Kaksoistähti

Kaksoistähti eli binäärijärjestelmä on kahden gravitaatioon sitoutuneen tähden järjestelmä , jotka kiertävät suljetuilla kiertoradoilla yhteisen massakeskuksen ympärillä . Binääritähdet ovat hyvin yleisiä esineitä. Noin puolet galaksissamme olevista tähdistä kuuluu binäärijärjestelmiin [1] . Tähdet, jotka ovat pienellä kulmaetäisyydellä toisistaan taivaanpallolla , mutta eivät ole gravitaatiosidonnaisia, eivät kuulu binääriin; niitä kutsutaan optisiksi kaksoisiksi .

Kierrosjaksoa ja tähtien välistä etäisyyttä mittaamalla on joskus mahdollista määrittää järjestelmän komponenttien massat. Tämä menetelmä ei käytännössä vaadi ylimääräisiä mallioletuksia, ja siksi se on yksi astrofysiikan päämenetelmistä massojen määrittämisessä. Tästä syystä binäärijärjestelmät, joiden komponentit ovat mustia aukkoja tai neutronitähtiä , ovat astrofysiikan kannalta erittäin kiinnostavia .

Luokitus

Fyysisesti kaksinkertaiset tähdet voidaan jakaa kahteen luokkaan [2] :

tähdet, joiden välinen massanvaihto on mahdotonta periaatteessa erotetuissa binäärijärjestelmissä .
tähdet, joiden välillä se kulkee, menee tai tapahtui massojen vaihto - läheiset binäärijärjestelmät . Ne puolestaan voidaan jakaa:
- Puoliksi erotettu, jossa vain yksi tähti täyttää sen Roche-keilan .
- Yhteys, jossa molemmat tähdet täyttävät Roche-keilat.

Binäärijärjestelmät luokitellaan myös havainnointimenetelmän mukaan; voidaan erottaa visuaaliset , spektri- , pimennys- ja astrometriset binaarit.

Visuaaliset binaaritähdet

Kaksoistähtiä, jotka voidaan nähdä erikseen (tai kuten sanotaan, jotka voidaan ratkaista ), kutsutaan näkyväksi binääriksi tai visuaaliseksi binääriksi .

Mahdollisuus tarkkailla tähtiä visuaalisena binaarina määräytyy kaukoputken resoluution, tähtien etäisyyden ja niiden välisen etäisyyden perusteella. Näin ollen visuaaliset kaksoitähdet ovat pääasiassa Auringon läheisyydessä olevia tähtiä, joilla on erittäin pitkä kierrosjakso (seuraus komponenttien välisestä suuresta etäisyydestä). Pitkästä ajanjaksosta johtuen binäärin kiertorata voidaan jäljittää vain useiden vuosikymmenien havaintojen perusteella. Tähän mennessä WDS- ja CCDM-luetteloissa on yli 78 000 ja 110 000 kohdetta, ja vain muutama sata niistä voidaan kiertää. Alle sadan kohteen rata tunnetaan riittävällä tarkkuudella, jotta saadaan komponenttien massa.

Visuaalista kaksoistähtä havainnoitaessa mitataan komponenttien välinen etäisyys ja keskipisteviivan sijaintikulma, toisin sanoen kulma maailman pohjoisnapaan suuntautuvan suunnan ja päätähden yhdistävän linjan suunnan välillä. satelliitin kanssa.

Täplät interferometriset binaarit

Täpläinterferometria yhdessä adaptiivisen optiikan kanssa mahdollistaa tähtien erottelukyvyn diffraktiorajan saavuttamisen, mikä puolestaan mahdollistaa kaksoistähtien havaitsemisen. Siten pilkulliset interferometriset binaarit ovat myös visuaalisia binaareja. Mutta jos klassisessa visuaalisessa kaksoismenetelmässä on tarpeen saada kaksi erillistä kuvaa, niin tässä tapauksessa on tarpeen analysoida pilkkuinterferogrammeja [1] .

Täpläinterferometria on tehokas useiden kymmenien vuosien binääritiedostoille [3] .

