تأثیر نیروی گرانشی به دور مرکز جرم مشترکشان گردش کنند.
لفظ ستاره دوتایی از سال ۱۸۰۲ توسط سر ویلیام هرشل به کار رفت، در تعریف او آمده است، «یک ستاره دوتایی واقعی متشکل
از دو ستاره‌است به طوری که به یکدیگر را جذب می‌کنند».دو ستاره نزدیک به هم به طور تصادفی ستاره دوتایی نوری نام میگیرند،
که مشهورترین ستاره دوتایی نوری ستاره زتا خرس بزرگ است که در صورت فلکی خرس بزرگ قرار دارد.
تاریخچه ای از دوتایی های دیداری و واقعی
اولین بار کلمه ستاره دوتایی توسط سرویلیام هرشل (Sir William Hershel) در سال 1802 میلادی برای مشخص کردن دو ستاره
که در یک منظومه دوتایی به دور یکدیگر می چرخند بکار رفته است. کلمه ستاره دوتایی دیداری، دارای ریشه قدیمی تری است.
بطلمیوس این کلمه را برای مشخص کردن ستاره ای در صورت فلکی قوس که به صورت دو ستاره از قدر پنجم با فاصله ی 14 دقیقه
قوسی دیده می شوند بکار برده است. البته تمام ستاره های دوگانه، دوتایی واقعی نیستند و در بسیاری از موارد صرفاً قرار گرفتن
اتفاقی دو ستاره در امتداد خط دید ما باعث می شود که کنار یکدیگر دیده شوند.
اولین ستاره دوتایی در سال 1650 میلادی توسط منجم ایتالیایی جین باتیستا ریچیولی (Jean Baptista Riccioli) کشف شد. این
ستاره، عناق در صورت فلکی دب اکبر بود. در سال 1656 میلادی، هویگنس (Hugghens) توانست ستاره ی تتا ـ جبار را به صورت دو
ستاره مجزا از خوشه تراپازیم تفکیک کند و در سال 1664 میلادی، هوگ (Hooke) ستاره ای در حمل را به عنوان یک ستاره دوتایی
ثبت کرد. در فاصله سالهای 1821 تا 1872 میلادی سرویلیام هرشل در حدود 800 جفت ستاره از این نوع را ثبت کرد. هرشل تصور
می کرد این دوتاییها احتمالاً فقط به خاطر قرار گرفتن در امتداد خط دید در کنار یکدیگر دیده می شوند. با ادامه کار او توسط پسرش،
جان هرشل تعداد ستارگان دوتایی و چندتایی به بیش از ده هزار رسید. در سال 1827 میلادی ساواری (Sawary) نشان داد که
ستاره های منظومه دوتایی (عناق) با دوره ای در حدود 60 سال بدور یکدیگر می چرخند. و در واقع دو ستاره واقعاً در کنار هم قرار
دارند و از گرانش یکدیگر متاثر می شوند. بعدها معلوم شد که اکثر ستاره هایی که توسط هرشل و پسرش ثبت شده بودند از همین
نوعند. پس از زمان هرشل تعداد ستاره های دوتایی بطور قابل ملاحظه ای افزایش یافت به طوری که در فهرستی که توسط آتکین
در سال 1932 میلادی چاپ شد، اسامی 17180 مورد از دوتاییها آمده است. آنچه که ستاره های دوتایی را از نظر منجمین و اختر
فیزیکدانها جالب توجه می کند اثر میدان گرانشی دو ستاره به یکدیگر است که باعث تشکیل مدار و تغییر شکل دو ستاره می شود.
این پدیده ها در ستاره هایی اتفاق می افتند که فاصله ی مولفه ها نسبت به ابعاد آنها به اندازه کافی کم باشد. به این ترتیب از
طریق اندازه گیری دقیق پارامترهای مداری می توان به کمیت های مهمی چون جرم و ابعاد مولفه ها دست یافت. اما مشکل
اینجاست که اگر قرار است دو ستاره اینقدر به یکدیگر نزدیک باشند دیگر با دوربین های زمینی از یکدیگر قابل تفکیک نخواهند بود.
