Когато две звезди орбитират заедно

От нашата слънчева система има сингъл звезда в основата му е логично да се предположи, че всички звезди се формират независимо и пътуват само по галактиката. Оказва се обаче, че около една трета (или може би дори повече) от всички звезди са родени в нашата галактика (и в други галактики) съществуват в многозвездни системи. Може да има две звезди (наречени двоични), три звезди или дори повече.

Бинари (две звезди, които обикалят около общия център на масата) са много често срещани в небето. По-голямата от двете звезди в такава система се нарича първична звезда, докато по-малката е другарска или вторична звезда. Една от най-известните бинари в небето е ярката звезда Сириус, която има много мрачен спътник. Друг фаворит е Албирео, част от съзвездието Сигнус, Лебедът. И двете се забелязват лесно, но за да се видят компонентите на всяка двоична система, е необходим телескоп или бинокъл.

Терминът двоична звездна система не трябва да се бърка с термина двойна звезда.

Също така може да бъде доста трудно да се идентифицират отделните звезди на двоична система, тъй като едната или двете звезди може да са не-оптичен (с други думи, не особено ярка при видима светлина). Когато се открият такива системи, те обикновено попадат в една от четирите следващи категории.

Както подсказва името, визуалните двоични файлове са системи, в които звездите могат да бъдат идентифицирани поотделно. Интересното е, че за да стане това, е необходимо звездите да са "не твърде ярки". (Разбира се, разстоянието до обектите също е определящ фактор, ако те ще бъдат индивидуално разрешени или не.) Ако една от звездите е с висока светимост, яркостта й ще "удави" гледката на спътник. Това го прави трудно да се види. Визуалните бинарни файлове се откриват с телескопи или понякога с бинокли.

В много случаи други двоични файлове, като тези, изброени по-долу, могат да бъдат определени като визуални двоични файлове, когато се наблюдават с достатъчно мощни инструменти. Така списъкът на системите от този клас непрекъснато нараства, тъй като се правят повече наблюдения с по-мощни телескопи.

Спектроскопията е мощен инструмент в астрономията. Това позволява на астрономите да определят различни свойства на звездите, просто като изучават светлината им в детайли. Въпреки това, в случай на бинари, спектроскопията може също да разкрие, че една звездна система всъщност може да бъде съставена от две или повече звезди.

Как работи това? Тъй като две звезди обикалят около себе си, понякога те ще се движат към нас и далеч от нас при другите. Това ще предизвика техните светлина да бъде blueshifted тогава redshifted многократно. Чрез измерване на честотата на тези смени можем да изчислим информация за тях орбитални параметри.

Тъй като спектроскопските двоични файлове често са много близо една до друга (толкова близо, че дори и добър телескоп не може да ги „раздели“ на разстояние, те рядко са и визуални бинарни файлове. В странните случаи, когато са, тези системи обикновено са много близо до Земята и имат много дълги периоди (колкото по-далеч са, толкова по-дълго време им трябва да орбитират общата им ос). Близостта и дългите периоди улесняват забелязването на партньорите на всяка система.

Астрометричните бинари са звезди, които изглежда са в орбита под въздействието на невиждана гравитационна сила. Доста често втората звезда е много мрачен източник на електромагнитно излъчване, или малко кафяво джудже, или може би много стара неутронна звезда, която се е завъртяла под линията на смъртта.

Информация за "липсващата звезда" може да се установи чрез измерване на орбиталните характеристики на оптичната звезда. Методиката за намиране на астрометрични двоични файлове също се използва за намиране на екзопланети (планети извън нашата Слънчева система) като търсите „колебания“ в звезда. Въз основа на това движение могат да се определят масите и орбиталните разстояния на планетите.

При затъмняващите двоични системи орбиталната равнина на звездите е директно в нашата зрителна линия. Следователно звездите преминават една пред друга, докато орбитат. Когато димерната звезда премине пред по-ярката звезда, има значително „потапяне“ в наблюдаваната яркост на системата. След това, когато димерната звезда се движи зад другото, има по-малко, но все пак измеримо потапяне в яркостта.

Въз основа на времевия мащаб и величините на тези потапяния могат да се определят орбиталните характеристики, както и информация за относителните размери и маси на звездите.

Затъмняващите двоични файлове също могат да бъдат добри кандидати за спектроскопични двоични файлове, въпреки че, като тези системи, те рядко са, ако някога се окажат визуални бинарни системи.

Бинарните звезди могат да научат астрономите много за техните отделни системи. Те могат също да дадат улики за тяхното формиране и условията, при които са родени, тъй като в рождената мъглявина трябваше да има достатъчно материал, за да могат да се формират и да не се нарушават взаимно. Освен това наблизо не е имало големи "братя" звезди, тъй като те биха "изяли" материала, необходим за формирането на бинарните файлове. Науката за бинарните файлове все още е много активна тема в изследванията на астрономията.

Редактиран и актуализиран от Каролин Колинс Петерсен.