ستاره ی دوگانه چیست؟

بیش از چهارپنجم نقاط واحدی که در آسمان شب می‌بینید در واقع دو یا چند ستاره هستند که در مدارهایی به دور یکدیگر می‌چرخند. رایج‌ترین منظومه‌های ستاره‌ای چندتایی، ستاره‌های دوگانه هستند. این منظومه‌ها تنها از دو ستاره‌ تشکیل شده‌اند. زوج‌ ستاره‌ها معمولا در آرایش‌های مختلفی به دور یکدیگر می‌چرخند و این ویژگی به دانشمندان در دسته‌بندی ستاره‌ها کمک می‌کند و حتی می‌تواند بر چگونگی رشد حیات در مدار این ستاره‌ها تأثیر بگذارد. ستاره‌های دوگانه در واقع ستاره‌هایی هستند که حول یک مرکز جرمی مشترک می‌چرخند. ستاره‌ی درخشان‌تر معمولا به عنوان ستاره اصلی درنظر گرفته می‌شود در حالی که ستاره‌ی کم‌نورتر را ستاره‌ ثانویه می‌گویند. در صورتی که ستاره‌ها دارای درخشش یکسان باشند، تخصیص اولویت بر اساس کاشف آن‌ها انجام می‌شود. فاصله‌ی بین ستاره‌های دوگانه متغیر است. در برخی سیستم‌های دوگانه، ستاره‌ها به قدری به یکدیگر نزدیک هستند که سطح یکدیگر را لمس می‌کنند. در برخی دیگر، یک ستاره مواد ستاره‌ای دیگر را می‌بلعد. با این‌حال برخی دیگر بیش از یک سال نوری از یکدیگر فاصله دارند و تکمیل مدارشان می‌تواند صدها سال به طول بینجامد.

شکل‌گیری یک منظومه دوگانه شباهت زیادی به ستاره‌های دیگر دارد. در ابتدا ابری از گاز و غبار به شکل یک دیسک مسطح درمی‌آید. ستاره‌ی اولیه در مرکز دیسک شکل می‌گیرد و دیسک در نهایت مواد کافی را برای تولد ستاره‌ی دیگر در اختیار دارد. پس از شکل‌گیری ستاره‌ی ثانویه، این دو ستاره در مداری به دور یکدیگر می‌چرخند و از نظر گرانشی به یکدیگر وصل می‌شوند. بر اساس رصدهای ستاره‌های دوگانه، تکه‌تکه شدن ابر مولکولی در طول فرآیند شکل‌گیری پیش‌ستاره‌ها، توضیحی قابل قبول برای شکل‌گیری یک منظومه‌ی ستاره‌ای دوگانه یا چندگانه است. سرعت چرخش مدار ستاره‌های دوگانه متغیر است. برای مثال دو کوتوله‌ سفید که منظومه‌ی HM Cancri را تشکیل داده‌اند دارای کوتاه‌ترین دوره‌ی مداری با مدت زمان ۴٫۵ دقیقه هستند. این دو ستاره تنها ۸۰ هزار کیلومتر از یکدیگر فاصله دارند. منظومه‌های دیگر دوره‌ی چرخش طولانی‌تری دارند که می‌تواند به چند سال برسد. برای مثال ستاره‌های منظومه‌ی HD 54662 دارای دوره‌ی مداری ۵٫۷ ساله هستند. چهار نوع اصلی را می‌توان برای ستاره‌های دوگانه برشمرد که عبارت‌اند از: دوتایی مرئی، دوتایی طیفی، دوتایی گرفتی و دوتایی نجوم‌سنجی. نوع دیگری هم موسوم به دوتایی عجیب وجود دارد که منطبق با هیچ گروه دیگری نیست.

