نجم ثنائي: الفرق بين النسختين

'''النجم الثنائي''' هو [[نظام نجمي]] يتكون من نجمين يدوران حول مركز [[الجاذبية]] بينهما. يُطلق على الأنظمة النجمية المكونة من أكثر من نجمين اسم النظام النجمي المتعدد. تظهر هذه الأنظمة وخاصة عندما تكون شديدة البعد بأنها نقطة ضوئية واحدة وخاصة للعين المجردة ولكنها تظهر على حقيقتها باستخدام طرق الرؤية الأخرى كالنظارات المعظمة أو [[التلسكوبات]]. <ref>Filippenko, Alex, ''Understanding the Universe'' (of ''The Great Courses'' on DVD), Lecture 46, time 1:17, The Teaching Company, Chantilly, VA, USA, 2007</ref> تقترح الأبحاث في القرنين الأخيرين أن نصف وربما أكثر النجوم المرئية في سماء الليل هي جزء من أنظمة نجمية متعددة. <ref>{{Citeمرجع webويب|url=http://go.galegroup.com/ps/retrieve.do?tabID=T003&resultListType=RESULT_LIST&searchResultsType=SingleTab&searchType=AdvancedSearchForm&currentPosition=5&docId=GALE%257CA445367051&docType=Brief+article&sort=RELEVANCE&contentSegment=&prodId=AONE&contentSet=GALE%257CA445367051&searchId=R3&userGroupName=mcc_main&inPS=true|title=Gale - Enter Product Login|website=go.galegroup.com|access-date=2016-10-03}}</ref>

تم استخدام مصطلح نجم ثنائي لأول مرة في هذا السياق بواسطة السير [[ويليام هيرشل]] في عام 1802 <ref name=aitkenix /> عندما كتب: <ref>{{citeCite journal | date = 1802 | title = Catalogue of 500 New Nebulae, Nebulous Stars, Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; With Remarks on the Construction of the Heavens| first= William |last=Herschel | jstor=107131| url = | journal = Philosophical Transactions of the Royal Society of London | volume = 92 | issue = | pages = 477–528 [481] |bibcode = 1802RSPT...92..477H | doi = 10.1098/rstl.1802.0021 }}</ref>

{{quoteاقتباس|على النقيض فإنه إن تواجد نجمان قريبان للغاية من بعضهما وفي نفس الوقت معزولان حتى لا يتأثران ماديا بجذب النجوم المجاورة فإنهما سيكونان نظاما منفصلا وسيظلان مرتبطين عن طريق الجاذبية المشتركة بينهما. هذا يمكن أن يطلق عليها نجما ثنائيا حقيقيا وأن نجمان مرتبطين ببعضهما البعض يكونان نظام نجم ثنائي. }}

طبقا للتعريف الحديث فإن مصطلح نجم ثنائي ينحصر على أزواج النجوم التي تتكون حول مركز [[جاذبية]] مشترك. <ref name=Heintz12>{{cite bookمرجع كتاب| last=Heintz | first=W. D. | date=1978 | pages=1–2 | title=Double Stars | publisher=D. Reidel Publishing Company | location = Dordrecht | isbn=90-277-0885-1 }}</ref><ref name = "csep10">{{cite webمرجع ويب| url = http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/visual.html | title = Visual Binaries | publisher = University of Tennessee}}</ref> تُعرف النجوم الثنائية التي يتم فصلها بواسطة [[التلسكوب]] باسم النجوم الثنائية البصرية. النجوم المزدوجة هو مصطلح أكثر شمولا ويعني النجوم التي تُرى ثنائية معا في سماء الليل. النجوم المزدوجة قد تكون نجوما ثنائية حقيقية وقد تكون نجوما تبدو كأنها ثنائية على الرغم من وجود مسافات شاسعة بينهما. <ref name=Heintz5>{{cite bookمرجع كتاب| last=Heintz | first=W. D. | date=1978 | page=5 | title=Double Stars | publisher=[[D. Reidel]] Publishing Company | location = Dordrecht | isbn=90-277-0885-1 }}</ref>

منذ اختراع التلسكوب تم اكتشاف العديد من النجوم الثنائية. <ref name=Heintz12 /> من أشهر الأمثلة [[المئزر وسها]]، وجاما صليب الجنوب. تم رصد المئزر في المغرفة الكبرى في [[كوكبة الدب الأكبر]] عن طريق جيوفاني ريكيولي في عام 1650. كما تم رصد نجم جاما في كوكبة صليب الجنوب بواسطة فاذر فونتيناي في عام 1685. <ref name=aitkenix>''The Binary Stars'', [[Robertروبرت Grantغرانت Aitkenأيتكن]], New York: Dover, 1964, p. ix.</ref>

