İkili ve çoklu yıldız sistemleri.

Çift yıldızlar (fiziksel çiftler)

- Yerçekimi kuvvetleriyle birleşen ve ortak bir kütle merkezi etrafında eliptik (özel bir durumda dairesel) yörüngelerde dönen iki yıldız. Ayrıca fiziksel olanların da katları vardır. yıldızlar - üçlü, dörtlü vb., ancak sayıları fiziksel olanlardan önemli ölçüde daha azdır. D.z. Bileşenler fiziksel ise D.z. doğrudan bir teleskopla veya fotoğraflarda (bu amaçla uzun odaklı astrograflar kullanılarak elde edilen) görülebiliyorsa buna denir. görsel olarak çift yıldız. İkililiği en büyük teleskoplarda bile tespit edilemeyen yakın dinamik yıldızların, spektroskopik çiftler veya gölgeli çiftler olduğu ortaya çıkabilir (aksi takdirde - gölgeleyici değişkenler, bkz.). İlki dualitelerini periyodik olarak gösterir. Spektrumdaki dalgalanmalar veya bölünmeler. çizgiler, ikinci - periyodik. Yıldızların toplam parlaklığındaki değişiklikler. Bazı durumlarda, yöntemler kullanarak veya yıldızların aydaki örtülmelerinin yüksek hızlı kaydedilmesiyle dualite oluşturmak mümkündür (tek ve çift yıldızın parlaklığındaki değişikliklerin fotometrik eğrileri farklı çıkar). D.z'ye. ayrıca şunları içerir: karanlık uydulara sahip astrometrik yıldızlar (Güneş'e yakın yıldızlar arasında yaklaşık 20 astrometrik yıldız keşfedilmiştir); karmaşık spektruma sahip yıldızlar (iki farklı spektrumun kombinasyonları); geniş çiftler, büyük bir ortak özelliğe sahip yıldızlardır. hareket (yani yıldızın gök küresi boyunca yılda yay saniyesi cinsinden ifade edilen büyük açısal hareketi). Uzayda bileşenler onbinlerce AU'ya kadar ayrılabilir ve yörünge dönemleri birkaç taneye ulaşabilir. milyon yıl. Fotometrik D.z. bazen denir ayrıca, çokluğu iki renkli (çok renkli) diyagramlara göre karşılaştırılmasına dayanan yıldızların çok renkli fotometri yöntemleriyle ortaya çıkan çift (çoklu) sistemler (bkz.).

İlgili. bilinen çift (ve çoklu) yıldızların sayısı giderek artıyor; şu anda yıldızların çoğunun (belki de %70'ten fazlasının) daha fazla veya daha az çokluğa sahip sistemlerde birleştiğine inanılıyor; bilinenlerden D.z. yaklaşık 1/3'ünün üçlü yıldızlar veya daha yüksek çokluğa sahip yıldızlar olduğu ortaya çıkıyor. Altı ve yedi katlı yıldızlar bilinmektedir.

Fiziksel içeren D.z. büyük ilgi görüyor. değişken yıldızlar (örneğin) ve muhtemelen çünkü bu durumda bu nesnelerin kütlelerini tahmin etmek mümkündür.

Görsel bir çift yıldız gözlemlenirken, bileşenler arasındaki mesafe ile merkez çizgisinin konum açısı ölçülür, diğer bir deyişle kuzey gök kutbu yönü ile ana (daha parlak) yıldızı birleştiren çizginin yönü arasındaki açı ölçülür. yıldızı ve uydusu (Şek. 1). Uzun vadeli gözlemler, uydunun göreceli hareketinin yörüngesinin eğriselliğini ortaya çıkarabilir ve yörünge dönemlerini tahmin etmeyi mümkün kılabilir.

Keşfedilen görsel çift yıldızların sayısı (geniş çiftler dahil) 60 bini aşıyor, bunlardan sadece 10 bin tanesi aşağı yukarı düzenli olarak ölçülüyor. Bunların 500'den fazlasında, göreceli şekli belirlemeye yetecek kadar bir yol eğriliği zaten tespit edildi. yörüngeler. Yaklaşık 150 D.z için. Yörüngeler belirlenir, yani. Uydunun ana yıldız etrafındaki görünür yörüngesine dayanarak, yörüngenin şeklini ve boyutlarını ve boşluklarını gösteren gerçek yörüngenin unsurları hesaplandı. oryantasyon. Bu verilerden uydunun yörüngedeki konumunu önceden hesaplamak mümkündür (Şekil 2). Sadece 80 DW yörüngede. ikililerin bileşenleri olan yıldızların kütlelerini belirlemeye çalışmak için bunları kullanacak kadar güvenilir bir şekilde belirlenmiş olduğu düşünülebilir. Kepler'in üçüncü yasasının hareket hareketine uygulanması. onlara bilinen mesafelerle yıldızların kütlelerini belirlemeyi (neredeyse tek) mümkün kılar (bkz.).

Spektrum kaymaları veya bölünmelerindeki değişiklikler. Spektroskopik çift yıldız çizgileri, yörünge hızının görüş hattına izdüşümünü belirlemeyi mümkün kılar (Şekil 3). Radyal hız eğrileri (Şekil 4) - uydunun parlaklığı ana yıldızdan çok fazla farklı değilse ve her iki bileşenin çizgileri görünürse ve spektrumda ölçülebiliyorsa, bir bileşenin veya her ikisinin de radyal hız eğrileri - hesaplamayı mümkün kılar gerçek yörüngenin elemanları (ortak kütle merkezi etrafındaki parlak bileşen, parlak olanın etrafındaki daha soluk bileşen, göreceli yörüngenin odağına yerleştirilmiş veya son olarak sistemin kütle merkezine göre her bileşen) , Şekil 5). Spektroskopik çift yıldızların belirli periyotları 0,1084 gün (Küçük Ayı) ile 59,8 yıl (görsel olarak Ursa Major'ın D.'si) arasında değişir. Spektroskopik ikili yıldızların büyük çoğunluğunun birkaç mertebesinde periyotları vardır. günler Toplamda 3000'den fazla spektroskopik çift yıldız keşfedilmiş ve bunların yaklaşık 1000'inin yörünge elemanları hesaplanmıştır.

Tutulan yıldızın ışık eğrisi. periyodik gösterir parlaklıkta azalma - periyotta bir veya iki ve minimumlar arasında sabit bir parlaklık (Algol tipi yıldızlar için) veya sürekli bir değişim (Lyra veya W Ursa Major tipi yıldızlar için, ikinci durumda minimumlar neredeyse aynı derinliktedir) , Görmek). Açıkta tutulan yıldızların sayısı. 5 bini aştı

Pirinç. 4. Yörüngenin şeklinin ve yönünün şekil üzerindeki etkisi
radyal hız eğrisi: 1 - dairesel yörünge;
2 - yörünge eksantrikliği e=- 0,5, periastronun boylamı;
3 - yörünge eksantrikliği e=0,5, ;
a, b, c, d - uydu yıldızının konumları ve
karşılık gelen radyal hız değerleri.

Eğrilerin analizi, yalnızca tutulan yıldızın yörüngesinin elemanlarını değil, aynı zamanda bileşenlerin belirli özelliklerini de belirlemeyi mümkün kılar (şekil, boyutlar, ya yörüngenin yarı ana ekseninin kesirleri olarak ya da kilometre (ek radyal hız ölçümleri mevcutsa). Yüksek hassasiyetli modern fotovoltaik Bazı durumlarda ışık ölçümleri, sözde ışık eğrisi üzerindeki etkiyi tanımlamayı ve hesaba katmayı mümkün kılar. ince efektler, ör. yıldız diskinin kenarına doğru kararma ve ayrıca çok yakın ikili dosyalar (Lyra ve W Ursa Major türleri) için bileşenlerin şeklinin küresel olandan sapma derecesini ölçün. Yörüngenin gözle görülür bir dışmerkezliği ile, henüz keşfedilmemiş üçüncü bir bileşenin varlığıyla ilişkilendirilebilecek apsis çizgisinin (yani periastron ve apoaster'ı bağlayan çizgi, bkz.) dönme etkisini tespit etmek mümkündür. sistemin veya yakındaki bileşenlerin gelgit etkisi deformasyonları nedeniyle yıldızların küresel şeklinden gözle görülür bir farklılığa sahip olması. Tutulmanın bileşenlerinden biri ise D.z. - sıcak bir yıldız ve diğeri geniş bir atmosfere sahip bir süperdev ise, o zaman sıcak bir yıldız süperdevin atmosferinde parladığında tutulma spektrumundaki değişikliklerle süperdevin atmosferinin yapısını ve bileşimini çok ayrıntılı olarak incelemek mümkündür. bir tutulma. Sıcak yıldız, süperdevin genişleyen atmosferinin daha yoğun katmanlarına "battıkça" soğurma çizgileri değişecektir. Bu tür çiftlerin örnekleri şunlardır: Auriga (27 yıllık dönem, tutulma yaklaşık 2 yıl sürer!) ve Auriga (972 günlük dönem, tutulma yaklaşık 40 gün sürer).

