النجم الثنائي

الموسوعة الحرة
أقرب نجم ثنائي، ألفا قنطورس ، كما صوره تلسكوب هابل الفضائي

النجم الثنائي أو نظام النجوم الثنائية هو نظام يتكون من نجمين مرتبطين جاذبياً ويدوران حول بعضهما البعض. تُعدّ النجوم الثنائية من أهم الأجرام في الفيزياء الفلكية لأنها تتيح قياس كتل النجوم مباشرةً واختبار نظريات تطورها. غالباً ما تُرى النجوم الثنائية في سماء الليل كجسم واحد بالعين المجردة ، ولكن يمكن تمييزها كنجوم منفصلة باستخدام التلسكوب ، وفي هذه الحالة تُسمى بالنجوم الثنائية المرئية . تتميز العديد من النجوم الثنائية المرئية بفترات مدارية طويلة تمتد لعدة قرون أو آلاف السنين، ولذلك فإن مداراتها غير مؤكدة أو غير معروفة بدقة. يمكن أيضاً رصدها بتقنيات غير مباشرة، مثل التحليل الطيفي ( النجوم الثنائية الطيفية ) أو القياس الفلكي ( النجوم الثنائية الفلكية ). إذا دار نجم ثنائي في مستوى يقع على خط رؤيتنا، فإن مكوناته ستحجب بعضها البعض وتمر أمام بعضها؛ تُسمى هذه الأزواج بالنجوم الثنائية الكسوفية ، أو، مع النجوم الثنائية الأخرى التي يتغير سطوعها أثناء دورانها، بالنجوم الثنائية الضوئية .

إذا كانت مكونات الأنظمة النجمية الثنائية متقاربة بدرجة كافية، فإنها قادرة على تشويه الغلاف الجوي الخارجي لبعضها البعض بفعل الجاذبية. في بعض الحالات، قد تتبادل هذه الأنظمة الثنائية المتقاربة الكتلة، مما قد يدفع تطورها إلى مراحل لا تستطيع النجوم المفردة بلوغها. من أمثلة الأنظمة الثنائية نجم الشعرى اليمانية (سيريوس ) ونجم الدجاجة X-1 (الدجاجة X-1 ثقب أسود معروف ). كما تُعد النجوم الثنائية شائعة كنوى للعديد من السدم الكوكبية ، وهي أصل كل من المستعرات والمستعرات العظمى من النوع Ia .

اكتشاف

تُلاحَظ النجوم الثنائية ، وهي زوج من النجوم التي تبدو متقاربة، منذ اختراع التلسكوب . ومن الأمثلة المبكرة على ذلك نجمي ميزر وأكروكس . رُصِدَ نجم ميزر، الموجود في كوكبة الدب الأكبر ، كنجم ثنائي على يد جيوفاني باتيستا ريتشيولي عام 1650 [ 1 ] [ 2 ] (وربما قبل ذلك على يد بينيديتو كاستيلي وجاليليو ) . [ 3 ] أما نجم أكروكس الجنوبي الساطع، الموجود في كوكبة الصليب الجنوبي ، فقد اكتشفه الأب فونتيني كنجم ثنائي عام 1685. [ 1 ]

ظهرت أدلة على أن النجوم في أزواج ليست مجرد اصطفافات بصرية في عام 1767، عندما أصبح الفيلسوف الطبيعي ورجل الدين الإنجليزي جون ميتشل أول من طبق الرياضيات الإحصائية على دراسة النجوم، موضحًا في بحثه أن عدد النجوم التي تظهر في أزواج أو مجموعات يفوق بكثير ما يمكن تفسيره بالتوزيع العشوائي التام والاصطفاف الصدفي. ركز ميتشل بحثه على عنقود الثريا ، وحسب أن احتمال العثور على مثل هذا التجمع المتقارب من النجوم يبلغ واحدًا من كل نصف مليون. وخلص إلى أن النجوم في هذه الأنظمة النجمية الثنائية أو المتعددة قد تنجذب إلى بعضها البعض بفعل الجاذبية، مما قدم أول دليل على وجود النجوم الثنائية والتجمعات النجمية. [ 4 ]

بدأ ويليام هيرشل رصد النجوم الثنائية عام 1779، أملاً في العثور على نجم قريب مقترن بنجم بعيد ليتمكن من قياس تغير موقع النجم القريب أثناء دوران الأرض حول الشمس (قياس اختلاف المنظر )، مما يسمح له بحساب المسافة إلى النجم القريب. وسرعان ما نشر فهارس تضم حوالي 700 نجم ثنائي. [ 5 ] [ 6 ] وبحلول عام 1803، كان قد رصد تغيرات في المواقع النسبية لعدد من النجوم الثنائية على مدار 25 عامًا، وخلص إلى أنها، بدلاً من إظهار تغيرات في اختلاف المنظر، تبدو وكأنها تدور حول بعضها البعض في أنظمة ثنائية. [ 7 ] حُسب أول مدار لنجم ثنائي عام 1827، عندما حسب فيليكس سافاري مدار نجم زي الدب الأكبر . [ 8 ]