Astrometriset kaksoitähdet

Visuaalisten kaksoistähtien tapauksessa näemme kaksi kohdetta liikkuvan taivaalla kerralla. Jos kuitenkin kuvittelemme, että jompikumpi kahdesta komponentista ei syystä tai toisesta ole meille näkyvissä, kaksinaisuus voidaan silti havaita vaihtamalla toisen komponentin sijaintia taivaalla. Tässä tapauksessa puhutaan astrometrisistä kaksoistähdistä.

Jos korkean tarkkuuden astrometrisiä havaintoja on saatavilla, kaksinaisuus voidaan olettaa kiinnittämällä liikkeen epälineaarisuus: ensimmäinen oikean liikkeen derivaatta ja toinen[ selventää ] [4] . Astrometrisiä kaksoitähtiä käytetään eri spektrityyppisten ruskeiden kääpiöiden massan mittaamiseen [5] .

Spektrikaksoistähdet

Spekroskooppinen binääri on tähti, jonka kaksinaisuus havaitaan spektraalisten havaintojen avulla. Tätä varten häntä tarkkaillaan useita öitä. Jos käy ilmi, että sen spektrin linjat muuttuvat ajoittain ajan myötä, tämä tarkoittaa, että lähteen nopeus muuttuu. Tähän voi olla monia syitä: itse tähden vaihtelevuus , tiheän laajenevan kuoren läsnäolo siinä, joka on muodostunut supernovaräjähdyksen jälkeen jne.

Jos saadaan toisen komponentin spektri, joka näyttää samanlaisia siirtymiä, mutta vastavaiheessa, voimme sanoa varmuudella, että meillä on binäärijärjestelmä. Jos ensimmäinen tähti lähestyy meitä ja sen viivat ovat siirtyneet spektrin violetille puolelle, niin toinen on siirtymässä pois ja sen viivat siirtyvät punaiselle puolelle ja päinvastoin.

Mutta jos toisen tähden kirkkaus on paljon huonompi kuin ensimmäinen, meillä on mahdollisuus olla näkemättä sitä, ja sitten meidän on harkittava muita mahdollisia vaihtoehtoja. Kaksoitähden pääominaisuus on säteittäisten nopeuksien jaksollisuus ja suuri ero enimmäis- ja miniminopeuksien välillä. Mutta tarkasti ottaen on mahdollista, että eksoplaneetta on löydetty . Selvittääksesi sinun on laskettava massafunktio , jonka avulla voit arvioida näkymättömän toisen komponentin vähimmäismassan ja vastaavasti, mikä se on - planeetta, tähti tai jopa musta aukko .

Myös spektroskooppisista tiedoista voidaan komponenttien massojen lisäksi laskea niiden välinen etäisyys, kierrosjakso ja kiertoradan epäkeskisyys. Näistä tiedoista on mahdotonta määrittää kiertoradan kaltevuuskulmaa näkölinjaan nähden. Siksi massasta ja komponenttien välisestä etäisyydestä voidaan puhua vain kaltevuuskulmaan asti laskettuna.

Kuten minkä tahansa tyyppisten tähtitieteilijöiden tutkimien esineiden kohdalla, on olemassa luetteloita spektroskooppisista kaksoistähdistä. Tunnetuin ja laajin niistä on "SB9" (englannin Spectral Binariesista). Vuodesta 2013 lähtien sillä on 2839 kohdetta.

Eclipsing binarys

Tapahtuu, että kiertoratataso on kallistettu näkölinjaan hyvin pienessä kulmassa: tällaisen järjestelmän tähtien kiertoradat sijaitsevat ikään kuin reunalla meitä kohti. Tällaisessa järjestelmässä tähdet ylittävät toisiaan ajoittain, eli parin kirkkaus muuttuu. Binääritähtiä, joissa tällaisia pimennyksiä havaitaan, kutsutaan pimennysbinääriksi tai pimennysmuuttujiksi. Tunnetuin ja ensimmäisenä löydetty tämän tyyppinen tähti on Algol (Paholaisensilmä) Perseuksen tähdistössä .

Mikrolinssillä varustetut binaarit

Jos tähden ja tarkkailijan välisellä tähtäysalueella on kappale, jolla on voimakas gravitaatiokenttä, kohde linssoidaan . Jos kenttä olisi vahva, tähdestä havaittaisiin useita kuvia, mutta galaktisten kohteiden tapauksessa niiden kenttä ei ole niin voimakas, että havainnoija voisi erottaa useita kuvia, ja siinä tapauksessa puhutaan mikrolinssistä . Jos kaiverrettu kappale on kaksoistähti, valokäyrä, joka saadaan, kun se kuljetetaan pitkin näköviivaa, eroaa suuresti yksittäisen tähden tapauksessa [6] .

