Екі жұлдыз жүйесі және олардың түрлері

Кіріспе

Бір-бірін айналып жүрген екі жұлдыздың жүйесі – хип-хоп тобы.

Екілік жұлдыз немесе қос жұлдыз жүйесі – гравитациялық байланыста және бір-бірінің айналысында орналасқан екі жұлдыздың жүйесі. Түнгі аспанда бір нысан ретінде көрінетін екілік жұлдыздар телескоп арқылы жеке жұлдыздар ретінде көрінеді, мұндай жағдайда олар визуалды екілік жұлдыздар деп аталады. Көптеген визуалды екілік жұлдыздардың орбиталық периоды бірнеше ғасырлар немесе мыңжылдықтарды құрайды, сондықтан олардың орбиталары белгісіз немесе жақсы зерттелмеген болуы мүмкін. Оларды спектроскопия (спектроскопиялық екілік жұлдыздар) немесе астрометрия (астрометриялық екілік жұлдыздар) сияқты жанама әдістермен де анықтауға болады. Егер екілік жұлдыз біздің көру сызығындағы жазықтықта айналса, оның құрамдас бөліктері бірін-бірін жабады және бірін-біріңқысынан өтеді; мұндай жұптар тұтылатын екілік жұлдыздар деп аталады, ал орбитада жарықтығын өзгертетін басқа екілік жұлдыздармен бірге – фотометриялық екілік жұлдыздар деп аталады. Екілік жұлдыз жүйелеріндегі компоненттер бір-біріне жеткілікті жақын болса, олар бір-бірінің сыртқы жұлдыздық атмосферасын гравитациялық деформациялай алады. Кейбір жағдайларда мұндай жақын екілік жұлдыз жүйелері масса алмаса алады, бұл олардың эволюциясын жеке жұлдыздарға қол жеткізе алмайтын сатыларға жеткізеді. Екілік жұлдыздардың мысалдары – Сириус және Сигнус X 1 (Сигнус X 1 – белгілі қара тесік). Екілік жұлдыздар көптеген планеталық тұмандықтардың ядролары ретінде де жиі кездеседі және жаңа жұлдыздар мен Ia типіндегі суперновалардың пайда болуына себепші болады.

Ашылу

Екі жұлдыз, яғни бір-біріне жақын көрінетін жұлдыз жұптары, телескоп ойлап табылғаннан бері байқалып келеді. Мизар мен Акрукс осыған мысалдар. Мизар жұлдызы, Үлкен Аю (Ursa Major) шоқжұлдызында, 1650 жылы Джованни Баттиста Риччоли (немесе одан бұрын Бенедетто Кастелли мен Галилео) екі жұлдыз екенін анықтаған. Оңтүстік Крест шоқжұлдызындағы жарқын Акрукс жұлдызы 1685 жылы әкесі Фонтена екі жұлдыз екенін тапқан. Уильям Гершель 1779 жылы екі жұлдызды байқауды бастады, мақсаты жақын жұлдызды алыс жұлдызбен жұптастырып табу болды, осылайша Жер Күнді айнала келе жақын жұлдыздың орнының өзгеруін өлшеуге (параллаксын анықтауға) және жақын жұлдызға дейінгі қашықтықты есептеуге мүмкіндік алатын еді. Ол көп ұзамай 700-ге жуық екі жұлдыздың каталогын жариялады. 1803 жылға қарай, ол 25 жыл ішінде бірнеше екі жұлдыздың салыстырмалы орналасуындағы өзгерістерді байқады және олар параллакс өзгерісін көрсетудің орнына, екі жұлдыздық жүйеде бір-бірін айналып жүргендей көрінеді деген қорытындыға келді. Екі жұлдыздың алғашқы орбитасы 1827 жылы Феликс Савари Xi Ursae Majoris жұлдызының орбитасын есептегенде анықталды. Содан бері көптеген екі жұлдыз каталогталды және өлшенді. 2017 жылдың маусым айына дейін, АҚШ Әскери-теңіз обсерваториясы құрастырған визуалды екі жұлдыз каталогы, Вашингтонның екі жұлдыз каталогы, 100 000-нан астам екі жұлдыз жұбын қамтиды, оның ішінде оптикалық екі жұлдыздар мен нағыз екі жұлдыздық жүйелер бар. Осы екі жұлдыздың орбитасы тек бірнеше мың жұлдыз үшін ғана белгілі.

Бақылау әдістері

Екілік жұлдыздар оларды байқау тәсіліне қарай төрт түрге жіктеледі: визуалды, тікелей байқау арқылы; спектроскопиялық, спектрлік сызықтардың периодтық өзгерулері арқылы; фотометриялық, заттық тұтқасудан туындаған жарықтықтағы өзгерістер арқылы; немесе астрометриялық, көзге көрінбейтін серігінің әсерінен жұлдыздың орнындағы ауытқуды өлшеу арқылы. Кез келген екілік жұлдыз осы жіктемелердің бірнешесіне жатуы мүмкін; мысалы, кейбір спектроскопиялық екілік жұлдыздар сонымен қатар заттық тұтқасатын екілік жұлдыздар болып табылады.

