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क्या एक ही प्रकार के दो तारे एक दूसरे की परिक्रमा कर सकते हैं?

क्या एक ही प्रकार के दो तारे एक दूसरे की परिक्रमा कर सकते हैं?


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यह बाइनरी स्टार ऑर्बिट की एक सरल, पाठ्यपुस्तक की परिभाषा है। एक कम द्रव्यमान वाला तारा एक संकीर्ण लेकिन निश्चित केंद्र में उच्च द्रव्यमान वाले तारे की परिक्रमा करता है। उदाहरण के लिए, उच्च द्रव्यमान वाला तारा हमारा अपना सूर्य होगा - एक जी-प्रकार का मुख्य अनुक्रम तारा - एक छोटे बौने द्वारा परिक्रमा किया जा रहा है, जैसे लाल बौना या भूरा बौना। लेकिन दो समान सितारों की बाइनरी कक्षाओं के बारे में क्या - जैसे हमारा सूर्य दूसरे जी-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम तारे की परिक्रमा करता है? क्या इस तरह की कक्षा संभव है?


निश्चित रूप से, आंकड़ा केवल विभिन्न द्रव्यमानों का उपयोग करता है क्योंकि यह अधिक सामान्य संभावना है (आखिरकार, दो द्रव्यमान नहीं होंगे बिल्कुल सही वही)। वास्तव में, यदि आप https://arxiv.org/pdf/1304.3123.pdf में चित्र 1b में बाइनरी सिस्टम में द्रव्यमान अनुपात q पर वितरण को देखते हैं, तो ऐसा लगता है कि q से कम द्रव्यमान अनुपात वाले बायनेरिज़ की संचयी संख्या अधिक है या q के बराबर कम (जहाँ q बड़े द्रव्यमान पर छोटा द्रव्यमान है)। इसका मतलब है कि किसी भी q और q+dq के बीच द्रव्यमान अनुपात की संभावना लगभग dq के बराबर है और लगभग q से स्वतंत्र है। तो द्रव्यमान अनुपात 0.9 और 1 के बीच होने की संभावना लगभग 0 और 0.1 के बीच होने के समान है, उदाहरण के लिए। कुछ अर्थों में, यह कहने जैसा है कि सभी q समान रूप से संभावित हैं। और निश्चित रूप से यदि q 1 के पास है, तो सितारों की आयु समान होगी और वे समान विकासवादी अवस्था में होंगे, इसलिए समान तारकीय प्रकार भी होंगे।


आकाशगंगा (हमारी) में लगभग 100 अरब तारे (काफी शायद अधिक) हैं। उनमें से यह माना जाता है कि उनमें से लगभग 85% मल्टी-स्टार सिस्टम (बाइनरी, ट्रिपलेट, आदि) में हैं। 10 . के क्रम का माना जाता है खरब दृश्यमान ब्रह्मांड में आकाशगंगाएँ (इसके लिए मैंने ProfoundSpace.org पर इस लेख का उपयोग किया)।

तो ब्रह्मांड में $100गुना 10^9 बार 10 गुना 10^{12} = 10^{24}$ सितारों जैसा कुछ।

मान लें कि मल्टी-स्टार सिस्टम में लगभग आधे सितारे बाइनरी सिस्टम में हैं (तीन गुना नहीं, आदि)। यह हमें ब्रह्मांड में लगभग $4गुना 10^{23}$ बाइनरी सिस्टम का (बेतुका रूप से मोटा) अनुमान देता है।

जो हमें वापस लाता है:

लेकिन दो समान सितारों की बाइनरी कक्षाओं के बारे में क्या - जैसे हमारा सूर्य दूसरे जी-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम तारे की परिक्रमा करता है? क्या इस तरह की कक्षा संभव है?

बड़ी संख्या को देखते हुए यह कल्पना करना कठिन है कि उन बाइनरी सिस्टमों में से एक नहीं है, सभी इरादों और उद्देश्यों के लिए, समान सितारों के पास और यहां तक ​​​​कि समान जी-प्रकार के सितारों के पास भी।

एक बाइनरी सिस्टम में केवल वास्तव में समान सितारे जिन्हें मैं व्यक्तिगत रूप से जानता हूं वे मिज़ार आ और मिज़र अब हैं। ये A-प्रकार के तारे हैं, G-प्रकार के तारे नहीं, लेकिन वे इस विचार को संभव बताते हैं।


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अगर मेरे पास एक अच्छा शौकिया टेलीस्कोप होता † , तो क्या कोई मल्टीपल स्टार सिस्टम है जिसे मैं कुछ वर्षों या कुछ दशकों में देख सकता हूं और वास्तव में समय के साथ उनमें से एक या दोनों की गति को देख सकता हूं?

मेरा छोटा मानव जीवनकाल और सीमित दूरबीन ने सूर्य से कक्षीय दूरी, चमक और दूरी पर भारी बाधाएं डालीं, इसलिए मैं अनुमान लगा रहा हूं कि यदि कोई हैं तो संख्या शायद छोटी है।

† को मनमाने ढंग से 8-इंच (20 सेमी) एपर्चर के रूप में परिभाषित किया गया है, जिसमें ऐपिस का एक अच्छा सेट और एक स्केच पैड है।

अगर मेरे पास एक अच्छा शौकिया दूरबीन होता † , तो क्या कोई मल्टीपल स्टार सिस्टम है जिसे मैं कुछ वर्षों या कुछ दशकों में देख सकता हूं और वास्तव में समय के साथ उनमें से एक या दोनों की गति को देख सकता हूं?

मेरा छोटा मानव जीवनकाल और सीमित दूरबीन ने सूर्य से कक्षीय दूरी, चमक और दूरी पर भारी बाधाएं डालीं, इसलिए मैं अनुमान लगा रहा हूं कि यदि कोई हैं तो संख्या शायद छोटी है।

† को मनमाने ढंग से 8-इंच (20 सेमी) एपर्चर के रूप में परिभाषित किया गया है, जिसमें ऐपिस का एक अच्छा सेट और एक स्केच पैड है।

अगर मेरे पास एक अच्छा शौकिया टेलीस्कोप होता † , तो क्या कोई मल्टीपल स्टार सिस्टम है जिसे मैं कुछ वर्षों या कुछ दशकों में देख सकता हूं और वास्तव में समय के साथ उनमें से एक या दोनों की गति को देख सकता हूं?

मेरा छोटा मानव जीवनकाल और सीमित दूरबीन ने सूर्य से कक्षीय दूरी, चमक और दूरी पर भारी बाधाएं डालीं, इसलिए मैं अनुमान लगा रहा हूं कि यदि कोई हैं तो संख्या शायद छोटी है।

† को मनमाने ढंग से 8-इंच (20 सेमी) एपर्चर के रूप में परिभाषित किया गया है, जिसमें ऐपिस का एक अच्छा सेट और एक स्केच पैड है।

अगर मेरे पास एक अच्छा शौकिया दूरबीन होता † , तो क्या कोई मल्टीपल स्टार सिस्टम है जिसे मैं कुछ वर्षों या कुछ दशकों में देख सकता हूं और वास्तव में समय के साथ उनमें से एक या दोनों की गति को देख सकता हूं?

