Dvojne i vi?estruke zvezde predstavljaju sistem od dveju ili vi?e zvezda koje su toliko međusobno blizu da se kre?u jedna oko druge, odnosno, koje se okre?u oko zajedni?kog te?i?ta ^[1] na elipti?nim putanjama (zajedni?ki centar mase). ^{[2] [3]}

Pretpostavlja se da je vi?e od dve tre?ine svih zvezda ?lan dvojnih i vi?estrukih sistema, a isto tako da u okolini Sunca takve zvezde ?ine preko 50% svih zvezda. Za razliku od fizi?ki dvojnih, ?ije je kretanje određeno silom uzajamne gravitacije, opti?ki dvojnim zvezdama nazivamo dve ili vi?e zvezda koje nemaju ni?ta zajedni?ko osim ?to se vide u pribli?no istom pravcu.

Istorijat izu?avanja dvojnih zvezda [ уреди | уреди извор ]

Postojanje zvezda koje su toliko međusobno blizu da se kre?u jedna oko druge otkriveno je jo? polovinom XVII veka , ubrzo po?to je teleskop po?eo da se koristi za astronomska posmatranja. Prvu dvojnu zvezdu otkrio je Rikoli jo? 1650 . godine. Sam termin ?dvojna zvezda“ ili dualna zvezda prvi put je upotrebljen 1802 . godine.

Pojam dvojnih zvezda [ уреди | уреди извор ]

Dvojnu zvezdu ?ini par zvezda koje na okupu dr?i njihova zajedni?ka sila privla?enja ( sila gravitacije ) i koje se okre?u oko njihovog zajedni?kog centra mase . Masivnija i sjajnija zvezda naziva se primarnom i obele?ava se slovom A , dok je ona sa manjom masom sekundarna i obele?ava se slovom B . Sekundarna zvezda se naziva jo? i pratilac. U odnosu na komponentu A mere se ugaono rastojanje i polo?ajni ugao kao funkcija vremena . Putanja slabije zvezde oko sjajnije projektuje se na nebesku sferu kao elipsa . Utvrđeno je da Keplerovi zakoni va?e i za ove elipse, ?ime je pokazana njihova univerzalnost, ali i univerzalnost Njutnovog zakona . Time je stvorena mogu?nost određivanja zvezdanih masa ?to je imalo veliki zna?aj za dalji razvoj astronomije .

Uprkos svojoj prividnoj jednostavnosti, dvojni sistemi su ?esto veoma slo?eni. U ve?ini slu?ajeva, mase zvezda od kojih se dvojna zvezda sastoji znatno se razlikuju, ?to podrazumeva da one razli?ito evoluiraju. Po Keplerovom zakonu poznato je da ?e dve ta?kaste mase ${\displaystyle M_{1}}$ i ${\displaystyle M_{2}}$ kru?iti oko zajedni?kog centra gravitacije. Lagran? je re?io problem ekvipotencijalnih povr?i , tj. povr?i na kojima je gravitaciono privla?enje sistema ${\displaystyle M_{1}}$ i ${\displaystyle M_{2}}$ konstantno. Ograni?ena povr?ina , ?iji presek ima oblik ?osmice“, poznata je pod imenom Ro?ova povr? . Kad je polu pre?nik jedne zvezde u sistemu istog reda veli?ine kao i uzajamno rastojanje para, njena povr?ina poprima oblik jajeta sa ekvipotencijalnom povr?i. U grani?nom slu?aju, kad se jedna zvezda tokom svoje evolucije toliko uve?a da prepuni svoju Ro?ovu povr?, zapo?e?e prelaz njene materije na pratioca kroz prese?nu ta?ku ?osmice“ ( Lagran?ova ta?ka ).

