Dvojitá hvězda

Dvojhvězda neboli dvojhvězda je soustava dvou gravitačně vázaných hvězd obíhajících po uzavřených drahách kolem společného těžiště . Dvojhvězdy jsou velmi běžné objekty. Přibližně polovina všech hvězd v naší Galaxii patří do binárních systémů [1] . Hvězdy, které jsou v malé úhlové vzdálenosti od sebe na nebeské sféře , ale nejsou gravitačně vázány, nepatří do dvojhvězdy; nazývají se optičtí dvojníci .

Měřením doby otáčení a vzdálenosti mezi hvězdami je někdy možné určit hmotnosti součástí systému. Tato metoda prakticky nevyžaduje další modelové předpoklady, a proto je jednou z hlavních metod pro určování hmotností v astrofyzice. Z tohoto důvodu jsou binární systémy, jejichž součástí jsou černé díry nebo neutronové hvězdy , velmi zajímavé pro astrofyziku .

Klasifikace

Fyzicky lze dvojhvězdy rozdělit do dvou tříd [2] :

hvězdy, mezi kterými je výměna hmoty v principu nemožná - oddělené binární systémy .
hvězdy mezi kterými to jde, půjdou nebo došlo k výměně hmot - blízké binární soustavy . Na druhé straně je lze rozdělit na:
- Polooddělený, kde pouze jedna hvězda vyplňuje jeho lalok Roche .
- Kontakt, kde obě hvězdy vyplňují své Rocheovy laloky.

Binární systémy jsou také klasifikovány podle způsobu pozorování, lze rozlišit vizuální , spektrální , zákrytové , astrometrické dvojhvězdy.

Vizuální dvojhvězdy

Dvojhvězdy, které lze vidět samostatně (nebo, jak se říká, lze je rozlišit ), se nazývají viditelné dvojhvězdy nebo vizuální dvojhvězdy .

Schopnost pozorovat hvězdu jako vizuální dvojhvězdu je určena rozlišením dalekohledu, vzdáleností ke hvězdám a vzdáleností mezi nimi. Vizuální dvojhvězdy jsou tedy především hvězdy v okolí Slunce s velmi dlouhou dobou oběhu (důsledek velké vzdálenosti mezi složkami). Vzhledem k dlouhému období lze dráhu dvojhvězdy vysledovat pouze z četných pozorování v průběhu desetiletí. K dnešnímu dni je v katalozích WDS a CCDM přes 78 000 , respektive 110 000 objektů a jen několik stovek z nich může obíhat. U méně než stovky objektů je oběžná dráha známa s dostatečnou přesností, aby udávala hmotnost součástí.

Při pozorování vizuální dvojhvězdy se měří vzdálenost mezi složkami a polohový úhel linie středů, jinými slovy úhel mezi směrem k severnímu pólu světa a směrem spojnice hlavní hvězdy. se svým satelitem.

Skvrnité interferometrické dvojhvězdy

Skvrnitá interferometrie spolu s adaptivní optikou umožňuje dosáhnout difrakčního limitu hvězdného rozlišení, což zase umožňuje detekovat dvojhvězdy. Skvrnité interferometrické dvojhvězdy jsou tedy také vizuálními dvojhvězdami. Pokud je ale v klasické vizuální-dvojité metodě nutné získat dva samostatné obrazy, pak je v tomto případě nutné analyzovat tečkovité interferogramy [1] .

Skvrnitá interferometrie je účinná pro dvojhvězdy s periodou několika desítek let [3] .

Astrometrické dvojhvězdy

V případě vizuálních dvojhvězd vidíme dva objekty pohybující se po obloze najednou. Pokud si však představíme, že jedna ze dvou složek pro nás z toho či onoho důvodu není viditelná, pak lze dualitu stále detekovat změnou polohy druhé složky na obloze. V tomto případě se mluví o astrometrických dvojhvězdách.

Pokud jsou k dispozici vysoce přesná astrometrická pozorování, lze předpokládat dualitu stanovením nelinearity pohybu: první derivace vlastního pohybu a druhá[ upřesnit ] [4] . Astrometrické dvojhvězdy se používají k měření hmotnosti hnědých trpaslíků různých spektrálních typů [5] .

