Двојна ѕвезда: Разлика помеѓу преработките

Од Википедија — слободната енциклопедија
Интерактивен преглед на историјата
[проверена преработка][проверена преработка]
← Постаро уредувањеПоново уредување →
сНема опис на уредувањето
с Bjankuloski06 ја премести страницата Бинарна ѕвезда на Двојна ѕвезда: Така е на сите други јазици
(нема разлика)

Преработка од 08:00, 19 април 2013

Сликано од телескопот Хабл: двоен систем Сириус, каде Sirius B може јасно да се види (долу лево).

Двојна ѕвезда (или бинарна ѕвезда) е ѕвезден систем кој содржи две ѕвезди кои орбитираат околу нивниот заеднички центар на маса. Посјајната ѕвезда се нарекува примарна, а другата е ѕвезда придружник или секундарна. Истражувањата од почетокот на 1800-те години до денес укажуваат на тоа дека многу од ѕвездите се дел од двојни системи или системи со повеќе од две ѕвезди, наречени повеќеѕвезден систем. Поимот „двојна ѕвезда“ може да се користи како синоним на поимот двојна ѕвезда, но најчесто двојна ѕвезда може да биде и оптички двојна ѕвезда која е состаена од две ѕвезди без физички контакт меѓу нив, односно две ѕвезди кои изгледаат како да се блиску една до друга гледано од Земјата. Двојната ѕвезда може да биде оптичка доколку нејзините компоненти имаат доволно различно сопствено движење или радијална брзина, или пак доколку мерењата на паралаксата откриваат дека двете компоненти имаат доволно различна далечина од Земјата. За најголемиот број од двојните ѕвезди сè уште не е утврдено дали се двојни ѕвездени системи или се оптички двојни.

Двојните ѕвездени системи се многу важни во астрофизиката, бидејќи пресметувањето на нивните орбити дозволува масата на нивните придружни ѕвезди да биде директно одредена, што пак за возврат ги покажува и другите ѕвездени параметри, како што се радиусот и густината.

Двојните ѕвезди често се откриваат најпрвин визуелно, па се наречени визуелни двојки. Повеќето од визуелните двојни ѕвезди имаат долги периоди на орбитирање од неколку века или милениуми, и според тоа имаат орбити кои се речиси непознати. Можат да бидат откриени и со индиректни методи, како што е спектроскопијата (спектроскопски двојки) или астрометријата (астрометрички двојки). Ако се случи двојната ѕвезда да орбитира во рамнина со нашата, нејзините компоненти меѓусебно ќе се затемнуваат (ќе влегуваат во еклипса) и ќе транзитираат една околу друга; ваквиот пар ѕвезди се нарекува еклиптичка двојка, или доколку се откриени според нивната промена на сјајноста за време на екслипсата или транзитирањето, фотометричка двојка.

Доколку орбитите на компонентите во двојнниот ѕвезден систем се доволно блиску, тие можат гравитациски да ги искриват нивните взаемни ѕвездени атмосфери. Во некои случаи овие блиски двојни системи можат да извршат размена на масата, со што својата еволуција ќе ја доведат во фаза која поединечните ѕвезди не можат да ја псотигнат. Примери за двојни ѕвезди се Алгол (еклиптичка двојка), Сириус и Cygnus X-1 (чиј еден член е најверојатно црна дупка). Двојните ѕвезди се најчесто јадра на планетарни маглини, како и претци на нова и супернова од типот Ia.

Откривање на двојните ѕвезди

Поимот „двојна“ (т.е. „бинарна“) во овој контекст за првпат е употребен од Вилијам Хершел во 1802 година. Според современата дефиниција, поимот двојна ѕвезда се однесува на пар од ѕвезди кои се вртат околу заеднички центар на маса. Двојните ѕвезди кои можат да бидат видени со телескоп или со интерферометрички методи, познати се како визуелни двојки.[1][2][3] Повеќето од визуелните двојки сè уште не направиле целосна револуција, но се забележува дека патуваат долж искривена патека или лак.[4]

Поопштиот поим двојна ѕвезда се користи за пар ѕвезди кои изгледаат како да се блиску една до друга на небото.[5] Оваа разлика во термините не се појавува во сите јазици. Двојните ѕвезди може да бидат двојни системи или само две ѕвезди кои изгледаат како да се блиску на небото, но има оромна разлика во нивното растојание од Сонцето. Ваквите парови од ѕвезди подоцна се наречени оптички двојни или оптички парови.[6]

Со измислувањето на телескопот, најдени се многу од придружниците на двојните ѕвезди. Првите откриени двојни ѕвезди се Мизар и Alpha Crucis. Ѕвездата Мизар, во Голема Мечка, е видена како двојна од Џовани Батиста Ричиоли во 1650 година[7][8] (и најверојатно претходно од Бенедето Кастели и Галилео Галилеј).[9] Сјајната јужна ѕвезда Alpha Crucis, во соѕвездието Јужен Крст, е видена како двојна од Фонтенеј во 1685 година.[7]

