نجم ثنائي: الفرق بين النسختين
| [نسخة منشورة] | [نسخة منشورة] |
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
Abdullah Arfa (نقاش | مساهمات) لا ملخص تعديل |
Abdullah Arfa (نقاش | مساهمات) لا ملخص تعديل |
||
سطر 35:
==== النجوم الثنائية الطيفية ====
[[File:Artist’s impression of eclipsing binary.ogv|300px|thumb|يُظهر هذا الفيديو تخيلا لنجم ثنائي كسفي. مع دوران النجمين حول بعضهما يمر أحدهما أمام الآخر فتقل الوضاءة الكلية لهما كما نراها من مسافة بعيدة.]]
أحيانا يكون الدليل الوحيد على وجود النجم الثنائي هو [[تأثير دوبلر]] على الضوء الناتج. في هذه الحالات يتكون النجم الثنائي من نجمين حيث خطوط الطيف للضوء الناتج من كل منهما في إزاحة أولا ناحية الأزرق ثم ناحية الأحمر أثناء حركتهما حول مركز الجاذبية المشترك في الفترة المدارية لهما.
السطر 45 ⟵ 47:
يمكن أيضا رصد النجوم الثنائية غير الكسفية عن طريق [[قياس ضوئي فلكي|القياس الضوئي الفلكي]] بواسطة ملاحظة تأثير النجوم على بعضها بثلاثة طرق. الطريقة الأولى هي ملاحظة مقدار الضوء الذي يعكسه النجم من رفيقه. الطريقة الثانية هي ملاحظة الاختلافات الضوئية الناتجة عن حدوث تغيرات في شكل النجم بسبب رفيقه. الطريقة الثالثة هي ملاحظة تأثير الحزم النسبية على مقدار النظام النجمي. رصد النجوم الثنائية بهذه الطرق الثلاثة يتطلب قياس ضوئي فلكي شديد الدقة. <ref>{{cite journal |arxiv=1410.3074 |title=Seventy-two new non-eclipsing BEER binaries discovered in CoRoT lightcurves and confirmed by RVs from AAOmega |author1=Lev Tal-Or |author2=Simchon Faigler |author3=Tsevi Mazeh |year=2014 |doi=10.1051/epjconf/201510106063 |volume=101 |journal=EPJ Web of Conferences |page=06063}}</ref>
==== النجوم الثنائية الفلكية ====
اكتشف العلماء بعض النجوم التي تبدو كما لو كانت تدور حول جزء فارغ من الفضاء. النجوم الثنائية الفلكية هي النجوم القريبة نسبيا والتي تبدو متمايلة حول نقطة في الفضاء بدول مرافق مرئي. تنطبق نفس الحسابات الرياضية المستخدمة مع النجوم الثنائية الطبيعية على النجوم الثنائية الفلكية لاستنتاج المرافق المفقود. قد يكون المرافق خافتا للغاية فلا نستطيع رصده أو يغطي عليه ضوء المرافق الشديد أو قد يكون جسما لا يبعث أي [[إشعاع كهرومغناطيسي]] مثل على سبيل المثال [[النجم النيوتروني]]. .<ref>{{cite web | url = http://lantern.ncsa.uiuc.edu/~dbock/Vis/NeutronStar/Summary.html | title = Binary Neutron Star Collision | first = D | last = Bock | publisher = NCSA | deadurl = yes | archiveurl = https://web.archive.org/web/20120426043619/http://lantern.ncsa.uiuc.edu/~dbock/Vis/NeutronStar/Summary.html | archivedate = 2012-04-26 | df = }}</ref>
=== ترتيب النظام ===
يعتمد تقسيم آخر على المسافة بين النجمين بالنسبة إلى أحجامهما. <ref>{{cite web | url = http://mintaka.sdsu.edu/faculty/quyen/node10.html | title = Roche model | first = Q | last = Nguyen | publisher = San Diego State University | deadurl = yes | archiveurl = https://web.archive.org/web/20070323212330/http://mintaka.sdsu.edu/faculty/quyen/node10.html | archivedate = 2007-03-23 | df = }}</ref> النجوم الثنائية المنفصلة هي النجوم الثنائية التي يقع كل منهما داخل [[حيز روش]] وهو المنطقة التي يكون فيها السحب الجذبوي للنجم نفسه أكبر من مرافقه الآخر. في هذه الحالة لا يؤثر النجمان بشكل كبير على بعضهما كما أنهما يتطوران بشكل منفصل. تنتمي معظم النجوم الثنائية إلى هذا النوع.
النجوم الثنائية شبه المنفصلة هي النجوم الثنائية التي فيها يملأ أحد النجمان حيز روش للنجم الآخر لكن الأخير لا يملأ حيز روش للأول. ينتقل الغاز من سطح النجم الذي يملأ حيز روش إلى النجم الآخر. يسيطر انتقال الكتلة هنا على تطور النظام كاملا. في حالات عديدة يكون الغاز المنقول [[قرص مزود|قرصا مزودا]] حول النجم.
النجوم الثنائية المتصلة هو نوع من النجوم الثنائية والذي فيه يملأ كل من النجمين حيز روش للنجم الآخر. الجزء الأعلى من الغلاف النجمي يكوّن غلافا مشاركا يحيط بالنجمين. ومع كسر احتكاك الغلافين للحركة المدارية قد يندمج النجمان معا في النهاية. <ref>{{cite journal | arxiv = 0705.3444 | title = Galactic distribution of merging neutron stars and black holes | first = R. | last = Voss |author2=T.M. Tauris | journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume = 342 | issue = 4 | pages = 1169–1184 | date = 2003 | doi = 10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x|bibcode = 2003MNRAS.342.1169V }}</ref> نجم و.النجم الأكبر هو مثال لذلك.
== انظر أيضاً ==
| |||