ستاره دوتایی

ستارۀ دوتایی (binary star)
(یا: ستارۀ مزدوج، ستارۀ مضاعف) زوج ستاره‌هایی که بر گرد مرکز جرم مشترکی مدارپیمایی می‌کنند. رصدها نشان می‌دهد که بسیاری از ستاره‌ها دوتایی و حتی چندتایی‌اند، مثلاً حَضار (آلفا قنطورُس)، نزدیک‌ترین منظومۀ ستاره‌ای به خورشید، ستاره‌ای سه‌تایی است. یکی از ستاره‌های واقع در منظومۀ دوتایی اپسیلون ارابه‌ران احتمالاً بزرگ‌ترین ستارۀ شناخته‌شده است. قطر این ستاره ۲,۸۰۰ برابر خورشید است و اگر در موقعیت خورشید بود عُطارِد، زهره، زمین، مریخ، مشتری، و زحل را دربرمی‌گرفت. دوتایی طیفی نوعی دوتایی است که اعضای آن به‌قدری به‌هم نزدیک‌اند که جدا از هم دیده نمی‌شوند، اما طیفشان هنگام مشاهده با طیف‌نما از هم تفکیک می‌شود. نوع دیگر ستاره‌های دوتایی، دوتایی گرفتی (کسوفی) و ستاره‌ای دوگانه است که دو مؤلفۀ آن به‌صورت دوره‌ای پس و پیش می‌شوند. هرگاه یکی از ستاره‌ها جلوی ستارۀ دیگر قرار گیرد، کل نوری که از آنها به زمین می‌رسد کاهش پیدا می‌کند. ستارۀ رأس‌الغول۱نخستین دوتایی گرفتی کشف شده است. جمینیانو مونتاناری در ۱۶۷۰ آن را کشف کرد. آلفا قنطورُس دارای ستاره‌ای تقریباً همسان خورشید، و ستاره‌ای دیگر است که تقریباً یک‌سوم ستارۀ نخست درخشندگی دارد. فاصلۀ آنها از هم کمتر از فاصلۀ نپتون تا خورشید، یعنی کمتر از ۴.۴میلیارد کیلومتر است. هریک از این دو ستاره تقریباً هر ۸۰ سال مداری بیضوی را بر گرد دیگری طی می‌کند. ستارۀ بسیار کم‌فروغ‌تر سوم، یا پروکسیما قنطورُس، دورتر از آن است که مدار آن‌ها را به میزان قابل توجهی دچار اختلال کند. بررسی چنین منظومه‌هایی ارزشمند است و فقط از این راه اطلاعات قابل اعتماد در زمینۀ جرم ستاره‌ها به‌دست آمده است. ابعاد، شکل، و دمای مؤثر ستاره‌های معدودی نیز از راه بررسی چنین منظومه‌هایی به‌دست آمده‌اند. تا قرن ۱۸ و روزگار اخترشناس بریتانیایی زادۀ آلمان، ویلیام هرشل، ستاره‌های دوتایی دقیقاً رصد نشده بودند. هرشل دقیق‌ترین فهرست‌نامۀ ستاره‌های دوتایی زمان خود را تهیه، و ۸۴۸ ستارۀ دوتایی را ثبت کرد. اکنون دوتایی‌ها را از راه‌های متعددی می‌توان آشکارسازی کرد: با رصد مستقیم تلسکوپی («دوتایی‌های مرئی»)؛ با تداخل‌سنج‌های مناسب («دوتایی‌های تداخل‌سنجی۱۹»)؛ با توجه به تغییرات دوره‌ای حرکت خاص («دوتایی‌های اخترسنجی»)؛ و تغییرات سرعت شعاعی («دوتایی‌های طیفی»)؛ یا به‌صورت ستاره‌های متغیر («دوتایی‌های گرفتی»). هر روش رصدی نمونه‌های متفاوتی از دوتایی‌ها را مشخص می‌کند. در رصدهای مرئی دوتایی‌های درازدوره فقط آن‌هایی مشخص می‌شوند که به اندازۀ کافی از هم جدا باشند. تداخل‌سنج ستاره‌هایی را تفکیک می‌کند که جدایی‌شان کمتر است اما به مؤلفه‌هایی محدود می‌شوند که تقریباً درخشش یکسانی دارند. زوج‌های نزدیکی را که تغییر سرعتشان زیاد است و کوتاه‌دوره‌اند بیشتر با طیف‌بینی مشخص می‌کنند. آشکارسازی به‌کمک نورسنجی محدود به منظومه‌هایی است که صفحۀ مداری آن‌ها تقریباً منطبق بر صفحۀ مداری زمین است. راه‌های رصد دوتایی‌های خاص هرچه بیشتر باشد، اطلاعاتی که از مؤلفه‌های فردی‌شان به‌دست می‌آید کامل‌تر است.

 

---