Orbity gwiazd podwójnych
23 Sty 2005r. w Gwiazdy Podwójne i Wielokrotne napisał/a Marcin SzulcAby wyznaczyć względną orbitę gwiazdy podwójnej, należy znać jej współrzędne dla odstępu czasu porównywalnego z okresem obiegu gwiazdy dookoła wspólnego środka masy.
Współrzędne q i V zmieniają się w funkcji czasy tym prędzej, im krótszy okres obiegu ma gwiazda. Aby wyznaczyć względną orbitę gwiazdy podwójnej, należy znać jej współrzędne dla odstępu czasu porównywalnego z okresem obiegu gwiazdy dookoła wspólnego środka masy.
Zazwyczaj postępujemy w ten sposób, że wykreślamy współrzędne q i V jako współrzędne biegunowe składnika B względem A i do punktów, odnoszących się do poszczególnych obserwacji składnika B względem, dobieramy elipsę, która pasowałaby jak najlepiej do punktów na wykresie. Wykreślamy widomą orbitę jako elipsę, jest ona bowiem rzutem równoległym na płaszczyznę styczną do sfery niebieskiej rzeczywistej orbity eliptycznej gwiazdy B względem gwiazdy A. W rzucie tym gwiazda główna A nie będzie na ogół w ognisku elipsy, z wyjątkiem przypadku, gdy płaszczyzna prawdziwej orbity jest prostopadła do promienia widzenia.
Orbita prawdziwa jest jednym z przecięć płaszczyzną eliptycznego walca prostego mającego za podstawę orbitę widomą. Spośród nieskończonej liczby takich przecięć eliptycznych tylko jedno ma tę właściwość, że ognisko elipsy przy rzutowaniu jej równoległym na sferę niebieską przypada dokładnie na położenie składnika A wewnątrz orbity widomej.
Wyznaczenie orbity gwiazdy podwójnej polega na znalezieniu takiej elipsy. Przy wyznaczaniu orbit gwiazd podwójnych musimy obliczyć o jeden element więcej niż przy obliczaniu eliptycznych elementów orbit planet w układzie słonecznym. Wynika to z tego, że w przypadku orbit planetarnych maja one w ogniskach orbit jedno wspólne ciało centralne - Słońce, okres przeto obiegu planet dookoła Słońca może być obliczony z połowy wielkiej osi na podstawie III prawa Keplera. Natomiast masy gwiazd w poszczególnych układach podwójnych są różne i dlatego okresu obiegu musi być przyjmowany jako niezależny element orbity.
Gwiazd wizualnie podwójnych znamy ponad 60 000, orbity wyznaczono jednak dla niewielu więcej niż 500 układów. Nie ma górnej granicy na okresy obiegu połowy wielkiej osi. Niewątpliwie są układy fizycznie wielokrotne, jak na przykład Proxima Centauri i a Centauri, w których należy liczyć się z okresami wynoszącymi miliony lat. Najkrótsze znane okresy gwiazd wizualnie podwójnych są mniejsze od dwóch lat. Mimośrody orbit gwiazd podwójnych są na ogół duże, największy z wykrytych dotychczas wynosi 0,96. Najbliższą gwiazdą podwójną i zarazem najbliższym układem gwiazdowym jest a Centauri. Składa się ona z dwóch gwiazd różniących się blaskiem o 1m,3. Połowa wielkiej osi równa jest 17",7, okres zaś obiegu wynosi 80 lat.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Zazwyczaj postępujemy w ten sposób, że wykreślamy współrzędne q i V jako współrzędne biegunowe składnika B względem A i do punktów, odnoszących się do poszczególnych obserwacji składnika B względem, dobieramy elipsę, która pasowałaby jak najlepiej do punktów na wykresie. Wykreślamy widomą orbitę jako elipsę, jest ona bowiem rzutem równoległym na płaszczyznę styczną do sfery niebieskiej rzeczywistej orbity eliptycznej gwiazdy B względem gwiazdy A. W rzucie tym gwiazda główna A nie będzie na ogół w ognisku elipsy, z wyjątkiem przypadku, gdy płaszczyzna prawdziwej orbity jest prostopadła do promienia widzenia.
Orbita prawdziwa jest jednym z przecięć płaszczyzną eliptycznego walca prostego mającego za podstawę orbitę widomą. Spośród nieskończonej liczby takich przecięć eliptycznych tylko jedno ma tę właściwość, że ognisko elipsy przy rzutowaniu jej równoległym na sferę niebieską przypada dokładnie na położenie składnika A wewnątrz orbity widomej.
Wyznaczenie orbity gwiazdy podwójnej polega na znalezieniu takiej elipsy. Przy wyznaczaniu orbit gwiazd podwójnych musimy obliczyć o jeden element więcej niż przy obliczaniu eliptycznych elementów orbit planet w układzie słonecznym. Wynika to z tego, że w przypadku orbit planetarnych maja one w ogniskach orbit jedno wspólne ciało centralne - Słońce, okres przeto obiegu planet dookoła Słońca może być obliczony z połowy wielkiej osi na podstawie III prawa Keplera. Natomiast masy gwiazd w poszczególnych układach podwójnych są różne i dlatego okresu obiegu musi być przyjmowany jako niezależny element orbity.
Gwiazd wizualnie podwójnych znamy ponad 60 000, orbity wyznaczono jednak dla niewielu więcej niż 500 układów. Nie ma górnej granicy na okresy obiegu połowy wielkiej osi. Niewątpliwie są układy fizycznie wielokrotne, jak na przykład Proxima Centauri i a Centauri, w których należy liczyć się z okresami wynoszącymi miliony lat. Najkrótsze znane okresy gwiazd wizualnie podwójnych są mniejsze od dwóch lat. Mimośrody orbit gwiazd podwójnych są na ogół duże, największy z wykrytych dotychczas wynosi 0,96. Najbliższą gwiazdą podwójną i zarazem najbliższym układem gwiazdowym jest a Centauri. Składa się ona z dwóch gwiazd różniących się blaskiem o 1m,3. Połowa wielkiej osi równa jest 17",7, okres zaś obiegu wynosi 80 lat.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
1.03.2021, 07:08