نهایتاً اغلب اینگونه ستاره ها که از این پس آنها را دوتایی های نزدیک می نامیم به صورت یک ستاره تنها مشاهده می شوند. یک راه
مناسب برای بررسی دوتاییهای نزدیک استفاده از دستگاههای طیف نگار است. هرچه مولفه های دوتایی به یکدیگر نزدیکتر باشند،
سرعت مداری آنها بیشتر است، بنابراین به نظر می رسد اثر دوپلر شدیدی نشان دهند. اما قبل از تکامل و رواج ابزارهای طیف نگاری
منجمین به روش دیگری دست یافتند.
در سال 1670 میلادی یک منجم ایتالیایی به نام مونتا ناری (Montanari) مشاهده کرد که نور ستاره راس الغول در صورت فلکی
برساووش به یکباره کاهش می یابد. بیست و پنج سال بعد مشاهدات مارالدی (Maraldi) این پدیده را تایید کرد. البته تغییرات نور
این ستاره از قدیم الایام شناخته شده و مورد توجه بوده است و به نظر می رسد که ریشه نام راس الغول که اعراب برای این ستاره
انتخاب کرده بودند بخاطر همین خاصیت غریب بوده باشد. بهرحال نه مونتا ناری و نه مارالدی به دوره ای بودن تغییرات نور راس الغول
توجه نکردند و مسئله به فراموشی سپرده شد.
در سال 1782 میلادی راس الغول یکبار دیگر نظر منجمان را به خود جلب کرد. این بار یک جوان انگلیسی به نام جان گودریچ (Goodricke)
با مشاهدات مداوم ستاره، از نوامبر 1782 تا می 1783 میلادی پی برد که تغییرات نور با دوره ای در حدود 2 روز و 21 ساعت تکرار
می شود. گزارشی که گودریچ جوان به انجمن سلطنتی انگلستان داده است نه تنها به عنوان اولین مشاهده دقیق یک متغیر با
دوره تناوب کوتاه، بلکه بخاطر توصیفی که برای علت کم شدن نور ارائه داد، بسیار مهم است. گودریچ در انتهای گزارش علت
تغییرات نور را احتمالاً بخاطر وجود یک جسم کدر که به دور ستاره اصلی می چرخد دانسته است. علی رغم حدس هوشیارانه
گودریچ، برای منجان آنروز تصور اینکه ممکن است بدور یک ستاره یک جسم کدر بگردد، بسیار دور از ذهن می نمود. بهرحال تا زمانی
که وگل (Vogel) در سال 1889 میلادی با مشاهده دقیق خطوط طیفی راس الغول دوتایی بودن آن را ثابت کرد نظریه گودریچ در پرده ابهام
باقی مانده بود.
پس از راس الغول، بتا ـ شلیاق به عنوان دومین ستاره متغیر گرفتی شناخته شد و پس از آن تعداد این نوع متغیرها رو به فزونی
گذاشت بطوری که در کاتالوگ اشنلر (schneller) که در سال 1940 میلادی به چاپ رسید، 1087 مورد از این نوع متغیرهای
گرفتی ثبت شده است. همچنین در کاتالوگی که توسط کوکارکین (Kukarkin) و پاریناگو (Parenago) در سال 1948
میلادی به چاپ رسیده است، این تعداد به حدود دو هزار ستاره رسید.
[img]hhttp://Albireo.jpg[/img]
دو ستاره قابل دیدن از مجموعه ستارگان البیرو.
دو ستاره قابل دیدن از مجموعه ستارگان البیرو.
[img]http://250px-Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg[/img]
هابل از ستاره شباهنگ عکس برداری کرده‌است این ستاره یک مجموعه دوتایی می‌باشد.ستاره همدم در پایین چپ معلوم است.
هابل از ستاره شباهنگ عکس برداری کرده‌است این ستاره یک مجموعه دوتایی می‌باشد.ستاره همدم در پایین چپ معلوم است.