على مر السنين، تم فهرسة وقياس العديد من النجوم الثنائية. اعتبارًا من يونيو 2017، يحتوي فهرس واشنطن للنجوم الثنائية ، وهو قاعدة بيانات للنجوم الثنائية المرئية جمعها المرصد البحري الأمريكي ، على أكثر من 100,000 زوج من النجوم الثنائية، [ 9 ] بما في ذلك النجوم الثنائية المرئية والنجوم الثنائية. ولا تُعرف مدارات سوى بضعة آلاف من هذه النجوم الثنائية. [ 10 ]

أصل الكلمة

تم استخدام مصطلح ثنائي لأول مرة في هذا السياق من قبل السير ويليام هيرشل في عام 1802، [ 11 ] عندما كتب: [ 12 ]

أما إذا كان نجمان، على العكس من ذلك، متقاربين جدًا، وفي الوقت نفسه معزولين تمامًا بحيث لا يتأثران بشكل ملحوظ بجاذبية النجوم المجاورة، فإنهما سيشكلان نظامًا منفصلًا، ويظلان متصلين برابطة جاذبيتهما المتبادلة. يُطلق على هذا النظام اسم النجم الثنائي الحقيقي؛ وأي نجمين متصلين بهذه الطريقة يشكلان النظام النجمي الثنائي الذي سنتناوله الآن.

بحسب التعريف الحديث، يقتصر مصطلح النجم الثنائي عمومًا على أزواج النجوم التي تدور حول مركز كتلة مشترك. تُعرف النجوم الثنائية التي يمكن تمييزها باستخدام التلسكوب أو طرق التداخل باسم النجوم الثنائية المرئية . [ 13 ] [ 14 ] بالنسبة لمعظم النجوم الثنائية المرئية المعروفة، لم تُرصد دورة كاملة بعد؛ بل لوحظ أنها تحركت على طول مسار منحني أو قوس جزئي. [ 15 ]

نظام ثنائي كسوفي يُظهر مراحل مختلفة للنجم الثانوي الأصغر بالنسبة للنجم الأساسي (في المركز).

يُستخدم مصطلح "النجم المزدوج" بشكل عام للإشارة إلى أزواج النجوم التي تبدو متقاربة في السماء. [ 11 ] ونادرًا ما يُستخدم هذا التمييز في لغات أخرى غير الإنجليزية. [ 13 ] قد تكون النجوم المزدوجة أنظمة ثنائية ، أو قد تكون مجرد نجمين يبدوان متقاربين في السماء، لكنهما يختلفان اختلافًا كبيرًا في بُعدهما الحقيقي عن الشمس. ويُطلق على هذه الأخيرة اسم " الأزواج الضوئية " . [ 16 ]

التصنيفات

قرص من الغاز والغبار يظهر على جانب النظام النجمي الثنائي HD  106906

أساليب الملاحظة

تُصنَّف النجوم الثنائية إلى أربعة أنواع وفقًا لطريقة رصدها: بصريًا، من خلال الملاحظة؛ طيفيًا ، من خلال التغيرات الدورية في الخطوط الطيفية ؛ ضوئيًا ، من خلال التغيرات في السطوع الناتجة عن الكسوف؛ أو فلكيًا ، من خلال قياس انحراف موقع النجم الناتج عن وجود نجم مرافق غير مرئي. [ 13 ] [ 17 ] يمكن لأي نجم ثنائي أن ينتمي إلى أكثر من فئة من هذه الفئات؛ على سبيل المثال، العديد من النجوم الثنائية الطيفية هي أيضًا نجوم ثنائية كسوفية.

ثنائيات مرئية

النجم الثنائي المرئي هو نجم ثنائي تكون فيه المسافة الزاوية بين مكونيه كبيرة بما يكفي لرؤيتهما كنجم مزدوج باستخدام التلسكوب ، أو حتى المنظار عالي التكبير . تُعدّ الدقة الزاوية للتلسكوب عاملاً مهماً في رصد النجوم الثنائية المرئية، ومع تحسين الدقة الزاوية المستخدمة في رصد النجوم الثنائية، سيزداد عدد النجوم الثنائية المرئية التي يتم رصدها. كما يُعدّ السطوع النسبي للنجمين عاملاً مهماً أيضاً، إذ قد يُصعّب وهج النجم الساطع رصد وجود المكون الخافت.

النجم الأكثر سطوعًا في النظام الثنائي المرئي هو النجم الأساسي ، بينما يُعتبر النجم الأقل سطوعًا النجم الثانوي. في بعض المنشورات (وخاصةً القديمة منها)، يُطلق على النجم الثانوي الخافت اسم " المرافق " (جمعها " المرافقون"). إذا كان النجمان متساويين في السطوع، يُعتمد عادةً اسم مكتشف النجم الأساسي. [ 18 ]

