Çift yıldız, ortak kütle merkezinde yörünge yapan iki yıldızdan oluşan bir yıldız sistemidir. İki, üç, dört ya da daha çok yıldızlı sistemler (çoklu yıldız sistemleri) olarak adlandırılır. Bu sistemler, özellikle daha uzakken, çıplak göze tek bir ışık noktası olarak görünürler ve diğer yollarla çift (ya da daha fazla) olarak ortaya çıkarlar. Son iki yüzyıl boyunca yapılan araştırmalar sonucunda, evrende gözlemlediğimiz yıldızların yarısı ya da daha fazlasının, çoklu yıldız sistemlerinin parçası olduğunun farkına varıldı.
Çift yıldız terimi sıklıkla ikili yıldızla eş anlamlı olarak kullanılır; ancak, çift yıldız anlamına da gelebilir. Optik ikililer Dünya'dan gökyüzüne bakıldığı zaman birbirlerine çok yakın gözüken iki yıldız oldukları için bu adı alırlar ve ayrıca neredeyse aynı görüş çizgisi üzerindedirler. Yine de çiftlik durumu sadece optik efekte bağlıdır; yıldızların kendileri birbirlerinden uzaktır ve fiziksel bir bağ paylaşmazlar. Bir çift yıldız paralaks ölçümlerde farklılıklar, uygun hareketlerle veya radyal hızları sayesinde optik olarak ortaya çıkabilmektedir. Birçok bilinen çift yıldız optik ikili mi yoksa fiziksel bağlı çiftler mi olup olmadığı yeterli miktarda detaylı çalışılmamıştır.
İkili yıldız sistemleri, yörünge hesaplamaları bileşen yıldızların kütlelerinin öbür, yarıçap ve yoğunluk gibi, parametrelerce doğrudan olarak karar verilmesine olanak sağladığı için astrofizikçiler için çok önemlidirler. Bu aynı zamanda, tek yıldızlı kitleler tahmin edilebileceği bir ampirik kitlesel parlaklık ilişkisi (MLR) belirler.
İkili yıldızlar çoğunlukla optiksel olarak tespit edilir ve bu durumlarda görsel ikililer olarak adlandırılırlar. Birçok görsel ikili birkaç yüzyıl ya da milenyum olması gibi çok uzun yörünge periyotlarına sahiptirler ve bundan dolayı yörünge periyotları kesin olarak bilinmez ya da nadiren bilinir. Ayrıca spektroskopi (spektroskopik ikililer) ya da astrometri (astrometrik ikililer) gibi doğrudan olmayan teknikler ile de tespit edilebilirler. Eğer ikili yıldızlar bizim görüş çizgimiz boyunca aynı düzlemde yörünge yapıyorlarsa bileşenlerinden biri diğerini örtecek yani tutulmada bırakacaktır ve böyle ikililer örten ikili ya da tutulma ikilisi olarak adlandırılır.
Eğer ikili yıldız sistemindeki bileşenler birbirlerine yeterince çok yakınlarsa yerçekimlerini çarpıtıp karşılıklı dış yıldız atmosferine geçiş yapabilirler. Bazı durumlarda yakın ikili sistemler tek yıldızların yapamayacağı gelişme süreci geçirir ve kütle transferi yapabilirler. İkililer örnek Sirius Ve Cygnus X-1 (Cygnus X-1 kara delik olarak bilinir) verilebilir.
Keşif
İkili terimi ilk kez William Herschel'ın 1802'de yazdığı sözünde kullanıldı:
"Eğer, buna karşılık, 2 yıldızın birbirine çok yakın konumlanması ve aynı zamanda komşu yıldızların çekimleri tarafından maddesel olarak etkilenmemesi için izole edilmesi gerekliliğinden, bu iki yıldız ayrı bir sistemi oluşturur ve karşılıklı kütleçekim bağları tarafından birleşik kalırlar. Bu gerçek çift yıldız olarak adlandırılmıştır. Böylelikle karşılıklı bağlanmış herhangi iki yıldız, ikili sideral sistem oluşturur."
Modern tanımla, ikili yıldız terimi genellikle aynı kütle merkezi etrafında dönen çift yıldız ile sınırlıdır. Çift yıldızlar teleskop ve interferometri yöntemiyle çözülebilen ikili görseller olarak bilinir. Birçok bilinen görsel çift yıldızın tüm devri henüz gözlenmemiştir. Kavisli ve kısmi bir yol boyunca seyahatleri gözlenmiştir.
Daha genel çift yıldız terimi gökyüzünde birbirine yakın gözlenen yıldızlar için kullanılmıştır. Bu ayrım nadiren İngilizce dışındaki dillerde yapılır. Çift yıldızlar çift sistemler olabilir. Gökyüzünde birbirine yakın gibi görünen, ancak Güneş'ten çok farklı gerçek mesafelerde olabilirler. İkincisi, optik çiftler ya da optik çiftleri olarak adlandırılır. Teleskobun icadından beri birçok çift yıldız bulundu. İlk örnekler Mizar ve Acrux'u içerir. Mizar, 1650'de tarafından gözlemlendi. Güney parlak yıldızı Acrux, 1685 yılında Peder tarafından keşfedildi.
John Michell çift yıldızların fiziksel olarak birbirini etkilediği önerisini 1767 yılında çift yıldızın şans ile uyumu olması olasılığının çok küçük olduğunu ilk savunan kişidir. William Herschel çift yıldızları 1779 yılında gözlemlemeye başladı ve daha sonra 700 çift yıldız ile ilgili katalog bastırdı. 1803'ten 25 yıl boyunca çift yıldızlı bir dizi göreli pozisyonlarında değişiklik gözlemlemişti ve çift sistemlerin olması gerektiği sonucuna vardı. Çift yıldızın ilk yörüngesi 1827 yılına kadar hesaplanamadı. Daha sonra , yörüngesini hesapladı. Bu zamana kadar birçok çift yıldız ölçüldü ve kataloglandı. tarafından Washington Çift Yıldız Kataloğu veri tabanı görsel çift yıldızlar derlendi ve bunlara optik çiftler ve çift yıldızlar da dahil olmak üzere 100,000 çifti aşkın çift yıldız içeriyordu. Bu binlerce çift yıldızın yörüngelerinden sadece birkaçı bilinmektedir ve birçoğunun gerçek ikililer veya optik çift yıldız olduğu tespit edilmemiştir. Bu çiftlerin hareketlerini gözlemleyerek karar verilebilir. Eğer hareket bir çeşit yörüngede ise ya da yıldızlar benzer açısal hıza sahip ve normal hareketlerine diğer yaygın uygun harekete kıyas ile ufak farklar varsa çift muhtemelen fizikseldir. Çift yıldızlı görsel gözlemciler için kalan görevlerden biri yer çekimi bağlantısı için yeterli gözlemler elde etmek ve bunu kanıtlamak veya çürütmektir.
Sınıflandırmalar
Gözlem Yöntemleri
Çift yıldızlar gözlemlenmelerine göre dört şekilde sınıflandırıldı: görsel olarak gözleme; spektroskopik, tayf çizgisinde periyodik değişiklik; fotometrik, tutulmadan dolayı parlaklık değişimi; atrometrik, görünmeyen bir eşi nedeniyle bir yıldızın konumundaki sapmayı ölçerek. Herhangi bir çift yıldız bu sınıflardan birkaçına sahip olabilir. Örnek olarak birkaç spektroskopik çift aynı zamanda tutulma çiftidir de.
Görsel İkililer
Bir görsel ikili yıldız açısal olarak ayrıldığında bileşenleri oldukça büyük olduğunda çift yıldızlar teleskop ya da yüksek güçlü dürbün ile gözlemlenebilir. Teleskobun açısal çözünürlüğü görsel ikilileri saptamada önemli bir faktördür ve daha iyi açısal çözünürlük ile görsel ikililerin tespit edilme sayısı artacaktır. İki yıldızın bağıl parlaklığı da ayrıca önemli bir faktördür. Parlak bir yıldızdan gelen parlama, sönük bileşenin varlığını tespit etmeyi zorlaştırır.
Daha parlak olan yıldız ilk yıldız, daha sönük olan ise ikinci olarak hesaba katılır. Bazı yayınlarda (özellikle yaşlı olanlar) ise, soluk ikincil comes (çoğul olarak comites; yoldaş) olarak adlandırılır. Eğer yıldızlar eşit parlaklıkta ise, kâşif ilk yıldıza karar verir. Birincile göre ikincinin , iki yıldızlı arasındaki açısal mesafe ile ölçülür. Ayrıca gözlem zamanı da kaydedilir. Yeterli sayıda gözlem kaydedildikten sonra birincil yıldız merkez olarak kutupsal koordinatları çizilir ve Kepler alanlar kanununa göre en mükemmel elips çizilir. Bu elips belirgin elips olarak bilinir ve gökyüzü düzleminde birincile göre ikincil gerçek eliptik yörüngede izdüşümüdür. Bu izdüşüm elipsinden yörüngedeki elementler hesaplanabilir.
Spektroskopik İkililer
Bazen, bir ikili yıldızın tek kanıtı yaydığı ışık Doppler etkisinden gelir. Bu durumlarda ikili her yıldızdan yayılan ışığın spektral çizgileri önce mavi daha sonra kırmızıya dönüşür. Ortak kütle merkezleri etrafındaki dönüşte önce bize doğru hareket ederler sonra bizden uzağa doğru.
Bu sistemlerde yıldızlar arasındaki aralık çok az ve yörüngesel hızları çok yüksektir. Yörünge düzlemi görüş hattına dik olmadığı sürece yörüngesel hız bileşenleri görüş çizgisinde olur ve sistemin radyal hızı periyodik olarak değişir. Radyal hız yıldızların spektral çizgilerinin Doppler kaymasını gözlemleyerek spektrometre ile ölçülebilir. Bu davranışı sergileyen çift yıldızlar spestrokopik ikililer olarak bilinir. Bunlardan birçoğu teleskop ile de olsa görsel ikili olarak düşünülemez.
