ดาวคู่ทางกายภาพ ระบบไบนารีและดาวหลายดวง

ดาวไบนารี (ไบนารีทางกายภาพ)

- ดาวสองดวงรวมกันด้วยแรงโน้มถ่วงและโคจรเป็นวงรี (ในบางกรณี - วงกลม) โคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม นอกจากนี้ยังมีทางกายภาพหลายอย่าง ดาว - สามเท่า, สี่เท่า, ฯลฯ แต่จำนวนของพวกเขาน้อยกว่าที่มีอยู่จริง ง. ถ้าส่วนประกอบของกายภาพ ง. สามารถมองเห็นได้โดยตรงผ่านกล้องโทรทรรศน์หรือในภาพถ่าย (ได้มาเพื่อการนี้โดยใช้ astrographs ระยะโฟกัสยาว) จากนั้นจึงเรียกว่า ภาพดาวคู่ DZ ที่แน่นหนา ซึ่งไม่สามารถตรวจพบความเป็นคู่ได้แม้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุด อาจกลายเป็นไบนารีสเปกโทรสโกปีหรือไบนารีการบดบัง (กล่าวอีกนัยหนึ่งคือ ตัวแปรการบดบัง ดู ) ครั้งแรกแสดงให้เห็นถึงความเป็นคู่ของพวกเขาเป็นระยะ ความผันผวนหรือการแยกส่วนของสเปกตรัม บรรทัดที่สอง - เป็นระยะ การเปลี่ยนแปลงความสว่างโดยรวมของดวงดาว ในบางกรณี ความเป็นคู่สามารถกำหนดได้ด้วยวิธีการ หรือโดยการลงทะเบียนความเร็วสูงของการบดบังของดวงดาวโดยดวงจันทร์ (เส้นโค้งเชิงแสงของการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวเดี่ยวและดาวคู่จะแตกต่างกัน) ถึง D. h. พวกเขายังรวมถึง: ดาว astrometric ที่มีดาวเทียมมืด (ในหมู่ดาวที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์พบดาว astrometric ประมาณ 20 ดวง); ดาวฤกษ์ที่มีสเปกตรัมซับซ้อน (การรวมกันของสองสเปกตรัมที่แตกต่างกัน); คู่กว้างคือดาวที่มีค่าลักษณะเฉพาะร่วมกันมาก การเคลื่อนที่ (กล่าวคือ มีการกระจัดเชิงมุมขนาดใหญ่ของดาวข้ามทรงกลมท้องฟ้า แสดงเป็นหน่วยอาร์ควินาทีต่อปี) ในอวกาศ ส่วนประกอบต่างๆ สามารถแยกออกได้ด้วย AU หลายหมื่น และช่วงเวลาของการปฏิวัติอาจมีหลายช่วง ล้านปี โฟโตเมตริก D. h. บางครั้งเรียกว่า ระบบเลขฐานสอง (หลายระบบ) เช่นกัน ความหลากหลายนั้นเปิดเผยโดยวิธีการวัดแสงแบบหลายสีของดาวโดยพิจารณาจากการเปรียบเทียบบนไดอะแกรมสองสี (หลากสี) (ดู )

ที่เกี่ยวข้อง จำนวนดาวคู่ที่รู้จัก (และหลายดวง) เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง ปัจจุบันเชื่อกันว่าดาวส่วนใหญ่ (อาจจะมากกว่า 70%) รวมตัวกันเป็นระบบที่มีหลายหลากมากหรือน้อย จากที่รู้จัก D. h. ประมาณ 1/3 กลายเป็นดาวหลายหลากสามเท่าหรือสูงกว่า รู้จักดาวหกและเจ็ดเท่า

สิ่งที่น่าสนใจอย่างยิ่งคือ D. z. To-rykh รวมถึงทางกายภาพ ดาวแปรผัน (เช่น ) และอาจเป็นเพราะ ในกรณีนี้ สามารถประมาณมวลของวัตถุเหล่านี้ได้

เมื่อสังเกต วิชวล ดับเบิ้ลสตาร์พวกเขาวัดระยะห่างระหว่างส่วนประกอบและมุมตำแหน่งของเส้นศูนย์หรือกล่าวอีกนัยหนึ่งมุมระหว่างทิศทางไปยังขั้วโลกเหนือของโลกและทิศทางของเส้นที่เชื่อมต่อดาวหลัก (สว่างกว่า) กับเพื่อน ( มะเดื่อ 1). การสังเกตระยะยาวสามารถเปิดเผยความโค้งของวิถีโคจรของการเคลื่อนที่สัมพัทธ์ของดาวเทียม และทำให้สามารถประมาณคาบการโคจรได้

จำนวนไบนารีภาพที่ค้นพบ (รวมถึงคู่แบบกว้าง) เกิน 60,000 ในจำนวนนี้มีเพียง 10,000 เท่านั้นที่วัดอย่างสม่ำเสมอมากหรือน้อย พบแล้วมากกว่า 500 ตัวที่มีความโค้งของเส้นทางมากพอที่จะพยายามกำหนดรูปร่างของความสัมพันธ์ วงโคจร ประมาณ 150 D. z. มีการกำหนดวงโคจรเช่น ตามวิถีโคจรที่ชัดเจนของดาวเทียมรอบดาวฤกษ์หลัก องค์ประกอบของวงโคจรที่แท้จริงจะถูกคำนวณ โดยระบุรูปร่างและขนาดของวงโคจร ช่องว่างของมัน ปฐมนิเทศ. ข้อมูลเหล่านี้สามารถใช้ทำนายตำแหน่งของดาวเทียมในวงโคจรได้ (รูปที่ 2) มีเพียงวงโคจร 80 D. z. สามารถพิจารณาได้อย่างน่าเชื่อถือเพียงพอที่จะใช้พวกมันเพื่อพยายามกำหนดมวลของดาว - ส่วนประกอบไบนารี การประยุกต์กฎข้อที่สามของเคปเลอร์กับการเคลื่อนที่ของ D. z. ด้วยระยะทางที่ทราบทำให้เป็นไปได้ (เกือบเดียวเท่านั้น) ที่จะกำหนดมวลของดาว (ดู)

การเปลี่ยนแปลงออฟเซ็ตหรือการแยกส่วนของสเปกตรัม เส้นของดาวคู่สเปกตรัมทำให้สามารถกำหนด ซึ่งเป็นการฉายภาพความเร็วการโคจรไปยังแนวสายตา (รูปที่ 3) เส้นโค้งความเร็วในแนวรัศมี (รูปที่ 4) - หนึ่งองค์ประกอบหรือทั้งสองอย่าง หากดาวเทียมมีความสว่างไม่แตกต่างกันมากเกินไปจากดาวฤกษ์หลักและเส้นขององค์ประกอบทั้งสองมองเห็นได้ในสเปกตรัมและสามารถวัดได้ - ทำให้สามารถคำนวณได้ องค์ประกอบของวงโคจรที่แท้จริง (ขององค์ประกอบที่สว่างรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม หรือองค์ประกอบที่อ่อนแอกว่ารอบๆ วัตถุที่สว่าง ซึ่งอยู่ในโฟกัสที่สัมพันธ์กับวงโคจร หรือสุดท้าย องค์ประกอบแต่ละส่วนสัมพันธ์กับจุดศูนย์กลางมวลของระบบ , รูปที่ 5). บางช่วงของดาวคู่สเปกตรัมอยู่ในช่วง 0.1084 วัน ( หมีน้อย) มากถึง 59.8 ปี (การมองเห็น D. h. หมีใหญ่). ดาวคู่แฝดสเปกโตรสโกปีส่วนใหญ่มีคาบเรียงตามลำดับจากหลายดวง วัน โดยรวมแล้วมีการค้นพบไบนารีสเปกโตรสโกปีมากกว่า 3,000 รายการและมีการคำนวณองค์ประกอบวงโคจรประมาณ 1,000 รายการ