تُقاس زاوية موضع النجم الثانوي بالنسبة للنجم الرئيسي، بالإضافة إلى المسافة الزاوية بين النجمين. كما يُسجل وقت الرصد. بعد تسجيل عدد كافٍ من عمليات الرصد على مدى فترة زمنية، تُرسَم هذه البيانات في إحداثيات قطبية مع وضع النجم الرئيسي عند نقطة الأصل، ويُرسم القطع الناقص الأكثر احتمالاً الذي يمر بهذه النقاط بحيث يتحقق قانون كبلر للمساحات . يُعرف هذا القطع الناقص بالقطع الناقص الظاهري ، وهو إسقاط المدار الإهليلجي الفعلي للنجم الثانوي بالنسبة للنجم الرئيسي على مستوى السماء. من هذا القطع الناقص المُسقط، يمكن حساب العناصر الكاملة للمدار، حيث لا يمكن التعبير عن نصف المحور الأكبر إلا بوحدات زاوية ما لم يكن اختلاف المنظر النجمي ، وبالتالي المسافة، للنظام معروفًا. [ 14 ]

الثنائيات الطيفية

يدور Algol B حول Algol A. تم تجميع هذا الرسم المتحرك من 55 صورة لمقياس التداخل CHARA في نطاق H للأشعة تحت الحمراء القريبة ، وتم فرزها وفقًا للطور المداري.

أحيانًا، يكون الدليل الوحيد على وجود نجم ثنائي هو تأثير دوبلر على ضوئه المنبعث. في هذه الحالات، يتكون النظام الثنائي من زوج من النجوم حيث تنزاح الخطوط الطيفية في الضوء المنبعث من كل نجم نحو اللون الأزرق أولًا عندما يقترب النجم منا، ونحو اللون الأحمر عندما يبتعد عنا، وذلك خلال حركته حول مركز كتلتهما المشترك ، بفترة مدارهما المشترك.

في هذه الأنظمة، تكون المسافة بين النجوم عادةً صغيرة جدًا، والسرعة المدارية عالية جدًا. ما لم يكن مستوى المدار عموديًا على خط الرؤية، فإن السرعات المدارية لها مركبات على خط الرؤية، وتتغير السرعة الشعاعية المرصودة للنظام دوريًا. بما أنه يمكن قياس السرعة الشعاعية باستخدام مطياف من خلال رصد انزياح دوبلر لخطوط الطيف النجمية ، تُعرف الأنظمة الثنائية المكتشفة بهذه الطريقة بالأنظمة الثنائية الطيفية . لا يمكن تمييز معظم هذه الأنظمة كنظام ثنائي مرئي، حتى باستخدام التلسكوبات ذات أعلى قدرة تحليلية متوفرة .

في بعض الأنظمة الثنائية الطيفية، تظهر خطوط طيفية من كلا النجمين، وتكون هذه الخطوط متناوبة بين كونها مزدوجة ومفردة. يُعرف هذا النظام بالنظام الثنائي الطيفي ذي الخطين (ويُشار إليه غالبًا بـ "SB2"). في أنظمة أخرى، يُرى طيف أحد النجمين فقط، وتتحرك الخطوط الطيفية دوريًا نحو الأزرق، ثم نحو الأحمر، ثم تعود مرة أخرى. تُعرف هذه النجوم بالأنظمة الثنائية الطيفية ذات الخط الواحد ("SB1").

يُحدد مدار نظام ثنائي طيفي من خلال إجراء سلسلة طويلة من عمليات رصد السرعة الشعاعية لأحد أو كلا مكوني النظام. تُرسم هذه الرصدات مقابل الزمن، ومن المنحنى الناتج يُحدد الزمن الدوري. إذا كان المدار دائريًا ، يكون المنحنى دالة جيبية . أما إذا كان المدار إهليلجيًا ، فيعتمد شكل المنحنى على انحراف الإهليلج واتجاه محوره الرئيسي بالنسبة لخط الرؤية.

يستحيل تحديد المحور شبه الرئيسي a وميل مستوى المدار i بشكل منفصل. مع ذلك، يمكن تحديد حاصل ضرب المحور شبه الرئيسي في جيب الميل (أي a sin i ) مباشرةً بوحدات خطية (مثل الكيلومترات). إذا أمكن تحديد a أو i بوسائل أخرى، كما في حالة النجوم الثنائية الكسوفية، يُمكن إيجاد حل كامل للمدار. [ 19 ]

تُعدّ النجوم الثنائية المرئية والطيفية معًا نادرة، وتُمثّل مصدرًا قيّمًا للمعلومات عند اكتشافها. يُعرف منها حوالي 40 نجمًا. غالبًا ما تفصل النجوم الثنائية المرئية مسافات كبيرة، حيث تُقاس دوراتها بعقود أو قرون؛ وبالتالي، فإن سرعاتها المدارية عادةً ما تكون ضئيلة جدًا بحيث لا يمكن قياسها طيفيًا. في المقابل، تتحرك النجوم الثنائية الطيفية بسرعة في مداراتها نظرًا لقربها من بعضها، وعادةً ما تكون قريبة جدًا بحيث لا يمكن رصدها كنجوم ثنائية مرئية. لذا، فإن النجوم الثنائية التي تُكتشف كمرئية وطيفية معًا يجب أن تكون قريبة نسبيًا من الأرض.

