مطالب علمی

یک سیستم دوتایی نزدیک به هم, شامل دو ستاره می شود که هر کدام از آنها آن چنان نزدیک به دیگری حرکت می کند که اثر گرانشی آن می تواند تاثیر قابل ملاحضه ای بر شکل و تحول همدم خود داشته باشد. در کهکشان ما مانند سایر کهکشان ها, سیستم های دوتایی متعددی وجود دارد(بیش از 50 درصد کل ستارگان). مطالعات و بررسی های جامع انجام شده بر روی این سیستم ها, به پیشرفت قابل توجهی در دانش ما از فیزیک حاکم بر آنها منجر شده است. بسیاری از ستاره های رشته اصلی به سیستم های دوتایی یا چندتایی تعلق دارند. علاوه بر آن, سیستم های دوتایی بسیاری کشف شده اند که در مراحل تحول پسا رشته ی اصلی خود هستند. بسیاری از دوتایی ها نیم محور بزرگی در محدوده AU1000-1 ای یو(دوره تناوبی در محدوده   تا  روز) دارند, لیکن دوتایی های با دوره کوتاه از اهمیت بیشتری برخوردارند.

جرم دوتایی های بصری

یک دوتایی, جفت ستاره ایست که چون زمین و ماه بر گرد گرانیگاه مشترکشان می گردند. اگر دو ستاره این جفت جدا از هم دیده شوند, جفت را دوتایی بصری می نامند. تا کنون در حدود 60000 دوتایی بصری شناخته شده است.
اصلی که در یافتن جرم یک دوتایی مورد استفاده قرار می گیرد بر قانون هارمونیک کپلر مبتنی است که آن را میتوان به صورت فرمول ساده ای بیان کرد که مجموع دو جرم, فاصله بین آنها و دوره تناوب حرکت انتقالی را به هم مربوط می کند. این فرمول عبارت است از:                      

                                                        M+m=p²/a³

که در آن M+mمجموع دو جرم بر حسب واحد جرم خورشید است, p زمانی که لازم است تا خط واصل دو ستاره یک دوران کامل را تمام کند(که بر حسب سال بیان می شود) و a فاصله متوسط بین دو ستاره (بر حسب واحد نجومی) است. فاصله "a" و دوره تناوب p, از مشاهدات مستقیم به دست می آید. جرم منظومه دوتایی M+mبه کمک فرمول بالا محاسبه می شود.
برای محاسبه جرم تک تک ستارگان هر جفت, رصد های دیگری باید انجام شود. این رصد ها به حرکت مطلق هر ستاره منظومه دوتایی حول گرانیگاه مشترک مربوط می شود. جرم سنگین تر بیضی کوچکی را حول این گرانیگاه می پیماید در حالی که جرم کوچک تر بیضی بزرگ را می پیماید. از روی اندازه این بیضی ها نسبت دو جرم تعیین می شود که همراه با مجموع جرم ها برای تعیین جرم هر ستاره کافی است.
فرضا اگر مجموع دو جرم 8 برابر جرم خورشید و نسبت آنها 3 به 1 باشد, جرم ها یکی 6 و دیگری 2 برابر جرم خورشید خواهد بود.

دوتایی های طغیانی

برخی از فوران های نو اختری و ابر نو اختری به سیستم های دوتایی نزدیکی مربوط می شوند که در آنها , جرم توسط یک مولفه چگال(کوتوله سفید یا ستاره نوترونی) از همدم بزرگتر بلعیده می شود. دوتایی های طغیانی, سیستم هایی با دوره تناوب بسیار کوتاه هستند.
ستاره های دهنده جرم در یک دوتایی طغیانی, معمولا یک ستاره رشته اصلی کم جرم است; در حالی که ستاره فشرده, معمولا یک کوتوله سفید است.
برخلاف هسته ستاره های رشته اصلی، هیدروژن سوزی در یک ماده تبهگن،  بسیار حساس به دما است که این امر معمولا به واکنش های طغیانی منجر می شود. آزاد شدن انفجاری انرژی در یک چنین سیستمی, موجب افزایش ناگهانی در فشار گاز اطراف کوتوله سفید می شود. نتیجه این رخداد آن است که پوسته ای از ماده کوتوله سفید بیرون رانده شده و درخشندگی سیستم به طور ناگهانی افزایش می یابد.