Bazı spestrokopik ikililerde spektral çizgi her iki yıldız için de gözükür ve çizgiler çift ya da tek olabilir. Bu tür sistemler çift çizgili spektroskopik ikililer (Sİ2) olarak bilinir. Başka sistemlerde tek gözüken yıldızın spektrumu ve spektrumdaki çizgileri önce mavi sonra kırmızıya sonra eski haline dönüşür. Bu tür yıldızlar tek çizgili spestrokopik ikililer (Sİ1) olarak bilinir.
Spektroskopik ikili yörüngesi, sistemin bir ya da iki bileşeninin radyal hızını uzunca gözlem yaparak belirlenir. Gözlemler zamana karşı çizilir ve ortaya çıkan eğriden periyoduna karar verilir. Eğer yörünge dairesel ise eğri sinüs eğrisi olur. Eğer yörünge eliptik ise eğrinin şekli görüş çizgisini referans alarak elips eksantrikliği ve ana eksen yönü ile belirlenir. Yarı-majör eksen a ve yörünge düzleminin eğimini i tek olarak belirlemek imkânsızdır. Fakat yatı-majör eksen ve sinüs eğimi çarpımı direkt olarak doğrusal birimi (ör. Kilometre) belirleyebilir. Eğer a ya da i farklı yollarla belirlenebilir ise, tutulma ikilisi durumunda olduğu gibi, yörünge için tam bir çözüm bulunabilir.
İkili yıldızların hem görsel hem spestroskopik ikili olması nadir bir durumdur ve bulunduklarında değerli bilgi kaynaklarıdırlar. Görsel ikili yıldızlar genellikle büyük gerçek ayrığa sahiptirler ve periyotları on yıllar ile yüzyıllar arasında ölçülmüştür. Genellikle yörüngesel hızları spestroskopik ölçmek için çok küçüktür. Bunun tersine spestroskopik ikili yıldızlar yörüngelerinde hızlı hareket ederler çünkü birbirlerine yakındırlar, genellikle görsel ikili olarak saptanmak için fazla yakındırlar. Hem görsel hem spestroskopik ikililer Dünya'ya yakın olmalıdırlar.
Tutulma (örten) İkililer
Örten ikili yıldız, yörünge düzleminde gözlemcinin görüş çizgisinde birbirlerine yakın dururlar ve bileşenleri karşılıklı tutulmaya neden olur. İkili hem spestroskopik ikili ve sistemin paralaks olduğu bilindiği durumlarda, ikili yıldız analizi için çok değerlidir. Algol örten ikilinin en çok bilinen örneğidir.
Son on yılda ekstra galaktik örten ikililerin temel parametrelerinin ölçümü 8 metre teleskoplar ile mümkün hale geldi. Bu ekstra galaktik mesafeleri direkt ölçmek için onları standart kullanılanlardan daha kullanışlı hale getirdi. Son zamanlarda BMB, KMB, Andromeda Gökadası ve Üçgen Gökadası'na direkt mesafe tahmininde kullanıldı. Örten ikililer %5 kesinlik ile galaksiler arası mesafeyi ölçmede yöntem sunarlar.
Öreten ikililer tek bileşenlerindeki ışık değiştiği için değil tutuldukları için değişken yıldızlardır. Bir örten ikili ışık eğrisi, hemen hemen sabit ışık dönemleri ve periyodundaki yoğunluk düşmesi ile karakterize edilir. Eğer bir yıldız diğerinden büyükse biri tamamen tutulurken diğeri halka şeklinde tutulur.
Örten ikilinin yörünge periyodu ışık eğrisi üzerinde çalışılarak bulunabilir ve her bir yıldızın kendi boyutu yörünge yarıçapınca parlaklığın nasıl değiştiğine göre değerlendirilebilir. Eğer spestroskopik ikili ise yörünge elementleri de saptanabilir ve yıldızların kütlesi ve yoğunlukları da bu durumda kolaylıkla saptanabilir.
Örtmeyen ikililer fotometri sayesinde saptanabilir
Yakın örtmeyen ikililer fotometri tarafından yıldızların birbiri üzerindeki etkisi gözlemlenerek saptanabilir. İlk olarak yoldaşından yaydığı ekstra ışığı yansıtmasının gözlenmesidir. İkinci olarak yoldaşının şeklini deforme olmasından kaynaklanan elips ışık varyasyonlarının gözlenmesidir. Üçüncü etki ise göreli ışık saçan etkinin belli büyüklükteki yıldızları nasıl etkilediğini incelemektir. İkilileri bu yöntemler ile saptamak için doğru fotometri uzay teleskopları ile yapılmasını gerektirir.
Astrometrik İkililer
Astronomlar boş uzay yörüngesinde gibi gözüken yıldızlar keşfettiler. Astrometrik ikililer birbirine yakın uzayda belli bir nokta etrafında yalpalayan ve görünür yoldaşı olmayan yıldızlardır. Sıradan ikili için kullanılan matematik kayıp yoldaş kütleyi de bulmak için kullanılabilir. Yoldaş çok sönük olabilir. Bu da onu halihazırda saptanamaz ya da onun birincil parlaması tarafından maskelenmiş yapar ya da bu elektromanyetik radyasyon yaymayan ya da çok az yayan obje olabilir, örneğin nötron yıldızı.
Görünen yıldızın pozisyonu dikkatle ölçülmüş ve eşi tarafından gelen kütleçekimi etkisi ile değiştiği tespit edilmiştir. Yıldızın pozisyonu tekrar edilerek daha uzak yıldızlara göre ölçüldü ve periyodik vardiyası kontrol edildi. Tipik olarak bu tarz ölçüm sadece yakın yıldızlar için geçerlidir, örneğin 10 parsek içinde. Yakın yıldızlar genellikle nispeten yüksek harekette olurlar. Böylelikle astrometrik ikililerin gökyüzünde titrek bir yolu takip ettikleri gözlenir.
Eğer yoldaş yıldızın pozisyonunda gözlemlenebilir bir vardiyaya neden olabilecek kadar büyük ise varlığı çıkarılabilir. Görünen yıldızın hareketinin astrometrik tam ölçümü yeterince uzun zaman periyoduna sahip ise yoldaşın kütlesi ve yörünge periyodu hakkında bilgiye sahip olunabilir. Yoldaş gözükür halde değil ise bile sistem Kepler yasalarını kullanarak bunu belirleyebilir.
Ayrıca ikilileri saptayan bu yöntem yıldız yörüngesinde olan sistem dışı gezegenlerin yerini tespit etmede de kullanılır. Fakat bu yöntemin kullanılır olması için gerekenler büyük kütle farkı oranı ve gezegenlerin yörüngedeki uzun periyotları dolayısıyla oldukça zahmetlidir. Bir yıldızın pozisyon vardiya tespiti çok zahmetli bir bilim dalıdır ve gerekli hassasiyeti sağlamak oldukça zordur. Daha fazla çözünürlükte üretilen uzay teleskopları Dünya'nın atmosferindeki bulanıklık etkisinden kaçınabilir.
Sistemin Konumu
Başka bir sınıflandırma boyutlarına göre yıldızlar arasındaki uzaklığa dayanır: Bağımsız ikililer, her bileşenin , yıldızın kendi yerçekiminin diğer bileşeninden büyük olduğu alan, içinde olduğu ikili yıldızdır. Yıldızlar birbirleri üzerinde büyük bir etkiye sahip değildirler ve esasen ayrı ayrı gelişirler. Birçok ikili bu sınıfa aittir. Yarı bağımsız ikili yıldızlar, bileşenlerinden biri Roche lobunda iken öbür bileşene olmayan çift yıldızlardır. Roche lobundaki bileşenin (donör) yüzeyindeki gaz öbür bileşen transfer olur. Kütle transferi sistemin gelişmesinde hükmedici roldedir. Birçok durumda, içeriye akan gaz kütle alıcı etrafında toplanma diski oluşturur. Temas ikili, bileşenleri Roche loblarını dolduran çift yıldızlardır. Yıldız atmosferinin en üstteki katmanı çevreleyen her iki yıldız tarafından gelişir. Gelişimden kaynaklanan sürtünme yörünge hareketini bozar ve yıldızlar sonunda birleşebilir.
Kataklizmik değişenler ve X-ışını ikilileri
İkili sistem yoğun bir obje içerdiğinde, örneğin beyaz cüce, nötron yıldızı ya da kara delik, diğer yıldızdaki (donör) gaz yoğun objeye doğru ilerler. Bu kütleçekimsel potansiyel enerjiyi açığa çıkarır gazın daha sıcak ve radyasyon yaymasına neden olur. Kataklizmik değişen yıldızlar, kompire objesi beyaz cüce olan, böyle sistemlere örnektir. X-ışını ikililerinde kompire obje nötron yıldızı ya da kara delikten herhangi biri olabilir. Bu tür ikililer donör yıldızın kütlesine bağlı olarak yüksek kütleli ya da düşük kütleli olarak sınıflandırılırlar. Yüksek kütleli X-ışını ikilileri genç, erken tip, yüksek kütleli donör yıldız rüzgarından transfer edilen kütle içerir. Düşük kütleli X-ışını ikilileri yarı tespit edilebilir ikililerdir ve gaz geç tip donör ya da beyaz cüceden Roche lobunun dışına doğru akar ve nötron yıldızı ve kara deliğe doğru düşer. Muhtemelen X-ışını ikilisi için bilinen en iyi örnek yüksek kütleli X-ışını ikilisi Cygnus X-1'dir. Cygnus X-1'de gözükmeyen yoldaşın kütlesinin Güneşin yaklaşık dokuz katı olduğu tahmin edilir. Maksimum teorik nötron yıldızı kütlesini çok aştığı için bunun kara delik olduğuna inanılır.
Yörünge Periyodu
Yörünge periyotları bir saatten (AM CVn yıldızları için) ya da birkaç günden ( bileşenleri) daha az olabilir ama ayrıca yüzlerce ya da binlerce yıl (Alpha Centauri AB etrafındaki Proxima Centauri) da olabilirler.