मेरा छोटा मानव जीवनकाल और सीमित दूरबीन ने सूर्य से कक्षीय दूरी, चमक और दूरी पर भारी बाधाएं डालीं, इसलिए मैं अनुमान लगा रहा हूं कि यदि कोई हैं तो संख्या शायद छोटी है।

† को मनमाने ढंग से 8-इंच (20 सेमी) एपर्चर के रूप में परिभाषित किया गया है, जिसमें ऐपिस का एक अच्छा सेट और एक स्केच पैड है।


६ उत्तर ६

मैं यह जोड़ सकता हूं कि सितारों के बीच द्रव्यमान में अंतर तब तक महत्वपूर्ण नहीं है जब तक कि ग्रह रिज पर चलता है जैसा कि उदाहरण में बताया गया है।

लाल सितारों के बारे में: लाल सिर्फ एक रंग है, वे छोटे हो सकते हैं: लाल बौना या बड़ा: लाल विशाल। लाल विशालकाय अपने जीवन के अंत में हैं। यह राज्य केवल अस्थायी है इसलिए मैं इसकी अनुशंसा नहीं करूंगा। लाल बौने लंबे जीवन प्रत्याशा वाले तारे हैं। उनमें से कुछ चमकते सितारे भी हैं जिनकी चमक में बड़े बदलाव होते हैं लेकिन कुछ अधिक स्थिर होते हैं।

नीला सफेद: यह नीले और सफेद सितारों के बारे में भी ऐसा ही है। वे या तो मरने वाले सितारे या सामान्य सितारे हो सकते हैं। ध्यान रखें कि उस रंग के तारे आमतौर पर बहुत गर्म होते हैं जब वे अपने मुख्य अनुक्रम (सितारों के लिए वयस्कता) में होते हैं। वे बड़े और बड़े पैमाने पर हैं लेकिन एक छोटा जीवन है।

सफेद बौने, ये पुराने मरने वाले सितारे हैं। जब छोटे से मध्यम आकार के तारे अपने सामान्य जीवन के अंत में आते हैं, तो वे एक लाल दानव बन जाते हैं। फिर, यह सिकुड़ जाएगा और एक सफेद बौना बन जाएगा। शुरू में ये बहुत गर्म होते हैं लेकिन बहुत जल्दी शांत हो जाते हैं। तापमान कभी स्थिर नहीं होता लेकिन समय के साथ यह लगभग स्थिर हो जाएगा।

आप यहां रंगों के तारकीय वर्गीकरण के बारे में अधिक जानकारी प्राप्त कर सकते हैं: http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification

और यहाँ तारे के बारे में अन्य जानकारी: मुझे अपनी दुनिया के लिए किस तरह के तारे का उपयोग करना चाहिए?

विकिपीडिया तालिका का उपयोग करके संभावित संयोजन:

यदि आप चाहते हैं कि ग्रह जीवन विकसित करे, तो आपके पास वास्तव में एक बड़ा तारा नहीं हो सकता। ओ और बी सितारे बाहर हैं और ए सितारे वास्तव में सीमा पर हैं। अगर मुझे ठीक से याद है तो वे 1 या 2 अरब साल तक जीवित रहते हैं। जीवन के विकास के लिए यह बहुत कम समय है लेकिन यह संभव है।

सबसे अधिक संभावना संयोजन: लाल बौना (एम स्टार) और सफेद बौना। समान द्रव्यमान।

यह एक स्थिर युगल है। बहुत गर्म या बहुत उज्ज्वल नहीं, ग्रह को पर्याप्त गर्मी होने के लिए अपेक्षाकृत उनके करीब कक्षा की आवश्यकता होगी। तापमान पर प्रभाव बताना मुश्किल है क्योंकि मेरे पास प्रत्येक तारे के पैरामीटर नहीं हैं लेकिन ग्रह को बहुत दूर नहीं रखते हैं। लाल तारे के सबसे गर्म तारा होने की संभावना है। सफेद तारा गर्म होता है लेकिन छोटा होता है और इसका आमतौर पर मतलब होता है कि यह एक मंद तारा होगा।

संभावित समस्या: जब ग्रह दो तारों के बीच में होता है तो प्राकृतिक उपग्रहों के एक या दूसरे तारे की ओर बल के संतुलन को तोड़ने की संभावना होती है।


यदि आपका मतलब है "क्या तीन तारे समान कक्षीय अवधि के साथ समान गुरुत्वाकर्षण केंद्र की परिक्रमा कर सकते हैं?", उत्तर नहीं है।
यदि तीन तारों को ऐसी कक्षा में रखा जाए, तो सबसे छोटे तारे की कक्षा हमेशा अस्थिर रहेगी - इसकी कक्षा में थोड़ा सा परिवर्तन जो इसे अन्य दो तारों में से किसी एक की ओर ले जाता है, उस दिशा में निरंतर त्वरण का परिणाम देगा। यह आपके द्वारा खोजे जा रहे "त्रिकोणीय विन्यास" को तोड़ देगा। लेकिन एक आंकड़ा 8 विन्यास संभव हो सकता है।

यहां एक पृष्ठ का लिंक दिया गया है जो इनमें से कुछ कक्षाओं का वर्णन करता है।
http://www.atlasoftheuniverse.com/orbits.html

मुझे नहीं पता तुम्हारा क्या मतलब है।

क्या आप अनिवार्य रूप से एक वृत्त पर समदूरस्थ बिंदुओं पर 3 तारे लगा सकते हैं?

परिणामस्वरूप मुझे नहीं लगता कि 'सबसे छोटी' कक्षाएँ हैं जैसा आपने कहा था।

मुझे नहीं पता तुम्हारा क्या मतलब है।

क्या आप अनिवार्य रूप से एक वृत्त पर समदूरस्थ बिंदुओं पर 3 तारे लगा सकते हैं?

परिणामस्वरूप मुझे नहीं लगता कि 'सबसे छोटी' कक्षाएँ हैं जैसा आपने कहा था।

लेकिन वैसे भी नहीं, मुझे समझ नहीं आया कि क्या यह मेरे प्रश्न का उत्तर देगा। मैं अस्पष्ट था कि क्या वह मेरे प्रश्न को ठीक से समझता है। मुझे समझ नहीं आया कि क्या पृष्ठ ने मेरे प्रश्न पर विचार किया है।

इसके अतिरिक्त निश्चित रूप से यह मेरी त्रिकोणीय कक्षा के साथ समस्या की व्याख्या नहीं करता है।

IFF तारे सभी समान द्रव्यमान हैं तो एक केम्पलर रोसेट का गठन हो सकता है। 3 बहुत ही न्यूनतम और कम से कम स्थिर सेटअप है, 2 स्पष्ट रूप से सबसे स्थिर है लेकिन एक रोसेट नहीं माना जाता है, लेकिन कोई 3, 4, 5, 6 और 7 या अधिक सितारों के केम्पलर रोसेट बना सकता है यदि उनका द्रव्यमान समान या बहुत करीब हो इसके लिए। उन्हें एक ही त्रिज्या के वलय में होना चाहिए और सभी अपने संयुक्त गुरुत्वाकर्षण केंद्र के बारे में समान गति से आगे बढ़ रहे हैं। गठन के केंद्र में भी एक तारा हो सकता है और फिर भी इसकी स्थिरता बनाए रख सकता है।

इन कक्षीय विचारों को केम्पलर द्वारा दिखाया और गणितीय रूप से सिद्ध किया गया था। वे विशेष मामले हैं, और या तो अत्यधिक संयोग, या कृत्रिम रूप से बनाई गई संरचना होगी। कई बार विभिन्न साइंस फिक्शन में दिखाया गया है, लेकिन वास्तविक गणित पर आधारित है। (लैरी निवेन फॉर्म का एक अच्छा उदाहरण करते हैं)।

मुझे नहीं पता तुम्हारा क्या मतलब है।

क्या आप अनिवार्य रूप से एक वृत्त पर समदूरस्थ बिंदुओं पर 3 तारे लगा सकते हैं?