Spektrální dvojhvězdy

Spektroskopická dvojhvězda je hvězda, jejíž dualita je detekována pomocí spektrálních pozorování. K tomu je několik nocí pozorována. Pokud se ukáže, že čáry jeho spektra se periodicky posouvají s časem, znamená to, že se mění rychlost zdroje. Důvodů může být mnoho: variabilita samotné hvězdy, přítomnost husté rozpínající se skořápky v ní vzniklé po výbuchu supernovy atd.

Pokud se získá spektrum druhé složky, které vykazuje podobné posuny, ale v protifázi, pak můžeme s jistotou říci, že máme binární systém. Pokud se k nám blíží první hvězda a její čáry jsou posunuty na fialovou stranu spektra, pak se druhá vzdaluje a její čáry jsou posunuty na červenou stranu a naopak.

Ale pokud je jasnost druhé hvězdy mnohem nižší než ta první, pak máme šanci, že ji neuvidíme, a pak musíme zvážit další možné možnosti. Hlavním znakem dvojhvězdy je periodicita radiálních rychlostí a velký rozdíl mezi maximální a minimální rychlostí. Ale přísně vzato je možné, že byla objevena exoplaneta . Chcete-li to zjistit, musíte vypočítat hmotnostní funkci , pomocí které můžete posoudit minimální hmotnost neviditelné druhé složky a podle toho, co to je - planeta, hvězda nebo dokonce černá díra .

Ze spektroskopických dat je kromě hmotností součástí také možné vypočítat vzdálenost mezi nimi, dobu otáčení a excentricitu oběžné dráhy. Z těchto údajů je nemožné určit úhel sklonu oběžné dráhy k přímce pohledu. Proto lze o hmotnosti a vzdálenosti mezi součástmi mluvit pouze jako vypočtené do úhlu sklonu.

Stejně jako u všech typů objektů studovaných astronomy existují katalogy spektroskopických dvojhvězd. Nejznámější a nejrozsáhlejší z nich je „SB9“ (z anglického Spectral Binaries). K roku 2013 má 2839 objektů.

Zákrytové dvojhvězdy

Stává se, že orbitální rovina je nakloněna k linii pohledu pod velmi malým úhlem: oběžné dráhy hvězd takového systému jsou umístěny jakoby na okraji směrem k nám. V takovém systému se budou hvězdy periodicky vzájemně zastírat, to znamená, že se bude měnit jasnost páru. Dvojhvězdy, ve kterých jsou taková zatmění pozorována, se nazývají zákrytové dvojhvězdy nebo zákrytové proměnné. Nejznámější a první objevenou hvězdou tohoto typu je Algol (Ďáblovo oko) v souhvězdí Persea .

Mikročočkové dvojhvězdy

Pokud se na přímce pohledu mezi hvězdou a pozorovatelem nachází těleso se silným gravitačním polem, pak bude objekt čočkovaný . Pokud by bylo pole silné, bylo by pozorováno několik snímků hvězdy, ale v případě galaktických objektů není jejich pole tak silné, aby pozorovatel dokázal rozlišit několik snímků, a v takovém případě se hovoří o mikročočkách . Pokud je tělesem rytiny dvojhvězda, světelná křivka získaná při jejím průchodu podél zorné čáry se značně liší od případu jediné hvězdy [6] .

Mikročočka se používá k hledání dvojhvězd, kde obě složky jsou nízkohmotní hnědí trpaslíci [7] .

Jevy a jevy spojené s dvojhvězdami

Algolův paradox

Tento paradox formulovali v polovině 20. století sovětští astronomové A. G. Masevich a P. P. Parenago , kteří upozornili na nesoulad mezi hmotnostmi složek Algol a jejich evoluční fází. Podle teorie hvězdné evoluce je rychlost vývoje hmotné hvězdy mnohem větší než u hvězdy s hmotností srovnatelnou s hmotností Slunce nebo o něco vyšší. Je zřejmé, že složky dvojhvězdy vznikly současně, proto se hmotná složka musí vyvinout dříve než nízkohmotná. V systému Algol však byla masivnější složka mladší.

