ستاره دوتایی

ستارهٔ دوتایی به یک سامانهٔ ستاره ای گفته می شود که در آن دو ستاره به هم نزدیک هستند و به دور مرکز سنگینی سراسری مشترک میان خود گردش می کنند. به ستارهٔ دیگر ستارهٔ ندیم یا ستارهٔ همدم نیز گفته می شود. بررسی های جدید نشان می دهند که درصد زیادی از ستارگان بخشی از یک سامانهٔ حداقل دو ستاره ای هستند. ستارگان دوتایی در اخترفیزیک بسیار مهم هستند زیرا ویژگی های مدار آن ها جرم و چگالی آن ستارگان را برای اخترشناسان مشخص می کند. جرم بسیاری از ستارگان تکی نیز از روی برون یابی جرم ستارگان دوتایی بدست می آید.ستارگان دوتایی واقعی با ستارگان دوتایی نوری یکی نیستند، تفاوت آن ها در این است که ستارگان دوتایی نوری از زمین و از دیدگاه ما با چشم غیر مسلح نزدیک به یکدیگر یا گاهی به صورت یک ستاره دیده می شوند ولی آن ها هیچ اثر گرانشی بر یکدیگر ندارند و فقط در راستای دید ناظر اینگونه دیده می شوند. ستارگان دوتایی از روی طیف سنجی هم شناخته می شوند. اگر مدار حرکت این ستارگان در راستای دید زمین باشد به آن ها دوتایی گرفتی می گویند و هویت آن ها از راه بهره وری از پدیدهٔ گرفت تشخیص داده خواهدشد.
ستارگان دوتایی در داستان
به سامانه هایی که بیشتر از دو ستاره باهم مرکز سنگینی سراسری مشترک داشته باشند ستارهٔ چندتایی می گویند که نمونهٔ آن ها بسیار فراوان است. ستاره های دوتایی گاهی می توانند بین یکدیگر جرم تبادل کنند و تکامل یابند. از معروفترین ستارگان دوتایی می توان به الغول (ستارهٔ دوتایی گرفتی)، شباهنگ و ماکیان ایکس یک (که ندیم کوچکتر قویترین احتمال سیاهچاله است) اشاره کرد.
لفظ ستاره دوتایی از سال ۱۸۰۲ توسط سر ویلیام هرشل به کار رفت، در تعریف او آمده است: «یک ستاره دوتایی واقعی- متشکل از دو ستاره است به طوری که به یکدیگر را جذب می کنند». دو ستاره نزدیک به هم به طور تصادفیستاره دوتایی نوری نام می گیرند، مشهورترین ستاره دوتایی نوری ستاره زتا خرس بزرگ است که در صورت فلکی خرس بزرگ قرار دارد. دوتایی های غیر واقعی را دوتایی نوری می گویند. با اختراع تلسکوپ ستارگان دوتایی بیشتری کشف شدند. هرشل، در ۱۷۸۰ میلادی، ۷۰۰ سامانه دوتایی، و حدود ۵۰ سامانه که به نظرش بیشتر از دو ستاره دارند ثبت نمود.یک سامانه دوتایی واقعی، دو ستاره است که جاذبه گرانشی دارند. وقتی دو ستاره تفکیک می شوند که با بالابردن دقت تلسکوپ ها به اندازه کافی (در صورت لزوم از روش های اینترفرمتریک استفاده می شود) دو ستاره کاملاً مجزا دیده شوند که به آن ها دوتایی مرئی می گویند. نشان بروز دیگر تغییر طول موج بر اثر پدیده دوپلر است؛ که به این نوع ستارگان دوتایی دوتایی طیفی گفته می شود در این ستاره ها خطوط طیفی بر اساس حرکت به سمت زمین یا مخالف آن به سمت ترتیب به آبی و قرمز حرکت می کنند، اگر خطوط به سمت آبی و سپس به سمت قرمز میل کنند نشان دهنده این است که این ستاره به دور مرکز ثقلی حرکت می کند، البته به شرط اینکه با دوره منظمی این اتفاق بیفتد اگر مدار آن ها بسیار نزدیک به خط دید ما باشد، قدر ستاره به طور منظمی کاهش و افزایش می یابد (البته با ستاره متغیر متفاوت است)، که به آن ها دوتایی گرفتی می گویند بهترین مثال آن ستاره الغول است.
ستارگان دوتایی که هم مرئی و هم طیفی باشند، نادر هستند، و اگر یافت شوند اطلاعات مفیدی را در اختیار ستاره شناسان قرار می دهند چون ستارگان دوتایی بصری غالباً جدایی بزرگی در حالت واقعی دارند و دوره هایشان بین ده ها تا قرن هاست؛ ستارگان دوتایی که در مدار کوچکتری دارند، ستارگان دوتایی طیفی می شوند. به عبارت دیگر ستارگان دوتایی طیفی در مدار خود بسیار سریع حرکت می کنند زیرا مدار کوچکتری دارند بنابراین ستارگان دوتایی که هم طیفی باشند و هم مرئی باید بسیار به زمین نزدیک باشند تا دیده شوند.

