Binær stjerne

En dobbeltstjerne er et stjernesystem som består av to stjerner som går i bane rundt et felles massesenter . Nyere studier tyder på at en høy prosentandel av stjerner er en del av systemer med minst to stjerner. Flere systemer , som kan være ternære, kvartære eller til og med fem eller flere stjerner som samhandler med hverandre, kalles også ofte binære stjerner, som tilfellet er med Alpha Centauri A og B og Proxima Centauri .

På grunn av det store antallet tilsynelatende binære stjerner i universet , har astronomer trengt å utvikle måter å skille de som virkelig er binære fra de som ser ut til å være det, men det er bare en optisk sak. Denne situasjonen oppstår når to stjerner atskilt med store avstander og uten gjensidig gravitasjonsforhold, sees veldig nært fra vårt perspektiv. Det har også vært anledninger da stjerner med skiftende lysstyrke så ut til å formørke binærfiler mens de faktisk ikke var det.

Selv om det er par stjerner som kretser så langt fra hverandre at de utvikler seg uavhengig, er binærfilene ved mange anledninger så nær hverandre at deres individuelle fremgang blir endret av endringene som følgesvennen deres gjennomgår. Disse systemene utvikler seg deretter som en helhet, og skaper objekter som ellers ville vært umulige.

Terminologi

Begrepet binærstjerne (hypotese laget i 1783 av den døve amatørastronomen John Goodricke ) ble utviklet av William Herschel i 1802, i hans definisjon "En ekte dobbelstjerne - Foreningen av to stjerner som er dannet sammen i et system takket være lovene av attraksjon" . To stjerner sammen kan se ut som dobbeltstjerner. Det er godt mulig at dobbeltstjerner blir sett på som binære systemer: de to stjernene kan faktisk være atskilt med store avstander i verdensrommet, men de ser bare i samme retning fra Jorden. Disse typene falske binære stjerner kalles optiske binærer eller optiske par . Med oppfinnelsen av teleskopet ble mange av disse typene par funnet. Herschel målte i 1780 separasjonen og orienteringen til mer enn 700 par stjerner som så ut til å være binære stjerner og fant ut at rundt 50 par endret orientering etter to tiår med observasjon. [ 1 ]​ [ 2 ]

En ekte binærstjerne er en som går i bane rundt en annen stjerne. Når det ved hjelp av teleskoper kan skjelnes at de to stjernene er binære, kalles denne typen system visuell binær . [ 3 ]​ [ 4 ]​ I andre tilfeller er metoden som brukes til å bestemme en binærstjerne gjennom dopplereffekten til det utsendte lyset, og det er bestemt at stjernen er binær takket være en analyse av stjernens spektroskopi, denne typen stjerner kalles spektroskopiske binærer .

Stjerner som er både spektroskopiske og visuelle binære filer er ekstremt sjeldne, og anses som en viktig kilde til informasjon når de blir funnet. De stjernene som er både binære og visuelle, finnes vanligvis i nærheten av Jorden [ referanse nødvendig ] . Vanskeligheten med å finne stjerner som er både visuelle og spektroskopiske binære stjerner, er at de visuelle vanligvis finnes i vidt adskilte baner, i motsetning til de spektroskopiske, som er veldig nærme.

Astronomer har oppdaget noen stjerner som ser ut til å gå i bane rundt det tomme rom. Astrometriske binærer , er stjerner som kretser rundt et midtpunkt, men følgesvennen til moderstjernen kan ikke skilles fra hverandre. Denne typen binærfiler kan skilles ut ved baneendringen som hovedstjernen lider. Derfor kan den samme matematikken som brukes til å finne massen til vanlige dobbeltstjerner brukes til å bestemme massen til den manglende stjernen. Følgestjernen som ikke kan sees, produserer noen ganger veldig lite lys, eller det kan være et objekt som produserer veldig lite elektromagnetisk stråling, for eksempel en nøytronstjerne . [ 5 ] I noen tilfeller har det blitt vist at den manglende stjernen faktisk er et sort hull : et objekt med så kraftig gravitasjon at lys ikke klarer å unnslippe.

