دالة كتلة الأنظمة الثنائية: الفرق بين النسختين

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
التعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
This contribution was added by Bayt al-hikma 2.0 translation project
(لا فرق)

نسخة 14:47، 29 يونيو 2020

في علم الفلك، دالة كتلة الأنظمة الثنائية أو ببساطة دالة الكتلة هي دالة تقيد كتلة المكون غير المرئي (عادة ما يكون نجمًا أو كوكبًا خارج المجموعة الشمسية) في نجم ثنائي طيفي أحادي الصف أو في نظام كوكبي. يمكن حسابها فقط من خلال كميات قابلة للرصد، وهي الفترة المدارية للنظام الثنائي، وذروة السرعة الشعاعية للنجم المرصود. توفر سرعة أحد أعضاء النظام الثنائي والفترة المدارية معلومات (محدودة) حول المسافة الفاصلة بين المكونان وقوة الجذب بينهما، وبالتالي كتلتيهما.

تمهيد

تخضع دالة كتلة الأنظمة الثنائية لقانون كبلر الثالث عند تضمين السرعة الشعاعية لمكون واحد مرصود في النظام الثنائي.[1] يصف قانون كبلر الثالث حركة جسمين يدوران حول مركز كتلة مشترك. إذ يربط الفترة المدارية للجرمين (الوقت اللازم لإكمال مدار واحد كامل) مع المسافة بينها (الانفصال المداري)، ومجموع كتلتيهما. في حال ثبات الانفصال المداري، فكلما زادت كتلة النظام الإجمالية، تزداد السرعة المدارية للمكونين. من ناحية أخرى، في حال ثبات كتلة النظام، تشير الفترة المدارية الأطول إلى انفصال أكبر وسرعات مدارية أقل.

نظرًا لأن الفترة المدارية والسرعات المدارية في النظام الثنائي ترتبط بكتلة مكونا النظام الثنائي، يوفر قياس هذه المعاملات بعض المعلومات حول كتلة أحد المكونين أو كليهما.[2] ولكن نظرًا لعدم إمكانية تحديد السرعة المدارية الحقيقية بشكل عام، فإن هذه المعلومات محدودة.[1]

السرعة الشعاعية هي مكون السرعة المدارية باتجاه خط رؤية الراصد. على عكس السرعة المدارية الحقيقية، يمكن تحديد السرعة الشعاعية من تحليل دوبلر الطيفي للخطوط الطيفية لضوء النجم،[3] أو من خلال قياس الاختلافات في أوقات وصول النبضات من نباض راديوي.[4] يُطلق على النظام الثنائي اسم نظام ثنائي طيفي أحادي الصف إذا كان من الممكن قياس الحركة الشعاعية لأحد المكونين فقط. في هذه الحالة، يمكن تحديد حد أدنى لكتلة المكون الآخر (غير المرئي).[1]

لا يمكن تحديد الكتلة الحقيقية والسرعة المدارية الحقيقية من السرعة الشعاعية لأن الميل المداري غير معروف بشكل عام. (يعبر الميل عن تموضع المدار بالنسبة لوجهة نظر الراصد، ويربط السرعة الحقيقية بالشعاعية[1]) يسبب هذا انفطارًا بين الكتلة والميل.[5][6] على سبيل المثال، إذا كانت السرعة الشعاعية المقاسة منخفضة، فقد يعني ذلك أن السرعة المدارية الحقيقية منخفضة (ما يشير إلى وجود أجسام ذات كتلة منخفضة) وأن الميل مرتفع (أي أن الراصد يرى حافة المدار) أو أن السرعة الحقيقية عالية (ما يشير إلى وجود أجسام ذات كتلة عالية) ولكن قد يعني أن الميل منخفض (أي أن الراصد يرى مستوى المدار مباشرةً).

تطبيقات

ثنائيات الأشعة السينية

إذا كان النجم المسرع في ثنائيات الأشعة السينية يمتلك كتلةً ذات حد أدنى يتجاوز بشكل كبير حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف (الحد الأقصى للكتلة الممكنة للنجوم النيوترونية)، فمن المتوقع أن يكون ثقبًا أسود. هذا هو الحال في نجم الدجاجة إكس 1 على سبيل المثال، حيث جرى قياس السرعة الشعاعية للنجم المرافق.[7][8]

الكواكب الخارجية

تجعل الكواكب الخارجية نجمها المضيف يتحرك في مدار صغير حول مركز كتلة نظام الكوكب والنجم. يمكن رصد هذا «التمايل» إذا كانت السرعة الشعاعية للنجم عالية بما فيه الكفاية. هذه هي طريقة السرعة الشعاعية للكشف عن الكواكب الخارجية.[5][3] باستخدام دالة الكتلة والسرعة الشعاعية للنجم المضيف، يمكن تحديد الحد الأدنى لكتلة الكواكب الخارجية.[9][10]:9[11][12] قاد استخدام هذه الطريقة على قنطور الأقرب، أقرب نجم إلى الشمس، إلى اكتشاف قنطور الأقرب بي، وهو كوكب أرضي ذي كتلة تعادل 1.27 ضعف كتلة الأرض على الأقل.[13]

الكواكب النابضة

الكواكب النابضة هي كواكب تدور حول النجوم النابضة، وقد اكتُشف العديد منها باستخدام طريقة زمن النابض. تنبع اختلافات السرعة الشعاعية للنباض من الفترات المتغيرة لأوقات وصول النبضات.[4] اكتُشف أول كوكب خارجي باستخدام هذه الطريقة عام 1992 حول نباض مللي ثانية يُسمى بّي إس آر 1257 + 12.[14] مثال آخر هو بّي إس آر جاي 1719 1438، نباض مللي ثانية يدور حوله كوكب يُسمى بّي إس آر جاي 1719 1438 بي، الذي يتمتع بكتلة تساوي تقريبًا كتلة المشتري على الأقل، ذلك وفقًا لدالة الكتلة.[15]

