Бинарна ѕвезда

Бинарна ѕвезда е ѕвезден систем кој содржи две ѕвезди кои орбитираат околу нивниот заеднички центар на маса. Посјајната ѕвезда се нарекува примарна, а другата е ѕвезда придружник или секундарна. Истражувањата од почетокот на 1800-те години до денес укажуваат на тоа дека многу од ѕвездите се дел од бинарни системи или системи со повеќе од две ѕвезди, наречени повеќеѕвезден систем. Терминот двојна ѕвезда може да се користи како синоним на терминот бинарна ѕвезда, но најчесто двојна ѕвезда може да биде и оптички двојна ѕвезда која е состаена од две ѕвезди без физички контакт меѓу нив, односно две ѕвезди кои изгледаат како да се блиску една до друга гледано од Земјата. Двојната ѕвезда може да биде оптичка доколку нејзините компоненти имаат доволно различно сопствено движење или радијална брзина, или пак доколку мерењата на паралаксата откриваат дека двете компоненти имаат доволно различна далечина од Земјата. За најголемиот број од двојните ѕвезди сè уште не е утврдено дали се бинарни ѕвездени системи или се оптички двојни.
Бинарните ѕвездени системи се многу важни во астрофизиката, бидејќи пресметувањето на нивните орбити дозволува масата на нивните придружни ѕвезди да биде директно одредена, што пак за возврат ги покажува и другите ѕвездени параметри, како што се радиусот и густината.
Бинарните ѕвезди често се откриваат најпрвин визуелно, па се наречени визуелни бинарни. Повеќето од визуелните бинарни ѕвезди имаат долги периоди на орбитирање од неколку века или милениуми, и според тоа имаат орбити кои се речиси непознати. Можат да бидат откриени и со индиректни методи, како што е спектроскопијата (спектроскопски бинарни) или астрометријата (астрометрички бинарни). Ако се случи бинарната ѕвезда да орбитира во рамнина со нашата, нејзините компоненти меѓусебно ќе се затемнуваат (ќе влегуваат во еклипса) и ќе транзитираат една околу друга; ваквиот пар ѕвезди се нарекува еклиптички бинарен, или доколку се откриени според нивната промена на сјајноста за време на екслипсата или транзитирањето, фотометрички бинарни.
Доколку орбитите на компонентите во бинарниот ѕвезден систем се доволно блиску, тие можат гравитациски да ги искриват нивните взаемни ѕвездени атмосфери. Во некои случаи овие блиски бинарни системи можат да извршат размена на масата, со што својата еволуција ќе ја доведат во фаза која поединечните ѕвезди не можат да ја псотигнат. Примери за бинарни ѕвезди се Алгол (еклиптички бинарна), Сириус и Cygnus X-1 (чиј еден член е најверојатно црна дупка). Бинарните ѕвезди се најчесто јадра на планетарни маглини, како и претци на нова и супернова од типот Ia.

Откривање на бинарните ѕвезди
Терминот бинарна во овој контекст за првпат е употребен од Вилијам Хершел во 1802 година. Според современата дефиниција, терминот бинарна ѕвезда се однесува на пар од ѕвезди кои се вртат околу заеднички центар на маса. Бинарните ѕвезди кои можат да бидат видени со телескоп или со интерферометрички методи, познати се како визуелни бинарни. Повеќето од визуелните бинарни ѕвезди сè уште не направиле целосна револуција, но се забележува дека патуваат долж искривена патека или лак.
Поопштиот поим двојна ѕвезда се користи за пар ѕвезди кои изгледаат како да се блиску една до друга на небото. Оваа разлика во термините не се појавува во сите јазици. Двојните ѕвезди може да бидат бинарни системи или само две ѕвезди кои изгледаат како да се блиску на небото, но има оромна разлика во нивното растојание од Сонцето. Ваквите парови од ѕвезди подоцна се наречени оптички двојни или оптички парови.
Со измислувањето на телескопот, најдени се многу од придружниците на двојните ѕвезди. Првите откриени двојни ѕвезди се Мизар и Alpha Crucis. Ѕвездата Мизар, во Голема Мечка, е видена како двојна од Џовани Батиста Ричиоли во 1650 година (и најверојатно претходно од Бенедето Кастели и Галилео Галилеј). Сјајната јужна ѕвезда Alpha Crucis, во соѕвездието Крукс, е видена како двојна од Фонтенеј во 1685 година.
Џон Мичел бил првиот кој забележал дека двојните ѕвезди може да бидат физички во контакт една со друга, во 1767 година. Вилијам Хершел започнал да ги набљудува двојните ѕвезди во 1779 година и скоро потоа издал каталог со околу 700 двојни ѕвезди. До 1803 година, ги набљудувал промените на релативните позиции на бројни двојни ѕвезди во текот на 25 години, и заклучил дека мора да се бинарни системи; но првата орбита на бинарна ѕвезда е пресметана дури во 1827 година, кога Феликс Савари ја пресметал орбитата на Xi Ursae Majoris. Од тогаш, многу повеќе двојни ѕвезди е каталогизирани и измерени. Каталогот за двојни ѕвезди Вашингтон (Washington Double Star Catalog), кој претставува база на податоци на визуелните двојни ѕвезди, изработен од опсерваторијата Навал во САД (United States Naval Observatory), содржи преку 100.000 парови на двојни ѕвезди, вклучувајќи ги и оптичките и бинарните ѕвезди. Орбитите се знаат само за неколку илјади од овие двојни ѕвезди, а за повеќето не се знае ни тоа дали се вистински бинарни или се оптички двојни ѕвезди. Ова може да се одреди со набљудување на движењето на паровите. Ако движењето е дел од орбита, или ако ѕвездите имаат слични радијални брзини, а разликата во нивните движења е мала во споредба со нивното заедничко движење, парот најверојатно е физички. Сè уште нема доволно податоци за да се докаже или да се побие гравитациската поврзаност на повеќето од двојните ѕвезди.

Класификација

Според методот на набљудување

Бинарните ѕвезди се класифицираат во четири типа според начинот на кој се пронајдени: визуелни, со набљудување; спектроскопски, со периодични промени во спектралните линии; фотометрички, со промена на сјајноста предизвикана од еклипса; или астрометрички, со мерење на отстапувањето во позицијата на ѕвездата предизвикано од незабележан придружник. Било која бинарна ѕвезда може да припаѓа на неколку од овие класификации. На пример, неколку спектроскопски бинарни ѕвезди се исто така и еклиптички бинарни.

Визуелни бинарни ѕвезди

Визуелна бинарна ѕвезда е бинарна ѕвезда кај која аголното раздвојување меѓу двете компоненти е доволно големо за да дозволи претпоставка дека се работи за двојна ѕвезда гледано преку телескоп. Моѓноста на самиот телескоп е важен фактор при откривањето на визуелните бинарни ѕвезди, па според тоа колку е телескопот поголем и помоќен, ќе се забележат поголем број на визуелни бинарни ѕвезди. Сјајноста на двете ѕвезди е исто така важен фактор, бидејќи кај посјајна ѕвезда е потешко да се види нејзин придружник поради отсјајот.
Посјајната ѕвезда од визуелниот бинарен систем се нарекува примарна ѕвезда, а другата се смета за секундарна. Во некои печатени изданија (посебно во постарите), секундарната ѕвезда се нарекува придружничка. Ако ѕвездите се со иста сјајност, тогаш обично се прифаќа ознаката која им ја дал оној што ги открил.

Спектроскопски бинарни ѕвезди

Понекогаш, единствениот доказ за бинарна ѕвезда е таканаречениот доплер ефект на нивната емитирана светлина.