परिणामस्वरूप मुझे नहीं लगता कि 'सबसे छोटी' कक्षाएँ हैं जैसा आपने कहा था।

सबसे छोटे से मेरा मतलब सबसे छोटा तारा था, न कि सबसे छोटी कक्षा।
यदि आप एक ही द्रव्यमान के तीन सितारों को गुरुत्वाकर्षण के एक सामान्य केंद्र के बारे में कक्षा में रखते हैं, जहां वे गोलाकार कक्षाओं के साथ एक समबाहु त्रिभुज पर बिंदुओं के रूप में शुरू होते हैं, तो आदर्श रूप से वे उन कक्षाओं में रहेंगे और एक दूसरे से समान दूरी पर रहेंगे। लेकिन यह स्थिर नहीं है। कोई भी मामूली बदलाव प्रवर्धित हो जाएगा और पथ अब वृत्त या दीर्घवृत्त नहीं होंगे।

मैंने सबसे छोटे को चुनने का एकमात्र कारण यह है कि, यदि यह काफी छोटा है, तो आपके पास मूल रूप से एक छोटे से आगंतुक के साथ दो-शरीर प्रणाली (जो स्थिर है) है। इसलिए छोटे से छोटे को कुहनी मारने में हमेशा समस्या रहती है।

ठीक है जो पोस्ट का जवाब देता है। धन्यवाद दोस्तों, जरूरी नहीं कि मैं सभी शब्दों और स्पष्टीकरणों को समझ गया, लेकिन विचार आया।

स्कॉट, मेरा मानना ​​​​है कि आप सही हैं कि एक ही आकार और कक्षीय गति और दूरी के 6 द्रव्यमान के साथ, एक विमान के भीतर, तो वे अपना रूप धारण करने में सक्षम होना चाहिए, एक 7 वां, केंद्रीय सितारा, समान या बड़े द्रव्यमान का, मदद करेगा प्रणाली को स्थिर करने के लिए। प्रत्येक द्रव्यमान एक दूसरे से ६० डिग्री पर होगा जो संतुलन के लैग्रैजियन बिंदु रूप के अनुरूप है।

सामान्य लैग्रेंजियन अंक L3, L4 और L5, 'प्राइम' द्रव्यमान के साथ, एक केंद्रीय बिंदु के बारे में, आपको L3 और L4 के बीच और L3 और L5 के बीच समान 60 डिग्री पर द्रव्यमान और कक्षीय दूरी/गति के बीच अंक जोड़ने की आवश्यकता होगी। . जहां तक ​​​​मुझे पता है कि यह एकमात्र बुनियादी ज्ञात सैद्धांतिक स्थिर केम्पलर रोसेट है, जिसमें 7 द्रव्यमान सबसे अधिक स्थिर हैं, लेकिन यह बहुत ही स्वाभाविक रूप से होने के लिए बहुत ही असंभावित विन्यास का एक विशेष सेट है।

3 द्रव्यमान अन्य द्रव्यमानों से कम या कम स्थिरीकरण के साथ कक्षाओं के बाहरी विरूपण के अधीन होंगे, पुरानी 3-शरीर की समस्या इसके सिर को पीछे कर देती है। 6 या अधिमानतः 7 द्रव्यमान समाधान इसके आसपास हो जाता है क्योंकि यह कक्षाओं के पुनर्संयोजन की एक आत्म-सुदृढ़ीकरण प्रणाली है जो एक यथोचित दीर्घकालिक स्थिरता बनाए रखने में सक्षम है।

हालांकि, अंतरिक्ष और समय काम करने के लिए एक बहुत बड़ा खेल का मैदान है, और वह सारी ऊर्जा मायने रखती है!


सामान्य दृश्य पैटर्न

दोहरे सितारे कई प्रकार के संयोजनों में दिखाई देते हैं, लेकिन इनमें से कुछ ऐसे पैटर्न बनाते हैं जो विशेष रूप से एक अनूठी व्यवस्था, करीबी अलगाव, ज्वलंत चमक और/या रंग विरोधाभासों, या एक समृद्ध क्षेत्र में सिस्टम के स्थान के कारण विशेष रूप से आकर्षक या यादगार होते हैं। तारे या एक तारा समूह के अंदर भी।

आरेख (नीचे) कुछ अधिक बार सामने आने वाले दृश्य पैटर्न को दिखाता है। ये किसी भी तरह से उन संयोजनों को समाप्त नहीं करते हैं जो एक सक्रिय पर्यवेक्षक का सामना करेंगे, न ही डबल स्टार साहित्य में लेबल मानक हैं।

• मेल खाने वाले – (गम वीआईआर, एमयू डीआरए, गम एआरआई)। समान या समान परिमाण के दो नेत्रहीन निकट तारे (लगभग 0.3 के परिमाण अंतर के लिए), और इसलिए अक्सर समान द्रव्यमान और समान वर्णक्रमीय/चमकदार प्रकार के होते हैं। भौतिक प्रणाली होने के लिए ये सभी दृश्य युगलों की सबसे अधिक संभावना है। वे एक दूरबीन और पर्यवेक्षक (या देखने की) की संकल्प शक्ति के परीक्षण के लिए मानक लक्ष्य के रूप में कार्य करते हैं, और एक समृद्ध तारकीय क्षेत्र (मेरा पसंदीदा एलएएल 53) के माध्यम से घूमते समय खोजने के लिए आकर्षक हैं।

• विशालकाय प्रकार – (अल्प एचईआर, अल्प एससीओ)। देर से वर्णक्रमीय प्रकार (के या एम) विशाल या सुपरजायंट प्राथमिक और प्रारंभिक वर्णक्रमीय प्रकार (ओ, बी या ए) मुख्य अनुक्रम साथी से बना एक बाइनरी। ये संयोजन अपेक्षाकृत बार-बार होते हैं क्योंकि अधिकांश बायनेरिज़ में असमान द्रव्यमान होता है और दोनों तारे बड़े पैमाने पर होते हैं और विशाल दूरी पर दिखाई देते हैं। यह जोड़ी आम तौर पर एक पीला बनाम नीला (Y/B) या नारंगी बनाम हरा (O/G) रंग कंट्रास्ट बनाता है जो आंख की प्रतिद्वंद्वी प्रसंस्करण को हड़ताली प्रभाव में बढ़ाता है।

• असमान द्रव्यमान – (शर्त ओआरआई, डेल सीवाईजी)। असमान परिमाण के दो तारे जो करीब हैं लेकिन आसानी से हल हो गए हैं। मुझे यह पैटर्न विशेष रूप से आकर्षक लगता है जब प्राथमिक तारा ६ से ९वें परिमाण का होता है जिसमें एक साथी २ से ३ परिमाण मंद होता है और इस विन्यास में ४ से ६ आर्कसेकंड के पृथक्करण के भीतर जोड़ी बहुत दूर दिखाई देती है (और अक्सर होती है)। विस्तृत (>20 से>30 आर्कसेकंड) पृथक्करण के साथ परिमाण कंट्रास्ट कम प्रभावशाली होता है क्योंकि घटक एक फील्ड स्टार जैसा हो सकता है।

• डबल सिंगल (2+1 या 1+2) – (एमयू एचईआर, जेट सीएनसी)। दूर के बेहोश साथी के साथ एक करीबी प्राथमिक बाइनरी, 7: 1 से अधिक अलगाव के अनुपात में घटक (ट्रिपल सिस्टम का लगभग 42%) रिवर्स एकल दोगुना (१+२) विन्यास, एक हल्का प्राथमिक, निकट बाइनरी साथी के साथ एक उज्ज्वल प्राथमिक, कम आम है (सभी ट्रिपल का लगभग १०%)। जब लंबन या उचित गति उपलब्ध होती है, तो कभी-कभी एकल तारा बाइनरी से असंबंधित पाया जाता है। कंप्यूटर सिमुलेशन का सुझाव है कि यह कॉन्फ़िगरेशन प्रोटोस्टार की ट्रिपल प्रणाली से स्वाभाविक रूप से विकसित होगा, और दुर्लभ नहीं होना चाहिए।

• दुगुना दुगुना (2+2) – (ईपीएस 6,7 एलवाईआर, एसटीएफ 1964)। एकल प्रणाली के रूप में परिक्रमा करने वाली दो बायनेरिज़, आमतौर पर 10:1 से अधिक के बायनेरिज़ के बीच और भीतर के अलगाव में अनुपात के साथ। यह शब्द अक्सर दो असंबंधित बाइनरी सिस्टम पर लागू होता है जो समान कम शक्ति वाले क्षेत्र में दिखाई देते हैं (उदाहरण के लिए, एसटीएफ 2470 और एसटीएफ 2474 लाइरा में), या ऑप्टिकल संयोजन में दो असंबंधित बायनेरिज़ के रूप में और एक एकल एकाधिक सिस्टम के रूप में सूचीबद्ध (जैसे, एसटीएफ�) और बीयू 438)।