نو اختران کوتوله در دوتایی های طغیانی متداول اند. تفاوت عمده یک نو اختر کوتوله با نو اختر معمولی نرخ کمتر انتقال جرم و در نتیجه نرخ کمتر آزاد سازی انرِژی در آن است. در اینجا به خاطر سقوط ماده، انرژی توسط آزادسازی انرژی گرانشی پدید می آید. در نو اختران کوتوله درخشندگی به مدت چند روز به اندازه چند صد برابر افزایش یافته و سپس در مدت چندین هفته رو به زوال می گذارد. بسیاری از انفجار های نو اختری با دوره تناوب خاصی بین فوران های متوالی که با بزرگی فوران ها افزایش می یابد تکرار می شوند. ستاره های آ ام جاثی، دوتایی های طغیانی هستند که در آنها، کوتوله سفید به شدت مغناطیسی است. میدان مغناطیسی قوی اطراف کوتوله سفید. ماده در حال سقوط را به طرف قطب های مغناطیسی جهت می دهد. در این سیستم ها،‌میدان مغناطیسی قوی موجب همزمان شدن چرخش کوتوله سفید با دوره تناوب مداری می شود. بر خلاف دو تایی های طغیانی غیر مغناطیسی،‌در این سیستم ها قرص بر افزایشی شکل نمی گیرد، زیرا میدان مغناطیسی قوی، ستون بر افزایشی شکل نمی گیرد، زیرا میدان مغناطیسی قوی،  ستون بر افزایشی را به سمت قطب های مغناطیسی هدایت می کند. دوتایی های آ ام جاثی،‌نور قطبیده ی دایروی از خود ساتع می کنند که از تابش سیکلوترون حاصل می شود. قطبش اندازه گرفته شده در مدت دوره تناوب مداری تغییر می کند. این دوتایی ها همچنین چشمه های قوی پرتو ایکس هستند. بسیاری از این دوتایی ها اخیرا توسط ماهوارۀ ROSAT کشف شده اند.
دوتایی گرفتی یک جفت ستاره اند که به دور یکدیگر می گردند و صفحه مدار آنها تقریباً  درست بر خط دید ناظر زمینی منطبق است, و در نتیجه متناوبا باعث گرفت(کسوف) یکدیگر می شوند.
دو ستاره تشکیل دهنده یک دوتایی گرفتگی, به قدری به هم نزدیکند که تفکیک آنها از یکدیگر با تلسکوپ هم میسر نیست و تنها نور مجموع آنها است که مشاهده می شود. پدیده گرفت سبب می شود که تغییراتی تناوبی در منحنی نور منظومه مشاهده شود. وقتی که ستاره سرد تر(که نور کمتری از سطح خود گسیل می کند) از جلوی ستاره داغ تر (که نور بیشتری از واحد سطحش ساطع می شود) عبور کند, نور منظومه به کمترین مقدار خود می رسد. از روی منحنی نور منظومه دوتایی می توان دوره تناوب حرکت مداری را تعیین کرد. اما چون فاصله دو ستاره از هم معلوم نیست, تعیین جرم ستاره ها(آن طور که در مورد دوتایی های بصری دیدیم) به آسانی امکان پذیر نیست. منجمان با اطلاعات دیگری که از بررسی دقیق منحنی نور بدست می آورند و نیز با مطالعه طیف منظومه می توانند جرم ستاره های منظومه را برآورد کنند.
ستاره معروف راس الغول یا بتا برساوش یک دوتایی گرفتی با دوره تناوب دو روز و 21 ساعت است.

