ორმაგი ვარსკვლავი

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -  

                         ორმაგი ვარსკვლავი

The well-known binary star Sirius, seen here in a Hubble photograph from 2005, with Sirius A in the center, and white dwarf, Sirius B, to the left bottom from it - ცნობილი არომაგი ვარსკვლავი სირიუსი, რომელიც ჩანს აქ 2005 წლის ჰაბლის ფოტოზე, სირიუსი A ცენტრში და თეთრი ჯუჯა, Sirius B, მისგან მარცხენა ბოლოში.

გრავიტაციულად შეკრული ვარსკვლავების ბინარული ვარსკვლავური სისტემა, რომელიც ცირკულირებს დახურულ ორბიტებში მასის საერთო ცენტრის გარშემო. ორობითი ვარსკვლავები ძალიან გავრცელებული ობიექტებია. ჩვენი გალაქტიკის ყველა ვარსკვლავის დაახლოებით ნახევარი ეკუთვნის ორობით სისტემებს. ვარსკვლავები, რომლებიც ერთმანეთისგან მცირე კუთხური მანძილით არიან ციურ სფეროზე, მაგრამ გრავიტაციულად არ არიან შეკრული, არ განეკუთვნებიან ორობით; მათ ოპტიკურ ორეულებს უწოდებენ.

რევოლუციის პერიოდისა და ვარსკვლავებს შორის მანძილის გაზომვით, ზოგჯერ შესაძლებელია სისტემის კომპონენტების მასების დადგენა. ეს მეთოდი პრაქტიკულად არ საჭიროებს დამატებითი მოდელის ვარაუდებს და, შესაბამისად, არის ასტროფიზიკაში მასების განსაზღვრის ერთ-ერთი მთავარი მეთოდი. ამ მიზეზით, ორობითი სისტემები, რომელთა კომპონენტები შავი ხვრელები ან ნეიტრონული ვარსკვლავებია, ასტროფიზიკის დიდ ინტერესს იწვევს.

იხ. ვიდეო - ДВОЙНАЯ ЗВЕЗДА

კლასიფიკაცია

ფიზიკურად, ორობითი ვარსკვლავები შეიძლება დაიყოს ორ კლასად[2]:

ვარსკვლავები, რომელთა შორის მასის გაცვლა პრინციპში შეუძლებელია - გამოყოფილი ორობითი სისტემები.

ვარსკვლავები, რომელთა შორისაც ის მიდის, წავა ან მოხდა მასების გაცვლა - დახურული ორობითი სისტემები. ისინი, თავის მხრივ, შეიძლება დაიყოს:

ნახევრად გამოყოფილი, სადაც მხოლოდ ერთი ვარსკვლავი ავსებს მის როშის წილს.

კონტაქტი, სადაც ორივე ვარსკვლავი ავსებს როშის წილებს.

ორობითი სისტემები ასევე კლასიფიცირდება დაკვირვების მეთოდის მიხედვით, შეიძლება გამოიყოს ვიზუალური, სპექტრული, დაბნელებული, ასტრომეტრული ორობითი სისტემები.

ვიზუალური ორობითი ვარსკვლავები

ორობით ვარსკვლავებს, რომლებიც შეიძლება ცალ-ცალკე ნახოთ (ან, როგორც იტყვიან, რომ შეიძლება გადაწყდეს) ხილულ ორობით ან ვიზუალურ ბინარებს უწოდებენ.

ვარსკვლავზე, როგორც ვიზუალურ ორობითად დაკვირვების შესაძლებლობა განისაზღვრება ტელესკოპის გარჩევადობით, მანძილით ვარსკვლავებამდე და მათ შორის მანძილით. ამრიგად, ვიზუალური ორობითი ვარსკვლავები ძირითადად მზის სიახლოვეს მდებარე ვარსკვლავებია, რევოლუციის ძალიან გრძელი პერიოდით (კომპონენტებს შორის დიდი მანძილის შედეგი). ხანგრძლივი პერიოდის გამო, ორბიტის ორბიტაზე დაკვირვება შესაძლებელია მხოლოდ ათწლეულების განმავლობაში მრავალი დაკვირვებით. დღეისათვის WDS და CCDM კატალოგებში 78,000-ზე მეტი და 110,000-ზე მეტი ობიექტია, და მათგან მხოლოდ რამდენიმე ასეულის ორბიტა შეიძლება. ასზე ნაკლები ობიექტისთვის ორბიტა ცნობილია საკმარისი სიზუსტით კომპონენტების მასის დასადგენად.

ვიზუალური ორობითი ვარსკვლავის დაკვირვებისას, კომპონენტებს შორის მანძილი და ცენტრების ხაზის პოზიციის კუთხე იზომება, სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, კუთხე მიმართულებას სამყაროს ჩრდილოეთ პოლუსსა და მთავარი ვარსკვლავის დამაკავშირებელი ხაზის მიმართულებას შორის. თავისი თანამგზავრით.