Көрнекі екілік файлдар

Визуалды екілік жұлдыз – екі компонентінің арасындағы бұрыштық арақашықтығы телескоп немесе тіпті қуатты бинокуляр арқылы оларды екі жұлдыз ретінде байқауға мүмкіндік беретін екілік жұлдыз. Телескоптың бұрыштық ажыратымдылығы визуалды екілік жұлдыздарды анықтауда маңызды рөл атқарады, және екілік жұлдызды бақылауларда жақсырақ бұрыштық ажыратымдылық қолданылғанда, визуалды екілік жұлдыздардың анықталған саны арта түседі. Екі жұлдыздың салыстырмалы жарықтығы да маңызды фактор, себебі жарқын жұлдыздың сәулесі әлсіз компоненттің болуын анықтауды қиындатуы мүмкін. Визуалды екілік жұлдыздың жарық жұлдызы – негізгі жұлдыз, ал көңілсіз жұлдыз – екіншілік жұлдыз болып саналады. Кейбір жарияланымдарда (әсіресе ескілерінде) әлсіз екіншілік жұлдыз "comes" (көпше түрі "comites"; серік) деп аталады. Егер жұлдыздардың жарықтығы бірдей болса, онда негізгі жұлдызды ашқан адамның белгілеуі қабылданған тәртіп бойынша қолданылады. Екіншілік жұлдыздың негізгі жұлдызға қатысты орналасу бұрышы және екі жұлдыз арасындағы бұрыштық арақашықтық өлшенеді. Байқау уақыты да тіркеледі. Белгілі бір уақыт аралығында жеткілікті мөлшердегі бақылаулар тіркелгеннен кейін, олар полярлық координаттарда, бастапқы жұлдызды координаталардың төрінде көрсетеді, ал осы нүктелер арқылы Кеплердің аудан заңына сәйкес келетін ең ықтимал эллипс салынады. Бұл эллипс – көрінетін эллипс деп аталады, және ол негізгі жұлдызға қатысты екіншілік жұлдыздың нақты эллипстік орбитасының аспан жазықтығына түсірілген проекциясы болып табылады. Осы проекцияланған эллипстен орбитаның толық элементтерін есептеуге болады, мұнда жартылай үлкен ось тек бұрыштық бірліктерде берілуі мүмкін, егер жұлдыздық параллакс, демек жүйенің қашықтығы белгілі болмаса. Визуалды және спектроскопиялық екілік жұлдыздар сирек кездеседі, және олар табылған жағдайда құнды ақпарат көзі болып табылады. Шамамен 40-қа жуығы белгілі. Визуалды екілік жұлдыздар көбінесе үлкен нақты арақашықтыққа ие, олардың периоды ондаған жылдардан ғасырларға дейін өлшенетін болады; нәтижесінде, олардың орбиталық жылдамдықтары спектроскопиялық өлшеулер үшін тым төмен болады. Керісінше, спектроскопиялық екілік жұлдыздар орбиталарында жылдам қозғалады, себебі олар бір-біріне жақын орналасқан, әдетте визуалды екілік жұлдыз ретінде анықтауға тым жақын. Сондықтан, визуалды және спектроскопиялық екілік болып табылған жұлдыздар Жерге салыстырмалы түрде жақын болуы керек.

A visual binary star is a binary star for which the angular separation between the two components is great enough to permit them to be observed as a double star in a telescope, or even high powered binoculars. The angular resolution of the telescope is an important factor in the detection of visual binaries, and as better angular resolutions are applied to binary star observations, an increasing number of visual binaries will be detected. The relative brightness of the two stars is also an important factor, as glare from a bright star may make it difficult to detect the presence of a fainter component. The brighter star of a visual binary is the primary star, and the dimmer is considered the secondary. In some publications (especially older ones), a faint secondary is called the comes (plural comites; companion). If the stars are the same brightness, the discoverer designation for the primary is customarily accepted. The position angle of the secondary with respect to the primary is measured, together with the angular distance between the two stars. The time of observation is also recorded. After a sufficient number of observations are recorded over a period of time, they are plotted in polar coordinates with the primary star at the origin, and the most probable ellipse is drawn through these points such that the Keplerian law of areas is satisfied. This ellipse is known as the apparent ellipse, and is the projection of the actual elliptical orbit of the secondary with respect to the primary on the plane of the sky. From this projected ellipse the complete elements of the orbit may be computed, where the semi major axis can only be expressed in angular units unless the stellar parallax, and hence the distance, of the system is known. Binary stars that are both visual and spectroscopic binaries are rare and are a valuable source of information when found. About 40 are known. Visual binary stars often have large true separations, with periods measured in decades to centuries; consequently, they usually have orbital speeds too small to be measured spectroscopically. Conversely, spectroscopic binary stars move fast in their orbits because they are close together, usually too close to be detected as visual binaries. Binaries that are found to be both visual and spectroscopic thus must be relatively close to Earth.