เส้นโค้งแสงของสุริยุปราคา D. แสดงให้เห็นเป็นระยะ ความสว่างลดลง - หนึ่งหรือสองครั้งต่อคาบและความสว่างคงที่ระหว่างค่าต่ำสุด (สำหรับดาวอย่าง Algol) หรือการเปลี่ยนแปลงอย่างต่อเนื่องของมัน (สำหรับดาวอย่าง Lyra หรือ W Ursa Major ในกรณีหลัง minima จะมีความลึกเกือบเท่ากัน ดู) จำนวนการเกิดสุริยุปราคาแบบเปิด D. z. เกิน 5 พัน

ข้าว. 4. อิทธิพลของรูปร่างและทิศทางของวงโคจรที่มีต่อรูปร่าง เส้นโค้งความเร็วเรเดียล: 1 - วงโคจรเป็นวงกลม; 2 - ความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจร อี=- 0.5, ลองจิจูดเพอริแอสตรอน; 3 - ความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจร อี=0,5, ; a, b, c, d - ตำแหน่งของดาวบริวารและ ความเร็วในแนวรัศมีที่สอดคล้องกัน

การวิเคราะห์เส้นโค้งทำให้สามารถระบุได้ไม่เพียงแต่องค์ประกอบของวงโคจรของ DZ ที่สุริยุปราคา แต่ยังรวมถึงคุณลักษณะบางอย่างของส่วนประกอบด้วย (รูปร่าง มิติ แสดงเป็นเศษส่วนของกึ่งแกนหลักของวงโคจรหรือเป็นกิโลเมตร หากมีการวัดความเร็วในแนวรัศมีเพิ่มเติม) ความแม่นยำสูงทันสมัย ตาแมว การวัดแสงในบางกรณีทำให้สามารถระบุและคำนึงถึงผลกระทบของเส้นแสงที่เรียกว่าเส้นโค้งแสงบนเส้นโค้งแสงได้ ผลกระทบที่ละเอียดอ่อนเช่น มืดลงที่ขอบของดิสก์ของดาวรวมทั้งแสดงระดับความเบี่ยงเบนของรูปร่างของส่วนประกอบจากทรงกลมสำหรับไบนารีที่ใกล้เคียงมากในเชิงปริมาณ (ประเภท Lyra และ W Ursa Major) ด้วยความเยื้องศูนย์กลางที่เห็นได้ชัดเจนของวงโคจร จึงสามารถตรวจจับผลกระทบของการหมุนของเส้น apsidal (เช่น เส้นที่เชื่อมระหว่างเพอริแอสตรอนและอะพอสเตอร์ดู) ซึ่งอาจเกิดจากการมีอยู่ขององค์ประกอบที่สามที่ยังไม่ได้ค้นพบ ของระบบหรือรูปร่างของดาวฤกษ์ที่แตกต่างจากทรงกลมอย่างเห็นได้ชัดเนื่องจากการผิดรูปของคลื่นของส่วนประกอบใกล้เคียง ถ้าหนึ่งในองค์ประกอบของการบดบัง D. z. - ดาราดังและอีกคนหนึ่งเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์ที่มีบรรยากาศแผ่ขยายออกไป จากนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะศึกษารายละเอียดอย่างละเอียดมากเกี่ยวกับโครงสร้างและองค์ประกอบของบรรยากาศของซุปเปอร์ไจแอนต์จากการเปลี่ยนแปลงของสเปกตรัมการบดบังเมื่อดาวร้อนจะส่องผ่าน บรรยากาศของ supergiant ในช่วงสุริยุปราคา เส้นดูดกลืนจะเปลี่ยนเมื่อดาวร้อน "จม" ลงในชั้นบรรยากาศที่ขยายออกของซุปเปอร์ไจแอนต์ที่หนาแน่นขึ้น ตัวอย่างของคู่ดังกล่าวคือ Charioteer (ระยะเวลา 27 ปีซึ่งสุริยุปราคาประมาณ 2 ปี!) และ Auriga (ระยะเวลา 972 วันคราสใช้เวลาประมาณ 40 วัน)

ดาวฤกษ์ไบนารีเป็นวัตถุทั่วไปในเอกภพที่สังเกตได้ แต่ถึงกระนั้นก็ตาม นักดาราศาสตร์ทั่วโลกสนใจเรื่องนี้อย่างแท้จริง

นักวิทยาศาสตร์กล่าวว่าดาวคู่ประกอบขึ้นประมาณครึ่งหนึ่งของดาวทั้งหมดในดาราจักรของเรา ดาวคู่เป็นระบบที่ประกอบด้วยวัตถุสองดวง (ดาว) ที่เชื่อมต่อกันด้วยแรงโน้มถ่วง ดาวทั้งสองในระบบโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมของพวกมัน ระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์อาจแตกต่างกันไป เช่นเดียวกับมวลของดาวเหล่านี้ ตลอดจนขนาดของดาวฤกษ์เหล่านี้ ดาวทั้งสองดวงที่รวมอยู่ในระบบโน้มถ่วงสามารถมีลักษณะที่คล้ายคลึงกันและมีลักษณะเฉพาะได้ ตัวอย่างเช่น ดาว A อาจมีมวลหรือขนาดที่ใหญ่กว่าดาว B

ดาวคู่ถูกทำเครื่องหมายด้วยตัวอักษรละติน โดยปกติตัวอักษร "A" จะหมายถึงสหายที่สว่างกว่าและมีขนาดใหญ่กว่า ตัวอักษร "B" เป็นดาวฤกษ์ที่สว่างน้อยกว่าและมีมวลน้อยกว่า

ตัวอย่างที่โดดเด่นของระบบดาวคู่คือระบบดาวที่อยู่ใกล้เราที่สุด - A และ B. มันคือ ระบบที่สมบูรณ์จากสองดาว Alpha Centauri เองประกอบด้วยสามองค์ประกอบ หากคุณมองดูดาวดวงนี้โดยไม่ได้ใช้เครื่องมือเกี่ยวกับการมองเห็นต่างๆ ด้วยตาเปล่า ดวงดาวนั้นจะถูกมองว่าเป็นดาวดวงเดียว หากเรามองผ่านกล้องโทรทรรศน์ เราจะเห็นส่วนประกอบสองหรือสามอย่างของระบบนี้อย่างชัดเจน ตัวอย่างอื่นๆ ของดาวคู่ ได้แก่ ระบบ Beta Lyrae ระบบ Beta Perseus (Algol) และดาวอื่นๆ

