. Taigi šios klasės sistemų sąrašas nuolat auga, nes daugiau stebėjimų atliekama naudojant galingesnius teleskopus.

Spektroskopija yra galinga astronomijos priemonė. Tai leidžia astronomams nustatyti įvairias žvaigždžių savybes paprasčiausiai detaliai ištyrus jų šviesą. Tačiau dvejetainių dalių atveju spektroskopija taip pat gali atskleisti, kad žvaigždžių sistemą iš tikrųjų gali sudaryti dvi ar daugiau žvaigždžių.

Kaip tai veikia? Kai dvi žvaigždės skrieja viena aplink kitą, jos kartais judės link mūsų, o nuo kitų - tolyn. Tai sukels jų lengvas būti mėlynai perkeltas tada raudona pakartotinai. Išmatuodami šių poslinkių dažnį, galime apskaičiuoti informaciją apie juos orbitos parametrai.

Kadangi spektroskopiniai dvejetainiai rinkiniai dažnai yra labai arti vienas kito (tokie arti, kad net geras teleskopas negali jų „atskirti“, jie retai būna ir vizualūs dvejetainiai rinkiniai. Keistokai, kaip jie yra, šios sistemos paprastai yra labai arti Žemės ir turi labai ilgus periodus (kuo toliau jos yra, tuo ilgiau joms prireiks orbitos į bendrą ašį). Glaudumas ir ilgas laikotarpis palengvina kiekvienos sistemos partnerių pastebėjimą.

Astrometrinės dvejetainės dalys yra žvaigždės, kurios atrodo, kad yra orbitoje veikiamos nematytos gravitacijos jėgos. Pakankamai dažnai, antroji žvaigždė yra labai silpnas elektromagnetinės spinduliuotės šaltinis, arba maža ruda nykštukė, arba galbūt labai sena neutronų žvaigždė, nusidriekusi žemiau mirties linijos.

Informacija apie „trūkstamą žvaigždę“ gali būti nustatyta išmatuojant optinės žvaigždės orbitos charakteristikas. Astrometrinių dvejetainių elementų paieškos metodika taip pat naudojama ieškant egzoplanetų (planetų, esančių už mūsų saulės sistemos ribų) ieškant žvaigždės „voblerių“. Remiantis šiuo judesiu, galima nustatyti planetų mases ir orbitinius atstumus.

Aptemusiose dvejetainėse sistemose žvaigždžių orbitalinė plokštuma yra tiesiai mūsų žvilgsnio linijoje. Todėl žvaigždės eina viena prieš kitą, kai orbita. Kai pritemdyta žvaigždė eina priešais ryškesnę žvaigždę, pastebimas sistemos ryškumas „sumažėja“. Tada, kai pritemdoma žvaigždė juda už kita, yra mažesnis, bet vis tiek išmatuojamas ryškumas.

Remiantis šių kritimų laiko skale ir dydžiu, galima nustatyti orbitos charakteristikas, taip pat informaciją apie žvaigždžių santykinį dydį ir masę.

Apsauginiai dvejetainiai įrašai taip pat gali būti tinkami kandidatai į spektroskopinius dvejetainius rinkinius, nors, kaip ir tos sistemos, jie retai būna, jei kada nors yra vizualios dvejetainės sistemos.

Dvejetainės žvaigždės gali daug išmokyti astronomų apie savo individualias sistemas. Jie taip pat gali duoti užuominų apie jų formavimąsi ir sąlygas, kuriomis jie gimė, nes gimdymo ūke turėjo būti pakankamai medžiagos, kad abu galėtų susiformuoti ir nesutrikdyti vienas kito. Be to, greičiausiai netoliese nebuvo didelių „brolių ir seserų“ žvaigždžių, nes jos būtų „suvalgusios“ medžiagą, reikalingą dvejetainėms medžiagoms formuoti. Dvejetainių kompiuterių mokslas vis dar yra aktyvi astronomijos tyrimų tema.

Redagavo ir atnaujino Carolyn Collins Petersen.