Mikrolinssillä etsitään binääritähtiä, joissa molemmat komponentit ovat pienimassaisia ruskeita kääpiöitä [7] .

Ilmiöt ja kaksoistähtiin liittyvät ilmiöt

Algolin paradoksi

Tämän paradoksin muotoilivat 1900-luvun puolivälissä Neuvostoliiton tähtitieteilijät A. G. Masevich ja P. P. Parenago , jotka kiinnittivät huomiota Algol -komponenttien massojen ja niiden evoluutiovaiheen väliseen ristiriitaisuuteen. Tähtien evoluutioteorian mukaan massiivisen tähden evoluutionopeus on paljon suurempi kuin tähdellä, jonka massa on verrattavissa auringon massaan tai hieman enemmän. On selvää, että kaksoitähden komponentit muodostuivat samaan aikaan, joten massiivisen komponentin täytyy kehittyä aikaisemmin kuin pienimassaisen. Kuitenkin Algol-järjestelmässä massiivinen komponentti oli nuorempi.

Tämän paradoksin selitys liittyy massavirran ilmiöön läheisissä binäärijärjestelmissä, ja sen ehdotti ensimmäisenä amerikkalainen astrofyysikko D. Crawford. Jos oletetaan, että evoluution aikana jollakin komponentilla on mahdollisuus siirtää massaa naapurille, paradoksi poistuu [8] .

Massavaihto tähtien välillä

Tarkastellaan läheisen binäärijärjestelmän (jossa on Rochen approksimaatio ) approksimaatio:

Tähtiä pidetään pistemassoina ja niiden oma kulmamomentti voidaan jättää huomiotta kiertoradaan verrattuna.
Komponentit pyörivät synkronisesti.
Rata on pyöreä

Sitten komponenteille M 1 ja M 2 suurten puoliakselien summalla a=a 1 +a 2 otetaan käyttöön koordinaattijärjestelmä, joka on synkroninen läheisen binäärijärjestelmän kiertoradan kanssa. Vertailukeskus on tähden M1 keskellä , X - akseli on suunnattu M1 : stä M2 : een ja Z - akseli on pyörimisvektoria pitkin. Sitten kirjoitetaan komponenttien gravitaatiokenttien ja keskipakovoiman potentiaali [2] :

$\Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\vasen[(x-\mu a)^{2}+y^{2}\oikea]$ ,

missä r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (xa) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2 ) ja ω on komponenttien kiertoratataajuus . Keplerin kolmatta lakia käyttämällä Rochen potentiaali voidaan kirjoittaa uudelleen seuraavasti:

$\Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}$ ,

missä on ulottumaton potentiaali:

$\Omega _{R}={\frac {2}{(1+q)(r_{1}/a)))+{\frac {2}{(1+q)(r_{2}/a) ))+{\frac {(x-\mu a)^{2}+y^{2}}{a^{2}}}$ ,

jossa q = M2 / M1

Ekvipotentiaalit löytyvät yhtälöstä Φ(x,y,z)=const . Tähtien keskipisteiden lähellä ne eroavat vähän pallomaisista, mutta etäisyyden kasvaessa poikkeamat pallosymmetriasta vahvistuvat. Tämän seurauksena molemmat pinnat kohtaavat Lagrange-pisteessä L 1 . Tämä tarkoittaa, että potentiaalieste tässä pisteessä on 0, ja tämän pisteen lähellä sijaitsevat hiukkaset voivat liikkua naapuritähden Rochen keilan sisällä lämpökaaoottisen liikkeen vuoksi [2] .

Uusi

Uusia tähtiä kutsutaan lyhyeksi ajaksi (viikkoja, kuukausia) lisäämällä niiden kirkkautta tuhansia (jopa satoja tuhansia) kertoja. Tutkimustulosten mukaan kaikki tällaiset tähdet ovat binäärisiä, yksi komponenteista on valkoinen kääpiö ja toinen on tavallisen tiheyden tähti, joka täyttää kokonaan Roche-keilan.