Periyottaki değişimler
Applegate mekanizması, belirli örten ikililerin uzun dönem yörünge periyodu değişimini açıklar. Ana-dizi yıldızı bir faaliyet döngüsünden geçer gibi yıldızın dış katmanı açısal momentum dağılımından dolayı manyetik torka maruz kalır ve yıldızın basıklığının değişimi ile sonuçlanır. İkilinin yörüngesindeki yıldızlar yerçekimsel olarak şekil değişikliklerine göre eşlenirler. Böylece periyot modülasyonları (tipik olarak ∆P/P ∼ 10−5) aynı zaman dilimindeki etkinlik döngüsünde (tipik olarak on yıllık sistemde) gösterir. Bazı Algol ikililerde gözlenen bir diğer olgu monoton periyot artışı olmuştur. Bu çok yaygın gözlemlenen alternatif periyodun azalıp artmasından oldukça farklı Applegate mekanizması ile açıklanır. Monoton periyot artışları kütlenin transferine dayanır ve genellikle (her zaman değil) daha az büyük yıldızdan daha büyük yıldıza doğrudur.
Numaralandırılmalar
A ve B
İkili yıldızın bileşenleri A ve B ekleri ile sistemin numarandırılmasını, A ilk yıldız için ve B ikincil yıldız için, temsil edebilir. AB ekleri çiftleri belirtmek için de kullanılabilir. C ve D gibi başka harfler de iki yıldızdan fazla yıldız içeren sistemler için kullanılır. İkili yıldızın Bayer numaralandırması içeren ve oldukça ayrık olduğu durumlarda üyelerin numaralandırılması alt ve üst simgeler ile olur. Buna örnek olarak bileşenleri ζ1 Reticuli ve ζ2 Reticuli olan Zeta Reticuli verilebilir.
Kaşif numaralandırması
Çift yıldızlar ayrıca indeks numarası ile kaşifin kısaltması verilerek numaralandırılır. Örnek olarak a Centauri Father Richaud tarafından 1689 yılında ikili olarak bulunmuş ve RHD 1 olarak numaralandırılmıştır. Bu kâşif kodları 'nda bulunabilir.
Sıcak ve soğuk
İkili yıldız sistemi bileşenleri sıcaklığına göre sıcak yoldaş ve soğuk yoldaş olarak belirlenebilir.
Örnekler:
- Antares (Alfa Scorpii) ikili sistem içinde daha sıcak mavi yıldız Antares B ile bulunan kırmızı devasa bir yıldızdır. Antares B için soğuk devasanın yoldaşı denebilir.
- ikili yıldız sisteminde geç tip dev yıldız ve onun daha sıcak yoldaş objesini oluşturur. Yoldaşının doğası her durumda köklü olmadığından, sıcak yoldaş olarak ifade edilebilir.
- Parlak mavi değişen yıldız Eta Carinae son zamanlarda ikili yıldız sistemi olarak tespit edildi. İkinci yıldızın ilkinden daha yüksek sıcaklıkta olduğu gözüktü ve sıcak yoldaş yıldız olarak tanımlandı. Wolf-Rayet yıldızı olabilir.
- aynı anda hem sıcak hem de soğuk bir imza gösterir. Kombinasyonun sonucu olarak soğuk kırmızı devasaya sıcak küçük yoldaşı eşlik eder. Madde devasadan küçüğe doğru akar.
- NASA'nın Kepler görevinde ikincilin daha sıcak bileşen olduğu birçok örten ikili yıldız örneği keşfedilmiştir. Beyaz cüce yoldaşı KOI-74b 12,000 K'dir. KOI-81B 13,000 K'dir.
Evrim
Formasyon
İmkânsız olmasa da bazı ikili yıldızlar tek iki yıldızın birbiri arasındaki kütleçekimsel yakalaması sonucu oluşabilir. Böyle bir olayın ihtimali az olsa da ikililerin sayısı çoktur. Bu ikililerin ilk oluşum süreci olamaz. Ayrıca gözlemlenen ikililer ön ana yıldızları içerir ve bu ikililerin çoktan yıldız formasyonunda oluştuğu teorisini destekler. Önyıldız oluşu sırasındaki moleküler buluttaki parçalanma ikili ya da çoklu yıldız sistemlerinin oluşumunu açıklamak için kabul edilebilir.
Üç cisim problemi sonucu, üç yıldızın kütleleri karşılaştırılabildiği zaman, üç yıldızdan biri nihayetinde sistemden atılır ve başka önemli karışıklık olmadığı varsayılırsa kalan sabit iki yıldız ikili sistemde kalmayı sürdürürler.
Kütle transferi ve büyüme
Ana yıldız evrimi süresince boyutsal olarak artar, bu Roche lobunu geçtiği herhangi bir noktada olabilir. Bunun anlamı onun maddelerinden bazısı yerçekimsel çekimin yoldaşının kendinden büyük olduğu bölgeye geçiş yapar. Maddenin bir yıldızdan öbürüne transferi Roche lobu taşması (RLT) olarak bilinir. Bu transfer gerçekleştiğinde matematiksel olarak ilk Lagrangian noktası olarak adlandırılır. Büyüyen diskin ikili yıldızda daha parlak (bazen de tek gözüken) element olması nadir bir durum değildir.
Eğer yıldız Roche lobunun dışına çok hızlı büyürse, maddenin sistemden Lanrange noktalarına ya da yıldız rüzgarına doğru sistemi terk etmesi mümkündür. Böylece etkin bir şekilde tüm bileşenler kaybolur. Yıldızın evrimi kütlesi tarafından belirlenirken süreç her iki yoldaşın da evrimini etkiler ve tek yıldız tarafından elde edilemeyen aşamaları oluşturur.
Örten üçlü Algol çalışmaları yıldızlar evrimi teorisinde yol açtı. İkili yıldızların bileşenleri aynı zamanda olmasına ve daha büyük yıldızın daha hızlı evrimleşmesine rağmen daha az büyük olan Algol B'nin daha sonraki evrimleşme aşamasında alt devde olduğu, daha büyük olan Algol A'nın hala ana dizide olduğu gözlemlendi. Paradoks kütle transferi ile çözülebilir: daha büyük olan yıldız alt dev olduğunda, Roche lobunu doldurduğunda ve kütlenin çoğu diğer yıldıza transfer olduğunda hala ana dizide kalır. Bazı Algol ile benzer ikililerde gaz akışı görülebilir.
Kaçanlar ve nova
Oldukça ayrık yıldızların yaşamları sırasında dış karışıklıkların sonucu olarak yerçekimsel bağlantılarını kaybetmeleri mümkündür. Bileşenler daha sonra tek yıldızlar olarak evrimleşmeye devam ederler. İki ikili sistemin arasındaki yakın karşılaşma bazı yıldızların ani hızlanmasıyla kaçan yıldızlar olmaları ile bu durum yerçekimsel bozulma ile sonuçlanabilir.
Eğer beyaz cüce yakın bir yoldaş yıldıza sahip ve Roche lobundan taşıyor ise beyaz cüce sürekli yıldızın dış atmosferinden gazları arttırır. Bunlar beyaz cücenin yüzeyinde yerçekimi yoğunluğundan dolayı sıkıştırılmışlardır. Beyaz cüce dejenere maddeden oluşur ve artan hidrojen değilken beyaz cüce ısıya oldukça tepkisizdir. Hidrojen füzyonu büyük miktarda enerjiyi serbest bırakması sonucunda KAO döngüsü boyunca yüzeyi üzerinde istikrarlı bir şekilde oluşabilir. Sonuç ışığın oldukça parlak patlamasıdır ve bu nova olarak bilinir.
Ekstrem durumlarda bu olay beyaz cücenin Chandrasekhar limitini aşmasına sebep olabilir ve tüm yıldızı yok eden bir süpernovayı tetikleyebilir. Ayrıca bu da kaçak yıldızlara neden olan başka bir olaydır. Süpernovaya bir örnek SN 1572'dir. Tycho Brahe tarafından gözlenmiştir. Son zamanlarda Hubble Uzay Teleskobu bu olayın kalıntılarının fotoğraflamıştır.
Astrofizik
İkililer astronomların uzaktaki bir yıldızın kütlesini belirlemelerine olanak sağlayan en iyi yöntemdir. Birbirleri arasındaki yerçekimsel çekim ortak kütle merkezi yörüngesinde hareket etmelerine neden olur. Görsel ikilinin yörünge deseninden ya da spestroskopik ikilinin spektrum zaman değişimden kendi yıldızının kütlesi tespit edilebilir. Bu yöntemle yıldızın görünümü (sıcaklık ve yarıçap) ve kütlesi arasındaki ilişki bulunabilir. Bu ikili olmayanların kütlesini tespit etmeye olanak sağlar.
Yıldızların büyük çoğunluğunun ikili sistemlerde olması nedeniyle ikililer yıldızların nereden geldiği sürecini anlamamız için önemlidirler. Özellikle ikilinin periyot ve kütleleri bize sistemdeki açısal momentum miktarı hakkında bilgi verir. Bu fizikte korunan bir miktar olduğu için ikililer bize yıldızların hangi koşullarda oluştuğu konusunda önemli ipuçları verir.
İkili yıldızlardaki kütle merkezini hesaplama
basit bir ikili durumunda, r1, ilk yıldızın merkezi ile kütle merkezi arasındaki uzaklık:
a iki yıldızın merkezleri arasındaki mesafe ve m1 ve m² iki yıldızın kütleleridir. Eğer a yörüngedeki bir cismin diğeri etrafındaki yörüngesini yarı majör ekseni alınırsa, r1 kütle merkezi etrafında yörünge yapan ilk objenin yarı majör ekseni olur ve r2 = a – r1 ikinci cismin yörünge yarı majör eksini olur. Kütle merkezi daha büyük olan cismin içinde belirlendiğinde bu cismin ayırt edilebilir bir yörünge takip etmesi yerine yalpaladığı gözlenir.
Kütle merkezi animasyonları
Resimler temsilidir, simülasyon değildirler. Kırmızı artı işareti pozisyonu sisteminin kütle merkezini gösterir.