Çift yıldızların yardımıyla yıldızların kütlelerini bulmak ve çeşitli bağımlılıklar oluşturmak mümkündür. Kütle - yarıçap, kütle - parlaklık ve kütle - spektral sınıf arasındaki ilişkiyi bilmeden, yıldızların iç yapısı veya evrimi hakkında bir şey söylemek neredeyse imkansızdır.

Ancak çift yıldızların tüm önemi yalnızca kütle hakkındaki bilgilere indirgenseydi, bu kadar ciddi bir şekilde incelenmezdi. Tek kara delik aramaya yönelik defalarca yapılan girişimlere rağmen, tüm kara delik adayları ikili sistemlerde bulunur. Wolf-Rayet yıldızları çift yıldızlar sayesinde hassas bir şekilde incelendi.

Bileşenler arasındaki yerçekimi etkileşimi

Çift yıldız çeşitleri ve tespiti

Yakın ikili sisteme bir örnek. Resimde Değişken yıldız Mira'nın (omicron Ceti) kendi adını taşıyan uzay teleskopu tarafından çekilmiş bir görüntüsü gösterilmektedir. Ultraviyole ışında Hubble. Fotoğraf, ana bileşen olan kırmızı devin, arkadaşı olan beyaz cüceye doğru yönlendirilen bir birikim "kuyruğunu" göstermektedir.

Fiziksel olarak çift yıldızlar iki sınıfa ayrılabilir:

aralarında kütle alışverişi olan, olacak veya olmuş olan yıldızlar - ikili sistemleri kapat,
prensip olarak aralarında kütle değişiminin imkansız olduğu yıldızlar - geniş ikili sistemler.

İkili sistemleri gözlem yöntemine göre bölersek, ayırt edebiliriz. görsel, spektral, gölgede kalan, astrometrik ikili sistemler.

Görsel çift yıldız

Ayrı ayrı görülebilen (ya da dedikleri gibi, görülebilen) çift yıldızlar izin verilmiş), arandı görünür çift, veya görsel olarak iki kat.

Görsel bir çift yıldız gözlemlenirken, bileşenler arasındaki mesafe ile merkezler çizgisinin konum açısı, diğer bir deyişle kuzey gök kutbu yönü ile ana yıldızı yıldıza bağlayan çizginin yönü arasındaki açı ölçülür. uydu. Burada belirleyici olan faktörler teleskobun çözünürlüğü, yıldızlara olan uzaklığı ve yıldızlar arasındaki uzaklıktır. Toplamda bu üç faktör şunları sağlar: 1) görsel olarak çift yıldızların Güneş'e yakın yıldızlar olduğu, 2) bileşenler arasındaki mesafenin önemli olduğu ve Kepler yasalarına göre bu sistemin periyodunun oldukça büyük olduğu. Son gerçek en üzücü olanıdır, çünkü onlarca yıllık çok sayıda gözlem yapılmadan bir ikilinin yörüngesini izlemek imkansızdır. Ve bugün WDS ve CCDM katalogları sırasıyla 78.000 ve 110.000'den fazla nesne içeriyorsa, o zaman yalnızca birkaç yüzün yörüngesi hesaplanabilir ve yüzden az nesne için yörünge, bileşenlerin kütlesini elde etmek için yeterli doğrulukla bilinir.

Spektral ikili yıldızlar

Spektroskopik çift yıldızların spektrumundaki çizgilerin çatallanması ve yer değiştirmesinin koşullu bir örneği.

Spektral çift spektral gözlemler kullanılarak dualitesi tespit edilebilen çift yıldız sistemi denir. Bunu yapmak için yıldızı birkaç gece boyunca gözlemlerler ve eğer çizgilerin spektrum boyunca "yürüdüğü" keşfedilirse, bir gece ölçülen dalga boyları aynıyken, sonraki gece farklıdır. Bu, kaynağın hızının değiştiğini söylüyor. Bunun pek çok farklı nedeni olabilir: Yıldızın kendisi değişkendir, bir süpernova patlamasından sonra oluşan yoğun bir genişleyen zarfa sahip olabilir, vb.. İkinci yıldızın spektrumunu ve radyal hızının davranışını görürsek önce radyal hızın davranışına benzer, sonra ikili bir sisteme sahip olduğumuzu rahatlıkla söyleyebiliriz. Aynı zamanda, eğer ilk yıldız bize yaklaşıyorsa ve çizgileri spektrumun mor kısmına doğru kayıyorsa, ikinci yıldızın uzaklaştığını ve çizgileri spektrumun kırmızı kısmına doğru kaydığını unutmamalıyız. ve tam tersi.

Ancak ikinci yıldızın parlaklığı birinciye göre çok daha düşükse, o zaman onu görmeme şansımız olur ve o zaman olası tüm senaryoları dikkate almak gerekir. Bunun çift yıldız olduğu yönündeki ana argümanlar, radyal hızların periyodikliği ve maksimum ve minimum hızlar arasındaki büyük farktır. Ancak iyice düşünürseniz, aynı argümanları kullanarak bir dış gezegenin keşfedildiğini söyleyebilirsiniz. Tüm şüpheleri ortadan kaldırmak için kütle fonksiyonunu hesaplamamız gerekiyor. Ve bundan ikinci bileşenin minimum kütlesine ve buna göre görünmez nesnenin bir gezegen mi, bir yıldız mı, hatta bir kara delik mi olduğu zaten değerlendirilebilir.

Ayrıca spektroskopik verilerden bileşenlerin kütlelerine ek olarak aralarındaki mesafeyi, yörünge periyodunu ve yörüngenin dışmerkezliğini hesaplamak mümkündür, ancak resim düzlemine olan eğim açısı artık gözlemlenemez. . Bu nedenle kütle ve bileşenler arasındaki mesafenin ancak eğim açısına göre doğru hesaplandığı söylenebilir.

Gökbilimciler tarafından incelenen her türlü nesne gibi, spektroskopik çift yıldızların katalogları da vardır. En ünlüsü ve en kapsamlısı “SB9”dur (İngiliz Spektral İkililerinden). Şu anda 2839 nesne var.

Tutulan ikili yıldızlar

Yörünge düzleminin gözlemcinin gözünden geçmesi veya neredeyse geçmesi olur. Böyle bir sistemin yıldızlarının yörüngeleri adeta tam karşımızda yer alıyor. Burada yıldızlar periyodik olarak birbirlerini gölgede bırakacak, tüm çiftin parlaklığı aynı periyotta değişecek. Bu tür ikiliye örten ikili denir. Bir yıldızın değişkenliği hakkında konuşursak, böyle bir yıldıza tutulma değişkeni denir ve bu aynı zamanda onun dualitesini de gösterir. Bu türden ilk keşfedilen ve en ünlü ikili, Kahraman takımyıldızındaki Algol (Şeytanın Gözü) yıldızıdır.