Röntgenkuva kaksinkertaistuu

Läheisiä pareja kutsutaan röntgenbinaareiksi, joissa yksi tähdistä on kompakti objekti, neutronitähti tai musta aukko ja kovaa säteilyä syntyy tavallisen tähden (joka on saavuttanut rajat) aineen putoamisen seurauksena. Roche-keilan) parin kompaktin komponentin ympärille muodostuneelle akkretiolevylle.

Symbioottiset tähdet

Vuorovaikutuksessa olevat binaarijärjestelmät, jotka koostuvat punaisesta jättiläisestä ja valkoisesta kääpiöstä, joita ympäröi yhteinen sumu. Niille on tunnusomaista monimutkaiset spektrit , joissa absorptiovyöhykkeiden (esim. TiO ) ohella on sumuille ominaisia emissioviivoja (OIII, NeIII jne.). Symbioottiset tähdet vaihtelevat useiden satojen päivien jaksoilla, niille on ominaista novamaiset purkaukset , joiden aikana niiden kirkkaus kasvaa kahdesta kolmeen magnitudia.

Symbioottiset tähdet ovat suhteellisen lyhytaikainen, mutta äärimmäisen tärkeä ja astrofysikaalisissa ilmenemismuodoissaan rikas vaihe kohtalaisen massaisten binaaritähtijärjestelmien kehityksessä, joiden kiertoradat ovat 1–100 vuotta.

Bursters

Erilaisia röntgenbinääritiedostoja, jotka lähettävät säteilyä lyhyissä purskeissa (sekunneissa) kymmenien sekuntien välein.

Tyypin Ia supernovat

Tällaisia supernovia muodostuu binäärijärjestelmässä, kun kompaktin komponentin (valkoisen kääpiön) massa saavuttaa Chandrasekhar-rajan akkretion aikana tai tapahtuu hiiliräjähdys.

Alkuperä ja evoluutio

Yksittäisen tähden muodostumismekanismia on tutkittu melko hyvin - tämä on molekyylipilven puristuminen painovoiman epävakauden vuoksi . Oli myös mahdollista määrittää alkuperäinen massajakauman funktio . Ilmeisesti binääritähtien muodostumisskenaarion pitäisi olla sama, mutta lisämuokkauksin. Sen pitäisi myös selittää seuraavat tunnetut tosiasiat [9] :

Kaksinkertainen taajuus. Keskimäärin se on 50%, mutta se on erilainen eri spektriluokkien tähdillä. O-tähdillä tämä on noin 70 %, Auringon kaltaisilla tähdillä (spektrityyppi G) se on lähellä 50 % ja spektrityypin M noin 30 %.
Kauden jakautuminen.
Kaksoistähtien epäkeskisyys voi saada minkä tahansa arvon 0<e<1 , mediaaniarvon ollessa e=0,55 . Voidaan väittää, että suositeltua arvoa ei ole, ja korkean epäkeskisyyden kiertoradat ovat yleisiä.
Massasuhde. Massasuhteen q= M 1 / M 2 jakauma on vaikein mitata, koska valintavaikutusten vaikutus on suuri, mutta tällä hetkellä uskotaan jakauman olevan homogeeninen ja olevan 0,2<q<1 sisällä . Näin ollen binääritähdillä on yleensä samanmassaiset komponentit paljon voimakkaammin kuin alkuperäinen massafunktio ennustaa.

Tällä hetkellä ei ole lopullista käsitystä siitä, millaisia muutoksia pitäisi tehdä ja millä tekijöillä ja mekanismeilla on tässä ratkaiseva rooli. Kaikki tähän mennessä ehdotetut teoriat voidaan jakaa niiden käyttämän muodostumismekanismin mukaan [10] :

Teoriat, joissa on väliydin
Keskitason levyteoriat
Dynaamiset teoriat

Teoriat, joissa on väliydin

Lukuisin teorioiden luokka. Niissä muodostuminen tapahtuu protopilven nopean tai varhaisen erottamisen vuoksi.

Varhaisin heistä uskoo, että romahduksen aikana pilvi hajoaa erilaisten epävakauksien vuoksi paikallisiksi Jeans-massoiksi, jotka kasvavat, kunnes pienin niistä lakkaa olemasta optisesti läpinäkyvä eikä sitä voida enää tehokkaasti jäähdyttää. Laskettu tähtimassafunktio ei kuitenkaan ole sama kuin havaittu.

