ستاره دوگانه: تفاوت میان نسخه‌ها

[[پرونده:Sirius A and B Hubble photo.jpg|چپ|250px|بندانگشتی|تصویر [[تلسکوپ فضایی هابل|هابل]] از ستارهمنظومه دوگانه [[شباهنگ (ستاره)|شباهنگ]] [[عکس برداری(سریوس)]] کرده‌استکه ایندر آن ستاره یکهمدم مجموعهٔسیریوس ستارهٔ دوتایی‌ست. ستارهٔ همدمبی در جانب پایین نگاره سمت چپ دیدهستاره اصلی کاملاً قابل مشاهده می‌شود.است]]

'''ستارهٔستاره دوتاییدوگانه''' به یک [[سامانه ستاره‌ای|سامانهٔ ستاره‌ای]] گفته می‌شوداست که در آن دو [[ستاره]] به هم نزدیک هستند و به دور [[مرکز سنگینی سراسری]] مشترک میان خود گردش می‌کنند. سامانه‌های دارای بیش از دو ستاره را '''سامانه‌های چند ستاره ای''' می‌نامند. به ستارهٔ دیگر '''ستارهٔ ندیم''' یا '''ستارهٔ همدم''' نیز گفته می‌شود. بررسی‌های جدید نشان می‌دهند که درصد زیادی از ستارگان بخشی از یک سامانهٔ حداقل دو ستاره‌ای هستند. ستارگان دوتایی در [[اخترفیزیک]] بسیار مهم هستند زیرا ویژگی‌های مدار آن‌ها [[جرم (فیزیک)|جرم]] و [[چگالی (فیزیک)|چگالی]] آن ستارگان را برای اخترشناسان مشخص می‌کند. جرم بسیاری از ستارگان تکی نیز از روی برون‌یابی جرم ستارگان دوتایی بدست می‌آید.

به سامانه‌هایی که بیشتر از دو ستاره باهم [[مرکز سنگینی سراسری]] مشترک داشته‌باشند [[ستاره چندتایی|ستارهٔ چندتایی]] می‌گویند که نمونهٔ آن‌ها بسیار فراوان‌است. ستاره‌های دوتایی گاهی می‌توانند بین یکدیگر جرم تبادل کنند و تکامل یابند. از معروفترین ستارگان دوتایی می‌توان به [[راس‌الغول|الغول]] (ستارهٔ دوتایی گرفتی)، [[شباهنگ (ستاره)|شباهنگ]] و [[ماکیان ایکس یک]] (که ندیم کوچکتر قویترین احتمال [[سیاهچاله]] است) اشاره کرد.

}}</ref><ref name = " «csep۱۰»csep10"">{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده= |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه= |زبان=en |عنوان = Visual Binaries | پیوند = http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/visual.html |ژورنال= |نشریه=University of Tennessee |تاریخ= |دوره= |شماره= |شاپا=}}</ref><ref>{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده= |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه= |زبان=en |عنوان = Binary and Variable Stars | پیوند = http://home.case.edu/~sjr16/advanced/stars_binvar.html |ژورنال= |نشریه=Journey Through the Galaxy |تاریخ= |دوره= |شماره= |شاپا=}}</ref> نشان بروز دیگر تغییر [[طول موج]] بر اثر [[پدیده دوپلر]] است؛ که به این نوع ستارگان دوتایی '''دوتایی طیفی'''<ref name="nojoom"/> گفته می‌شود در این ستاره‌ها خطوط طیفی بر اساس حرکت به سمت زمین یا مخالف آن به سمت ترتیب به آبی و قرمز حرکت می‌کنند، اگر خطوط به سمت آبی و سپس به سمت قرمز میل کنند نشان دهنده این است که این ستاره به دور مرکز ثقلی حرکت می‌کند، البته به شرط اینکه با دوره منظمی این اتفاق بیفتد اگر مدار آن‌ها بسیار نزدیک به خط دید ما باشد، قدر ستاره به‌طور منظمی کاهش و افزایش می‌یابد (البته با [[ستاره متغیر]] متفاوت است)، که به آن‌ها '''دوتایی گرفتی''' می‌گویند بهترین مثال آن ستاره [[راس‌الغول|الغول]] است.<ref>{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده=Bruton, {{چر}}D |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه= |زبان=en |عنوان = Eclipsing Binary Stars | پیوند = http://www.physics.sfasu.edu/astro/ebstar/ebstar.html |ژورنال= |نشریه=Stephen F. Austin State University |تاریخ= |دوره= |شماره= |شاپا=}}</ref>

اخترشناسان نوعی ستاره دوتایی کشف کرده‌اند که به آن '''دوتایی نجوم‌سنجی'''<ref name="nojoom"/> می‌گویند این گونه ستارگان به ظاهر حول یک منطقه خالی چرخش می‌کنند که با بررسی بیشتر جرم زیادی در آن منطقه پیدا می‌شود که نامرئی است مانند [[سیاه‌چاله]]، [[ستاره نوترونی]] و...و… بعضی از دوتایی‌های طیفی فقط یک خطوط طیفی متحرک دارند.<ref>{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده=Bock, {{چر}}D |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه= |زبان=en |عنوان = Binary Neutron Star Collision | پیوند = http://woodall.ncsa.uiuc.edu/dbock/Vis/NeutronStar/Summary.html |ژورنال= |نشریه=NCSA |تاریخ= |دوره= |شماره= |شاپا=}}</ref> بررسی بیشتر در طول موج [[پرتو ایکس]] در بعضی از این گروه ستارگان منبع بزرگی از پرتو ایکس در مرکز جرم را نشان می‌دهد. بهترین مثال آن [[ماکیان ایکس یک]] است، از روی جرم یافت شده که نه برابر [[جرم خورشید]] است و از روی [[معادله تولمن-اوپنهایمر-ولکوف|حد تولمن-اوپنهایمر-ولکف]] (حداکثر مقدار جرم یک ستاره نوترونی از این مقدار کمتر است). این مرکز جرم بزرگترین نامزد برای سیاهچاله‌است.<ref>{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده= |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه= |زبان=en |عنوان = X-ray Binary Stars | پیوند = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/binary_stars.html |ژورنال= |نشریه=NASA |تاریخ= |دوره= |شماره= |شاپا=}}</ref><ref>{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده= |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه= |زبان=en |عنوان = Binary Star Systems | پیوند = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/binary.html |ژورنال= |نشریه=NASA |تاریخ= |دوره= |شماره= |شاپا=}}</ref>

به ستارهٔ درخشان‌تر در ستارهٔ دوتایی مرئی ''ستارهٔ اولیه''(یا اصلی) و به ستارهٔ کم‌نورتر ''ستارهٔ ثانویه''(یا همدم) گفته می‌شود. اگر دو ستاره [[قدر ظاهری]] یکسان داشته باشند به ستاره‌ای اصلی گفته می‌شود که زودتر کشف شده باشد.<ref>James Muirden, ed. , «"Sky-Watcher's Handbook»" , (New York: W.H. Freeman and Company Ltd. , 1993), Glenn Chaple, «"Observing Double Stars»" , p. 227.</ref>

در دههٔ گذشته، اندازه‌گیری پارامترهای اساسی دوتایی‌های گرفتی فراکهکشانی با تلسکوپ‌های سری ۸ متری امکان‌پذیر شده‌است. این امکان باعث شده که از آن‌ها برای به‌طور مستقیم اندازه‌گیری فاصلهٔ کهکشان‌های دور، به صورت بسیار دقیق تر استفاده شود، روشی که از به کارگیریبه‌کارگیری [[شمع استاندارد]] بسیار دقیق تراست.