Vida binara stelo

[dekstra|eta|Ekzemplo de vida binara stelo: Theta1 Orionis C1 (malsupre) kaj C2 (supre), kiel bildigita de [VLT/GRAVITY .]]
**Vida binara stelo** aŭ **vida duopa stelo** estas gravite ligita du-stelo , kiu estas videbla kiel du najbaraj steloj. Oni taksas, laŭ la tria leĝo de Kepler, ke tiuj steloj havas rivoluajn daŭrojn de kelkaj jaroj ĝis miloj da jaroj. Vida duopa stelo konsistas el du steloj, sufiĉe ofte malsame helaj. Pro tio, la plej hela stelo nomiĝas la ĉefa stelo kaj la malplej hela nomiĝas la kunstelo. Se la ĉefa stelo estas multe pli hela ol sia kunstelo, la videbleco de la du komponantoj estos vere malfacila.  Tamen, eblas konscii pri ilia duopeco pro la serpenteca iro de la plej hela stelo kiu oscilas ĉirkaŭ mascentro.  Ĝenerale, eblas vidi vidan duopan stelon kiel du najbaraj steloj per teleskopo se la interspaco inter iliaj centroj valoras plurajn arksenkundojn ĝis iomete malpli ol unu arksekundo, sed per modernaj profesiaj teleskopoj, interferometrio aŭ kosmobazita ekipaĵo, eblas vidi la du najbarajn stelojn je interspacoj multe pli malgrandaj.

La mezuroj de vida duopa stelo konsistas el kaj la mezuro de la interspaco inter la du stelcentroj, en arksekundo, kaj la mezuro de la orientiĝo, en gradoj, inter la rekto kiu iras de la ĉefa stelo  al la norda ĉiela poluso kaj la rekto kiu trairas la du stelojn. Kunigitaj dum unu rivoluo, ili aperigas la ŝajnan orbiton de la paro sur la ĉiela volbo. El la studo de vidaj duopaj steloj, la astronomoj deduktas stelajn karakterizaĵojn: masojn, densecojn, surfacajn temperaturojn, lumecon kaj rotaciajn rapidojn. 

### Dinamika paralakso 
Ĉi tiu metodo estas uzata nur por duopaj steloj. Oni supozas unue, ke la maso de la duopa stelo estas duoble pli granda ol tiu de la Suno. Laŭ spektra tipo de la duopa stelo kaj la ŝajna magnitudo de ambaŭ steloj, oni taksas unuan distancon laŭ la rilato maso-lumeco. La periodo de ilia rivoluo indikas, laŭ la leĝoj de Kepler, teorian dimension de la orbito kiun oni komparas al la ŝajna orbito.  El tiu lasta komparo, oni rekalkulas la distancon per kiu eblas kalkuli la ŝajnajn lumecojn de la du steloj, do liaj masoj. Tiuj novaj masoj trudas novan dimension de ilia orbito, kaj la ciklo rekomenciĝas plurfoje ĝis precizeco ĉirkaŭ 5%. Plej faka kalkulo enkalkulas la perdon de maso de stelo laŭlonge de la tempo. 

"La kvadrato de la orbita periodo de la du steloj estas rekte proporcia al la kubo de la orbita granda duonakso." Matematike, tio tradukiĝas tiel:

:  T^2 \propto a^3 

kie T estas la orbita periodo kaj a estas la orbita granda duonakso. 

Por atingi la Neŭtonan version de la tria Keplera leĝo, ni komencu per la dua leĝo de Neŭtono, kiu asertas: "La tuta forto kiu agas sur objekto estas proporcia al ties maso kaj ties akcelo."

:  F_{tut} = \sum \, F_{i} = m_{i}\gamma_{i} 

kie F_{tut} estas la tuta forto kiu agas sur ĉiuj objektoj samtempe kaj F_{i} la forto sur la i-a objekto kies maso estas m_{i}, kaj kies akcelo  estas \gamma_{i}. 

Kiam ni uzas la centripetan akcelon laŭ la dua Neŭtona leĝo, la forto estas jene:

:  F_{i} = \frac{m_{i}v_{i}^2}{r_{i}}  

eblas kalkuli la forton sur ambaŭ stelo jene:

:  F_{1} = \frac{4\pi^2 m_{1}r_{1}}{T^2}  kaj  F_{2} = \frac{4\pi^2 m_{2}r_{2}}{T^2} 

Laŭ la tria Neŭtona leĝo  - "Por ĉiu ago estas egala kaj kontraŭa reago"

: F_{12} = -F_{21} 

## Mas-Lumeca Rilato 
Por trovi la lumecon de la steloj, oni devas observi la kvanton de la  radianta energio, alie konata kiel radianta fluo. Kiam la observitaj lumecoj kaj masoj estas grafike prezentitaj, ni konstruas la rilaton inter maso kaj lumeco . Ĉi tiun rilaton trovis Arthur Eddington en 1924.