Жарық түсіретін қос жүйелер

Жарық тұтылатын қос жұлдыз – екі жұлдыздың орбиталық жазықтығы бақылаушының көру сызығына өте жақын орналасқан қос жұлдыздық жүйе, нәтижесінде олар бір-бірін жабады. Егер бұл қос жұлдыз спектроскопиялық қос жұлдыз болса және жүйенің параллаксы белгілі болса, онда ол жұлдызды талдау үшін өте құнды. Алгол – Персей шоқжұлдызындағы үш жұлдыздан тұратын жүйе, және жарық тұтылатын қос жұлдыздың ең белгілі мысалы осы жүйеде кездеседі. Жарық тұтылатын қос жұлдыздар өздерінің жеке компоненттерінің жарығы өзгеретін айнымалы жұлдыздар емес, тұтылу салдарынан айнымалы болады. Жарық тұтылатын қос жұлдыздың жарық қисығы тұрақты жарықпен сипатталады, бірақ бір жұлдыз екіншісінің алдынан өткенде жарықтың қарқындылығы мерзімімен төмендейді. Орбита бойында жарықтық екі рет төмендеуі мүмкін: екінші жұлдыз бірінші жұлдыздың алдынан өткенде және бірінші жұлдыз екінші жұлдыздың алдынан өткенде. Екі тұтылудың ішіндегі тереңі – негізгі тұтылу деп аталады, қандай жұлдыз жабылып тұрса да, ал егер әлсіз екінші тұтылу болса, ол қосымша тұтылу деп аталады. Жарықтың төмендеуінің мөлшері екі жұлдыздың салыстырмалы жарықтығына, жасырылған жұлдыздың қанша бөлігі жасырылғанына және жұлдыздардың беткі жарықтығына (яғни тиімді температурасына) байланысты. Әдетте, ыстық жұлдыздың жабылуы негізгі тұтылуды тудырады. 1995 жылдан бері 8 метрлік телескоптармен галактикадан тыс жарық тұтылатын қос жұлдыздардың негізгі параметрлерін өлшеу мүмкін болды. Бұл оларды сыртқы галактикаларға дейінгі қашықтықты тікелей өлшеу үшін пайдалануға мүмкіндік береді, бұл стандартты шамдарды пайдаланудан гөрі дәлірек. 2006 жылға қарай олар Үлкен Магеллан Бұлты (LMC), Кіші Магеллан Бұлты (SMC), Андромеда галактикасы және Үшбұрыш галактикасына дейінгі қашықтықты тікелей бағалау үшін қолданылды. Жарық тұтылатын қос жұлдыздар галактикаларға дейінгі қашықтықты 5% дәлдікпен өлшеудің тікелей әдісін ұсынады.

Фотометрия арқылы анықталатын, тұтылудан сақталған қосжұлдыздар

Жақын жердегі күн тоқырамайтын қосжұлдыздарды жұлдыздардың бір-біріне үш түрлі әсерін бақылау арқылы фотометриялық түрде анықтауға болады. Біріншісі – жұлдыздардың серігінен шағылысқан артық жарықты бақылау. Екіншісі – серіктердің жұлдыздың пішінін деформациялауынан туындаған эллипсоидты жарық өзгерістерін бақылау. Үшінші әдіс – релятивистік эффектінің жұлдыздардың шамасын қалай өзгертетінін қарастыру. Бұл әдістермен қосжұлдыздарды анықтау үшін дәл фотометрия қажет.

Астрометриялық қос жүйелер

Астрономдар бос кеңістікте айналып жүргендей көрінетін жұлдыздарды жақын арада анықтады. Астрометриялық қосжұлдыздар – салыстырмалы түрде жақын орналасқан жұлдыздар, олар кеңістіктегі бір нүктеде дірілдеп, көзге көрінбейтін серігіне ие. Қарапайым қосжұлдыздарға қолданылатын математикалық әдістер жоғалған серіктің массасын есептеу үшін де қолданылуы мүмкін. Серік өте әлсіз болуы мүмкін, сондықтан қазіргі уақытта анықталмайды немесе басты жұлдыздың жарқылынан жасырынып қалуы мүмкін, немесе электромагниттік сәулеленуді өте аз немесе мүлдем шығармайтын нысан болуы мүмкін, мысалы, нейтронды жұлдыз. Көрінетін жұлдыздың орны оның серігінің гравитациялық әсерінен өзгеретіні анықталып, мұқият өлшенеді. Жұлдыздың орны алыстағы жұлдыздарға қатысты бірнеше рет өлшенеді және орнындағы мерзімдік өзгерістер тексеріледі. Әдетте, мұндай өлшеулерді жақын орналасқан жұлдыздарда ғана, мысалы, 10 парсек шегінде жасауға болады. Жақын жұлдыздардың көлденең қозғалысы көбінесе жоғары болады, сондықтан астрометриялық қосжұлдыздар аспанда иректелген жолмен қозғалады. Егер серіктің массасы жұлдыздың орнында байқалатын өзгерістерге себеп болса, оның бар екені анықталады. Көрінетін жұлдыздың қозғалысын ұзақ уақыт бойы дәл астрометриялық өлшеулер арқылы серіктің массасы және оның орбиталық периоды туралы мәліметтерді алуға болады. Серік көзге көрінбесе де, жүйенің сипаттамаларын Кеплер заңдарын қолдану арқылы анықтауға болады. Бұл әдіс қосжұлдыздарды анықтаумен қатар, жұлдыздардың айналасында айналатын экзопланеталарды табу үшін де қолданылады. Дегенмен, бұл өлшеуді жүргізу үшін қатаң талаптар бар, себебі масса арақатынасы өте үлкен және планетаның орбиталық периоды көбінесе ұзақ болады. Жұлдыздың орнындағы өзгерістерді анықтау өте күрделі ғылым, және қажетті дәлдікке қол жеткізу қиын. Ғарыштық телескоптар Жер атмосферасының бұлыңғыр әсерінен аулақ болып, нәтижесінде жоғары дәлдікпен ажыратуға мүмкіндік береді.