• सीपीएम – (एनयू1,2 सीआरबी, xi एससीओ)। दो तारे जो नेत्रहीन और स्थानिक रूप से एक दूसरे से बहुत दूर होते हैं, कभी-कभी 50,000 AU से अधिक की दूरी पर दृष्टि से सबसे अधिक आश्वस्त होते हैं जब दोनों तारे लगभग समान परिमाण या वर्णक्रमीय रंग के होते हैं (जुड़वां K या M दिग्गज विशेष रूप से ठीक होते हैं और इन्हें देखा जा सकता है बड़ी दूरियाँ)। लंबन या सीपीएम साक्ष्य यह पुष्टि करने के लिए आवश्यक है कि एक व्यापक रूप से अलग जोड़ी भौतिक है, जो केवल सूर्य के कुछ सौ पारसेक के भीतर सिस्टम के लिए संभव है।

ये कुछ पैटर्न डबल स्टार कॉन्फ़िगरेशन में एक आश्चर्यजनक विविधता में मूल विषय हैं, जो जटिल कई प्रणालियों और छोटे स्टार क्लस्टर में विस्तारित होते हैं। डबल स्टार खगोल विज्ञान में अनुत्तरित प्रश्नों में से एक यह है कि ये पैटर्न तारकीय प्रणालियों के कक्षीय और खगोल भौतिक विकास के माध्यम से कैसे संबंधित हो सकते हैं। इसके लिए हमें उनकी गतिशील संरचना को समझने की आवश्यकता है।


बेलजार खगोल विज्ञान

तारों पर एक दूरबीन के माध्यम से देखने पर बहुत कम जानकारी मिलती है जो हम उनसे प्राप्त कर सकते हैं। यह सुनिश्चित करने के लिए, हम जानते हैं कि वे किस रंग के हैं और हम देख सकते हैं कि कुछ दूसरों की तुलना में अधिक चमकदार हैं। यदि हम स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग करते हैं तो हम बता सकते हैं कि वे किन तत्वों से बने हैं। केवल इन तथ्यों से यह बताना कठिन है कि उनमें कितना द्रव्यमान है।

बाइनरी स्टार दो मूलभूत प्रकार के हो सकते हैं:

अल्बेरियो (विजुअल बाइनरी)
विज़ुअल बायनेरिज़ ऐसे तारे हैं जो स्पष्ट रूप से एक दूसरे से जुड़े हुए गुरुत्वाकर्षण हैं। वे एक दूसरे के चारों ओर एक सामान्य केंद्र की परिक्रमा करते हैं जिसे बैरीसेंटर कहा जाता है। दृश्य बायनेरिज़ को एक दूरबीन के माध्यम से वैकल्पिक रूप से देखा जा सकता है। बाइनरी सितारों का केवल एक छोटा सा हिस्सा विज़ुअल बायनेरिज़ है। एक दृश्य बाइनरी देखने के लिए, सितारों को काफी व्यापक दूरी से अलग किया जाना चाहिए, और कक्षीय अवधि आमतौर पर बहुत लंबी होती है।

ऑप्टिकल डबल्स ऐसे तारे हैं जो एक-दूसरे के पास पड़े हुए प्रतीत होते हैं, लेकिन वास्तव में ऐसा नहीं है, वे केवल हमारे सांसारिक अवलोकन से हमें एक साथ निकट होने के रूप में दिखाई देते हैं। जोड़ी में सितारों में से एक वास्तव में पहले सितारे के पीछे और बहुत दूर है। एक ऑप्टिकल डबल के तारे गुरुत्वाकर्षण से बंधे नहीं होते हैं।

विलियम हर्शल ने 1782 में ऑप्टिकल डबल्स की तलाश शुरू की, इस उम्मीद के साथ कि उन्हें एक ऑप्टिकल डबल में एक करीबी तारे की तुलना अधिक दूर के तारे से करने पर एक औसत दर्जे का लंबन मिलेगा।
हर्शल को कोई ऑप्टिकल बायनेरिज़ नहीं मिला, लेकिन उन्होंने सैकड़ों विज़ुअल बायनेरिज़ को सूचीबद्ध किया। १८०४ में हर्शल के पास दृश्य बायनेरिज़ के इतने माप थे कि उन्होंने निष्कर्ष निकाला कि कैस्टर के रूप में जाने जाने वाले सितारों की एक जोड़ी एक दूसरे की परिक्रमा कर रही थी। यह एक महत्वपूर्ण खोज थी, क्योंकि यह पहली बार था जब अवलोकन संबंधी साक्ष्य स्पष्ट रूप से हमारे अपने सूर्य और सौर मंडल के प्रभाव के बाहर दो वस्तुओं को एक दूसरे के चारों ओर कक्षा में दिखाते थे।

स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी
स्पेक्ट्रोस्कोप का उपयोग करके बाइनरी सितारों का पता लगाना भी संभव है। यदि दो तारे एक दूसरे की परिक्रमा कर रहे हैं तो वे दोनों एक स्पेक्ट्रम उत्पन्न करेंगे। यदि तारे समान चमक वाले होने के करीब हैं तो दोनों तारों से अलग-अलग वर्णक्रमीय रेखाएँ देखना संभव है। ये तारे विशेष रुचि के हैं क्योंकि इसका उपयोग दो सितारों की कक्षा के रेडियल वेग को निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है। पृथ्वी से दूर जाने पर तारे लाल रंग के और निकट आने पर नीले रंग के दिखाई देते हैं। यह प्रभाव डॉपलर प्रभाव के कारण होता है जो तारों से आने वाली प्रकाश तरंगों को दिशा के आधार पर विकृत करता है यदि उनकी गति होती है। एक स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी नीली और लाल स्थानांतरित वर्णक्रमीय रेखाओं के बीच वैकल्पिक होगी।


यदि हम स्टार हेड को देख रहे हैं तो स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़ का पता नहीं लगाया जा सकता है क्योंकि स्पेक्ट्रम में कोई डॉपलर शिफ्ट मौजूद नहीं होगा। यदि स्पेक्ट्रम की एक पंक्ति में डॉपलर शिफ्ट मौजूद हैं, तो हम केवल एक तारे से प्रकाश देख रहे हैं और हम इसे सिंगल-लाइन स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी कहते हैं। यदि हम दोनों तारों से प्रकाश देख सकते हैं तो डॉप्लर शिफ्ट अपनी कक्षाओं में दो सितारों की स्थिति के आधार पर वैकल्पिक, विभाजित और विलीन हो जाएगी। इसे डबल-लाइन स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी कहा जाता है।

एक बहुत ही महत्वपूर्ण विवरण, हम नहीं जानते कि दो तारों की कक्षाएँ पृथ्वी की ओर कैसे झुकी हैं। यह झुकाव कोई भी कोण हो सकता है, उस जानकारी के लिए हमें अलग-अलग सितारों को देखने के लिए पृथ्वी के सापेक्ष उनकी कक्षाओं के झुकाव को निर्धारित करने के लिए दृश्य विधियों पर वापस जाना होगा। फिर भी हम निश्चित रूप से कक्षा के वास्तविक झुकाव को निर्धारित नहीं कर सकते हैं, इसलिए हमारी द्रव्यमान गणना दो सितारों के द्रव्यमान की केवल एक निचली सीमा है।

रेडियल वेग खगोलविदों को दो सितारों के लिए कुल द्रव्यमान की गणना करने की अनुमति देते हैं, वे अलग-अलग सितारों के लिए द्रव्यमान प्रदान नहीं करते हैं और उस निर्धारण को करने के लिए अन्य तरीकों का उपयोग किया जाना चाहिए