Primena Keplerovih zakona na dvojne zvezde [ уреди | уреди извор ]

Za razliku od Sunca i planeta ?ije su mase u odnosu na Sun?evu zanemarljive, Tre?i Keplerov zakon u zbiru zadr?ava i masu pratioca, pa je:

${\displaystyle \ M_{1}+M_{2}={\frac {4\pi ^{2}}{GT^{2}}}\cdot a^{3}}$

Takođe va?i jedna?ina  :

${\displaystyle \ M_{1}r_{1}=M_{2}r_{2}}$

gde su ${\displaystyle M_{1}}$ i ${\displaystyle M_{2}}$ mase zvezda, a ${\displaystyle r_{1}}$ i ${\displaystyle r_{2}}$ su njihova trenutna rastojanja od te?i?ta sistema. Kako se samo te?i?te sistema ne vidi, nego se mogu izmeriti njihove međusobne daljine koje određuju prividnu elipsu ?ija je velika poluosa ${\displaystyle a}$, va?i i odnos :

${\displaystyle \ r_{1}+r_{2}=a}$

Iz posmatranja se određuju period ${\displaystyle T}$ i velika poluosa prividne elipse ${\displaystyle a}$, pri ?emu se prelaz na veliku poluosu prave elipse vr?i prema relaciji : ${\displaystyle a}$ (AJ) ${\displaystyle =a}$ (”) / ${\displaystyle \pi }$ (”).

Ukoliko se ${\displaystyle T}$ izrazi u godinama, a ${\displaystyle a}$ u (AJ) ( astronomskim jedinicama ) izgubi?e se mno?ilac ${\displaystyle \ 4\pi ^{2}/G}$, a masa ?e se dobiti u Sun?evim masama, ${\displaystyle M_{o}}$. U op?tem slu?aju, prividna putanja jedne zvezde oko druge mo?e da ima bilo koji polo?aj u prostoru . Pomo?u Drugog Keplerovog zakona mo?e se utvrditi polo?aj velike ose elipse .

Podela dvojnih zvezda [ уреди | уреди извор ]

Dvojne zvezde se dele na:

1. vizuelne (ili opti?ke, gde se oba ?lana sistema mogu odvojeno posmatrati),
2. astrometrijske (mogu?e je posmatrati samo glavnu zvezdu i na osnovu periodi?ne promene njenog polo?aja mo?e da se ustanovi postojanje njenog para)
3. spektroskopske (na osnovu periodi?nih pomeranja spektralnih linija zaklju?uje se da se radi o dvojnoj zvezdi)
4. fotometrijske (zaklanjaju?e, eklipti?ne) ? komponente se uzajamno prividno zaklanjaju i otkrivaju ?to dovodi do promene ukupnog sjaja
5. tesno dvojne zvezde (dolazi do pretakanja masa između naj?e??e dve zvezde)

Dve zvezde se mogu na?i u prividno istom polo?aju za posmatra?a sa Zemlje, ali to ipak ne zna?i i obaveznu dvojnost. Takve zvezde, koje se samo projektuju u bliske ta?ke nebeske sfere, nazivaju se opti?ki dvojne zvezde . Relativno kretanje jedne u odnosu na drugu obavlja se du? prave linije, ?to nije karakteristika dvojnih zvezda.

Astrometrijski dvojne zvezde su one za koje se ?ini da se kre?u oko praznog prostora, odnosno nema vidljivog pratioca. Postoji vi?e obja?njenja za tu pojavu; ili je pratilac vrlo slabog sjaja tako da je zaklonjen sjajem primarne zvezde ili se radi o objektu koji ne sija (na primer neutronska zvezda koja mo?e da se detektuje samo preko iks-zraka ). U nekim slu?ajevima pretpostavlja se da je nevidljivi pratilac u stvari crna rupa . Najbolji primer za takvu dvojnu zvezdu je Cygnus X-1 , gde je masa nevidljivog pratioca jednaka masi od oko devet na?ih Sunca, ?to daleko prevazilazi masu neutronske zvezde, drugog mogu?eg pratioca.

Snimanjem zvezdanih spektara utvrđeno je periodi?no pomeranje linija dvaju spektara koji se preklapaju. Ovakve zvezde se nazivaju spektroskopski dvojne zvezde . Iz karakteristika dijagrama radijalnih brzina jednozna?no se određuje ve?ina parametara putanje dvojne zvezde ovakvog tipa. Spektroskopske dvojne zvezde je nemogu?e videti kao dve posebne zvezde, ?ak ni sa najja?im teleskopima, ali spektralne linije registrovane u tom sistemu ukazuju na periodi?nu pojavu Doplerovog efekta , indikatora zajedni?ke revolucije . Neke linije ukazuju na kretanje planete u smeru Zemlje , neke na kretanje u suprotnom smeru, a kasnije, kad zvezde zamene mesta u svojim orbitama , ova pojava se ponavlja, samo na obrnut na?in.