الثنائيات الكسوفية

النجم الثنائي الكسوفي هو نظام نجمي ثنائي يقع فيه مستوى مدار النجمين بالقرب من خط رؤية الراصد، بحيث يحدث كسوف متبادل بينهما . [ 20 ] في حالة كون النظام الثنائي طيفيًا أيضًا، ومعرفة اختلاف المنظر الخاص به، يصبح ذا قيمة كبيرة في التحليل النجمي. يُعدّ نظام الغول ، وهو نظام نجمي ثلاثي في ​​كوكبة برساوس ، المثال الأشهر على النجوم الثنائية الكسوفة.

يُظهر هذا الفيديو تصوراً فنياً لنظام نجمي ثنائي كسوفي. فبينما يدور النجمان حول بعضهما البعض، يمران أمام بعضهما، ويتناقص سطوعهما المشترك، كما يُرى من مسافة بعيدة.

تُعدّ النجوم الثنائية الكسوفية نجومًا متغيرة، ليس بسبب تغير ضوء مكوناتها الفردية، بل بسبب الكسوف. يتميز منحنى الضوء للنجم الثنائي الكسوفي بفترات من الضوء الثابت تقريبًا، مع انخفاضات دورية في شدة الإضاءة عندما يمر أحد النجمين أمام الآخر. قد ينخفض ​​السطوع مرتين خلال الدورة، مرة عندما يمر النجم الثانوي أمام النجم الأساسي، ومرة ​​عندما يمر النجم الأساسي أمام النجم الثانوي. يُطلق على الكسوف الأعمق اسم الكسوف الأساسي بغض النظر عن النجم المحجوب، وإذا حدث كسوف ثانٍ أقل عمقًا، يُطلق عليه اسم الكسوف الثانوي. يعتمد حجم انخفاضات السطوع على السطوع النسبي للنجمين، ونسبة النجم المحجوب التي تم إخفاؤها، وسطوع سطح النجمين (أي درجة حرارتهما الفعالة ). عادةً ما يتسبب حجب النجم الأكثر سخونة في حدوث الكسوف الأساسي. [ 20 ]

يمكن تحديد فترة مدار نظام نجمي ثنائي كسوفي من خلال دراسة منحنى ضوئه ، كما يمكن تحديد الأحجام النسبية للنجوم الفردية بدلالة نصف قطر المدار، وذلك بملاحظة سرعة تغير السطوع عندما ينزلق قرص أقرب نجم فوق قرص النجم الآخر. [ 20 ] وإذا كان النظام ثنائيًا طيفيًا أيضًا، فيمكن تحديد عناصر مداره ، كما يمكن تحديد كتلة النجوم بسهولة نسبية، مما يعني إمكانية تحديد كثافتها النسبية في هذه الحالة. [ 21 ]

منذ حوالي عام 1995، أصبح قياس المعايير الأساسية للثنائيات الكسوفية خارج المجرة ممكنًا باستخدام تلسكوبات من فئة 8 أمتار. وهذا يُتيح استخدامها لقياس المسافات إلى المجرات الخارجية مباشرةً، وهي عملية أكثر دقة من استخدام الشموع المعيارية . [ 22 ] وبحلول عام 2006، استُخدمت هذه التقنية لتقدير المسافات مباشرةً إلى سحابة ماجلان الكبرى ، وسحابة ماجلان الصغرى ، ومجرة أندروميدا ، ومجرة المثلث . تُوفر الثنائيات الكسوفية طريقة مباشرة لتقدير المسافة إلى المجرات بدقة تصل إلى 5%. [ 23 ]

الثنائيات غير الكسوفية التي يمكن رصدها من خلال القياس الضوئي

يمكن أيضًا رصد الأنظمة الثنائية غير الكسوفية القريبة ضوئيًا من خلال مراقبة كيفية تأثير النجوم على بعضها البعض بثلاث طرق. أولًا، من خلال رصد الضوء الإضافي الذي تعكسه النجوم من رفيقها. ثانيًا، من خلال رصد التغيرات الضوئية الإهليلجية الناتجة عن تشوه شكل النجم بفعل رفيقه. ثالثًا، من خلال دراسة كيفية تأثير الإشعاع النسبي على القدر الظاهري للنجوم. يتطلب رصد الأنظمة الثنائية بهذه الطرق قياسات ضوئية دقيقة. [ 24 ]

الثنائيات الفلكية

اكتشف علماء الفلك بعض النجوم التي تدور ظاهريًا حول فراغ. تُعرف هذه النجوم بالثنائيات الفلكية، وهي نجوم قريبة نسبيًا يمكن رؤيتها وهي تتذبذب حول نقطة في الفضاء، دون وجود نجم مرافق مرئي. ويمكن تطبيق نفس المعادلات الرياضية المستخدمة للثنائيات العادية لاستنتاج كتلة النجم المرافق المفقود. قد يكون هذا النجم المرافق خافتًا جدًا، بحيث لا يمكن رصده حاليًا أو محجوبًا بوهج نجمه الرئيسي، أو قد يكون جسمًا لا يُصدر إشعاعًا كهرومغناطيسيًا يُذكر، مثل النجم النيوتروني . [ 25 ]

يُقاس موقع النجم المرئي بدقة، ويُرصد أي تغير فيه نتيجة لتأثير جاذبية النجم المقابل. يُقاس موقع النجم بشكل متكرر بالنسبة للنجوم الأبعد، ثم يُفحص بحثًا عن أي تحولات دورية في موقعه. عادةً ما يُمكن إجراء هذا النوع من القياس على النجوم القريبة فقط، مثل تلك التي تقع ضمن نطاق 10 فرسخ فلكي . غالبًا ما تتميز النجوم القريبة بحركة ذاتية عالية نسبيًا ، لذا ستظهر الثنائيات الفلكية وكأنها تتبع مسارًا متذبذبًا عبر السماء. 

