Informacija

Matyti dvigubai: dvejetainės žvaigždės

Matyti dvigubai: dvejetainės žvaigždės



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Kadangi mūsų Saulės sistemos širdyje yra viena žvaigždė, 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.

Dvejetainės žvaigždės mechanika

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 neryškų palydovą. Kitas mėgstamas 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 neturėtų būti painiojama su terminu dviguba žvaigždė. Tokios sistemos paprastai apibūdinamos kaip dvi žvaigždės, kurios atrodo sąveikaujančios, tačiau iš tikrųjų yra labai nutolusios viena nuo kitos ir neturi jokio fizinio ryšio. Gali būti painu pasakyti juos atskirai, ypač per atstumą.

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

Vizualiniai dvejetainiai įrašai

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 lemiamas veiksnys, ar jie bus atskirai išspręsti, ar ne.) Jei viena iš žvaigždžių yra ypač šviesi, tada jos ryškumas „užges“ kompaniono vaizdą. Dėl to sunku pamatyti. Vaizdiniai dvejetainiai vaizdai aptinkami teleskopais arba kartais su žiūronais.

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.

Spektroskopinės dvejetainės dalys

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 viena nuo kitos - ne toliau. Tai lems, kad jų šviesa bus mėlynai perjungta, o po to pakartotinai raudona. Išmatuodami šių poslinkių dažnį, galime apskaičiuoti informaciją apie jų orbitos parametrus.

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 vaizdai. Keistais atvejais, kai jie yra, šios sistemos paprastai yra labai arti Žemės. ir turi labai ilgus laikotarpius (kuo toliau nuo jų, tuo ilgiau jiems reikia orbitos į bendrą ašį). Glaudumas ir ilgas laikotarpis palengvina kiekvienos sistemos partnerių pastebėjimą.

Astrometriniai dvejetainiai įrašai

Astrometrinės dvejetainės dalys yra žvaigždės, kurios atrodo 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, išsiskleidusi žemiau mirties linijos.

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

Apsaugoti dvejetainius įrašus

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

Remiantis šių kritimų laiko skalėmis ir dydžiais, 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 kada būna vizualios dvejetainės sistemos.

Dvejetainės žvaigždės gali daug išmokyti astronomų apie savo individualias sistemas. Jos taip pat gali duoti užuominų apie jų formavimąsi ir sąlygas, kuriomis jos gimė, nes gimdymo ūke turėjo būti pakankamai medžiagos, kad jie galėtų formuotis ir vienas kito nesugadinti. . 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.


Žiūrėti video įrašą: Vilties bėgimas 2018 reportažas (Rugpjūtis 2022).