ستارگان دوتایی (Binary Stars)

بیشتر ستارگان اطراف ما، یا به گفته دیگر بیشتر ستارگانی که ما با ابزار های اپتیکی خود مشاهده می کنیم تک ستاره نیستند بلکه سیستم های دو یا چند ستاره ای هستند که به خاطر نیروی گرانشیشان در حال گردش به دور یکدیگرند. زمانی که ویلیام هرشل  (Herschel) در سال 1804 سیستم دوتایی ستاره‌ اول‌ دو پيكر (Castor) را کشف کرد، کیهانی بودن قوانین مکانیک نیوتن ثابت شد.

ما با مشاهده نوع حرکت ستارگان دوتایی می توانیم سرعت، شعاع، جرم، تابندگی و بسیاری دیگر از ویژگی های آنها را دریابیم، همانطور که پیشتر گفته شد بیشتر ستارگان اطراف ما را سیستم های دوتایی پر کرده اند(میان 55 تا 75 درصد)، و این ما را در یافتن مشخصات فیزکی این ستارگان و بویژه تخمین جرم که به روش مشاهده تنها برای ستارگان دوتایی ممکن است، یاری می دهد.

به خاطر دلایل مشاهده ای و فیزیکی سیستم های دوتایی را به چند بخش تقسیم می کنند:

دوتایی ظاهری یا بصری یا نوری (apparent binary)

گاهی دو ستاره در نزدیکی یکدیگر به نظر می رسند ولی بسیار از هم دورند و تنها به این خاطر که ما آنها را نزدیک هم می بینیم دوتایی به نظر می رسند اما پس ای مدتی حرکت هایی که دارند نشان می دهد که تحت گرانش یکدیگر قرار نگرفته اند، لازم به گفتن است که این نوع سیستم ها بسیار کمیابند و بیشتر سیستم های دوتایی که مشاهده می کنیم حقیقی هستند.

دوتایی مریی (visual binary)

سیستم های دوتایی هستند که با ابزار اپتیکی به سادگی قابل تفکیک اند، دو ستاره اگر فاصله مراکزشان بیشتر از یک اینچ باشد با تلسکوپ قابل تفکیکند. این دو ستاره باید در نقطه ای از مدار کاملا ازیکدیگر جدا شوند وگرنه دوتایی بودنشان با این روش مشخص نمی شود، به این خاطر و بنابر قانون سوم کپلر کامل شدن یک دوره شاید صد تا هزار سال به طول بی انجامد.

دوتایی نجومی یا نجوم سنجی (astrometric binary)

گاهی ممکن است جز کم نورتر چنان کم نور باشد که نتوان با تلسکوپ آن را دید، یعنی اینگونه دوتایی ها در تلسکوپ تنها به صورت یک ستاره به نظر می رسند. اما ستاره کم نور به دلیل اثر گرانیشی که بر دیگری می گذارد قابل آشکارسازی است.  زیرا این اثر گرانشی سبب می شود که ستاره پرنورتر در مسیر نوسانی یا موجی شکلی حرکت کند و این نشان می دهد که ستاره مورد نظر با یک همدم نامریی به گرد مرکز جرمشان در حرکت هستند. این اثر برای زمین و ماه نیز برقرار است.

دوتایی طیف سنجی (spectroscopic binary)

سیستم های نامریی هستند که دوتایی بودنشان به وسیله نوسانات دوره ای در خطوط طیفیشان آشکار می گردد. طیف یک دوتایی طیف سنجی خطوطی ارایه می دهد که با تناوبی بر حسب طول موج نوسان می کنند. در برخی موارد اشکال طیفی دیده می شوند که با فازهای مخالف نوسان می کنند، در موارد دیگر یک ستاره کم نورتر از آن است که خطوط طیفیش آشکار گردد و ما تنها یک مجموعه از خطوط طیفی نوسان کننده را ثبت می کنیم.

