V observační astronomii je dvojitá hvězda dvojicí hvězd, které se na obloze objevují blízko sebe při pohledu ze Země optickým dalekohledem.
Může se to stát:
Pro hvězdné astronomy význam binárních hvězd spočívá ve skutečnosti, že znalost jejich pohybů umožňuje přímo vypočítat hmotnost hvězd i další hvězdné parametry.
Od počátku 80. let 20. století sledovali amatérští i profesionální pozorovatelé dvojhvězd dalekohledy, aby měřili vzdálenosti a úhly mezi dvojhvězdami, aby určili relativní pohyby dvojic. Pokud relativní pohyb dvojice určuje zakřivený oblouk oběžné dráhy , nebo je-li relativní pohyb malý, ve srovnání se správným pohybem společným pro obě hvězdy, můžeme usoudit, že dvojice je na vzájemné oběžné dráze a představuje binární systém. Jinak se jedná o optický pár. Tyto vícenásobné hvězdy jsou studovány stejným způsobem, i když dynamika hvězdných systémech násobku je složitější než hvězdy binární .
Existují tři typy spárovaných hvězd:
V roce 1650 , Giovanni Battista Riccioli (a pravděpodobně ještě dříve, Benedetto Castelli a Galileo ) pozorovali, že hvězda Mizar v souhvězdí Ursa Major , je dvojhvězda. Identifikace dalších dvojitých hvězd brzy následovala. Robert Hooke objevil jeden z prvních dvojhvězdných systémů Gamma Arietis v roce 1664, zatímco otec Fontenay v roce 1685 zjistil, že jasná boreální hvězda Acrux v souhvězdí Jižního kříže byla dvojitá hvězda.
Od tohoto data bylo hledání prováděno s odhodláním a celá obloha byla zkoumána na hvězdy, jejichž mezní velikost klesne na přibližně 9,0.
Pomocí dalekohledu o průměru 900 mm bylo zjištěno, že alespoň jedna z 18 hvězd jasnějších než velikost 9,0 v severní polovině oblohy je dvojitá hvězda. Nesouvisející kategorie optických dvojhvězd a skutečných binárních souborů jsou z praktických a historických důvodů seskupeny. Když se zjistilo, že Mizar je dvojitá hvězda, bylo velmi obtížné určit, zda se jedná o binární systém nebo pouze o dvojitou optiku. Vývoj dalekohledů, spektroskopie a fotografie tvoří základní nástroje pro tento rozdíl. Poté, co bylo zjištěno, že se jedná o vizuální binární soubor, bylo zjištěno, že samotné komponenty Mizaru byly spektroskopické binární soubory. Mizar navíc tvoří dvojitou optiku s hvězdou Alcor . S oddělením 3 světelných let je pochybné, ale ne zcela prokázané, že mezi nimi existuje nějaká gravitační interakce. „Dvojitá hvězda“ tedy zůstává užitečnou terminologií pro páry, jejichž stav není zcela objasněn.
„Vizuální dvojité hvězdy“ jsou definovány jako dvojité hvězdy, které jsou viditelné v optickém dalekohledu . Umožňují vyhodnotit separační sílu nástroje. Představují většinu známých dvojhvězd. Pokud vizuální zdvojnásobení vykazují podobné vlastnosti, jako je správný pohyb v prostoru, trigonometrické paralaxy nebo podobné radiální rychlosti , jedná se o zjevné známky toho, že jsou gravitačně příbuzné a tvoří binární systém ; v tomto případě se vizuální dvojitá hvězda nazývá „vizuální binární“. Pozorování vizuálních dvojhvězd vizuálními měřeními poskytuje separaci neboli úhlovou vzdálenost mezi dvěma hvězdami tvořícími dvojici na obloze a „ úhlem polohy “. Úhel polohy určuje směr, ve kterém jsou hvězdy odděleny, a je definován směrem nejjasnější složky směrem k nejslabšímu, se severem při 0 °. Oddělení a úhel polohy se nazývají „míry“. Při měření vizuální binárky se poziční úhel postupně mění a vzdálenost mezi dvěma hvězdami osciluje mezi maximální a minimální hodnotou. Vynesením měření na rovinu vznikne elipsa. Je to „zdánlivá oběžná dráha“, projekce oběžné dráhy dvou hvězd na nebeskou sféru; skutečnou dráhu z ní lze odvodit výpočtem. Ačkoli se očekává, že většina katalogizovaných vizuálních dvojek bude vizuálními binárními soubory, oběžné dráhy byly vypočítány pouze pro několik tisíc z více než 100 000 známých vizuálních dvojhvězd. Vizuální dvojhvězdy mohou být také „optické dvojité“ hvězdy, dvě hvězdy, které se náhodně zdají být blízko sebe. Tyto páry jsou ve skutečnosti odděleny velkou vzdáleností ve vesmíru a nejsou navzájem spojeny gravitací, ale jsou při pohledu ze Země ve stejné linii pohledu. Můžeme rozlišit optické dvojníky od dvojhvězd pozorováním jejich relativního pohybu. Pokud je pohyb součástí oběžné dráhy, nebo pokud mají hvězdy podobnou radiální rychlost, nebo pokud je rozdíl mezi jejich vlastním pohybem malý ve srovnání s jejich společným vlastním pohybem, je dvojice pravděpodobně fyzická. Při pozorování po krátkou dobu se složky dvojité optiky i vizuální dvojhvězdy na dlouhou dobu jeví jako přímočarý pohyb. Z tohoto důvodu je obtížné rozlišovat mezi těmito dvěma možnostmi.
