Gwiazda binarna – Wikipedia

Gwiazda binarna z zaćmieniami.
Poniżej: Zmienność postrzeganej jasności.

W astronomii A Gwiazda binarna Lub dwójkowy ^{[[[ Pierwszy ]} , nazywane również Układ binarny (gwiezdny) Lub Fizyczna podwójna gwiazda , jest rodzajem systemu binarnego złożonego z dwóch gwiazd krążących wokół środka wspólnej grawitacji.

Termin „gwiazda binarna” najwyraźniej wymyślono przez Williama Herschela w 1802 roku, aby wskazać ‘ Prawdziwa podwójna gwiazda – Związek dwóch gwiazd, które są uformowane razem w systemie przez prawa grawitacji » . Na Xxi ^{To jest} Wiek, gwiazdy binarne są podzielone na różne typy zgodnie z ich obserwowalnymi właściwościami: binarne, binarne, astrometryczne, binarne spektroskopowe i binarne z zaćmieniami. Gwiazdy mogą należeć do kilku z tych kategorii, na przykład kilka binarnych spektroskopowych jest również zaćmieniami binarnymi. Kolejna klasyfikacja w trzech kategoriach opiera się na odległości gwiazd: odłączonego binarnego, binarnego binarnego i kontaktowego. W tym przypadku często zdarza się, że gwiazdy binarne są gwiazdami zmiennymi.

Przez długi czas astronomowie uważali, że około połowa gwiazd należała do systemów binarnych lub potrójnych. Od tego czasu badania wskazują, że sytuacja nie jest taka prosta. Ułamek gwiazd binarnych w zależności od czasu może się różnić, ponieważ niektóre zjawiska, takie jak Supernowa, mogą oderwać gwiazdę od swojego towarzysza. Ponadto nie jest jasne, czy ułamek oryginalnego binarny, podczas tworzenia gwiazd jest uniwersalny, czy nie, i jeśli jest taki sam dla gwiazd dowolnej masy początkowej.

Orbita gwiazdy binarnej.

Wyrażenie gwiazdy binarnej zostało po raz pierwszy użyte przez Williama Herschela w 1802 roku ^{[[[ 2 ]} Według własnej definicji „prawdziwa podwójna gwiazda – zjednoczenie dwóch gwiazd, które są uformowane razem w systemie przez prawa uniwersalnej atrakcji”. Wszelkie bardzo bliskie gwiazdy mogą pojawić się jako gwiazdy binarne, najbardziej znanym przypadkiem jest mizar i Alcor w Big Bear. Możliwe jest jednak, że podwójna gwiazda jest najwyraźniej tylko systemem binarnym: dwie gwiazdy mogą być w dużej mierze oddzielone w przestrzeni, ale pojawiają się w tym samym kierunku od punktu widzenia Ziemi. Te binarne fałszywe osoby nazywane są „pary optyczne” lub „pary optyczne”. Wraz z wynalezieniem teleskopu znaleziono wiele par tego typu. W 1780 r. Herschel zmierzyła separację i orientacje prawie 700 par, które były systemami binarnymi, i stwierdził, że prawie 50 z nich zmieniło orientację po dwóch dekadach obserwacji.

Prawdziwy binarny to para gwiazd połączonych grawitacją. Gdy można je wyróżnić za pomocą wystarczająco potężnego teleskopu (lub jeśli to konieczne, stosując metody interferometrii), są one znane jako binarie wizualne. W innych przypadkach jedynym wskazaniem jest efekt Dopplera-Fizeau emitowanego światła. Takie systemy, znane jako binarie spektroskopowe, są stosunkowo bliskimi parami gwiazd z okresem wspólnej orbity, w której linie spektralne każdego światła są kierowane do niebieskiego, gdy zbliżają się, a następnie w kierunku czerwieni, gdy odchodzą od nas, podczas ruchu podczas ruchu podczas ruchu wokół ich środka powszechnej grawitacji. Jeśli plan orbitalny jest bliski naszego punktu widzenia, dwie gwiazdy są częściowo lub całkowicie regularne, a system nazywany jest zaćmieniami, a Beta Persei jest dobrym przykładem.

Reprezentacja systemu binarnego Albireo.

