همدم‌هاي آسماني!
در
يك نگاه گذرا به آسمان شب مي‌توان نقاط نوراني بي‌شماري را مشاهده كرد كه
پنداري بر يك صفحه متحرك متصل شده‌اند و نقش‌آفريني شبانه خود را انجام
مي‌دهند و صحنه را براي ستاره داستان كه همانا خورشيد است خالي مي‌كنند.
اما اگر دقيق‌تر به اين نمايش نگاه كنيم درمي‌يابيم كه اغلب اين بازيگران
آن‌گونه كه ما مي‌پنداريم تنها نيستند و هماوردي دارند كه حركاتشان با وي
تنظيم و تعيين مي‌شود.
اين
هماورد‌ها سيستم‌هايي شكل مي‌دهند كه همانا با نام ستارگان دوتايي شناخته
مي‌شوند (كه البته ممكن است از بيش از دو ستاره نيز تشكيل شده باشند). عبارت ستارگان دوتايي براي نخستين بار در سال 1802 و توسط "ويليام هرشل" به كار گرفته شد، آنجا كه وي در دست‌نوشته خود چنين نگاشت:
"در
صورتي كه دو ستاره در موقعيت بسيار نزديك نسبت به هم قرار داشته باشند و
در عين حال از نيروهاي خارجي ديگر ايزوله بوده و تحت تاثير نيروهاي حاصله
از ساير ستارگان همسايه قرار نگيرند، يك سيستم مجزا را تشكيل مي‌دهند و در
اثر نيروي گرانشي‌شان نسبت به ديگري يك سيستم مقيد را شكل مي‌دهند. سيستمي
كه از يك جفت ستاره تشكيل شده است و از اين پس تحت عنوان دوتايي بررسي
خواهند شد"
اما
در تعريف نوين از ستارگان دوتايي اصولا به سيستمي از ستارگان، دوتايي
مي‌گويند كه در آن دو ستاره به دور يك مركز جرم معين گردش تناوبي داشته
باشند.
در
اين مقال بر آنيم تا به بررسي اجمالي سيستم‌هاي دوتايي بپردازيم. بسياري
از ستارگان آسمان در سيستم‌هاي دوتايي و يا چندتايي قرار دارند كه به هفت
دسته اصلي تقسيم مي‌شوند و در ادامه به آنها مي‌پردازيم.
دوتايي‌هاي ظاهري يا نوري
في‌الواقع
اين ستارگان، دوتايي‌هاي واقعي نيستند چرا كه ارتباط فيزيكي با يكديگر
ندارند و تنها به واسطه اين كه از نظر ظاهري در يك خط ديد قرار دارند
مرتبط به نظر مي‌رسد. اين سيستم‌ها پس از بررسي‌هاي تكميلي ناهماهنگي‌هاي
خود را آشكار مي‌كنند و به زودي مشخص مي‌شود كه ارتباطي با يكديگر ندارند.
دوتايي سهي و مئزر يك نمونه از اين گونه سيستم‌ها هستند كه تنها به دليل
قرابت ظاهري با يكديگر به صورت سيستم دوتايي به نظر مي‌رسند و در واقع هيچ
ارتباط فيزيكي با يكديگر ندارند. البته هنگامي‌كه به بررسي عميق تر اين دو
ستاره مي‌پردازيم درمي‌يابيم كه خود مئزر يك دوتايي مرئي است لكن ارتباطي
با سهي ندارد. نكته جالب توجه اين است كه وقتي دو ستاره تشكيل‌دهنده
دوتايي مئزر را مورد بررسي طيفي قرار مي‌دهيم در مي‌يابيم كه هر يك از اين
دو ستاره، خود نيز در واقع دوتايي‌اند (البته دوتايي طيف‌سنجي) و اين
يافته تصويري بسيار پيچيده و البته شگفت‌انگيز را در برابر ما قرار
مي‌دهد.
دوتايي‌هاي مرئي
اين
ستارگان به اندازه كافي به ما نزديك‌اند و در عين حال به قدر كافي از
يكديگر دور كه ما مي‌توانيم به طور عادي و با بهره‌گيري از تكنيك‌هاي بصري
يا روش‌هاي تداخل‌سنجي حضور آنان را در يك سيستم دريابيم، به اين سيستم‌ها
دوتايي‌هاي مرئي مي‌گويند. در اين سيستم‌ها خط ديد ما با صفحه مداري سيستم
ستاره‌اي زاويه دارد و لذا ما به دليل نزديكي آنها مي‌توانيم حركت مجزاي
ستاره‌ها را تشخيص دهيم (البته به وسيله تلسكوپ). البته اين تشخيص ساده
مستلزم آن است كه طول دوره تناوب گردش اين دو ستاره به دور هم چندان
طولاني (مثلا چندين قرن) نباشد. يكي از بهترين و مشهورترين نمونه از اين
ستارگان دوتايي، مزدوج شعراي يماني است. اين سيستم از يك ستاره در رشته
اصلي و يك كوتوله سفيد تشكيل شده است. البته به دليل درخشندگي فوق‌العاده
همدم جوان، كوتوله سفيد مورد بحث چندان به چشم نمي‌آيد. اين دو ستاره با
دوره تناوب نزديك به 50 سال به دور يكديگر مي‌گردند.