ლაქების ინტერფერომეტრიული ორობითი ვარსკვლავები

ლაქების ინტერფერომეტრია, ადაპტირებულ ოპტიკასთან ერთად, შესაძლებელს ხდის მიაღწიოს ვარსკვლავური გარჩევადობის დიფრაქციის ზღვარს, რაც თავის მხრივ შესაძლებელს ხდის ორობითი ვარსკვლავების აღმოჩენას. ამდენად, ლაქების ინტერფერომეტრიული ორობითი რიცხვები ასევე ვიზუალური ორობითია. მაგრამ თუ კლასიკური ვიზუალური-ორმაგი მეთოდით აუცილებელია ორი ცალკეული სურათის მიღება, მაშინ ამ შემთხვევაში აუცილებელია ლაქების ინტერფეროგრამების ანალიზი.

ლაქების ინტერფერომეტრია ეფექტურია ბინარებისთვის რამდენიმე ათეული წლის პერიოდით.

ასტრომეტრული ბინარის ქცევა ცაში.

ვიზუალური ორმაგი ვარსკვლავების შემთხვევაში, ჩვენ ვხედავთ ორ ობიექტს, რომლებიც ერთდროულად მოძრაობენ ცაზე. თუმცა, თუ წარმოვიდგენთ, რომ ორი კომპონენტიდან ერთი ჩვენთვის ამა თუ იმ მიზეზით არ ჩანს, მაშინ ორმაგობა მაინც შეიძლება გამოვლინდეს ცაში მეორე კომპონენტის პოზიციის ცვლილებით. ამ შემთხვევაში საუბარია ასტრომეტრულ ორობით ვარსკვლავებზე.

თუ არსებობს მაღალი სიზუსტის ასტრომეტრული დაკვირვებები, მაშინ ორმაგობა შეიძლება ვივარაუდოთ მოძრაობის არაწრფივობის დაფიქსირებით: სწორი მოძრაობის პირველი წარმოებული და მეორე[განმარტება. ასტრომეტრული ორობითი ვარსკვლავები გამოიყენება სხვადასხვა სპექტრული კლასის ყავისფერი ჯუჯების მასის გასაზომად.

სპექტროსკოპული ორობითი არის ვარსკვლავი, რომლის ორმაგობა აღმოჩენილია სპექტრული დაკვირვების გამოყენებით. ამისათვის მას რამდენიმე ღამე აკვირდებიან. თუ აღმოჩნდება, რომ მისი სპექტრის ხაზები პერიოდულად იცვლება დროთა განმავლობაში, მაშინ ეს ნიშნავს, რომ წყაროს სიჩქარე იცვლება. ამის მრავალი მიზეზი შეიძლება იყოს: თავად ვარსკვლავის ცვალებადობა, მასში მკვრივი გაფართოებული გარსის არსებობა, რომელიც წარმოიქმნება სუპერნოვას აფეთქების შემდეგ და ა.შ.

თუ მიიღება მეორე კომპონენტის სპექტრი, რომელიც აჩვენებს მსგავს ძვრებს, მაგრამ ანტიფაზაში, მაშინ შეგვიძლია დარწმუნებით ვთქვათ, რომ გვაქვს ორობითი სისტემა. თუ პირველი ვარსკვლავი გვიახლოვდება და მისი ხაზები გადადის სპექტრის იისფერ მხარეს, მაშინ მეორე შორდება და მისი ხაზები წითელ მხარესაა გადატანილი და პირიქით.

მაგრამ თუ მეორე ვარსკვლავი სიკაშკაშით ბევრად ჩამოუვარდება პირველს, მაშინ გვაქვს შანსი, რომ ის არ დავინახოთ და შემდეგ სხვა შესაძლო ვარიანტები უნდა განვიხილოთ. ორობითი ვარსკვლავის მთავარი მახასიათებელია რადიალური სიჩქარის პერიოდულობა და დიდი სხვაობა მაქსიმალურ და მინიმალურ სიჩქარეებს შორის. მაგრამ, მკაცრად რომ ვთქვათ, შესაძლებელია, რომ ეგზოპლანეტა აღმოაჩინეს. ამის გასარკვევად, ჩვენ უნდა გამოვთვალოთ მასის ფუნქცია, რომლითაც შეიძლება ვიმსჯელოთ უხილავი მეორე კომპონენტის მინიმალური მასის შესახებ და, შესაბამისად, რა არის ის - პლანეტა, ვარსკვლავი ან თუნდაც შავი ხვრელი.