Катаклизмдік айнымалылар және рентгендік қос сандар

Егер қос жұлдыз жүйесінде ақ жұлдыз, нейтрон жұлдызы немесе қара тесік сияқты тығыз нысан болса, онда екінші (донор) жұлдыздың газы осы тығыз нысанға жиналуы мүмкін. Бұл гравитациялық потенциалдық энергияны босатады, газды қыздырады және сәулеленуді тудырады. Тығыз нысаны ақ жұлдыз болатын қақтығысты айнымалы жұлдыздар – мұндай жүйелердің мысалы. Рентгендік қос жұлдыз жүйелерінде тығыз нысан нейтрон жұлдызы немесе қара тесік болуы мүмкін. Бұл қос жұлдыз жүйелері донор жұлдыздың массасына қарай төмен массалы немесе жоғары массалы болып жіктеледі. Жоғары массалы рентгендік қос жұлдыз жүйелерінде жас, ерте типтегі, жоғары массалы донор жұлдыз болады, ол жұлдыздық желдері арқылы массаны ауыстырады, ал төмен массалы рентгендік қос жұлдыз жүйелері жартылай ажыратылған қос жұлдыз жүйелері болып табылады, онда кейінгі типтегі донор жұлдыздың немесе ақ жұлдыздың газы Рош жағын асып, нейтрон жұлдызына немесе қара тесікке қарай құлайды. Рентгендік қос жұлдыз жүйелерінің ең белгілі мысалы – жоғары массалы рентгендік қос жұлдыз жүйесі Cygnus X 1. Cygnus X 1 жүйесінде көзге көрінбейтін серіктің массасы Күннің массасынан шамамен тоғыз есе көп деп есептеледі, бұл нейтрон жұлдызының теориялық ең жоғары массасы үшін Толман-Оппенгеймер-Волкофф шегінен әлдеқайда асып түседі. Сондықтан бұл қара тесік деп саналады; бұл туралы кеңінен сенген алғашқы нысан осы болды.

Орбиталық кезең

Орбиталық кезеңдер бір сағаттан кем болуы мүмкін (AM CVn жұлдыздары үшін), немесе бірнеше күн (Бета Лираның құрамдас бөліктері), бірақ сондай-ақ жүз мыңдаған жылдарға созылуы мүмкін (Альфа Центавр AB-ның маңындағы Проксима Центавр).

Мерзімдегі өзгерістер

Апплегейт механизмі белгілі бір тотылушы екіжұлдыздарда байқалатын ұзақ мерзімді орбиталық кезең өзгерістерін түсіндіреді. Негізгі тізбектегі жұлдыз белсенділік циклынан өтетін кезде, жұлдыздың сыртқы қабаттары бұрыштық импульстің таралуын өзгертетін магниттік моментке түседі, нәтижесінде жұлдыздың сплюснутость дәрежесі өзгереді. Екіжұлдыз жұбындағы жұлдыздардың орбитасы олардың пішінінің өзгеруімен гравитациялық байланыста болады, сондықтан кезеңде модуляциялар (әдетте ∆P/P ~ 10−5) белсенділік циклдарымен (әдетте ондаған жылдармен) бірдей уақыт шкаласында көрінеді. Алгол екіжұлдыздарында байқалатын тағы бір құбылыс – монотонды кезеңнің ұлғаюы. Бұл, Апплегейт механизмімен түсіндірілген, кезекті кезеңнің ұлғаюы мен азаюының әлдеқайда көп кездесетін байқауларынан мүлдем өзгеше. Монотонды кезеңнің ұлғаюы көбінесе (бірақ әрқашан емес) аз массалы жұлдыздан көп массалы жұлдызға массаның ауысуымен байланысты.

А және В

Екілік жұлдыздардың құрамдас бөліктері жүйе атауына қосылатын А және В әріптерімен белгіленеді, А – біріншілік, ал В – екіншілік жұлдызды білдіреді. Жұпты көрсету үшін AB әріптері қолданылуы мүмкін (мысалы, α Centauri AB екілік жұлдызы α Centauri A және α Centauri B жұлдыздарынан тұрады). Екі жұлдыздан көп жұлдыздардан тұратын жүйелер үшін C, D және т.б. сияқты қосымша әріптер пайдаланылуы мүмкін. Егер екілік жұлдыздың Байер белгісі болса және олар бір-бірінен қашық орналасқан болса, жұптың құрамындағы жұлдыздар үстін сызылған санмен көрсетілуі мүмкін; мысалы, Zeta Reticuli жұлдызының құрамында ζ1 Reticuli және ζ2 Reticuli жұлдыздары бар.