دوتايي‌هاي گرفتي
در
اين سيستم‌ها، دو ستاره طوري به دور يكديگر مي‌گردند كه به طور متناوب
يكديگر را مي‌پوشانند و تغييرات ايجاد شده در روشنايي ظاهري كه نتيجه اين
پوشش است، راه شناخت اين سيستم‌هاست. ويژگي مهم اين سيستم‌ها آن است كه
ميل مداري‌شان نزديك به 90 درجه است و اين بدان معناست كه خط ديد تقريبا
در صفحه مداري قرار دارد. لازم به ذكر است كه اين سيستم‌ها مي‌توانند طيف
سنجي يا مرئي نيز باشند كه البته عمدتا طيف سنجي‌اند. ستاره راس‌الغول يا
همان بتاي برساووش يكي از بهترين نمونه‌هاي دوتايي‌هاي گرفتي است.
دوتايي‌هاي نجوم‌سنجي
اين
ستارگان دوتايي توسط تلسكوپ نيز به صورت يك ستاره واحد ديده مي‌شوند و
امكان تفكيك آنها از اين طريق وجود ندارد، لكن حركت‌هاي تناوبي آنها در
آسمان نشان مي‌دهد كه گويي به دور يك همدم نامرئي مي‌گردند. البته در
واقع هيچ‌كدام از اين دو ستاره به دور ديگري نمي‌گردد، بلكه هر دو به دور
نقطه خاصي مي‌گردند كه مركز جرم سيستم نام دارد اما از آنجا كه ستاره همدم
قابل مشاهده نيست در بررسي نوري اين سيستم‌ها در آسمان مشاهده مي‌شود كه
يك ستاره به ظاهر تنها، در طول ساليان در جاي خود در آسمان تكان‌هاي خاصي
مي‌خورد و همين امر مي‌تواند گواهي بر حضور يك همدم نامرئي باشد.
دوتايي‌هاي تماسي
هنگامي‌كه
دو ستاره آن‌قدر به يكديگر نزديك باشند كه جو هريك در اثر گرانش ديگري
دچار برآمدگي شود اين دوتايي را نزديك يا تماسي مي‌نامند. در اين موارد
معمولا دو ستاره با يكديگر تبادل جرم انجام مي‌دهند و وضعيت‌هاي پيچيده و
متغيري را پديد مي‌آورند. وقوع چنين وضعيتي مستلزم آن است كه يكي از
ستارگان در رشته اصلي نباشد. منظور از رشته اصلي وضعيتي است كه ستارگان در
اواسط عمر خود دارند، خورشيد ما يك نمونه از ستارگاني است كه در رشته اصلي
قرار دارند. در اين وضعيت مثلا يكي از ستارگان سيستم تبديل به يك غول سرخ
مي‌شود و با رشد حجمي بسيار زياد، لبه خارجي خود را تا سرحدات ستاره همدم
مي‌رساند. اين امر موجبات تبادل ماده در اثر نزديكي و گرانش حاصل از آن را
فراهم مي‌آورد و موجب تحول در هر دو ستاره سيستم مي‌شود. يكي از نمونه‌هاي
چنين سيستمي، ستاره دجاجه X-1 است.
دوتايي‌هاي طيف سنجي
اين
نوع از سيستم‌هاي دوتايي معمولا نامرئي هستند و تنها از طريق نوسانات دوره
اي در خطوط طيفي‌شان شناخته مي‌شوند. در مواردي كه دو ستاره قابل تشخيص
باشند با مجموعه‌اي از اشكال طيفي براي هر ستاره سر و كار داريم
(سيستم‌هاي دو خط) اما در برخي از اين سيستم‌ها كه يكي از ستارگان كم نور
است و قابل تشخيص نيست تنها يك دسته از خطوط طيفي متغير وجود خواهند داشت
(سيستم‌هاي يك خط). البته لازم به ذكر است كه عمدتا ما با سيستم‌هاي تك خط
مواجه هستيم چرا كه معمولا ستاره همدم آن‌قدر ضعيف است كه اثر چنداني از
آن در طيف مشترك مشاهده نمي‌شود.