دوتایی مرئی : دوتایی مرئی به سیستم دوگانه‌ای گفته می‌شود که در آن ستاره‌های سیستم به صورت مجزا با یک تلسکوپ تفکیک می‌شوند. موقعیت نسبی اجزای منظومه را می‌توان با استفاده از اندازه‌گیری‌های بلندمدت تعیین کرد. این اطلاعات به‌مرور زمان جمع‌آوری می‌شود و برای محاسبه‌ی مدارهای ستاره‌ها به کار می‌رود. سیستم‌های دوتایی مرئی در فاصله‌ی نسبتا نزدیکی از ما قرار دارند، به گونه‌ای که می‌توان ستاره‌های مستقل را از یکدیگر تفکیک کرد. این ستاره‌ها معمولا ده‌ها تا صدها واحد نجومی از یکدیگر فاصله دارند. ستاره‌های چنین منظومه‌ای از نظر گرانشی به یکدیگر متصل هستند، اما مانند دوتایی‌های نزدیک برهم‌کنش ندارند. در سیستم‌های دوتایی نزدیک معمولا یک ستاره مواد سطح ستاره‌ی دیگر را به سرقت می‌برد. بسیاری از درخشان‌ترین ستاره‌ها در آسمان شب در گروه ستاره‌های دوتایی مرئی قرار دارند. برای مثال آلفا قنطورس که ۴٫۳۶ سال نوری از ما فاصله دارد از نوع دوتایی مرئی است، به‌گونه‌ای که فاصله‌ی بین قنطورس A و B به ۲۳ واحد نجومی می‌رسد (هر واحد نجومی بر اساس فاصله‌ی بین زمین و خورشید تعریف می‌شود که برابر است با ۱۵۰ میلیون کیلومتر). دوره‌ی مداری این دو ستاره ۸۰ سال است. دوتایی طیفی : اغلب ستاره‌های دوگانه در فاصله‌ی بسیار دوری از یکدیگر قرار دارند، به گونه‌ای که تلسکوپ‌های کنونی نمی‌توانند آن‌ها را تفکیک کنند. از طرفی تفکیک برخی دیگر هم به دلیل نزدیکی بیش از حد دشوار است؛ اما چطور می‌توان تشخیص داد که این اجرام دوگانه هستند؟ ستاره‌شناس‌ها از شیفت‌های داپلر در خطوط طیفی برای کشف شماری از ستاره‌های دوگانه استفاده می‌کنند، به همین دلیل به این منظومه‌ها، دوتایی طیفی گفته می‌شود. اگر سیستمی دوگانه را نتوان به ستاره‌های مجزایش تفکیک کرد، طیفی که این سیستم تولید می‌کند درواقع ترکیبی از طیف دو ستاره خواهد بود. در حین چرخش ستاره‌ها به دور یکدیگر، یکی از ستاره‌ها یا ستاره‌ی A به سمت ما حرکت می‌کند و دیگری یعنی ستاره‌ی B از ما دور می‌شود. در نتیجه، طیف A به سمت آبی یا فرکانس‌های بالاتر (طول موج کوتاه‌تر) میل می‌کند در حالی که طیف B به سمت قرمز متمایل می‌شود. وقتی ستاره‌ها از مقابل دید ما عبور کنند، تغییر داپلری وجود ندارد و خطوط در جایگاه‌های عادی خود باقی می‌مانند. وقتی ستاره‌ها چرخش به دور یکدیگر را آغاز کنند، خطوط طیفی A به سمت قرمز طیف حرکت می‌کنند، در حالی که B به سمت آبی حرکت خواهد کرد. دوتایی گرفتی : در روش سوم کشف منظومه‌های دوتایی از اندازه‌گیری نورسنجی استفاده می‌شود. قدر ظاهری بسیاری از ستاره‌ها به صورت منظم تغییر می‌کند. این مسئله دو علت دارد. در درجه‌ی اول یک ستاره‌ی واحد دارای تغییر درخشش ذاتی است. چنین ستاره‌هایی متغیرهای تپنده نامیده می‌شوند. علت دوم می‌تواند سیستمی دوگانه با یک صفحه‌ی مداری باشد که لبه‌ی آن به سمت ما قرار دارد و باعث می‌شود ستاره‌های همراه به‌صورت منظم در مقابل یکدیگر قرار بگیرند. چنین منظومه‌هایی را دوتایی‌های گرفتی می‌نامند.

دوتایی نجوم سنجی : برخی ستاره‌ها وقتی به مرور بررسی شوند، اختلال یا نوسان‌هایی را در حرکت‌ خود نشان می‌دهند. از این رصدها می‌توان نتیجه گرفت که این اختلال بر اثر کشش گرانشی یک همراه ناپیدا به وجود می‌آید. ستاره‌ی درخشان و همراه کم‌نورتر آن حول مرکز جرمی یکسانی در منظومه می‌چرخند. سیستم‌های دوگانه که با این روش رصد می‌شوند، ستاره‌های دوتایی نجوم سنجی نامیده می‌شوند. یکی از بهترین نمونه‌های دوتایی نجوم‌سنجی، دوگانه شباهنگ یا سیریوس است. وجود شباهنگ B که کوتوله‌ سفید کم‌نورتر است، باعث ایجاد نوسان‌ها یا اختلال‌هایی در ستاره‌ی پرنور و درخشان شباهنگ A می‌شود. سیریوس به عنوان سیستم دوتایی نجوم‌سنجی کشف شد، اما در حال حاضر در دسته‌ی سیستم مرئی قرار دارد. به دلیل لزوم رصدهای بلندمدت و عدم قطعیت در موقعیت و تعیین حرکت، تنها تعداد اندکی ستاره دوگانه به روش نجوم‌سنجی کشف شده‌اند. با نسل بعدی مأموریت‌های نجومی فضایی، این تعداد قطعا تغییر خواهد کرد. دوتایی عجیب : اولین دوتایی تپ‌اختر شناخته‌شده به نام PSR J0737-3039 یکی از جذاب‌ترین اجرام آسمانی بود که در اواخر سال ۲۰۰۳ با تلسکوپ رادیویی پارکس کشف شد. PSR J0737-3039A یک تپ‌اختر ۲۳ میلی‌ثانیه‌ای و PSR J0737-3039b تپ اختر دیگری است که هر ۲٫۸ ثانیه به دور خود می‌چرخد. این دو ستاره هر ۲٫۴ ساعت به دور یکدیگر می‌چرخند. این سیستم دوگانه‌ی عجیب توجه ستاره‌شناس‌های سراسر جهان را به خود جلب کرد؛ زیرا بستر آزمایشی ایده‌آل برای نظریه‌ی نسبیت عام و جستجوی امواج گرانشی به شمار می‌رفت.