ग्रहण बाइनरी
एक अन्य प्रकार के बाइनरी का अध्ययन किया जा सकता है जिसे एक्लिप्सिंग बाइनरी कहा जाता है। एकत्रित जानकारी का उपयोग अलग-अलग तारकीय द्रव्यमान और अलग-अलग सितारों के व्यास की गणना के लिए किया जा सकता है। ऐसा बहुत कम होता है कि दो तारे एक-दूसरे के चारों ओर कक्षा में हों और उनका कक्षीय झुकाव हो, जहां तारे एक दूसरे के सामने से गुजरते हुए पृथ्वी से दिखाई देने वाले प्रकाश का एक बिंदु बनाते हैं।
जब कक्षीय झुकाव, यदि ग्रहण द्विआधारी पृथ्वी पर किनारे पर है, तो तारे एक दूसरे के सामने से गुजरते हुए प्रतीत होंगे जैसे वे परिक्रमा करते हैं, जब उज्जवल तारे से प्रकाश ग्रहण किया जाता है तो हम प्राप्त प्रकाश की मात्रा में गहरी गिरावट देखेंगे तारे से (चित्र 1 में 6/25/95) हम इसे प्राथमिक न्यूनतम कहते हैं, वह भी तब जब मंद तारे से आने वाला प्रकाश उज्जवल द्वारा अवरुद्ध हो जाता है, प्राप्त प्रकाश फिर से कम हो जाता है, लेकिन इतना गहरा नहीं है और हम इसे द्वितीयक न्यूनतम कहते हैं (देखें चित्र 1 में 6/9/95, अन्यथा हम दोनों तारों से कुछ या सभी प्रकाश एकत्र करने में सक्षम हैं।


इन प्रकाश परिवर्तनों के पैटर्न को एक प्रकाश वक्र कहा जाता है और इसके लिए डेटा एक फोटोमीटर के उपयोग द्वारा एकत्र किया जाता है, जब तक कि ग्रहण करने वाले बायनेरिज़ एक पूर्ण कक्षीय चक्र का उत्पादन नहीं करते हैं, तब तक आवधिक माप करते हैं।

हम द्रव्यमान बनाम चमक संबंध का उपयोग यह निर्धारित करने के लिए करते हैं कि व्यक्तिगत द्रव्यमान के बीच क्या अंतर है, फिर रेडियल वेग की जानकारी से गणना की गई संपूर्ण प्रणाली के द्रव्यमान का उपयोग करके, हम यह निर्धारित कर सकते हैं कि दो सितारों का व्यक्तिगत द्रव्यमान क्या होना चाहिए। फोटोमेट्रिक डेटा झुकाव के संबंध में कुछ अनिश्चितता को दूर करता है क्योंकि आंशिक ग्रहण के लिए प्रकाश वक्र के आकार पूर्ण ग्रहण की तुलना में भिन्न होंगे।
ALGOL सबसे प्रसिद्ध और सबसे अधिक अध्ययन किए गए ग्रहण करने वाले बाइनरी सितारों में से एक है। ALGOL आम तौर पर लगभग 2.3 परिमाण का होता है, लेकिन हर 10 घंटे या तो यह लगभग 3.4 परिमाण तक मंद हो जाएगा, दूसरे शब्दों में ALGOL 68% मंद हो जाता है। मुझे संदेह है कि मानवता को ALGOL के व्यवहार के बारे में काफी समय से पता है, क्योंकि ALGOL के अरबी नाम का अर्थ है “Demons Head”, और ALGOL मेडुसा के कटे हुए सिर से जुड़ा है। ALGOL को अक्सर दानव की आंखें झपकने के रूप में जाना जाता है।

एक्लिप्सिंग बाइनरी तब होती है जब बाइनरी सिस्टम का ऑर्बिटल प्लेन ठीक होता है जब एक तारा सीधे दूसरे के सामने से गुजरता है, जैसा कि पृथ्वी से देखा जाता है, हमने आकाश के प्लेन के लिए एक एक्लिप्सिंग बाइनरी लंबवत देखा।

बौना नोवा या आवर्तक नोवा


जब एक अन्यथा सामान्य तारा एक सफेद बौने साथी के साथ जुड़ा होता है, तो एक प्रकार का बाइनरी जिसे आवर्तक नोवा या बौना नोवा कहा जाता है, हो सकता है। सामान्य तारा द्रव्यमान को एक अभिवृद्धि डिस्क पर स्थानांतरित करता है जो सफेद बौने के चारों ओर बनता है। जैसे ही सामग्री अभिवृद्धि डिस्क पर गिरती है, कुछ सामग्री को अभिवृद्धि डिस्क में अशांति द्वारा सफेद बौने में स्थानांतरित किया जा सकता है, यह सफेद बौने के अचानक चमकने का कारण बनता है क्योंकि हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित हो जाता है।
यदि अभिवृद्धि डिस्क से पर्याप्त सामग्री सफेद बौने पर गिरती है तो हाइड्रोजन गैस संकुचित हो जाएगी और तापमान में पर्याप्त वृद्धि होने तक तुरंत फ्यूज नहीं होगी, सामग्री अचानक और हिंसक रूप से एक भगोड़ा संलयन प्रतिक्रिया में फ्यूज हो जाएगी और एक हिंसक विस्फोट जिसे बौना कहा जाता है नोवा होता है जो अभिवृद्धि डिस्क को उड़ा देगा, लेकिन यह सामान्य तारे को परेशान नहीं करेगा।


बड़े पैमाने पर स्थानांतरण जल्दी से फिर से शुरू हो जाएगा और एक नई अभिवृद्धि डिस्क बनेगी। चक्र तब तक जारी रहेगा जब तक प्रतिक्रिया को रोकने के लिए सामान्य तारे से पर्याप्त द्रव्यमान नहीं निकाला जाता।

किसी भी प्रकार के बाइनरी सिस्टम में मास ट्रांसफर दो सितारों के विकास चक्र को प्रभावित करेगा। सामान्य तारा अपने ईंधन को अधिक धीरे-धीरे जलाएगा क्योंकि द्रव्यमान हटा दिया जाता है और गुरुत्वाकर्षण बलों से कम आंतरिक ताप के कारण तारा ठंडा हो जाता है। यह द्रव्यमान प्राप्त करने वाले तारे के विकास को भी तेज करेगा, उन्हीं कारणों से, अधिक द्रव्यमान, अधिक आंतरिक ताप और संलयन प्रक्रिया की जल्दबाजी।

यदि सामग्री बहुत जल्दी स्थानांतरित हो जाती है, तो गुरुत्वाकर्षण बल हाइड्रोजन को तब तक और भी अधिक संपीड़ित करके फ्यूज करने से रोकेगा जब तक कि हाइड्रोजन गैस पतित पदार्थ न बन जाए। तापमान में वृद्धि के कारण पतित पदार्थ का विस्तार नहीं होता है इसलिए श्वेत बौने का द्रव्यमान तब तक बढ़ता है जब तक कि यह चंद्रशेखर सीमा से अधिक न हो जाए। जब ऐसा होता है तो सफेद बौना ढह जाएगा और एक प्रकार I सुपरनोवा होगा जो साथी तारे को नष्ट कर सकता है और सफेद बौना न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल में बदल जाता है।

बर्स्टर
इसी तरह की घटना तब हो सकती है जब एक सामान्य तारा एक पल्सर से जुड़ा होता है, दी गई ऊर्जा ज्यादातर एक्स-रे होगी, और इसे बौना नोवा या आवर्तक नोवा कहा जाने के बजाय, इसे एक्स-रे बर्स्टर या अधिक सरल रूप से कहा जाता है। एक फटनेवाला। हम सोचते हैं कि जैसे ही सामान्य हाइड्रोजन अभिवृद्धि डिस्क पर गिरता है, यह जल्दी से हीलियम में परिवर्तित हो जाता है, जब हीलियम 1 मीटर की गहराई तक पहुँच जाता है, तो यह विस्फोटक रूप से हीलियम को कार्बन उत्पादक एक्स-रे में परिवर्तित कर देगा। कार्बन को फ्यूज करने में जितनी देर होगी, विस्फोट उतना ही बड़ा और अधिक हिंसक होगा। आवर्तक नोवा और बर्स्टर के बीच मुख्य अंतर यह है कि बर्स्टर में अभिवृद्धि डिस्क अधिक गर्म होगी क्योंकि यह पहले से ही हाइड्रोजन को हीलियम में फ्यूज कर रही है, साथ ही फटने से दृश्य प्रकाश के बजाय ज्यादातर एक्स-रे उत्पन्न होंगे।