(a.) iki aynı kütle ortak kütle merkezi etrafında. | (b.) iki farklı yörünge etrafında dönen kütle | (c.) Dünya-Ay sistemi |
(d.) Güneş–Dünya sistemi | (e.) İki farklı eliptik yörünge yapan obje |
Araştırma bulguları
Samanyolundaki yıldız sistemlerinin yaklaşık 1/3 ünün ikili ya da çoklu olduğu kalan 2/3ün ise tek yıldız içerdiği tahmin ediliyor.
Yıldızın tam yörünge periyodu ile onun yörünge basıklığı arasında doğrudan ilişki vardır. Eğer sistemin periyodu az ise basıklığı da küçüktür. İkili yıldızlar herhangi makul ayırma ile bulunabilir: çiftler birbirine çok yakın yörüngede hareket ediyorlarsa kısmen birbirleri ile etkileşim halindedirler, aralarındaki mesafe çok ise onların bağlantısı uzayda sadece ortak hareket doğrusu gösterir. İkili yıldız sistemi yerçekimsel bağı içinde log normal dağılımı olarak adlandırılan periyot mevcuttur, bu sistemlerin genellikle yörünge periyotları 100 yıl kadardır. Bu ikili sistemlerin yıldız formasyonu sırasında oluştuğu teorisini destekleyen bir kanıttır.
Çiftlerden ikisi de eşit parlaklıkta olduğunda aynı zamanda aynı tayf tipindedirler.
Parlaklıkları farklı olduğu sistemlerde eğer daha sönük olan daha mavi ise daha parlak olan yıldız daha büyük ve daha kırmızıdır, eğer daha parlak olan ana diziye ait ise.
Yıldızın kütlesi direkt olarak sadece yerçekimsel çekiminden tespit edilebilir. Yerçekimsel lensler gibi hareket eden Güneşten ve yıldızlardan ayrı olarak bu yalnızca ikili ya da çoklu sistemlerce yapılabilir. Bu da ikili yıldızları yıldızlar arasında önemli bir seviyede yapar. Görsel ikili yıldız durumunda sistemin yörünge ve yıldız paralaksı tespit edildikten sonra iki yıldızın bileşke kütlesi direkt olarak Kepler'in gezegensel hareket yasalarını kullanarak elde edilebilir.
Ne yazık ki ayrıca görsel ya da örten ikili olmadıkça spestroskopik ikilinin tam yörüngesini elde etmek imkânsızdır. Bu nedenle bu objelerin kütle ve sinüs açısının ortak çarpımı ile yalnızca görüş çizgisine bağlı eğimine karar verilebilir. Hem spektroskopik hem de örten ikili durumlarında her iki yıldız için de özelliklerini (kütle, yoğunluk, boyut, parlaklık ve yaklaşık şekil) tam bir çözüm bulmak mümkündür.
Gezegenler
Bilimkurgu sık sık ikili ya da üçlü yıldızların olduğu yerleri kullanır. Buna örnek olarak George Lucas'ın Yıldız Savaşları'ndan Tatooine ve bir diğer dikkate değer hikâye "" altı yıldızlı sistemde geçmektedir. Gerçekte bazı yörünge aralıkları dinamik nedenlerden dolayı imkânsızdır (gezegen hızlıca yörüngesi dışına atılabilir, tamamen sistemden atılabilir ya da yörünge aralığının daha alt ya da üst katmanına transfer olabilir).
Simülasyonlar gösterdi ki; ikili yoldaşın varlığı gezegenin sabit yörünge bölgesi içindeki ata-gezegen diskini "uyarması" ile gezegen formasyonu oranını arttırabilir. Çoklu yıldız sistemleri içindeki gezegenleri tespit etmenin ekstra teknik zorlukları vardır. Bu da neden çok nadir bulunduklarının nedenini olabilir. Örnekler beyaz cüce-pulsar ikilisi , alt dev-kırmızı cüce ikilisi ve beyaz cüce-kırmızı cüce ikilisi 'i içerir.
Daha önceden bilinen 14 gezegen sistemi çalışmasında 3 tanesi ikili sistem olarak bulundu. Tüm gezegenlerin ilk yıldız etrafında S-tipi yörüngesinde hareket ettikleri bulundu. Bu üç durumda ikincil yıldız ilkine göre daha sönüktür ve daha önce tespit edilememiştir. Bu keşif hem gezegen hem de ilk yıldız için parametrelerin tekrar hesaplanması ile sonuçlandı.
Örnekler
Bileşenleri arasındaki uzaklık, yanı sıra renklerindeki farklılık Albireo'yu en kolay gözlenebilir görsel ikililerden bir yapar. En parlak üye, Cygnus takımyıldızındaki üçüncü en parlak üye, aslında kendisine yakın bir ikilidir. Ayrıca Cygnus takımyıldızındaki Cygnus X-1 X-ışını kaynağı ve kara delik olarak nitelendirilir. O, optik eşli değişken yıldız olmasıyla yüksek kütle X-ışını ikilisidir. Sirius, -1.46 görsel belirgin büyüklüğü ile gece gökyüzünde olan en parlak başka bir ikilidir. Bu Canis Major takımyıldızında yer almaktadır. 1844 yılında Friedrich Bessel tarafından Sirius'un ikili olduğu düşünüldü. 1862'de tarafından (Sirius B) yoldaşı keşfedildi. 1915'te Wilson Dağı Gözlemevi'nde astronomlar Sirius B'nin beyaz cüce olduğunu tespit ettiler. 2005'te astronomlar Hubble Uzay Teleskobunu kullanarak Sirius B'nin 12,000 km çapında ve Güneşin %98 kütlesinde olduğunu belirlediler.
Örten ikiliye örnek Arabacı takımyıldızındaki 'dir. Görünen bileşenin tayfı F0'dır. Diğer (örtülen) bileşen gözükmez. Son böyle tutulma 2009-2011'den meydana geldi ve uygulanabilen yaygın gözlemlerin sistemin doğası içinde olan öngörüşlerin başarılı verim sağlaması umut ediliyordu. Bir başka örten de 'dir. Çalgı takımyıldızındaki ikili yıldız sisteminin yarı gözlenebilir ikilisidir.
Başka ilginç ikililere 61 Cygni (Cygnus takımyıldızının ikilisidir ve iki turuncu ana dizi yıldızları sınıfı içerir, 61 Cygni A ve 61 Cygni B geniş güzgün hareketleri ile bilinirler), Procyon (Küçük Köpek takımyıldızındaki en parlak yıldızı ve gece gökyüzünde gözüken en parlak sekizinci yıldızdır), (örtmeyi sonlandıran örten ikilidir), V907 Sco (örtmeyi kesen, tekrar sürdüren ve tekrar kesen örten ikilidir) ve (K0 yıldızı etrafında yörünge yapmakla birlikte kara delik içeren örten ikili) dahildir.
Çoklu Yıldız Örnekleri
İkiden fazla yıldız içeren sistemler çoklu yıldızlar olarak adlandırılır. Kahraman takımyıldızı'nda bulunan Algol en çok bahsedilen üçlüdür. Bileşenlerinden ikisi birbirini örter ve Algol'un yoğunluğundaki değişim ilk kez 1670 yılında Geminiano Montanari tarafından kaydedilmiştir. Algol'un anlamı "şeytan yıldızı" (Arapça: الغول al-ghūl) dır. Bu ismi almasındaki muhtemel onun tuhaf hareketidir. Başka bir görünen üçlü de Alfa Centauri'dir. Erboğa takımyıldızının güneyinde bulunur. Görsel gözükme değeri -0.01 ile bu takımyıldızındaki en parlak dördüncü yıldızdır. Bu sistem ayrıca yaşanabilir gezegenler arayışında ikililerin de göz önünde bulundurulması gerektiği gerçeğini vurgular. Alfa Centauri A ve B en yakın durumlarında 11 AU kadar uzaktadırlar ve böylelikle kararlı yaşanabilir bölgeye sahip olmalıdırlar.
Üçlülerin ötesinde olan sistemlere de örnekler vardır: Castor sisteminde altı yıldız bulunur ve bu sistem Gemini takımyıldızının ikinci en parlak yıldızıdır. Astronomik olarak Castor 1719 yılında görsel ikili olarak keşfedildi. Castor'un her bir bileşeni kendince spestroskopik ikilidir. Castor ayrıca sönük ve oldukça geniş aralıklı yoldaşlara sahiptir. Bunlar ayrıca spestroskopik ikilidirler. Büyük Ayı'daki görsel ikilisi dördü Mizar ve ikisi 'u içermek üzere altı yıldıza sahiptir.
Kaynakça
- ^ Filippenko, Alex, Understanding the Universe (of The Great Courses on DVD), Lecture 46, time 1:17, The Teaching Company, Chantilly, VA, USA, 2007
- ^ Herschel, William (1802). "Catalogue of 500 New Nebulae, Nebulous Stars, Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; With Remarks on the Construction of the Heavens". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Cilt 92. ss. 477-528 [481]. Bibcode:1802RSPT...92..477H. doi:10.1098/rstl.1802.0021. JSTOR 107131.
- ^ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. s. 17. ISBN .
- ^ . 19 Ocak 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ekim 2015.
- ^ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. ss. 1-2. ISBN .
- ^ "Binary Stars". Cornell Astronomy. 20 Ekim 2018 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ Herter, T. . Cornell University. 17 Haziran 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. 12 Haziran 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ Worth, M. "Binary Stars" (PowerPoint). Stephen F. Austin State University. 10 Ocak 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ Lev Tal-Or, Simchon Faigler, Tsevi Mazeh (2014), Seventy-two new non-eclipsing BEER binaries discovered in CoRoT lightcurves and confirmed by RVs from AAOmega, arXiv:1410.3074 $2
- ^ Bock, D. . NCSA. 26 Nisan 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ . University of Tennessee. 11 Ocak 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ Voss, R.; T.M. Tauris (2003). "Galactic distribution of merging neutron stars and black holes". . 342 (4). ss. 1169-1184. arXiv:0705.3444 $2. Bibcode:2003MNRAS.342.1169V. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x.