Ашық табушылардың атаулары

Екіжұлдызды жұлдыздар да оны ашқан адамның әдептерімен және нөмірмен берілетін аббревиатура арқылы белгіленеді. Мысалы, α Centauri 1689 жылы Ришо әкесі екіжұлдыз екенін анықтаған, сондықтан ол RHD 1 деп белгіленген. Осы ашушы кодтарын Вашингтонның екіжұлдыз каталогынан табуға болады.

Массалық ауысу және аккреция

Негізгі тізбектегі жұлдыз эволюциялап көлемі ұлғайғанда, ол белгілі бір сәтте Рош жағын асып түсуі мүмкін, яғни оның материясының бір бөлігі серік жұлдыздың гравитациялық тартылысы өзінен күштірек болатын аймаққа өтеді. Соның салдарынан материя Рош лобтық ағып кету (RLOF) деп аталатын процесс арқылы бір жұлдыздан екіншісіне ауысады, тікелей соқтығысу арқылы немесе аккрециялық диск арқылы сіңіріледі. Бұл ауысу болатын математикалық нүкте бірінші Лагранж нүктесі деп аталады. Аккрециялық диск екі жұлдыз жүйесінің ең жарқын (және кейде жалғыз көрінетін) элементі болуі жиі кездеседі. Егер жұлдыз Рош жағынан тысқары қарай барлық материяны екінші компонентке ауыстырудан гөрі тым жылдам өссе, материя жүйеден басқа Лагранж нүктелері арқылы немесе жұлдыздық жел ретінде шығып, екі компонентке де жоғалуы мүмкін. Жұлдыздың эволюциясы оның массасымен анықталатындықтан, бұл процесс екі серігінің эволюциясына әсер етеді және жалғыз жұлдыздарға қол жеткізе алмайтын кезеңдерді тудырады. Алголды тұтылу үштігі Алголды зерттеу жұлдыздық эволюция теориясындағы Алголды парадоксына әкелді: екі жұлдыздың компоненттері бір уақытта пайда болса да, және массивті жұлдыздар аз массивтілерге қарағанда әлдеқайда жылдам эволюциялайтын болса да, массивті компонент Алголь А әлі де негізгі тізбекте, ал аз массивті Алголь В кейінгі эволюциялық сатыдағы субгигант екені байқалды. Парадокс масса ауысуы арқылы шешіледі: массивті жұлдыз субгигант болғанда, ол Рош жағын толтырды және массаның көп бөлігі әлі де негізгі тізбекте тұрған екінші жұлдызға ауыстырылды. Алголь сияқты кейбір екі жұлдыз жүйелерінде газ ағынын тікелей көруге болады.

Қашқындар мен жаңа жұлдыздар

Сондай-ақ, кеңістікте алыс орналасқан қосжұлдыздар өмір бойында сыртқы бұзылыстардың нәтижесінде бір-бірімен гравитациялық байланысты жоғалтуы мүмкін. Бұл жағдайда, олардың құрауыштары жеке жұлдыздар ретінде дамуға көшеді. Екі қосжұлдыз жүйесінің жақыннан өтуі екі жүйенің де гравитациялық тұрақсыздығына алып келуі мүмкін, соның салдарынан кейбір жұлдыздар жоғары жылдамдықпен ұшып кетеді, бұл қашып бара жатқан жұлдыздардың пайда болуына себеп болады. Егер ақ жұлдыздың жақын серігі болса және ол Рош шегінен асып кетсе, ақ жұлдыз сол жұлдыздың сыртқы қабатынан газды үздіксіз жинақтап алады. Бұл газ ақ жұлдыздың бетінде оның күшті гравитациясымен тығыздалып, қысылады және қосымша материал тартылғанда өте жоғары температураға дейін қыздырылады. Ақ жұлдыз дегенерациялық материядан тұратындықтан, жылуға төзімді болмайды, ал жиналған сутекке жауап береді. Сутек CNO циклы арқылы бетінде тұрақты түрде термоядролық реакцияға түседі, осы процестен босатылған зор энергия қалған газдарды ақ жұлдыздың бетінен таратып жібереді. Нәтижесінде өте жарқын жарық шығады, ол "нова" деп аталады. Ерекше жағдайларда, бұл оқиға ақ жұлдыздың Чандрасекар шегінен асып кетуіне және бүкіл жұлдызды жоятын суперноваға әкелуі мүмкін, бұл қашып бара жатқан жұлдыздардың пайда болуының тағы бір себебі. Мұндай оқиғаның мысалы – 1572 жылғы SN 1572 суперновасы, оны Тихо Браге бақылаған. Хаббл ғарыш телескопы жақында осы оқиғаның қалдықтарын суретке түсірді.