Toinen varhaisista teorioista oletti romahtavien ytimien lisääntymisen, joka johtuu muodonmuutoksesta erilaisiksi elliptisiin muotoihin.

Tämän tyyppiset nykyaikaiset teoriat kuitenkin uskovat, että pääasiallinen syy pirstoutumiseen on sisäisen energian ja pyörimisenergian kasvu pilven supistuessa [10] .

Keskitason levyteoriat

Teorioissa, joissa on dynaaminen levy, muodostuminen tapahtuu prototähtien levyn pirstoutumisen aikana, toisin sanoen paljon myöhemmin kuin teorioissa, joissa on väliydin. Tämä vaatii melko massiivisen levyn, joka on herkkä painovoiman epävakauksille ja jonka kaasu jäähdytetään tehokkaasti. Sitten voi ilmaantua useita samassa tasossa olevia kumppaneita, jotka keräävät kaasua emolevyltä.

Viime aikoina tällaisten teorioiden tietokonelaskelmien määrä on lisääntynyt huomattavasti. Tämän lähestymistavan puitteissa läheisten binäärijärjestelmien sekä erilaisten hierarkkisten järjestelmien alkuperä selitetään hyvin.

Dynaamiset teoriat

Jälkimmäinen mekanismi viittaa siihen, että kaksoitähdet muodostuivat kilpailevan lisääntymisen aiheuttamien dynaamisten prosessien aikana. Tässä skenaariossa oletetaan, että molekyylipilvi muodostaa noin Jeansin massaisia klustereita sen sisällä olevien erilaisten turbulenssien vuoksi. Nämä niput, jotka ovat vuorovaikutuksessa keskenään, kilpailevat alkuperäisen pilven sisällöstä. Tällaisissa olosuhteissa sekä jo mainittu malli välilevyllä että muut mekanismit, joista keskustellaan jäljempänä, toimivat hyvin. Lisäksi prototähtien dynaaminen kitka ympäröivään kaasuun lähentää komponentteja.

Yhtenä näissä olosuhteissa toimivista mekanismeista ehdotetaan fragmentoitumisen yhdistelmää väliytimen ja dynaamisen hypoteesin kanssa. Tämä mahdollistaa useiden tähtien taajuuden toistamisen tähtijoukoissa. Fragmentointimekanismia ei kuitenkaan ole vielä kuvattu tarkasti.

Toinen mekanismi sisältää gravitaatiovuorovaikutuksen poikkileikkauksen lisäämisen levyn lähellä, kunnes lähellä oleva tähti on vangittu. Vaikka tällainen mekanismi soveltuu varsin massiivisille tähdille, se on täysin sopimaton pienimassaisille tähdille, eikä se todennäköisesti ole hallitseva kaksinkertaisten tähtien muodostumisessa [10] .

Eksoplaneetat binäärijärjestelmissä

Yli 800 tällä hetkellä tunnetusta eksoplaneettasta kiertävien yksittäisten tähtien määrä ylittää huomattavasti planeettojen lukumäärän, jotka löytyvät erilaisista tähtijärjestelmistä. Viimeisimpien tietojen mukaan niitä on 64 [11] .

Eksoplaneetat binäärijärjestelmissä jaetaan yleensä niiden kiertoradan konfiguraatioiden mukaan [11] :

S-luokan eksoplaneetat pyörivät yhden komponentin ympärillä (esim. OGLE-2013-BLG-0341LB b ). Niitä on 57.
P-luokkaan kuuluvat planeetat, jotka pyörivät molempien komponenttien ympärillä . Niitä löydettiin NN Ser :stä , DP Leosta , HU Aqr :sta , UZ For:sta, Kepler-16(AB)b :stä , Kepler-34 (AB)b:stä ja Kepler-35 (AB)b:stä.

Jos yrität tehdä tilastoja, käy ilmi [11] :

Merkittävä osa planeetoista elää järjestelmissä, joissa komponentit eroavat toisistaan 35-100 AU:n välillä. e., keskittyen noin 20 a:n arvoon. e.
Planeettojen massat leveissä järjestelmissä (> 100 AU) ovat välillä 0,01 - 10 MJ (melkein sama kuin yksittäisillä tähdillä), kun taas planeettojen massat järjestelmissä, joissa on pienemmät etäisyydet ovat 0,1 - 10 MJ
Planeetat leveissä järjestelmissä ovat aina yksittäisiä
Radan epäkeskisyyksien jakauma eroaa yksittäisistä saavuttaen arvot e = 0,925 ja e = 0,935.