Binær stjerneklassifisering

I henhold til deteksjonsmodusen

Binærfilene kan være veldig langt fra hverandre eller veldig nærme. Noen ganger så mye at de til og med utveksler materiale. På den annen side produserer deres posisjon i forhold til oss, avstand og relativ orientering av banene deres med våre et bredt spekter av typer binærfiler, hvorav noen kan tilhøre to eller flere av disse klassene. Binærene er i tillegg en flott mulighet til å få direkte målinger av stjernemasser og radier. Dette gjør dem til utmerkede kalibreringsstandarder for stjerneklassifiseringsmodeller som bruker tilsynelatende lysstyrker og emisjonsspektre for å utlede masser, radier og temperaturer.

Visuelle binære filer

Det er de som kan bli funnet med vanlige teleskoper . I denne typen binærfiler er begge komponentene synlige i bildet. Disse typer binærfiler er vanligvis ikke langt fra oss og ganske langt fra hverandre. Disse binære filene, til tross for deres enkle observasjon, er vanligvis ikke så enkle å oppdage siden deres omløpsperiode vanligvis er i størrelsesorden hundrevis av år. Selv to stjerner i nærheten trenger ikke å være binære. De kan være to stjerner som krysset veier for aldri å møtes igjen. Nøkkelbeviset er alltid gitt av deres respektive baner. For å sette pris på den gjensidige bevegelsen til de visuelle binære filene, er det nødvendig å sammenligne bildene av himmelen i forskjellige år. Noen ganger er bevegelsen deres så umerkelig at fotografiske plater med tiår fra hverandre kreves. Denne høye analysetiden gjør, selv i dag, at denne typen binærfiler er den mest kompliserte å oppdage.

Fradragsberettigede data: ved å kjenne deres bane og deres innbyrdes avstand, kan massen til begge legemer så vel som deres omløpsperioder utledes. I tillegg, ved å innhente informasjonen om begge stjernene individuelt, kan deres separate spektre oppnås, ved å utlede deres egenskaper som om de var individuelle stjerner. Spektraltype , lysstyrkeklasse , radius, temperatur, etc. Ved å kombinere spektraldata med orbitaldata kan disse typene dobbeltstjerner være nyttige for å bedre kalibrere stjerneklassifiseringssystemer .

Formørkende binærer

De blir bare observert når banene deres er på linje med våre på en slik måte at den ene stjernen med jevne mellomrom passerer foran den andre. Dette fører til at det observeres regelmessige reduksjoner i lysstyrken , den såkalte lyskurven av astronomer . Siden lysstyrken deres endres over tid, blir de noen ganger ubemerket som variable stjerner . Vanligvis har disse stjernene en kort periode siden den eneste måten å oppdage dem på er å observere regelmessigheten i lysstyrkevariasjonene deres. Banen til den formørkende dobbeltstjernen kan bestemmes takket være studiet av lyskurven. I sin tur kan den relative størrelsen til individuelle stjerner bestemmes ut fra radiusen til banen ved å se på hvor raskt stjernenes lysstyrke varierer med tiden. De siste tiårene har flere beregninger om disse stjernene blitt samlet inn takket være fremskritt innen teleskoper. Deduserbare data: perioden for dens bane kan bli funnet, og derfor kan dens masse utledes. Spektrene deres kan skilles i det øyeblikket den ene passerer over den andre, selv om dette ikke alltid er tilfelle, siden mange ganger gjennomgangen til en av stjernene ikke skjuler den andre helt. I alle fall kan spekteret til hver stjerne måles ganske pålitelig, tatt i betraktning hvilke spektrallinjer som avtar ved hvert trinn.

Astrometriske binærer

I denne typen dobbeltsystem er bare én komponent av stjernen synlig. De oppdages å være binære takket være gravitasjons-"trekket" som utøves av deres usynlige følgesvenn. Dette gir en oscillerende bevegelse i forhold til bakgrunnen til fiksstjerner som kan måles med parallakseteknikker hvis den er nær nok, siden denne typen beregninger utføres på stjerner omtrent mellom 10 parsecs, ved større avstander eksisterer ikke parallaksevinkelen eller den er så liten at beregningene ikke kan utføres. I likhet med visuelle binærer krever astrometriske binærer lange observasjonsperioder. Det usynlige objektet er vanligvis et legeme med veldig lav eller null lysstyrke, for eksempel en stjernerest, rød dverg eller brun dverg .