S obzirom na to da su ravni putanja dvojnih zvezda raspoređene slu?ajno, za jedan deo njih vizura mo?e da le?i u ravni putanje, tako da jedna zvezda periodi?no prividno zaklanja drugu. Takve zvezde se lako prepoznaju po karakteristi?noj krivoj promene sjaja, pa im je i ime u skladu sa tim ? pomra?uju?e, (zaklanjaju?e, eklipsne) dvojne zvezde . U teleskopu se zvezda ne vidi razdvojena na komponente, pa je to novi pouzdan na?in da se utvrdi njena fizi?ka dvojnost. Tipi?na zvezda ovog tipa je β Persej ( Algol ). Na osnovu specifi?nosti krive sjaja, kao ?to su dubine i polo?aji minimuma , izra?unavaju se sa dovoljnom pouzdano??u svi podaci o zvezdama i putanjama. Eklipsne dvojne zvezde imaju zajedni?ku ravan orbite koja se prostire u pravcu gledanja posmatra?a sa Zemlje i pokazuju periodi?nu promenu sjaja u zavisnosti od prolaska jedne zvezde ispred druge.

Tesno dvojne zvezde su specifi?na grupa dvojnih zvezda ?ije se komponente nalaze na tako malom međusobnom rastojanju da dolazi do pretakanja masa među njim, ?to direktno uti?e na njihovu strukturu i evoluciju. Mnoge tesno dvojne zvezde su u isto vreme i fotometrijske (sklipsno) dvojne zvezde.

Postoji i druga podela dvojnih zvezda gde je kriterijum Ro?ova povr?. Ro?ova povr? je zapravo povr?ina na kojoj je gravitaciono privla?enje sistema planeta jednako ( ekvipotencijalna povr? ).

1. Razdvojena dvojna zvezda - vrsta dvojnih zvezda gde je svaka komponenta u okviru svoje Ro?ove povr?i. Zvezde nemaju neki ve?i uticaj jedna na drugu i u su?tini se zasebno razvijaju.
2. Polurazdvojena dvojna zvezda - sistem u kome samo jedna zvezda ispunjava svoju Ro?ovu povr?. Gas sa povr?ine jedne zvezde, donora , prenosi se na drugu zvezdu.
3. Kontaktna dvojna zvezda - takav sistem u kom obe zvezde ispunjavaju svoje Ro?ove povr?i.

U nekim slu?ajevima B komponenta dvojne zvezde veoma je slabog sjaja pa se ne mo?e uo?iti ni najja?im teleskopima. Dvojnost se ipak mo?e pouzdano utvrditi. Zvezde su naj?e??e pribli?no jednakih masa, mada nejednakog sjaja. Putanja vidljive komponente među zvezdama sli?na je sinusoidi zato ?to obe zvezde obilaze oko te?i?ta sistema .

Najkra?i otkriveni period revolucije je 2,62 godine, dok je najdu?i 11.000 godina. Postoje i zvezde koje se na nebeskoj sferi nalaze na zna?ajnom ugaonom rastojanju, a ipak imaju skoro podudarna sopstvena kretanja, paralakse i radijalne brzine . To su ?iroki (razmaknuti) parovi, zvezde ?ija je stvarna udaljenost vi?e hiljada astronomskih jedinica . Njihovi periodi revolucije su reda miliona godina. Takav par ?ine nama najbli?e zvezde ? Proksima Kentauri i α-Kentauri , razdvojene 10.000 AJ .

Od spektralno dvojnih zvezda prvo je otkrivena Mizar . Postoje i trostruke i vi?estruke zvezde. Zvezda θ Ori sastoji se od ?ak 6 zvezda koje, vezane gravitacijom , obilaze jedna oko druge. Veoma bliske dvojne zvezde, tzv. tesno dvojne zvezde ili tesni parovi , izuzetno su zna?ajni za izu?avanje evolucije zvezda.

Vi?estruke zvezde [ уреди | уреди извор ]

Vi?estruke zvezde su, kao i dvojne, sastavljene od vi?e zvezda. Vi?estruke zvezde se mogu sastojati iz jedne dvojne oko koje se kre?e tre?a zvezda, pa tako zajedno ?ine trostruku zvezdu. Postoje i slo?eniji slu?ajevi kada se dvojne zvezde okre?u oko dvojnih ili trostrukih zvezda. Neke vi?estruke zvezde mogu da sadr?e i do osam zvezda.