Џон Мичел бил првиот кој забележал дека двојните ѕвезди може да бидат физички во контакт една со друга, во 1767 година.[10][11] Вилијам Хершел започнал да ги набљудува двојните ѕвезди во 1779 година и скоро потоа издал каталог со околу 700 двојни ѕвезди.[12] До 1803 година, ги набљудувал промените на релативните позиции на бројни двојни ѕвезди во текот на 25 години, и заклучил дека мора да се двојни системи;[13] но првата орбита на двојна ѕвезда е пресметана дури во 1827 година, кога Феликс Савари ја пресметал орбитата на Xi Ursae Majoris.[14] Од тогаш, многу повеќе двојни ѕвезди е каталогизирани и измерени. Каталогот за двојни ѕвезди Вашингтон (Washington Double Star Catalog), кој претставува база на податоци на визуелните двојни ѕвезди, изработен од опсерваторијата Навал во САД (United States Naval Observatory), содржи преку 100.000 парови на двојни ѕвезди,[15] вклучувајќи ги и оптичките и двојните ѕвезди. Орбитите се знаат само за неколку илјади од овие двојни ѕвезди,[16] а за повеќето не се знае ни тоа дали се вистински двојни или се оптички двојни ѕвезди.[17] Ова може да се одреди со набљудување на движењето на паровите. Ако движењето е дел од орбита, или ако ѕвездите имаат слични радијални брзини, а разликата во нивните движења е мала во споредба со нивното заедничко движење, парот најверојатно е физички.[18] Сè уште нема доволно податоци за да се докаже или да се побие гравитациската поврзаност на повеќето од двојните ѕвезди.

Класификација

Според методот на набљудување

Двојните ѕвезди се класифицираат во четири типа според начинот на кој се пронајдени: визуелни, со набљудување; спектроскопски, со периодични промени во спектралните линии; фотометрички, со промена на сјајноста предизвикана од еклипса; или астрометрички, со мерење на отстапувањето во позицијата на ѕвездата предизвикано од незабележан придружник.[1][19] Било која двојна ѕвезда може да припаѓа на неколку од овие класификации. На пример, неколку спектроскопски двојни ѕвезди се исто така и еклиптички двојки.

Визуелни двојни ѕвезди

Визуелна двојна ѕвезда е двојна ѕвезда кај која аголното раздвојување меѓу двете компоненти е доволно големо за да дозволи претпоставка дека се работи за двојна ѕвезда гледано преку телескоп. Моѓноста на самиот телескоп е важен фактор при откривањето на визуелните двојни ѕвезди, па според тоа колку е телескопот поголем и помоќен, ќе се забележат поголем број на визуелни двојни ѕвезди. Сјајноста на двете ѕвезди е исто така важен фактор, бидејќи кај посјајна ѕвезда е потешко да се види нејзин придружник поради отсјајот.

Посјајната ѕвезда од визуелниот двоен систем се нарекува примарна ѕвезда, а другата се смета за секундарна. Во некои печатени изданија (посебно во постарите), секундарната ѕвезда се нарекува придружничка. Ако ѕвездите се со иста сјајност, тогаш обично се прифаќа ознаката која им ја дал оној што ги открил.[20]

Спектроскопски двојни ѕвезди

Понекогаш, единствениот доказ за двојна ѕвезда е таканаречениот доплер ефект на нивната емитирана светлина.

Наводи

  1. ↑ 1,0 1,1 Предлошка:Цитирана книга
  2. ↑ Предлошка:Цитирана веб страница
  3. ↑ Предлошка:Цитирана веб страница
  4. ↑ Предлошка:Цитирана книга
  5. ↑ The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. ix.
  6. ↑ Предлошка:Цитирана книга
  7. ↑ 7,0 7,1 The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 1.
  8. ↑ Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum, Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  9. ↑ A New View of Mizar, Leos Ondra, accessed on line 26 мај, 2007.
  10. ↑ pp. 10–11, Observing and Measuring Double Stars, Bob Argyle, ed., London: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0.
  11. ↑ pp. 249–250, An Inquiry into the Probable Parallax, and Magnitude of the Fixed Stars, from the Quantity of Light Which They Afford us, and the Particular Circumstances of Their Situation, John Michell,Philosophical Transactions (1683-1775) 57 (1767), pp. 234–264.
  12. ↑ Предлошка:Цитирана книга
  13. ↑ Account of the Changes That Have Happened, during the Last Twenty-Five Years, in the Relative Situation of Double-Stars; With an Investigation of the Cause to Which They Are Owing, William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 93 (1803), pp. 339–382.
  14. ↑ p. 291, French astronomers, visual double stars and the double stars working group of the Société Astronomique de France, E. Soulié, The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research, proceedings of a conference sponsored by Chiang Mai University, Thai Astronomical Society and the University of Nebraska-Lincoln held in Chiang Mai, Thailand, 26 октомври-1 ноември 1995, ASP Conference Series 130 (1997), ed. Kam-Ching Leung, pp. 291–294, Bibcode: 1997ASPC..130..291S.
  15. ↑ "Introduction and Growth of the WDS", The Washington Double Star Catalog, Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, Astrometry Department, United States Naval Observatory, accessed on line 20 август, 2008.
  16. ↑ Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars, William I. Hartkopf and Brian D. Mason, United States Naval Observatory, accessed on line 20 август, 2008.
  17. ↑ The Washington Double Star Catalog, Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, United States Naval Observatory. Accessed on line 20 декември, 2008.
  18. ↑ Предлошка:Цитирана книга
  19. ↑ Предлошка:Цитирана веб страница
  20. ↑ The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 41.

Надворешни врски


Сврзани
Несврзани
Изгледно групирани

Предлошка:Link FA

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Двојна_ѕвезда&oldid=3065918“