- ^ . Lawrence Hall of Science at the University of California. 7 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ References and discoverer codes, The Washington Double Star Catalog 17 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., . Accessed on line August 20, 2008.
- ^ Boss, A. P. (1992). "Formation of Binary Stars". J. Sahade; G. E. McCluskey; Yoji Kondo (Ed.). The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. s. 355. ISBN .
- ^ Tohline, J. E.; J. E. Cazes; H. S. Cohl. "The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars". Louisiana State University. 4 Haziran 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ "Contact Binary Star Envelopes 21 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde ." by Jeff Bryant, .
- ^ Blondin, J. M.; M. T. Richards; M. L. Malinowski. . American Museum of Natural History. 8 Nisan 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ocak 2016.
- ^ Most Milky Way Stars Are Single 25 Kasım 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Cift yildiz ortak kutle merkezinde yorunge yapan iki yildizdan olusan bir yildiz sistemidir Iki uc dort ya da daha cok yildizli sistemler coklu yildiz sistemleri olarak adlandirilir Bu sistemler ozellikle daha uzakken ciplak goze tek bir isik noktasi olarak gorunurler ve diger yollarla cift ya da daha fazla olarak ortaya cikarlar Son iki yuzyil boyunca yapilan arastirmalar sonucunda evrende gozlemledigimiz yildizlarin yarisi ya da daha fazlasinin coklu yildiz sistemlerinin parcasi oldugunun farkina varildi source source source source source source source track track track track track ikili yildizSirius B nin belirgin bir sekilde ayirt edilebildigi sol alt Sirius sisteminin Hubble tarafindan elde edilen goruntusu Cift yildiz terimi siklikla ikili yildizla es anlamli olarak kullanilir ancak cift yildiz anlamina da gelebilir Optik ikililer Dunya dan gokyuzune bakildigi zaman birbirlerine cok yakin gozuken iki yildiz olduklari icin bu adi alirlar ve ayrica neredeyse ayni gorus cizgisi uzerindedirler Yine de ciftlik durumu sadece optik efekte baglidir yildizlarin kendileri birbirlerinden uzaktir ve fiziksel bir bag paylasmazlar Bir cift yildiz paralaks olcumlerde farkliliklar uygun hareketlerle veya radyal hizlari sayesinde optik olarak ortaya cikabilmektedir Bircok bilinen cift yildiz optik ikili mi yoksa fiziksel bagli ciftler mi olup olmadigi yeterli miktarda detayli calisilmamistir Ikili yildiz sistemleri yorunge hesaplamalari bilesen yildizlarin kutlelerinin obur yaricap ve yogunluk gibi parametrelerce dogrudan olarak karar verilmesine olanak sagladigi icin astrofizikciler icin cok onemlidirler Bu ayni zamanda tek yildizli kitleler tahmin edilebilecegi bir ampirik kitlesel parlaklik iliskisi MLR belirler Ikili yildizlar cogunlukla optiksel olarak tespit edilir ve bu durumlarda gorsel ikililer olarak adlandirilirlar Bircok gorsel ikili birkac yuzyil ya da milenyum olmasi gibi cok uzun yorunge periyotlarina sahiptirler ve bundan dolayi yorunge periyotlari kesin olarak bilinmez ya da nadiren bilinir Ayrica spektroskopi spektroskopik ikililer ya da astrometri astrometrik ikililer gibi dogrudan olmayan teknikler ile de tespit edilebilirler Eger ikili yildizlar bizim gorus cizgimiz boyunca ayni duzlemde yorunge yapiyorlarsa bilesenlerinden biri digerini ortecek yani tutulmada birakacaktir ve boyle ikililer orten ikili ya da tutulma ikilisi olarak adlandirilir Eger ikili yildiz sistemindeki bilesenler birbirlerine yeterince cok yakinlarsa yercekimlerini carpitip karsilikli dis yildiz atmosferine gecis yapabilirler Bazi durumlarda yakin ikili sistemler tek yildizlarin yapamayacagi gelisme sureci gecirir ve kutle transferi yapabilirler Ikililer ornek Sirius Ve Cygnus X 1 Cygnus X 1 kara delik olarak bilinir verilebilir KesifIkili terimi ilk kez William Herschel in 1802 de yazdigi sozunde kullanildi Eger buna karsilik 2 yildizin birbirine cok yakin konumlanmasi ve ayni zamanda komsu yildizlarin cekimleri tarafindan maddesel olarak etkilenmemesi icin izole edilmesi gerekliliginden bu iki yildiz ayri bir sistemi olusturur ve karsilikli kutlecekim baglari tarafindan birlesik kalirlar Bu gercek cift yildiz olarak adlandirilmistir Boylelikle karsilikli baglanmis herhangi iki yildiz ikili sideral sistem olusturur Modern tanimla ikili yildiz terimi genellikle ayni kutle merkezi etrafinda donen cift yildiz ile sinirlidir Cift yildizlar teleskop ve interferometri yontemiyle cozulebilen ikili gorseller olarak bilinir Bircok bilinen gorsel cift yildizin tum devri henuz gozlenmemistir Kavisli ve kismi bir yol boyunca seyahatleri gozlenmistir ikili yildiz sistemi Daha genel cift yildiz terimi gokyuzunde birbirine yakin gozlenen yildizlar icin kullanilmistir Bu ayrim nadiren Ingilizce disindaki dillerde yapilir Cift yildizlar cift sistemler olabilir Gokyuzunde birbirine yakin gibi gorunen ancak Gunes ten cok farkli gercek mesafelerde olabilirler Ikincisi optik ciftler ya da optik ciftleri olarak adlandirilir Teleskobun icadindan beri bircok cift yildiz bulundu Ilk ornekler Mizar ve Acrux u icerir Mizar 1650 de tarafindan gozlemlendi Guney parlak yildizi Acrux 1685 yilinda Peder tarafindan kesfedildi John Michell cift yildizlarin fiziksel olarak birbirini etkiledigi onerisini 1767 yilinda cift yildizin sans ile uyumu olmasi olasiliginin cok kucuk oldugunu ilk savunan kisidir William Herschel cift yildizlari 1779 yilinda gozlemlemeye basladi ve daha sonra 700 cift yildiz ile ilgili katalog bastirdi 1803 ten 25 yil boyunca cift yildizli bir dizi goreli pozisyonlarinda degisiklik gozlemlemisti ve cift sistemlerin olmasi gerektigi sonucuna vardi Cift yildizin ilk yorungesi 1827 yilina kadar hesaplanamadi Daha sonra yorungesini hesapladi Bu zamana kadar bircok cift yildiz olculdu ve kataloglandi tarafindan Washington Cift Yildiz Katalogu veri tabani gorsel cift yildizlar derlendi ve bunlara optik ciftler ve cift yildizlar da dahil olmak uzere 100 000 cifti askin cift yildiz iceriyordu Bu binlerce cift yildizin yorungelerinden sadece birkaci bilinmektedir ve bircogunun gercek ikililer veya optik cift yildiz oldugu tespit edilmemistir Bu ciftlerin hareketlerini gozlemleyerek karar verilebilir Eger hareket bir cesit yorungede ise ya da yildizlar benzer acisal hiza sahip ve normal hareketlerine diger yaygin uygun harekete kiyas ile ufak farklar varsa cift muhtemelen fizikseldir Cift yildizli gorsel gozlemciler icin kalan gorevlerden biri yer cekimi baglantisi icin yeterli gozlemler elde etmek ve bunu kanitlamak veya curutmektir SiniflandirmalarHD 106906 Gozlem Yontemleri Cift yildizlar gozlemlenmelerine gore dort sekilde siniflandirildi gorsel olarak gozleme spektroskopik tayf cizgisinde periyodik degisiklik fotometrik tutulmadan dolayi parlaklik degisimi atrometrik gorunmeyen bir esi nedeniyle bir yildizin konumundaki sapmayi olcerek Herhangi bir cift yildiz bu siniflardan birkacina sahip olabilir Ornek olarak birkac spektroskopik cift ayni zamanda tutulma ciftidir de Gorsel Ikililer Bir gorsel ikili yildiz acisal olarak ayrildiginda bilesenleri oldukca buyuk oldugunda cift yildizlar teleskop ya da yuksek guclu durbun ile gozlemlenebilir Teleskobun acisal cozunurlugu gorsel ikilileri saptamada onemli bir faktordur ve daha iyi acisal cozunurluk ile gorsel ikililerin tespit edilme sayisi artacaktir Iki yildizin bagil parlakligi da ayrica onemli bir faktordur Parlak bir yildizdan gelen parlama sonuk bilesenin varligini tespit etmeyi zorlastirir Daha parlak olan yildiz ilk yildiz daha sonuk olan ise ikinci olarak hesaba katilir Bazi yayinlarda ozellikle yasli olanlar ise soluk ikincil comes cogul olarak comites yoldas olarak adlandirilir Eger yildizlar esit parlaklikta ise kasif ilk yildiza karar verir Birincile gore ikincinin iki yildizli arasindaki acisal mesafe ile olculur Ayrica gozlem zamani da kaydedilir Yeterli sayida gozlem kaydedildikten sonra birincil yildiz merkez olarak kutupsal koordinatlari cizilir ve Kepler alanlar kanununa gore en mukemmel elips cizilir Bu elips belirgin elips olarak bilinir ve gokyuzu duzleminde birincile gore ikincil gercek eliptik yorungede izdusumudur Bu izdusum elipsinden yorungedeki elementler hesaplanabilir Spektroskopik Ikililer Bazen bir ikili yildizin tek kaniti yaydigi isik Doppler etkisinden gelir Bu durumlarda ikili her yildizdan yayilan isigin spektral cizgileri once mavi daha sonra kirmiziya donusur Ortak kutle merkezleri etrafindaki