Hvis følgesvennen er massiv nok til å forårsake et skifte i stjernens posisjon, kan dens tilstedeværelse utledes. [ 6 ] Selv om følgesvennen ikke er synlig, kan egenskapene til systemet bestemmes ved hjelp av Keplers lover . [ 7 ]

Metoden for å oppdage binære stjerner av denne typen brukes også til å lokalisere ekstrasolare planeter som kretser rundt en stjerne. Selv om for at beregningene skal gi et pålitelig resultat er det nødvendig at målingene som tas er svært nøyaktige takket være den store forskjellen mellom massene og den store forskjellen mellom banene til planetene.

Fradragsberettigede data: det er umulig å gjette spekteret til det usynlige objektet, men massen kan utledes.

Eksempler: Sirius  A og B. Sirius A er en hvit hovedsekvensstjerne akkompagnert av Sirius B, en usynlig hvit dverg . Gitt dens nærhet til Jorden, 8,6  lysår , kunne slingringen i Sirius sin bane oppdages med midler fra 1800-tallet. En stund var det et mysterium hvorfor en stjerne på 1,4 solmasser ikke skinte i det hele tatt. Det var nødvendig å vente på ankomsten av stjerneevolusjonsmodeller slik at eksistensen kunne forklares.

Se også: Astrometri Spektroskopiske binærer

I likhet med de astrometriske har også de spektroskopiske en usynlig stjerne. Forskjellen ligger i måten denne typen oppdages på av Doppler-forskyvningen i spekteret til den synlige stjernen. Etter å ha observert stjernen over tid, noteres en periodisk endring i bølgelengder. Forklaringen på denne endringen i frekvens er et resultat av banen, stjernene beveger seg noen ganger mot jorden og deretter bort fra den. Når stjernen beveger seg mot jorden, genereres en blå bevegelse i spekteret. Og når den beveger seg bort fra oss, endres spekteret mot rødt. Denne teknikken med større presisjon enn parallaksen gjør det mulig å oppdage binære stjerner raskere. Til tross for alt, presenterer noen binære filer nesten ingen radiell forskyvning på grunn av orienteringen til banen deres, så denne metoden er ubrukelig for dem.

Banen til den spektroskopiske binæren bestemmes ved å gjøre en lang rekke observasjoner av den radielle hastigheten til en eller begge komponentene i systemet. Observasjonene er plottet mot tid og fra den resulterende kurven bestemmes systemets periode. Hvis banen er sirkulær, vil resultatet være en sinuskurve. Hvis banen er elliptisk, vil formen på kurven avhenge av ellipsens eksentrisitet og orienteringen til aksene med referanse til siktelinjen.

Se også: Binær spektroskopi og spektroskopi . Optiske binære filer (falske binære filer)

Takket være det faktum at de to stjernene vises på himmelen veldig nær hverandre fordi de er i samme siktelinje. Det hender at de faktisk er i veldig forskjellig avstand fra oss.

En optisk binær kan skilles fra en sann etter å ha observert dem i lange perioder, vanligvis år. Hvis bevegelsen til stjernen er lineær, kan det antas at stjernene ikke er binære, men falske binære.

Merkelig nok har det vært ganske alvorlige astronomiske feil på grunn av denne enkle forvirringen.

Basert på systemkonfigurasjon

En annen måte å klassifisere binære stjerner er etter avstandene mellom stjernene sammenlignet med størrelsen på hver av dem. [ 8 ]

  • Separate binærfiler er en type binære stjerner der komponentene deres ligger i Roche-loben , området der stjernens gravitasjonskraft er større enn den andre komponenten. Stjernene har ingen effekt på hverandre, noe som får dem til å utvikle seg hver for seg. De fleste binærfiler tilhører denne klassen.
  • Semi- separate binære filer er stjerner der en av komponentene er i Roche-loben mens den andre ikke er det. Gass fra overflaten av komponenten som fyller Roche-lappen (donor) overføres til den andre voksende stjernen. Masseoverføring dominerer utviklingen av systemet. I begge tilfeller dannes det en akkresjonsskive som omgir den mottagende stjernen. Eksempler på denne typen er røntgen-binærstjernen og den kataklysmiske binærstjernen .
  • Kontaktbinærfiler er en binærstjerne der de to komponentene fyller Roche-loben. Den høyeste delen av stjerneatmosfæren danner et felles teppe som omgir de to stjernene. Ettersom friksjonen til dekket bryter banebevegelsen, kan stjernene slå seg sammen.

Evolusjon

Trening

Selv om det ikke er mulig for binære stjerner å dannes gjennom gravitasjonsfangst mellom to ensomme stjerner, ettersom denne typen hendelser er svært sjeldne og ikke anses å være den grunnleggende dannelsesprosessen, hevder noen hypoteser at disse typer systemer skapes under stjernedannelse . Fragmentering av molekylskyen under protostjernedannelse er en akseptabel forklaring. [ 9 ]​ [ 10 ]

Masseoverføring og masseakkumulering

Ettersom stjerner øker i størrelse under utviklingen, kan de på et tidspunkt overskride Roche-lappen, noe som betyr at noe av stjernens materie våger seg inn i regionen der følgestjernens tyngdekraft er større enn dens egen. Resultatet er at materie kommer til å bli overført fra den ene stjernen til den andre gjennom en prosess kjent som Roche lobe spillover, absorbert av et direkte støt eller av en akkresjonsskive .

Disse samvirkende dobbeltstjernene forårsaker prosesser som ellers ville vært utenkelige i den naturlige utviklingen av en enkeltstjerne. Dynamiske modeller ser ut til å indikere at i nærliggende dobbeltsystemer vil massene til begge stjernene være like siden de ville dannes unisont i et enkelt kollapsområde med en dobbel kjerne. Dette er tilfellet med trippelsystemet til Alpha Centauri fordi det inneholder Alpha A og B, som er ganske nær hverandre og har lignende masser, mens Proxima, mye mindre massiv enn de to andre, er i stor avstand fra disse knyttet til sin massesenter, men uten kapasitet til å samhandle med de to første.

Separasjon av stjernene

Det er også mulig for binærstjerner som er adskilt med store avstander å miste kontakten mellom gravitasjonene, på et tidspunkt i livssyklusen, på grunn av ytre forstyrrelser i systemet. Komponentene vil deretter bevege seg for å danne enkeltstjerner. Et nært møte mellom to stjerner kan også resultere i at de skilles på grunn av gravitasjonsfeiden mellom de to objektene, hvor en av stjernene blir frastøtt i høye hastigheter, noe som resulterer i en stjerne som løper bort .

Overflateforurensning med tungmetaller

Stjerner har vanligvis bare hydrogen og helium på overflaten og i overflod, siden de tunge elementene synker til bunnen på grunn av deres større tetthet og de som kan produseres i kjernen aldri når overflaten. Imidlertid er det noen stjerner hvis spektre viser absorpsjonslinjer rikelig med tungmetaller, inkludert noen materialer tyngre enn jern. Slik forurensning kan bare være en død giveaway at den har blitt beriket av bølgefronten til en nærliggende supernova. Ganske mulig er denne stjernen knyttet til en nøytronstjerne eller et svart hull som ble igjen etter eksplosjonen som forurenset atmosfæren til den aktuelle stjernen. Takket være dette er det kjent at stjerner som har et svart hull som følgesvenn, på den tiden led forandringene til en nærliggende supernova.

Helium hvite dverger

Heliumhvite dverger , ifølge stjernenes evolusjonsmodeller , er mulige objekter innenfor den teoretiske rammen, men det ble antatt umulig at de eksisterer i dag (selv i ytterligere 70 milliarder år), hvis vi tar i betraktning universets alder . Årsaken er at bare stjerner med mindre enn en halv solmasse gir fra seg disse objektene ved slutten av livet. Ved høyere masser brenner stjerner, inkludert solen vår, helium, noe som gjør det umulig å danne denne typen hvite dverger. Vi vet at stjernenes levetid er lengre jo mindre massive de er. Hvis vi tar i betraktning at en stjerne med halv solmasse lever omtrent 80 milliarder år og at universets alder er omtrent 13,7 milliarder år, er det klart at disse objektene ikke kan ha blitt dannet ennå.

Imidlertid har heliumhvite dverger blitt observert i noen binære systemer. Disse er produsert av samspillet mellom begge stjernene. Normalt hender det at stjernene ikke har nøyaktig samme masse, så den mest massive tømmer ut hydrogenet før og begynner å utvide konvolutten for å danne en rød kjempe . Problemet oppstår når hydrogenkonvolutten oppsluker nabostjernen. Dens tilstedeværelse skaper en ustabilitet i gigantens konvolutt, og løsner den omkringliggende gassen gravitasjonsmessig. Dette fører til at den massive stjernen kontinuerlig mister masse og utvider atmosfæren ytterligere for å kompensere for tapene. Til slutt forsvinner hele hydrogenatmosfæren og etterlater seg en naken heliumkjerne. Hvis denne kjernen ikke er i stand til å opprettholde nok trykk til å smelte sammen helium, vil stjernen dø for tidlig, og etterlate en heliumhvit dverg som rest.