Astrometrik çift yıldız

Yıldızlardan birinin boyutu çok küçük olduğunda veya parlaklığı düşük olduğunda, bu kadar yakın yıldız çiftleri oluşur. Bu durumda böyle bir yıldız görülemez ancak dualite yine de tespit edilebilir. Parlak bileşen, sanki sistemin kütle merkezi düz bir çizgide hareket ediyormuş gibi, periyodik olarak önce bir yönde, sonra diğer yönde doğrusal bir yörüngeden sapacaktır. Bu tür bozulmalar uydunun kütlesiyle orantılı olacaktır. Bize en yakın yıldızlardan biri olan Ross 614 olarak bilinen yıldız üzerinde yapılan çalışmalar, yıldızın beklenen yönden sapma genliğinin 0,36``ya ulaştığını gösterdi. Yıldızın kütle merkezine göre yörünge süresi 16,5 yıldır. Güneş'e yakın yıldızlar arasında 20'ye yakın astrometrik ikili yıldız keşfedildi.

İkili yıldızların bileşenleri

Farklı çift yıldızlar vardır: Bir çiftte iki benzer yıldız vardır ve farklı olanlar vardır. Ancak, türleri ne olursa olsun, bu yıldızlar çalışmaya en uygun olanlardır: onlar için, sıradan yıldızların aksine, etkileşimlerini analiz ederek, kütle, yörünge şekli dahil neredeyse tüm parametreleri öğrenebilir ve hatta özellikleri kabaca belirleyebilirsiniz. kendilerine yakın konumdaki yıldızlardan oluşur. Kural olarak, bu yıldızlar karşılıklı çekimden dolayı biraz uzun bir şekle sahiptir. Galaksimizdeki yıldızların yaklaşık yarısı ikili sistemlere aittir, dolayısıyla birbirlerinin etrafında dönen ikili yıldızlar çok yaygın bir olgudur.

İkili sisteme ait olmak, özellikle ortaklar birbirine yakın olduğunda, bir yıldızın tüm yaşamını büyük ölçüde etkiler. Bir yıldızdan diğerine akan madde akışları, nova ve süpernova gibi dramatik patlamalara yol açar.

Bağlantılar

Yıldız sistemleri
Yer çekimine bağlı	Galaksi · Cüce galaksi · Küresel yıldız kümesi · Açık yıldız kümesi · Fiziksel olarak çift yıldız· Fiziksel olarak birden fazla yıldız
ilgisiz	Yıldız Akışı · Yıldız Derneği · Hareketli Yıldız Grubu · Koşucu Yıldız · Supervelocity Yıldızı
Yalnızca görsel olarak bağlandı	Optik çift yıldız· Optik çoklu yıldız · Takımyıldız · Asterizm · Yıldız bulutu

Wikimedia Vakfı. 2010.

Diğer sözlüklerde “Çift yıldızların” ne olduğuna bakın:

Yerçekiminin etkisi altında ortak bir kütle merkezi etrafında eliptik yörüngelerde dönen iki yıldız. Gözlem yöntemlerine göre, dualitesi bir teleskopla görülebilen görsel olarak çift yıldızlar, spektral olarak çift yıldızlar, ... ... Büyük Ansiklopedik Sözlük

Çıplak gözle tek yıldız olarak ve yalnızca teleskopla görülebilen yıldızlar iki yıldıza ayrılır. D. Z. şunlardır: a) optik, eğer yakınlık yalnızca perspektif ise (gerçekte, bir yıldız diğerinden çok daha uzaktadır ve sadece tesadüfen ... ... Deniz Sözlüğü

Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında ortak bir kütle merkezi etrafında eliptik yörüngelerde dönen iki yıldız... Astronomik Sözlük

- ... Vikipedi

Çift yıldız- Çift yıldızlar ÇİFT YILDIZLAR, yerçekimi kuvvetleriyle birleşen ve ortak bir kütle merkezi etrafında dönen iki yıldız; Çoklu yıldızların en yaygın türü (iki, üç, dört vb. yıldızı birleştiren sistemler). Çift yıldızlar, bileşenler... ... Resimli Ansiklopedik Sözlük

Bir sanatçının O-yıldızlarından oluşan ikili sistem izlenimi

Çift yıldız veya ikili sistem, ortak bir kütle merkezi etrafında kapalı yörüngelerde dönen, yerçekimsel olarak birbirine bağlı iki yıldızdan oluşan bir sistemdir. Çift yıldızlar çok yaygın nesnelerdir. Tüm yıldızların yaklaşık yarısı ikili sistemlere aittir.

Yörünge periyodunu ve yıldızlar arasındaki mesafeyi ölçerek bazen sistem bileşenlerinin kütlelerini belirlemek mümkündür. Bu yöntem pratikte ek model varsayımları gerektirmez ve bu nedenle astrofizikte kütleleri belirlemek için ana yöntemlerden biridir. Bu nedenle bileşenleri astrofizik açısından büyük ilgi gören veya ilgi çeken ikili sistemler.

sınıflandırma

Fiziksel olarak çift yıldızlar iki sınıfa ayrılabilir:

prensip olarak aralarında kütle değişiminin imkansız olduğu yıldızlar - ayrılmış ikili sistemler.
aralarında kütle alışverişi olan, olacak veya olmuş olan yıldızlar - ikili sistemleri kapat. Bunlar sırasıyla aşağıdakilere ayrılabilir:
- Yarı müstakil, Roche lobunu yalnızca bir yıldız dolduruyor.
- Her iki yıldızın da Roche loblarını doldurduğu temas yıldızları.

İkili sistemler gözlem yöntemine göre de sınıflandırılır, ayırt edebiliriz görsel, spektral, gölgede kalan, astrometrik ikili sistemler.

Görsel çift yıldız

Ayrı ayrı görülebilen (ya da dedikleri gibi, görülebilen) çift yıldızlar izin verilmiş), arandı görünür çift, veya görsel olarak iki kat.

Bir yıldızı görsel ikiz olarak gözlemleyebilme yeteneği, teleskopun çözünürlüğü, yıldızlara olan uzaklığı ve aralarındaki mesafe ile belirlenir. Bu nedenle, görsel ikili yıldızlar esas olarak çok uzun yörünge dönemlerine sahip (bileşenler arasındaki büyük mesafenin bir sonucu olarak) komşu yıldızlardır. Uzun periyot nedeniyle, ikilinin yörüngesi ancak onlarca yıl boyunca yapılan çok sayıda gözlem yoluyla takip edilebiliyor. Bugüne kadar WDS ve CCDM katalogları sırasıyla 78.000 ve 110.000'den fazla nesne içermektedir ve bunlardan yalnızca birkaç yüzünün yörüngeleri hesaplanabilmektedir. Yüzden az nesne için yörünge, bileşenlerin kütlesini elde etmek için yeterli doğrulukla bilinir.

Benekli interferometrik ikili yıldızlar

Benek interferometrisi, uyarlanabilir optiklerle birlikte yıldız çözünürlüğünün kırınım sınırına ulaşmayı mümkün kılar ve bu da çift yıldızların tespit edilmesini mümkün kılar. Yani, özünde benek-interferometrik ikili dosyalar aynı görsel ikili dosyalardır. Ancak klasik görsel-ikili yöntemde iki ayrı görüntü elde etmek gerekiyorsa, bu durumda benek interferogramlarını analiz etmek gerekir.

Benek interferometrisi, birkaç on yıllık periyotlara sahip ikili dosyalar için etkilidir.

Astrometrik çift yıldız

Astrometrik bir ikilinin gökyüzündeki davranışı.

Görsel çift yıldız durumunda, gökyüzünde aynı anda hareket eden iki nesne görürüz. Ancak iki bileşenden birinin şu veya bu nedenle bize görünmediğini hayal edersek, o zaman dualite yine de ikincisinin gökyüzündeki konumundaki değişiklikle tespit edilebilir. Bu durumda astrometrik çift yıldızlardan bahsediyorlar.

Yüksek hassasiyetli astrometrik gözlemler mevcutsa, hareketin doğrusal olmamasının kaydedilmesiyle dualite varsayılabilir: öz hareketin birinci türevi ve ikincisi. Astrometrik ikili yıldızlar, farklı spektral sınıfların kütlesini ölçmek için kullanılır.

Spektral ikili yıldızlar

Spektroskopik çift yıldızların spektrumundaki çizgilerin çatallanması ve yer değiştirmesinin koşullu bir örneği.