donuste once bize dogru hareket ederler sonra bizden uzaga dogru Bu sistemlerde yildizlar arasindaki aralik cok az ve yorungesel hizlari cok yuksektir Yorunge duzlemi gorus hattina dik olmadigi surece yorungesel hiz bilesenleri gorus cizgisinde olur ve sistemin radyal hizi periyodik olarak degisir Radyal hiz yildizlarin spektral cizgilerinin Doppler kaymasini gozlemleyerek spektrometre ile olculebilir Bu davranisi sergileyen cift yildizlar spestrokopik ikililer olarak bilinir Bunlardan bircogu teleskop ile de olsa gorsel ikili olarak dusunulemez Bazi spestrokopik ikililerde spektral cizgi her iki yildiz icin de gozukur ve cizgiler cift ya da tek olabilir Bu tur sistemler cift cizgili spektroskopik ikililer SI2 olarak bilinir Baska sistemlerde tek gozuken yildizin spektrumu ve spektrumdaki cizgileri once mavi sonra kirmiziya sonra eski haline donusur Bu tur yildizlar tek cizgili spestrokopik ikililer SI1 olarak bilinir Spektroskopik ikili yorungesi sistemin bir ya da iki bileseninin radyal hizini uzunca gozlem yaparak belirlenir Gozlemler zamana karsi cizilir ve ortaya cikan egriden periyoduna karar verilir Eger yorunge dairesel ise egri sinus egrisi olur Eger yorunge eliptik ise egrinin sekli gorus cizgisini referans alarak elips eksantrikligi ve ana eksen yonu ile belirlenir Yari major eksen a ve yorunge duzleminin egimini i tek olarak belirlemek imkansizdir Fakat yati major eksen ve sinus egimi carpimi direkt olarak dogrusal birimi or Kilometre belirleyebilir Eger a ya da i farkli yollarla belirlenebilir ise tutulma ikilisi durumunda oldugu gibi yorunge icin tam bir cozum bulunabilir Ikili yildizlarin hem gorsel hem spestroskopik ikili olmasi nadir bir durumdur ve bulunduklarinda degerli bilgi kaynaklaridirlar Gorsel ikili yildizlar genellikle buyuk gercek ayriga sahiptirler ve periyotlari on yillar ile yuzyillar arasinda olculmustur Genellikle yorungesel hizlari spestroskopik olcmek icin cok kucuktur Bunun tersine spestroskopik ikili yildizlar yorungelerinde hizli hareket ederler cunku birbirlerine yakindirlar genellikle gorsel ikili olarak saptanmak icin fazla yakindirlar Hem gorsel hem spestroskopik ikililer Dunya ya yakin olmalidirlar Tutulma orten Ikililer Algol B ve Algol A Orten ikili yildiz yorunge duzleminde gozlemcinin gorus cizgisinde birbirlerine yakin dururlar ve bilesenleri karsilikli tutulmaya neden olur Ikili hem spestroskopik ikili ve sistemin paralaks oldugu bilindigi durumlarda ikili yildiz analizi icin cok degerlidir Algol orten ikilinin en cok bilinen ornegidir Son on yilda ekstra galaktik orten ikililerin temel parametrelerinin olcumu 8 metre teleskoplar ile mumkun hale geldi Bu ekstra galaktik mesafeleri direkt olcmek icin onlari standart kullanilanlardan daha kullanisli hale getirdi Son zamanlarda BMB KMB Andromeda Gokadasi ve Ucgen Gokadasi na direkt mesafe tahmininde kullanildi Orten ikililer 5 kesinlik ile galaksiler arasi mesafeyi olcmede yontem sunarlar Oreten ikililer tek bilesenlerindeki isik degistigi icin degil tutulduklari icin degisken yildizlardir Bir orten ikili isik egrisi hemen hemen sabit isik donemleri ve periyodundaki yogunluk dusmesi ile karakterize edilir Eger bir yildiz digerinden buyukse biri tamamen tutulurken digeri halka seklinde tutulur Orten ikilinin yorunge periyodu isik egrisi uzerinde calisilarak bulunabilir ve her bir yildizin kendi boyutu yorunge yaricapinca parlakligin nasil degistigine gore degerlendirilebilir Eger spestroskopik ikili ise yorunge elementleri de saptanabilir ve yildizlarin kutlesi ve yogunluklari da bu durumda kolaylikla saptanabilir Ortmeyen ikililer fotometri sayesinde saptanabilir Yakin ortmeyen ikililer fotometri tarafindan yildizlarin birbiri uzerindeki etkisi gozlemlenerek saptanabilir Ilk olarak yoldasindan yaydigi ekstra isigi yansitmasinin gozlenmesidir Ikinci olarak yoldasinin seklini deforme olmasindan kaynaklanan elips isik varyasyonlarinin gozlenmesidir Ucuncu etki ise goreli isik sacan etkinin belli buyuklukteki yildizlari nasil etkiledigini incelemektir Ikilileri bu yontemler ile saptamak icin dogru fotometri uzay teleskoplari ile yapilmasini gerektirir Astrometrik Ikililer Astronomlar bos uzay yorungesinde gibi gozuken yildizlar kesfettiler Astrometrik ikililer birbirine yakin uzayda belli bir nokta etrafinda yalpalayan ve gorunur yoldasi olmayan yildizlardir Siradan ikili icin kullanilan matematik kayip yoldas kutleyi de bulmak icin kullanilabilir Yoldas cok sonuk olabilir Bu da onu halihazirda saptanamaz ya da onun birincil parlamasi tarafindan maskelenmis yapar ya da bu elektromanyetik radyasyon yaymayan ya da cok az yayan obje olabilir ornegin notron yildizi Gorunen yildizin pozisyonu dikkatle olculmus ve esi tarafindan gelen kutlecekimi etkisi ile degistigi tespit edilmistir Yildizin pozisyonu tekrar edilerek daha uzak yildizlara gore olculdu ve periyodik vardiyasi kontrol edildi Tipik olarak bu tarz olcum sadece yakin yildizlar icin gecerlidir ornegin 10 parsek icinde Yakin yildizlar genellikle nispeten yuksek harekette olurlar Boylelikle astrometrik ikililerin gokyuzunde titrek bir yolu takip ettikleri gozlenir Eger yoldas yildizin pozisyonunda gozlemlenebilir bir vardiyaya neden olabilecek kadar buyuk ise varligi cikarilabilir Gorunen yildizin hareketinin astrometrik tam olcumu yeterince uzun zaman periyoduna sahip ise yoldasin kutlesi ve yorunge periyodu hakkinda bilgiye sahip olunabilir Yoldas gozukur halde degil ise bile sistem Kepler yasalarini kullanarak bunu belirleyebilir Ayrica ikilileri saptayan bu yontem yildiz yorungesinde olan sistem disi gezegenlerin yerini tespit etmede de kullanilir Fakat bu yontemin kullanilir olmasi icin gerekenler buyuk kutle farki orani ve gezegenlerin yorungedeki uzun periyotlari dolayisiyla oldukca zahmetlidir Bir yildizin pozisyon vardiya tespiti cok zahmetli bir bilim dalidir ve gerekli hassasiyeti saglamak oldukca zordur Daha fazla cozunurlukte uretilen uzay teleskoplari Dunya nin atmosferindeki bulaniklik etkisinden kacinabilir Sistemin Konumu Baska bir siniflandirma boyutlarina gore yildizlar arasindaki uzakliga dayanir Bagimsiz ikililer her bilesenin yildizin kendi yercekiminin diger bileseninden buyuk oldugu alan icinde oldugu ikili yildizdir Yildizlar birbirleri uzerinde buyuk bir etkiye sahip degildirler ve esasen ayri ayri gelisirler Bircok ikili bu sinifa aittir Yari bagimsiz ikili yildizlar bilesenlerinden biri Roche lobunda iken obur bilesene olmayan cift yildizlardir Roche lobundaki bilesenin donor yuzeyindeki gaz obur bilesen transfer olur Kutle transferi sistemin gelismesinde hukmedici roldedir Bircok durumda iceriye akan gaz kutle alici etrafinda toplanma diski olusturur Temas ikili bilesenleri Roche loblarini dolduran cift yildizlardir Yildiz atmosferinin en ustteki katmani cevreleyen her iki yildiz tarafindan gelisir Gelisimden kaynaklanan surtunme yorunge hareketini bozar ve yildizlar sonunda birlesebilir Kataklizmik degisenler ve X isini ikilileri Ikili sistem yogun bir obje icerdiginde ornegin beyaz cuce notron yildizi ya da kara delik diger yildizdaki donor gaz yogun objeye dogru ilerler Bu kutlecekimsel potansiyel enerjiyi aciga cikarir gazin daha sicak ve radyasyon yaymasina neden olur Kataklizmik degisen yildizlar kompire objesi beyaz cuce olan boyle sistemlere ornektir X isini ikililerinde kompire obje notron yildizi ya da kara delikten herhangi biri olabilir Bu tur ikililer donor yildizin kutlesine bagli olarak yuksek kutleli ya da dusuk kutleli olarak siniflandirilirlar Yuksek kutleli X isini ikilileri genc erken tip yuksek kutleli donor yildiz ruzgarindan transfer edilen kutle icerir Dusuk kutleli X isini ikilileri yari tespit edilebilir ikililerdir ve gaz gec tip donor ya da beyaz cuceden Roche lobunun disina dogru akar ve notron yildizi ve kara delige dogru duser Muhtemelen X isini ikilisi icin bilinen en iyi ornek yuksek kutleli X isini ikilisi Cygnus X 1 dir Cygnus X 1 de gozukmeyen yoldasin kutlesinin Gunesin yaklasik dokuz kati oldugu tahmin edilir Maksimum teorik notron yildizi kutlesini cok astigi icin bunun kara delik olduguna inanilir Yorunge PeriyoduYorunge periyotlari bir saatten AM CVn yildizlari icin ya da birkac gunden bilesenleri daha az olabilir ama ayrica yuzlerce ya da binlerce yil Alpha Centauri AB etrafindaki Proxima Centauri da olabilirler Periyottaki degisimler Applegate mekanizmasi belirli orten ikililerin uzun donem yorunge periyodu degisimini aciklar Ana dizi yildizi