Muodostusprosessien tärkeitä ominaisuuksia

Protoplanetaarisen levyn ympärileikkaus. Kun yksittäisissä tähdissä protoplanetaarinen kiekko voi venyä Kuiperin vyöhykkeelle (30-50 AU), kaksinkertaisissa tähdissä sen koko katkaisee toisen komponentin vaikutuksesta. Siten protoplanetaarisen levyn pituus on 2-5 kertaa pienempi kuin komponenttien välinen etäisyys.

Protoplanetaarisen levyn kaarevuus. Leikkauksen jälkeen jäljellä olevaan levyyn vaikuttaa edelleen toinen komponentti ja se alkaa venyä, vääntyä, kietoutua ja jopa katketa. Myös tällainen levy alkaa precessoida.

Protoplanetaarisen levyn käyttöiän lyhentäminen. Leveillä binäärien ja yksittäisten binäärien tapauksessa protoplanetaarisen levyn käyttöikä on 1–10 Myr, kuitenkin järjestelmissä, joiden ero on <40 AU. e. Levyn käyttöiän tulisi olla 0,1–1 miljoonaa vuotta.

Planetesimal Formation Scenario

Epäjohdonmukaiset koulutusskenaariot

On skenaarioita, joissa planeettajärjestelmän alkuperäinen, välittömästi muodostumisen jälkeen, konfiguraatio eroaa nykyisestä ja saavutettiin jatkokehityksen aikana.

Yksi tällainen skenaario on planeetan sieppaus toisesta tähdestä. Koska kaksoitähden vuorovaikutuspoikkileikkaus on paljon suurempi, törmäyksen todennäköisyys ja planeetan vangitseminen toisesta tähdestä on paljon suurempi.
Toinen skenaario viittaa siihen, että yhden komponentin evoluution aikana, jo pääsekvenssin jälkeisissä vaiheissa, alkuperäisessä planeettajärjestelmässä syntyy epävakautta. Tämän seurauksena planeetta jättää alkuperäisen kiertoradansa ja tulee yhteiseksi molemmille komponenteille.

Tähtitiede ja niiden analyysi

Valokäyrät




Esimerkkejä erotetun ja läheisen binäärijärjestelmän valokäyristä

Siinä tapauksessa, että kaksoitähti pimenee, on mahdollista piirtää integraalisen kirkkauden riippuvuus ajasta. Tämän käyrän kirkkauden vaihtelu riippuu [12] :

Pimennykset itse
ellipsoidisia vaikutuksia.
Heijastumisen vaikutukset tai pikemminkin yhden tähden säteilyn käsittely toisen tähden ilmakehässä.

Kuitenkin vain itse pimennysten analysointi, kun komponentit ovat pallosymmetrisiä ja niissä ei ole heijastusvaikutuksia, rajoittuu seuraavan yhtälöjärjestelmän [12] ratkaisemiseen :

$1-l_{1}(\Delta )=\iint \limits _{{S(\Delta )}}I_{a}(\xi )I_{c}(\rho )d\sigma$

$1-l_{2}(\Delta )=\iint \limits _{{S(\Delta )}}I_{c}(\xi )I_{a}(\rho )d\sigma$

$\int \limits _{0}^{{r_{{\xi c))))I_{c}(\xi )2\pi \xi d\xi +\int \limits _{0}^{{r_ {{\rho c}}}}I_{c}(\rho )2\pi \rho d\rho =1$

missä ξ, ρ ovat napaetäisyydet ensimmäisen ja toisen tähden kiekolla, I a on yhden tähden säteilyn absorptiofunktio toisen ilmakehän vaikutuksesta, I c on alueiden dσ kirkkausfunktio eri komponenteille , Δ on limitysalue, r ξc ,r ρc ovat ensimmäisen ja toisen tähden kokonaissäteet.