كان جون مايكل هو أول من اقترح أن النجوم الثنائية قد تكون مرتبطة فيزيائيا ببعضها عندما قال في عام 1767 أن فرصة وجود النجوم الثنائية بسبب خط الرؤية فقط هي فرصة ضعيفة. <ref>{{cite bookمرجع كتاب| last=Heintz | first=W. D. | date=1978 | page=17 | title=Double Stars | publisher=D. Reidel Publishing Company, Dordrecht | isbn=90-277-0885-1 }}</ref> بدأ [[ويليام هيرشل]] رصد النجوم الثنائية في عام 1779 وقام لاحقا بنشر كتاب عن 700 نجم ثنائي تقريبا. بحلول عام 1803 كان ويليام قد رصد اختلافات في المواقع النسبية لعدد من النجوم الثنائية على مدار 25 سنة واستنتج أنها لا بد أن تكون نجوما ثنائية. إلا أن أول مدار لنجم ثنائي لم يتم حسابه حتى عام 1827 عندما حسب فيلكس سافاري مدار نجم القفزة الأولى الجنوبية. منذ ذلك الحين تم حساب مدارات العديد من النجوم الثنائية. <ref name=Heintz4>{{cite bookمرجع كتاب| last=Heintz | first=W. D. | date=1978 | page=4 | title=Double Stars | publisher=D. Reidel Publishing Company | location = Dordrecht | isbn=90-277-0885-1 }}</ref>

تُصنف النجوم الثنائية إلى أربعة أنواع طبقا لطريقة رصدها بصريا أو طيفيا أو صوريا أو عن طريق التغير في مقدار الوضاءة أو عن طريق التغير في موقع النجم بسبب مرافق آخر غير مرئي. أي نجم ثنائي يمكن أن ينتمي إلى أي من هذه التقسيمات. <ref name=Heintz12 /><ref>{{cite webمرجع ويب| url = http://astrosun2.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/binstar.htm | title = Binary Stars | publisher = Cornell Astronomy}}</ref>

النجوم الثنائية المرئية هي نجوم ثنائية بينها فصل زاوي كبير كفاية للسماح برصدهم كنجم ثنائي بالتلسكوب أو حتى بواسطة [[منظار]] قوي. الاستبانة الزاوية للتلسكوب هي عامل هام في رصد النجوم الثنائية المرئية حيث مع زيادة [[استبانة زاوية|الاستبانة الزاوية]] يزداد عدد النجوم الثنائية المرئية التي يمكن رصدها. [[وضاءة|الوضاءة]] النسبية للنجمين هو أيضا عامل مهم حيث أن الوضاءة الشديدة لأحد النجمين قد تجعل من الصعب رصد النجم الآخر. <ref name=aitken41>''The Binary Stars'', [[Robertروبرت Grantغرانت Aitkenأيتكن]], New York: Dover, 1964, p. 41.</ref>

في هذه الأنظمة عادة ما تكون المسافة بين النجيمن صغيرة جدا وعادة ما تكون السرعة المدارية مرتفعة جدا. وحيث أن السرعة المحورية يمكن قياسها عن طريق [[التحليل الطيفي]] عن طريق ملاحظة تأثير دوبلر للخطوط الطيفية للنجمين لذا يُطلق عليه النجم الثنائي الطيفي. معظم هذه النجوم لا يمكن فصلها مثل النجوم الثنائية المرئية حتى باستخدام أقوى التلسكوبات الموجودة. <ref>{{citeمرجع webويب|url=http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro101/lectures/lec16.htm |title=Stellar Masses |first=T |last=Herter |publisher=Cornell University |deadurl=yes |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120617150857/http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro101/lectures/lec16.htm |archivedate=June 17, 2012 }}</ref>

النجوم الثنائية الكسفية هو نظام نجمي ثنائي حيث يقع مستوى دوران النجمين قريبا جدا من خط النظر للمراقب مما يؤدي إلى حدوث كسوف مشترك. <ref name=B-EBS>{{citeمرجع webويب|url=http://www.physics.sfasu.edu/astro/ebstar/ebstar.html |first=D. |last=Bruton |title=Eclipsing Binary Stars |publisher=Stephen F. Austin State University |deadurl=yes |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070414144827/http://www.physics.sfasu.edu/astro/ebstar/ebstar.html |archivedate=2007-04-14 |df= }}</ref> في حالات كون النجمين طيفيين أيضا بالإضافة إلى معرفة مقدار [[تزيح]] النظام فإن هذا النجم الثنائي يكون مهما جدا للتحليل النجمي. نجم [[رأس الغول]] وهو نظام نجمي ثلاثي في كوكبة [[حامل رأس الغول]] يحتوي على أفضل مثال معروف لنجم ثنائي كسفي.

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>{{citeCite 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>

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 webمرجع ويب| 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>

يعتمد تقسيم آخر على المسافة بين النجمين بالنسبة إلى أحجامهما. <ref>{{cite webمرجع ويب| 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 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>{{citeCite 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.

تفسر آلية أبليجيت الاختلافات في الفترات المدارية في بعض النجوم الثنائية الكسفية. فعند دخول نجم من [[النسق الأساسي]] في دائرة نشاط، تتعرض الطبقة الخارجية من النجم إلى ميل مغناطيسي يؤدي إلى تغيير في توزيع الزخم الزاوي مما يؤدي إلى تفلح النجم. مدار النجوم في النجم الثنائي مربوط جذبويا للتغير في الشكل مما يؤدي إلى تغير في الفترة. <ref name="Applegate 1992">{{citeCite journal |last1=Applegate |first1=James H. |title=A mechanism for orbital period modulation in close binaries|journal=Astrophysical Journal, Part 1 |date=1992 |volume=385 |pages=621–629|bibcode=1992ApJ...385..621A|doi = 10.1086/170967 }}</ref>