: \frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^\alpha

Kie L estas la lumeco de la stelo kaj M estas ĝia maso. *L* ⊙ kaj *M* ⊙ estas la lumeco kaj maso de la Suno  Ĉi tiu ekvacio kaj la kutima valoro de a = 3,5 validas nur por steloj de la ĉefsekvenco kun masoj 2M_{\odot} 2 *M* ⊙ kaj ne validas por ruĝaj gigantoj aŭ blankaj nanoj. Por tiuj steloj, la ekvacio aplikiĝas kun malsamaj konstantoj, pro ĝiaj malsamaj masoj. Do tiesaj adaptiĝoj de la Maso-Lumeco-Rilato estas jenaj:

: \frac{L}{L_{\odot}} \approx .23\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{2.3}   \qquad (M 
: \frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^4   \qquad\qquad      (.43M_{\odot} 
: \frac{L}{L_{\odot}} \approx 1.5\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{3.5}   \qquad (2M_{\odot} 
: \frac{L}{L_{\odot}} \varpropto \frac{M}{M_{\odot}}   \qquad (M > 20M_{\odot})

Ju pli granda estas la lumeco de la stelo, des pli granda estas ĝia maso. Eblas trovi la absolutan magnitudon aŭ lumecon de stelo kiam ni konas kaj ĝian distancon kaj ĝian ŝajnan magnitudon . El tiuj observadoj, eblas kalkuli la bolometrian magnitudon de la stelo kiu estas grafike prezentita rilate al la maso de tiu stelo, en unuoj de Suna maso. Gigantoj kaj ĉefsekvencaj steloj sufiĉe bone sekvas tiun grafikon. Sed nek supergigantoj nek blankaj nanoj. Dank al la Maso-Lumeco-Rilato kaj pro la observado de vidaj duopaj steloj kie la maso de multaj steloj estis trovitaj, la astronomoj ekkomprenis la evoluon de la steloj ĝis ilia naskiĝo.  

 

## Spektra klasifiko 
Unuavide, ekzistas tri klasoj de vidaj duopaj steloj. Tiuj klasoj konstruiĝas laŭ la koloroj de la du komponantoj.

"1. Ĉu la duopo konsistas el ruĝa aŭ ruĝeca primara stelo kaj blueta sekundara stelo, je sama magnitudo aŭ iom malpli forta... 

2. Ĉu la duopo konsistas el du steloj kies diferencoj kaj de magnitudoj kaj de koloroj estas malgrandaj... 

3. Ĉu la duopo konsistas el sekundara stelo, la malplej luma kaj la plej ruĝa ..."

La lumeco de vidaj duopaj steloj de 1-a klaso estas pli granda ol tiu de vidaj duopaj steloj de 3-a klaso. Ekzistas rilato inter la kolordiferenco de duoblaj steloj kaj iliaj reduktitaj propraj movoj. En 1921, Frederick C. Leonard, ĉe la Observatorio Lick, skribis "1. La spektro de la sekundara komponanto de nana stelo estas ĝenerale pli ruĝa ol tiu de la primara, dum la spektro de malplej luma komponanto de giganta stelo estas kutime plej blua. En ambaŭ kazoj, la absoluta diferenco en spektra klaso ŝajnas ĝenerale ligita al la malegaleco inter la komponantoj... 2. Krom kelkaj esceptoj, la spektroj de la komponantoj de vidaj duopaj steloj estas tiom ligitaj unu al la alia, ke ili sekvas la Hertzsprung-Russell-Diagramon ..."

Interesa kazo por vidaj duopaj steloj okazas kiam unu aŭ ambaŭ komponantoj situas super aŭ sub la Ĉefsekvenco. Se stelo estas pli luma ol Ĉefsekvenca stelo, ĝi estas aŭ tre juna, kaj tial kontraktiĝas pro gravito, aŭ estas en la post-Ĉefsekvenca stadio de sia evoluo. La studo de vidaj duopaj steloj estas utila ĉar, male al unuopaj steloj, eblas studi ĝiajn tutajn evoluojn. Se la primara stelo gravite kontraktiĝas, tiam la kunstelo estos pli for de la Ĉefsekvenco ol la primara stelo, ĉar la plej masa stelo iĝas Ĉefsekvenca stelo multe pli rapide ol malplej masa stelo. 

## Referencoj
Kategorio:Duopaj steloj
Kategorio:Paĝoj kun nereviziitaj tradukoj