Vi?estruke zvezde su Alfa Kentauri (tri zvezde ), Kastor (6 zvezda ), Mizar (6 zvezda )....

Zna?aj dvojnih i vi?estrukih zvezda [ уреди | уреди извор ]

Pretpostavlja se da je vi?e od dve tre?ine zvezda u na?oj galaksiji dvojno ili vi?estruko, po?to je ve?ina zvezda na razdaljini do 30 svetlosnih godina od Sunca dvojna ili vi?estruka. Mase komponenti spektroskopski dvojnih zvezda se određuju posmatranjem putanja i preko Njutnovog zakona gravitacije. Dvojne zvezde su jedine zvezde izvan Sun?evog sistema ?ije su mase direktno otkrivene. Zna?ajne su, jer preko njihovih masa mogu da se odrede mase sli?nih zvezda. Merenje masa nekih dvojnih zvezda je poslu?ilo u dokazivanju zakona o odnosu mase i sjaja zvezde. Zapravo, njihov zna?aj je dvojak: s jedne strane, veliki broj zvezda, oko 50%, ?ini dvojne sisteme, a sa druge, kad su zvezde dovoljno blizu da uti?u jedna na drugu (tesno dvojni sistemi), one predstavljaju ? laboratoriju “ za proveru teorija evolucije zvezda u njihovim razli?itim fazama , uklju?uju?i i kompaktne ostatke karakteristi?ne za poslednje faze.

Dvojne zvezde koje su istovremeno opti?ki i spektroskopski dvojne su veoma retke, pa su dragocen izvor va?nih informacija . Opti?ki dvojne zvezde, osim ako nisu relativno blizu Zemlji, su zapravo međusobno vrlo udaljene i njihove male brzine je te?ko meriti spektroskopski. Za razliku od njih, spektroskopske dvojne zvezde se brzo kre?u po svojim orbitama, ali se to de?ava usled toga ?to su vrlo blizu jedna drugoj ? ?esto preblizu da bi se videli kao opti?ki dvojne zvezde. Dvojne zvezde koje su ujedno i opti?ki i spektroskopski dvojne su relativno blizu Zemlji.

Do sada je otkrivena samo jedna planeta koja se okre?e oko dvostruke zvezde i to je HD 188753 Ab .

Sirijus ? dvojna zvezda [ уреди | уреди извор ]

Sirijus se nalazi u sazve?đu Velikog Psa , pa se naziva i Pse?a Zvezda. To je najsjajnija zvezda na nebu, udaljena od Zemlje oko 8,6 svetlosnih godina. Dobio je ime od gr?ke re?i seirios ?to zna?i ?onaj koji gori“. Na na?em nebu od Sirijusa ja?i sjaj imaju samo Sunce , Mesec , i Venera , Mars i Jupiter , ali samo u trenutku svog najja?eg sjaja. Sirijus A, ve?a komponenta ove dvojne zvezde, je veli?ine dva na?a Sunca i 20 puta je sjajniji od Sunca. Na osnovu posmatranja njegove putanje, 1844 . je zaklju?eno da ima pratioca, ?to je kasnije posmatranjem i potvrđeno. Sirijus B je beli patuljak , koji se intenzivno istra?uje, jer je to prvi beli patuljak, ?ija je analiza spektra omogu?ila potvrđivanje pretpostavki koje su sledile iz op?te teorije relativnosti .

Реference [ уреди | уреди извор ]

Literatura [ уреди | уреди извор ]

Спо?аш?е везе [ уреди | уреди извор ]

Dvojne i vi?estruke zvezde на Викимеди?ино? остави .

• The Double Star Library , at the U.S. Naval Observatory
• ianridpath.com: List of the best visual binaries , for amateurs, with orbital elements
• Pictures and news of binaries at Hubblesite.org
• Chandra X-ray Observatory
• Binary Stars на са?ту Curlie   (?език: енглески)
• Selected visual double stars and their relative position as a function of time Архивирано на са?ту Wayback Machine (16. октобар 2007)
• Eclipsing Binaries in the 21st Century?Opportunities for Amateur Astronomers