Кіріспе
Визуалды қосжұлдыз – гравитациялық байланыстағы және екі жұлдызға бөлінетін қосжұлдыздық жүйе. Кеплердің үшінші заңы бойынша, осы жұлдыздардың периоды бірнеше жылдан мыңдаған жылға дейін болады деп есептеледі. Визуалды қосжұлдыз әдетте әртүрлі жарықтықтағы екі жұлдыздан тұрады. Осы себепті, жарық жұлдызды негізгі жұлдыз, ал әлсіз жұлдызды серігі деп атайды. Егер негізгі жұлдыз серігіне қарағанда тым жарық болса, бұл екі компонентті ажыратуды қиындататын жарық шағылысуына себеп болуы мүмкін. Дегенмен, егер жарық жұлдызды бақылау оның массалық орталығының маңында тербеліп тұрғанын көрсетсе, жүйенің екі жұлдызға бөлінуі мүмкін. Жалпы, визуалды қосжұлдызды телескоп арқылы екі жұлдызға бөлуге болады, егер олардың орталықтары бір доғалық секундтан үлкен немесе оған тең арақашықтықта болса, бірақ қазіргі кәсіби телескоптар, интерферометрия немесе ғарышқа орналасқан құралдар арқылы жұлдыздарды одан да жақын қашықтықта ажыратуға болады. Визуалды қосжұлдыз жүйесі үшін алынатын өлшемдер көктегі көрінетін бұрыштық арақашықтықты доғалық секундтармен және серік жұлдыздың негізгі жұлдызға қатысты солтүстікке қарай градустармен өлшенген позиция бұрышын көрсетуі керек. Уақыт өте келе, визуалды қосжұлдыз жүйесінің аспан сферасындағы көрінетін орбитасы пайда болады. Визуалды қосжұлдызды зерттеу жұлдыздың массасы, тығыздығы, беткі температурасы, жарықтығы және айналу жылдамдығы сияқты пайдалы сипаттамаларын анықтауға мүмкіндік береді.
Қашықтық
Визуалды қосжұлдыздық жүйенің құрамдас бөліктерінің массасын есептеу үшін, ең алдымен жүйеге дейінгі қашықтықты анықтау қажет, себебі осыдан астрономдар айналыс периодын және екі жұлдыз арасындағы қашықтықты бағалай алады. Тригонометриялық параллакс жұлдыздың массасын есептеудің тікелей әдісі болып табылады. Бұл визуалды қосжұлдыздық жүйелерге қолданылмайды, бірақ динамикалық параллакс деп аталатын жанама әдістің негізін құрайды.
Динамикалық параллакс
Бұл әдіс тек екілік жүйелер үшін ғана қолданылады. Екі жұлдыздық жүйенің массасы Күннің массасынан екі есе деп есептеледі. Содан кейін Кеплер заңдары қолданылып, жұлдыздар арасындағы қашықтық анықталады. Бұл қашықтық анықталғаннан кейін, аспандағы доға арқылы қашықтық есептеліп, уақытша қашықтық өлшемі алынады. Осы өлшем және екі жұлдыздың көрінетін шамасынан олардың жарқырауы анықталады, ал масса-жарқырау байланысын пайдаланып әр жұлдыздың массасы есептеледі. Алынған массалар қашықтықты қайта есептеу үшін қолданылады, және бұл процесс бірнеше рет қайталанады, нәтижесінде 5% дейін жоғары дәлдікке қол жеткізіледі. Күрделі есептеулер жұлдыздың уақыт өте келе масса жоғалтуын ескереді.
Кеплер заңдары
Бір-бірінің айналасында орбита бойынша қозғалатын екі жұлдыз, сондай-ақ олардың масса орталығы Кеплер заңдарына бағынуы тиіс. Бұл орбитаның масса орталығы екі фокус ең бірінде орналасқан эллипс екенін білдіреді (Кеплердің 1-заңы), ал орбиталық қозғалыс жұлдызды масса орталығымен қосатын түзу сызығы тең уақыт аралықтарында тең аудандарды қамтиды (Кеплердің 2-заңы). Орбиталық қозғалыс Кеплердің 3-заңына да сай болуы керек.