بیش از چهار پنجم نقاط واحد نوری که در آسمان شب می‌بینیم در واقع سیستم‌های ستاره‌ای دوگانه یا چندگانه هستند که به دور یکدیگر می‌چرخند. ستاره‌های دوگانه‌ای که صرفا از دو ستاره تشکیل شده‌اند، از رایج‌ترین منظومه‌های ستاره‌ای جهان به شمار می‌روند. این زوج‌ها را می‌توان در ترکیب‌های مختلفی پیدا کرد که به دانشمندان در دسته‌بندی ستاره‌ها کمک می‌کنند و همچنین می‌توان به بررسی تأثیر این منظومه‌ها در شکل‌گیری حیات پرداخت. ستاره‌های دوگانه همچنین بر درک ما از فرآیند رشد ستاره‌ها تأثیر می‌گذارند. دوره‌ی مداری و جرم این ستاره‌ها می‌توانند کمیت تکانه‌ی زاویه‌ای منظومه را آشکار کنند. این ستاره‌ها همچنین اطلاعات مهمی را درباره‌ی محیط شکل‌گیری ستاره‌ها ارائه می‌دهند. تمام ستاره‌های دوگانه، درخشش یکسانی ندارند. در برخی نمونه‌ها یک ستاره می‌تواند به شکل چشمگیری درخشان‌تر از همراه خود باشد و این مسئله به تغییراتی در ظاهر مرئی آن می‌انجامد. این تفاوت در درخشش را تفاوت قدری بین دو ستاره هم می‌گویند. منظومه‌های ستاره‌ای دوگانه معمولا به دلیل دماهای سطحی متفاوت در رنگ‌های متنوعی ظاهر می‌شوند. برای مثال ممکن است در یک سیستم دوگانه، ستاره سرد سرخی با ستاره‌ی آبی داغ همراه باشد و به این ترتیب طیف بصری جذابی در آسمان شب به وجود می‌آید. ستاره‌های دوگانه در ابعاد مختلفی ظاهر می‌شوند. برخی زوج ستاره‌ها ابعاد یکسانی دارند، در حالی که برخی دیگر تفاوت قابل توجهی در ابعاد را نشان می‌دهند. این تفاوت اندازه می‌تواند بر حرکت و برهم‌کنش بین دو ستاره در یک منظومه تأثیر بگذارد. ستاره‌های دوگانه می‌توانند در شکل‌ها و بازه‌های زمانی متفاوتی به تکامل برسند. اختلاف سن دو ستاره یکی از دیدگاه‌های ارزشمند در چگونگی تکامل ستاره‌ها و فرآیندهای شکل‌گیری منظومه‌های ستاره‌ای به شمار می‌رود. برخلاف مدارهای قابل پیش‌بینی سیاره‌های مدار یک ستاره، مدارهای ستاره‌های دوتایی می‌توانند به شدت نامنظم باشند. برهم‌کنش گرانشی بین دو ستاره می‌تواند باعث ایجاد اختلاف در مسیر آن‌ها و در نهایت مدارهای پیچیده و متغیر شود. با اینکه منظومه‌های دوگانه معمولا از دو ستاره تشکیل شده‌اند برخی منظومه‌ها دارای ستاره‌های دیگری در مجاورت خود هستند. این منظومه‌های ستاره‌ای چندگانه می‌توانند بیشتر از سه ستاره را هم در خود داشته باشند. به همین دلیل روابط گرانشی پیچیده‌ای بین آن‌ها حکمفرما است.