การจำแนกประเภท

นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบมานานแล้วว่าดาวคู่สามารถแตกต่างกันในประเภทของต้นกำเนิด พารามิเตอร์ทางกายภาพ และลักษณะอื่นๆ ด้วยเหตุนี้นักวิทยาศาสตร์จึงเสนอให้จำแนกวัตถุเหล่านี้ ทรงกลมท้องฟ้า. ตามอัตภาพ ดาวคู่แบ่งออกเป็นสองประเภท: ดาวฤกษ์ระหว่างที่ไม่มีการแลกเปลี่ยนมวล และดาวฤกษ์ระหว่างที่มันเกิดขึ้น เกิดขึ้นหรือจะเกิดขึ้นในอนาคต ในทางกลับกันแบ่งออกเป็นการติดต่อและกึ่งแยก ในระบบการติดต่อ ดาวทั้งสองจะเติมกลีบของโรช ในกึ่งแบ่ง - เพียงหนึ่งดาว

นอกจากการจำแนกประเภทข้างต้นแล้ว ดาวคู่ยังสามารถแบ่งได้ตามวิธีการสังเกต ดังนั้นจึงมีดาวคู่ทางดาราศาสตร์ บดบัง สเปกตรัมและมองเห็นได้

ดาวคู่ทางดาราศาสตร์ตรวจพบบนท้องฟ้าโดยการสังเกตการเปลี่ยนแปลงและการไม่เป็นเชิงเส้นในการเคลื่อนที่ของวัตถุที่มองเห็นได้ของระบบ ด้วยวิธีนี้ นักดาราศาสตร์มักจะค้นพบดาวแคระน้ำตาลที่ไม่สามารถตรวจพบด้วยวิธีอื่นได้ สามารถตรวจจับดาวคู่ที่มืดลงได้โดยแก้ไขการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวคู่หนึ่ง ในระหว่างการหมุน ดวงดาวข้างเคียงส่องแสงซึ่งกันและกัน และด้วยเหตุนี้ พวกมันจึงให้ตัวเองเป็นดาวคู่ วิธีการตรวจหาดาวคู่คือการวัดเป็นเวลาหลายคืน การเคลื่อนตัวของเส้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์เมื่อเวลาผ่านไป ความแตกต่างอย่างมากระหว่างความเร็วต่ำสุดและสูงสุดของดาวฤกษ์ การเปลี่ยนแปลงความเร็วในแนวรัศมี - ทั้งหมดนี้อาจบ่งชี้ว่าการที่เราสังเกตพบ ร่างกายสวรรค์- ดับเบิ้ลสตาร์ วิธีการมองเห็นเพื่อตรวจจับดาวคู่นั้นง่ายที่สุด ด้วยกล้องโทรทรรศน์อันทรงพลัง เราสามารถตรวจจับดาวคู่ซึ่งสะดวกต่อการสังเกตด้วยตาเปล่าและอยู่ห่างจากเราค่อนข้างใกล้

ปรากฏการณ์และปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับดาวคู่

ปรากฏการณ์ที่น่าสนใจที่เกี่ยวข้องกับ ดาวคู่, เป็นความขัดแย้งของอัลกอล Algol เป็นดาวคู่ที่อยู่ในกลุ่มดาว Perseus ตาม ทฤษฎีทั่วไปวิวัฒนาการ ร่างกายสวรรค์ยิ่งดาวมีมวลมากเท่าไรก็ยิ่งผ่านวิวัฒนาการทุกระยะได้เร็วเท่านั้น แต่ Algol Paradox อยู่ในข้อเท็จจริงที่ว่า Algol B ซึ่งเป็นส่วนประกอบของดาวคู่ที่มีมวลน้อยกว่านั้น มีวิวัฒนาการที่เก่ากว่าองค์ประกอบที่มีมวลมากกว่าในระบบนี้ Algol A. นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าความขัดแย้งนี้เกี่ยวข้องโดยตรงกับผลกระทบ การไหลของมวลในระบบดาวคู่แบบปิด เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กกว่าสามารถวิวัฒนาการได้เร็วกว่าองค์ประกอบที่มีมวลมากกว่าในระบบ

ปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ที่น่าสนใจอีกประการหนึ่งในดาวคู่นั้นมีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับ Algol Paradox - นี่คือการแลกเปลี่ยนมวลระหว่างพวกมัน ส่วนประกอบของดาวคู่สามารถแลกเปลี่ยนมวลและอนุภาคของกันและกันได้ แต่ละองค์ประกอบมีกลีบ Roche ซึ่งเป็นบริเวณที่แรงโน้มถ่วงของสหายตัวหนึ่งมีอิทธิพลเหนือแรงโน้มถ่วงของอีกตัวหนึ่ง จุดที่กลีบโรชของดาวทั้งสองมาบรรจบกันเรียกว่าจุดลากรองจ์ เมื่อถึงจุดนี้ สารของสหายคนหนึ่งสามารถไหลไปยังอีกคนหนึ่งได้

ปรากฏการณ์ที่น่าสนใจที่เกี่ยวข้องกับดาวคู่ยังสามารถถือได้ว่าเป็นระบบชีวภาพของดาวคู่ ระบบเหล่านี้มักจะประกอบด้วยดาวยักษ์แดงและ ดาวแคระขาวที่หมุนรอบศูนย์กลางมวลร่วมกัน อายุการใช้งานของระบบดังกล่าวค่อนข้างสั้น อย่างไรก็ตาม ลักษณะเหล่านี้มีลักษณะเป็นแสงแฟลร์คล้ายโนวาที่สามารถเพิ่มความสว่างของดาวได้ 2-3 เท่า นอกจากนี้ ดาวคู่ที่เป็นสิ่งมีชีวิตแบบพึ่งพาอาศัยกันยังมีคุณลักษณะทางดาราศาสตร์ที่น่าสนใจอื่นๆ ที่ดึงดูดใจของนักดาราศาสตร์ทั่วโลก

กำเนิดและวิวัฒนาการของดาวคู่

โดยหลักการแล้วการกำเนิดและวิวัฒนาการของดาวคู่เกิดขึ้น ตามสถานการณ์เดียวกันกับในดาวฤกษ์ธรรมดา อย่างไรก็ตาม มีความแตกต่างบางอย่างที่แยกแยะการกำเนิดและวิวัฒนาการของระบบเลขฐานสองจากกำเนิดและวิวัฒนาการของผู้ทรงคุณวุฒิเดี่ยว

