Двојне и вишеструке звезде

Двојне и вишеструке звезде представљају систем од двеју или више звезда које су толико међусобно близу да се крећу једна око друге, односно, које се окрећу око заједничког тежишта на елиптичним путањама (заједнички центар масе).[1][2]

Двојна звезда Албирео

Претпоставља се да је више од две трећине свих звезда члан двојних и вишеструких система, а исто тако да у околини Сунца такве звезде чине преко 50% свих звезда. За разлику од физички двојних, чије је кретање одређено силом узајамне гравитације, оптички двојним звездама називамо две или више звезда које немају ништа заједничко осим што се виде у приближно истом правцу.

Историјат изучавања двојних звездаУреди

Постојање звезда које су толико међусобно близу да се крећу једна око друге откривено је још половином XVII века, убрзо пошто је телескоп почео да се користи за астрономска посматрања. Прву двојну звезду открио је Риколи још 1650. године. Сам термин „двојна звезда“ или дуална звезда први пут је употребљен 1802. године.

Појам двојних звездаУреди

 
Две звезде које ротирају око истог центра масе

Двојну звезду чини пар звезда које на окупу држи њихова заједничка сила привлачења (сила гравитације) и које се окрећу око њиховог заједничког центра масе. Масивнија и сјајнија звезда назива се примарном и обележава се словом A, док је она са мањом масом секундарна и обележава се словом B. Секундарна звезда се назива још и пратилац. У односу на компоненту A мере се угаоно растојање и положајни угао као функција времена. Путања слабије звезде око сјајније пројектује се на небеску сферу као елипса. Утврђено је да Кеплерови закони важе и за ове елипсе, чиме је показана њихова универзалност, али и универзалност Њутновог закона. Тиме је створена могућност одређивања звезданих маса што је имало велики значај за даљи развој астрономије.

Упркос својој привидној једноставности, двојни системи су често веома сложени. У већини случајева, масе звезда од којих се двојна звезда састоји знатно се разликују, што подразумева да оне различито еволуирају. По Кеплеровом закону познато је да ће две тачкасте масе   и   кружити око заједничког центра гравитације. Лагранж је решио проблем еквипотенцијалних површи, тј. површи на којима је гравитационо привлачење система   и   константно. Ограничена површина, чији пресек има облик „осмице“, позната је под именом Рошова површ. Кад је полупречник једне звезде у систему истог реда величине као и узајамно растојање пара, њена површина поприма облик јајета са еквипотенцијалном површи. У граничном случају, кад се једна звезда током своје еволуције толико увећа да препуни своју Рошову површ, започеће прелаз њене материје на пратиоца кроз пресечну тачку „осмице“ (Лагранжова тачка).

Примена Кеплерових закона на двојне звездеУреди

За разлику од Сунца и планета чије су масе у односу на Сунчеву занемарљиве, Трећи Кеплеров закон у збиру задржава и масу пратиоца, па је:

 

Такође важи једначина :

 

где су   и   масе звезда, а   и   су њихова тренутна растојања од тежишта система. Како се само тежиште система не види, него се могу измерити њихове међусобне даљине које одређују привидну елипсу чија је велика полуоса  , важи и однос :

 

Из посматрања се одређују период   и велика полуоса привидне елипсе  , при чему се прелаз на велику полуосу праве елипсе врши према релацији:   (АЈ)   (”) /   (”).

Уколико се   изрази у годинама, а   у (AJ) (астрономским јединицама) изгубиће се множилац  , а маса ће се добити у Сунчевим масама,  . У општем случају, привидна путања једне звезде око друге може да има било који положај у простору. Помоћу Другог Кеплеровог закона може се утврдити положај велике осе елипсе.

Подела двојних звездаУреди

Двојне звезде се деле на:

  1. визуелне (или оптичке, где се оба члана система могу одвојено посматрати),
  2. астрометријске (могуће је посматрати само главну звезду и на основу периодичне промене њеног положаја може да се установи постојање њеног пара)
  3. спектроскопске (на основу периодичних померања спектралних линија закључује се да се ради о двојној звезди)
  4. фотометријске (заклањајуће, еклиптичне) – компоненте се узајамно привидно заклањају и откривају што доводи до промене укупног сјаја
  5. тесно двојне звезде (долази до претакања маса између најчешће две звезде)

Две звезде се могу наћи у привидно истом положају за посматрача са Земље, али то ипак не значи и обавезну двојност. Такве звезде, које се само пројектују у блиске тачке небеске сфере, називају се оптички двојне звезде. Релативно кретање једне у односу на другу обавља се дуж праве линије, што није карактеристика двојних звезда.