إذا كان النجم المرافق ضخمًا بما يكفي لإحداث تغيير ملحوظ في موقع النجم، فإنه يمكن استنتاج وجوده. ومن خلال قياسات فلكية دقيقة لحركة النجم المرئي على مدى فترة زمنية كافية، يمكن تحديد معلومات حول كتلة النجم المرافق وفترة دورانه حول الشمس. [ 26 ] وحتى في حال عدم رؤية النجم المرافق ، يمكن تحديد خصائص النظام من خلال الملاحظات باستخدام قوانين كبلر . [ 27 ]

تُستخدم هذه الطريقة في رصد الأنظمة الثنائية لتحديد مواقع الكواكب الخارجية التي تدور حول نجم. مع ذلك، فإن متطلبات إجراء هذا القياس دقيقة للغاية، نظرًا للاختلاف الكبير في نسبة الكتلة، وطول فترة دوران الكوكب حول نجمه. يُعدّ رصد تغيرات مواقع النجوم علمًا دقيقًا للغاية، ويصعب تحقيق الدقة المطلوبة. تستطيع التلسكوبات الفضائية تجنب تأثير ضبابية الغلاف الجوي للأرض ، مما يُتيح دقةً أعلى.

تكوين النظام

نظام نجمي ثنائي منفصل
منفصل
نظام نجمي ثنائي شبه منفصل
منزل شبه منفصل
نظام النجوم الثنائية التلامسية
اتصال
تكوينات نظام نجمي ثنائي بنسبة كتلة 3. تمثل الخطوط السوداء تساوي الجهد الداخلي الحرج لروش، فصوص روش.

وهناك تصنيف آخر يعتمد على المسافة بين النجوم، نسبة إلى أحجامها: [ 28 ]

الأنظمة الثنائية المنفصلة هي أنظمة نجمية ثنائية يقع فيها كل نجم ضمن فص روش الخاص به ، أي المنطقة التي يكون فيها تأثير جاذبية النجم نفسه أكبر من تأثير جاذبية النجم الآخر. وعلى الرغم من وجودها على التسلسل الرئيسي، لا تؤثر النجوم بشكل كبير على بعضها البعض، وتتطور بشكل منفصل. معظم الأنظمة الثنائية تنتمي إلى هذه الفئة.

النجوم الثنائية شبه المنفصلة هي نجوم ثنائية يملأ فيها أحد مكونيها فص روش، بينما لا يملأه الآخر. في هذا النظام النجمي الثنائي المتفاعل ، ينتقل الغاز من سطح المكون المملوء بفص روش (المانح) إلى النجم الآخر المتراكم. يهيمن انتقال الكتلة على تطور النظام. في كثير من الحالات، يشكل الغاز المتدفق قرصًا تراكميًا حول النجم المتراكم.

النظام الثنائي المتلامس هو نوع من النجوم الثنائية حيث يملأ كلا مكوني النظام الثنائي فصي روش الخاصين بهما. يشكل الجزء العلوي من الغلاف الجوي النجمي غلافًا مشتركًا يحيط بالنجمين. ومع تباطؤ الحركة المدارية بفعل احتكاك هذا الغلاف، قد يندمج النجمان في النهاية . [ 29 ] يُعدّ W Ursae Majoris مثالًا على ذلك.

المتغيرات الكارثية والثنائيات التي تعمل بالأشعة السينية

تصور الفنان لنظام متغير كارثي

عندما يحتوي نظام ثنائي على جسم مضغوط مثل قزم أبيض أو نجم نيوتروني أو ثقب أسود ، يمكن للغاز القادم من النجم الآخر (المانح) أن يتراكم على هذا الجسم المضغوط. يؤدي هذا إلى إطلاق طاقة كامنة جاذبية ، مما يتسبب في ارتفاع درجة حرارة الغاز وانبعاث إشعاع. تُعد النجوم المتغيرة الكارثية ، حيث يكون الجسم المضغوط قزمًا أبيض، أمثلة على هذه الأنظمة. [ 30 ] في الأنظمة الثنائية للأشعة السينية ، يمكن أن يكون الجسم المضغوط إما نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود . تُصنف هذه الأنظمة الثنائية إلى منخفضة الكتلة وعالية الكتلة وفقًا لكتلة النجم المانح. تحتوي الأنظمة الثنائية عالية الكتلة للأشعة السينية على نجم مانح شاب من النوع المبكر وعالي الكتلة ينقل الكتلة عبر رياحه النجمية ، بينما الأنظمة الثنائية منخفضة الكتلة للأشعة السينية هي أنظمة ثنائية شبه منفصلة، ​​حيث يفيض الغاز القادم من نجم مانح من النوع المتأخر أو قزم أبيض من فص روش ويسقط باتجاه النجم النيوتروني أو الثقب الأسود. [ 31 ] ربما يكون المثال الأشهر لنظام ثنائي للأشعة السينية هو نظام Cygnus X-1 ، وهو نظام ثنائي للأشعة السينية ذو كتلة عالية . في Cygnus X-1، تُقدَّر كتلة النجم المرافق غير المرئي بنحو تسعة أضعاف كتلة الشمس، [ 32 ] وهو ما يتجاوز بكثير حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف للكتلة النظرية القصوى للنجم النيوتروني. ولذلك يُعتقد أنه ثقب أسود؛ وكان أول جسم ساد الاعتقاد بأنه كذلك. [ 33 ] 