Vysvětlení tohoto paradoxu souvisí s fenoménem toku hmoty v blízkých binárních systémech a jako první jej navrhl americký astrofyzik D. Crawford. Pokud předpokládáme, že v průběhu evoluce má jedna ze složek možnost přenést hmotu na souseda, pak je paradox odstraněn [8] .

Hromadná výměna mezi hvězdami

Zvažte aproximaci blízkého binárního systému (nesoucího název Rocheova aproximace ):

Hvězdy jsou považovány za bodové hmoty a jejich vlastní moment hybnosti lze ve srovnání s orbitálním zanedbat.
Komponenty se otáčejí synchronně.
Oběžná dráha je kruhová

Pak pro složky M 1 a M 2 se součtem hlavních poloos a=a 1 +a 2 zavedeme souřadnicový systém synchronní s orbitální rotací těsné dvojhvězdy. Referenční střed je ve středu hvězdy M 1 , osa X směřuje z M 1 do M 2 a osa Z je podél vektoru rotace. Potom zapíšeme potenciál spojený s gravitačními poli komponent a odstředivou silou [2] :

$\Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\left[(x-\mu a)^{2}+y^{2}\right]$ ,

kde r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (xa) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2 ) a ω je orbitální frekvence složek . Pomocí třetího Keplerova zákona lze Rocheův potenciál přepsat následovně:

$\Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}$ ,

kde je bezrozměrný potenciál:

$\Omega _{R}={\frac {2}{(1+q)(r_{1}/a)))+{\frac {2}{(1+q)(r_{2}/a) ))+{\frac {(x-\mu a)^{2}+y^{2}}{a^{2}}}$ ,

kde q = M2 / M1

Ekvipotenciály se zjistí z rovnice Φ(x,y,z)=konst . V blízkosti středů hvězd se od sférických liší jen málo, ale s rostoucí vzdáleností jsou odchylky od sférické symetrie silnější. V důsledku toho se oba povrchy setkávají v Lagrangeově bodě L 1 . To znamená, že potenciální bariéra v tomto bodě je rovna 0 a částice z povrchu hvězdy nacházející se poblíž tohoto bodu jsou schopny se pohybovat uvnitř Rocheova laloku sousední hvězdy v důsledku tepelného chaotického pohybu [2] .

Nové

Jsou nazývány nové hvězdy, které na krátkou dobu (týdny, měsíce) zvyšují svou svítivost tisíckrát (až stotisíckrát). Podle výsledků výzkumu jsou všechny takové hvězdy dvojhvězdy, jednou ze složek je bílý trpaslík a druhou hvězda běžné hustoty, která zcela vyplňuje svůj Rocheův lalok.

Rentgenové dvojité

Blízké páry se nazývají rentgenové dvojhvězdy, kde jednou z hvězd je kompaktní objekt, neutronová hvězda nebo černá díra a tvrdé záření vzniká v důsledku pádu hmoty obyčejné hvězdy (která dosáhla hranic Rocheova laloku) na akreční disk vytvořený kolem kompaktní složky páru.

Symbiotické hvězdy

Interagující binární systémy sestávající z červeného obra a bílého trpaslíka obklopeného společnou mlhovinou. Vyznačují se komplexními spektry , kde vedle absorpčních pásů (např. TiO ) existují emisní čáry charakteristické pro mlhoviny (OIII, NeIII atd.). Symbiotické hvězdy jsou proměnlivé s periodami několika stovek dní, vyznačují se výrony podobnými nově , při kterých se jejich jasnost zvýší o dvě až tři magnitudy.

Symbiotické hvězdy jsou relativně krátkodobou, ale extrémně důležitou a na své astrofyzikální projevy bohatou fází evoluce středně hmotných binárních hvězdných systémů s počátečními oběžnými dobami 1–100 let.

Bursters

Různé rentgenové dvojhvězdy, které vyzařují záření v krátkých záblescích (sekundách) s intervaly desítek sekund.

Supernovy typu Ia

Takové supernovy se tvoří v binárním systému, když během akrece dosáhne hmotnost kompaktní složky (bílého trpaslíka) Chandrasekharovy meze nebo dojde k explozi uhlíku.