Spektral çift Spektral gözlemler kullanılarak dualitesi tespit edilen yıldıza denir. Bunu yapmak için birkaç gece gözlemlenir. Spektrumun çizgilerinin zaman içinde periyodik olarak değiştiği ortaya çıkarsa, bu, kaynağın hızının değiştiği anlamına gelir. Bunun birçok nedeni olabilir: yıldızın kendisinin değişkenliği, bir patlamadan sonra oluşan yoğun genişleyen bir kabuğun varlığı vb.

Benzer yer değiştirmeleri gösteren ancak antifazda olan ikinci bileşenin bir spektrumu elde edilirse, o zaman çift bir sisteme sahip olduğumuzu güvenle söyleyebiliriz. İlk yıldız bize yaklaşıyorsa ve çizgileri spektrumun mor tarafına kayıyorsa, ikincisi uzaklaşıyor ve çizgileri kırmızı tarafa kayıyor ve bunun tersi de geçerli.

Ancak ikinci yıldızın parlaklığı birinciye göre çok daha düşükse, o zaman onu görmeme şansımız olur ve o zaman diğer olası seçenekleri değerlendirmemiz gerekir. Çift yıldızın ana özelliği, radyal hızlardaki değişimlerin periyodikliği ve maksimum ve minimum hızlar arasındaki büyük farktır. Ancak kesin olarak söylemek gerekirse, bu mümkündür. Bunu bulmak için, görünmez ikinci bileşenin minimum kütlesini ve buna göre onun ne olduğunu - bir yıldız, hatta bir kara delik - yargılamak için kullanılabilecek kütle fonksiyonunu hesaplamamız gerekir.

Ayrıca spektroskopik verilerden bileşenlerin kütlelerine ek olarak aralarındaki mesafeyi, yörünge periyodunu ve yörüngenin dışmerkezliğini hesaplamak mümkündür. Bu verilerden yörüngenin görüş hattına eğim açısını belirlemek imkansızdır. Bu nedenle kütle ve bileşenler arasındaki mesafenin yalnızca eğim açısına göre hesaplandığı söylenebilir.

Gökbilimciler tarafından incelenen her tür nesnede olduğu gibi, spektroskopik ikili yıldızların katalogları da vardır. Bunlardan en bilineni ve en kapsamlısı “SB9”dur (İngiliz Spektral İkililerinden). Şu anda içinde 2839 nesne var.

Çift yıldızın tutulması

Yörünge düzleminin görüş hattına çok küçük bir açıyla eğimli olduğu görülür: böyle bir sistemin yıldızlarının yörüngeleri, sanki bize karşı kenarda bulunur. Böyle bir sistemde yıldızlar periyodik olarak birbirini tutacaktır, yani çiftin parlaklığı değişecektir. Bu tür tutulmalar yaşayan ikili yıldızlara, tutulma ikili yıldızları veya tutulma değişkenleri adı verilir. Bu türün en ünlü ve ilk keşfedilen yıldızı Kahraman takımyıldızındaki Algol'dür (Şeytanın Gözü).

Mikromercekli Çift

Yıldız ile gözlemci arasındaki görüş hattında güçlü çekim alanına sahip bir cisim varsa o zaman nesne merceklenecektir. Alan güçlü olsaydı, yıldızın birkaç görüntüsü gözlemlenirdi; ancak galaktik nesneler söz konusu olduğunda, bunların alanı, gözlemcinin birkaç görüntüyü ayırt edebileceği kadar güçlü değildir; bu durumda mikromerceklemeden söz edilir. Gravür gövdesi çift yıldızsa, görüş hattı boyunca geçtiğinde elde edilen ışık eğrisi, tek yıldız durumundan çok farklıdır.

Mikromerceklemeyi kullanarak, her iki bileşenin de düşük kütleli kahverengi cüceler olduğu ikili yıldızları ararız.

Çift yıldızlarla ilişkili olaylar ve olaylar

Algol'un paradoksu

Bu paradoks, 20. yüzyılın ortalarında, Algol bileşenlerinin kütleleri ile bunların evrimsel aşamaları arasındaki tutarsızlığa dikkat çeken Sovyet gökbilimciler A.G. Masevich ve P.P. Parenago tarafından formüle edildi. Yıldızların evrimi teorisine göre, büyük kütleli bir yıldızın evrim hızı, Güneş'le karşılaştırılabilecek veya biraz daha fazla kütleye sahip bir yıldızın evriminden çok daha fazladır. İkili yıldızın bileşenlerinin aynı anda oluştuğu açıktır, bu nedenle büyük bileşenin düşük kütleli olandan daha erken gelişmesi gerekir. Ancak Algol sisteminde daha büyük olan bileşen daha gençti.

Bu paradoksun açıklaması, yakın ikili sistemlerdeki kütle akışı olgusuyla ilişkilidir ve ilk olarak Amerikalı astrofizikçi D. Crawford tarafından önerilmiştir. Evrim sırasında bileşenlerden birinin komşusuna kütle aktarma fırsatına sahip olduğunu varsayarsak, o zaman paradoks ortadan kalkar.

Yıldızlar arası kütle değişimi

Bir ikili sistemin yörünge düzlemindeki Roche modelinde eşit potansiyele sahip yüzeylerin kesiti

Yakın ikili sistemin yaklaşımını ele alalım (buna denir) Roche yaklaşımları):

Yıldızlar nokta kütleleri olarak kabul edilir ve yörüngesel olana kıyasla kendi eksenel dönme momentleri ihmal edilebilir.
Bileşenler eşzamanlı olarak döner.
Dairesel yörünge

Daha sonra, M 1 ve M 2 bileşenleri için, yarı ana eksenlerin toplamı a=a 1 +a 2 olan, RDS'nin yörüngesel dönüşüyle senkronize bir koordinat sistemi tanıtıyoruz. Referans merkezi M1 yıldızının merkezindedir ve X ekseni M1'den M2'ye, Z ekseni ise dönme vektörü boyunca yönlendirilir. Daha sonra bileşenlerin yerçekimi alanları ve merkezkaç kuvveti ile ilişkili potansiyeli yazıyoruz:

Nerede r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2, μ= M 2 /(M 1 +M 2) , ve ω bileşenlerin yörüngesi boyunca dönüş frekansıdır. Kepler'in üçüncü yasasını kullanarak Roche potansiyeli şu şekilde yeniden yazılabilir:

boyutsuz potansiyel nerede:

burada q = M2/M1

Eşpotansiyeller Φ(x,y,z)=sabit denkleminden bulunur. Yıldızların merkezlerine yakın yerlerde küresel olanlardan çok az farklılık gösterirler, ancak uzaklaştıkça küresel simetriden sapma daha da güçlenir. Sonuç olarak her iki yüzey Lagrange L1 noktasında buluşur. Bu, bu noktadaki potansiyel bariyerin 0'a eşit olduğu ve bu noktanın yakınında bulunan yıldızın yüzeyindeki parçacıkların, termal kaotik hareket nedeniyle komşu bir yıldızın Roche lobuna doğru hareket edebildiği anlamına gelir.

Simbiyotik yıldızlar

Ortak bir bulutsudan oluşan ve onunla çevrelenen etkileşimli ikili sistemler. Bunlar, soğurma bantları (örneğin, TiO) ile birlikte, nebulalara (OIII, NeIII, vb.) özgü emisyon çizgilerinin bulunduğu karmaşık spektrumlarla karakterize edilirler. Simbiyotik yıldızlar, birkaç yüz günlük periyotlarla değişkendir, nova ile karakterize edilirler. - parlaklıklarının iki ila üç kadir arttığı patlamalara benzer.

Simbiyotik yıldızlar, 1 ila 100 yıllık başlangıç yörünge dönemlerine sahip orta kütleli ikili yıldız sistemlerinin evriminde nispeten kısa vadeli, ancak son derece önemli ve astrofiziksel tezahürler açısından zengin bir aşamayı temsil eder.