مثال شبیه سازی شده از یک ستاره دوتایی، که در آن دو جسم با جرم های مشابه مدار حول گرانیگاه مشترک در مدار بیضوی
در چهاردهم جولای در نشریه Nature وجود سیاره ای در سیستمی سه تایی در صورت فلکی دجاجه بنام HD188753 بوسیله
MaciejKonackiاعلام شد
Konacki از تکنیکی بدیع استفاده کرد که باعث شد کشف سیارات پیرامون ستاره های دوتایی بسط یابد . او با استفاده از تلسکوپ
10 متری Keck نشان داد لزره های گرانشی و تغییر سرعت شعاعی که بوسیله سیاره ای با 14/1 جرم مشتری و پریودی 35/3
روزه به گرد ستاره اولیه که کوتوله ای با رده طیفی G است و به خورشید ما بسیار شباهت دارد ، چقدر است . ستاره اولیه که در حال
چرخش است دارای دوهمدم است : یک کوتوله با رده طیفی G و کوتوله ای دیگر با رده طیفی K که هردو کمی از خورشید کم جرم تر
هستند . و هعمچون جفتی دوتایی یکدیگر را دور می زنند . ستاره اولیه و دو ستاره ثانویه در چرخش یکدیگر را در مداری به اندازه 6
تا 18 برابر میانگین فاصله زمین تا خورشید دور می زنند .
Konacki می گوید : محیط زیستی که اینچنین سیستم سیاره ای در آن باشد بسیار جالب خواهد بود . با سه خورشید نمای آسمان
آن مجازا خارج از گمان خواهد بود .
وجود سیاره ای مشتری گون و داغ در چنین سیستم ستاره ای سه تایی چالش هایی را درباره چگونه شکل گیری سیارات مطرح
می کند . نظریه پردازان از دیرباز گمان می برند که مشتری های داغ خیلی پیش تر از شکل گیری ستاره های میزبانشان شکل
می گیرند و بواسطه برهمکنش های گرانشی با صفحات ستارهای آنان به مدارهای استوار و محکمی مهاجرت می کنند . اما این
خیلی بعید است که برای HD188753 چنین اتفاقی افتاده باشد . تأثیر گرانشی اختلال گرِ جفت ستاره دوم صفحه پیرامون ستاره اولیه
را ناقص خواهد کرد و شدیداً مواد در دسترس را برای ساخت سیاره ای غول پیکر محدود می کند . مشتری های داغ از صفحات ضخیم
مواد شکل میگیرند که در حواشی خارجی ستاره های جوان می چرخند . انبوهه های مواد با یکدیگر هسته ای جامد را تشکیل میدهند
و سپس گاز را به داخل خود می مکند .
کشف شده ستاره اولیه(A ) را دور می زند که حقیقتا چه از نظر جرم و چه از نظر درخشندگی بسیار شبیه به خورشید است .ستاره ثانویه
( B ) عملاً از دو ستاره نزدیک به هم تشکیل شده بطوریکه به شکل مجزا نمی توانند وجود داشته باشند و هردوی آنها کمی از خورشید
کم جرم تر هستند . اجزای سازنده A و B به فاصله ای در محدوده 6 تا 18 واحد نجومی جدا هستند . شکل بیضی مدار طراحی شده برای
اجزای B را نشان می دهد که دارای موقیت ثابتی برای ستاره اولیه (A ) هستند . در حقیقت اجزای A و B مرکز متعارفی از جرم را دور
می زنند که عملاً به B نزدیک تر است و از طرفی هم جرم ترکیب شده از دو ستاره از جرم ستاره اولیه بیشتر است .
گاما اسد
یک جفت عالی از خورشید های زرد طلایی و درخشان است که آن را از جمله بهترین دوتایی های آسمان طبقه بندی کرده اند.
برخی از رصدگران ردی از رنگ نارانجی و سبز را در آن دیده اند که آن را ناشی از شرایط جوی بیان کرده اند.
در قرن نوزدهم، ترویج دهنده علم نجوم، ویلیان هنری اسمیت، اجزای رنگی آن را نارنجی روشن و زرد مایل به سبز بیان کرد، در حالی
که دانشمند معاصرش، توماس ویلیام وب آنها را به رنگ طلایی و قرمز مایل به سبز خوانده بود.
مانند دیگر جفت های درخشان، این دوتایی هنگامی که آسمان کاملاً تاریک هم نباشد، قابل مشاهده هستند که البته درخشش آنها
را کاهش میدهد و دریافت رنگ را بیشتر مشخص میکند.