مراجع

  1. ^ أ ب ت ث Karttunen، Hannu؛ Kröger، Pekka؛ Oja، Heikki؛ Poutanen، Markku؛ Donner، Karl J.، المحررون (2007) [1st pub. 1987]. "Chapter 9: Binary Stars and Stellar Masses". Fundamental Astronomy. Springer Verlag. ص. 221–227. ISBN:978-3-540-34143-7. {{استشهاد بكتاب}}: الوسيط غير المعروف |chapterurl= تم تجاهله يقترح استخدام |مسار الفصل= (مساعدة)، الوسيط غير المعروف |lastauthoramp= تم تجاهله يقترح استخدام |name-list-style= (مساعدة)، وروابط خارجية في |chapterurl= (مساعدة)
  2. ^ Podsiadlowski، Philipp. "The Evolution of Binary Systems, in Accretion Processes in Astrophysics" (PDF). Cambridge University Press. اطلع عليه بتاريخ 2016-04-20.
  3. ^ أ ب "Radial Velocity – The First Method that Worked". The Planetary Society. اطلع عليه بتاريخ 2016-04-20.
  4. ^ أ ب "The Binary Pulsar PSR 1913+16". Cornell University. اطلع عليه بتاريخ 2016-04-26.
  5. ^ أ ب Brown، Robert A. (2015). "True Masses of Radial-Velocity Exoplanets". The Astrophysical Journal. ج. 805 ع. 2: 188. arXiv:1501.02673. Bibcode:2015ApJ...805..188B. DOI:10.1088/0004-637X/805/2/188.
  6. ^ Larson، Shane. "Binary Stars" (PDF). Utah State University. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2015-04-12. اطلع عليه بتاريخ 2016-04-26.
  7. ^ Mauder، H. (1973)، "On the Mass Limit of the X-ray Source in Cygnus X-1"، Astronomy and Astrophysics، ج. 28: 473–475، Bibcode:1973A&A....28..473M
  8. ^ "Observational Evidence for Black Holes" (PDF). University of Tennessee. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2017-10-10. اطلع عليه بتاريخ 2016-11-03.
  9. ^ "Documentation and Methodology". Exoplanet Data Explorer. اطلع عليه بتاريخ 2016-04-25.
  10. ^ Butler، R.P.؛ Wright، J. T.؛ Marcy، G. W.؛ Fischer، D. A.؛ Vogt، S. S.؛ Tinney، C. G.؛ Jones، H. R. A.؛ Carter، B. D.؛ وآخرون (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets". The Astrophysical Journal. ج. 646 ع. 1: 505–522. arXiv:astro-ph/0607493. Bibcode:2006ApJ...646..505B. DOI:10.1086/504701.
  11. ^ Boffin، H. M. J. (2012). "The mass-ratio distribution of spectroscopic binaries". في Arenou، F.؛ Hestroffer، D. (المحررون). Proceedings of the workshop "Orbital Couples: Pas de Deux in the Solar System and the Milky Way". ص. 41–44. Bibcode:2012ocpd.conf...41B. ISBN:978-2-910015-64-0. {{استشهاد بكتاب}}: |journal= تُجوهل (مساعدة) والوسيط غير المعروف |lastauthoramp= تم تجاهله يقترح استخدام |name-list-style= (مساعدة)
  12. ^ Kolena، John. "Detecting Invisible Objects: a guide to the discovery of Extrasolar Planets and Black Holes". Duke University. اطلع عليه بتاريخ 2016-04-25.
  13. ^ Anglada-Escudé, G.; Amado, P. J.; Barnes, J.; Berdiñas, Z. M.; Butler, R. P.; Coleman, G. A. L.; de la Cueva, I.; Dreizler, S.; Endl, M.; Giesers, B.; Jeffers, S. V.; Jenkins, J. S.; Jones, H. R. A.; Kiraga, M.; Kürster, M.; López-González, M. J.; Marvin, C. J.; Morales, N.; Morin, J.; Nelson, R. P.; Ortiz, J. L.; Ofir, A.; Paardekooper, S.-J.; Reiners, A.; Rodríguez, E.; Rodrίguez-López, C.; Sarmiento, L. F.; Strachan, J. P.; Tsapras, Y.; Tuomi, M.; Zechmeister, M. (25 Aug 2016). "A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri" (PDF). Nature (بالإنجليزية). 536 (7617): 437–440. arXiv:1609.03449. Bibcode:2016Natur.536..437A. DOI:10.1038/nature19106. ISSN:0028-0836. PMID:27558064.
  14. ^ Wolszczan، D. A.؛ Frail، D. (9 يناير 1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12". Nature. ج. 355 ع. 6356: 145–147. Bibcode:1992Natur.355..145W. DOI:10.1038/355145a0.
  15. ^ Bailes، M.؛ Bates، S. D.؛ Bhalerao، V.؛ Bhat، N. D. R.؛ Burgay، M.؛ Burke-Spolaor، S.؛ d'Amico، N.؛ Johnston، S.؛ وآخرون (2011). "Transformation of a Star into a Planet in a Millisecond Pulsar Binary". Science. ج. 333 ع. 6050: 1717–1720. arXiv:1108.5201. Bibcode:2011Sci...333.1717B. DOI:10.1126/science.1208890. PMID:21868629.
مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=دالة_كتلة_الأنظمة_الثنائية&oldid=48851778»