วิวัฒนาการของระบบเลขฐานสองอย่างใกล้ชิดตามที่ศิลปินเห็น

เช่นเดียวกับดาวดวงเดียว ระบบดาวคู่ถูกสร้างขึ้นภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงจากเมฆก๊าซและฝุ่น มีทฤษฎีที่นิยมมากที่สุดสามประการของการก่อตัวดาวคู่ในดาราศาสตร์สมัยใหม่ ประการแรกเชื่อมโยงการก่อตัวของระบบเลขฐานสองกับการแยกในระยะเริ่มต้นของแกนกลางทั่วไปของโปรโตคลาวด์ซึ่งทำหน้าที่เป็นวัสดุสำหรับการเกิดขึ้นของระบบเลขฐานสอง ทฤษฎีที่สองเกี่ยวข้องกับการกระจายตัวของดิสก์โปรโตสเตลลาร์ อันเป็นผลมาจากการที่ไม่เพียงแต่ระบบดาวคู่เท่านั้น แต่ยังอาจปรากฏขึ้นอีกหลายระบบของดาวด้วย การกระจายตัวของดิสก์โปรโตสเตลล่าเกิดขึ้นในระยะหลังกว่าการแตกแฟรกเมนต์ของแกนกลาง ทฤษฎีล่าสุดกล่าวว่าการก่อตัวของดาวคู่เป็นไปได้ผ่านกระบวนการทางกายภาพและเคมีแบบไดนามิกภายในโปรโตคลาวด์ ซึ่งทำหน้าที่เป็นวัสดุสำหรับการก่อตัวของดาวฤกษ์

ดาวเคราะห์นอกระบบรอบดาวคู่

มวล - หนึ่งในลักษณะทางกายภาพที่สำคัญที่สุดของดาว - สามารถกำหนดได้จากผลกระทบที่มีต่อการเคลื่อนที่ของวัตถุอื่น วัตถุอื่นๆ ดังกล่าวคือบริวารของดาวฤกษ์บางดวง (รวมถึงดาวฤกษ์ด้วย) ซึ่งโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมด้วย

หากคุณดูที่ Ursa Major ซึ่งเป็นดาวดวงที่สองจากปลาย "ด้ามจับ" ของ "ทัพพี" ของเธอ เมื่อมองเห็นตามปกติ คุณจะเห็นดาวจางดวงที่สองอยู่ใกล้มาก ชาวอาหรับโบราณสังเกตเห็นเธอและเรียกว่าอัลคอร์ (นักขี่ม้า) พวกเขาตั้งชื่อดาวสว่างมิซาร์ พวกเขาสามารถเรียกได้ว่าเป็นดาวคู่ Mizar และ Alcor แยกออกจากกันโดย . ด้วยกล้องส่องทางไกล คุณสามารถหาคู่ที่เป็นตัวเอกเหล่านี้ได้มากมาย ดังนั้น ไลราจึงประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่เหมือนกันสองดวงที่มีขนาด 4 โดยมีระยะห่างระหว่างกัน 5 ดวง

ข้าว. 80. วงโคจรของดาวเทียมของดาวคู่ (v ราศีกันย์) เทียบกับดาวหลักซึ่งอยู่ห่างจากเราคือ 10 ชิ้น (จุดทำเครื่องหมายตำแหน่งที่วัดได้ของดาวเทียมในปีที่ระบุ ความเบี่ยงเบนจากวงรีเกิดจากข้อผิดพลาดในการสังเกต)

ดาวไบนารีเรียกว่า ไบนารีภาพ ถ้าสามารถมองเห็นความเป็นคู่ได้จากการสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์โดยตรง

ในกล้องโทรทรรศน์ไลรา ดาวสี่ดวงที่มองเห็นได้ ระบบที่มีจำนวนดาวเรียกว่าพหุคูณ

ภาพไบนารีจำนวนมากกลายเป็นไบนารีออปติคัล กล่าวคือ ความใกล้ชิดของดาวสองดวงดังกล่าวเป็นผลมาจากการสุ่มฉายขึ้นสู่ท้องฟ้า อันที่จริงพวกมันอยู่ไกลกันในอวกาศ และในระหว่างการสังเกตระยะยาว เราสามารถมั่นใจได้ว่าหนึ่งในนั้นผ่านอีกอันโดยไม่เปลี่ยนทิศทางด้วยความเร็วคงที่ แต่บางครั้ง เมื่อสังเกตดวงดาว ปรากฎว่าดาวข้างเคียงที่อ่อนแอกว่าจะหมุนรอบดาวที่สว่างกว่า ระยะห่างระหว่างพวกเขากับทิศทางของเส้นที่เชื่อมต่อกันเปลี่ยนแปลงอย่างเป็นระบบ ดาวดังกล่าวเรียกว่าเลขฐานสองทางกายภาพ พวกมันก่อตัวเป็นระบบเดียวและหมุนเวียนภายใต้การกระทำของแรงดึงดูดซึ่งกันและกันรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม

ดาวคู่จำนวนมากถูกค้นพบและศึกษาโดยนักวิทยาศาสตร์ชาวรัสเซียชื่อ V. Ya. Struve คาบการโคจรที่สั้นที่สุดที่ทราบสำหรับดาวคู่เชิงทัศนศาสตร์คือ 5 ปี คู่ที่มีระยะเวลาหมุนเวียนหลายสิบปีจะมีการศึกษาคู่ที่มีระยะเวลาหลายร้อยปีในอนาคต ดาวที่ใกล้เคียงที่สุดสำหรับเรา เซ็นทอรี คือดาวคู่ ระยะเวลาหมุนเวียนขององค์ประกอบ (ส่วนประกอบ) คือ 70 ปี ดาวทั้งสองดวงในคู่นี้มีมวลและอุณหภูมิใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์

ดาวฤกษ์หลักมักไม่อยู่ในโฟกัสของวงรีที่มองเห็นได้ซึ่งอธิบายโดยดาวเทียม เนื่องจากเราเห็นวงโคจรของมันในการฉายภาพบิดเบี้ยว (รูปที่ 80) แต่ความรู้เกี่ยวกับเรขาคณิตทำให้สามารถคืนค่ารูปร่างที่แท้จริงของวงโคจรและวัดแกนกึ่งแกนหลัก a ในไม่กี่วินาทีของส่วนโค้ง หากทราบระยะห่างจากดาวคู่ในพาร์เซกและกึ่งแกนเอกของวงโคจรของดาวบริวารในหน่วยวินาทีของส่วนโค้ง เท่ากับหน่วยดาราศาสตร์ (เนื่องจากจะเท่ากับ:

ลักษณะที่สำคัญที่สุดของดาวฤกษ์พร้อมกับความส่องสว่างคือมวลของมัน ความหมายโดยตรงมวลเป็นไปได้สำหรับดาวคู่เท่านั้น โดยการเปรียบเทียบกับมาตรา § 9.4 การเปรียบเทียบการเคลื่อนที่ของดาวเทียม

ดาวที่มีการเคลื่อนที่ของโลกรอบดวงอาทิตย์ (ซึ่งระยะเวลาของการปฏิวัติคือ 1 ปีและกึ่งแกนหลักของวงโคจรคือ 1 AU) เราสามารถเขียนตามกฎข้อที่สามของเคปเลอร์:

โดยที่มวลขององค์ประกอบในดาวคู่หนึ่งคือมวลของดวงอาทิตย์และโลก และคาบการโคจรของทั้งคู่เป็นปี ละเลยมวลของโลกเมื่อเปรียบเทียบกับมวลของดวงอาทิตย์ เราจะได้ผลรวมของมวลของดวงดาวที่ประกอบเป็นคู่ในมวลของดวงอาทิตย์:

ในการหามวลของดาวแต่ละดวงแยกจากกัน จำเป็นต้องศึกษาการเคลื่อนที่ของดาวแต่ละดวงที่สัมพันธ์กับดาวฤกษ์รอบข้างและคำนวณระยะทางจากจุดศูนย์กลางมวลร่วม แล้วเราจะได้สมการที่สองคือ

ไปและกลับจากระบบสมการสองสมการ เราพบมวลทั้งสองแยกจากกัน

ดาวคู่ในกล้องโทรทรรศน์มักเป็นภาพที่สวยงาม ดาวหลักคือสีเหลืองหรือสีส้ม และดาวเทียมเป็นสีขาวหรือสีน้ำเงิน ลองนึกภาพสีสันต่างๆ มากมายบนดาวเคราะห์ดวงหนึ่งที่โคจรรอบดาวฤกษ์คู่หนึ่ง ซึ่งดวงอาทิตย์สีแดงส่องแสงอยู่บนท้องฟ้า จากนั้นเป็นสีน้ำเงิน แล้วจึงมารวมกันทั้งสองดวง

มวลของดาวฤกษ์ที่กำหนดโดยวิธีการที่อธิบายไว้แตกต่างกันน้อยกว่าความส่องสว่างของดาวมาก โดยมีค่าประมาณ 0.1 ถึง 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มวลขนาดใหญ่หายากมาก โดยปกติดาวฤกษ์จะมีมวลน้อยกว่า 5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เราเห็นว่าจากมุมมองของความส่องสว่างและอุณหภูมิ ดวงอาทิตย์ของเราเป็นดาวฤกษ์ธรรมดาทั่วไป ไม่มีอะไรโดดเด่นเป็นพิเศษ

(ดูการสแกน)

2. ดาวคู่สเปกตรัม

หากดวงดาวที่หมุนเวียนกันเข้ามาใกล้กัน แม้แต่ในกล้องโทรทรรศน์ที่ทรงพลังที่สุดก็ไม่สามารถแยกมองเห็นได้ ในกรณีนี้ ความเป็นคู่สามารถกำหนดได้จากสเปกตรัม หากระนาบของวงโคจรของคู่ดังกล่าวเกือบจะตรงกับแนวสายตา และความเร็วการหมุนสูง ดังนั้นความเร็วของดาวแต่ละดวงในการฉายภาพไปยังแนวสายตาจะเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็ว ในกรณีนี้ สเปกตรัมของดาวคู่จะซ้อนทับกัน และเนื่องจากความต่างของความเร็วของดาวฤกษ์เหล่านี้

ข้าว. 81. คำอธิบายของการแยกทางหรือความผันผวนของเส้นในสเปกตรัมของดาวคู่สเปกตรัม

ดาวมีขนาดใหญ่แล้วเส้นในสเปกตรัมของแต่ละดวงจะเลื่อนไปในทิศทางตรงกันข้ามค่าการเลื่อนจะเปลี่ยนตามคาบเท่ากับคาบการหมุนของคู่ถ้าความสว่างและสเปกตรัมของดาวที่ประกอบเป็นคู่ คล้ายกัน จากนั้นจะสังเกตการแยกเส้นสเปกตรัมซ้ำเป็นระยะในสเปกตรัมของดาวคู่ (รูปที่ 81) ปล่อยให้ส่วนประกอบอยู่ในตำแหน่งหรือจากนั้นหนึ่งในนั้นก็เคลื่อนเข้าหาผู้สังเกตและอีกองค์ประกอบหนึ่ง - อยู่ห่างจากเขา (รูปที่ 81, I, III) ในกรณีนี้ จะสังเกตเห็นการแยกเส้นสเปกตรัม ในดาวฤกษ์ที่กำลังใกล้เข้ามา เส้นสเปกตรัมจะเปลี่ยนเป็นสีน้ำเงินของสเปกตรัม และในดาวที่ถอยกลับเป็นสีแดง เมื่อส่วนประกอบของดาวคู่ครอบครองตำแหน่งหรือ (รูปที่ 81, II, IV) จากนั้นทั้งคู่จะเคลื่อนที่เป็นมุมฉากไปยังแนวสายตาและจะไม่มีการแยกส่วนของเส้นสเปกตรัม

หากดาวดวงใดดวงหนึ่งส่องแสงอ่อนๆ จะมองเห็นเพียงเส้นของดาวอีกดวงหนึ่งเท่านั้น และจะเคลื่อนที่เป็นระยะๆ

หนึ่งในองค์ประกอบของ Mizar ก็คือตัวมันเองเป็นไบนารีสเปกโทรสโกปี

3. Eclipsing binary stars - อัลกอล

หากแนวการมองเห็นเกือบจะอยู่ในระนาบของวงโคจรของดาวคู่สเปกตรัม ดวงดาวของคู่นั้นก็จะขวางกันสลับกัน ในช่วงสุริยุปราคา ความสว่างโดยรวมของคู่ที่ส่วนประกอบที่เราไม่สามารถมองเห็นแยกกันได้จะลดลง (ตำแหน่ง B และ D ในรูปที่ 82) ในช่วงเวลาที่เหลือ ในช่วงเวลาระหว่างสุริยุปราคาจะเกือบคงที่ (ตำแหน่ง A และ C) และยิ่งนานขึ้น ระยะเวลาของสุริยุปราคาจะสั้นลงและรัศมีของวงโคจรยิ่งมากขึ้น ถ้าดาวเทียมมีขนาดใหญ่แต่ให้แสงน้อยเองเมื่อแสงจ้า

ดาวบดบังความสว่างโดยรวมของระบบจะลดลงเพียงเล็กน้อยเท่านั้น

ความสว่างขั้นต่ำของดาวคู่ที่บดบังเกิดขึ้นเมื่อองค์ประกอบของมันเคลื่อนผ่านแนวสายตา การวิเคราะห์เส้นโค้งขนาดปรากฏชัดเจนตามฟังก์ชันของเวลาทำให้สามารถระบุขนาดและความสว่างของดวงดาว ขนาดของวงโคจร รูปร่างและความเอียงของเส้นสายตา ตลอดจนมวลของดวงดาวได้ ดังนั้น ระบบสุริยะคู่แบบสุริยุปราคา (eclipsing binaries) หรือระบบไบนารีแบบสเปกโตรสโกปี (spectroscopic binaries) จึงเป็นระบบที่มีการศึกษาดีที่สุด น่าเสียดายที่ระบบดังกล่าวค่อนข้างเป็นที่รู้จักน้อย

สุริยุปราคาสองดาวเรียกอีกอย่างว่าอัลกอล ตามชื่อตัวแทนทั่วไปของเพอร์ซีอุส ชาวอาหรับโบราณเรียกว่า Perseus Algol (นิสัยเสีย el gul) ซึ่งแปลว่า "ปีศาจ" เป็นไปได้ว่าพวกเขาสังเกตเห็นพฤติกรรมแปลก ๆ ของเธอ: เป็นเวลา 2 วัน 11 ชั่วโมงความสว่างของ Algol คงที่จากนั้นใน 5 ชั่วโมงมันจะลดขนาดลงจาก 2.3 เป็น 3.5 และจากนั้นใน 5 ชั่วโมงความสว่างจะกลับมาเป็นค่าก่อนหน้า