Спектрлік жіктеме
Жалпы алғанда, екілік жүйелердің үш класы бар. Бұл екі компоненттің түстерін қарастыру арқылы анықталады. "1. Қызыл немесе қызғылт негізгі жұлдыздан және көкшіл екінші жұлдыздан тұратын жүйелер, әдетте, бір немесе одан да әлсіз жарық береді. 2. Үлкендігі мен түсі жағынан айырмашылықтары аз болатын жүйелер. 3. Екінші жұлдыздың қызғылт түсті болса, бірінші жұлдыздан әлсіз болатын жүйелер."
2. Systems in which the differences in magnitude and colour are both small
3. Systems in which the fainter star is the redder of the two "
The luminosity of class 1. binaries is greater than that of class 3. binaries. There is a relationship between the colour difference of binaries and their reduced proper motions. In 1921, Frederick C. Leonard, at the Lick Observatory, wrote "1. The spectrum of the secondary component of a dwarf star is generally redder than that of the primary, whereas the spectrum of the fainter component of a giant star is usually bluer than that of the brighter one. In both cases, the absolute difference in spectral class seems ordinarily to be related to the disparity between the components 2. With some exceptions, the spectra of the components of double stars are so related to each other that they conform to the Hertzsprung Russell configuration of the stars "
An interesting case for visual binaries occurs when one or both components are located above or below the Main Sequence. If a star is more luminous than a Main Sequence star, it is either very young, and therefore contracting due to gravity, or is at the post Main Sequence stage of its evolution. The study of binaries is useful here because, unlike with single stars, it is possible to determine which reason is the case. If the primary is gravitationally contracting, then the companion will be further away from the Main Sequence than the primary since the more massive star becomes a Main Sequence star much faster than the less massive star.
1-классты екілік жұлдыздардың жарқырауы 3-классты екілік жұлдыздардан жоғары. Екілік жүйелердің түстерінің айырмашылығы мен олардың өзіндік қозғалысының азаюы арасында байланыс бар. 1921 жылы Фредерик К. Леонард Лик обсерваториясында былай жазды: "1. Жалпы алғанда, шағын жұлдыздың екінші компонентінің спектрі негізгі жұлдызға қарағанда қызғылт, ал алып жұлдыздың әлсіз компонентінің спектрі көк түсті болады. Екі жағдайда да спектрлік кластың абсолютті айырмашылығы компоненттер арасындағы айырмашылыққа байланысты болып көрінеді. Қайталаулар болғанмен, екі жұлдыздың құрамдас бөліктерінің спектрлері Hertzsprung-Russell диаграммасына сәйкес келеді. 2. Егер жұлдыз негізгі тізбек жұлдызынан жарық болса, ол өте жас болып, гравитация салдарынан жиырылып жатыр немесе эволюциясының негізгі тізбектен кейінгі сатысында болады. Екілік жұлдыздарды зерттеу мұнда пайдалы, себебі жалғыз жұлдыздан айырмашылығы, себебін анықтауға болады. Егер негізгі жұлдыз гравитациялық тартылса, серігі негізгі жұлдыздан негізгі тізбектен алшақ болады, себебі көлемді жұлдыз аз көлемді жұлдыздан гөрі тез негізгі тізбекке өтеді."
2. Systems in which the differences in magnitude and colour are both small
3. Systems in which the fainter star is the redder of the two "
The luminosity of class 1. binaries is greater than that of class 3. binaries. There is a relationship between the colour difference of binaries and their reduced proper motions. In 1921, Frederick C. Leonard, at the Lick Observatory, wrote "1. The spectrum of the secondary component of a dwarf star is generally redder than that of the primary, whereas the spectrum of the fainter component of a giant star is usually bluer than that of the brighter one. In both cases, the absolute difference in spectral class seems ordinarily to be related to the disparity between the components 2. With some exceptions, the spectra of the components of double stars are so related to each other that they conform to the Hertzsprung Russell configuration of the stars "
An interesting case for visual binaries occurs when one or both components are located above or below the Main Sequence. If a star is more luminous than a Main Sequence star, it is either very young, and therefore contracting due to gravity, or is at the post Main Sequence stage of its evolution. The study of binaries is useful here because, unlike with single stars, it is possible to determine which reason is the case. If the primary is gravitationally contracting, then the companion will be further away from the Main Sequence than the primary since the more massive star becomes a Main Sequence star much faster than the less massive star.