ستارگان دوتایی

اکثر ستاره‌هایی که در آسمان شب به‌شکل منفرد می‌بینیم در اصل ستارگان دوتایی و حتی چندتایی هستند. بیش از نیمی از کل ستارگان موجود، به‌صورت خانواده‌های دوتایی و چندتایی وجود دارند. ستاره‌هایی که به‌عنوان ستاره‌های دوتایی نامیده می‌شوند دو‌ستاره‌ای هستند که به‌صورت بصری در نزدیکی یکدیگر در آسمان ظاهر می‌شوند؛ اما لزوما در هر جایی از فضا به یکدیگر نزدیک نیستند.

اولین ستاره دوتایی دیده شده «دوتایی بصری» توسط گالیله در سال 1617 کشف شد. بعد از ایشان در سال 1802 سر ویلیام هرشل، حدود 700 جفت ستاره دوتایی را فهرست کرد و اولین بار اصطلاح «دوتایی» را به‌کار برد. اولین قدم شناسایی آن‌ها، مدارهای دوتایی و طیف‌های حاصل از آن‌هاست که معرف طیف انتقال دوپلری متفاوت می‌باشد؛ طوری که اگر در یک صفحه نسبت به دید مشاهده‌کننده (کره زمین) قرار گرفته باشند، این طیف‌ها به صورت دوره‌ای تضعیف و قوی خواهد شد که نشان از دوره‌ای بودن مدار آن جرم آسمانی دارد. برای یک مسأله‌ی مقیدِ دو یا چند جسمی، راحت‌ترین روش، بررسی مسأله از دیدگاه مرکز جرم است. از روی حرکت مداری آن‌ها که از معادلات و قوانین کپلر بدست می‌آید، می‌توان معادلات حرکت و ناحیه حضیض و اوج مداری آن‌ها را محاسبه کرد.

منشأ سیستم‌های دوتایی

در مورد منشا سیستم‌های دوتایی سه فرضیه مطرح شده است:

• فرضیه گیراندازی:
  یک برخورد نزدیک در حضور یک جرم سوم، به شکل‌گیری یک سیستم دوتایی مقید منجر می‌شود و دو ستاره در دام گرانش هم می‌افتند. مشکل این فرضیه، احتمال بسیار اندک برخورد سه جسم به ویژه در مناطقی با چگالی ستاره‌ای پایین است.
• فرضیه شکافت:
  طبق فرضیه شکافت، یک ستاره با حرکت وضعی بسیار سریع، به دو ستاره چرخان حول یکدیگر شکافته می‌شود، به این ترتیب یک سیستم دوتایی شکل می‌گیرد.
• تشکیل همزمان از ابر میان ستاره‌ای:
  فرضیه سوم این است که سیستم های دوتایی از رمبش غبار و گاز میان ستاره‌ای، به دو مرکز جاذبه‌ی نزدیک به‌هم شکل می‌گیرند؛ هرچند به نظر می‌رسد که این فرضیه معقول‌ترین فرضیه است، محاسبات مشتمل بر فیزیک یک ابر غباری و گازیِ نامتقارن رمبیده، به اندازه‌ای پیچیده است که تا به الان مدلی معقول برای آن ارائه نشده‌است.
  

به‌طور کلی دو مکانیسم اصلی برای شکل‌گیری ستارگان چندتایی وجود دارد که عبارتند از تکه‌شدنِ تلاطمی و تکه‌شدنِ صفحه‌ای. اولی عموما منجر به شکل‌گیری دوتایی‌هایی با فاصله‌ی بیش از ۵۰۰ واحد نجومی می‌شود که به آن‌ها دوتایی‌های عریض می‌گویند و دومی منجر به تشکیل دوتایی‌های نزدیک می‌شود. البته فرآیند‌های دینامیکی گوناگونی می‌توانند یک دوتایی عریض را به دوتایی نزدیک تبدیل کنند.

بعضی از سیستم‌ها خیلی نزدیک هستند به‌طوری‌که سطوح ستاره‌ها عملا یکدیگر را لمس می‌کنند و می‌توانند مواد را تبادل کنند. دیگر دوتایی‌ها ممکن چند هزار واحد نجومی جدا بوده و دوره‌های مداری صدها سال را داشته باشند. در این سیستم‌ها ستاره درخشان‌تر به‌عنوان ستاره اولیه یا اصلی و ستاره کم‌نور به‌عنوان ستاره ثانویه یا همدم طبقه‌بندی می‌شود که به‌ترتیب با نام‌های A و B طبقه‌بندی می‌شوند.

در کل سیستم‌های دوتایی و یا چندتایی ستاره‌ها را به هفت نوع تقسیم می‌کنند. ازجمله:

• دوتایی‌های مرئی: این ستارگان به اندازه کافی به ما نزدیک‌اند و در عین حال به قدر کافی از یکدیگر دور که ما می‌توانیم به طور عادی و با بهره‌گیری از تکنیک‌های بصری یا روش‌های تداخل‌سنجی حضور آنان را در یک سیستم دریابیم، در این سیستم‌ها خط دید ما با صفحه مداری سیستم ستاره‌ای زاویه دارد. یکی از بهترین و مشهورترین نمونه از این ستارگان دوتایی، مزدوج شباهنگ یا شعرای یمانی است.
• دوتایی‌های تماسی: هنگامی‌که دو ستاره آن‌قدر به یکدیگر نزدیک باشند که جو هر یک در اثر گرانش دیگری دچار برآمدگی شود این دوتایی را نزدیک یا تماسی می‌نامند. در این موارد معمولا دو ستاره با یکدیگر تبادل ماده انجام می‌دهند. وقوع چنین وضعیتی مستلزم آن است که یکی از ستارگان در رشته اصلی نباشد. منظور از رشته اصلی وضعیتی است که ستارگان در اواسط عمر خود قرار دارند. یکی از نمونه‌های چنین سیستمی، ستاره دجاجه ایکس-1 است.
• دوتایی‌های طیف‌سنجی: این نوع از سیستم‌های دوتایی معمولا نامرئی هستند و تنها از طریق نوسانات دوره‌ای در خطوط طیفی‌شان شناخته می‌شوند. در مواردی که دو ستاره قابل تشخیص باشند با مجموعه‌ای از اشکال طیفی برای هر ستاره سر و کار داریم (سیستم‌های دو خط)
• دوتایی‌های طیفی: تفاوت این سیستم‌ها با مورد قبلی آن است که کل سیستم نامرئی است و تصاویر طیفی نیز در مسیر درک حرکت مداری ستاره به ما کمکی نمی‌کند. تنها راه تشخیص این سیستم‌ها آن است که دو طیف کاملا متفاوت بر روی یکدیگر قرار می‌گیرند و از این طریق ما درمی‌یابیم که این طیف ترکیبی توسط دو ستاره از یک سیستم دوتایی تولید شده است.
• دوتایی‌های گرفتی: در این سیستم‌ها، دو ستاره طوری به دور یکدیگر می‌گردند که به‌طور متناوب یکدیگر را می‌پوشانند و تغییرات ایجاد شده در روشنایی ظاهری که نتیجه این پوشش است، راه شناخت این سیستم‌هاست و با تلسکوپ نیز نمی‌توان به دوتایی بودن این سیستم‌ها پی‌برد. ویژگی مهم این سیستم‌ها آن است که میل مداری‌شان نزدیک به 90 درجه است و این بدان معناست که خط دید تقریبا در صفحه مداری قرار دارد، بدین ترتیب گاهی ستاره کوچک‌تر سمت ناظر زمینی و گاهی پشت ستاره‌ی بزرگتر قرار می‌گیرد، در حالت اول شدت نور دریافتی از سیستم زیاد و در حالت دوم کم می‌شود و این تغییرات باعث آشکارسازی سیستم دوتایی می‌شود. ستاره راس‌الغول یا همان بتای برساووش یکی از بهترین نمونه‌های دوتایی‌های گرفتی است.
• دوتایی‌های نجوم‌سنجی: این ستارگان دوتایی توسط تلسکوپ نیز به صورت یک ستاره واحد دیده می‌شوند و امکان تفکیک آن‌ها از این طریق وجود ندارد، لکن حرکت‌های تناوبی یک ستاره در آسمان نشان می‌دهد که گویی به دور یک همدم ‌نامرئی می‌گردد. البته در واقع هیچ‌کدام از این دو ستاره به دور دیگری نمی‌گردد، بلکه هر دو به دور مرکز گرانش سیستم می‌گردند. همدم نامرئی می‌تواند یک سیاهچاله یا یک ستاره نوترونی باشد.
• دوتایی‌های ظاهری یا نوری: این ستارگان، درواقع دوتایی‌های واقعی نیستند چرا که ارتباط فیزیکی با یکدیگر ندارند و تنها به واسطه این که از نظر ظاهری در یک خط دید قرار دارند مرتبط به نظر می‌رسد. این سیستم‌ها پس از بررسی‌های تکمیلی ناهماهنگی‌های خود را آشکار می‌کنند و به زودی مشخص می‌شود که ارتباطی با یکدیگر ندارند. دوتایی سهی و مئزر یک نمونه از این گونه سیستم‌ها هستند.

دلیل مطالعه و شناخت ویژگی‌های سیستم‌های چندتایی و تحول آن‌ها:

یکی از ویژگی‌های مهم کهکشان‌ها که در پیدایش و تحول آن‌ها بسیار موثر است، توزیع جرم ستاره‌ایِ اولین ستاره‌ها در کهکشان است. سیستم ستاره‌های دوتایی بهترین ابزار را برای دانشمندان برای تعیین جرم ستاره ارائه می‌دهد.

چگونگی تکامل جفت ستاره‌ها به فاصله آن‌ها از یکدیگر بستگی دارد. دوتایی‌های عریض تأثیر بسیار کمی بر یکدیگر دارند و به‌همین دلیل اغلب آن‌ها مانند ستارگان منفرد تکامل می‌یابند. با این‌حال، دوتایی‌های نزدیک، تکامل یکدیگر را تحت تاثیر قرار می دهند و بعضا با انتقال جرم، مسیر تحول معمول خود را تغییر می دهند. ستارگان دوتایی در اخترفیزیک بسیار مهم هستند؛ زیرا ویژگی‌های مدار آن‌ها، جرم و چگالی آن ستارگان را برای اخترشناسان مشخص می‌کند. جرم بسیاری از ستارگان تکی نیز از روی برون‌یابی جرم ستارگان دوتایی به‌دست می‌آید.

گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس
نویسنده: عیسی محمدی
منابع:

1. Book: Matthew Benacquista, An introduction to the Evolution of Single and Binary Stars. Springer. http://www.springer.com/series/8917.
2. Book: Josef Kallrath · Eugene F. Milone, Eclipsing Binary Stars: Modeling and Analysis, Springer.
3. https://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/third-planet-found-orbiting-binary-star-system/
4. https://ntrs.nasa.gov/?N=0&Ntk=All&Ntt=binary%20stars|17|Collection|NACA