Kökeni ve evrimi

Tek bir yıldızın oluşum mekanizması oldukça iyi incelenmiştir - bu, yerçekimsel dengesizlikten kaynaklanan sıkıştırmadır. Başlangıç kütlelerinin dağılım fonksiyonunu da kurmak mümkün oldu. Açıkçası, çift yıldızın oluşum senaryosu aynı olmalı, ancak ek değişikliklerle. Ayrıca aşağıdaki bilinen gerçekleri de açıklamalıdır:

Çift frekans. Ortalama olarak bu %50'dir, ancak farklı spektral sınıflardaki yıldızlar için farklıdır. O-yıldızları için bu yaklaşık %70'tir, Güneş gibi yıldızlar için (spektral sınıf G) %50'ye yakındır ve spektral sınıf M için yaklaşık %30'dur.
Dönem dağılımı.
Çift yıldızların dışmerkezliği herhangi bir 0 değerini alabilir
Kütle oranı q = M 1 / M 2 kütle oranının dağılımı, seçim etkilerinin etkisi büyük olduğundan ölçülmesi en zor olanıdır, ancak şu anda dağılımın tekdüze olduğuna ve 0,2 içinde olduğuna inanılmaktadır.

Şu anda tam olarak hangi değişikliklerin yapılması gerektiğine ve burada hangi faktörlerin ve mekanizmaların belirleyici rol oynadığına dair nihai bir anlayış yok. Şu anda önerilen tüm teoriler, kullandıkları oluşum mekanizmasına göre bölünebilir:

Ara çekirdekli teoriler
Ara diskli teoriler
Dinamik teoriler

Ara çekirdekli teoriler

En çok sayıda teori sınıfı. Bunlarda oluşum, protokol bulutunun hızlı veya erken bölünmesi nedeniyle meydana gelir.

Bunlardan en eskileri, çeşitli kararsızlıklar nedeniyle çökme sırasında bulutun yerel Jeans kütlelerine bölündüğüne, en küçüğünün optik olarak şeffaf olmayı bırakıp artık etkili bir şekilde soğuyamayacak hale gelinceye kadar büyüdüğüne inanıyor. Ancak hesaplanan yıldız kütle fonksiyonu gözlemlenenle örtüşmemektedir.

Bir başka erken teori, çeşitli eliptik şekillerdeki deformasyon nedeniyle çöken çekirdeklerin çoğaldığını öne sürdü.

Söz konusu türün modern teorileri, parçalanmanın ana nedeninin, bulut büzüldükçe iç enerjideki ve dönme enerjisindeki artış olduğuna inanmaktadır.

Ara diskli teoriler

Dinamik diskli teorilerde oluşum, protostellar diskin parçalanması sırasında, yani ara çekirdekli teorilerden çok daha sonra meydana gelir. Bu, yerçekimsel dengesizliklere duyarlı ve gazı etkili bir şekilde soğutulan oldukça büyük bir disk gerektirir. Daha sonra aynı düzlemde yatan ve ana diskten gaz toplayan birkaç yoldaş ortaya çıkabilir.

Son zamanlarda bu tür teorilerin bilgisayar hesaplamalarının sayısı büyük ölçüde arttı. Bu yaklaşım çerçevesinde, hem yakın ikili sistemlerin hem de çeşitli çokluluğa sahip hiyerarşik sistemlerin kökeni iyi bir şekilde açıklanmaktadır.

Dinamik teoriler

İkinci mekanizma, ikili yıldızların rekabetçi birikimle yönlendirilen dinamik süreçler yoluyla oluştuğunu öne sürüyor. Bu senaryoda, moleküler bulutun, içindeki çeşitli türbülanslar nedeniyle yaklaşık Jeans kütlesinde kümeler oluşturduğu varsayılmaktadır. Birbirleriyle etkileşime giren bu kümeler, orijinal bulutun maddesi için rekabet eder. Bu gibi durumlarda, hem daha önce bahsedilen ara diskli model hem de aşağıda tartışılacak olan diğer mekanizmalar iyi çalışır. Ayrıca çevredeki gazla dinamik sürtünme, bileşenleri birbirine yaklaştırır.

Bir ara çekirdek ile parçalanma ve dinamik hipotezin bir kombinasyonu, bu koşullar altında çalışan mekanizmalardan biri olarak önerilmektedir. Bu, birden fazla yıldızın frekansını yeniden oluşturmanıza olanak tanır. Ancak şu anda parçalanma mekanizması tam olarak tanımlanmamıştır.

Başka bir mekanizma, yakındaki bir yıldız yakalanana kadar diskin yakınındaki yerçekimsel etkileşim kesitinde bir artışı içerir. Bu mekanizma büyük yıldızlar için oldukça uygun olsa da düşük kütleli yıldızlar için tamamen uygun değildir ve çift yıldız oluşumunda baskın olması pek mümkün değildir.

İkili sistemlerde dış gezegenler

Bir sanatçının gözünden Kepler-47 ikili sisteminde yer alan bir ötegezegen.

Şu anda bilinen 800'den fazla ötegezegen arasında, tek yıldızların etrafında dönenlerin sayısı, farklı büyüklükteki yıldız sistemlerinde bulunan gezegenlerin sayısını önemli ölçüde aşıyor. En son verilere göre, ikincisinden 64 tane var.

İkili sistemlerdeki dış gezegenler genellikle yörüngelerinin konfigürasyonlarına göre bölünür:

S sınıfı dış gezegenler bileşenlerden birinin yörüngesindedir (örneğin, OGLE-2013-BLG-0341LB b). Bunlardan 57 tane var.
P sınıfı, her iki bileşenin yörüngesinde bulunanları içerir. Bunlar NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b ve Kepler-35 (AB)b'de bulundu.

İstatistik yapmaya çalışırsanız şunları öğreneceksiniz:

Gezegenlerin önemli bir kısmı, bileşenlerinin 35 ila 100. aralığında ayrıldığı, 20 değeri civarında yoğunlaşan sistemlerde yaşar. e.
Geniş sistemlerdeki (>100 AU) gezegenlerin kütleleri 0,01 ile 10 MJ arasında değişir (tek yıldızlarla hemen hemen aynı), daha az ayrılığa sahip sistemlerde ise gezegenlerin kütleleri 0,1 ile 10 MJ arasında değişir.
Geniş sistemlerdeki gezegenler her zaman tektir
Yörünge eksantrikliklerinin dağılımı tekli olanlardan farklılık gösterir ve e = 0,925 ve e = 0,935 değerlerine ulaşır.

Oluşum süreçlerinin önemli özellikleri

Bir protoplanet diskin kırpılması. Tek yıldızlarda (30-50 AU) kadar uzayabilirken, çift yıldızlarda ikinci bileşenin etkisiyle boyutu kesilir. Böylece proto-gezegen diskinin boyutu, bileşenler arasındaki mesafeden 2-5 kat daha azdır.

Öngezegen diskinin eğriliği. Sünnet sonrası kalan disk ikinci bileşenin etkisini yaşamaya devam ederek esnemeye, deforme olmaya, iç içe geçmeye ve hatta yırtılmaya başlar. Ayrıca böyle bir disk işlemeye başlar.

Öngezegen diskinin ömrünün kısaltılması Geniş ikili dosyalar için, tekli olanlar için olduğu gibi, protoplanet diskin ömrü 1-10 milyon yıldır. Bölünmüş sistemler için bir tane< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Gezegenimsi oluşum senaryosu

Uyumsuz eğitim senaryoları

Gezegen sisteminin oluşumundan hemen sonraki ilk konfigürasyonunun mevcut konfigürasyondan farklı olduğu ve daha sonraki evrim sırasında elde edildiği senaryolar vardır.

Böyle bir senaryo, bir gezegenin başka bir yıldızdan ele geçirilmesidir. Çift yıldızın etkileşim kesiti çok daha büyük olduğundan, çarpışma ve başka bir yıldızdan bir gezegenin ele geçirilmesi olasılığı önemli ölçüde daha yüksektir.
İkinci senaryo, bileşenlerden birinin evrimi sırasında, zaten ana diziden sonraki aşamalarda, orijinal gezegen sisteminde istikrarsızlıkların ortaya çıktığını varsayar. Sonuç olarak gezegen orijinal yörüngesinden ayrılır ve her iki bileşen için de ortak hale gelir.