ასევე, სპექტროსკოპიული მონაცემებით, კომპონენტების მასების გარდა, შესაძლებელია გამოვთვალოთ მათ შორის მანძილი, რევოლუციის პერიოდი და ორბიტის ექსცენტრიულობა. ამ მონაცემებიდან შეუძლებელია ორბიტის დახრილობის კუთხის დადგენა მხედველობის ხაზთან. აქედან გამომდინარე, კომპონენტებს შორის მასაზე და მანძილზე შეიძლება საუბარი მხოლოდ დახრილობის კუთხამდე გამოთვლილზე.

როგორც ასტრონომების მიერ შესწავლილი ნებისმიერი ტიპის ობიექტი, არსებობს სპექტროსკოპიული ორმაგი ვარსკვლავების კატალოგი. მათგან ყველაზე ცნობილი და ვრცელი არის "SB9" (ინგლისური სპექტრული ორობითი ნომრებიდან). 2013 წლის მონაცემებით მას 2839 ობიექტი აქვს.

ორობითი ვარსკვლავების დაბნელება

მთავარი სტატია: დაბნელებული ვარსკვლავები

ეს ხდება, რომ ორბიტალური სიბრტყე მიდრეკილია მხედველობის ხაზისკენ ძალიან მცირე კუთხით: ასეთი სისტემის ვარსკვლავების ორბიტები განლაგებულია, თითქოსდა, ჩვენსკენ მიმავალ კიდეზე. ასეთ სისტემაში ვარსკვლავები პერიოდულად აჭარბებენ ერთმანეთს, ანუ შეიცვლება წყვილის სიკაშკაშე. ორობით ვარსკვლავებს, რომლებშიც ასეთი დაბნელებები შეინიშნება, დაბნელებული ორობითი ან დაბნელებული ცვლადები ეწოდება. ამ ტიპის ყველაზე ცნობილი და პირველი აღმოჩენილი ვარსკვლავი არის ალგოლი (ეშმაკის თვალი) პერსევსის თანავარსკვლავედში.

მიკროლინზირებული ბინარები

თუ ვარსკვლავსა და დამკვირვებელს შორის მხედველობის ხაზზე არის ძლიერი გრავიტაციული ველის მქონე სხეული, მაშინ ობიექტი იქნება ლინზირებული. ველი ძლიერი რომ იყოს, მაშინ ვარსკვლავის რამდენიმე გამოსახულება დაფიქსირდებოდა, მაგრამ გალაქტიკური ობიექტების შემთხვევაში მათი ველი ისეთი ძლიერი არ არის, რომ დამკვირვებელს შეეძლო რამდენიმე გამოსახულების გარჩევა და ამ შემთხვევაში საუბარია მიკროლინზირებაზე. თუ გრავირების სხეული ორობითი ვარსკვლავია, მხედველობის ხაზის გასწვრივ მისი გავლისას მიღებული სინათლის მრუდი მნიშვნელოვნად განსხვავდება ერთი ვარსკვლავის შემთხვევისგან.

მიკროლინზირება გამოიყენება ორობითი ვარსკვლავების მოსაძებნად, სადაც ორივე კომპონენტი დაბალი მასის ყავისფერი ჯუჯებია.

ორობით ვარსკვლავებთან დაკავშირებული ფენომენები და ფენომენები

ალგოლის პარადოქსი

მთავარი სტატია: ალგოლის პარადოქსი

ეს პარადოქსი ჩამოაყალიბეს მე-20 საუკუნის შუა წლებში საბჭოთა ასტრონომებმა A.G. Masevich-მა და P.P. Parenago-მ, რომლებმაც ყურადღება გაამახვილეს ალგოლის კომპონენტების მასებსა და მათ ევოლუციურ სტადიას შორის შეუსაბამობაზე. ვარსკვლავური ევოლუციის თეორიის მიხედვით, მასიური ვარსკვლავის ევოლუციის ტემპი ბევრად აღემატება მზის მასის შესადარებელი ვარსკვლავის ტემპს, ან ოდნავ მეტი. აშკარაა, რომ ორობითი ვარსკვლავის კომპონენტები ერთდროულად წარმოიქმნება, შესაბამისად, მასიური კომპონენტი უფრო ადრე უნდა განვითარდეს, ვიდრე დაბალი მასის. თუმცა, ალგოლის სისტემაში, უფრო მასიური კომპონენტი უფრო ახალგაზრდა იყო.

ამ პარადოქსის ახსნა დაკავშირებულია მასობრივი ნაკადის ფენომენთან ახლო ორობით სისტემებში და პირველად შემოგვთავაზა ამერიკელმა ასტროფიზიკოსმა დ.კროუფორდმა. თუ დავუშვებთ, რომ ევოლუციის პროცესში ერთ-ერთ კომპონენტს აქვს მასის მეზობელზე გადატანის შესაძლებლობა, მაშინ პარადოქსი მოიხსნება.

იხ. ვიდეო - Binary and Multiple Stars: Crash Course Astronomy #34