Tämän järjestelmän ratkaisu ilman ennakko-oletuksia on mahdotonta. Täsmälleen kuten monimutkaisempien tapausten analyysi ellipsoidisilla komponenteilla ja heijastusvaikutuksilla, jotka ovat merkittäviä läheisten binäärijärjestelmien eri muunnelmissa. Siksi kaikki nykyaikaiset menetelmät valokäyrien tavalla tai toisella analysoinnissa ottavat käyttöön mallioletuksia, joiden parametrit löydetään muunlaisten havaintojen avulla [12] .

Radiaaliset nopeuskäyrät

Jos kaksoistähtä tarkkaillaan spektroskooppisesti, eli se on spektroskooppinen kaksoitähti, niin komponenttien säteen suuntaisten nopeuksien muutos ajan myötä voidaan piirtää. Jos oletetaan, että rata on pyöreä, voimme kirjoittaa seuraavan [2] :

$V_{s}=V_{0}sin(i)={\frac {2\pi }{P}}a\sin(i)$ ,

missä V s on komponentin säteittäinen nopeus, i on kiertoradan kaltevuus näköviivaan nähden, P on jakso ja a on komponentin kiertoradan säde. Jos nyt korvaamme Keplerin kolmannen lain tähän kaavaan, meillä on:

$V_{s}={\frac {2\pi }{P}}{\frac {M_{s}}{M_{s}+M_{2}}}\sin(i)$ ,

missä M s on tutkittavan komponentin massa, M 2 on toisen komponentin massa. Näin ollen tarkkailemalla molempia komponentteja voidaan määrittää binäärin muodostavien tähtien massojen suhde. Jos käytämme uudelleen Keplerin kolmatta lakia, niin jälkimmäinen pelkistetään seuraavaan:

$f(M_{2})={\frac {PV_{{s1}}}{2\pi G}}$ ,

jossa G on gravitaatiovakio ja f(M 2 ) on tähden massafunktio ja on määritelmän mukaan yhtä suuri:

$f(M_{2})\equiv {\frac {(M_{2}\sin(i))^{3}}{(M_{1}+M_{2})^{2}}}$ .

Jos rata ei ole ympyrä, vaan siinä on epäkeskisyys, voidaan osoittaa, että massafunktiolle kiertorata P on kerrottava kertoimella . $(1-e^{2})^{{3/2}}$

Jos toista komponenttia ei havaita, niin funktio f(M 2 ) toimii sen massan alarajana.

On huomattava, että tutkimalla vain säteittäisiä nopeuskäyriä on mahdotonta määrittää kaikkia binäärijärjestelmän parametreja, epävarmuus on aina tuntemattoman kiertoradan kaltevuuskulman muodossa [2] .

Komponenttien massojen määrittäminen

Lähes aina kahden tähden gravitaatiovuorovaikutusta kuvataan riittävän tarkasti Newtonin laeilla ja Keplerin laeilla , jotka ovat seurausta Newtonin laeista. Mutta kaksoispulsareiden kuvaamiseksi (katso Taylor-Hulse pulsari ) on turvauduttava yleiseen suhteellisuusteoriaan . Relativististen vaikutusten havainnollisia ilmenemismuotoja tutkimalla voidaan jälleen kerran tarkistaa suhteellisuusteorian paikkansapitävyys.

Keplerin kolmas laki liittää kierrosjakson komponenttien väliseen etäisyyteen ja järjestelmän massaan:

P=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{G(M_{1}+M_{2})))}

missä on kierrosjakso, on järjestelmän puolipääakseli ja komponenttien massat, on gravitaatiovakio . Visuaalisessa binäärijärjestelmässä on mahdollista määrittää molempien komponenttien kiertoradat, laskea jakso ja puoliakseli sekä massasuhde. Järjestelmän binääriluonne voidaan kuitenkin usein päätellä vain spektritietojen perusteella (spektribinääridata). Spektriviivojen liikkeestä voidaan määrittää yhden komponentin ja harvoin kahden komponentin radiaaliset nopeudet kerralla. Jos vain yhden komponentin säteittäinen nopeus tunnetaan, niin täydellistä tietoa massoista ei saada, mutta on mahdollista muodostaa massafunktio ja määrittää toisen komponentin massan yläraja, mikä tarkoittaa sitä, voiko se saada. olla musta aukko tai neutronitähti. $P$ $a$ $M_{1}$ $M_{2}$ $G$

Löytämisen ja tutkimuksen historia

Ensimmäinen, joka esitti idean binääritähtien olemassaolosta, oli John Michell (pastori John Michell). Vuonna 1767 Royal Societylle pitämässään puheessa hän ehdotti, että monet binäärinä pidetyt tähdet voisivat todellakin olla fyysisesti sukua. Sir William Herschel julkaisi havainnolliset todisteet tälle hypoteesille vuonna 1802 [13] .