Termonukleære supernovaer (type Ia)

Et binært system mellom to lav-middels masse stjerner kan over tid gi opphav til et av de mest lysende naturfenomenene som finnes, type Ia supernovaer. Normalt vil begge stjernene ha samme masse, men det er alltid en som er litt mer massiv enn den andre. Den lille forskjellen gjør at den utvikler seg mye tidligere og blir en hvit dverg før naboen. Når den har blitt et kompakt objekt, vil den andre stjernen allerede være i den røde kjempefasen . Dens utvidede skall av hydrogen og helium vil ha mistet gravitasjonssammenhengen, og med hell vil den ha kommet inn i den hvite dvergens Roche-lapp . Nevnte omkrets markerer innflytelsessonen til gravitasjonsfeltet til en stjerne, og det forventes at den for den hvite dvergen vil være større enn den for kjempen, siden sistnevnte er mindre massiv. Akkresjonsprosessen vil akselerere inntil massen til dvergen overstiger Chandrasekhars masse, på hvilket tidspunkt den fullstendige termonukleære antennelsen av hele massen vil skje. Eksplosjonen vil desintegrere dvergen og sende ut et lysglimt av stor galaktisk orden. Hvis følgesvennen hennes blir reddet fra eksplosjonen, vil hun slutte å føle gravitasjonseffektene av den savnede dvergen og vil bli skutt i retningen hun beveget seg på tidspunktet for katastrofen.

Novas

Tilfellet av novaer ligner noe på det for termonukleære supernovaer, bare i dette tilfellet smelter overflatematerialet eksplosivt sammen før den hvite dvergen når Chandrasekhar-grensen. I dette tilfellet er reaksjonene de ved fusjon av hydrogenet presset på overflaten, og selve eksplosjonen driver ut en del av det materialet. Lysstyrken varer noen dager og når ikke i noe tilfelle nivået til en supernova.

Røntgenkilder

Røntgenbinærer består av et binært system av en stjerne og et sort hull eller nøytronstjerne som holder den fengslet ved å absorbere deler av materialet. En armformet bule dukker opp fra stjernen, og fører til en akkresjonsskive i midten som er det sorte hullet. På grunn av de sterke gravitasjonskreftene til disse objektene, presses det spiralformede stoffet sammen og akselereres. Friksjonen mellom de forskjellige sonene på skiven som har differensialhastigheter varmer opp skiven til temperaturer som fører til at saken sender ut røntgenstråler Det finnes to typer doble sorte hullsystemer. De vanligste er de av et svart hull med en massiv stjerne. De som følger med en lavmassestjerne er sjeldnere fordi formasjonsmodeller nesten alltid forutsier nærliggende objekter med lignende masse. Det kan alltid være en fanget stjerne, men dette fenomenet er enda sjeldnere, bare sannsynligvis i områder med høy tetthet av stjerner, for eksempel sentrene til kulehoper . Et eksempel på en røntgenkilde er det første oppdagede sorte hullet, Cygnus X-1 .

Se også: Akkresjonsskive og svart hull .

Microquasars

Se også: Sorte hull , Vortex , Jet (astronomi) og Microquasar .

Som navnet indikerer, oppfører mikrokvasarer seg som kvasarer, men i redusert skala er en del av de vanlige egenskapene de har en sterk og variabel utslipp, vanligvis i form av jetfly, samt en akkresjonsskive som omgir en kompakt gjenstand som kan være enten et sort hull eller en nøytronstjerne . I kvasarer er det sorte hullet supermassivt (Millioner av solmasser), i mikrokvasarer er massen til det kompakte objektet bare noen få solmasser.

I utgangspunktet inneholder systemet to stjerner som ville være det kompakte objektet og en vanlig stjerne som mister masse over tid.