یک تلسکوپ 3 اینچی با بزرگنمایی 100 برابر، توانایی تفکیک این دوتایی را دارد، درحالی که 150 برابر یا بیشتر، دو دیسک شکسته را
آشکار میکند که یکدیگر را در برگرفته اند.
[img]http://gama_asad.jpg[/img]
نگاه اجمالیخورشید ما یک ستاره تنها است و با نزدیکترین همسایه خود چهار سال نوری فاصله دارد، ولی بسیاری از ستارگان واقعا دوتایی
هستند. کشش گرانشی میان دو ستاره ، آنها را در کنار هم نگه می‌دارد و یک ستاره دوتایی بوجود می‌آید. در منظومه شمسی ،
کشش گرانشی خورشید سبب حرکت سیاره‌ها در مدارهای خود می‌شود. در یک ستاره دوتایی هر عضو به دور نقطه تعادل دو ستاره ،
گردش میکند. اعضای دوتاییهای نزدیک به هم ممکن است فقط در یک یا دو روز یک دور کامل بزنند، این کار در دوتاییهای دور
از هم صد سال یا بیشتر طول می‌کشد.
حرکت ستارگان دوتایی برخی از ستارگان دوتایی به راحتی با تلسکوپ قابل تشخیص می‌باشند. با مشاهده اعضای آنها بعد از مدتی
بنظر می‌رسد که یکی به دور دیگری حرکت کرده است، ولی فقط دوتایی‌هایی که فاصله اعضای آن بسیار زیاد است، قابل مشاهده‌اند.
حتی بزرگترین تلسکوپها نیز نمی‌توانند زوجهای نزدیک را در تصویر ستارهای ، به دو تصویر ، تجزیه کنند، ولی اخترشناسان با مطالعه
طیف می‌توانند زوجهای بسیار نزدیک به هم را پیدا کنند. با گردش ستارگان در مدارهای خود تغییرات منظمی در طیف آنها دیده
می‌شود. با مطالعه این طیف می‌توان به چگونگی تک تک ستارگان پی برد.
انواع ستارگان دوتایی
ستارگان دوتایی دیدگانی
این نوع ستارگان دوتایی به علت اینکه دو عضو آنها به خورشید نزدیکتر است و یا به علت فاصله زیاد دو عضو از هم ، بوسیله یک
تلسکوپ به صورت دو ستاره مجزا دیده می‌شوند. معمولا فاصله این دو ستاره در یک سیستم دوتائی صدها واحد نجومی است.
ستارگان دوتایی طیفی
ستارگان دوتایی طیفی ، ستارگانی هستند که فاصله‌شان نسبت به هم بسیار کم است و نیز در فاصله بسیار زیادی نسبت به
خورشید واقع شده‌اند. به علت فاصله زیاد از خورشید این ستاره‌ها توسط تلسکوپ قابل تجزیه به دو ستاره نیستند.
انتقال جرم
انتقال گاز بین مولفه های ستاره های دوتایی یا چند تایی نزدیک بهم.ستاره ای که مواد از دست می دهد ستاره ایست تکامل یافته تا
حدی که لب(lobe) روچه خود را پرکرده (که در این صورت به سیستم، دوتایی نیمه بهم چسبیده گفته می شود مانند ستاره الغول در
صورت فلکی برساووش) یا اینکه چشمه ای قوی از بادهای ستاره ای می باشد.ستاره ای که مواد را جذب می کند نیز یااز طریق
بادهای ستاره ای یا جریانی از مواد اینکار را انجام می دهد یا اینکه بطور غیر مستقیم از طریق قرص بر افزایشی مواد را جذب میکند
(مانند ستارگان W Serpentis).محل برخورد مواد جذب شده با لبه خارجی قرص برافزایشی می تواند به رخ دادن انفجارهایی
بیانجامد.
در صورتیکه ستاره جذب کننده مواد دارای میدان مغناطیسی قوی باشد (مانند ستاره های متغییر AM جاثی)مواد جذب شده بجای
تشکیل قرص برافزایشی ،بدلیل وجود این میدان به سمت دو ناحیه قطبی(شمال وجنوب) آن که خطوط میدان به هم نزدیکتر هستند
جریان یافته وتشکیل ستون بر افزایشی می دهند.در اینحالت ستاره می تواند چشمه قوی اشعه ایکس یا اشعه گاما شده وحتی در
مواردی جتهایی از مواد با سرعت زیاد به سمت فضا پرتاب کند.
