Gwiazda podwójna
Z Wikipedii
 |
Ten artykuł wymaga uzupełnienia źródeł podanych informacji. Aby uczynić go weryfikowalnym, należy podać przypisy do materiałów opublikowanych w wiarygodnych źródłach. |
Gwiazdą podwójną nazywamy układ dwóch gwiazd leżących (optycznie lub fizycznie) blisko siebie.
Gwiazdy optycznie podwójne mogą leżeć bardzo daleko od siebie, a jednak z naszego punktu widzenia zdają się "pokrywać". Najsłynniejszą taką parą jest Mizar i Alkor w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy (w rzeczywistości jest to układ 6-krotny lecz gołym okiem lub przez małe przyrządy optyczne są widoczne jedynie dwa składniki).
Gwiazdy fizycznie podwójne to takie, które w rzeczywistości położone są blisko siebie i oddziałują na siebie grawitacyjnie (krążą wokół wspólnego środka masy). Przykładem takiego układu jest Alfa Centauri czy też Syriusz i towarzyszący mu biały karzeł.
Szczególnym typem gwiazd fizycznie podwójnych są gwiazdy zaćmieniowe. Patrząc z Ziemi na taki układ możemy zaobserwować jak jeden ze składników przemieszczając się po swojej orbicie okresowo przysłania swojego towarzysza. Takie zdarzenie powoduje zmianę jasności układu. Algol w Perseuszu jest właśnie taką gwiazdą. Co 2,5 dnia jasność waha się w zakresie od 2 do 3 mag.
Spis treści |
[edytuj] Klasyfikacja
[edytuj] Ze względu na metody obserwacyjne
Gwiazdy podwójne dzielone są na cztery klasy w zależności od aktualnych możliwości obserwacyjnych
[edytuj] Układy wizualnie podwójne
Układ gwiazd jest wizualnie podwójny, jeżeli odległość kątowa obu składników jest dostatecznie duża, aby układ był widziany przez teleskop jako dwie oddzielne gwiazdy. Zatem zdolność rozdzielcza teleskopu jest decydującym czynnikiem w określaniu wizualnej podwójności i w miarę postępu obserwacyjnego coraz więcej gwiazd przechodzi do tej kategorii.
Jaśniejszą z dwóch gwiazd nazywamy składnikiem pierwotnym, a mniej jasną składnikiem wtórnym.
[edytuj] Układy spektroskopowo podwójne
W układzie spektroskopowo podwójnym separacja składników jest mała, a prędkości orbitalne znaczne. Jeżeli orbita gwiazdy nie jest prawie prostopadła do osi widzenia obserwatora, ruch gwiazd powoduje okresowe przesuwanie się linii widmowych w obserwowanym widmie ze względu na efekt Dopplera. To pozwala stwierdzić podwójność układu nawet wtedy, gdy wizualnie składniki nie są rozdzielone.
W niektórych układach obserwujemy linie widmowe obu składników, w części układów linie widmowe tylko jednego składnika są widoczne, ale wykazują okresową zmianę położenia.
[edytuj] Układy zaćmieniowe
Układ jest zaćmieniowy wtedy, gdy płaszczyzna orbitalna jest na tyle silnie nachylona w stosunku do linii widzenia do obserwatora, że gwiazdy okresowo przesłaniają się. Gwiazdy zaćmieniowe są więc ze swej natury gwiazdami zmiennymi, bo choć jasność obu składników nie ulega zmianie, to okresowej zmianie podlega geometria układu.
[edytuj] Układy astrometryczne
Są to układy, w których tylko jeden ze składników jest obserwowany. O obecności drugiego składnika wnioskuje się w oparciu o okresową zmianę pozycji gwiazdy pod wpływem pola grawitacyjnego niewidocznego towarzysza.
[edytuj] Z punktu widzenia konfiguracji
Układy podwójne można też klasyfikować z punktu widzenia łatwości wymiany masy pomiędzy składnikami układu. Z tego punktu widzenia układy dzielimy na trzy kategorie.
[edytuj] Układy rozdzielone
W takich układach wymiana masy między składnikami jest utrudniona i zachodzić może tylko za pośrednictwem wiatru gwiazdowego jednej gwiazdy przechwytywanego przez drugą. Precyzyjniej, każda z gwiazd znajduje się wewnątrz swojej powierzchni Roche’a, to znaczy przyciąganie grawitacyjne warstw powierzchnowych gwiazdy przez jej własne pole grawitacyjne jest silniejsze niż przyciąganie grawitacyjne przez towarzysza. Gwiazdy takie ewoluują praktycznie niezależnie od siebie, taj jak gwiazdy pojedyncze. Do tej kategorii należy większość układów podwójnych.
[edytuj] Układy półrozdzielone
W układach takich jedna z gwiazd wypełnia powierzchnię Roche’a, ale druga gwiazda ma mniejszy promień niż jej powierzchnia Roche’a. Zatem materia wypływa z warstw powierzchniowych pierwszej gwiazdy w kierunku towarzysza. Tempo przepływu masy zależy od stadium ewolucyjnego gwiazd. Opadajaca na drugą gwiazdę materia może tworzyć wokół niej dysk akrecyjny. Do tej kategorii należa układy kataklizmiczne i układy rentgenowskie. Wymiana masy pomiędzy składnikami ma decydujący wpływ na ewolucję gwiazd.
[edytuj] Układy kontaktowe
Układ taki powstaje, gdy oba składniki wypełniają powierzchnie Roche’a. Warstwy powierzchniowe materii obu gwiazd tworzą wspólną otoczkę wokół całego układu. Znaczna większość znanych układów kontaktowych to gwiazdy zaćmieniowe, a ze względu na złożony kształt wszystkie wykazują okresowe zmiany jasności spowodowane ruchem orbitalnym. Obie gwiazdy są gwiazdami ciągu głównego. Formowanie się aż tak ciasnych układów gwiazd jest zagadkowe, i najprawdopodobniej są to w przeważającej mierze układy wielokrotne, z dodatkowym trzecim towarzyszem. Do tej kategorii układów kontaktowych należą gwiazdy typu W Ursae Majoris, lub w skrócie W UMa.
[edytuj] Zobacz też:
