Dvojne i višestruke zvezde — разлика између измена

Садржај обрисан Садржај додат
м Бот: уклоњен шаблон: Link FA
м Бот: исправљена преусмерења
Ред 13:
[[Датотека:orbit5.gif|мини|right|200п|Dve zvezde koje rotiraju oko istog centra mase]]
 
Dvojnu zvezdu čini par zvezda koje na okupu drži njihova zajednička [[sila]] privlačenja ([[gravitacija|sila gravitacije]]) i koje se okreću oko njihovog zajedničkog centra [[masa|mase]]. Masivnija i sjajnija zvezda naziva se [[Primarna zvezda|primarnom]] i obeležava se slovom -{[[А|A]]}-, dok je ona sa manjom masom [[Sekundarna zvezda|sekundarna]] i obeležava se slovom -{[[Б|B]]}-. Sekundarna zvezda se naziva još i pratilac. U odnosu na komponentu -{A}- mere se [[ugaono rastojanje]] i [[položajni ugao]] kao [[funkcija]] [[vreme]]na. [[Putanja]] slabije zvezde oko sjajnije projektuje se na [[neboнибоу|nebesku]] sferu kao [[elipsa]]. Utvrđeno je da [[Johanes Kepler|Keplerovi]] [[zakon]]i važe i za ove elipse, čime je pokazana njihova univerzalnost, ali i univerzalnost [[Njutnovi zakoni|Njutnovog zakona]]. Time je stvorena mogućnost određivanja zvezdanih masa što je imalo veliki značaj za dalji razvoj [[astronomija|astronomije]].
 
Uprkos svojoj prividnoj jednostavnosti, dvojni sistemi su često veoma složeni. U većini slučajeva, mase zvezda od kojih se dvojna zvezda sastoji znatno se razlikuju, što podrazumeva da one različito evoluiraju. Po Keplerovom zakonu poznato je da će dve tačkaste mase <math>M_1</math> i <math>M_2</math> kružiti oko zajedničkog centra gravitacije. [[Žozef luj Lagranž|Lagranž]] je rešio problem [[ekvipotencijalne površi|ekvipotencijalnih površi]], tj. površi na kojima je gravitaciono privlačenje sistema <math>M_1</math> i <math>M_2</math> konstantno. Ograničena [[površina]], čiji [[presek]] ima oblik „osmice“, poznata je pod imenom [[Rošova površ]]. Kad je polu[[prečnik]] jedne zvezde u sistemu istog reda veličine kao i uzajamno rastojanje para, njena [[površina]] poprima [[oblik]] [[jaje]]ta sa ekvipotencijalnom površi. U graničnom slučaju, kad se jedna zvezda tokom svoje evolucije toliko uveća da prepuni svoju Rošovu površ, započeće prelaz njene [[materija|materije]] na pratioca kroz presečnu tačku „osmice“ ([[Лагранжова тачка|Lagranžova tačka]]).
 
== Primena Keplerovih zakona na dvojne zvezde ==
Ред 26:
:<math>\ M_1 r_1 = M_2 r_2</math>
 
gde su <math>M_1</math> i <math>M_2</math> mase zvezda, a <math>r_1</math> i <math>r_2</math> su njihova trenutna rastojanja od težišta sistema. Kako se samo [[центар масе|težište]] sistema ne vidi, nego se mogu izmeriti njihove međusobne daljine koje određuju prividnu [[elipsa|elipsu]] čija je velika poluosa <math>a</math>, važi i odnos :
 
:<math>\ r_1 + r_2 = a</math>
Ред 61:
U nekim slučajevima -{B}- komponenta dvojne zvezde veoma je slabog sjaja pa se ne može uočiti ni najjačim teleskopima. Dvojnost se ipak može pouzdano utvrditi. Zvezde su najčešće približno jednakih masa, mada nejednakog sjaja. Putanja vidljive komponente među zvezdama slična je [[sinusoida|sinusoidi]] zato što obe zvezde obilaze oko težišta [[sistem]]a.
 
Najkraći otkriveni period revolucije je 2,62 godine, dok je najduži 11.000 godina. Postoje i zvezde koje se na nebeskoj sferi nalaze na značajnom ugaonom rastojanju, a ipak imaju skoro podudarna sopstvena kretanja, [[Paralaksa|paralakse]] i [[Radijalna brzina|radijalne brzine]]. To su široki (razmaknuti) parovi, zvezde čija je stvarna udaljenost više hiljada [[Astronomska jedinica|astronomskih jedinica]]. Njihovi periodi revolucije su reda miliona godina. Takav par čine nama najbliže zvezde – [[Проксима Кентаури|Proksima Kentauri]] i [[алфа Кентаури|α-Kentauri]], razdvojene 10.000 -{[[AJ]]}-.
 
Od spektralno dvojnih zvezda prvo je otkrivena [[Zeta Ursae Majoris|Mizar]]. Postoje i trostruke i višestruke zvezde. Zvezda [[θ Ori]] sastoji se od čak 6 zvezda koje, vezane [[Gravitacija|gravitacijom]], obilaze jedna oko druge. Veoma bliske dvojne zvezde, tzv. tesno dvojne zvezde ili [[tesni parovi]], izuzetno su značajni za izučavanje [[evolucija|evolucije]] zvezda.
Ред 79:
 
== Sirijus – dvojna zvezda ==
[[Sirijus]] se nalazi u [[sazvežđe|sazvežđu]] [[sazvežđeВелики Velikiпас Pas(сазвежђе)|Velikog Psa]], pa se naziva i Pseća Zvezda. To je najsjajnija zvezda na nebu, udaljena od Zemlje oko 8,6 svetlosnih godina. Dobio je ime od [[grčki jezik|grčke reči]] -{seirios}- što znači „onaj koji gori“. Na našem nebu od Sirijusa jači sjaj imaju samo [[Sunce]], [[Mesec]], i [[Venera]], [[Mars]] i [[Jupiter]], ali samo u trenutku svog najjačeg sjaja. Sirijus -{A}-, veća komponenta ove dvojne zvezde, je veličine dva naša Sunca i 20 puta je sjajniji od Sunca. Na osnovu posmatranja njegove putanje, [[1844]]. je zaključeno da ima pratioca, što je kasnije posmatranjem i potvrđeno. Sirijus -{B}- je [[beli patuljak]], koji se intenzivno istražuje, jer je to prvi beli patuljak, čija je [[analiza]] [[spektar|spektra]] omogućila potvrđivanje pretpostavki koje su sledile iz opšte [[teorija relativnosti|teorije relativnosti]].
 
== Literatura ==