دوتایی طیفی (specrum binary)

یک سیستم نامریی که تصاویر طیفی حرکت مداری را آشکار نمی کنند، اما دو طیف کاملا متفاوت بر روی هم نشان داده می شوند. ما نتیجه می گیریم که سیستمی دوتایی تولید کننده این دو طیف هستند. برای نمونه طیف ستارگان داغ خطوط وابسته به اتم های یونیده را نشان می دهد و طیف ستارگان سرد خطوط وابسته به مولکولها را نشان می هد، هرگاه ما هر دو طیف را از جسمی که به نظر تک ستاره می آید دریافت کنیم می توانیم نتیجه بگیریم که به یک سیستم  دوتایی رو برو هستیم چون یک ستاره نمی تواند هم زمان هم داغ باشد هم سرد. همچنین زمانی که دو ستاره شرایط مشابه داشته باشند(یعنی دارای دما و درنتیجه طیف برابری باشند) گاهی که در یک راستا از دید ناظر زمینی قرار می گیرند نمی توان اثر دوپلر را مشاهده کرد اما در زمان های دیگر یک ستاره قرمز گرایی و دیگری آبی گرایی دارد.

دوتایی گرفتی (eclipsing binary)

سیستم های دوتایی که در آن دو ستاره به طور متناوب یکدیگر را می پوشانند و سبب تغییرات متناوب در روشنایی سیستم می شوند. این نوع ستارگان می توانند از نوع مریی، نجومی یا طیف سنجی باشند. زمانی که میل مداری یک سیستم دوتایی نزدیک به 90 درجه است، هر یک از ستاره ها می توانند به طور دوره ای دیگری را بپوشانند.

دوتایی های گرفتی به آسانی با روشنایی های متناوبشان آشکار می شوند. اگر قدر چنین سیستمی را به صورت تابعی از زمان ترسیم کنیم، منحنی نوری به دست می آوریم که عموما دو کمینه در روشنایی با عمق های متفاوت دارند. زمانی که ستارگان در گرفت نیستند روشنایی تقریبا برحسب زمان ثابت می ماند. کمینه عمیق تر زمانی رخ می دهد که ستاره داغ تر از پس ستاره سردتر در گذر است.

یک نکته مهم این است که دوتایی های گرفتی معمولا طیف سنجی نیز هستند. در نتیجه می توانییم از روی منحنی های سرعت، تندی آنها را بر حسب کیلومتر بر ثانیه بدست آوریم. از سوی دیگر با دانستن شعاع های ستاره ای، ممکن است نسبت تابندگی های ستاره ای و تابندگی کل سیستم را پیدا کنیم، و سپس از آن فاصله دوتایی و شار سیستم را بدست آوریم.

دوتایی های تماسی (contact binary)

برخی از سیستم های دوتایی چندان به هم نزدیکند که ممکن است با یکدیگر تبادل جرم داشته باشند. اگر فضای اطراف این ستاره ها را بررسی کنیم یک ناحیه معین به صورت 8 خواهیم یافت، مکانی که در آنها گرانیهای موثر دوستاره به هم می رسند L گرانی موثر صفر می شود. هر نیمه از 8 نواحی تحت کنترل گرانی موثر هر ستاره را نشان می دهد، این بخش های را لبه های روچ (roche lobe) می نامند.

اگر هر دو ستاره از لبه های روچ کوچکتر باشند این سیستم جداست (detached)، اگر یکی از ستاره ها لبه های روچ را پر کند سیستم نیمه جدا (semi-deteached) است، در این سیستم ها ماده می تواند از نقطه L به ستاره دیگر جریان یابد. و اگر هردو ستاره لبه های روچ خود را پر کنند، در تماس اند (contact) و یک پوشش مشترک از ماده هر دو را می پوشاند.

اکنون به چند نکته می پردازیم:

با توجه به چیزی که در خورشید مشاهده می کنیم این انتظار را داریم که دیگر ستارگان نیز تاریکی لبه ای را نشان دهند.

در مدارهای دوتایی ستاره داغتر بخشی از جو ستاره سرد تر را که نزدیک تر است داغ خواهد کرد. این گاز داغتر درخشنده تر است و منجر به اثر بازتابی می شود.

در دوتایی های نزدیک به هم، اجرام گازی این ستاره ها به صورت کره هایی کشیده می شوند و در طول خطوط مرکزیشان تغییر شکل می دهند، و می دانیم که این ستاره ها به گرد خودشان نیز می گردند و این سبب اثر بیضی گون می شود. اگر تغییر شکل زیاد باشد ممکن است جریان های گازی از جو ستاره ای به درون فضای اطراف ستاره ای کشیده شود مانند بتا شلیاق (Beta Lyrae)  این گاز به سادگی در طیف قابل مشاده است.

persiansky

نگاشته شده به وسیله آرش