Bruk i astrofysikk

Binære stjerner gir astronomer den beste metoden for å bestemme massen til en fjern stjerne. Tyngdekraften til stjerner får dem til å rotere rundt massesentre. Avhengig av banen til stjernene i den visuelle binæren, eller avhengig av variasjonen av spekteret i den spektroskopiske binæren, kan massen til stjernen bestemmes. Fra dette kan temperaturen og radiusen til stjernen bli funnet, og etter å ha funnet massen kan massen til andre ikke-binære stjerner bestemmes.

Siden det er et stort antall stjerner i binære systemer, er binære stjerner av stor betydning for vår forståelse av hvordan stjerner dannes. Spesielt perioden og massene til binærene viser oss mengden vinkelmoment i systemet. Siden denne mengden er bevart i fysikk, får binærfiler mye større betydning.

I disse systemene er den mest massive stjernen vanligvis betegnet som 'A', og dens følgesvenn 'B'. Dette er tilfellet med Sirius-hovedsekvensen, der vi finner Sirius A, ved siden av en hvit dverg Sirius B. Likevel, hvis stjernene er adskilt med en stor avstand, kan de betegnes med en hevet skrift, for eksempel Zeta Reticuli ( ζ 1 Ret og ζ 2 Ret). [ 11 ]

Funn

Omtrent 75 % av alle stjerner antas å være i binære systemer, med omtrent 10 % av disse stjernene som har systemer med mer enn to stjerner. [ 12 ]

Det er en direkte sammenheng mellom perioden for en dobbeltstjernes bane og eksentrisiteten til dens bane. I systemer som har en mindre periode har de også lav eksentrisitet. Binære stjerner kan finnes med nesten alle tenkelige typer separasjon, fra par som går nær nok til at de praktisk talt har kontakt med hverandre, til par som er adskilt med store avstander, så den eneste mulige måten å indikere at de er binære, det er gjennom den riktige bevegelsen som skjer i rommet.

Periodene til disse typene stjerner har også vist seg å ha en log-normalfordeling , med et flertall av systemene i bane rundt perioder på 100 år. Forholdet viser at disse typene stjerner har en veldig lik formasjon, som oppstår på tidspunktet for stjernedannelse . [ 13 ]

Planeter rundt binære stjerner

Science fiction har brukt planeter med binære og terniære systemer i sine omgivelser. I virkeligheten ville noen områder av baner være umulige av dynamiske årsaker (planeten ville bli drevet ut av banen relativt raskt, bli kastet ut av systemet, eller ville bli overført til en bane mer intern eller ekstern av systemet), visse baner er viktige risiko for planetens biosfære siden det ville være ekstreme endringer i overflaten på forskjellige steder i banen. Planeter som går i bane rundt bare én stjerne i det binære systemet sies å ha en "S-Type"-bane, eller de som går i bane rundt to stjerner sies å ha "P-Type"-baner. [ 14 ]

Eksempler på flere stjerner

Den store avstanden mellom komponentene, samt fargeforskjellene, gjør Albireo til en av de enkleste visuelle binærene å se i verdensrommet. Det lyseste medlemmet, det er det tredje lyseste medlemmet av Cygnus -konstellasjonen .

En annen kjent binær er Sirius , den lyseste stjernen på nattehimmelen, med en tilsynelatende styrke på -1,46. Den ligger i stjernebildet Canis Major . I 1844 trakk Friedrich Bessel ut at Sirius var binær. I 1862 oppdaget Alvan Graham Clark følgesvennen (Sirius B; den synlige stjernen er Sirius A). I 1915 bestemte astronomer ved Mount Wilson Observatory at Sirius B var en hvit dverg , den første som ble oppdaget. I 2005, ved hjelp av Hubble-romteleskopet , bestemte astronomer at Sirius B hadde en diameter på 12 000 km, med en masse på 98 % av solens. [ 15 ]

Et eksempel på en formørkende binær er Almaaz , i stjernebildet Auriga . Den synlige komponenten tilhører spektralklassen F0, den andre komponenten er ikke synlig. En annen formørkende binær er Beta Lyrae , som er en kontaktdobbeltstjerne i stjernebildet Lyra . De to stjernene er så nærme at materiale fra hverandres fotosfære utveksles mellom dem. Formen til disse stjernene påvirkes takket være den gjensidige kontakten mellom dem. [ 16 ]

Algol er den mest kjente ternære stjernen, som ligger i stjernebildet Perseus . To komponenter av systemet formørker hverandre, Algols intensitetsvariasjoner ble først registrert i 1670 av Geminiano Montanari . Stjernen fikk navnet algol som betyr "djevelens stjerne" (fra det arabiske språket الغول al-ghūl ), noe som kan ha vært på grunn av denne stjernens særegne oppførsel.

