باینری ها

یک باینری گرفتگی شامل دو ستاره نزدیک است که در یک مدار حرکت می کنند که در فضا در رابطه با زمین قرار می گیرند که نور یک در بعضی مواقع می تواند در پشت دیگری پنهان شود. بسته به جهت گیری مدار و اندازه ستاره ها ، گرفتگی ها می توانند کامل یا حلقوی باشند (در حالت دوم ، یک حلقه یک ستاره در حداکثر حداکثر گرفتگی نشان می دهد) یا هر دو گرفتگی می توانند جزئی باشند. بهترین نمونه شناخته شده یک باینری گرفتگی ، Algol (Beta Persei) است که دارای یک دوره (فاصله بین گرفتگی) 2. 9 روز است. ستاره روشن تر (نوع B8) حدود 92 درصد از نور سیستم را کمک می کند و ستاره گرفتگی کمتر از 8 درصد را فراهم می کند. این سیستم حاوی یک ستاره سوم است که گرفتار نشده است. حدود 20 باینری گرفتگی برای چشم غیر مسلح قابل مشاهده است.

منحنی نور برای یک باینری که در یک چرخه نور کامل نشان می دهد اندازه گیری بزرگی برای سیستم را نشان می دهد. نور ستاره متغیر معمولاً با یک ستاره در نزدیکی (مقایسه) که تصور می شود در روشنایی ثابت است مقایسه می شود. اغلب ، هنگامی که مؤلفه ای که از روشنایی سطح بالاتر برخوردار است ، حداقل یا اولیه تولید می شود. این نشان دهنده کل گرفتگی است و با یک کف مسطح مشخص می شود. گرفتگی ثانویه کم عمق هنگامی رخ می دهد که مؤلفه روشن تر از جلوی دیگری عبور کند. این مطابق با یک گرفتگی حلقوی (یا ترانزیت) است. در گرفتگی جزئی هیچ یک از ستاره ها کاملاً پنهان نیست و نور به طور مداوم در طی یک گرفتگی تغییر می کند.

شکل منحنی نور در طی یک گرفتگی نسبت شعاع دو ستاره و همچنین یک شعاع از نظر اندازه مدار ، نسبت درخشندگی و تمایل هواپیمای مداری به صفحه آسمان را می دهد. بشر

اگر منحنی های سرعت شعاعی نیز در دسترس هستند-یعنی ، اگر باینری طیف سنجی و همچنین گرفتگی باشد-می توان اطلاعات دو طرفه را بدست آورد. هنگامی که هر دو منحنی سرعت قابل مشاهده است ، می توان اندازه مدار و همچنین اندازه ، توده ها و تراکم ستاره ها را محاسبه کرد. علاوه بر این ، اگر فاصله سیستم قابل اندازه گیری باشد ، می توان دمای روشنایی ستاره های فردی را از درخشندگی و شعاع آنها تخمین زد. تمام این روشها برای کرچک باینری ضعیف C (دو مؤلفه کوتوله قرمز از سیستم چند ستاره کرچک شش نفره) و برای ستاره Bright B-Type Mu Scorpii انجام شده است.

ستاره های نزدیک ممکن است نور یکدیگر را به طرز چشمگیری منعکس کنند. اگر یک ستاره کوچک و درجه حرارت بالا با یک جسم بزرگتر از روشنایی سطح پایین جفت شود و اگر فاصله بین ستارگان کوچک باشد ، بخشی از ستاره خنک رو به روی داغ تر توسط آن روشن می شود. درست قبل (و درست بعد از) گرفتگی ثانویه ، این نیمکره روشن شده به سمت ناظر نشان داده می شود ، و نور کل سیستم حداکثر است.

خواص ستاره های حاصل از سیستم های باینری گرفتگی لزوماً برای ستاره های مجرد جدا شده کاربرد ندارد. سیستمهایی که یک ستاره کوچکتر و گرمتر در آن همراه با یک شیء بزرگتر و خنک تر همراه است ، تشخیص آن آسان تر از سیستم هایی است که به عنوان مثال ، دو ستاره دنباله اصلی را شامل می شوند (در زیر نمودار Hertzsprung-Russell را ببینید). در چنین سیستم نابرابر ، حداقل ستاره خنک کننده مطمئناً تحت تأثیر تغییرات تکاملی قرار گرفته است ، و احتمالاً آن را روشن تر نیز می کند. پیشرفت تکاملی دو ستاره در نزدیکی یکدیگر دقیقاً موازی دو مورد جدا شده یا جدا شده نیست.

باینری های Eclipsing شامل ترکیبی از انواع ستاره های مختلف از کوتوله های سفید گرفته تا سوپرهای بزرگ (به عنوان مثال ، VV Cephei) است که در صورت قرار دادن در موقعیت خورشید ، مشتری و همه سیارات داخلی منظومه شمسی را درگیر می کند.

برخی از اعضای باینری های گرفتگی متغیرهای ذاتی هستند ، ستاره هایی که خروجی انرژی آنها با زمان نوسان می کند (در زیر ستاره های متغیر را ببینید). در بسیاری از این سیستم ها ، ابرهای بزرگی از چرخش گاز یونیزه شده بین اعضای ستاره ای. در برخی دیگر ، مانند کرچک C ، حداقل یکی از اجزای کوتوله از نوع M ممکن است یک ستاره شعله ور باشد ، که در آن روشنایی می تواند غیرقابل پیش بینی و ناگهان به بسیاری از ارزش های طبیعی آن افزایش یابد (در زیر متغیرهای عجیب و غریب را ببینید).