Podwójna gwiazda

Jeśli chodzi o powieść Heinleina, zobacz Double Star . W przypadku innych zastosowań zobacz Gwiazda podwójna (ujednoznacznienie) .

W astronomii obserwacyjnej gwiazda podwójna lub podwójna wizja to para gwiazd , które wydają się być blisko siebie, patrząc z Ziemi , zwłaszcza za pomocą teleskopów optycznych .

Dzieje się tak, ponieważ para tworzy gwiazdę podwójną (tj. układ podwójny gwiazd na wspólnej orbicie , związanych ze sobą grawitacyjnie ) lub jest sobowtórem optycznym , przypadkowym ustawieniem linii widzenia dwóch gwiazd w różnych odległościach od obserwatora . Gwiazdy podwójne są ważne dla astronomów zajmujących się gwiazdami, ponieważ wiedza o ich ruchach pozwala na bezpośrednie obliczenie masy gwiazdy i innych parametrów gwiazd. Jedynym (możliwym) przypadkiem „gwiazdy podwójnej”, której dwa składniki są oddzielnie widoczne gołym okiem, jest przypadek Mizara i Alcora (chociaż w rzeczywistości jest to układ wielokrotny), ale nie wiadomo na pewno, czy Mizar i Alcor są związany grawitacyjnie.

Od początku lat osiemdziesiątych XVIII wieku zarówno zawodowi, jak i amatorzy obserwatorzy gwiazd podwójnych mierzą teleskopowo odległości i kąty między gwiazdami podwójnymi, aby określić względne ruchy par. Jeśli względny ruch pary wyznacza zakrzywiony łuk orbity lub jeśli ruch względny jest mały w porównaniu ze wspólnym ruchem własnym obu gwiazd, można wnioskować, że para krąży po wspólnej orbicie jako gwiazda podwójna. W przeciwnym razie para jest optyczna. gwiazdy wielokrotne , chociaż dynamika układów wielokrotnych jest bardziej złożona niż w przypadku gwiazd podwójnych.

Poniżej przedstawiono trzy rodzaje sparowanych gwiazd:

Ulepszenia w teleskopach mogą zmienić wcześniej niewizualne układy podwójne w wizualne układy podwójne, jak to miało miejsce w przypadku Polaris A w 2006 roku. Tylko niemożność teleskopowej obserwacji dwóch oddzielnych gwiazd odróżnia układy podwójne niewizualne od wizualnych.

Historia

Benedetto Castelli i Galileusz zauważyli, że Mizar w Wielkiej Niedźwiedzicy był podwójny . Wkrótce nastąpiła identyfikacja innych podwójnych gwiazd: Robert Hooke odkrył jeden z pierwszych układów podwójnych gwiazd, Gamma Arietis , w 1664 roku, podczas gdy jasna południowa gwiazda Acrux w Krzyżu Południa została odkryta jako podwójna przez Fontenay w 1685 roku. czasu, poszukiwania zostały przeprowadzone dokładnie i całe niebo zostało zbadane pod kątem gwiazd podwójnych aż do granicznej pozornej jasności około 9,0. Wiadomo, że co najmniej 1 na 18 gwiazd jaśniejszych niż 9,0 magnitudo w północnej części nieba to gwiazdy podwójne widoczne przez 36-calowy (910 mm) teleskop .

Niepowiązane kategorie optycznych sobowtórów i prawdziwych układów podwójnych są łączone razem ze względów historycznych i praktycznych. Kiedy okazało się, że Mizar jest układem podwójnym, dość trudno było ustalić, czy gwiazda podwójna jest układem podwójnym, czy tylko optycznym podwójnym. Ulepszone teleskopy, spektroskopia i fotografia to podstawowe narzędzia używane do dokonania rozróżnienia. Po ustaleniu, że jest to wizualny układ podwójny, stwierdzono, że komponenty Mizara same są spektroskopowymi układami podwójnymi.

Obserwacje gwiazd podwójnych

Astronomowie błędnie zgłosili obserwacje gwiazdy podwójnej zamiast J 900 i słabej gwiazdy w gwiazdozbiorze Bliźniąt.

Obserwacja wizualnych gwiazd podwójnych za pomocą pomiarów wizualnych da odległość kątową między dwiema gwiazdami składowymi na niebie i kąt położenia . Kąt położenia określa kierunek, w którym gwiazdy są rozdzielone i jest definiowany jako namiar od jaśniejszego składnika do słabszego, gdzie północ wynosi 0°. Pomiary te nazywane są miarami . W miarach wizualnego układu podwójnego kąt pozycji będzie się stopniowo zmieniał, a odległość między dwiema gwiazdami będzie oscylować między wartościami maksymalnymi i minimalnymi. Wykreślenie miar na płaszczyźnie da elipsę. To jest pozorna orbita , rzut orbity dwóch gwiazd na sferę niebieską; prawdziwą orbitę można z niej obliczyć. Chociaż oczekuje się, że większość skatalogowanych wizualnych podwójnych gwiazd to wizualne układy podwójne, orbity zostały obliczone tylko dla kilku tysięcy z ponad 100 000 znanych wizualnych gwiazd podwójnych.

