Gwiazdy podwójne

Układy złożone z dwóch gwiazd krążących dookoła wspólnego środka masy. Okiem nieuzbrojonym dostrzegane zwykle jako gwiazdy pojedyncze. Zależnie od sposobów wykrywania i metod obserwacji wyróżnia się: gwiazdy podwójne wizualne - układy, których oba składniki można dostrzec bezpośrednio przez teleskop. Gwiazdy podwójne spektroskopowe - układy, w których obserwuje się okresowe przesunięcia linii absorpcyjnych (linia widmowa) w widmie gwiazdy. W wypadku gdy da się wyznaczyć przebieg zmiany prędkości radialnych dla obu składników, można obliczyć stosunek ich mas. Gwiazdy podwójne spektroskopowe są układami gwiazd położonych tak blisko siebie, że przy pomocy prostych przyrządów optycznych nie można ich dostrzec oddzielnie. Gwiazdy podwójne zaćmieniowe - układy, których płaszczyzna orbity składników tworzy mały kąt z kierunkiem ku obserwatorowi (składniki mogą się wzajemnie zasłaniać). Oprócz układów złożonych z dwóch gwiazd istnieją układy wielokrotne, zawierające trzy i więcej składników. Szczególną grupę gwiazd podwójnych tworzą tzw. ciasne układy gwiazd podwójnych tzn. układy, w których odległość między składnikami jest porównywalna ze średnicami składników. Oddziaływania w tych układach są szczególnie silne tak, że mogą doprowadzić do znacznego odkształcenia gwiazd układu od symetrii sferycznej. Wskutek możliwości przekazywania energii i momentu pędu między ruchem orbitalnym i obrotowym składników, a także możliwości przepływu masy między gwiazdami, mogą w takich układach występować stosunkowo szybkie zmiany elementów orbity, co w układach zaćmieniowych będzie się uwidaczniać jako zmiany okresów zaćmień i zmiany kształtu krzywej blasku. Ewolucja gwiazd w ciasnych układach gwiazd podwójnych przebiega odmiennie niż u gwiazd pojedynczych. Gwiazda bardziej masywna wcześniej kończy etap życia na ciągu głównym i przechodząc w obszar olbrzymów na diagramie Hertzsprunga-Russella, zwiększa swe rozmiary. W tym okresie oddziaływania grawitacyjne drugiego składnika mogą doprowadzić do przepływu części masy z warstw zewnętrznych gwiazdy masywniejszej na ten składnik. Wskutek tego gwiazda pierwotnie masywniejsza, po takim przepływie materii, może stać się mniej masywnym składnikiem układu. Materia wypływająca z gwiazdy bardziej zaawansowanej ewolucyjnie może spaść na drugi składnik, bądź poruszać się w obrębie układu, tworząc np. pierścień wokół drugiego składnika, lub wylecieć poza układ. Pierwszą gwiazdę podwójną Mizar, odkrył przez lunetę ok. 1650 G.B. Riccioli. Gwiazdy podwójne są zjawiskiem dość powszechnie występującym. Do odległości 5 parseków od Słońca około połowa gwiazd należy do układów podwójnych lub wielokrotnych. Badania gwiazd podwójnych mają duże znaczenie dla poznania budowy i ewolucji gwiazd.

Nie ma plików w tym folderze