Подвійні зорі: відмінності між версіями

Подвійні зорі, які можна побачити окремо, називаютьодну видимимивід подвійнимиодної, чиназивають '''візуально-подвійними'''. Для цих зірок вдається визначити зміну з часом [[позиційний кут|позиційного кута]] йта оцінити [[період обертання]]. Такою зіркою є [[Сіріус]], що складається з компонентів A і B, що легкоякі розрізняються вза звичайнийдопомогою досить потужного [[телескоп]]а.

Компоненти більшості подвійних систем занадто близькі одна до одної або ж занадто віддалені від Сонячної системи, через що їх неможливо розрізнити навіть за допомогою найпотужніших телескопів. ВУ цьому випадку їхнюїх подвійність можливо виявити за деякими іншими ознаками:.

Спостерігаються завдяки коливаннями [[блиск]]у, створенимизумовленим періодичними затьмареннями[[затемнення]]ми однієї зірки іншою,. цеЦе відбувається в тих рідкісних випадках, коли Земля перебуваєрозташована в одній площині ізорбіти орбітами зірокзір. Внаслідок чого відбуваєтьсяспостерігається періодичне поперемінне затемнення одним компонентом іншого та навпаки. Відповідно, спостерігається два зниження яскравості протягом одного циклу. Менше зниження, коли яскравіша зоря закриває від нас більш тьмяну і сильніше падіння видимої зоряної величини, коли відбувається навпаки. Найвідомішою зорею такого типу є [[Алголь]].

Якщо подвійна зірка має достатньо значний [[власний рух]], то можна спостерігати періодичні відхилення траєкторії руху головного компоненту на небесній сфері від прямої лінії.

Іноді буває, що дві фізично не пов'язані між собою зірки випадково проектуються на дуже близькі одна до одної точки [[Небесна сфера|небесної сферинебосхилі]] поряд. Такі зірки називаютьсяназивають '''оптично подвійними''' — на противагу «істиннимсправжнім», фізично подвійним. Класичним прикладом таких зірок є [[Міцар]] і [[Алькор]] у сузір'ї([[Велика Ведмедиця (сузір'я)|Великої Медведиці]]).

Подвійні зорі утримуються разом взаємним [[Гравітація|тяжінням]]. Обидві зорі подвійної системи обертаються поеліптичними еліптичних орбітахорбітами навколо деякою точки, що лежить з-поміж них і називаєтьсяспільного [[Центр гравітаціїмас|центромцентру гравітаціїмас]] цих зір. Якщо відстань між партнерамикомпонентами дуже велика, орбітальний період може вимірюватися роками, інколи ж цілим століттям чи більше. Для тісних систем їх [[орбітальний період]] може становити лише кілька годин. Що стосується, обертанняЯкщо досить масивнихмасивні зірок навколо загального центрузорі вагиобертаються на близькій відстані одинодна від одногоодної, стають помітними релятивістські ефекти, такі як усуненнязсув периастра[[периастр]]а іта зменшення орбітального періоду за рахуноквнаслідок випромінювання системою гравітаційних хвиль (останнє призводить до того, що наприкінці кінець-кінцем дві зірки зіштовхуються).

Є різні подвійні зірки: бувають дві схожі зорі у парі, а є різні (зазвичай, це [[червоний гігант]] та [[білий карлик]]). Але, незалежно від своїх типу, ці зорі найкраще піддаються вивченню: аналізуючи їхнюїх взаємодію, вченим вдається з'ясувати майже всі параметри, включаючи [[маса|масу]], форму [[Орбіта|орбіт]] і навіть характеристики близько розташованих до них зір. Зазвичай, ці зорі мають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Приблизно половина всіх зір нашої [[Галактика|Галактики]] належить до подвійних систем, отже подвійні зірки, які обертаються одна навколо іншої, явище дуже поширене.

Належність до подвійної системи дуже впливає все[[еволюція життязір|еволюцію зорі]], особливо коли вони перебувають близько одна до одної. Протягом свого існування зірка змінює свої розміри. І якщо дві зорі перебувають поруч, то одна з них заповнивши свою [[порожнина Роша|порожнину Роша]] почне втрачати речовину. Потоки речовини, що рухаються від однієї зорі до іншої призводять до вибухів, таких як вибухи [[Нова зірка|нових]] і [[Наднова зірка|наднових зір]] і по суті є міжзоряним вітром.