انتقال مواد در نواخترها و نواخترهای کوتوله(ستاره های متغییر U جوزایی )نیز رخ می دهد.معمولا" بعد از مدتی که انتقال مواد رخ داد
جرم ستاره جذب کننده به حدی می رسد که شرایط برای وقوع واکنشهای هسته ای آماده می شود وانفجاراتی نواختری رخ می دهد.
مواد منتقل شده معمولا" از لحاظ هیدروژن غنی هستند چراکه از لایه های بالایی ستاره پف کرده می آیند که دارای هیدروژن زیادی
است.
[img]http://Eclipsing_binary_star_animation_3.gif[/img]
پویانمایی از یک دوتایی طیفی به همراه انتقال جرم
ستارگان دوتایی گرفتیپویانمایی از یک دوتایی طیفی به همراه انتقال جرم
مدار برخی از ستاره‌های دوتایی طوری از زمین دیده می‌شود که حین گردش آنها ، یکی در پشت دیگری پنهان می‌شود. در حالت
معمولی نور هر دو ستاره را می‌بینیم، ولی وقتی که یکی پنهان می‌شود، ناگهان مقدار روشنایی افت میکند. روشنایی ستاره به
مدت کوتاهی کمتر می‌شود و سپس به مقدار اولیه می‌رسد. اینها را دوتاییهای گرفتی می‌نامند.
[img]http://Eclipsing_binary_star_animation_2.gif[/img]
یک دوتایی گرفتی، همراه با نمودار تغییرات قدر ظاهری
ستارگان چندتائییک دوتایی گرفتی، همراه با نمودار تغییرات قدر ظاهری
علاوه بر دوتاییها ، منظومه‌هایی از سه عضو یا حتی بیشتر وجود دارند، ولی تا کنون تعداد کمی از آنها شناخته شده‌اند. مشهورترین
نمونه ، ستاره «راس التوام المقدم» در صورت فلکی جوزا است که مجموعا شش ستاره در این منظومه چندتایی وجود دارد. با تلسکوپ
سه ستاره آن قابل روئیتند، ولی هر کدام از آنها یک دوتایی نزدیک به هم هستند.
یکی دیگر از مشهورترین ستارگان دوتایی گرفتی ، در «صورت فلکی پروساس» است که این ستاره «رأس الغول» نام دارد. روشنایی آن
هر 69 ساعت به تندی کاهش می‌یابد و چند ساعت در این حالت باقی می‌ماند. در این مدت ستاره قدری هم کم نورتر دیده می‌شود.
متغیرهای قیفاووسی
ستارگان گرفتی تنها گروهی نیستند که روشنایی آنها تغییر میکند. انواع بسیاری از ستارگان متغیر وجود دارد. تغییرات روشنایی برخی
از آنها بسیار منظم است. متغیرهای قیفاووسی از این گونه هستند. سبب این نامگذاری آن است که اولین نمونه از این ستاره در
«صورت فلکی قیفاووس» کشف شد.
متغیرهای قیفاووسی ستاره‌هایی هستند که به راستی انبساط و انقباض می‌کنند و این کار را بطور کاملا منظم انجام میدهند. به
هنگام دم و بازدم ، روشنایی ستاره نیز زیاد و کم می‌شود. گونه‌های دیگری از متغیرها خوش‌رفتار نیستند. برخی از آنها در حالت
معمولی کم نورند، ولی گاه بطور غیر منتظره‌ای زبانه می‌کنند و بعد از فوران تدریجا به روشنایی قبلی می‌رسند.
متغیرها
متغیرها ، ستاره‌های غول‌پیکری هستند که دوران آخر زندگی خود را می‌گذرانند. نیروهایی که ستاره را در حالت معمولی نگه می‌دارد تا
مثلا مانند خورشید به آرامی بدرخشند، از تعادل خارج می‌شوند و در نتیجه ، بی‌نظمی روشنایی آغاز می‌گردد.
منابع :
http://www.iota-me.com
http://fa.wikipedia.org
http://www.noojum.com