Кад две звезде орбитирају заједно

Од наш сунчев систем има једну Звезда у његовом срцу логично је претпоставити да се све звезде формирају независно и саме путују галаксијом. Међутим, испоставило се да око трећине (или можда чак и више) свих звезда рођених у нашој галаксији (и у другим галаксијама) постоји у системима са више звезда. Могу бити две звезде (које се називају бинарне), три звезде или чак више.

Бињари (две звезде које круже око заједничког средишта масе) врло су честе на небу. Већа од две звезде у таквом систему назива се примарна звезда, док је мања звезда или секундарна звезда. Један од најпознатијих бинарних записа на небу је светла звезда Сириус, која има веома суморну пратњу. Још један фаворит је Албирео, део сазвежђа Цигнус, Сван. Оба је лако уочити, али за употребу компонената сваког бинарног система потребан је телескоп или двоглед.

Термин бинарни систем звезда не треба мешати са појмом двострука звезда. Такви системи се обично дефинишу као две звезде које изгледају као да делују међусобно, али су у ствари веома удаљене једна од друге и немају физичку везу. Може бити збуњујуће раздвојити их, посебно са дистанце.

Такође може бити прилично тешко идентификовати поједине звезде бинарног система, јер једна или обе звезде могу бити не-оптички (другим речима, није нарочито јако при видљивој светлости). Када се такви системи ипак нађу, они обично спадају у једну од четири следеће категорије.

Као што име говори, визуелни бинарни подаци су системи у којима се звезде могу идентификовати појединачно. Интересантно је да су то звезде потребне да "звезде не буду превише сјајне". (Наравно, удаљеност до објеката је такође одлучујући фактор да ли ће се појединачно разрешити или не.) Ако је једна од звезда велике светлости, тада ће њена светлост "утопити" поглед на пратилац. Због тога је тешко видети. Визуелни бинарни подаци откривају се телескопима или понекад двогледом.

У многим случајевима се други бинарни подаци, попут оних који су наведени у даљем тексту, могу одредити као визуелни бинарни листови када се посматрају довољно снажним инструментима. Тако се листа система у овој класи непрестано повећава што се више запажања врши са снажнијим телескопима.

Спектроскопија је моћан алат у астрономији. То омогућава астрономима да утврде различита својства звезда тако што ће само детаљно проучавати њихову светлост. Међутим, у случају бинарних извора, спектроскопија такође може открити да звездан систем у ствари може бити састављен од две или више звезда.

Како ово ради? Како се две звезде врте око друге, повремено ће се кретати према нама, а даље од нас према другима. Ово ће узроковати њихово светлост бити блуесхифтед онда црвено измењено у више наврата. Мерењем учесталости ових промена можемо израчунати податке о њиховим променама орбитални параметри.

Пошто су спектроскопски двосмерници често врло близу један другом (толико близу да их ни добар телескоп не може "раздвојити", ретко су и визуелни бинарни бинарни подаци. У чудним случајевима када су такви, ови системи су обично врло близу Земље и имају веома дуге периоде (што су удаљенији од њих, што им је дуже потребно да круже око њихове заједничке осе). Блискост и дуги периоди олакшавају проналажење партнера из сваког система.

Астрометрични бинарни снимци су звезде за које се чини да се налазе у орбити под утицајем невидљиве гравитационе силе. Доста често је друга звезда врло магловит извор електромагнетног зрачења, или мали смеђи патуљак или можда врло стара неутронска звезда која се спустила испод линије смрти.

Информације о "несталој звезди" могу се утврдити мерењем орбиталних карактеристика оптичке звезде. Методологија проналажења астрометричних бинарних материјала такође се користи за проналажење егзопланета (планете изван нашег Сунчевог система) тражењем „титрања“ у звезди. На основу овог кретања могу се одредити масе и орбиталне удаљености планета.

У помрачењем бинарних система орбитална равнина звезда је директно у нашој видовитој линији. Због тога звезде пролазе једно испред другог док орбитирају. Када затамњена звезда прође испред светлије звезде, долази до значајног „умора“ у уочену светлину система. Онда када се помрачи звезда помери иза с друге стране, постоји мањи, али још мерљив умот светлости.

На основу временске скале и величине ових падова могу се одредити орбиталне карактеристике, као и информације о релативним величинама и масама звезда.

Еклипрични бинарни снимци такође могу бити добри кандидати за спектроскопске бинарне датотеке, мада су, попут ових система, ретко ако се икада нађе да су визуелни бинарни системи.

Бинарне звезде могу много научити астронома о њиховим појединачним системима. Они такође могу дати трагове свом формирању и условима под којима су рођени, јер је у магли за рођење морало бити довољно материјала да се формирају и не нарушавају једни друге. Поред тога, у близини није било већих звезда „браће“, јер би оне „појеле“ материјал потребан за формирање бинарних записа. Наука о бинарним материјалима је и даље веома активна тема у истраживању астрономије.

Уредио и ажурирао Царолин Цоллинс Петерсен.