Gwiazdy binarne, które są zarówno binarnymi, jak i spektroskopowymi binarami, są rzadkie, ale są również cennym źródłem informacji (masa komponentów). Wizualne gwiazdy binarne są w rzeczywistości często bardzo odrębne, z okresami mierzonymi przez dziesięciolecia, a nawet stuleci; Dlatego na ogół mają prędkości orbitalne, które są zbyt małe, aby mierzyć spektroskopowo. I odwrotnie, spektroskopowe gwiazdy binarne szybko poruszają się na swoją orbitę, ponieważ są blisko siebie: ogólnie zbyt blisko, aby je wykryć jako binarne. Jedynymi spektroskopowymi binarami, które mogą również pojawiać się jako binarne wizualne, są zatem te bliskie Ziemi.

Astronomowie odkryli, że niektóre gwiazdy wydają się orbitować wokół pustej przestrzeni. Binaria astrometryczne to stosunkowo bliskie gwiazdy, które można zobaczyć oscylujące wokół punktu, bez widocznego towarzysza. W przypadku pewnych binarów spektroskopowych istnieje tylko seria linii do przodu i do tyłu. Matematyka stosowana do binarów wizualnych można w tym przypadku zastosować w celu wydedukowania masy niewidzialnego towarzysza. Towarzysz powinien być bardzo słaby, aby zostać zamaskowanym przez blask drugiej gwiazdy, lub może być obiektem, który emituje niewielkie lub żadne promieniowanie elektromagnetyczne, na przykład gwiazda neutronowa. W niektórych przykładach istnieje wiele dowodów na to, że niewidzialny towarzysz jest czarną dziurą, ciało o grawitacji, tak że nawet światło nie mogło uciec. Tego rodzaju pliki binarne są znane jako binarie X o wysokiej masie. Najlepszym znanym przykładem jest Cygnus X-1, gdzie masa niewidzialnego towarzysza jest prawdopodobnie 9 razy większa niż słońce; Ostrzeżenie w dużej mierze granice oppenheimera-volkoffa (maksymalna masa gwiazdy neutronowej, jedynego rodzaju gwiazdy możliwego dla tego rodzaju binarnego). Z tego punktu widzenia Cygnus X-1 jest pierwszym obiektem powszechnie akceptowanym jako czarna dziura.

Ten system ma „gwiazdę towarzyszącą” i kompaktowy obiekt (biały karłowca; gwiazda neutronowa lub czarna dziura tworząca „system o wysokiej energii”). Tworzy się według 2 możliwości: 2 gwiazdki powstają jednocześnie, jedna jest bardziej masywna, niż staje się zwartą gwiazdą; Kompaktowy obiekt postępujący w przestrzeni spotyka inną gwiazdę, a następnie wsiada na orbitę przez grawitację.

Kiedy gwiazda towarzysza jest blisko kompaktowego obiektu i jest stosunkowo masywną gwiazdą, naturalnie ewoluuje w kierunku gigantycznej czerwonej gwiazdy. Jego promień następnie rośnie niewiarygodnie (więcej niż jeden współczynnik 100), a następnie może wchłonąć kompaktowy obiekt: jest to faza ewolucji z kopertą ^{[[[ 3 ]} . Jeśli system jest niestabilny, ta koperta jest wyrzucona i kończymy gwiazdorskimi wilkiem. Jeśli system jest stabilny, kompaktowy obiekt jest spiralny wewnątrz serca gwiazdy towarzyszącego (modele ewolucji gwiezdnych, wówczas dostarczają obiektów Thorne-ritkow lub symbiotycznej gwiazdy).

Nakrecja materiału gwiazdy zainicjowanej przez kompaktowy obiekt jest wytwarzany w postaci kuli lub dysku akrecyjnego. Gwiazda neutronowa lub czarna dziura może powodować dysze na poziomie dyskrecji gwiazdy towarzyszącego: gwiazda binarna tworzy następnie mikrokwasar (w 2011 r., Około dwudziestu jest wymienionych z układu słonecznego) lub mikroblazaru (teoretycznego, ponieważ nigdy nie obserwowano) ^{[[[ 4 ]} .

Systemy planetarne wokół gwiazd binarnych [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Fakt, że na orbicie na Orbicie są dwie gwiazdy, od dawna przekonuje, że jest mało prawdopodobne, aby procesja planet udało się zachować stabilną na orbicie wokół gwiezdnej pary. Niemniej jednak znane jest kilka planetów w krążeniu ^{[[[ 5 ] W [[[ 6 ]} .

Syriusz jest przykładem gwiazdy binarnej.

Powiązane artykuły [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]

Linki zewnętrzne [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]