Астрофизика

Екілік жұлдыздар астрономдарға алыс жұлдыздың массасын анықтаудың ең тиімді жолын ұсынады. Олардың арасындағы гравитациялық тартылыс күші оларды ортақ массалық орталықтың шамасында айналуға мәжбүр етеді. Көрнекі екілік жұлдыздың орбиталық траекториясы немесе спектроскопиялық екілік жұлдыздың спектрінің уақыт бойынша өзгеруі арқылы оның жұлдыздарының массасын анықтауға болады, мысалы, екілік жұлдыздың массалық функциясын қолдана отырып. Осылайша, жұлдыздың сыртқы түрі (температурасы және радиусы) мен оның массасы арасындағы қатынасты табуға болады, бұл екілік емес жұлдыздардың массасын анықтауға мүмкіндік береді. Жұлдыздардың көп бөлігі екілік жүйелерде кездесетіндіктен, екілік жұлдыздар жұлдыздардың қалыптасу процестерін түсіну үшін ерекше маңызды. Атап айтқанда, екілік жұлдыздың периоды мен массасы жүйедегі бұрыштық импульстің мөлшері туралы мәлімет береді. Физикада бұл сақталатын шама болғандықтан, екілік жұлдыздар жұлдыздардың қалай қалыптасқаны туралы маңызды ақпараттарды ұсынады.

Зерттеу нәтижелері

+ I топтағы негізгі тізбекті жұлдыздар үшін көбейіп кету ықтималдығы Массалық диапазоны Көбейіп кету жиілігі Орташа серіктер ≤ 22 0,22 26 0,33 44 0,62 ≥ 50% 1.00 ≥ 60% 1.00 ≥ ≥ 80% 1.30 Галактикадағы жұлдыз жүйелерінің шамамен үштен бірі екілік немесе көпжұлдызды, ал қалған үштен екісі жалғыз жұлдыз болып табылады. Қарапайым жұлдыздардың жалпы көбейіп кету жиілігі жұлдыз массасының монотонды өсу функциясы болып табылады. Яғни, екілік немесе көпжұлдызды жүйеде болу ықтималдығы құраушылардың массасы артаған сайын үнемі өседі. Екі жұлдыздың шағылысы бірдей болғанда, олардың спектральдік типі де бірдей болады. Шағылысы әртүрлі жүйелерде, егер жарқырағырақ жұлдыз алып жұлдыз болса, әлсіз жұлдыз көкшіл, ал егер жарқырағырақ жұлдыз негізгі тізбекке жатса, қызыл түсті болады. Жұлдыздың массасын оның гравитациялық тартылысы арқылы тікелей анықтауға болады. Күн мен гравитациялық линзалардың өзінен басқа, мұны тек екілік және көпжұлдызды жүйелерде ғана жасауға болады, бұл екілік жұлдыздарды маңызды классқа айналдырады. Көзбен көрінетін екілік жұлдыздың жағдайында, орбитасы мен жүйенің жұлдыздық параллаксы анықталғаннан кейін, екі жұлдыздың біріктірілген массасын Кеплердің гармониялық заңының тікелей қолданылуы арқылы алуға болады. Өкінішке орай, спектроскопиялық екілік жұлдыздың толық орбитасын, егер ол визуалды немесе тұтылу екілік жұлдыз болмаса, алу мүмкін емес, сондықтан бұл нысандардан тек массаның бірлескен көбейтіндісі мен көру сызығына қатысты еңіс бұрышының синусын анықтау ғана мүмкін. Тұтылу екілік жұлдыздардың, сонымен қатар спектроскопиялық екілік жұлдыздардың жағдайында, жүйенің екі мүшесінің де сипаттамаларын (масса, тығыздық, мөлшері, жарқырау және шамамен пішіні) табуға толыққанды шешім табуға болады.

Планеталар

Бірнеше қос жұлдыздық жүйелерде экзопланеталар табылғанмен, мұндай жүйелер жалғыз жұлдыздық жүйелерге қарағанда салыстырмалы түрде сирек кездеседі. Кеплер ғарыш телескобының бақылаулары көрсеткендей, Күн сияқты жалғыз жұлдыздардың көпшілігінде планеталар көп, ал қос жұлдыздардың үштен бірінде ғана бар. Теориялық есімдеулерге сәйкес, тіпті алыс орналасқан қос жұлдыздар да протопланеталар қалыптасатын тау жыныстарынан тұратын дисктерді бұзып жатады. Алайда, басқа есімдеулер екілік серіктің болуы протопланеталық дискіні "қоздырып", оның ішіндегі протопланеталардың аккреция жылдамдығын арттыра отырып, тұрақты орбиталық аймақтарда планеталардың қалыптасуын жеделдете алатынын көрсетеді. Мысалдарға ақ жұлдызды пульсарлық қос жұлдыз PSR B1620 26, кіші гигант қызыл жұлдыздық қос Gamma Cephei және ақ жұлдызды қызыл жұлдыздық қос NN Serpentis жатады. Бұрыннан белгілі он төрт планеталық жүйені зерттеу нәтижесінде, олардың үшеуі қос жұлдыздық жүйе екені анықталды. Барлық планеталар негізгі жұлдыздың айналасында S типті орбитада орналасқан. Бұл үш жағдайда екінші жұлдыз негізгі жұлдыздан әлдеқайда әлсіз болғандықтан, бұрын анықталмаған. Бұл жаңалық планета мен негізгі жұлдыздың параметрлерін қайта есептеуге әкелді. Ғылыми фантастикада қос немесе үштік жұлдыздардың планеталары жиі бейнеленеді, мысалы, Джордж Лукастың "Жұлдызды соғыстар" фильміндегі Татуин планетасы, ал бір ерекше туынды, "Түн түсуі", тіпті алты жұлдыздық жүйеге дейін барады. Шындығында, кейбір орбиталық диапазон динамикалық себептерге байланысты мүмкін емес (планета орбитасынан салыстырмалы түрде жылдам шығарылып, жүйеден толығымен кетіп қалады немесе ішкі немесе сыртқы орбиталық диапазонға ауысады), ал басқа орбиталар орбитаның әртүрлі кезеңдерінде жер беті температурасының күрт өзгеруіне байланысты болашақ биосфералар үшін қиындықтар туғызады. Қос жұлдыздық жүйеде бір ғана жұлдызды айналатын планеталардың "S типті" орбиталары бар, ал екі жұлдызды айналатын планеталардың "P типті" немесе "циркумбинарлық" орбиталары бар. Екілік жүйелердің 50–60% тұрақты орбиталық диапазон ішінде өмірге жарамды жер планеталарын қолдауға қабілетті деп есептеледі.