जब एक ब्लैक होल एक सामान्य तारे से जुड़ा होता है, तो यह एक्स-रे बर्स्टर जैसी ही घटनाओं का उत्पादन करेगा और यह सुनिश्चित करने का एकमात्र तरीका है कि साथी एक ब्लैकहोल है, जब कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट का द्रव्यमान 3 सौर से अधिक हो जनता। साथी के लिए न्यूट्रॉन स्टार होने के लिए यह बहुत अधिक द्रव्यमान है। गुरुत्वाकर्षण बल के कारण गुरुत्वाकर्षण बल के विरुद्ध स्वयं को सहारा देने के लिए न्यूट्रॉन के बिंदु से परे तारे के पतन का कारण होगा और तारा एक ब्लैक होल का निर्माण करते हुए शून्य त्रिज्या तक गिर जाएगा।

बाइनरी सितारों के साथ स्टार के गुणों की गणना
बाइनरी के प्रकार

  • विजुअल बाइनरी: दोनों सितारों को देख सकते हैं और समय के साथ उनकी कक्षाओं का अनुसरण कर सकते हैं।
  • स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी: दो सितारों को अलग नहीं कर सकता, लेकिन उनकी कक्षा गति को देख सकता है क्योंकि डॉपलर उनकी वर्णक्रमीय रेखाओं में बदलाव करता है।
  • ग्रहण बाइनरी: सितारों को अलग कर सकते हैं, लेकिन जब वे समय-समय पर एक-दूसरे को ग्रहण करते हैं तो कुल चमक गिरती है।

विजुअल बायनेरिज़ –> दो सितारे अपने द्रव्यमान के केंद्र के बारे में परिक्रमा करते हैं।


सेंटर ऑफ मास
दो तारे अपने द्रव्यमान केंद्र की परिक्रमा करते हैं।

  • अर्ध-प्रमुख अक्ष को मापें, a, प्रक्षेपित कक्षा से और दूरी से।
  • केंद्र के बारे में सापेक्ष स्थितियाँ देती हैं: M1/M2 = a2/a1

मापने वाले द्रव्यमान
न्यूटन के केपलर के तीसरे नियम का रूप:
प्रक्रिया:
1. कक्षा का अनुसरण करते हुए आवर्त P को मापिए।
2. आकाश में प्रक्षेपित कक्षा से अर्ध-प्रमुख अक्ष, a और द्रव्यमान अनुपात, M1/M2 को मापें।
3. उपरोक्त समीकरण को हल करें और द्रव्यमान को अलग करें।

समस्या
विस्तार से इसका पता लगाने के लिए हमें एक कक्षा का काफी देर तक अनुसरण करने की आवश्यकता है:

माप दूरी जानने पर निर्भर करते हैं:

छोटी त्रुटियां जल्दी से जुड़ जाती हैं (दूरी में 10% त्रुटि द्रव्यमान में 30% त्रुटि में तब्दील हो जाती है!)।

स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़
दोनों सितारों को अलग-अलग देखने में सक्षम होने के लिए अधिकांश बायनेरिज़ बहुत दूर हैं।
लेकिन, आप वर्णक्रमीय रेखाओं के आवधिक डॉपलर बदलाव द्वारा उनकी कक्षीय गतियों का पता लगा सकते हैं:

• कक्षीय वेगों के पैटर्न से कक्षा अवधि और amp आकार निर्धारित करें


समस्या:
दो तारों को अलग-अलग नहीं देख सकते:

  • अर्ध-प्रमुख अक्ष का अनुमान कक्षा की गतियों से लगाया जाना चाहिए।
  • यह नहीं बता सकता कि कक्षा किस प्रकार आकाश की ओर झुकी हुई है

दूरी जानने पर सब कुछ गंभीर रूप से निर्भर करता है।
फिर से…

ग्रहण बायनेरिज़
दो तारे हमारी दृष्टि रेखा के लगभग किनारे पर परिक्रमा कर रहे हैं।

  • चमक में समय-समय पर गिरावट देखें क्योंकि एक तारा दूसरे को ग्रहण करता है।
  • स्पेक्ट्रा के साथ संयोजन करें जो कक्षीय गति को मापता है

सर्वोत्तम डेटा के साथ, कोई भी दूरी जाने बिना सितारों के द्रव्यमान का पता लगा सकता है।


समस्या
ग्रहण बाइनरी सितारे बहुत दुर्लभ हैं।
प्रकाश वक्रों का मापन विवरण द्वारा जटिल है:


चट्टानी ग्रह कई दोहरे तारों की परिक्रमा कर सकते हैं

इस ऐक्रेलिक पेंटिंग में, यूटा विश्वविद्यालय के खगोल भौतिकीविद् बेन ब्रोमली ने एक निर्जन पृथ्वी जैसे ग्रह से द्विआधारी सितारों की एक जोड़ी की परिक्रमा करते हुए दोहरे सूर्यास्त के दृश्य की कल्पना की है। एक नए अध्ययन में, स्मिथसोनियन एस्ट्रोफिजिकल ऑब्जर्वेटरी के ब्रोमली और स्कॉट केन्योन ने गणितीय विश्लेषण और सिमुलेशन का प्रदर्शन करते हुए दिखाया कि एक चट्टानी ग्रह के लिए बाइनरी सितारों के आसपास बनना संभव है, जैसे ल्यूक स्काईवॉकर के गृह ग्रह टैटूइन "स्टार वार्स" फिल्मों में। अब तक, नासा के केपलर स्पेस टेलीस्कोप ने केवल शनि या नेपच्यून जैसे गैस-विशाल ग्रहों को द्विआधारी सितारों की परिक्रमा करते हुए पाया है। क्रेडिट: बेन ब्रोमली, यूटा विश्वविद्यालय

"स्टार वार्स" में ल्यूक स्काईवॉकर का घर रेगिस्तानी ग्रह टैटूइन है, जिसमें जुड़वां सूर्यास्त हैं क्योंकि यह दो सितारों की परिक्रमा करता है। अब तक, ऐसे बाइनरी सितारों की परिक्रमा करने वाले केवल निर्जन गैस-विशाल ग्रहों की पहचान की गई है, और कई शोधकर्ताओं का मानना ​​​​है कि चट्टानी ग्रह वहां नहीं बन सकते हैं। अब, गणितीय सिमुलेशन से पता चलता है कि पृथ्वी के समान, ठोस ग्रह जैसे टैटूइन मौजूद हैं और व्यापक हो सकते हैं।

यूटा विश्वविद्यालय के एस्ट्रोफिजिसिस्ट बेन ब्रोमली और स्मिथसोनियन एस्ट्रोफिजिकल ऑब्जर्वेटरी के स्कॉट केनियन द्वारा किए गए अध्ययन का निष्कर्ष है, "टैटूइन सूर्यास्त सभी के बाद आम हो सकते हैं।"

"हमारा मुख्य परिणाम यह है कि एक बाइनरी स्टार के पास एक छोटे से क्षेत्र के बाहर, [या तो चट्टानी या गैस-विशाल] ग्रह निर्माण एक ही तारे के समान ही आगे बढ़ सकता है, " वे लिखते हैं। "हमारे परिदृश्य में, ग्रह बायनेरिज़ के आसपास उतने ही प्रचलित हैं जितने कि एक तारे के आसपास।"

अध्ययन को प्रस्तुत किया गया है एस्ट्रोफिजिकल जर्नल समीक्षा के लिए, लेकिन जैसा कि क्षेत्र में रिवाज है, लेखकों ने बिना समीक्षा के पेपर को वैज्ञानिक प्रीप्रिंट वेबसाइट पर पोस्ट किया है arXiv.

