همدم‌هاي آسماني!
نويسنده: احمد آرين خو
ستارگان دو تايي، پديده اي فراوان در عالم
در يك نگاه گذرا به آسمان شب مي توان نقاط نوراني بي شماري را مشاهده كرد كه پنداري بر يك صفحه متحرك متصل شده اند و نقش آفريني شبانه خود را انجام مي دهند و صحنه را براي ستاره داستان كه همانا خورشيد است خالي مي كنند. اما اگر دقيق تر به اين نمايش نگاه كنيم در مي يابيم كه اغلب اين بازيگران آن گونه كه ما مي پنداريم تنها نيستند و هماوردي دارند كه حركاتشان با وي تنظيم و تعيين مي شود.
اين هماوردها سيستم هايي شكل مي دهند كه همانا با نام ستارگان دو تايي شناخته مي شوند (كه البته ممكن است از بيش از دو ستاره نيز تشكيل شده باشند). عبارت ستارگان دو تايي براي نخستين بار در سال 1802 و توسط "ويليام هرشل" به كار گرفته شد، آنجا كه وي در دست نوشته خود چنين نگاشت:
"در صورتي كه دو ستاره در موقعيت بسيار نزديك نسبت به هم قرار داشته باشند و در عين حال از نيروهاي خارجي ديگر ايزوله بوده و تحت تاثير نيروهاي حاصله از ساير ستارگان همسايه قرار نگيرند، يك سيستم مجزا را تشكيل مي دهند و در اثر نيروي گرانشي شان نسبت به ديگري يك سيستم مقيد را شكل مي دهند. سيستمي كه از يك جفت ستاره تشكيل شده است و از اين پس تحت عنوان دو تايي بررسي خواهند شد."
اما در تعريف نوين از ستارگان دو تايي اصولا به سيستمي از ستارگان، دو تايي مي گويند كه در آن دو ستاره به دور يك مركز جرم معين گردش تناوبي داشته باشند.
در اين مقاله بر آنيم تا به بررسي اجمالي سيستم هاي دو تايي بپردازيم. بسياري از ستارگان آسمان در سيستم هاي دو تايي و يا چند تايي قرار دارند كه به هفت دسته اصلي تقسيم مي شوند و در ادامه به آنها مي پردازيم.
***
حال كه به طور اجمالي به معرفي رده هاي مختلف سيستم هاي ستاره اي دو تايي پرداختيم مي خواهيم بدانيم كه منشا اين سيستم ها كجاست و اصولا چطور اين ستارگان پيوند ابدي خود را با يكديگر شكل مي دهند.
نخستين نظريه اي كه در اين باره مطرح مي شود آن است كه ستارگان دو تايي در اثر نزديكي بيش از حد به يكديگر در دام نيروهاي گرانشي هم افتاده اند و به دور يكديگر مي گردند. اين نظريه از آنجا كه شانس اين گونه برخوردها در عالم چندان زياد نيست نمي تواند توجيه كننده اين تعداد و تنوع از سيستم هاي دو تايي باشد.
نظريه ديگر آن است كه ستارگان در چرخش هاي سريع وضعي خود، دو پاره يا چند پاره مي شوند كه اين نظريه نيز چندان استوار نيست چرا كه در هنگام چرخش هاي وضعي سريع، معمولا بخشي از ماده موجود در كمر بند استوايي ستاره از آن جدا مي شود و نه نيمي از جرم كل ستاره، در حالي كه بسياري از سيستم هاي دو تايي جرم هاي نزديك به هم دارند.
اما نظريه اي كه از تمامي موارد فوق قوي تر است بيان مي دارد كه اصولا هنگامي كه يك ابر هيدروژني به قدري متراكم مي شود كه آبستن تشكيل ستاره گردد، بيش از يك مركز را در خود شكل مي دهد و هر يك از اين مراكز به ستاره اي بدل مي شوند كه پس از تولد به دليل نزديكي با همدم خود، حركات مداري را آغاز مي كنند و سيستم هاي دو تايي را شكل مي دهند.