دوتايي‌هاي طيفي
تفاوت
اين سيستم‌ها با مورد قبلي آن است كه كل سيستم نامرئي است و تصاوير طيفي
نيز در مسير درك حركت مداري ستاره به ما كمكي نمي‌كند. تنها راه تشخيص اين
سيستم‌ها آن است كه دو طيف كاملا متفاوت بر روي يكديگر قرار مي‌گيرند و از
اين طريق ما درمي‌يابيم كه اين طيف تركيبي توسط دو ستاره از يك سيستم
دوتايي توليد شده است.
حال
كه به طور اجمالي به معرفي رده‌هاي مختلف سيستم‌هاي ستاره‌اي دوتايي
پرداختيم مي‌خواهيم بدانيم كه منشا اين سيستم‌ها كجاست و اصولا چطور اين
ستارگان پيوند ابدي خود را با يكديگر شكل مي‌دهند.
نخستين
نظريه‌اي كه در اين‌باره مطرح مي‌شود آن است كه ستارگان دوتايي در اثر
نزديكي بيش از حد به يكديگر در دام نيروي گرانشي هم افتاده‌اند و به دور
يكديگر مي‌گردند. اين نظريه از آنجا كه شانس اين‌گونه برخوردها در عالم
واقع چندان زياد نيست نمي‌تواند توجيه‌كننده اين تعداد و تنوع از
سيستم‌هاي دوتايي باشد.
نظريه
ديگر آن است كه ستارگان در چرخش‌هاي سريع وضعي خود، دو پاره يا چند پاره
مي‌شوند كه اين نظريه نيز چندان استوار نيست چرا كه در هنگام چرخش‌هاي
وضعي سريع، معمولا بخشي از ماده موجود در كمربند استوايي ستاره از آن جدا
مي‌شود و نه نيمي از جرم كل ستاره، در حالي كه بسياري از سيستم‌هاي
دوتايي جرم‌هاي نزديك به هم دارند.
اما
نظريه‌اي كه از تمامي‌موارد فوق قوي‌تر است بيان مي‌دارد كه اصولا
هنگامي‌كه يك ابر هيدروژني به قدري متراكم مي‌شود كه آبستن تشكيل ستاره
گردد، بيش از يك مركز را در خود شكل مي‌دهد و هريك از اين مراكز به
ستاره‌اي بدل مي‌شوند كه پس از تولد به دليل نزديكي با همدم خود، حركات
مداري را آغاز مي‌كنند و سيستم‌هاي دوتايي را شكل مي‌دهند.
بر اساس يك بررسي رصدي توسط "ابت و لوي" (Abt & Levy)
در سيستم‌هاي دوتايي كه دوره تناوب‌شان كوچك‌تر از 100 سال است معمولا جرم
دو ستاره به يكديگر نزديك است اما در سيستم‌هايي كه دوره تناوب شان بيشتر
از 100 سال است عموما جرم ستاره اصلي و همدم با يكديگر تفاوت فاحشي دارد.
از اين يافته‌ها چنين استنباط مي‌شود كه در سيستم‌هايي با دو ستاره تقريبا
هم جرم مبدا سيستم از يك توده گازي واحد بوده و شكافت واقع شده در آن موجب
شكل‌گيري دو ستاره شبيه به هم از نظر جرم شده است لكن در دسته دوم اين
سيستم‌ها، محل تولد هر ستاره در يك توده گازي مجزا بوده است كه پس از تولد
با يكديگر جفت شده‌اند. البته اين نظريات هنوز به طور قطع مورد تاييد قرار
نگرفته‌اند و نياز به بررسي‌هاي بيشتري وجود دارد.
بسياري
از ستارگان دوتايي دوره تناوب كوتاهي دارند (يعني تقريبا هر 10 روز يك بار
به دور يكديگر مي‌گردند) در اين نوع از سيستم‌ها مدار دوراني سيستم به شكل
دايره است و نكته جالب آن است كه حركت وضعي دو ستاره به صورتي است كه
تقريبا همواره يك بخش خاص از سطح ستاره در برابر ستاره همدم قرار دارد.
علتي كه براي اين مسئله مطرح مي‌شود آن است كه به دليل نزديكي اين ستارگان
به يكديگر نيروهاي كشندي بر يكديگر وارد مي‌كنند كه اين نيروها اگر حتي
منتج به ايجاد وضعيت فوق‌الذكر نشود موجب مي‌گردد كه قسمتي از ستاره با
سرعت متفاوتي از بقيه قسمت‌ها حركت وضعي خود را انجام دهد.
به
طور كلي مبحث ستارگان دوتايي يكي از مباحث بسيار جذاب و البته پيچيده در
اختر‌‌شناسي است كه مي‌توان از وجوه مختلفي به بررسي آن پرداخت، از رصد و
شكار دوتايي‌ها گرفته تا بررسي طيف تركيبي سيستم‌هاي نامرئي.