bir faaliyet dongusunden gecer gibi yildizin dis katmani acisal momentum dagilimindan dolayi manyetik torka maruz kalir ve yildizin basikliginin degisimi ile sonuclanir Ikilinin yorungesindeki yildizlar yercekimsel olarak sekil degisikliklerine gore eslenirler Boylece periyot modulasyonlari tipik olarak P P 10 5 ayni zaman dilimindeki etkinlik dongusunde tipik olarak on yillik sistemde gosterir Bazi Algol ikililerde gozlenen bir diger olgu monoton periyot artisi olmustur Bu cok yaygin gozlemlenen alternatif periyodun azalip artmasindan oldukca farkli Applegate mekanizmasi ile aciklanir Monoton periyot artislari kutlenin transferine dayanir ve genellikle her zaman degil daha az buyuk yildizdan daha buyuk yildiza dogrudur NumaralandirilmalarA ve B Ikili yildizin bilesenleri A ve B ekleri ile sistemin numarandirilmasini A ilk yildiz icin ve B ikincil yildiz icin temsil edebilir AB ekleri ciftleri belirtmek icin de kullanilabilir C ve D gibi baska harfler de iki yildizdan fazla yildiz iceren sistemler icin kullanilir Ikili yildizin Bayer numaralandirmasi iceren ve oldukca ayrik oldugu durumlarda uyelerin numaralandirilmasi alt ve ust simgeler ile olur Buna ornek olarak bilesenleri z1 Reticuli ve z2 Reticuli olan Zeta Reticuli verilebilir Kasif numaralandirmasi Cift yildizlar ayrica indeks numarasi ile kasifin kisaltmasi verilerek numaralandirilir Ornek olarak a Centauri Father Richaud tarafindan 1689 yilinda ikili olarak bulunmus ve RHD 1 olarak numaralandirilmistir Bu kasif kodlari nda bulunabilir Sicak ve soguk Ikili yildiz sistemi bilesenleri sicakligina gore sicak yoldas ve soguk yoldas olarak belirlenebilir Ornekler Antares Alfa Scorpii ikili sistem icinde daha sicak mavi yildiz Antares B ile bulunan kirmizi devasa bir yildizdir Antares B icin soguk devasanin yoldasi denebilir ikili yildiz sisteminde gec tip dev yildiz ve onun daha sicak yoldas objesini olusturur Yoldasinin dogasi her durumda koklu olmadigindan sicak yoldas olarak ifade edilebilir Parlak mavi degisen yildiz Eta Carinae son zamanlarda ikili yildiz sistemi olarak tespit edildi Ikinci yildizin ilkinden daha yuksek sicaklikta oldugu gozuktu ve sicak yoldas yildiz olarak tanimlandi Wolf Rayet yildizi olabilir ayni anda hem sicak hem de soguk bir imza gosterir Kombinasyonun sonucu olarak soguk kirmizi devasaya sicak kucuk yoldasi eslik eder Madde devasadan kucuge dogru akar NASA nin Kepler gorevinde ikincilin daha sicak bilesen oldugu bircok orten ikili yildiz ornegi kesfedilmistir Beyaz cuce yoldasi KOI 74b 12 000 K dir KOI 81B 13 000 K dir EvrimFormasyon Imkansiz olmasa da bazi ikili yildizlar tek iki yildizin birbiri arasindaki kutlecekimsel yakalamasi sonucu olusabilir Boyle bir olayin ihtimali az olsa da ikililerin sayisi coktur Bu ikililerin ilk olusum sureci olamaz Ayrica gozlemlenen ikililer on ana yildizlari icerir ve bu ikililerin coktan yildiz formasyonunda olustugu teorisini destekler Onyildiz olusu sirasindaki molekuler buluttaki parcalanma ikili ya da coklu yildiz sistemlerinin olusumunu aciklamak icin kabul edilebilir Uc cisim problemi sonucu uc yildizin kutleleri karsilastirilabildigi zaman uc yildizdan biri nihayetinde sistemden atilir ve baska onemli karisiklik olmadigi varsayilirsa kalan sabit iki yildiz ikili sistemde kalmayi surdururler Kutle transferi ve buyume Ana yildiz evrimi suresince boyutsal olarak artar bu Roche lobunu gectigi herhangi bir noktada olabilir Bunun anlami onun maddelerinden bazisi yercekimsel cekimin yoldasinin kendinden buyuk oldugu bolgeye gecis yapar Maddenin bir yildizdan oburune transferi Roche lobu tasmasi RLT olarak bilinir Bu transfer gerceklestiginde matematiksel olarak ilk Lagrangian noktasi olarak adlandirilir Buyuyen diskin ikili yildizda daha parlak bazen de tek gozuken element olmasi nadir bir durum degildir Eger yildiz Roche lobunun disina cok hizli buyurse maddenin sistemden Lanrange noktalarina ya da yildiz ruzgarina dogru sistemi terk etmesi mumkundur Boylece etkin bir sekilde tum bilesenler kaybolur Yildizin evrimi kutlesi tarafindan belirlenirken surec her iki yoldasin da evrimini etkiler ve tek yildiz tarafindan elde edilemeyen asamalari olusturur Orten uclu Algol calismalari yildizlar evrimi teorisinde yol acti Ikili yildizlarin bilesenleri ayni zamanda olmasina ve daha buyuk yildizin daha hizli evrimlesmesine ragmen daha az buyuk olan Algol B nin daha sonraki evrimlesme asamasinda alt devde oldugu daha buyuk olan Algol A nin hala ana dizide oldugu gozlemlendi Paradoks kutle transferi ile cozulebilir daha buyuk olan yildiz alt dev oldugunda Roche lobunu doldurdugunda ve kutlenin cogu diger yildiza transfer oldugunda hala ana dizide kalir Bazi Algol ile benzer ikililerde gaz akisi gorulebilir Kacanlar ve nova Oldukca ayrik yildizlarin yasamlari sirasinda dis karisikliklarin sonucu olarak yercekimsel baglantilarini kaybetmeleri mumkundur Bilesenler daha sonra tek yildizlar olarak evrimlesmeye devam ederler Iki ikili sistemin arasindaki yakin karsilasma bazi yildizlarin ani hizlanmasiyla kacan yildizlar olmalari ile bu durum yercekimsel bozulma ile sonuclanabilir Eger beyaz cuce yakin bir yoldas yildiza sahip ve Roche lobundan tasiyor ise beyaz cuce surekli yildizin dis atmosferinden gazlari arttirir Bunlar beyaz cucenin yuzeyinde yercekimi yogunlugundan dolayi sikistirilmislardir Beyaz cuce dejenere maddeden olusur ve artan hidrojen degilken beyaz cuce isiya oldukca tepkisizdir Hidrojen fuzyonu buyuk miktarda enerjiyi serbest birakmasi sonucunda KAO dongusu boyunca yuzeyi uzerinde istikrarli bir sekilde olusabilir Sonuc isigin oldukca parlak patlamasidir ve bu nova olarak bilinir Ekstrem durumlarda bu olay beyaz cucenin Chandrasekhar limitini asmasina sebep olabilir ve tum yildizi yok eden bir supernovayi tetikleyebilir Ayrica bu da kacak yildizlara neden olan baska bir olaydir Supernovaya bir ornek SN 1572 dir Tycho Brahe tarafindan gozlenmistir Son zamanlarda Hubble Uzay Teleskobu bu olayin kalintilarinin fotograflamistir AstrofizikIkililer astronomlarin uzaktaki bir yildizin kutlesini belirlemelerine olanak saglayan en iyi yontemdir Birbirleri arasindaki yercekimsel cekim ortak kutle merkezi yorungesinde hareket etmelerine neden olur Gorsel ikilinin yorunge deseninden ya da spestroskopik ikilinin spektrum zaman degisimden kendi yildizinin kutlesi tespit edilebilir Bu yontemle yildizin gorunumu sicaklik ve yaricap ve kutlesi arasindaki iliski bulunabilir Bu ikili olmayanlarin kutlesini tespit etmeye olanak saglar Yildizlarin buyuk cogunlugunun ikili sistemlerde olmasi nedeniyle ikililer yildizlarin nereden geldigi surecini anlamamiz icin onemlidirler Ozellikle ikilinin periyot ve kutleleri bize sistemdeki acisal momentum miktari hakkinda bilgi verir Bu fizikte korunan bir miktar oldugu icin ikililer bize yildizlarin hangi kosullarda olustugu konusunda onemli ipuclari verir Ikili yildizlardaki kutle merkezini hesaplama basit bir ikili durumunda r1 ilk yildizin merkezi ile kutle merkezi arasindaki uzaklik r1 a m2m1 m2 a1 m1 m2 displaystyle r 1 a cdot m 2 over m 1 m 2 a over 1 m 1 m 2 a iki yildizin merkezleri arasindaki mesafe ve m1 ve m iki yildizin kutleleridir Eger a yorungedeki bir cismin digeri etrafindaki yorungesini yari major ekseni alinirsa r1 kutle merkezi etrafinda yorunge yapan ilk objenin yari major ekseni olur ve r2 a r1 ikinci cismin yorunge yari major eksini olur Kutle merkezi daha buyuk olan cismin icinde belirlendiginde bu cismin ayirt edilebilir bir yorunge takip etmesi yerine yalpaladigi gozlenir Kutle merkezi animasyonlari Resimler temsilidir simulasyon degildirler Kirmizi arti isareti pozisyonu sisteminin kutle merkezini gosterir a iki ayni kutle ortak kutle merkezi etrafinda b iki farkli yorunge etrafinda donen kutle c Dunya Ay sistemi d Gunes Dunya sistemi e Iki farkli eliptik yorunge yapan objeArastirma bulgulari Samanyolundaki yildiz sistemlerinin yaklasik 1 3 unun ikili ya da coklu oldugu kalan 2 3un ise tek yildiz icerdigi tahmin ediliyor Yildizin tam yorunge periyodu ile onun yorunge basikligi arasinda dogrudan iliski vardir Eger sistemin periyodu az ise basikligi da kucuktur Ikili yildizlar herhangi makul ayirma ile bulunabilir ciftler birbirine cok yakin yorungede hareket ediyorlarsa kismen birbirleri ile etkilesim halindedirler aralarindaki mesafe cok ise onlarin baglantisi uzayda sadece ortak hareket dogrusu gosterir Ikili yildiz sistemi yercekimsel bagi icinde log normal dagilimi olarak adlandirilan