Vznik a evoluce

Mechanismus vzniku jediné hvězdy byl prostudován docela dobře - jedná se o stlačení molekulárního mračna v důsledku gravitační nestability . Bylo také možné stanovit funkci počátečního rozdělení hmoty . Je zřejmé, že scénář vzniku dvojhvězd by měl být stejný, ale s dodatečnými úpravami. Měl by také vysvětlit následující známá fakta [9] :

Dvojitá frekvence. V průměru je to 50 %, ale u hvězd různých spektrálních tříd je to jiné. U hvězd O je to asi 70 %, u hvězd jako Slunce (spektrální typ G) se blíží 50 % a u spektrálního typu M asi 30 %.
Rozdělení období.
Excentricita dvojhvězd může nabývat libovolné hodnoty 0<e<1 , se střední hodnotou e=0,55 . Lze namítnout, že neexistuje žádná preferovaná hodnota a běžné jsou oběžné dráhy s vysokou excentricitou.
Hmotnostní poměr. Nejobtížněji se měří rozložení hmotnostního poměru q= M 1 / M 2 , protože vliv selekčních efektů je velký, ale v současné době se má za to, že rozložení je homogenní a leží v rozmezí 0,2<q<1 . Dvojhvězdy tedy mívají složky o stejné hmotnosti mnohem silnější, než předpovídá počáteční hmotnostní funkce.

V tuto chvíli neexistuje konečné pochopení toho, jaké úpravy by měly být provedeny a jaké faktory a mechanismy zde hrají rozhodující roli. Všechny dosud navržené teorie lze rozdělit podle mechanismu tvorby, který používají [10] :

Teorie se středním jádrem
Teorie středních disků
Dynamické teorie

Teorie se středním jádrem

Nejpočetnější třída teorií. U nich dochází k tvorbě v důsledku rychlého nebo časného oddělení proto-oblaku.

První z nich se domnívá, že během kolapsu se mrak vlivem různých druhů nestabilit rozpadá na lokální Jeansovy masy, které rostou tak dlouho, až nejmenší z nich přestane být opticky průhledná a už ji nelze účinně chladit. Vypočtená funkce hmotnosti hvězdy se však neshoduje s tou pozorovanou.

Další z raných teorií předpokládala množení kolabujících jader v důsledku deformace do různých eliptických tvarů.

Moderní teorie uvažovaného typu se však domnívají, že hlavním důvodem fragmentace je růst vnitřní energie a rotační energie při smršťování mraku [10] .

Teorie středních disků

V teoriích s dynamickým diskem dochází ke vzniku při fragmentaci protohvězdného disku, tedy mnohem později než v teoriích s mezilehlým jádrem. To vyžaduje poměrně masivní disk, náchylný ke gravitační nestabilitě a jehož plyn je účinně chlazen. Pak se může objevit několik společníků, ležících ve stejné rovině, které akretují plyn z mateřského disku.

V poslední době se počet počítačových výpočtů takových teorií značně zvýšil. V rámci tohoto přístupu je dobře vysvětlen vznik blízkých binárních systémů i hierarchických systémů různé mnohosti.

Dynamické teorie

Posledně uvedený mechanismus naznačuje, že dvojhvězdy vznikly v průběhu dynamických procesů vyvolaných konkurenčním narůstáním. V tomto scénáři se předpokládá, že molekulární mrak tvoří shluky přibližně Jeansovy hmoty v důsledku různých druhů turbulencí uvnitř. Tyto shluky, které se vzájemně ovlivňují, soutěží o podstatu původního oblaku. Za takových podmínek dobře funguje jak již zmíněný model s mezidiskem, tak další mechanismy, o kterých bude řeč níže. Dynamické tření protohvězd s okolním plynem navíc přibližuje složky k sobě.

Jako jeden z mechanismů, které za těchto podmínek fungují, je navržena kombinace fragmentace se středním jádrem a dynamická hypotéza. To umožňuje reprodukovat frekvenci více hvězd v hvězdokupách. Mechanismus fragmentace však dosud nebyl přesně popsán.

Další mechanismus zahrnuje zvětšení průřezu gravitační interakce v blízkosti disku, dokud není zachycena blízká hvězda. I když je takový mechanismus docela vhodný pro hmotné hvězdy, je zcela nevhodný pro ty s nízkou hmotností a je nepravděpodobné, že bude dominantní při vzniku dvojhvězd [10] .