بر اساس يك بررسي رصدي توسط "ابت ولوي" (Abt & Levy) در سيستم هاي دو تايي كه دوره تناوب شان كوچك تر از 100 سال است معمولا جرم دو ستاره به يكديگر نزديك است اما در سيستم هايي كه دوره تناوب شان بيشتر از 100 سال است عموما جرم ستاره اصلي و همدم با يكديگر تفاوت فاحشي دارد. از اين يافته ها چنين استنباط مي شود كه در سيستم هايي با دو ستاره تقريبا هم جرم مبدا سيستم از يك توده گازي واحد بوده و شكاف واقع شده در آن موجب شكل گيري دو ستاره شبيه به هم از نظر جرم شده است لكن در دسته دوم اين سيستم ها، محل تولد هر ستاره در يك توده گازي مجزا بوده است كه پس از تولد با يكديگر جفت شده اند. البته اين نظريات هنوز به طور قطع مورد تاييد قرار نگرفته اند و نياز به بررسي هاي بيشتري وجود دارد.
بسياري از ستارگان دو تايي دوره تناوب كوتاهي دارند (يعني تقريبا هر 10 روز يك بار به دور يكديگر مي گردند) در اين نوع سيستم ها مدار دوراني سيستم به شكل دايره است و نكته جالب آن است كه حركت وضعي دو ستاره به صورتي است كه تقريبا همواره يك بخش خاص از سطح ستاره در برابر ستاره همدم قرار دارد. علتي كه براي اين مسئله مطرح مي شود آن است كه به دليل نزديكي اين ستارگان به يكديگر نيروهاي كشندي بر يكديگر وارد مي كنند كه اين نيروها اگر حتي منتج به ايجاد وضعيت فوق الذكر نشود موجب مي گردد كه قسمتي از ستاره با سرعت متفاوتي از بقيه قسمت ها حركت وضعي خود را انجام دهد.
به طور كلي مبحث ستارگان دو تايي يكي از مباحث بسيار جذاب و البته پيچيده در اختر شناسي است كه مي توان از وجوه مختلفي به بررسي آن پرداخت، از رصد و شكار دو تايي ها گرفته تا بررسي طيف تركيبي سيستم هاي نامرئي.
منبع: نشريه دانشمند- ش563
در يك نگاه گذرا به آسمان شب مي توان نقاط نوراني بي شماري را مشاهده كرد كه پنداري بر يك صفحه متحرك متصل شده اند و نقش آفريني شبانه خود را انجام مي دهند و صحنه را براي ستاره داستان كه همانا خورشيد است خالي مي كنند. اما اگر دقيق تر به اين نمايش نگاه كنيم در مي يابيم كه اغلب اين بازيگران آن گونه كه ما مي پنداريم تنها نيستند و هماوردي دارند كه حركاتشان با وي تنظيم و تعيين مي شود.
اين هماوردها سيستم هايي شكل مي دهند كه همانا با نام ستارگان دو تايي شناخته مي شوند (كه البته ممكن است از بيش از دو ستاره نيز تشكيل شده باشند). عبارت ستارگان دو تايي براي نخستين بار در سال 1802 و توسط "ويليام هرشل" به كار گرفته شد، آنجا كه وي در دست نوشته خود چنين نگاشت:
"در صورتي كه دو ستاره در موقعيت بسيار نزديك نسبت به هم قرار داشته باشند و در عين حال از نيروهاي خارجي ديگر ايزوله بوده و تحت تاثير نيروهاي حاصله از ساير ستارگان همسايه قرار نگيرند، يك سيستم مجزا را تشكيل مي دهند و در اثر نيروي گرانشي شان نسبت به ديگري يك سيستم مقيد را شكل مي دهند. سيستمي كه از يك جفت ستاره تشكيل شده است و از اين پس تحت عنوان دو تايي بررسي خواهند شد."
اما در تعريف نوين از ستارگان دو تايي اصولا به سيستمي از ستارگان، دو تايي مي گويند كه در آن دو ستاره به دور يك مركز جرم معين گردش تناوبي داشته باشند.
در اين مقاله بر آنيم تا به بررسي اجمالي سيستم هاي دو تايي بپردازيم. بسياري از ستارگان آسمان در سيستم هاي دو تايي و يا چند تايي قرار دارند كه به هفت دسته اصلي تقسيم مي شوند و در ادامه به آنها مي پردازيم.