คาบของดาวคู่สเปกโตรสโกปีและอัลกอลที่รู้จักมักสั้น ประมาณสองสามวัน โดยรวมแล้ว ความเท่าเทียมของดาวฤกษ์เป็นปรากฏการณ์ที่พบบ่อยมาก สถิติแสดงให้เห็นว่ามากถึง 30% ของดาวฤกษ์ทั้งหมดอาจเป็นเลขฐานสอง การได้รับข้อมูลที่หลากหลายเกี่ยวกับดาวฤกษ์แต่ละดวงและระบบของดาวฤกษ์แต่ละดวงจากการวิเคราะห์สเปกโทรสโกปีไบนารีและไบนารีการสุริยุปราคาเป็นตัวอย่างของความเป็นไปได้ที่ไม่จำกัดของมนุษย์ ความรู้ความเข้าใจ

ข้าว. 82. การเปลี่ยนแปลงความสว่างที่ชัดเจนของไลราและรูปแบบการเคลื่อนที่ของดาวเทียม (รูปร่างของดาวที่อยู่ใกล้กันเนื่องจากเอฟเฟกต์คลื่นอาจแตกต่างกันอย่างมากจากทรงกลม)

ดาวจำนวนมากที่มองเห็นได้ในกาแลคซีของเราและที่อื่น ๆ เป็นของคู่กันและทวีคูณมากขึ้น กล่าวคือ เราสามารถพูดได้อย่างมั่นใจว่าดวงอาทิตย์ดาวดวงเดียวของเราเป็นชนกลุ่มน้อยในการจำแนกระบบดาว มาพูดถึงระบบเหล่านี้กัน

บางแหล่งกล่าวว่ามีเพียง 30% ของจำนวนดาวทั้งหมดที่เป็นดาวดวงเดียว ในบางแหล่ง คุณสามารถหาเลข 25 ได้ แต่ด้วยการปรับปรุงวิธีการวัดและศึกษาดาวคู่และหลายดวง เปอร์เซ็นต์ของดาวดวงเดียวจึงเปลี่ยนไป สาเหตุหลักมาจากความยากในการตรวจจับดาวขนาดเล็ก (ในขนาดแต่ไม่ใช่มวล) จนถึงปัจจุบัน นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบหลายอย่างที่เมื่อค้นพบครั้งแรก อาจพอดีกับคำอธิบายของดาวทุติยภูมิในระบบของดาวสองดวงหรือมากกว่านั้น หลังจากการศึกษาอย่างละเอียดและการคำนวณหลายครั้งแล้วเท่านั้น ตัวเลือกนี้ไม่รวมว่านี่คือดาวฤกษ์ และ วัตถุที่พบจัดเป็นดาวเคราะห์ (ถูกกำหนดโดยมวล, โดยแรงโน้มถ่วง, โดย ตำแหน่งสัมพัทธ์พฤติกรรมและปัจจัยอื่นๆ อีกมากมาย)

ดาวคู่

คัปปา บูทส์

ระบบดาวสองดวงที่ผูกกับแรงโน้มถ่วงเรียกว่า ระบบดาวคู่หรือง่ายๆ ดับเบิ้ลสตาร์.

ก่อนอื่นควรเน้นว่าดาวสองดวงที่อยู่ติดกันทางแสงไม่ใช่ดาวคู่ทั้งหมด ตามมาด้วยดาวที่มองเห็นได้บนท้องฟ้าใกล้กันสำหรับผู้สังเกตจากโลก แต่ในขณะเดียวกัน ไม่ได้เชื่อมด้วยแรงโน้มถ่วงและไม่มีจุดศูนย์กลางมวลร่วมกัน เรียกว่า แสงคู่. ตัวอย่างที่ดีคือ α Capricornus - ดาวคู่หนึ่งอยู่ห่างจากกันมาก (ประมาณ 580 ปีแสง) แต่ดูเหมือนว่าเราจะอยู่ใกล้กัน

ดาวคู่ทางกายภาพโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมและเชื่อมโยงถึงกันด้วยแรงโน้มถ่วง ตัวอย่างคือ η () ของแคสสิโอเปีย จากคาบของการหมุนและระยะห่างร่วมกัน เราสามารถกำหนดมวลของดาวแต่ละดวงได้ ระยะเวลาการหมุนมีช่วงที่น่าประทับใจ ตั้งแต่หลายนาที เมื่อถึงการหมุนของดาวแคระรอบดาวนิวตรอน ไปจนถึงหลายล้านปี ระยะห่างระหว่างดวงดาวสามารถประมาณได้ตั้งแต่ 10 10 ถึง 10 16 เมตร (ประมาณ 1 ปีแสง)

ดาวไบนารีมีการแบ่งประเภทที่กว้างมาก นี่เป็นเพียงประเด็นหลัก:

• Astrometric(คุณสามารถเห็นการเคลื่อนไหวของวัตถุสองชิ้นพร้อมกัน);
• สเปกตรัม(ความเป็นคู่ถูกกำหนดโดยเส้นสเปกตรัม);
• สุริยุปราคาไบนารี(เนื่องจากมุมเอียงที่แตกต่างกันของวงโคจร การหรี่แสงของดาวดวงหนึ่งโดยอีกดวงหนึ่งเป็นระยะ ๆ สังเกตได้);
• ไมโครเลนส์(เมื่อมีวัตถุอวกาศที่มีสนามโน้มถ่วงรุนแรงระหว่างระบบกับผู้สังเกต วิธีนี้จะพบดาวแคระน้ำตาลมวลต่ำ)
• Speckle interferometric(ตามขีดจำกัดการเลี้ยวเบนของความละเอียดของดาว จะพบดาวคู่)
• เอกซเรย์.

หลายดาว

ตามชื่อที่บอกไว้ ถ้าจำนวนดาวที่เชื่อมต่อถึงกันมีมากกว่าสองดวง สิ่งนี้ ระบบดาวหลายดวงหรือ . พวกเขายังแบ่งออกเป็นดาวฤกษ์หลายดวงทางแสงและทางกายภาพ ถ้าจำนวนดาวในระบบสามารถเห็นได้ด้วยตาเปล่า ผ่านกล้องส่องทางไกล หรือกล้องดูดาว จะเรียกดาวดังกล่าวว่า มองเห็นได้หลายภาพ. หากจำเป็นต้องมีการวัดสเปกตรัมเพิ่มเติมเพื่อกำหนดหลายหลากของระบบ ดังนั้นสิ่งนี้ สเปกตรัมหลายระบบ. และถ้าหลายหลากของระบบถูกกำหนดโดยการเปลี่ยนแปลงของความสว่างแล้วสิ่งนี้ บดบังหลายระบบ. ตัวอย่างง่ายๆ ของดาวสามดวงแสดงอยู่ด้านล่าง - นี่คือดาว HD 188753ในกลุ่มดาว Cygnus:

ทริปเปิ้ลสตาร์ HD 188753

ดังที่คุณเห็นในภาพด้านบน ในระบบสามดวงมีดาวฤกษ์คู่หนึ่งที่เกี่ยวข้องกันอย่างใกล้ชิดและอีกดวงหนึ่งอยู่ห่างไกลกันซึ่งมีมวลมากกว่า ซึ่งทั้งสองดวงจะหมุนไปรอบๆ แต่บ่อยครั้งกว่านั้น ดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างไกลจะโคจรรอบดาวฤกษ์ที่เกี่ยวข้องกันอย่างใกล้ชิดซึ่งเป็นทั้งมวลเพียงดวงเดียว คู่นั้นเรียกว่า หลัก.