Exoplanety v binárních systémech

Z více než 800 v současnosti známých exoplanet počet obíhajících jednotlivých hvězd výrazně převyšuje počet planet nalezených v hvězdných systémech různého počtu. Podle posledních údajů je jich 64 [11] .

Exoplanety v binárních systémech se obvykle dělí podle konfigurací jejich drah [11] :

Exoplanety třídy S se točí kolem jedné ze součástí (např . OGLE-2013-BLG-0341LB b ). Je jich 57.
Třída P zahrnuje planety, které se točí kolem obou složek . Byly nalezeny v NN Ser , DP Leo , HU Aqr , UZ For, Kepler-16 (AB)b , Kepler-34 (AB)b a Kepler-35 (AB)b.

Pokud se pokusíte provést statistiku, ukáže se [11] :

Významná část planet žije v systémech, kde jsou složky odděleny v rozmezí od 35 do 100 AU. koncentrace kolem hodnoty 20 a. E.
Planety v širokých systémech (> 100 AU) mají hmotnosti mezi 0,01 a 10 MJ (téměř stejné jako u jednotlivých hvězd), zatímco hmotnosti planet pro systémy s menšími vzdálenostmi se pohybují od 0,1 do 10 MJ
Planety v širokých systémech jsou vždy jediné
Rozložení orbitálních excentricit se liší od jednotlivých, dosahuje hodnot e = 0,925 a e = 0,935.

Důležité vlastnosti formovacích procesů

Obřízka protoplanetárního disku. Zatímco u jednotlivých hvězd se protoplanetární disk může protáhnout až ke Kuiperovu pásu (30-50 AU), u dvojhvězd je jeho velikost uříznuta vlivem druhé složky. Délka protoplanetárního disku je tedy 2-5krát menší než vzdálenost mezi součástmi.

Zakřivení protoplanetárního disku. Disk zbývající po řezání je nadále ovlivňován druhou komponentou a začíná se natahovat, deformovat, proplétat a dokonce lámat. Také se takový disk začne precesovat.

Snížení životnosti protoplanetárního disku. Pro široké dvojhvězdy, stejně jako pro jednotlivé, je životnost protoplanetárního disku 1–10 Myr, avšak pro systémy se vzdáleností < 40 AU. e. Životnost disku by měla být v rozmezí 0,1–1 milionu let.

Scénář planetesimální formace

Nekonzistentní vzdělávací scénáře

Existují scénáře, ve kterých se počáteční konfigurace planetárního systému bezprostředně po vzniku liší od současné a byla dosažena v průběhu dalšího vývoje.

Jedním z takových scénářů je zachycení planety od jiné hvězdy. Jelikož má dvojhvězda mnohem větší interakční průřez, pravděpodobnost srážky a zachycení planety od jiné hvězdy je mnohem vyšší.
Druhý scénář naznačuje, že během evoluce jedné ze složek, již ve fázích po hlavní sekvenci, dochází v původním planetárním systému k nestabilitě. V důsledku toho planeta opustí svou původní oběžnou dráhu a stane se společnou pro obě složky.

Astronomická data a jejich analýza

Světelné křivky




Příklady světelných křivek pro oddělený a uzavřený binární systém

V případě zákrytu dvojhvězdy je možné vykreslit závislost integrální jasnosti na čase. Variabilita jasu na této křivce bude záviset na [12] :

Samá zatmění
elipsoidní efekty.
Účinky odrazu, nebo spíše zpracování záření jedné hvězdy v atmosféře druhé.