تحول ستاره ها در سیستم های دوتایی نزدیک به هم

تحول ستاره ها در سیستم های دوتایی نزدیک به هم, می تواند به طور قابل توجهی متفاوت از تحول ستاره های منفرد باشد. مهمترین علت این تفاوت, امکان تبادل جرم بین  مولفه های یک سیستم دوتایی نزدیک به هم است.
ستاره ی سنگین تردر یک سیستم دوتایی, ستاره تحول یافته تر هم می باشد، زیرا ستارگان سنگین تر رشته اصلی را زودتر ترک می کنند. اما در برخی از دوتایی های نیمه جدا, نظیر بتای برساوش یا راس الغول، این ستاره سبکتر است که بیشتر تحول یافته است. در سیستم الغول، ستاره اول یک ستارۀ نوع (بی 8 )است ،ددر حالیکه سناره دوم یک غول سرخ نوع (کا 2)است که از لحاظ حجمی بزرگتر، اما در عین حال سبک تر از همدم خود است. برای رفع باطلنمای الغول, بایستی به این نکته توجه کرد که ستاره تحول یافته تر،  در ابتدا مولفه سنگین تر بوده است که  پس از مدتی رشته اصلی را ترک کرده است. لیکن این ستاره همچنان که متحول شده و شعاع آن به حد بحرانی رسیده، قسمتی از جرم خود را به همدم خود منتقل کرده است. این فرایند آنقدر ادامه یافته است که جرم ستاره دهنده و تحول یافته تر از جرم ستاره دیگر کمتر شده است. جالب توجه است که در برخی از سیستم ها, جهت انتقال جرم از یک موءلفه  به مولفه دیگر, بسته به وضعیت تحولی دو مولفه, چند بار در طول عمر سیستم عوض می شود. انتقال جرم به تغییرات کوچک اما قابل اندازه گیری, در دوره تناوب سیستم منجر می شودبا ثبت دقیق تعداد کمینه ها در طی رصد های دراز مدت, می توان تغییرات تناوبی را به راحتی و دقت زیاد اندازه گرفت.

منشا سیستم های دوتایی
منشا سیستم های دوتایی نزدیک چیست؟ این پرسش کم وبیش به مساله منشا منظومه شمسی شبیه است. به رغم پیشرفت های اخیر در این باره , هنوز در مورد منشا دوتایی ها  وسیستم های سیاره ای،  ابهام بسیار زیادی وجود دارد که بایستی در تحقیقات آینده روشن شود. به هر حال در مورد منشا سیستم های دوتایی سه فرضیه مطرح شده است.

1.      فرضیه اندازه گیری

2.      فرضیه شکافت

3.      تشکیل همزمان از ابر میان ستاره ای

یک برخورد نزدیک در حضور یک جرم سوم, به شکل گیری یک سیستم دوتایی مقید منجر شده است. طبق فرضیه شکافت, یک ستاره تند چرخان, به دو ستاره چرخان حول یکدیگر شکافته می شود, و به این ترتیب یک سیستم دوتایی شکل می گیرد. فرضیه سوم این است که سیستم های دو تایی از رمبش و غبار گاز میان ستاره ای, به دو مرکز جذب نزدیک به هم شکل می گیرند. مشکل فرضیه گیر اندازی, احتمال بسیار اندک برخورد سه جسم به ویژه در مناطقی با چگالی ستاره ای پایین است. فرضیه شکافت نمی تواند وجود دوتایی های خیلی دور از هم را بدرستی توجیه کند, زیرا این دوتایی ها اندازه  حرکت زاویه ای بزرگی دارند. پذیرفتن این که یک ستاره تند چرخان همواره اندازه حرکت زاویه ای لازم را داشته باشد, دشوار است. هرچند به نظر می رسد که فرضیه سوم معقول ترین فرضیه باشد, محاسبات مشتمل بر فیزیک یک ابر غباری و گازی نامتقارن رمبان, به اندازه ای پیچیده است که هنوز مدل خود سازگار و کاملی از شکل گیری یک دوتایی ارائه نشده است

---