Dvojne i višestruke zvezde — разлика између измена

Садржај обрисан Садржај додат
Нема описа измене
Нема описа измене
Ред 1:
'''Dvojne i višestruke zvezde''' predstavljaju sistem od dve ili više [[zvezda]] koje su toliko međusobno blizu da se kreću jedna oko druge, odnosno, koje se okreću oko zajedničkog težišta na eliptičnim [[putanja]]ma (zajednički centar mase).
 
[[Slika:Albireo.jpg|frame|right|160px|Dvojna zvezda Albireo]]
 
Pretpostavlja se da je više od dve trećine svih zvezda član dvojnih i višestrukih sistema, a isot tako da u oklini Sunca takve zvezde čine preko 50% svih zvezda.
Za razliku od fizički dvojnih, čije je kretanje određeno siliom uzajamne gravitacije, opitčki dvojnim zvezdama nazivamo dve ili više zvezda koje nemaju ništa zajedničko osim što se vide u približno istom pravcu.
Линија 8 ⟶ 11:
 
== Pojam dvojnih zvezda ==
[[Image:orbit5.gif|thumb|right|400px|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 -{[[A]]}-, dok je ona sa manjom masom [[Sekundarna zvezda|sekundarna]] i obeležava se slovom -{[[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 [[nebo|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]].
[[Slika:Albireo.jpg|frame|right|160px|Dvojna zvezda Albireo]]
 
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 -{[[A]]}-, dok je ona sa manjom masom [[Sekundarna zvezda|sekundarna]] i obeležava se slovom -{[[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 [[nebo|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“ ([[Lagranžova tačka]]).
Линија 39 ⟶ 41:
#[[Spektroskopija|spektroskopske]] (na osnovu periodičnih pomeranja spektralnih linija zaključuje se da se radi o dvojnoj zvezdi)
#[[Fotometrija|fotometrijske]] (zaklanjajuće, ekliptične) – komponente se uzajamno prividno zaklanjaju i otkrivaju što dovodi do promene ukupnog sjaja
#tesno dvojne zvezde (dolazi do pretakanja masa između najčešće dve zvezde)
 
Dve zvezde se mogu naći u prividno istom položaju za posmatrača sa Zemlje, ali to ipak ne znači i obaveznu dvojnost. Takve zvezde, koje se samo projektuju u bliske tačke nebeske sfere, nazivaju se '''optički dvojne zvezde'''. Relativno kretanje jedne u odnosu na drugu obavlja se duž prave linije, što nije karakteristika dvojnih zvezda.
Линија 47 ⟶ 50:
 
S obzirom na to da su ravni putanja dvojnih zvezda raspoređene slučajno, za jedan deo njih [[vizura]] može da leži u ravni putanje, tako da jedna zvezda periodično prividno zaklanja drugu. Takve zvezde se lako prepoznaju po karakterističnoj krivoj promene sjaja, pa im je i ime u skladu sa tim – '''pomračujuće, (zaklanjajuće, eklipsne) dvojne zvezde'''. U teleskopu se zvezda ne vidi razdvojena na komponente, pa je to novi pouzdan način da se utvrdi njena fizička dvojnost. Tipična zvezda ovog tipa je [[β Persej]] ([[Algol]]). Na osnovu specifičnosti krive sjaja, kao što su dubine i položaji [[minimum]]a, izračunavaju se sa dovoljnom pouzdanošću svi [[podatak|podaci]] o zvezdama i putanjama. Eklipsne dvojne zvezde imaju zajedničku [[ravan]] [[orbita|orbite]] koja se prostire u pravcu gledanja posmatrača sa Zemlje i pokazuju periodičnu promenu sjaja u zavisnosti od prolaska jedne zvezde ispred druge.
 
Tesno dvojne zvezde su specifična grupa dvojnih zvezda čije se komponente nalaze na tako malom međusobnom rastojanju da dolazi do pretakanja masa među njim, što direktno utiče na njihovu strukturu i evoluciju. Mnoge tesno dvojne zvezde su u isto vreme i fotometrijske (sklipsno) dvojne zvezde.
 
Postoji i druga podela dvojnih zvezda gde je kriterijum Rošova površ. [[Rošova površ]] je zapravo površina na kojoj je gravitaciono privlačenje sistema planeta jednako ([[ekvipotencijalna površ]]) .