Avšak analýza pouze samotných zatmění, kdy jsou složky sféricky symetrické a nedochází k žádným odrazovým efektům, se redukuje na řešení následující soustavy rovnic [12] :

$1-l_{1}(\Delta )=\iint \limits _{{S(\Delta )}}I_{a}(\xi )I_{c}(\rho )d\sigma$

$1-l_{2}(\Delta )=\iint \limits _{{S(\Delta )}}I_{c}(\xi )I_{a}(\rho )d\sigma$

$\int \limits _{0}^{{r_{{\xi c))))I_{c}(\xi )2\pi \xi d\xi +\int \limits _{0}^{{r_ {{\rho c}}}}I_{c}(\rho )2\pi \rho d\rho =1$

kde ξ, ρ jsou polární vzdálenosti na disku první a druhé hvězdy, I a je absorpční funkce záření jedné hvězdy atmosférou druhé, I c je funkce jasu ploch dσ pro různé složky , Δ je oblast překrytí, r ξc ,r ρc jsou celkové poloměry první a druhé hvězdy.

Řešení tohoto systému bez apriorních předpokladů je nemožné. Přesně jako analýza složitějších případů s elipsoidními složkami a odrazovými efekty, které jsou významné v různých variantách blízkých binárních soustav. Proto všechny moderní metody analýzy světelných křivek tak či onak zavádějí modelové předpoklady, jejichž parametry se zjišťují pomocí jiných druhů pozorování [12] .

Křivky radiální rychlosti

Pokud je dvojhvězda pozorována spektroskopicky, to znamená, že se jedná o spektroskopickou dvojhvězdu, pak je možné zakreslit změnu radiálních rychlostí složek v čase. Pokud předpokládáme, že oběžná dráha je kruhová, pak můžeme napsat následující [2] :

$V_{s}=V_{0}sin(i)={\frac {2\pi }{P}}a\sin(i)$ ,

kde V s je radiální rychlost součásti, i je sklon oběžné dráhy vůči přímce pohledu, P je perioda a a je poloměr oběžné dráhy součásti. Nyní, když do tohoto vzorce dosadíme třetí Keplerův zákon, máme:

$V_{s}={\frac {2\pi }{P}}{\frac {M_{s}}{M_{s}+M_{2}}}\sin(i)$ ,

kde M s je hmotnost studované složky, M 2 je hmotnost druhé složky. Pozorováním obou složek lze tedy určit poměr hmotností hvězd, které tvoří dvojhvězdu. Pokud znovu použijeme Keplerův třetí zákon, pak se ten druhý redukuje na následující:

$f(M_{2})={\frac {PV_{{s1}}}{2\pi G}}$ ,

kde G je gravitační konstanta a f(M 2 ) je hmotnostní funkce hvězdy a je podle definice rovna:

$f(M_{2})\equiv {\frac {(M_{2}\sin(i))^{3}}{(M_{1}+M_{2})^{2}}}$ .

Jestliže oběžná dráha není kruhová, ale má excentricitu, pak lze ukázat, že pro hmotnostní funkci musí být oběžná doba P vynásobena faktorem . $(1-e^{2})^{{3/}}$

Není-li druhá složka pozorována, pak funkce f(M 2 ) slouží jako spodní mez její hmotnosti.

Je třeba poznamenat, že studiem pouze křivek radiální rychlosti není možné určit všechny parametry binárního systému, vždy bude existovat nejistota v podobě neznámého úhlu sklonu dráhy [2] .

Určení hmotností součástí

Téměř vždy je gravitační interakce mezi dvěma hvězdami popsána s dostatečnou přesností Newtonovými zákony a Keplerovy zákony , které jsou důsledkem Newtonových zákonů. Ale abychom popsali dvojité pulsary (viz Taylor-Hulse pulsar ), musíme se uchýlit k obecné teorii relativity . Studiem pozorovacích projevů relativistických efektů lze znovu ověřit správnost teorie relativity.

Třetí Keplerov zákon uvádí dobu otáčení do souvislosti se vzdáleností mezi součástmi a hmotností systému:

P=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{G(M_{1}+M_{2})))}

kde je perioda revoluce, je hlavní poloosa systému a jsou hmotnosti složek, je gravitační konstanta . Pro vizuální binární systém je možné určit oběžné dráhy obou složek, vypočítat periodu a poloosu a také hmotnostní poměr. Binární povahu systému však lze často posuzovat pouze ze spektrálních dat (spektrální binární data). Z pohybu spektrálních čar lze určit radiální rychlosti jedné složky a ve vzácných případech dvou složek najednou. Pokud je známa radiální rychlost pouze jedné složky, nelze získat úplnou informaci o hmotnostech, ale je možné sestrojit hmotnostní funkci a určit horní mez hmotnosti druhé složky, což znamená, zda lze být černá díra nebo neutronová hvězda. $P$ $A$ $M_{1}$ $M_{2}$ $G$

Historie objevů a studia

První, kdo předložil myšlenku existence dvojhvězd, byl John Michell (reverend John Michell). V projevu ke Královské společnosti v roce 1767 navrhl, že mnoho hvězd viděných jako dvojhvězdy může být skutečně fyzicky příbuzné. Pozorovací důkaz pro tuto hypotézu publikoval Sir William Herschel v roce 1802 [13] .