periyot mevcuttur bu sistemlerin genellikle yorunge periyotlari 100 yil kadardir Bu ikili sistemlerin yildiz formasyonu sirasinda olustugu teorisini destekleyen bir kanittir Ciftlerden ikisi de esit parlaklikta oldugunda ayni zamanda ayni tayf tipindedirler Parlakliklari farkli oldugu sistemlerde eger daha sonuk olan daha mavi ise daha parlak olan yildiz daha buyuk ve daha kirmizidir eger daha parlak olan ana diziye ait ise Yildizin kutlesi direkt olarak sadece yercekimsel cekiminden tespit edilebilir Yercekimsel lensler gibi hareket eden Gunesten ve yildizlardan ayri olarak bu yalnizca ikili ya da coklu sistemlerce yapilabilir Bu da ikili yildizlari yildizlar arasinda onemli bir seviyede yapar Gorsel ikili yildiz durumunda sistemin yorunge ve yildiz paralaksi tespit edildikten sonra iki yildizin bileske kutlesi direkt olarak Kepler in gezegensel hareket yasalarini kullanarak elde edilebilir Ne yazik ki ayrica gorsel ya da orten ikili olmadikca spestroskopik ikilinin tam yorungesini elde etmek imkansizdir Bu nedenle bu objelerin kutle ve sinus acisinin ortak carpimi ile yalnizca gorus cizgisine bagli egimine karar verilebilir Hem spektroskopik hem de orten ikili durumlarinda her iki yildiz icin de ozelliklerini kutle yogunluk boyut parlaklik ve yaklasik sekil tam bir cozum bulmak mumkundur Gezegenler Bilimkurgu sik sik ikili ya da uclu yildizlarin oldugu yerleri kullanir Buna ornek olarak George Lucas in Yildiz Savaslari ndan Tatooine ve bir diger dikkate deger hikaye alti yildizli sistemde gecmektedir Gercekte bazi yorunge araliklari dinamik nedenlerden dolayi imkansizdir gezegen hizlica yorungesi disina atilabilir tamamen sistemden atilabilir ya da yorunge araliginin daha alt ya da ust katmanina transfer olabilir Simulasyonlar gosterdi ki ikili yoldasin varligi gezegenin sabit yorunge bolgesi icindeki ata gezegen diskini uyarmasi ile gezegen formasyonu oranini arttirabilir Coklu yildiz sistemleri icindeki gezegenleri tespit etmenin ekstra teknik zorluklari vardir Bu da neden cok nadir bulunduklarinin nedenini olabilir Ornekler beyaz cuce pulsar ikilisi alt dev kirmizi cuce ikilisi ve beyaz cuce kirmizi cuce ikilisi i icerir Daha onceden bilinen 14 gezegen sistemi calismasinda 3 tanesi ikili sistem olarak bulundu Tum gezegenlerin ilk yildiz etrafinda S tipi yorungesinde hareket ettikleri bulundu Bu uc durumda ikincil yildiz ilkine gore daha sonuktur ve daha once tespit edilememistir Bu kesif hem gezegen hem de ilk yildiz icin parametrelerin tekrar hesaplanmasi ile sonuclandi OrneklerBilesenleri arasindaki uzaklik yani sira renklerindeki farklilik Albireo yu en kolay gozlenebilir gorsel ikililerden bir yapar En parlak uye Cygnus takimyildizindaki ucuncu en parlak uye aslinda kendisine yakin bir ikilidir Ayrica Cygnus takimyildizindaki Cygnus X 1 X isini kaynagi ve kara delik olarak nitelendirilir O optik esli degisken yildiz olmasiyla yuksek kutle X isini ikilisidir Sirius 1 46 gorsel belirgin buyuklugu ile gece gokyuzunde olan en parlak baska bir ikilidir Bu Canis Major takimyildizinda yer almaktadir 1844 yilinda Friedrich Bessel tarafindan Sirius un ikili oldugu dusunuldu 1862 de tarafindan Sirius B yoldasi kesfedildi 1915 te Wilson Dagi Gozlemevi nde astronomlar Sirius B nin beyaz cuce oldugunu tespit ettiler 2005 te astronomlar Hubble Uzay Teleskobunu kullanarak Sirius B nin 12 000 km capinda ve Gunesin 98 kutlesinde oldugunu belirlediler Orten ikiliye ornek Arabaci takimyildizindaki dir Gorunen bilesenin tayfi F0 dir Diger ortulen bilesen gozukmez Son boyle tutulma 2009 2011 den meydana geldi ve uygulanabilen yaygin gozlemlerin sistemin dogasi icinde olan ongoruslerin basarili verim saglamasi umut ediliyordu Bir baska orten de dir Calgi takimyildizindaki ikili yildiz sisteminin yari gozlenebilir ikilisidir Baska ilginc ikililere 61 Cygni Cygnus takimyildizinin ikilisidir ve iki turuncu ana dizi yildizlari sinifi icerir 61 Cygni A ve 61 Cygni B genis guzgun hareketleri ile bilinirler Procyon Kucuk Kopek takimyildizindaki en parlak yildizi ve gece gokyuzunde gozuken en parlak sekizinci yildizdir ortmeyi sonlandiran orten ikilidir V907 Sco ortmeyi kesen tekrar surduren ve tekrar kesen orten ikilidir ve K0 yildizi etrafinda yorunge yapmakla birlikte kara delik iceren orten ikili dahildir Coklu Yildiz OrnekleriIkiden fazla yildiz iceren sistemler coklu yildizlar olarak adlandirilir Kahraman takimyildizi nda bulunan Algol en cok bahsedilen ucludur Bilesenlerinden ikisi birbirini orter ve Algol un yogunlugundaki degisim ilk kez 1670 yilinda Geminiano Montanari tarafindan kaydedilmistir Algol un anlami seytan yildizi Arapca الغول al ghul dir Bu ismi almasindaki muhtemel onun tuhaf hareketidir Baska bir gorunen uclu de Alfa Centauri dir Erboga takimyildizinin guneyinde bulunur Gorsel gozukme degeri 0 01 ile bu takimyildizindaki en parlak dorduncu yildizdir Bu sistem ayrica yasanabilir gezegenler arayisinda ikililerin de goz onunde bulundurulmasi gerektigi gercegini vurgular Alfa Centauri A ve B en yakin durumlarinda 11 AU kadar uzaktadirlar ve boylelikle kararli yasanabilir bolgeye sahip olmalidirlar Uclulerin otesinde olan sistemlere de ornekler vardir Castor sisteminde alti yildiz bulunur ve bu sistem Gemini takimyildizinin ikinci en parlak yildizidir Astronomik olarak Castor 1719 yilinda gorsel ikili olarak kesfedildi Castor un her bir bileseni kendince spestroskopik ikilidir Castor ayrica sonuk ve oldukca genis aralikli yoldaslara sahiptir Bunlar ayrica spestroskopik ikilidirler Buyuk Ayi daki gorsel ikilisi dordu Mizar ve ikisi u icermek uzere alti yildiza sahiptir Kaynakca Filippenko Alex Understanding the Universe of The Great Courses on DVD Lecture 46 time 1 17 The Teaching Company Chantilly VA USA 2007 Herschel William 1802 Catalogue of 500 New Nebulae Nebulous Stars Planetary Nebulae and Clusters of Stars With Remarks on the Construction of the Heavens Philosophical Transactions of the Royal Society of London Cilt 92 ss 477 528 481 Bibcode 1802RSPT 92 477H doi 10 1098 rstl 1802 0021 JSTOR 107131 Heintz W D 1978 Double Stars D Reidel Publishing Company Dordrecht s 17 ISBN 90 277 0885 1 19 Ocak 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 26 Ekim 2015 Heintz W D 1978 Double Stars Dordrecht D Reidel Publishing Company ss 1 2 ISBN 90 277 0885 1 Binary Stars Cornell Astronomy 20 Ekim 2018 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 7 Ocak 2016 Herter T Cornell University 17 Haziran 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Ocak 2016 Bruton D Eclipsing Binary Stars Stephen F Austin State University 12 Haziran 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 7 Ocak 2016 Worth M Binary Stars PowerPoint Stephen F Austin State University 10 Ocak 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 7 Ocak 2016 Lev Tal Or Simchon Faigler Tsevi Mazeh 2014 Seventy two new non eclipsing BEER binaries discovered in CoRoT lightcurves and confirmed by RVs from AAOmega arXiv 1410 3074 2 KB1 bakim Birden fazla ad yazar listesi link Bock D NCSA 26 Nisan 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Ocak 2016 University of Tennessee 11 Ocak 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Ocak 2016 Voss R T M Tauris 2003 Galactic distribution of merging neutron stars and black holes 342 4 ss 1169 1184 arXiv 0705 3444 2 Bibcode 2003MNRAS 342 1169V doi 10 1046 j 1365 8711 2003 06616 x Lawrence Hall of Science at the University of California 7 Subat 2009 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Ocak 2016 References and discoverer codes The Washington Double Star Catalog 17 Mayis 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde Accessed on line August 20 2008 Boss A P 1992 Formation of Binary Stars J Sahade G E McCluskey Yoji Kondo Ed The Realm of Interacting Binary Stars Dordrecht Kluwer Academic s 355 ISBN 0 7923 1675 4 Tohline J E J E Cazes H S Cohl The Formation of Common Envelope Pre Main Sequence Binary Stars Louisiana State University 4 Haziran 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 7 Ocak 2016 Contact Binary Star Envelopes 21 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde by Jeff Bryant Blondin J M M T Richards M L Malinowski American Museum of Natural History 8 Nisan 2006 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 7 Ocak 2016 Most Milky Way Stars Are Single 25 Kasim 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde Harvard Smithsonian Center for Astrophysics