While a number of binary star systems have been found to harbor extrasolar planets, such systems are comparatively rare compared to single star systems. Observations by the Kepler space telescope have shown that most single stars of the same type as the Sun have plenty of planets, but only one third of binary stars do. According to theoretical simulations, even widely separated binary stars often disrupt the discs of rocky grains from which protoplanets form. On the other hand, other simulations suggest that the presence of a binary companion can actually improve the rate of planet formation within stable orbital zones by "stirring up" the protoplanetary disk, increasing the accretion rate of the protoplanets within. Examples include the white dwarf pulsar binary PSR B1620 26, the subgiant red dwarf binary Gamma Cephei, and the white dwarf red dwarf binary NN Serpentis, among others. A study of fourteen previously known planetary systems found three of these systems to be binary systems. All planets were found to be in S type orbits around the primary star. In these three cases the secondary star was much dimmer than the primary and so was not previously detected. This discovery resulted in a recalculation of parameters for both the planet and the primary star. Science fiction has often featured planets of binary or ternary stars as a setting, for example, George Lucas' Tatooine from Star Wars, and one notable story, "Nightfall", even takes this to a six star system. In reality, some orbital ranges are impossible for dynamical reasons (the planet would be expelled from its orbit relatively quickly, being either ejected from the system altogether or transferred to a more inner or outer orbital range), whilst other orbits present serious challenges for eventual biospheres because of likely extreme variations in surface temperature during different parts of the orbit. Planets that orbit just one star in a binary system are said to have "S type" orbits, whereas those that orbit around both stars have "P type" or "circumbinary" orbits. It is estimated that 50–60% of binary systems are capable of supporting habitable terrestrial planets within stable orbital ranges.

Мысалдар

Құрамдас бөліктердің арасындағы үлкен қашықтық, сондай-ақ олардың түсімен айырмашылығы Альбирейді ең оңай байқалатын визуалды қосжұлдыздардың біріне айналдырады. Ең жарқын мүшесі – бұл Сигнус шоқжұлдызындағы ең жарқын үшінші жұлдыз, ол шын мәнінде жақын қос жұлдыз. Сонымен қатар, Сигнус шоқжұлдызында Сигнус X-1 орналасқан, бұл қара тесік деп саналатын рентген сәулесінің көзі. Бұл жоғары массалы рентгендік қос жұлдыз, оның оптикалық серігі өзгермелі жұлдыз. Сириус – тағы бір қос жұлдыз және түнгі аспандағы ең жарқын жұлдыз, оның көрінетін шамасы -1,46. Ол Үлкен Ит шоқжұлдызында орналасқан. 1844 жылы Фридрих Бессел Сириустың қос жұлдыз екенін анықтады. 1862 жылы Альван Грэм Кларк оның серігін (Сириус B; көрінетін жұлдыз – Сириус A) тапты. 1915 жылы Маунт-Уилсон обсерваториясының астрономдары Сириус B ақ ергежейлі жұлдыз екенін анықтады, ол алғаш рет ашылды. 2005 жылы Хаббл ғарыш телескопын пайдалана отырып, астрономдар Сириус B-нің диаметрін және оның массасының Күн массасының 98%-ына тең екенін анықтады. Жарық түсіретін қос жұлдыздың мысалы – Аурига шоқжұлдызындағы Эпсилон Ауриге. Көрінетін компонент F0 спектральдық класына жатады, ал екінші (жарық түсіретін) компонент көрінбейді. Мұндай соңғы тұтылу 2009-2011 жылдары болған еді, және жүргізілетін кең көлемді бақылаулар бұл жүйе туралы қосымша мәліметтер беруі мүмкін деп күтілуде. Тағы бір жарық түсіретін қос жұлдыз – Лира шоқжұлдызындағы Бета Лира, ол жартылай ажыратылған қос жұлдыздық жүйе. Басқа қызықты қос жұлдыздар: 61 Cygni (Сигнус шоқжұлдызындағы екі K класты (қызғылт) негізгі тізбек жұлдыздарынан тұратын қос жұлдыз, 61 Cygni A және 61 Cygni B, ол өзінің үлкен өзіндік қозғалысымен танымал), Процион (Кіші Ит шоқжұлдызындағы ең жарқын жұлдыз және түнгі аспандағы ең жарқын сегізінші жұлдыз, ол негізгі жұлдыздан және әлсіз ақ ергежейлі жұлдыз серігінен тұратын қос жұлдыз), SS Lacertae (жарық түсіруін тоқтатқан жарық түсіретін қос жұлдыз), V907 Sco (тоқтаған, қайта басталған, содан кейін тағы тоқтаған жарық түсіретін қос жұлдыз), BG Geminorum (орбитасында K0 жұлдызы бар қара тесік бар деп есептелетін жарық түсіретін қос жұлдыз) және 2MASS J18082002−5104378 (Галактиканың "жұқа дискісіндегі" қос жұлдыз, және ең көне жұлдыздардың бірін қамтиды).