แน่นอน ความหลากหลายไม่ได้จำกัดอยู่แค่สามดาวเท่านั้น มีระบบสี่ห้าและหกดาว ยิ่งทวีคูณมากเท่าไหร่ ระบบก็จะยิ่งน้อยลงเท่านั้น ตัวอย่างเช่น ดาว ε ไลรา เป็นดาวที่เชื่อมต่อถึงกันสองคู่ ซึ่งอยู่ห่างจากกันในระยะไกลมาก นักวิทยาศาสตร์ได้คำนวณคร่าวๆ แล้วว่าระยะห่างระหว่างคู่ควรมากกว่าระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์ 5 เท่าหรือมากกว่าภายในหนึ่งคู่

ตัวอย่างที่ดีที่สุดของระบบดาวหกแฉกคือ ลูกล้อในกลุ่มดาว ในนั้นดาวสามคู่โต้ตอบกันอย่างเป็นระเบียบ ยังไม่พบดาวมากกว่า 6 ดวงในระบบ

ดาวหลายดวงครอบครองนักดาราศาสตร์ผู้สังเกตการณ์ไม่น้อยกว่าวัตถุท้องฟ้าลึก ระบบดวงดาวจะดูสวยงามเป็นพิเศษเมื่อส่วนประกอบในนั้นมีสีอ่อนต่างกัน ตัวอย่างเช่น หนึ่งในนั้นคือสีแดงเย็น และอีกระบบหนึ่งคือดาวสีน้ำเงินที่ร้อนและสว่าง มีหนังสืออ้างอิงหลายเล่มที่มีรายละเอียดลักษณะเฉพาะของดาวคู่ที่มีชื่อเสียงและน่าสนใจที่สุดและมีดาวหลายดวงสำหรับการสังเกต ฉันจะแนะนำระบบบางอย่างให้คุณทราบในบทความแยกต่างหาก

> ดับเบิ้ลสตาร์

– คุณสมบัติการสังเกต: มันคืออะไรกับภาพถ่ายและวิดีโอ, การตรวจจับ, การแบ่งประเภท, ทวีคูณและตัวแปร, วิธีและตำแหน่งที่จะมองใน Ursa Major

ดาวบนท้องฟ้ามักก่อตัวเป็นกระจุก ซึ่งอาจหนาแน่นหรือกระจัดกระจาย แต่บางครั้งระหว่างดวงดาวก็มีสายสัมพันธ์ที่แน่นแฟ้นยิ่งขึ้น และเป็นเรื่องปกติที่จะพูดถึงระบบเลขฐานสองหรือ ดาวคู่. พวกเขาจะเรียกว่าทวีคูณ ในระบบดังกล่าว ดวงดาวมีอิทธิพลโดยตรงต่อกันและกันและมีวิวัฒนาการร่วมกันเสมอ ตัวอย่างของดาวดังกล่าว (แม้ว่าจะมีตัวแปรอยู่) สามารถพบได้ในกลุ่มดาวที่มีชื่อเสียงที่สุด เช่น กลุ่มดาวหมีใหญ่

การค้นพบดาวคู่

การค้นพบดาวคู่เป็นหนึ่งในความสำเร็จครั้งแรกของกล้องส่องทางไกลดาราศาสตร์ ระบบแรกของประเภทนี้คือคู่ Mizar ในกลุ่มดาวหมีใหญ่ ซึ่งถูกค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี Ricciolli เนื่องจากมีดาวฤกษ์จำนวนมหาศาลในจักรวาล นักวิทยาศาสตร์จึงตัดสินใจว่ามิซาร์จะไม่ใช่ระบบดาวคู่เพียงระบบเดียว และข้อสันนิษฐานของพวกเขากลับกลายเป็นว่ามีเหตุผลโดยสมบูรณ์จากการสังเกตในอนาคต

ในปี ค.ศ. 1804 วิลเลียม เฮอร์เชล นักดาราศาสตร์ที่มีชื่อเสียงซึ่งได้ทำการสังเกตการณ์ทางวิทยาศาสตร์มาเป็นเวลา 24 ปี ได้ตีพิมพ์แคตตาล็อกที่มีรายละเอียดดาวคู่ 700 ดวง แต่ถึงอย่างนั้นก็ไม่มีข้อมูลว่ามีการเชื่อมต่อทางกายภาพระหว่างดวงดาวในระบบดังกล่าวหรือไม่

ส่วนประกอบขนาดเล็ก "ดูด" ก๊าซจากดาวฤกษ์ขนาดใหญ่

นักวิทยาศาสตร์บางคนมองว่าดาวคู่ขึ้นอยู่กับการรวมตัวของดาวฤกษ์ร่วมกัน ข้อโต้แย้งของพวกเขาคือความฉลาดที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกันขององค์ประกอบของทั้งคู่ ดังนั้นจึงดูเหมือนว่าพวกเขาถูกแยกออกจากกันด้วยระยะทางที่สำคัญ เพื่อยืนยันหรือหักล้างสมมติฐานนี้ จำเป็นต้องวัดการกระจัดของดาวแบบพารัลแลกติก เฮอร์เชลรับภารกิจนี้ และเขาก็ประหลาดใจที่พบสิ่งต่อไปนี้ วิถีโคจรของดาวแต่ละดวงมีรูปร่างเป็นวงรีที่ซับซ้อน และไม่ใช่รูปแบบของการแกว่งแบบสมมาตรที่มีระยะเวลาหกเดือน วิดีโอแสดงวิวัฒนาการของดาวคู่

วิดีโอนี้แสดงวิวัฒนาการของดาวคู่ใกล้คู่:

คุณสามารถเปลี่ยนคำบรรยายได้โดยคลิกที่ปุ่ม "cc"

ตาม กฎทางกายภาพกลศาสตร์ท้องฟ้า วัตถุสองชิ้นที่เคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงจับเป็นวงรี ผลการวิจัยของเฮอร์เชลกลายเป็นข้อพิสูจน์ของการสันนิษฐานว่าในระบบเลขฐานสองมีความเชื่อมโยงระหว่างแรงโน้มถ่วง

การจำแนกดาวคู่

โดยปกติดาวไบนารีจะถูกจัดกลุ่มเป็นประเภทต่อไปนี้: ไบนารีสเปกโทรสโกปี, ไบนารีเชิงแสง และไบนารีภาพ การจำแนกประเภทนี้ช่วยให้คุณเข้าใจถึงการจำแนกประเภทของดาวฤกษ์ แต่ไม่ได้สะท้อนถึงโครงสร้างภายใน