الفترة المدارية

قد تكون فترات الدوران أقل من ساعة (بالنسبة لنجوم AM CVn )، أو بضعة أيام (مكونات بيتا ليرا )، ولكنها قد تصل أيضًا إلى مئات الآلاف من السنين ( بروكسيما سنتوري حول ألفا سنتوري AB). [ 34 ]

التغيرات في الفترة

تُفسر آلية أبليغيت التغيرات طويلة الأمد في الفترة المدارية التي تُلاحظ في بعض الأنظمة الثنائية الكسوفية. فعندما يمر نجم من نجوم التسلسل الرئيسي بدورة نشاط، تتعرض طبقاته الخارجية لعزم مغناطيسي يُغير توزيع الزخم الزاوي، مما يؤدي إلى تغير في تفلطح النجم. ويرتبط مدار النجمين في النظام الثنائي جاذبيًا بتغيرات شكلهما، بحيث تُظهر الفترة المدارية تعديلات (عادةً في حدود ∆P/P ~ 10⁻⁵ ) على نفس النطاق الزمني لدورات النشاط (عادةً في حدود عقود). [ 35 ]

من الظواهر الأخرى التي لوحظت في بعض الأنظمة الثنائية من نوع ألغول، الزيادة المطردة في الفترة المدارية. وهذا يختلف تمامًا عن الملاحظات الأكثر شيوعًا للزيادة والنقصان المتناوبين في الفترة المدارية، والتي تُفسرها آلية أبليغيت. تُعزى الزيادة المطردة في الفترة المدارية إلى انتقال الكتلة، عادةً (ولكن ليس دائمًا) من النجم الأقل كتلةً إلى النجم الأكثر كتلةً [ 36 ].

التصنيفات

أ و ب

تصور فني لنظام النجوم الثنائي AR Scorpii

يُشار إلى مكونات النجوم الثنائية باللاحقتين A و B المضافتين إلى اسم النظام، حيث تشير A إلى النجم الأساسي و B إلى النجم الثانوي. ويمكن استخدام اللاحقة AB للدلالة على الزوج (على سبيل المثال، يتكون النجم الثنائي α Centauri AB من النجمين α Centauri A وα Centauri B). ويمكن استخدام أحرف إضافية، مثل C و D ، وما إلى ذلك، للأنظمة التي تحتوي على أكثر من نجمين. [ 37 ] في الحالات التي يكون فيها للنجم الثنائي تسمية باير ويكون متباعدًا بشكل كبير، فمن الممكن أن يُشار إلى أعضاء الزوج برموز مرتفعة؛ ومن الأمثلة على ذلك نجم زيتا الشبكي ، الذي يتكون من النجمين ζ1 الشبكي وζ2 الشبكي . [ 38 ]

تسميات المكتشفين

تُعرف النجوم الثنائية أيضًا باختصار يُشير إلى مكتشفها بالإضافة إلى رقم فهرس. [ 39 ] على سبيل المثال، اكتشف الأب ريشو أن نجم ألفا قنطورس نجم ثنائي عام 1689، ولذلك يُرمز له بالرمز RHD 1. [ 1 ] [ 40 ] يمكن العثور على رموز المكتشفين هذه في فهرس واشنطن للنجوم الثنائية . [ 41 ]

ساخن وبارد

يمكن تسمية النجم الثانوي في نظام النجوم الثنائية بالرفيق الساخن أو الرفيق البارد ، وذلك اعتمادًا على درجة حرارته بالنسبة للنجم الأساسي.

أمثلة:

تطور

تشكيل

مع أنه ليس من المستحيل أن تتشكل بعض الأنظمة الثنائية عن طريق الاستحواذ الجاذبي بين نجمين منفردين، إلا أنه نظرًا لانخفاض احتمالية حدوث ذلك (إذ يتطلب الأمر وجود ثلاثة أجسام، لأن قانون حفظ الطاقة يستبعد استحواذ جسم جاذبي واحد على آخر)، وكثرة الأنظمة الثنائية الموجودة حاليًا، فلا يمكن أن تكون هذه هي عملية التكوين الأساسية. يدعم رصد الأنظمة الثنائية المكونة من نجوم لم تصل بعد إلى التسلسل الرئيسي نظريةَ أن الأنظمة الثنائية تتطور أثناء تكوين النجوم . ويُعدّ تجزؤ السحابة الجزيئية أثناء تكوين النجوم الأولية تفسيرًا مقبولًا لتكوين نظام نجمي ثنائي أو متعدد. [ 48 ] [ 49 ]

نتيجة مشكلة الأجسام الثلاثة ، حيث تكون النجوم الثلاثة ذات كتلة متقاربة، هي أنه في النهاية سيتم طرد أحد النجوم الثلاثة من النظام، وبافتراض عدم وجود اضطرابات أخرى كبيرة، فإن النجمين المتبقيين سيشكلان نظامًا ثنائيًا مستقرًا.