The large distance between the components, as well as their difference in color, make Albireo one of the easiest observable visual binaries. The brightest member, which is the third brightest star in the constellation Cygnus, is actually a close binary itself. Also in the Cygnus constellation is Cygnus X 1, an X ray source considered to be a black hole. It is a high mass X ray binary, with the optical counterpart being a variable star. Sirius is another binary and the brightest star in the night time sky, with a visual apparent magnitude of −1.46. It is located in the constellation Canis Major. In 1844 Friedrich Bessel deduced that Sirius was a binary. In 1862 Alvan Graham Clark discovered the companion (Sirius B; the visible star is Sirius A). In 1915 astronomers at the Mount Wilson Observatory determined that Sirius B was a white dwarf, the first to be discovered. In 2005, using the Hubble Space Telescope, astronomers determined Sirius B to be in diameter, with a mass that is 98% of the Sun. An example of an eclipsing binary is Epsilon Aurigae in the constellation Auriga. The visible component belongs to the spectral class F0, the other (eclipsing) component is not visible. The last such eclipse occurred from 2009 to 2011, and it is hoped that the extensive observations that will likely be carried out may yield further insights into the nature of this system. Another eclipsing binary is Beta Lyrae, which is a semidetached binary star system in the constellation of Lyra. Other interesting binaries include 61 Cygni (a binary in the constellation Cygnus, composed of two K class (orange) main sequence stars, 61 Cygni A and 61 Cygni B, which is known for its large proper motion), Procyon (the brightest star in the constellation Canis Minor and the eighth brightest star in the night time sky, which is a binary consisting of the main star with a faint white dwarf companion), SS Lacertae (an eclipsing binary which stopped eclipsing), V907 Sco (an eclipsing binary which stopped, restarted, then stopped again), BG Geminorum (an eclipsing binary which is thought to contain a black hole with a K0 star in orbit around it), and 2MASS J18082002−5104378 (a binary in the "thin disk" of the Milky Way, and containing one of the oldest known stars).

Көп жұлдызды үлгілер

Екі жұлдыздан көп жүйелер көпжұлдыздар деп аталады. Алгол – Персей шоқжұлдызында орналасқан ең танымал үштік (ұзақ уақыт бойы екіжұлдыздық деп саналған). Жүйенің екі компоненті бірін-бірі жабатып тұрады, Алголдың шағылысуының өзгеруін алғаш рет 1670 жылы Джеминиано Монтанари тіркеген. Алгол атауы "шайтан жұлдызы" дегенді білдіреді (الغُول al ghūl), бұл оның ерекше мінез-құлқына байланысты берілген болуы мүмкін. Тағы бір көрінетін үштік – Альфа Центавр, ол Кентавр шоқжұлдызының оңтүстігінде орналасқан және түнгі аспандағы үшінші ең жарқын жұлдызды қамтиды, оның көрінетін визуалды шамасы −0.01. Бұл жүйе сондай-ақ екіжұлдыздық жүйелерді ескермесе, өмірге жарамды планеталарды іздеу толыққанды болмайтынын көрсетеді. Альфа Центавр А және В ең жақын арада 11 АЕ қашықтықта орналасқан, және екеуінде де тұрақты өмірге жарамды аймақтар болуы мүмкін. Үштік жүйеден басқа жүйелердің мысалдары да бар: Кастор – алтыжұлдыздық жүйе, ол Егіздер шоқжұлдызындағы екінші ең жарқын жұлдыз және түнгі аспандағы ең жарқын жұлдыздардың бірі. Астрономиялық тұрғыдан, 1719 жылы Кастордың визуалды екіжұлдыз екені анықталды. Кастордың әр компоненті – спектрлік екіжұлдыз. Кастордың сондай-ақ, спектрлік екіжұлдыз болып табылатын, әлсіз және алысқа орналасқан серігі бар. Үлкен Аю шоқжұлдызындағы Alcor–Mizar визуалды екіжұлдызы да алты жұлдыздан тұрады: төртеуі Mizar және екеуі Alcor.