חלק מהכוכבים הסמוכים זה לזה בשמים נמצאים במרחקים שונים, ונראים כאילו הם באותו מישור שבו נע כדור הארץ. ג 'ון מיטצ'ל הראה שקיימים זוגות רבים מדי מכדי שניתן יהיה לטפל בהם על ידי הנחה שהם נמצאים באותו מישור בו נמצא כדור הארץ. עם זאת, טיעונו חל רק במובן כללי, או סטטיסטי; לא ניתן להתשמש בנימוק זה כדי להסיק כי כל מערכת היא כוכב בינארי אמיתי. אנו מגדירים מערכת בינארית כזוג כוכבים שאנו יכולים להוכיח שפועל ביניהם כוח הכבידה המשפיע את המסלולים שלהם. העדות הראשונה לקשר פיזי בין כוכבים הגיעה כמעט ארבעים שנה אחרי עבודתו של מישל. בשנת 1804, ויליאם הרשל הבחין כי לקסטור (הכוכב הבהיר ביותר בקבוצת התאומים) יש בן לוויה קלוש הנמצא לידו. באמצעות סדרת של צילומים לאורך כמה חודשים, הוא הוכיח כי שני הכוכבים זזים אחד סביב השני במסלול בינארי. גילויו של הרשל היה התצפית הראשונה במסלולים המושפעים מכוח הכבידה מחוץ למערכת השמש – אישור חשוב לחוק הכבידה הוא אוניברסלי.
במערכת בינארית, הכוכב הבהיר מוגדר בדרך כלל כ- A וכוכב החלש יותר כ- B (למשל, קסטור A ו- קסטור B). כוכב מסיבי יותר נקרא בדרך כלל הראשי. הכוכב הפחות מאסיבי נקרא משני. בדרך כלל, הראשי הוא גם כוכב A, הכוכב בהיר. אסטרונומים בדרך כלל מסווגים כוכבים בינאריים בהתאם לדרך שבה הם מזוהים. קיימים ארבעה סוגים עיקריים של כוכבים כפולים הממויינים לפי שיטת הזיהוי שלהם.
כוכב בינארי חזותי הוא כוכב בינארי פיזי שבו ניתן להפריד את זוג הכוכבים (לראותם בנפרד) באמצעות טלסקופ. זהו סוג הזיהוי קל ביותר סוג זה התגלה לראשונה על ידי הרשל. למעלה מ- 100,000 כוכבים בינאריים כבר מקוטלגים. תמונות שצולמו לאורך חודשים או שנים יכולים להראות בבירור כי שני כוכבים סובבים זה סביב זה. תנועת הצמד במישור השמים במשולב עם הסטת דופלר לאורך קו הראייה מאפשרת לתאר את המסלול האמיתי של הכוכבים בתלת מימד. עם זאת, במקרים רבים רק אחד משני הכוכבים הבינאריים גלוי, עבור כוכבים בינאריים אלה זיהוי הכוכב השני מתבצע בדרך עקיפה. תארו לעצמכם כוכב ענק וכוכב ננס – שני הכוכבים האלה עשויים להיות שונים כל כך בעוצמת הבהירות כך שניתן להבחין בהם רק בעזרת טלסקופ. לעתים שני הכוכבים נראים כל כך קרובים זה לזה כך שהטלסקופ אינו יכול להבחין ביניהם. המרחק המירבי שבו ניתן לבצע ההפרדה בין כוכבים בינאריים חזותיים מגיע עד 20 יחידות אסטרונומיות (י.א.). בהפרדה במרחק של 20 י.א. אנו יכולים להשתמש במשוואה הזוויות הקטנות כדי לחשב את המרחק שבו הכוכב הבינארי נמצא בזווית של:
D = (206,265 × 20) / 1 = 4 × 106 A.U. = 4 × 106 / 2 × 105 = 20 parsecs
במילים אחרות, מעבר ל- 20 פארסק ההפרדה של כוכב בינארי טיפוסי קטנה מדי מכדי שתתבצע בסיוע טלסקופ קטן. טלסקופים גדולים המסתייעים באופטיקה מסתגלת יכולים להגדיל את מגבלת ההפרדה עד 0.05 שניות קשת, כך שהמרחק שבו ניתן לזהות כוכבים כפוליםמגיע לכדי 400 פארסק או 1300 שנות אור. כלומר, אנו נמצאים עדיין ב"שביל החלב" המקומי. כדי לזהות כוכבים בינאריים עבור שאר הגלקסיה ומעבר לה, יש להסתייע בשיטות עקיפות.
