Gwiazda wielokrotna: Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
m →Układy optycznie wielokrotne: drobne redakcyjne |
Syriusz B jest widoczny przez teleskopy (8,44 mag.) |
||
| Linia 3: | Linia 3: | ||
Większość gwiazd na [[niebo|niebie]] należy do grupy gwiazd wielokrotnych (ponad 50%). |
Większość gwiazd na [[niebo|niebie]] należy do grupy gwiazd wielokrotnych (ponad 50%). |
||
* Najczęściej w układzie znajdują się dwie [[gwiazda|gwiazdy]] – [[gwiazda podwójna]] (3/5 gwiazd z powyższej grupy) |
* Najczęściej w układzie znajdują się dwie [[gwiazda|gwiazdy]] – [[gwiazda podwójna]] (3/5 gwiazd z powyższej grupy). |
||
* Układy trzech gwiazd to około 3/10 |
* Układy trzech gwiazd to około 3/10. |
||
* pozostałe układy czterech lub więcej gwiazd to 1/10 tej grupy. |
* pozostałe układy czterech lub więcej gwiazd to 1/10 tej grupy. |
||
| Linia 20: | Linia 20: | ||
=== Układy astronometrycznie podwójne === |
=== Układy astronometrycznie podwójne === |
||
To układy, które można wykryć tylko przez dokładny [[pomiar]] [[Ruch (fizyka)|ruchu]]. Trasa ruchu gwiazdy okrążanej przez niewidzialnego towarzysza przypomina wykres [[Funkcje trygonometryczne#Wykresy|sinusoidalny |
To układy, które można wykryć tylko przez dokładny [[pomiar]] [[Ruch (fizyka)|ruchu]]. Trasa ruchu gwiazdy okrążanej przez niewidzialnego towarzysza przypomina wykres [[Funkcje trygonometryczne#Wykresy|sinusoidalny]]. |
||
=== Układ potrójny === |
=== Układ potrójny === |
||
| Linia 26: | Linia 26: | ||
=== Układy spektroskopowo wielokrotne === |
=== Układy spektroskopowo wielokrotne === |
||
W tych układach gwiazdy [[orbita|krążą]] tak blisko siebie i są tak odległe, że trudno wykryć poszczególne składniki, nawet przez potężne [[teleskop]]y. Jedynym sposobem, aby ocenić, czy gwiazda może być wielokrotna, jest analiza [[spektroskop]]owa. Obecność towarzysza (-y) objawia się regularną zmianą [[Linie Fraunhofera|linii Fraunhofera]] w [[Widmo (spektroskopia)|widmie]] gwiazdy. Przykładem takiej gwiazdy jest [[Kapella|Capella]] w [[Gwiazdozbiór Woźnicy|Woźnicy]]. |
W tych układach gwiazdy [[orbita|krążą]] tak blisko siebie i są tak odległe od Ziemi, że trudno wykryć poszczególne składniki, nawet przez potężne [[teleskop]]y. Jedynym sposobem, aby ocenić, czy gwiazda może być wielokrotna, jest analiza [[spektroskop]]owa. Obecność towarzysza (-y) objawia się regularną zmianą [[Linie Fraunhofera|linii Fraunhofera]] w [[Widmo (spektroskopia)|widmie]] gwiazdy. Przykładem takiej gwiazdy jest [[Kapella|Capella]] w [[Gwiazdozbiór Woźnicy|Woźnicy]]. |
||
== Zobacz też == |
== Zobacz też == |
||
Wersja z 22:52, 10 mar 2015
Gwiazda wielokrotna – układ gwiazd, które znajdują się w niedalekiej odległości w przestrzeni (układy fizycznie wielokrotne) lub na nieboskłonie (układy optycznie wielokrotne).
Większość gwiazd na niebie należy do grupy gwiazd wielokrotnych (ponad 50%).
- Najczęściej w układzie znajdują się dwie gwiazdy – gwiazda podwójna (3/5 gwiazd z powyższej grupy).
- Układy trzech gwiazd to około 3/10.
- pozostałe układy czterech lub więcej gwiazd to 1/10 tej grupy.
Układy optycznie wielokrotne
Układy optycznie wielokrotne to grupa gwiazd, które, gdy oglądamy je na niebie, wydają się znajdować tuż obok siebie. Gwiazdy te nie muszą być fizycznie związane i może dzielić je znaczna odległość w przestrzeni, a jedynie widziane z Ziemi wydają się być blisko.
Przykładem takiego układu gwiazd są Alkor i Mizar w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy.
Układy fizycznie wielokrotne
W tej grupie znajdują się:
Układy zaćmieniowe
Gwiazda okresowo zmienia blask, w trakcie gdy jeden ze składników przechodzi przed innym (względem Ziemi) i zasłania go. Przykładem jest Algol w Perseuszu.
Układy astronometrycznie podwójne
To układy, które można wykryć tylko przez dokładny pomiar ruchu. Trasa ruchu gwiazdy okrążanej przez niewidzialnego towarzysza przypomina wykres sinusoidalny.
Układ potrójny
Układ potrójny to układ w skład którego wchodzą trzy gwiazdy związane ze sobą grawitacyjnie. W zależności od tego, jak daleko od siebie znajdują się poszczególne składniki, mogą one oddziaływać na siebie w sposób nieraz dramatyczny – siły pływowe zdolne są "wysysać" materię gwiazdy o mniejszej masie w kierunku gwiazdy o większej masie. Orbity takich układów są często bardzo skomplikowane (zob. HD 188753 A b – pierwsza planeta odkryta w układzie potrójnym).
Układy spektroskopowo wielokrotne
W tych układach gwiazdy krążą tak blisko siebie i są tak odległe od Ziemi, że trudno wykryć poszczególne składniki, nawet przez potężne teleskopy. Jedynym sposobem, aby ocenić, czy gwiazda może być wielokrotna, jest analiza spektroskopowa. Obecność towarzysza (-y) objawia się regularną zmianą linii Fraunhofera w widmie gwiazdy. Przykładem takiej gwiazdy jest Capella w Woźnicy.