Viz také

Poznámky

↑ 1 2 A.A. Kiselev. Dvojité hvězdy . Astronet (12. prosince 2005). Získáno 27. dubna 2013. Archivováno z originálu 5. dubna 2013. (neurčitý)
↑ 1 2 3 4 5 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Obecná astrofyzika . - Fryazino: STOLETÍ 2, 2006. - S. 208 -223. — 398 s. - 1500 výtisků. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Speckle Interferometrie a oběžné dráhy "rychlých" vizuálních binárek
↑ VV Makarov a GH Kaplan. Statistická omezení pro astrometrické dvojhvězdy s nelineárním pohybem . - .
↑ Papež, Benjamin; Martinache, Frantz; Tuthill, Petere. Tanec ve tmě: Nové binární soubory hnědého trpaslíka z jaderné fázové interferometrie. - 2013. - .
↑ Gravitační mikročočka dvojhvězd: Syntéza světelné křivky . - 1997. (nepřístupný odkaz)
↑ Choi, J.-Y.; Han, C.; Udalski, A.; Sumi, T atd. Mikročočkový objev populace velmi těsných binárních hnědých trpaslíků s velmi nízkou hmotností. - 2013. - .
↑ V.M. Lipunov. Algolský paradox . Získáno 11. 5. 2013. Archivováno z originálu 4. 3. 2016. (neurčitý)
↑ Richard B. Larson. Důsledky binárních vlastností pro teorie vzniku hvězd (anglicky) . - 2001. Archivováno 28. května 2008.
↑ 1 2 3 Kaitlin M. Kratter. The Formation of Binaries (anglicky) . - 2011. - . - arXiv : 1109,3740 .
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Slunce, Yi-Sui. Formování různých planetárních systémů .
↑ 1 2 3 A.V. Goncharsky, A.M. Cherepashchuk, A.G. Yagola. Špatně položené problémy astrofyziky. - Moskva: Nauka, 1985. - S. 68-101. — 351 s. - 2500 výtisků.
↑ Hans Zinnecker. Binary Stars: Historical Millestones (anglicky) : sborník z konference. - Sympozium IAU o formování dvojhvězd, 2001. - Sv. 200 _ Archivováno z originálu 28. května 2008.

Literatura

Binární hvězdy / P. G. Kulikovsky // Cosmos Physics: Little Encyclopedia / Ed.: R. A. Sunyaev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 238-241. — 783 str. — 70 000 výtisků.
Lipunov V. M. Ve světě dvojhvězd. — M .: Nauka . Hlavní vydání fyzikální a matematické literatury, 1986. - 208 s. - (Knihovna "Quantum"; Vydání 52). - 111 000 výtisků.

Odkazy

BinSim - software pro vizualizace binární hvězdy
Spektrální dvojhvězdy
Dráha astrometrické dvojhvězdy (nedostupný odkaz)

Slovníky a encyklopedie

V bibliografických katalozích
BNF : 11969477z GND : 4150454-9 J9U : 987007531742305171 LCCN : sh85127456 NDL : 00575138 NKC : ph114377

hvězdné systémy
Vázaný gravitací	Galaxie trpasličí galaxie kulové hvězdokupy otevřená hvězdokupa Fyzicky dvojhvězda Fyzicky více hvězd
Není vázán gravitací	hvězdný proud hvězdné sdružení Pohybující se skupina hvězd uprchlá hvězda hyperrychlostní hvězda
Propojeno vizuálně	Optická dvojitá hvězda Opticky vícenásobná hvězda Souhvězdí Asterismus hvězdokupa