Astronomik veriler ve analizleri

Işık eğrileri

Tutulmaların kendisi

Elipsoidliğin etkileri.

Bir yıldızdan gelen radyasyonun diğerinin atmosferinde yansımasının veya daha doğrusu işlenmesinin etkileri.

Bununla birlikte, bileşenler küresel olarak simetrik olduğunda ve yansıma etkisi olmadığında, yalnızca tutulmaların analizi aşağıdaki denklem sisteminin çözülmesine gelir:

burada ξ, ρ birinci ve ikinci yıldızın diskindeki kutup mesafeleridir, I a bir yıldızdan gelen radyasyonun diğerinin atmosferi tarafından emilmesinin fonksiyonudur, I c çeşitli bileşenler için dσ alanlarının parlaklığının fonksiyonudur , Δ örtüşme alanıdır, r ξc ,r ρc birinci ve ikinci yıldızın toplam yarıçaplarıdır.

Bu sistemi önsel varsayımlar olmadan çözmek imkansızdır. Tıpkı yakın ikili sistemlerin çeşitli varyantlarında önemli olan bileşenlerin elipsoidal şekli ve yansıma etkileri ile daha karmaşık durumların analizi gibi. Bu nedenle, ışık eğrilerini bir şekilde analiz etmeye yönelik tüm modern yöntemler, parametreleri diğer gözlem türleri yoluyla bulunan model varsayımlarını ortaya koyar.

Radyal hız eğrileri

Eğer bir çift yıldız spektroskopik olarak gözlemleniyorsa, o zaman bu bir spektroskopik çift yıldızdır. Daha sonra bileşenlerin radyal hızlarındaki değişimin zamana bağımlılığının grafiğini çizebiliriz. Yörüngenin dairesel olduğunu varsayarsak aşağıdakileri yazabiliriz:

burada V s bileşenin radyal hızıdır, i yörüngenin görüş hattına eğimidir, P periyottur, a bileşenin yörüngesinin yarıçapıdır. Şimdi, eğer Kepler'in üçüncü yasasını bu formülde yerine koyarsak:

burada M s incelenen bileşenin kütlesidir, M 2 ise ikinci bileşenin kütlesidir. Böylece her iki bileşeni de gözlemleyerek ikiliyi oluşturan yıldızların kütlelerinin oranı belirlenebilir. Kepler'in üçüncü yasasını yeniden kullanırsak, ikincisi aşağıdakine indirgenir:

burada G yer çekimi sabitidir ve f(M 2) yıldızın kütlesinin bir fonksiyonudur ve tanım gereği şuna eşittir:

Yörünge dairesel değil de dışmerkezliliğe sahipse, kütle fonksiyonu için yörünge periyodu P'nin faktörle çarpılması gerektiği gösterilebilir.

İkinci bileşen gözlemlenmezse, f(M 2) fonksiyonu kütlesinin alt sınırı olarak hizmet eder.

Sadece radyal hız eğrilerini inceleyerek ikili sistemin tüm parametrelerini belirlemenin imkansız olduğunu belirtmekte fayda var; bilinmeyen bir yörünge eğim açısı şeklinde her zaman belirsizlik olacaktır.

Bileşen kütlelerinin belirlenmesi

Hemen hemen her zaman, iki yıldız arasındaki yerçekimsel etkileşim, Newton yasalarının bir sonucu olan Newton yasaları ve Kepler yasaları tarafından yeterli doğrulukla tanımlanır. Ancak çift pulsarları tanımlamak için genel göreliliği kullanmak zorundayız. Görelilik etkilerinin gözlemsel tezahürlerini inceleyerek görelilik teorisinin doğruluğunu bir kez daha kontrol edebiliriz.

Kepler'in üçüncü yasası, devrim periyodunu bileşenler arasındaki mesafeye ve sistemin kütlesine bağlar:

burada dönme periyodu, sistemin yarı ana ekseni, bileşenlerin kütlesi ve yerçekimi sabitidir. Görsel bir ikili için, her iki bileşenin yörüngelerini belirlemek, periyodu ve yarı ekseni ve kütle oranını hesaplamak mümkündür. Ancak çoğu zaman bir sistemin dualitesi yalnızca spektral verilerden (spektral ikili dosyalar) değerlendirilebilir. Spektral çizgilerin hareketinden, bir bileşenin ve nadir durumlarda iki bileşenin radyal hızları belirlenebilir. Yalnızca bir bileşenin radyal hızı biliniyorsa, kütleler hakkında tam bilgi elde edilemez, ancak bir kütle fonksiyonu oluşturup ikinci bileşenin kütlesinin üst sınırını belirleyerek bunun mümkün olup olmadığını söylemek mümkündür. bir kara delik veya bir nötron yıldızı.

Keşif ve çalışmanın tarihi

Rahip John Michell, çift yıldızların varlığı fikrini ortaya atan ilk kişiydi. 1767'de Kraliyet Cemiyeti'ne yaptığı bir konuşmada, ikili yıldız olarak görülen birçok yıldızın aslında fiziksel olarak ilişkili olabileceğini öne sürdü. Bu hipotezin gözlemsel kanıtı 1802'de Sir William Herschel tarafından yayınlandı.

İkili yıldızlar, aşağıda açıklanan yöntemlerden biri kullanılarak ayrıntılı bir inceleme yapıldığında, uzaysal olarak birbirine yakın konumlanmış ve dolayısıyla fiziksel olarak etkileşime giren iki yıldızdan oluştuğu ortaya çıkan yıldızlardır. Bu durumda, yıldızların her biri, fiziksel bir yıldız çiftinin bir bileşeni (bileşeni) veya genel durumda çoklu bir yıldız (üçlü, dörtlü vb.) olarak kabul edilir. Çift yıldızlar nadir değildir; tam tersine, ikili veya çoklu sistemlerin parçası olmayan tek yıldızların kuraldan çok istisna olduğu düşünülebilir (aşağıya bakınız).

GÖRSEL ÇİFT YILDIZ

Uzaya yakın, ancak dünyevi gözlemciden uzakta bulunan iki yıldız, çıplak gözle bir yıldızda birleşir, ancak yeterli büyütmeye sahip bir teleskopta (KPA 18, 26) ayrı ayrı görülebilirler. 17. yüzyılda tam da bu şekilde keşfedildiler. ilk çift yıldız. Keşfedilme yöntemine göre bunlara görsel çift yıldız adı verilir. Neredeyse aynı yönde bulunan iki yıldızın birbirlerinden uzaysal olarak çok uzak olduğu ortaya çıkabilir (örneğin, biri diğerinden üç kat daha uzaktadır). Bu tür yıldızlar optik bir çift oluştururlar ve ikili yıldızlar olarak değerlendirilmezler.

Bu çiftin fiziksel mi yoksa optik mi olduğu uzun yıllar süren teleskopik gözlemlerden belirlenmektedir. Fiziksel bir çiftte, her bir bileşenin konik bir bölüm boyunca (çoğunlukla bir elips boyunca) ortak bir kütle merkezi etrafında hareketi olmalıdır. Bu nedenle, bir bileşen diğerine göre bir elips tanımlayacaktır. Yörünge periyodu birkaç yüz yıl olsa bile (ki bu sıklıkla olur), gözlemlerin oldukça doğru olduğu birkaç on yıl içinde yolun eğriliği yine de fark edilebilir hale gelir. Bununla birlikte, yörünge periyodu onlarca veya birkaç yıl olan birçok çift yıldız vardır ve bu durumda yörünge hareketi gerçeği, daha kısa gözlemlerle görünür hale gelir. Gözlemlerin kendisi, bileşenler arasındaki açısal mesafenin ve kuzey gök kutbunun yönü ile bileşenleri birleştiren çizgi arasındaki açının bir mikrometre (iplik veya başka) ile ölçülmesinden oluşur (Şekil 74).

