V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
Z astrofyzikálního hlediska důležitá vzdálenost, které obě hvězdy obíhají kolem společného těžiště:
r Volné (vzdálené) dvojhvězdy
obíhající kolem společného těžiště vzdálenostech mnohonásobně (řádově) větších než jejich průměr..10..
*) Nejspolehlivěji lze vizuálních dvojhvězd, kde znalosti doby oběhu vzdálenosti složek těžiště lze základě
zákonitostí odvozených §1.
2.2, pasáž "Binární
systém.
Takovéto skutečné hvězdné páry hlediska pozorování dělí tři skupiny:
q Vizuální dvojhvězdy
obíhající větší vzájemné vzdálenosti nacházející dostatečně blízko nás, takže lze dalekohledu rozlišit
jako dvě oddělené hvězdy.
Astronomický význam dvojhvězd spočívá tom, analýzou period rychlostí oběhu lze zjistit parametry jejich oběhu
kolem společného těžiště odtud základě Keplerových zákonů stanovit hmotnosti těchto hvězd. Při pozorování jiného místa ve
vesmíru bychom spatřili daleko sebe. Jak bylo shora
nastíněno, hvězdy vznikají zpravidla skupinách.htm 16) [15. Hmota této větší hvězdy pak může
libračním bodem přetékat hvězdu druhou. Astronomicky objevit velmi volné (vzdálené) dvojhvězdné systémy je
velmi obtížné, neboť oběžné periody jsou velmi dlouhé rychlosti oběhu příliš malé to, aby byly
spektroskopicky odlišitelné.") nedochází přetékání plynu mezi složkami.
♦ Dotykový systém, kde obě složky vyplňují Rocheovu mez dochází vzájemné výměně hmoty mezi oběma
hvězdami.
r Těsné dvojhvězdy
obíhající kolem společného těžiště vzdálenosti srovnatelné poloměrem hvězd (jejich hvězdných atmosfér).
♦ Polodotykový systém, kde jedna složek vyplňuje Rocheovu mez. malé úhlové vzdálenosti sebe.: Černé díry
náhodným promítnutím hvězd, které jsou skutečnosti velmi rozdílných vzdálenostech prostoru sebou nijak
spolu nesouvisí, skoro téže zorné přímky, resp. Skutečné (fyzické) dvojhvězdy,
které jsou sobě poutány gravitací obíhají relativně blízko kolem sebe podle Keplerových zákonů.
q Spektroskopické dvojhvězdy,
u nichž úhlová vzdálenost obou složek pod mezí rozlišitelnosti stávajících optických přístrojů, avšak
podvojnost projevuje periodickou změnou posuvu spektrálních čar důsledku Dopplerova jevu vyvolaného
periodickou změnou radiální složky rychlosti při obíhání obou hvězd. Často stává, dvě hvězdy vzniklé blízko sebe zůstanou
gravitačně vázané vytvoří binární systém neboli dvojhvězdu rotující kolem společného těžiště.
http://astronuklfyzika. několik
takových gravitačně vázaných hvězd vytvoří vícenásobný systém.cz/Gravitace4-1. Zatím nejvolnější pozorovaná dvojhvězda Ursae Maioris poloosou asi 500
astronomických jednotek oběžnou dobou 850 let.2008 12:14:25]
.
Dělí tři podskupiny:
♦ Oddělený systém, kde hvězdná atmosféra žádné složek nevyplňuje Rocheovu mez (viz §1. Kromě toho lze pozorovat periodický Dopplerovský posun spektrálních čar zákrytové
dvojhvězdy jsou zároveň dvojhvězdami spektroskopickými. Během jedné poloviny oběhu spektrální
čáry posunují fialovému, během druhé půlperiody červenému konci spektra.
Nedochází zde tedy žádnému významnějšímu vzájemnému ovlivňování jejich struktur evoluce. spektroskopických dvojhvězd naráží problémy související neznalostí
sklonu dráhy excentricity. Systém dvou
vzdálenějších hvězd lze dvojhvězdu považovat tehdy, když jsou gravitačně vázané jejich vzájemná
gravitační přitažlivost podstatně převyšuje gravitační vliv ostatních objektů vliv sumárního galaktického
gravitačního pole.
q Zákrytové dvojhvězdy
jsou takové dvojhvězdy, jejichž rovina oběžné dráhy rovnoběžná (nebo téměř rovnoběžná) zorným
paprskem nás, takže při oběhu dochází vzájemnému zakrývání obou složek, což projevuje periodickou
změnou jasnosti. Pokud tomu tak není, takový slabě gravitačně vázaný systém vlivem vnějších gravitačních
vlivů (od dalších těles) časem rozpadá. Popř. Dochází však výraznému působení slapových sil v
atmosférách hvězd.Ullmann V.2 určit hmotnosti