साथ में स्टार वार्स: एपिसोड VII - द फोर्स अवेकेंस 18 दिसंबर को हिट मूवी स्क्रीन के कारण, महाकाव्य श्रृंखला के प्रशंसकों को ल्यूक और अनाकिन स्काईवॉकर दोनों के गृह ग्रह, ओबी वान केनोबी और हान सोलो के मिलन स्थल और डोमेन शासित (जब तक) जैसे ग्रहों की संभावित वास्तविकता पर उत्साहित किया जा सकता है। युद्ध में उनकी मृत्यु) क्राइम लॉर्ड जब्बा द हट द्वारा। ल्यूक एक क्लासिक फिल्म पल में टैटूइन के दोहरे सूरज की स्थापना को देखता है।

नए अध्ययन का शीर्षक है "बाइनरी सितारों के चारों ओर ग्रह निर्माण: टैटूइन आसान बना दिया," लेकिन पेपर कुछ भी आसान दिखता है: यह गणितीय सूत्रों से भरा हुआ है जिसमें वर्णन किया गया है कि कैसे ग्रहों द्वारा बाइनरी सितारों को कक्षा में रखा जा सकता है - क्षुद्रग्रह के आकार की चट्टानें जो एक साथ टकराती हैं ग्रह बनाने के लिए।

ब्रोमली कहते हैं, "हमने यह दिखाने के लिए अपना मीठा संख्यात्मक समय लिया कि सितारों की एक जोड़ी के आसपास की सवारी लगभग एक की तरह ही चिकनी हो सकती है, " जब ग्रह निर्माण के शुरुआती चरणों की बात आती है, तो ब्रोमली कहते हैं। "'मेड इज़ी' भाग वास्तव में वही नुस्खा कह रहा है जो सूर्य के चारों ओर काम करता है जो टैटूइन के मेजबान सितारों के आसपास काम करेगा।"

The study was funded by NASA's Outer Planets Program and was a spinoff of Bromley's and Kenyon's research into how dwarf planet Pluto and its major moon, Charon, act like a binary system. Both are orbited by four other moons.

'Planets form like dust bunnies'

From a swirling disk of gas and dust surrounding a young star, "planets form like dust bunnies under your bed, glomming together to make larger and larger objects," says Kenyon, whose observatory is part of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. "When planets form around a binary, the binary scrambles up the dust bunnies unless they are on just the right orbit."

University of Utah astrophysicist Ben Bromley used acrylics to paint this depiction of a double sunset from an inhabited Earthlike planet orbiting a pair of binary stars. To date, only gas giant planets like Saturn have been found orbiting binaries. But in a new study, Bromley and Scott Kenyon of the Smithsonian Astrophysical Observatory performed mathematical analysis and simulations showing that, contrary to scientific doubts, it is possible for a rocky planet to form around binary stars, like Luke Skywalker’s home planet Tatooine in the “Star Wars” films. Credit: Ben Bromley, University of Utah

Scientists call that a "most circular orbit," which in reality is a not-quite-circular, oval-shaped orbit in which the entire oval has numerous little waves in it, Bromley says.

"It's an oval with ripples," which are caused by the cyclic tugging of the two central stars, he adds.

"For over a decade, astrophysicists believed that planets like Earth could not form around most binary stars, at least not close enough to support life," he says. "The problem is that planetesimals need to merge gently together to grow. Around a single star, planetesimals tend to follow circular paths – concentric rings that do not cross. If planetesimals do approach each other, they can merge together gently."

But if planetesimals orbit a pair of stars, "their paths get mixed up by the to-and-fro pull of the binary stars," Bromley says. "Their orbits can get so tangled that they cross each other's paths at high speeds, dooming them to destructive collisions, not growth."

Previous research started with circular orbits when pondering planet formation around binary stars, Bromley says, while the new study shows that "planets, when they are small, will naturally seek these oval orbits and never start off on circular ones. … If the planetesimals are in an oval-shaped orbit instead of a circle, their orbits can be nested and they won't bash into each other. They can find orbits where planets can form."

In their study, Bromley and Kenyon showed mathematically and by simple computer simulations that rocky, Earth-sized planets can form around binary stars if they have the oval "most circular" orbit. They didn't conduct their simulations to the point of planet formation, but showed that planetesimals could survive without collisions for tens of thousands of years in concentric, oval-shaped orbits around binary stars.

"We are saying you can set the stage to make these things," Bromley says. "It is just as easy to make an Earthlike planet around a binary star as it is around a single star like our sun. So we think that Tatooines may be common in the universe."

Kepler and worlds discovered

NASA's Kepler space telescope has discovered more than 1,000 planets orbiting other stars, including some rocky planets in the so-called habitable zone neither too near and hot, nor too far and cold from the star they each orbit.

So far, Kepler has found seven planets orbiting within or near the habitable zone around binary stars, but all of them are giant gaseous planets, Bromley says.

"The planets that Kepler has discovered so far around binary stars are larger, Neptune- or Jupiter-sized gas giants," he says. "None of those found so far are small and rocky like our Earth – or like Tatooine in 'Star Wars.'"

Bromley believes Kepler hasn't yet spotted Earthlike planets around binary stars because they are small compared with gas giants, "so it's a hard measurement."

While Kepler has found other gas giants farther from binary stars, there has been debate about how the seven in the habitable zone got where they are.

The new study shows it is possible they formed in place from gas and dust – something "everyone else says is impossible," Bromley says. He also doubts it because there doesn't appear to have been enough gas and dust for gas giants Kepler has spotted near binaries to have formed in place. The study also showed that the gas and dust could have moved in from elsewhere so the gas giants could form where they now are seen.

The prevailing theories contend the gas giants discovered by the Kepler spacecraft must have formed farther out in a cooler, calmer part of space and then migrated closer to the binary stars, either by spiraling inward though a disk of gas surrounding the binary pair, or by being hurled in by the gravity of another more distant gas-giant planet.

But "an Earthlike Tatooine would have no problem forming right where it needs to be to host life," Bromley says.


Can Two Stars of One Same Type Orbit Each Other? - खगोल विज्ञान

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2 planets ( Score: 2, Funny)

पुन: (स्कोर: 2)

Only if you don't spring for the two-person space suit.

And I think its gonna be a long long time ( Score: 2)

It's lonely out in space.
On such a timeless flight.

पुन: (स्कोर: 2)

If you don't like the definition of planets because it is too fuzzy --- wait until you learn the distinction between stars and planets:)

पुन: (स्कोर: 2)

No, that's pretty much always been the way it was.

Re:Problem with the definition of a planet ( Score: 4, Insightful)

Re:Problem with the definition of a planet ( Score: 5, Interesting)

They'll say, "oh, it's okay, there's enough of a size difference between those bodies that they don't count". But the thing is that there's no way that most of the current "8 planets" would have cleared their orbits without help from the giants. It's pretty much accepted science in astronomy that Jupiter, and to a lesser extent Saturn, scattered most of the bodies in our solar system. Mars has a Stern-Levison parameter (rating of the ability of a body to scatter small bodies) two orders of magnitude less than Neptune, and Neptune has multiple Pluto-scale bodies in its orbit. Pluto may be small compared to Neptune, but it's not so small in comparison to Mars, yet Mars has two orders magnitude less ability to scatter them. Mars didn't scatter these things away - Jupiter did. Heck, a number of the models show that the planets didn't even form in their current locations.