Bu açıya konum açısı denir ve her zaman saat yönünün tersine (doğu) ölçülür. P mesafesi genellikle yay saniyesi cinsinden ifade edilir. Eğer öyleyse, uzun odaklı astrograflarla yapılan fotografik gözlemler, görsel olanlara tercih edilmelidir. Daha kısa mesafelerde görsel gözlemler daha doğrudur. Teleskobun çözme gücünün sınırında oküler tipte bir interferometre kullanmak daha iyidir. Çözünürlük sınırının altında bir yıldız interferometresi (KPA 458) kullanılır. Bununla birlikte, interferometreler yalnızca her iki bileşenin parlaklığı yaklaşık olarak aynı olduğunda iyi çalışır.

Bileşenler arasındaki açısal mesafe d", astronomik birimlerle ifade edilen doğrusal mesafeye karşılık gelir,

d segmentinin görüş hattına dik olması şartıyla. Yıldız çifti çok uzaktaysa, paralaksı çok küçüktür ve bu nedenle büyük d mesafeleri bile çok küçük bir açıyla görülebilir. Görsel olarak çift yıldızların çoğunlukla bize yakın yıldızlar arasında gözlendiği açıktır.

Pirinç. 74. İkili bir sistemde A ve B bileşenlerinin göreceli konumunun ölçülmesi. Sözde. A'nın ana (daha parlak) bileşen olduğu. E - doğusunun yönünü gösterir

Bileşenlerin birbirinden binlerce ve onbinlerce astronomik birim uzaklıkta ayrıldığı daha geniş fiziksel çiftler de gökyüzünde çok uzak mesafelerde bile nispeten geniş aralıklara sahip olacaktır, ancak daha ayrıntılı olarak gösterildiği gibi [bkz. formül (12.2)], bu tür sistemlerde yörünge hareketi çok (!) yavaş ilerler ve böyle bir çifti ya fiziksel özelliklerin ortaklığıyla ya da bileşenlerin uzaysal hareketinin ortaklığıyla tanımlamak mümkündür.

Pirinç. 75. Çoklu yıldız sistemi “Orion Trapezyumu” veya O, Orion. Fiziksel olarak birbirine bağlı altı evezdadan oluşur: . Yıldızları temsil eden dairelerin boyutlarının gerçek boyutlarıyla hiçbir ilgisi yoktur, yalnızca parlaklıklarını yaklaşık olarak ifade eder. Yıldızların karşılıklı mesafeleri için çizimde benimsenen ölçekte, çapları bir mikrometrenin kesirleri olarak ifade edilecektir.

Birinci türün bir örneği, Orion Bulutsusu, Orion veya “Orion Trapezyumu” nun merkezinde bulunan, O-B spektral sınıflarının dört parlak bileşeninden ve yine B sınıfı olan iki zayıf bileşenden oluşan çoklu bir yıldızdır. Onlar için bir spektrum diyagramı oluşturursak - görünür büyüklük (Sp, m), o zaman hepsi görünür olduğunda G - P diyagramının ana dizisinin sol üst ucu olarak alınabilecek bir çizgi boyunca iyi bir şekilde konumlandırılacaklar büyüklüklere aynı değer verilir ve M'ye dönüştürülür.

Bu, Trapezium'un tüm yıldızlarının Dünya'ya aynı mesafeye sahip olduğu anlamına gelir. Orion Bulutsusu'na fiziksel olarak bağlılar, ancak birbirlerinden oldukça uzaktalar: 21,5" değeriyle A ve D arasındaki açısal mesafe, en az 11.000 AU'luk doğrusal mesafeye karşılık gelir.

İkinci türün bir örneği, yıldızın uydusu olan en düşük parlaklığa sahip bir yıldızın keşfidir. Bu ikincisinin, yönde oldukça önemli bir öz harekete sahip olduğu uzun zamandır bilinmektedir. 1940 yılında büyük yıldızların soluk uydularını aramaya başlayan Van Biesbrouck, kendi yönünde kendi hareketi olan bir yıldızdan 74" uzaklıkta bulundu. Benzerlik o kadar büyüktür ki, her iki yıldızın da aynı yönde hareket ettiğini düşünmek gerekir. neredeyse paralel yollar boyunca uzay, yani fiziksel bir çift Bu yıldızın paralaksı olduğundan, uydunun mutlak büyüklüğü eşittir (emisyon çizgileri H ve K ve hidrojen ile spektrum) ve bileşenler arasındaki doğrusal mesafe a'dır. Dünya'ya en yakın yıldızın bir Centauri'ye sahip olması ilginçtir. Aynı işaret için, yaklaşık 10.600 AU'luk doğrusal mesafeye karşılık gelen 2,2° uzaklıkta sönük bir uydu bulunmuştur. Bu yıldız, Centauri'nin kendisine biraz daha yakındır. bu nedenle Proxima (proxima - en yakın) Centauri adını almıştır.

Centauri'nin kendisi, bileşenlerinin eliptik yörüngelerde ortak bir kütle merkezi etrafında döndüğü tipik bir ikili sistemdir (Şekil 76). En basitleri, B uydusunun koordinatlarının ana yıldız A'ya göre bir mikrometre ile ölçüldüğü göreceli gözlemlerdir. A ve B'nin belirli bir çift için rastgele olan ancak hemen aynı yıldızın içinde olan yıldızlara göre konumunu belirlersek teleskobun görüş alanı, daha sonra çiftin göksel yöndeki öz hareketi ortaya çıkarılacaktır.küre (büyük bir dairenin yayı boyunca düzgün hareket, ortak kütle merkezi G'ye sahip olacaktır) ve A ve B bileşenlerinin eliptik hareketi A, G ve B üç noktasının her zaman aynı düz çizgi üzerinde olacağı şekilde ortaya çıkar. Bu durumda olmalı

bileşenlerin kütleleri nerede. AG/GB'nin belirlenmesi en iyi ikili yıldızın birkaç yıl içinde çekilen büyük ölçekli fotoğraflarından yapılır.

İkili yıldızlar, parlak yıldızlar arasında meydana geldiklerinde, özellikle de her iki bileşenin sadece konum olarak değil parlaklık açısından da birbirine yakın olması durumunda dikkat çekerler. Aslına bakılırsa, gökkubbedeki çok sayıda yıldız nedeniyle, belirli bir parlak yıldızın yakınında her zaman soluk bir yıldız olacaktır; Aynı şekilde, çok sönük yıldızlar arasında, küçük bir görüş alanında her zaman birbirine yakın iki veya daha fazla yıldız bulunur.

Ancak bunların hepsi elbette rastgele, yıldızların optik kombinasyonları olacak ve aslında hiçbir şeyle bağlantılı olmayacak.

Pirinç. 76. Centauri sisteminde hareket. B uydusunun bağıl yörüngesi, yani ana yıldız A'ya göre hareketi (1830-1940 yılları için) gösterilmiştir. Aslında A ve B'nin hareketleri ortak bir kütle merkezinin yakınında meydana gelir, ancak bu hareketler yalnızca A ve B'nin sistemle hiçbir ilişkisi olmayan çevredeki alan yıldızlarına göre konumu ölçülerek ayrı ayrı belirlenebilir.

Yüzyılımızın en büyük çift yıldız uzmanı Aitken, çift yıldız kataloğunu derlerken yalnızca bu koşulu sağlayan çiftleri dahil etti.

sistemin toplam parlaklığı nerede. Ancak bu, gözlemlenen çift yıldızlar arasında tek bir fiziksel çiftin bile gözden kaçırılmaması amacıyla kasıtlı olarak liberal bir tahmindir. Ve elbette, kendi çiftlerimizi analiz ederken çok geniş çiftlerin tanımlandığı gerçeğini de hesaba katmalıyız. Yukarıda anlatılanlar gibi hareketler, örneğin Ursa Major Toros veya Lyra'daki Mizar ve Alcor gibi keskin çıplak gözle ayrılan bazı yakın fiziksel çiftler gibi (11.3) koşulunu karşılamayacaktır.

> Çift yıldız

– gözlemin özellikleri: fotoğraf ve videolarda ne olduğu, tespit, sınıflandırma, katlar ve değişkenler, Büyük Ayı'ya nasıl ve nereye bakılacağı.