Některé vizuální dvojité jasné hvězdy mají označení Bayer . V tomto případě se komponenty liší podle předplatného. Příkladem je α Crucis (Acrux), jehož složkami jsou α 1 Crucis a α 2 Crucis. Protože α 1 Crucis je spektroskopická dvojhvězda , je to vlastně vícenásobná hvězda . Předplatné se také používá k rozlišení vzdálenějších dvojic hvězd bez fyzického vztahu se stejným označením Bayer, jako je α 1,2 Capricorni (oddělené o 0,11 °), ξ 1,2 Centauri (oddělené 0, 66 °) a ξ 1,2 Sagittarii (oddělené 0,46 °). Tyto optické páry lze rozlišit pouhým okem.
Kromě těchto párů jsou komponenty dvojité hvězdy obecně označeny písmenem „A“ pro nejjasnější hvězdu, „primární“) a „B“ (pro slabší hvězdu, „sekundární“) přidané k označení dvojité hvězdy, ať jsou jakéhokoli druhu. Například komponenty α Canis Majoris (Sirius) jsou α Canis Majoris A a α Canis Majoris B; komponenty 44 Bootis jsou 44 Bootis A a 44 Bootis B; komponenty ADS 16402 jsou ADS 16402A a ADS 16402B atd. Písmena "AB" mohou být použita společně pro označení páru. V případě více hvězd lze písmena „C“ a „D“ atd. Použít k označení dalších složek, často ve vzestupném pořadí oddělování od hvězdy „A“.
objevitel | Tradiční kód | WDS kód |
---|---|---|
Brisbane Observatory | Brs0 | BSO |
SW Burnham | β | PIL |
James Dunlop | Δ | DUN |
William Herschel | HI, II atd. | H 1, 2 atd. |
N. Lacaille | jezero | LCL |
FGW Struve | Σ | STF |
Struve Dodatek Katalog I | Σ já | STFA |
Struve Dodatek Katalog I | Σ II | STFB |
Otto Struve | Kde | STT |
Katalog přílohy Pulkova | Kde | STTA |
Vizuální duplikáty jsou také označeny zkratkou názvu jejich objevitele následovanou katalogovým číslem specifickým pro tohoto objevitele. Například pár α Centauri AB objevil otec Richaud v roce 1689 , a je tedy označen jako RHD 1 . Jiné příklady zahrnují Δ65, na 65 th dvojhvězda objevená James Dunlop a Σ2451 objevena FGW Struve .
Washington Double Star katalog , rozsáhlá databáze dvou a více hvězd, v současné době obsahuje více než 100.000 záznamů, přičemž každý z nich dává měření pro oddělení těchto dvou složek. Každá dvojhvězda tvoří položku katalogu. Více hvězd se společníky „n“ bude představováno katalogovými položkami pro páry „n“ -1, přičemž každá z nich poskytne oddělení složky více hvězd od každé z ostatních hvězd. Kódy jako „AC“ se používají ke zjištění, které komponenty se měří (v tomto případě složka C vzhledem ke složce A). To lze změnit na tvar jako „AB-D“, což naznačuje oddělení součásti od velmi těsného páru (v tomto případě hvězda D od páru AB). Kód Aa lze také použít k zaznamenání součásti, která se měří oproti jiné složce, v tomto případě A. Označení objevitelů jsou rovněž předmětem seznamů. Nicméně, tradiční Discoverer zkratky jako delta a å byly zakódovány v horních případě římských písmeno řetězce, a tak například Δ65 stal DUN 65 a Σ2451 stal STF2451 . Další příklady jsou uvedeny v tabulce vpravo.