There's all this misuse of the Stern-Levison parameter out there to say things that it doesn't. The parameter is based around a probabilistic simulation of the body and a bunch of "small bodies" with a mass distribution and orbital distribution similar to our asteroid belt. But of course, that tells you very little - our asteroid belt only has the size and mass distribution that it does today because of the influence of other planets - and when I say "other planets", I really mean overwhelmingly Jupiter (only a tiny fraction of asteroids are in Mars resonances). Jupiter has stopped these bodies from coalescing into larger bodies and scattered the vast majority of its mass elsewhere. That's not the situation that the solar system was in during formation. There were numerous large "planetissimals" scattered around. The Stern-Levison parameter says absolutely nothing about the ability of a body to scatter large planetissimals. And even concerning scattering asteroids, it doesn't state that the scatters are enough to "clear the orbit", only that their angle changes on a pass by more than a given number of degrees.

Basic point: a standard based around the "8 planets" having cleared their orbit is a lie. The science says that most of them aren't responsible for clearing their own orbits.

And while we're at it: what sort of stupid standard puts Mars and Jupiter in the same group but in a different group than Pluto and Ceres? There was a perfectly reasonable standard under discussion at the IAU conference shortly before they switched what they were voting on: a definition built around hydrostatic equlibrium. A lot of the planetary scientists left thinking that this was the version that was going to be voted on, and being happy with either "no definition" or an "equilibrium definition", saw no need to stick around for the final vote. Hydrostatic equilibrium actually है valid science, and it's very meaningful. A body not in hydrostatic equilibrium is generally made of primordial minerals. It's the sort of place you'd go to research, for example, properties of how the solar system formed. A body in hydrostatic equilibrium has undergone mass conversion of its primordial minerals to new forms. It's undergone massive releases of energy (which may still be present, depending), associated action of fluids, etc, and are the sorts of places you would go to study mineralization processes, internal processes or search for life. They're very different bodies, and there's a very simple dividing line - one that's much easier to calculate/measure than a pseudoscience "cleared the neighborhood" standard.


Astronomers Discover Impossible Binary Systems

This artist's impression shows the tightest of the new record breaking binary systems. Two active M4 type red dwarfs orbit each other every 2.5 hours, as they continue to spiral inwards. Eventually they will coalesce into a single star (J. Pinfield / RoPACS network)

Until now it was thought that such close-in binary stars could not exist.

About half of the stars in our Milky Way galaxy are, unlike our Sun, part of a binary system in which two stars orbit each other. Most likely, the stars in these systems were formed close together and have been in orbit around each other from birth onwards. It was always thought that if binary stars form too close to each other, they would quickly merge into one single, bigger star. This was in line with many observations taken over the last three decades showing the abundant population of stellar binaries, but none with orbital periods shorter than 5 hours.

For the first time, the team has investigated binaries of red dwarfs, stars up to ten times smaller and a thousand times less luminous than the Sun. Although they form the most common type of star in the Milky Way, red dwarfs do not show up in normal surveys because of their dimness in visible light.

“To our complete surprise, we found several red dwarf binaries with orbital periods significantly shorter than the 5 hour cut-off found for Sun-like stars, something previously thought to be impossible”, said Dr Bas Nefs of Leiden Observatory in the Netherlands, lead author of a paper accepted for publication in the journal रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी की मासिक नोटिस. “It means that we have to rethink how these close-in binaries form and evolve.”

Since stars shrink in size early in their lifetime, the fact that these very tight binaries exist means that their orbits must also have shrunk as well since their birth, otherwise the stars would have been in contact early on and have merged. However, it is not at all clear how these orbits could have shrunk by so much.

One possible answer to this riddle is that cool stars in binary systems are much more active and violent than previously thought.

It is possible that the magnetic field lines radiating out from the cool star companions get twisted and deformed as they spiral in towards each other, generating the extra activity through stellar wind, explosive flaring and star spots. Powerful magnetic activity could apply the brakes to these spinning stars, slowing them down so that they move closer together.

“Without UKIRT’s superb sensitivity, it wouldn’t have been possible to find these extraordinary pairs of red dwarfs,” said co-author Dr David Pinfield of the University of Hertfordshire. “The active nature of these stars and their apparently powerful magnetic fields has profound implications for the environments around red dwarfs throughout our Galaxy.”

Bibliographic information: Nefs SV et al. 2012. Four ultra-short period eclipsing M-dwarf binaries in the WFCAM Transit Survey. Accepted for publication in सोमवार। नहीं। आर एस्ट्रोन। Soc. arXiv:1206.1200v1


Twin Planets Found Around Twin Stars

Well, this is interesting: Astronomers looking for exoplanets—alien worlds orbiting other stars—have found a binary system (two stars orbiting each other) where both stars have a single planet orbiting them!

Plenty of circumbinary planets have been found, where the exoplanet orbits दोनों stars at some distance (think Tatooine), but it’s rare to find a binary star where both stars have their own planet (called circumprimary planets).

The binary is called WASP 94AB (the 94 th planetary system found by the Wide Angle Search for Planets, where the two individual stars are called A and B). Both stars are classified as F-types, somewhat more massive and hotter than the Sun. They orbit each other at a distance of at least 400 billion kilometers, about 90 times the distance of Neptune from the Sun.

The planets are both “hot Jupiters,” gas giants that orbit their respective host star closely. One of the planets, WASP 94Ab (planets are given lower case letter designations starting at “b”), was discovered because it transits its star, moves directly between us and the star, blocking a wee bit of its light. Knowing how big the star is, we can determine how big the planet is by how much light it blocks. In this case, it’s 1.7 times wider than Jupiter.

We can also get its mass, because as it orbits the star it tugs on it, and we can measure that effect. The planet’s mass, interestingly, is only about 0.45 times Jupiter’s. So it’s less massive, but much larger than Jupiter. क्यों?

Heat. It orbits the star every four days, which means it’s very close to this inferno. The planet absorbs that heat, and its atmosphere puffs up, making it much larger than you’d expect.

The other planet, WASP 94Bb, was discovered by accident! Although it does not transit the star, it still tugs on it, and this effect was discovered when the astronomers serendipitously observed WASP 94B at the same time as WASP 94A. They found the planet’s mass to be about 0.6 times Jupiter’s (the size can’t be found because there’s no transit). It takes only दो days to orbit the star.

What’s very interesting, though, is that these planets exist at all! We know planets this massive can’t form this close in to stars it’s too hot for planets to be able to gather enough material to grow that big. The current thinking is that they form much farther out and migrate inward toward the star. When they form, there’s a disk of material around the star called the protoplanetary disk, and plowing through this material drops the big planet down toward the star, eventually stopping when the disk peters out close to the star.

However, there’s more going on with the WASP 94 planets. For one, careful measurements of the first planet show it orbits the star in the wrong direction, opposite to the star’s spin! This retrograde motion, as it’s called, can’t be due to simple migration inward something else must have kicked the planet in some way to get it moving the opposite direction.

For another, the other planet doesn’t transit, meaning its orbital plane is tilted quite a bit from the first planet. The two stars almost certainly formed together, and have very similar properties, so the disks that formed the planets should be similar. You’d expect both disks would have aligned with the orbital plane of the two stars themselves. But at least one of the planets is out of whack.

It’s possible these anomalies are due to the mutual gravitational influences of the stars, one tugging on the disk of the other. But they’re very widely separated, so this is unlikely (though not impossible). Perhaps WASP 94A has or had other planets that interacted with the planet 94Ab, sending it into a weird orbit.

Whatever happened here, this is an odd system. Hot Jupiters aren’t very common in stars this massive, and so each one having such a planet is a bit weird in and of itself. Only three other binary systems with circumprimary planets like this are known so far.

I love exoplanets! They show such a rich and diverse range of properties, and not all of them are easily explainable. We’re still arguing over the details of how our own solar system formed, honestly, so studying these other systems gives us insight into our own origin story.



टिप्पणियाँ:

  1. Hod

    ऐसा था और मेरे साथ था। आइए इस प्रश्न पर चर्चा करें।

  2. Alcott

    आप सही नहीं हैं। मैं इस पर चर्चा करने के लिए सुझाव देता हूं।

  3. Struan

    बहुत उपयोगी पोस्ट

  4. Ambrosius

    मेरी राय में, गलतियाँ की जाती हैं। मैं इस पर चर्चा करने का प्रस्ताव करता हूं।



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