دو تايي هاي ظاهري يا نوري
دو تايي هاي مرئي
دو تايي هاي گرفتي
دو تايي هاي نجوم سنجي
دو تايي هاي تماسي
دو تايي هاي طيف سنجي
دو تايي هاي طيفي
***
حال كه به طور اجمالي به معرفي رده هاي مختلف سيستم هاي ستاره اي دو تايي پرداختيم مي خواهيم بدانيم كه منشا اين سيستم ها كجاست و اصولا چطور اين ستارگان پيوند ابدي خود را با يكديگر شكل مي دهند.
نخستين نظريه اي كه در اين باره مطرح مي شود آن است كه ستارگان دو تايي در اثر نزديكي بيش از حد به يكديگر در دام نيروهاي گرانشي هم افتاده اند و به دور يكديگر مي گردند. اين نظريه از آنجا كه شانس اين گونه برخوردها در عالم چندان زياد نيست نمي تواند توجيه كننده اين تعداد و تنوع از سيستم هاي دو تايي باشد.
نظريه ديگر آن است كه ستارگان در چرخش هاي سريع وضعي خود، دو پاره يا چند پاره مي شوند كه اين نظريه نيز چندان استوار نيست چرا كه در هنگام چرخش هاي وضعي سريع، معمولا بخشي از ماده موجود در كمر بند استوايي ستاره از آن جدا مي شود و نه نيمي از جرم كل ستاره، در حالي كه بسياري از سيستم هاي دو تايي جرم هاي نزديك به هم دارند.
اما نظريه اي كه از تمامي موارد فوق قوي تر است بيان مي دارد كه اصولا هنگامي كه يك ابر هيدروژني به قدري متراكم مي شود كه آبستن تشكيل ستاره گردد، بيش از يك مركز را در خود شكل مي دهد و هر يك از اين مراكز به ستاره اي بدل مي شوند كه پس از تولد به دليل نزديكي با همدم خود، حركات مداري را آغاز مي كنند و سيستم هاي دو تايي را شكل مي دهند.
بر اساس يك بررسي رصدي توسط "ابت ولوي" (Abt & Levy) در سيستم هاي دو تايي كه دوره تناوب شان كوچك تر از 100 سال است معمولا جرم دو ستاره به يكديگر نزديك است اما در سيستم هايي كه دوره تناوب شان بيشتر از 100 سال است عموما جرم ستاره اصلي و همدم با يكديگر تفاوت فاحشي دارد. از اين يافته ها چنين استنباط مي شود كه در سيستم هايي با دو ستاره تقريبا هم جرم مبدا سيستم از يك توده گازي واحد بوده و شكاف واقع شده در آن موجب شكل گيري دو ستاره شبيه به هم از نظر جرم شده است لكن در دسته دوم اين سيستم ها، محل تولد هر ستاره در يك توده گازي مجزا بوده است كه پس از تولد با يكديگر جفت شده اند. البته اين نظريات هنوز به طور قطع مورد تاييد قرار نگرفته اند و نياز به بررسي هاي بيشتري وجود دارد.
بسياري از ستارگان دو تايي دوره تناوب كوتاهي دارند (يعني تقريبا هر 10 روز يك بار به دور يكديگر مي گردند) در اين نوع سيستم ها مدار دوراني سيستم به شكل دايره است و نكته جالب آن است كه حركت وضعي دو ستاره به صورتي است كه تقريبا همواره يك بخش خاص از سطح ستاره در برابر ستاره همدم قرار دارد. علتي كه براي اين مسئله مطرح مي شود آن است كه به دليل نزديكي اين ستارگان به يكديگر نيروهاي كشندي بر يكديگر وارد مي كنند كه اين نيروها اگر حتي منتج به ايجاد وضعيت فوق الذكر نشود موجب مي گردد كه قسمتي از ستاره با سرعت متفاوتي از بقيه قسمت ها حركت وضعي خود را انجام دهد.
به طور كلي مبحث ستارگان دو تايي يكي از مباحث بسيار جذاب و البته پيچيده در اختر شناسي است كه مي توان از وجوه مختلفي به بررسي آن پرداخت، از رصد و شكار دو تايي ها گرفته تا بررسي طيف تركيبي سيستم هاي نامرئي.
منبع: نشريه دانشمند- ش563
/ج