באדיבות astropedia
כוכב בינארי לוקה – הוא צמד בינארי (בדרך כלל לא ניתן להבחנה) שהמסלול שלו נראה כמעט נעלם. מכיוון שקו הראייה שלנו נמצא במישור המסלולי, או כמעט בו, הכוכבים חולפים זה לפני זה. הליקויים מזוהים על ידי עקומות אור, או באמצעות שינוים של הבהירות ביחס לזמן. בהתאם לבהירות וגודל היחסי של הכוכבים. הליקוי של הכוכב הראשוני עשוי לייצר ירידה ניכרת בבהירות לטווח קצר. לאחריו עשויה להופיע ירידה קלה בבהירות בשל הליקוי של הכוכב המשני. בהמשך חוזר הכוכב אל בהירותו הרגילה והמחזור נמשך. אסטרונומים יכולים להשתמש בצורת ועיתוי הליקויים כדי ללמוד על הגדלים של שני הכוכבים. כמובן שהם צריכים
זיהוי כוכב בינארי ספקטרוסקופי אפשרי כאשר הכוכבים קרובים מאד זה לזה. אפקט דופלר של הקווים הספקטראליים החוזר בכל מחזור חושפות את התנועה של זוג הכוכבים. במקרים מסוימים די בספקטרום של כוכב אחד כדי לזהות את הזוג. הספקטרה שצולמה בשני תאריכים תציג קווי בליעה המסמנים את הסחת הספקטרום מאדום לכחול ובחזרה, דבר המצביע על אפקט דופלר מחזורי עקב התנועה המסלולית של הכוכבים. אנו מקבלים מידע נוסף כאשר שתי קבוצות של קווים ספקטרליים מופיעה. בספקטרום עם סט כפול של קווי פליטה, אסטרונומים יכולים לעקוב אחר כוכב אחד נסוג כוכב שני המתקרב לעבר כדור הארץ. ככל שהמסלול מתרחק והכוכבים נעים בניצב לקו הראייה, מתמזגים הקווים הספקטראליים. עד כה נמדד ההספקטרום של כמה אלפי זוגות בדרך זו.
כוכב בינארי אסטרומטרי מופיע כאשר כוכב בהיר נע סביב בן לוויה נסתר. מדידות זהירות מאוד של מיקומו, יחסית לכוכבי רקע, יכולות לחשוף את תנועתו, ובכך לגלות שמדובר בכוכב בינארי, שיש לו בן לוויה בלתי נראה. אנו אוספיםה מידע על בן הלוויה הנסתר באמצעות הכוכב הנראה. שיטה זו חשובה גם בזיהוי של שותפים בעלי מסה קטנה יותר, כמו ננסים חומים וכוכבי לכת. מכיוון שהשיטה עובדת רק עבור כוכבים קרובים עד מרחק של כ- 10 פארסק, ידועים מספר מועט יחסי של בינארים אסטרומטריים.
באדיבות NASA
מה אנחנו יכולים ללמוד מכוכבים בינאריים? היישום החשוב ביותר של מחקרים בכוכבים בינאריים הוא קביעת סוג הכוכבים. אנחנו יכולים לקבוע את המסה של שני הכוכבים מניתוח מסלוליהם. לעומת זאת, המסה של כוכב בודד ניתנת לקביעה בהתאם למודל של סוגי הכוכבים. רוב הליקויים בכוכבים בינאריים ניתן לראות באמצעות אפקט דופלר, המאפשר ניתוח מפורט מאוד של תנועותיהם, קביעת המסות, וגודל הכוכבים. כדי לקחת דוגמה פשוטה, נניח כי שאפקט דופלר מגלה שכוכב אחד נע במסלול מעגלי במהירות של 100 ק"מ לשנייה, ועיתוי הליקוי מראה כי נדרשים 10,000 שניות (כ -3 שעות) כדי לעבור על פני הכוכב השני. לכן, הקוטר של הכוכב הראשי חייב להיות 1 מיליון ק"מ (מרחק = מהירות × שעה = 100 × 10,000 = 106). המסה הוא הגורם העיקרי בהתפתחות הכוכבים, סוג זה של תצפית היא אחת בדיקות מדויקות ביותר הנשעת על התיאוריות של התפתחות הכוכבים. צריכים להיות ברי מזל כדי לצפות במערכת שמישור המסלולים שלה מקביל כמעט לקו הראייה. מסלולים בינאריים מתרחשים בזוויות אקראיות בחלל והכיוון המתאים לצפיה בליקויים קיים רק באחוז קטן של המקרים. הלוויין ע"ש קפלר של נאס"א מצא יותר מ- 2000 כוכבים בינאריים לוקים תוך כ- 160,000 כוכבים כפולים שזיהה במשך מספר שנים.
היבט אחד מעניין של כוכבים בינאריים הוא קיום סוגים שונים מאוד של כוכבים שאלה. ניתן לזווג: כוכב מסיבי עם כוכב לא כל כך מסיבי, ענק וננס, אדום וכחול. הם יכולים להיוולד יחד ולהשתתף בהיסטוריה אבולוציונית, או שהם יכולים לתפוס זה את זה בשלבים שונים מאוד בחייהם. המגוון הרחב של כוכבים אלה מציב אתגרים הן בפני שיטות המדידה והן בפני הדמיון.
.
Author: Chris Impey