Rozróżnienie między gwiazdami podwójnymi a innymi gwiazdami podwójnymi

Potwierdzenie wizualnej gwiazdy podwójnej jako gwiazdy podwójnej można uzyskać obserwując względny ruch składników. Jeśli ruch jest częścią orbity lub jeśli gwiazdy mają podobne prędkości radialne lub różnica w ich ruchach właściwych jest niewielka w porównaniu z ich wspólnym ruchem własnym, para jest prawdopodobnie fizyczna. Podczas obserwacji przez krótki okres czasu, składowe zarówno podwójnych optycznych, jak i długookresowych wizualnych układów podwójnych będą wydawać się poruszać po liniach prostych; z tego powodu rozróżnienie między tymi dwiema możliwościami może być trudne.

Oznaczenia

Niektóre jasne wizualne gwiazdy podwójne mają oznaczenie Bayera . W takim przypadku składniki mogą być oznaczone indeksami górnymi. Przykładem tego jest α Crucis (Acrux), którego składnikami są α 1 Crucis i α 2 Crucis. Ponieważ α 1 Crucis jest spektroskopowym układem podwójnym , w rzeczywistości jest to gwiazda wielokrotna. Indeksy górne są również używane do rozróżnienia bardziej odległych, niepowiązanych fizycznie par gwiazd o tym samym oznaczeniu Bayera, takich jak α 1,2 Capricorni , ξ 1,2 Centauri i ξ 1,2 Sagittarii . Te pary optyczne można rozróżnić gołym okiem.

Oprócz tych par, składniki gwiazdy podwójnej są generalnie oznaczane literami A (jaśniejsza, główna gwiazda) i B (słabsza, drugorzędna gwiazda) dołączonymi do jakiegokolwiek oznaczenia podwójnej gwiazdy. gwiazda. Na przykład składniki α Canis Majoris (Syriusz) to α Canis Majoris A i α Canis Majoris B (Syriusz A i Syriusz B); składniki 44 Boötis to 44 Boötis A i 44 Boötis B; składnikami ADS 16402 są ADS 16402A i ADS 16402B; i tak dalej. Litery AB mogą być używane razem do oznaczenia pary. W przypadku gwiazd wielokrotnych litery C, D itd. mogą być użyte do oznaczenia dodatkowych składników, często w kolejności rosnącej odległości od najjaśniejszej gwiazdy, A.

Oznaczenia odkrywców gwiazd podwójnych
Odkrywca Tradycyjny kod Kod WDS
Obserwatorium Brisbane Brs0 BSO
SW Burnhama β BU
Jamesa Dunlopa Δ BURY
Williama Herschela HI, II itd. H 1, 2 itd.
N. Lacaille Gumilaka LCL
FGW Struwe Σ STF
Struve Dodatek Katalog I Σ I STFA
Struve Dodatek Katalog II II STFB
Otto Struwe O STT
Katalog dodatku Pulkova OΣΣ STTA

Sobowtóry wizualne są również oznaczane skrótem nazwiska ich odkrywcy, po którym następuje numer katalogowy unikalny dla tego obserwatora. Na przykład para α Centauri AB została odkryta przez księdza Richauda w 1689 roku i dlatego jest oznaczona jako RHD 1 . Inne przykłady obejmują Δ65, 65-ty podwójny odkryty przez Jamesa Dunlopa i Σ2451, odkryty przez FGW Struve .

Washington Double Star Catalog , obszerna baza danych gwiazd podwójnych i wielokrotnych, zawiera ponad 100 000 wpisów, z których każdy zawiera miary rozdzielenia dwóch składników. Każda gwiazda podwójna stanowi jedną pozycję w katalogu; gwiazdy wielokrotne z n składnikami będą reprezentowane przez wpisy w katalogu dla n −1 par, z których każdy określa oddzielenie jednego składnika gwiazdy wielokrotnej od drugiego. Kody, takie jak AC, są używane do oznaczenia, które komponenty są mierzone — w tym przypadku komponent C w stosunku do komponentu A. Można to zmienić na postać taką jak AB-D, aby wskazać oddzielenie komponentu od bliskiej pary komponentów (w tym przypadku składnik D względem pary AB). Kody takie jak Aa mogą być również użyte do oznaczenia składnika, który jest mierzony względem innego składnika, w tym przypadku A. Wymieniono również oznaczenia odkrywców; jednakże tradycyjne skróty odkrywców, takie jak Δ i Σ, zostały zakodowane w ciąg wielkich liter rzymskich, tak że na przykład Δ65 stało się DUN 65, a Σ2451 stało się STF 2451. Dalsze przykłady tego pokazano w sąsiedniej tabeli.

Przykłady

Wrażenie artysty na temat dysków wokół młodych gwiazd HK Tauri A i B.

Wizualne pliki binarne

Podwójne optyczne

Niepewny

  • rycynowy (Aa/Ab/Ba/Bb) i YY Geminorum (stąd Castor Ca/Cb) jest ogólnie uważany za system fizyczny
  • Mizar (Aa/Ab/Ba/Bb) i Alcor (sam w sobie system binarny, a więc Mizar Ca/Cb, choć generalnie uważany za fizyczny dopiero w 2009 r.)
Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Double_star&oldid=1134813941 ”