ستارۀ دوتایی (binary star)
(یا: ستارۀ مزدوج، ستارۀ مضاعف) زوج ستاره هایی که بر گرد مرکز جرم مشترکی مدارپیمایی می کنند. رصدها نشان می دهد که بسیاری از ستاره ها دوتایی و حتی چندتایی اند، مثلاً حَضار (آلفا قنطورُس)، نزدیک ترین منظومۀ ستاره ای به خورشید، ستاره ای سه تایی است. یکی از ستاره های واقع در منظومۀ دوتایی اپسیلون ارابه راناحتمالاً بزرگ ترین ستارۀ شناخته شده است. قطر این ستاره ۲,۸۰۰ برابر خورشید است و اگر در موقعیت خورشید بود عُطارِد، زهره، زمین، مریخ، مشتری، و زحلرا دربرمی گرفت. دوتایی طیفینوعی دوتایی است که اعضای آن به قدری به هم نزدیک اند که جدا از هم دیده نمی شوند، اما طیفشان هنگام مشاهده با طیف نما از هم تفکیک می شود. نوع دیگر ستاره های دوتایی، دوتایی گرفتی(کسوفی) و ستاره ای دوگانه است که دو مؤلفۀ آن به صورت دوره ای پس و پیش می شوند. هرگاه یکی از ستاره ها جلوی ستارۀ دیگر قرار گیرد، کل نوری که از آنها به زمین می رسد کاهش پیدا می کند. ستارۀ رأس الغول۱نخستین دوتایی گرفتی کشف شده است. جمینیانو مونتاناریدر ۱۶۷۰ آن را کشف کرد. آلفا قنطورُس دارای ستاره ای تقریباً همسان خورشید، و ستاره ای دیگر است که تقریباً یک سوم ستارۀ نخست درخشندگی دارد. فاصلۀ آنها از هم کمتر از فاصلۀ نپتونتا خورشید، یعنی کمتر از ۴.۴میلیارد کیلومتر است. هریک از این دو ستاره تقریباً هر ۸۰ سال مداری بیضوی را بر گرد دیگری طی می کند. ستارۀ بسیار کم فروغ تر سوم، یا پروکسیما قنطورُس، دورتر از آن است که مدار آن ها را به میزان قابل توجهی دچار اختلال کند. بررسی چنین منظومه هایی ارزشمند است و فقط از این راه اطلاعات قابل اعتماد در زمینۀ جرم ستاره ها به دست آمده است. ابعاد، شکل، و دمای مؤثر ستاره های معدودی نیز از راه بررسی چنین منظومه هایی به دست آمده اند. تا قرن ۱۸ و روزگار اخترشناس بریتانیایی زادۀ آلمان، ویلیام هرشل، ستاره های دوتایی دقیقاً رصد نشده بودند. هرشل دقیق ترین فهرست نامۀ ستاره های دوتایی زمان خود را تهیه، و ۸۴۸ ستارۀ دوتایی را ثبت کرد. اکنون دوتایی ها را از راه های متعددی می توان آشکارسازی کرد: با رصد مستقیم تلسکوپی(«دوتایی های مرئی»)؛ با تداخل سنج هایمناسب («دوتایی های تداخل سنجی۱۹»)؛ با توجه به تغییرات دوره ای حرکت خاص(«دوتایی های اخترسنجی»)؛ و تغییرات سرعت شعاعی(«دوتایی های طیفی»)؛ یا به صورت ستاره های متغیر(«دوتایی های گرفتی»). هر روش رصدی نمونه های متفاوتی از دوتایی ها را مشخص می کند. در رصدهای مرئی دوتایی های درازدوره فقط آن هایی مشخص می شوند که به اندازۀ کافی از هم جدا باشند. تداخل سنج ستاره هایی را تفکیک می کند که جدایی شان کمتر است اما به مؤلفه هایی محدود می شوند که تقریباً درخشش یکسانی دارند. زوج های نزدیکی را که تغییر سرعتشان زیاد است و کوتاه دوره اند بیشتر با طیف بینی مشخص می کنند. آشکارسازی به کمک نورسنجی محدود به منظومه هایی است که صفحۀ مداری آن ها تقریباً منطبق بر صفحۀ مداری زمین است. راه های رصد دوتایی های خاص هرچه بیشتر باشد، اطلاعاتی که از مؤلفه های فردی شان به دست می آید کامل تر است.