انتقال الكتلة والتراكم

تصور فني لتطور نجم ثنائي ساخن ذي كتلة عالية

مع ازدياد حجم نجم التسلسل الرئيسي خلال تطوره ، قد يتجاوز في مرحلة ما فص روش الخاص به ، مما يعني أن جزءًا من مادته ينتقل إلى منطقة يكون فيها تأثير جاذبية النجم المرافق أكبر من تأثيره. [ 50 ] ونتيجة لذلك، تنتقل المادة من نجم إلى آخر عبر عملية تُعرف بفيضان فص روش (RLOF)، إما عن طريق الاصطدام المباشر أو عبر قرص التراكم . تُسمى النقطة الرياضية التي يحدث عندها هذا الانتقال بنقطة لاغرانج الأولى . [ 51 ] ومن الشائع أن يكون قرص التراكم هو العنصر الأكثر سطوعًا (وبالتالي أحيانًا العنصر المرئي الوحيد) في النجم الثنائي.

إذا نما نجم خارج فص روش الخاص به بسرعة كبيرة بحيث لا يمكن نقل كل المادة الوفيرة إلى المكون الآخر، فمن المحتمل أيضًا أن تغادر المادة النظام عبر نقاط لاغرانج أخرى أو على شكل رياح نجمية ، وبالتالي تفقدها فعليًا من كلا المكونين. [ 52 ] وبما أن تطور النجم يتحدد بكتلته، فإن هذه العملية تؤثر على تطور كلا النجمين المرافقين، وتخلق مراحل لا يمكن أن تصل إليها النجوم المنفردة. [ 53 ] [ 54 ] [ 55 ]

أدت دراسات نظام النجم الثلاثي الكسوفي الغول إلى ظهور مفارقة الغول في نظرية تطور النجوم : فعلى الرغم من أن مكونات النجم الثنائي تتشكل في الوقت نفسه، وأن النجوم الضخمة تتطور أسرع بكثير من النجوم الأقل كتلة، فقد لوحظ أن المكون الأكثر كتلة، الغول أ، لا يزال في مرحلة التسلسل الرئيسي ، بينما يكون الغول ب، الأقل كتلة، نجمًا شبه عملاق في مرحلة تطورية لاحقة. ويمكن حل هذه المفارقة عن طريق انتقال الكتلة : فعندما يصبح النجم الأكثر كتلة نجمًا شبه عملاق، يملأ فص روش الخاص به ، وتنتقل معظم كتلته إلى النجم الآخر، الذي لا يزال في مرحلة التسلسل الرئيسي. وفي بعض الأنظمة الثنائية المشابهة للغول، يمكن رؤية تدفق غازي بالفعل. [ 56 ]

الهاربون والمستعرات العظمى

رسم فني لانبعاثات البلازما من V Hydrae

من الممكن أيضًا أن تفقد الأنظمة الثنائية المتباعدة جاذبيتها خلال فترة وجودها، نتيجةً لاضطرابات خارجية. عندئذٍ، تتطور مكوناتها لتصبح نجومًا منفردة. كما يمكن أن يؤدي اقتراب نظامين ثنائيين إلى تفكك جاذبي لكلا النظامين، حيث تُقذف بعض النجوم بسرعات عالية، مما يؤدي إلى ظهور النجوم الهاربة . [ 57 ]

إذا كان للقزم الأبيض نجمٌ مرافقٌ قريبٌ يفيض عن فص روش الخاص به ، فسيبدأ القزم الأبيض باكتساب الغازات من غلافه الجوي الخارجي بشكلٍ مطرد. تُضغط هذه الغازات على سطح القزم الأبيض بفعل جاذبيته الشديدة، وتُسخّن إلى درجات حرارة عالية جدًا مع ازدياد كمية المادة الممتصة. يتكون القزم الأبيض من مادة متحللة ، ولذلك فهو غير متأثر بالحرارة إلى حد كبير، بينما الهيدروجين المكتسب يتأثر بها. يمكن أن يحدث اندماج الهيدروجين بشكلٍ مستقر على السطح من خلال دورة CNO ، مما يؤدي إلى إطلاق كمية هائلة من الطاقة الناتجة عن هذه العملية، والتي تدفع الغازات المتبقية بعيدًا عن سطح القزم الأبيض. والنتيجة هي انفجار ضوئي شديد السطوع، يُعرف باسم نوفا . [ 58 ]

في الحالات القصوى، قد يتسبب هذا الحدث في تجاوز القزم الأبيض حد تشاندراسيكار ، مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم يدمر النجم بأكمله، وهو سبب محتمل آخر للظواهر الهاربة. [ 59 ] [ 60 ] ومن الأمثلة على ذلك المستعر الأعظم SN 1572 ، الذي رصده تيكو براهي . وقد التقط تلسكوب هابل الفضائي مؤخرًا صورة لبقايا هذا الحدث.