Астрометријски двојне звезде су оне за које се чини да се крећу око празног простора, односно нема видљивог пратиоца. Постоји више објашњења за ту појаву; или је пратилац врло слабог сјаја тако да је заклоњен сјајем примарне звезде или се ради о објекту који не сија (на пример неутронска звезда која може да се детектује само преко икс-зрака). У неким случајевима претпоставља се да је невидљиви пратилац у ствари црна рупа. Најбољи пример за такву двојну звезду је Cygnus X-1, где је маса невидљивог пратиоца једнака маси од око девет наших Сунца, што далеко превазилази масу неутронске звезде, другог могућег пратиоца.

Снимањем звезданих спектара утврђено је периодично померање линија двају спектара који се преклапају. Овакве звезде се називају спектроскопски двојне звезде. Из карактеристика дијаграма радијалних брзина једнозначно се одређује већина параметара путање двојне звезде оваквог типа. Спектроскопске двојне звезде је немогуће видети као две посебне звезде, чак ни са најјачим телескопима, али спектралне линије регистроване у том систему указују на периодичну појаву Доплеровог ефекта, индикатора заједничке револуције. Неке линије указују на кретање планете у смеру Земље, неке на кретање у супротном смеру, а касније, кад звезде замене места у својим орбитама, ова појава се понавља, само на обрнут начин.

С обзиром на то да су равни путања двојних звезда распоређене случајно, за један део њих визура може да лежи у равни путање, тако да једна звезда периодично привидно заклања другу. Такве звезде се лако препознају по карактеристичној кривој промене сјаја, па им је и име у складу са тим – помрачујуће, (заклањајуће, еклипсне) двојне звезде. У телескопу се звезда не види раздвојена на компоненте, па је то нови поуздан начин да се утврди њена физичка двојност. Типична звезда овог типа је β Персеј (Алгол). На основу специфичности криве сјаја, као што су дубине и положаји минимума, израчунавају се са довољном поузданошћу сви подаци о звездама и путањама. Еклипсне двојне звезде имају заједничку раван орбите која се простире у правцу гледања посматрача са Земље и показују периодичну промену сјаја у зависности од проласка једне звезде испред друге.

Тесно двојне звезде су специфична група двојних звезда чије се компоненте налазе на тако малом међусобном растојању да долази до претакања маса међу њим, што директно утиче на њихову структуру и еволуцију. Многе тесно двојне звезде су у исто време и фотометријске (склипсно) двојне звезде.

Постоји и друга подела двојних звезда где је критеријум Рошова површ. Рошова површ је заправо површина на којој је гравитационо привлачење система планета једнако (еквипотенцијална површ).

  1. Раздвојена двојна звезда - врста двојних звезда где је свака компонента у оквиру своје Рошове површи. Звезде немају неки већи утицај једна на другу и у суштини се засебно развијају.
  2. Полураздвојена двојна звезда - систем у коме само једна звезда испуњава своју Рошову површ. Гас са површине једне звезде, донора, преноси се на другу звезду.
  3. Контактна двојна звезда - такав систем у ком обе звезде испуњавају своје Рошове површи.

У неким случајевима B компонента двојне звезде веома је слабог сјаја па се не може уочити ни најјачим телескопима. Двојност се ипак може поуздано утврдити. Звезде су најчешће приближно једнаких маса, мада неједнаког сјаја. Путања видљиве компоненте међу звездама слична је синусоиди зато што обе звезде обилазе око тежишта система.

Најкраћи откривени период револуције је 2,62 године, док је најдужи 11.000 година. Постоје и звезде које се на небеској сфери налазе на значајном угаоном растојању, а ипак имају скоро подударна сопствена кретања, паралаксе и радијалне брзине. То су широки (размакнути) парови, звезде чија је стварна удаљеност више хиљада астрономских јединица. Њихови периоди револуције су реда милиона година. Такав пар чине нама најближе звезде – Проксима Кентаури и α-Кентаури, раздвојене 10.000 AJ.