Gökyüzündeki yıldızlar sıklıkla yoğun veya tam tersine dağınık olabilen kümeler oluşturur. Ancak bazen yıldızlar arasında daha güçlü bağlantılar ortaya çıkar. Ve sonra ikili sistemlerden bahsetmek gelenekseldir veya çift yıldız. Bunlara çoklular da denir. Bu tür sistemlerde yıldızlar birbirlerini doğrudan etkiler ve daima birlikte gelişirler. Bu tür yıldızların örnekleri (değişkenlerin varlığında bile), kelimenin tam anlamıyla en ünlü takımyıldızlarda, örneğin Ursa Major'da bulunabilir.

Çift yıldızların keşfi

Çift yıldızların keşfi, astronomik dürbün kullanılarak yapılan ilk ilerlemelerden biriydi. Bu türden ilk sistem, İtalyan gökbilimci Riccoli tarafından keşfedilen Büyük Ayı takımyıldızındaki Mizar çiftiydi. Evrende inanılmaz sayıda yıldız bulunduğundan bilim adamları Mizar'ın tek ikili sistem olamayacağına karar verdiler. Ve onların varsayımlarının gelecekteki gözlemlerle tamamen doğrulandığı ortaya çıktı.

24 yıldır bilimsel gözlemler yapan ünlü gökbilimci William Herschel, 1804 yılında 700 çift yıldızın ayrıntılarını içeren bir katalog yayınladı. Ancak o zaman bile böyle bir sistemde yıldızlar arasında fiziksel bir bağlantı olup olmadığına dair bir bilgi yoktu.

Küçük bir bileşen büyük bir yıldızdan gazı "emer"

Bazı bilim adamları çift yıldızların ortak bir yıldız birlikteliğine bağlı olduğu görüşünü benimsemişlerdir. Onların argümanı çiftin bileşenlerinin heterojen parlaklığıydı. Bu nedenle aralarında önemli bir mesafe varmış gibi görünüyordu. Bu hipotezi doğrulamak veya çürütmek için yıldızların paralaktik yer değiştirmesinin ölçümleri gerekiyordu. Herschel bu görevi üstlendi ve şaşırtıcı bir şekilde şunu keşfetti: Her yıldızın yörüngesi karmaşık bir elipsoidal şekle sahiptir ve altı aylık bir süre boyunca simetrik salınımların görünümü değildir. Videoda çift yıldızların evrimini gözlemleyebilirsiniz.

Bu video yakın bir ikili yıldız çiftinin evrimini göstermektedir:

Altyazıları "cc" butonuna tıklayarak değiştirebilirsiniz.

Gök mekaniğinin fiziksel yasalarına göre, yerçekimiyle birbirine bağlanan iki cisim eliptik bir yörüngede hareket eder. Herschel'in araştırmasının sonuçları, ikili sistemlerde çekim kuvveti bağlantısının olduğu varsayımının kanıtı oldu.

Çift yıldızların sınıflandırılması

İkili yıldızlar genellikle şu türlere ayrılır: spektral ikililer, fotometrik ikililer ve görsel ikililer. Bu sınıflandırma yıldız sınıflandırması hakkında fikir verir ancak iç yapıyı yansıtmaz.

Bir teleskop kullanarak görsel çift yıldızların dualitesini kolayca belirleyebilirsiniz. Bugün 70.000 görsel ikili yıldızın kanıtı var. Üstelik bunlardan sadece %1'inin kesinlikle kendi yörüngesi var. Bir yörünge periyodu birkaç on yıldan birkaç yüzyıla kadar sürebilir. Buna karşılık, yörüngesel bir yol inşa etmek büyük bir çaba, sabır, hassas hesaplamalar ve bir gözlemevinde uzun süreli gözlemler gerektirir.

Çoğu zaman, bilim camiası yörünge hareketinin yalnızca bazı parçaları hakkında bilgi sahibidir ve yolun eksik bölümlerini tümdengelimli bir yöntem kullanarak yeniden inşa ederler. Yörünge düzleminin görüş hattına göre eğimli olabileceğini unutmayın. Bu durumda görünen yörünge gerçek olandan ciddi biçimde farklıdır. Elbette yüksek hesaplama doğruluğu ile ikili sistemlerin gerçek yörüngesini hesaplamak mümkündür. Bunu yapmak için Kepler'in birinci ve ikinci yasaları uygulanır.

Mizar ve Alcor. Mizar çift yıldızdır. Sağda Alcor uydusu var. Aralarında sadece bir ışık yılı var

Gerçek yörünge belirlendikten sonra bilim adamları ikili yıldızlar arasındaki açısal mesafeyi, kütlelerini ve dönüş sürelerini hesaplayabilirler. Bunun için genellikle Kepler'in üçüncü yasası kullanılır ve bu, çiftin bileşenlerinin kütlelerinin toplamını bulmaya yardımcı olur. Ancak bunu yapmak için Dünya ile çift yıldız arasındaki mesafeyi bilmeniz gerekir.

Çift fotometrik yıldızlar

Bu tür yıldızların ikili doğası yalnızca parlaklıktaki periyodik dalgalanmalardan öğrenilebilir. Bu tür yıldızlar hareket ettikçe sırayla birbirlerini bloke ederler, bu yüzden onlara genellikle tutulma ikili dosyaları denir. Bu yıldızların yörünge düzlemleri görüş hattı yönüne yakındır. Tutulma alanı ne kadar küçük olursa yıldızın parlaklığı da o kadar düşük olur. Araştırmacı, ışık eğrisini inceleyerek yörünge düzleminin eğim açısını hesaplayabilir. İki tutulma kaydedildiğinde ışık eğrisinde iki minimum (azalış) olacaktır. Işık eğrisinde birbirini takip eden 3 minimumun gözlendiği döneme yörünge dönemi denir.

Çift yıldızların periyodu birkaç saatten birkaç güne kadar sürer, bu da onu görsel çift yıldızların (optik çift yıldızlar) periyoduna göre daha kısa yapar.

Spektral çift yıldız

Araştırmacılar, Doppler etkisinin bir sonucu olarak ortaya çıkan spektral çizgileri bölme sürecini spektroskopi yöntemiyle kaydederler. Bileşenlerden biri zayıf bir yıldızsa, gökyüzünde yalnızca tek çizgilerin konumlarındaki periyodik dalgalanmalar gözlemlenebilir. Bu yöntem yalnızca ikili sistemin bileşenleri minimum mesafede olduğunda ve bunların bir teleskop kullanılarak tanımlanması karmaşık olduğunda kullanılır.

Doppler etkisi ve spektroskop aracılığıyla incelenebilen ikili yıldızlara spektral olarak ikili yıldızlar denir. Ancak her çift yıldızın spektral bir karakteri yoktur. Sistemin her iki bileşeni de radyal yönde birbirine yaklaşabilir ve uzaklaşabilir.

Astronomik araştırmaların sonuçlarına göre çift yıldızların çoğu Samanyolu galaksisinde bulunuyor. Tek ve çift yıldızların yüzde oranının hesaplanması son derece zordur. Çıkarma yoluyla çalışarak, bilinen çift yıldızların sayısı toplam yıldız popülasyonundan çıkarılabilir. Bu durumda ikili yıldızların azınlıkta olduğu ortaya çıkıyor. Ancak bu yöntemin çok doğru olduğu söylenemez. Gökbilimciler "seçim etkisi" terimine aşinadır. Yıldızların ikililiğini düzeltmek için temel özelliklerinin belirlenmesi gerekir. Bunun için özel ekipman faydalı olacaktır. Bazı durumlarda çift yıldızları tespit etmek son derece zordur. Bu nedenle, görsel olarak çift yıldızlar genellikle gökbilimciden önemli bir mesafede görselleştirilmez. Bazen bir çiftteki yıldızlar arasındaki açısal mesafeyi belirlemek imkansızdır. Spektroskopik ikilileri veya fotometrik yıldızları tespit etmek için, spektral çizgilerdeki dalga boylarını dikkatli bir şekilde ölçmek ve ışık akılarının modülasyonlarını toplamak gerekir. Bu durumda yıldızların parlaklığının oldukça güçlü olması gerekir.

Bütün bunlar çalışmaya uygun yıldızların sayısını keskin bir şekilde azaltır.

Teorik gelişmelere göre yıldız popülasyonunda çift yıldızların oranı %30 ila %70 arasında değişmektedir.