Se også

Referanser

  1. ^ "Danning av binære stjernesystemer " . University of Tennessee . Arkivert fra originalen 3. februar 2012. 
  2. ↑ "Binære stjernevilkår" . Community College på Rhode Island. Arkivert fra originalen 19. juli 2004. 
  3. ^ "Visuelle binærer" (på engelsk) . University of Tennessee. Arkivert fra originalen 15. mai 2010. 
  4. ^ "Binære og variable stjerner " . Case Western Reserve University . Arkivert fra originalen 6. februar 2009. 
  5. ↑ Bock, D. "Binær nøytronstjernekollisjon" . NCSA. Arkivert fra originalen 26. juni 2007. 
  6. ↑ Asada, H.; T. Akasaka; M. Kasai ( 27. september 2004 ). Inversjonsformel for å bestemme parametere for en astrometrisk binær . arΧiv : astro-ph/0409613 . 
  7. ↑ "Astrometric Binaries" (på engelsk) . University of Tennessee. Arkivert fra originalen 3. desember 2005. 
  8. ^ Nguyen, Q. "Roche-modell" . San Diego State University. Arkivert fra originalen 23. mars 2007. 
  9. ↑ Boss, AP (1992). "Binær stjerneformasjon". I (red.) J. Sahade, GE McCluskey, Yoji Kondo, red. Riket for interagerende binære stjerner . s. 355. ISBN 0-7923-1675-4 . 
  10. ↑ Tohline, J.E.; J. E. Cazes; HS Cohl. "Danningen av felleskonvolutt, binære stjerner før hovedsekvens" . Louisiana State University. 
  11. ↑ "Binære og flere stjernesystemer" . Lawrence Hall of Science ved University of California. Arkivert fra originalen 7. februar 2006. 
  12. ↑ Most Milky Way Stars Are Single , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
  13. ↑ Hubber, DA; AP Whitworth. "Binær stjernedannelse fra rotasjonsfragmentering" ( PDF ) . School of Physics and Astronomy, Cardiff. Arkivert fra originalen 14. april 2008. 
  14. ↑ Elisa V. Quintana, Jack J. Lissauer (2007). "Terrestrisk planetformasjon i binære stjernesystemer".. 
  15. ↑ McGourty, C. Hubble finner masse av hvit dverg . BBCNews . 
  16. ^ Robinson, CR; SL Baliunas; BW Bopp; R.C. Dempsey (1984). "En analyse av fotometriske og spektroskopiske observasjoner av den gåtefulle formørkelsen av binærstjernen Beta Lyrae". Bulletin of the American Astronomical Society 20 :954. 

Bibliografi

  • DOCOBO DURANTEZ, JA Dobbeltstjerner . Samling "Library of popular science. Astronomy Series, 10". Madrid : Team Sirius, SA, 10/1992. ISBN 84-86639-61-1 og ISBN 978-84-86639-61-7 .
  • CLARET DOS SANTOS, Antonio...[et. til.]. Absolutte parametere i binære stjerner med apsidal bevegelse . Avhandling - Universitetet i Granada . Samling "Doktorgradsavhandling". Granada : Redaksjonelt universitet i Granada, 12/1992. ISBN 84-338-1670-5 og ISBN 978-84-338-1670-2 .
  • VIDAL ABASCAL, Enrique. Beregning av baner for visuelle dobbeltstjerner . Madrid: Høyere råd for vitenskapelig forskning, 01/1953. ISBN 84-00-01114-7 og ISBN 978-84-00-01114-7 .
  • VIDAL ABASCAL, Enrique . På de tilsynelatende banene til dobbeltstjerner . Bind 6. Madrid: Høyere råd for vitenskapelig forskning, 01/1947. ISBN 84-00-01116-3 og ISBN 978-84-00-01116-1 .
  • COMELLAS, Jose Luis . Katalog over visuelle dobbeltstjerner . Samling "Praxis Collection". Madrid: Sirius Team, 05/1988. ISBN 84-86639-10-7 og ISBN 978-84-86639-10-5 .

Eksterne lenker