Katso myös

Muistiinpanot

↑ 1 2 A.A. Kiselev. Kaksoistähdet . Astronet (12. joulukuuta 2005). Haettu 27. huhtikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 5. huhtikuuta 2013. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 5 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: 2. VUOSI 2006. - S. 208 -223. — 398 s. - 1500 kappaletta. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Täpläinterferometria ja "nopeiden" visuaalisten binaarien kiertoradat
↑ VV Makarov ja GH Kaplan. Tilastolliset rajoitukset astrometrisille binaarisarjoille epälineaarisen liikkeen kanssa . - .
↑ paavi, Benjamin; Martinache, Frantz; Tuthill, Peter. Dancing in the Dark: New Brown Dwarf Binaries from Kernel Phase Interferometry. - 2013. - .
↑ Binääritähtien painovoimamikrolinssi: valokäyrän synteesi . - 1997. (linkki ei saavutettavissa)
↑ Choi, J.-Y.; Han, C.; Udalski, A.; Sumi, T jne. Mikrolinssillä löydettiin erittäin tiukka, erittäin pienimassainen ruskea binäärinen kääpiöpopulaatio. - 2013. - .
↑ V.M. Lipunov. Algolin paradoksi . Haettu 11. toukokuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016. (määrätön)
↑ Richard B. Larson. Binääriominaisuuksien vaikutukset tähtien muodostumisen teorioihin (englanti) . - 2001. Arkistoitu 28. toukokuuta 2008.
↑ 1 2 3 Kaitlin M. Kratter. Binaarien muodostuminen (englanniksi) . - 2011. - . - arXiv : 1109.3740 .
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sun, Yi-Sui. Erilaisten planeettajärjestelmien muodostaminen .
↑ 1 2 3 A.V. Goncharsky, A.M. Cherepashchuk, A.G. Yagola. Astrofysiikan huonot ongelmat. - Moskova: Nauka, 1985. - S. 68-101. — 351 s. - 2500 kappaletta.
↑ Hans Zinnecker. Binary Stars: Historical Millestones (englanniksi) : konferenssijulkaisut. - Binääritähtien muodostumisen IAU symposium, 2001. - Voi. 200 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. toukokuuta 2008.

Kirjallisuus

Binaaritähdet / P. G. Kulikovsky // Cosmos Physics: Little Encyclopedia / Toim.: R. A. Sunyaev (päätoimittaja) ja muut - 2. painos. - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1986. - S. 238-241. — 783 s. – 70 000 kappaletta.
Lipunov V. M. Binääritähtien maailmassa. — M .: Nauka . Fysikaalisen ja matemaattisen kirjallisuuden pääpainos, 1986. - 208 s. - (Kvanttikirjasto; Numero 52). - 111 000 kappaletta.

Linkit

BinSim - Binary Star -visualisointiohjelmisto
Spektriset kaksoitähdet
Astrometrisen binaarin kiertorata (linkki ei käytettävissä)

Sanakirjat ja tietosanakirjat

Suuri tanskalainen
Iso venäläinen
Suuri Neuvostoliitto (1 painos)
Britannica (verkossa)

Bibliografisissa luetteloissa
BNF : 11969477z GND : 4150454-9 J9U : 987007531742305171 LCCN : sh85127456 NDL : 00575138 NKC : ph114377

tähtijärjestelmät
Painovoiman sitoma	Galaxy kääpiögalaksi pallomainen tähtijoukko avoin tähtijoukko Fyysisesti kaksoistähti Fyysisesti monitähti
Ei sidottu painovoimaan	tähtivirta tähtiyhdistys Liikkuva joukko tähtiä karannut tähti hypernopeus tähti
Yhdistetty visuaalisesti	Optinen kaksoistähti Optisesti monitähti tähdistö Asterismi tähtijoukko