Од спектрално двојних звезда прво је откривена Мизар. Постоје и троструке и вишеструке звезде. Звезда θ Ори састоји се од чак 6 звезда које, везане гравитацијом, обилазе једна око друге. Веома блиске двојне звезде, тзв. тесно двојне звезде или тесни парови, изузетно су значајни за изучавање еволуције звезда.

Вишеструке звездеУреди

Вишеструке звезде су, као и двојне, састављене од више звезда. Вишеструке звезде се могу састојати из једне двојне око које се креће трећа звезда, па тако заједно чине троструку звезду. Постоје и сложенији случајеви када се двојне звезде окрећу око двојних или троструких звезда. Неке вишеструке звезде могу да садрже и до осам звезда.

Вишеструке звезде су Алфа Кентаури (три звезде ), Кастор (6 звезда ), Мизар (6 звезда )....

Значај двојних и вишеструких звездаУреди

Претпоставља се да је више од две трећине звезда у нашој галаксији двојно или вишеструко, пошто је већина звезда на раздаљини до 30 светлосних година од Сунца двојна или вишеструка. Масе компоненти спектроскопски двојних звезда се одређују посматрањем путања и преко Њутновог закона гравитације. Двојне звезде су једине звезде изван Сунчевог система чије су масе директно откривене. Значајне су, јер преко њихових маса могу да се одреде масе сличних звезда. Мерење маса неких двојних звезда је послужило у доказивању закона о односу масе и сјаја звезде. Заправо, њихов значај је двојак: с једне стране, велики број звезда, око 50%, чини двојне системе, а са друге, кад су звезде довољно близу да утичу једна на другу (тесно двојни системи), оне представљају „лабораторију“ за проверу теорија еволуције звезда у њиховим различитим фазама, укључујући и компактне остатке карактеристичне за последње фазе.

Двојне звезде које су истовремено оптички и спектроскопски двојне су веома ретке, па су драгоцен извор важних информација. Оптички двојне звезде, осим ако нису релативно близу Земљи, су заправо међусобно врло удаљене и њихове мале брзине је тешко мерити спектроскопски. За разлику од њих, спектроскопске двојне звезде се брзо крећу по својим орбитама, али се то дешава услед тога што су врло близу једна другој – често преблизу да би се видели као оптички двојне звезде. Двојне звезде које су уједно и оптички и спектроскопски двојне су релативно близу Земљи.

До сада је откривена само једна планета која се окреће око двоструке звезде и то је HD 188753 Ab.

Сиријус – двојна звездаУреди

Сиријус се налази у сазвежђу Великог Пса, па се назива и Псећа Звезда. То је најсјајнија звезда на небу, удаљена од Земље око 8,6 светлосних година. Добио је име од грчке речи seirios што значи „онај који гори“. На нашем небу од Сиријуса јачи сјај имају само Сунце, Месец, и Венера, Марс и Јупитер, али само у тренутку свог најјачег сјаја. Сиријус A, већа компонента ове двојне звезде, је величине два наша Сунца и 20 пута је сјајнији од Сунца. На основу посматрања његове путање, 1844. је закључено да има пратиоца, што је касније посматрањем и потврђено. Сиријус B је бели патуљак, који се интензивно истражује, јер је то први бели патуљак, чија је анализа спектра омогућила потврђивање претпоставки које су следиле из опште теорије релативности.

РеференцеУреди

  1. ^ „Гале - Ентер Продуцт Логин”. го.галегроуп.цом. Приступљено 03. 10. 2016. 
  2. ^ Филиппенко, Алеx, Ундерстандинг тхе Универсе (оф Тхе Греат Цоурсес он ДВД), Лецтуре 46, тиме 1:17, Тхе Теацхинг Цомпанy, Цхантиллy, ВА, УСА, 2007

ЛитератураУреди

  • Димитријевић, M. & Томић, А.. Астрономија : за IV разред гимназије. Завод за уџбенике и наставна средства: Београд. 2005. ISBN 978-86-17-12069-4.

Спољашње везеУреди