ด้วยกล้องโทรทรรศน์ คุณสามารถระบุความเป็นคู่ของดาวคู่ที่มองเห็นได้อย่างง่ายดาย วันนี้ มีข้อมูลเกี่ยวกับดาวคู่ที่มองเห็นได้ 70,000 ดวง ในขณะเดียวกัน มีเพียง 1% เท่านั้นที่มีวงโคจรเป็นของตัวเอง หนึ่งช่วงการโคจรสามารถอยู่ได้ตั้งแต่หลายทศวรรษจนถึงหลายศตวรรษ ในทางกลับกัน การจัดตำแหน่งของเส้นทางการโคจรต้องใช้ความพยายามอย่างมาก ความอดทน การคำนวณที่แม่นยำที่สุด และการสังเกตระยะยาวในสภาพของหอดูดาว

บ่อยครั้ง ชุมชนวิทยาศาสตร์มีข้อมูลเกี่ยวกับชิ้นส่วนของการเคลื่อนที่ของวงโคจรเท่านั้น และพวกเขาสร้างส่วนที่ขาดหายไปของเส้นทางขึ้นใหม่โดยใช้วิธีการนิรนัย อย่าลืมว่าระนาบของวงโคจรอาจเอียงเมื่อเทียบกับแนวสายตา ในกรณีนี้ วงโคจรที่ชัดเจนแตกต่างจากวงโคจรจริงอย่างมาก แน่นอน ด้วยความแม่นยำในการคำนวณสูง เราจึงสามารถคำนวณวงโคจรที่แท้จริงของระบบเลขฐานสองได้ ด้วยเหตุนี้ กฎหมายที่หนึ่งและสองของเคปเลอร์จึงมีผลบังคับใช้

มิซาร์และอัลคอร์ Mizar เป็นดาวคู่ ทางขวามือคือดาวเทียมอัลคอร์ มีเพียงปีแสงระหว่างพวกเขา

เมื่อกำหนดวงโคจรที่แท้จริงแล้ว นักวิทยาศาสตร์สามารถคำนวณระยะห่างเชิงมุมระหว่างดาวคู่ มวลของพวกมัน และคาบการหมุนของพวกมัน บ่อยครั้ง กฎข้อที่สามของเคปเลอร์ใช้สำหรับสิ่งนี้ ซึ่งช่วยให้ค้นหาผลรวมของมวลของส่วนประกอบของคู่ แต่สำหรับสิ่งนี้ คุณต้องรู้ระยะห่างระหว่างโลกกับดาวคู่

ดาวโฟโตเมตริกสองเท่า

ลักษณะคู่ของดาวดังกล่าวสามารถทราบได้จากความผันผวนของความสว่างเป็นระยะเท่านั้น ในระหว่างที่พวกมันเคลื่อนที่ ดาวประเภทนี้จะบดบังซึ่งกันและกัน ด้วยเหตุนี้จึงมักเรียกพวกมันว่าสุริยุปราคาคู่ ระนาบการโคจรของดาวเหล่านี้อยู่ใกล้กับแนวเส้นสายตา ยิ่งพื้นที่คราสเล็กลง ความสว่างของดาวก็จะยิ่งต่ำลง โดยการศึกษาเส้นโค้งแสง ผู้วิจัยสามารถคำนวณมุมเอียงของระนาบโคจรได้ เมื่อแก้ไขสุริยุปราคาสองครั้ง เส้นโค้งแสงจะมีค่าต่ำสุดสองค่า (ลดลง) ช่วงเวลาที่สังเกตค่าต่ำสุดต่อเนื่องกัน 3 ครั้งบนเส้นโค้งแสงเรียกว่าคาบการโคจร

คาบของดาวคู่นั้นกินเวลาตั้งแต่สองสามชั่วโมงจนถึงหลายวัน ซึ่งทำให้สั้นลงเมื่อเทียบกับคาบของดาวคู่ที่มองเห็นได้ (ดาวคู่เชิงแสง)

ดาวคู่สเปกตรัม

นักวิจัยแก้ไขกระบวนการแยกเส้นสเปกตรัมซึ่งเกิดขึ้นจากผลกระทบของดอปเปลอร์ด้วยวิธีสเปกโตรสโคปี หากองค์ประกอบหนึ่งเป็นดาวจาง จะสังเกตได้เพียงความผันผวนเป็นระยะในตำแหน่งของเส้นเดียวบนท้องฟ้า วิธีนี้ใช้เฉพาะเมื่อส่วนประกอบของระบบเลขฐานสองอยู่ในระยะห่างน้อยที่สุด และการระบุด้วยกล้องโทรทรรศน์มีความซับซ้อน

ดาวไบนารีที่สามารถตรวจสอบได้ผ่านปรากฏการณ์ดอปเปลอร์และสเปกโตรสโคปเรียกว่าไบนารีสเปกโตรสโกปี อย่างไรก็ตาม ไม่ใช่ว่าดาวคู่ทุกดวงจะมีลักษณะสเปกตรัม ส่วนประกอบทั้งสองของระบบสามารถเข้าใกล้และเคลื่อนตัวออกจากกันในแนวรัศมี

จากผลการศึกษาทางดาราศาสตร์ ดาวคู่ส่วนใหญ่ตั้งอยู่ในดาราจักร ทางช้างเผือก. อัตราส่วนของดาวเดี่ยวและดาวคู่เป็นเปอร์เซ็นต์เป็นเรื่องยากมากที่จะคำนวณ การใช้การลบ คุณสามารถลบจำนวนดาวคู่ที่รู้จักออกจากจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดได้ ในกรณีนี้ จะเห็นได้ชัดว่าดาวคู่อยู่ในส่วนน้อย อย่างไรก็ตามวิธีนี้ไม่สามารถเรียกได้ว่าแม่นยำมาก นักดาราศาสตร์คุ้นเคยกับคำว่า "ผลการคัดเลือก" ในการแก้ไขความเป็นคู่ของดวงดาว เราควรกำหนดคุณสมบัติหลักของพวกมัน ซึ่งจะต้องใช้อุปกรณ์พิเศษ ในบางกรณี การแก้ไขดาวคู่นั้นยากมาก ดังนั้นดาวฤกษ์คู่ที่มองเห็นได้มักจะไม่สามารถมองเห็นได้ในระยะทางที่ไกลจากนักดาราศาสตร์ บางครั้งมันเป็นไปไม่ได้ที่จะกำหนดระยะห่างเชิงมุมระหว่างดวงดาวเป็นคู่ ในการแก้ไขดาวคู่สเปกตรัมหรือโฟโตเมตริก จำเป็นต้องวัดความยาวคลื่นในเส้นสเปกตรัมอย่างระมัดระวังและรวบรวมการปรับของฟลักซ์แสง ในกรณีนี้ ความสว่างของดวงดาวควรจะสว่างเพียงพอ

ทั้งหมดนี้ช่วยลดจำนวนดาวที่เหมาะสมสำหรับการศึกษา

ตามการพัฒนาทางทฤษฎี สัดส่วนของดาวคู่ในประชากรดาวฤกษ์แตกต่างกันไปตั้งแต่ 30% ถึง 70%