الفيزياء الفلكية

الأهمية الفيزيائية الفلكية

تُعدّ أنظمة النجوم الثنائية مختبرات بالغة الأهمية لقياس الخصائص النجمية الأساسية، إذ تسمح ديناميكيات مداراتها بتحديد كتل وأقطار النجوم بدقة عالية. كما أنها تلعب أدوارًا محورية في تكوين أجسام غريبة مثل أنظمة النجوم النيوترونية الثنائية وأنظمة الثقوب السوداء الثنائية، والتي تُعدّ مصادر للموجات الثقالية. [ 61 ]

تُعدّ الأنظمة الثنائية أفضل طريقة لعلماء الفلك لتحديد كتلة النجوم البعيدة. إذ يتسبب التجاذب الجاذبي بينها في دورانها حول مركز كتلتها المشترك. ومن خلال نمط مدار نظام ثنائي مرئي، أو التغير الزمني لطيف نظام ثنائي طيفي، يُمكن تحديد كتلة نجومه، على سبيل المثال باستخدام دالة كتلة النظام الثنائي . وبهذه الطريقة، يُمكن إيجاد العلاقة بين مظهر النجم (درجة حرارته ونصف قطره) وكتلته، مما يسمح بتحديد كتلة الأنظمة غير الثنائية.

نظراً لأن نسبة كبيرة من النجوم توجد في أنظمة ثنائية، فإن هذه الأنظمة تكتسب أهمية خاصة لفهمنا لعمليات تكوّن النجوم. فعلى وجه الخصوص، تُخبرنا دورة النظام الثنائي وكتلته عن مقدار الزخم الزاوي فيه. ولأن الزخم الزاوي كمية محفوظة في الفيزياء، فإن الأنظمة الثنائية تُقدم لنا أدلة مهمة حول الظروف التي تكوّنت فيها النجوم.

حساب مركز الكتلة في النجوم الثنائية

في حالة النظام الثنائي البسيط، تُعطى المسافة r1 من مركز النجم الأول إلى مركز الكتلة أو مركز الثقل بالعلاقة التالية :

ر1=أ⋅م2م1+م2=أ1+م1م2،{\displaystyle r_{1}=a\cdot {\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}={\frac {a}{1+{\frac {m_{1}}{m_{2}}}}},}

أين

  • a هي المسافة بين مركزي النجمين، و
  • m 1 و m 2 هما كتلتا النجمين.

إذا اعتبرنا المحور a نصف المحور الأكبر لمدار جسم حول آخر، فإن r1 هو نصف المحور الأكبر لمدار الجسم الأول حول مركز كتلته ، و r2 = a − r1 هو نصف المحور الأكبر لمدار الجسم الثاني . عندما يقع مركز الكتلة داخل الجسم الأكبر ، يبدو هذا الجسم وكأنه يتذبذب بدلًا من أن يتبع مدارًا واضحًا.

رسوم متحركة لمركز الكتلة

يشير الصليب الأحمر إلى مركز كتلة النظام. هذه الصور لا تمثل أي نظام حقيقي محدد.

(أ) جسمان متماثلان في الكتلة يدوران حول مركز كتلة مشترك، أو مركز ثقل(ب) جسمان لهما فرق في الكتلة يدوران حول مركز ثقل مشترك، مثل نظام شارون-بلوتو
(ج) جسمان لهما فرق كبير في الكتلة يدوران حول مركز ثقل مشترك (على غرار نظام الأرض والقمر )(د) جسمان لهما فرق كبير في الكتلة يدوران حول مركز ثقل مشترك (على غرار نظام الشمس والأرض )
(هـ) جسمان لهما كتلة متقاربة يدوران في مدار إهليلجي حول مركز ثقل مشترك.

نتائج البحث

احتمالية التعددية لنجوم التسلسل الرئيسي من المجموعة الأولى [ 62 ]
نطاق الكتلةتردد التعددرفقاء عاديون
≤ 0.1 م ☉ 22% +6% -4%0.22 +0.06 −0.04
0.1–0.5 مولار ☉ 26% ± 3%0.33 ± 0.05
0.7–1.3 مولار ☉ 44% ± 2%0.62 ± 0.03
1.5–5 م ☉ ≥ 50%1.00 ± 0.10
8–16 مليون ☉ ≥ 60%1.00 ± 0.20
≥ 16 شهرًا ☉ ≥ 80%1.30 ± 0.20

تشير التقديرات إلى أن حوالي ثلث الأنظمة النجمية في مجرة ​​درب التبانة ثنائية أو متعددة، بينما يشكل الثلثان المتبقيان نجومًا منفردة. [ 63 ] ويزداد معدل تعدد النجوم العادية بشكل مطرد مع ازدياد كتلة النجم . أي أن احتمالية وجود النجم في نظام ثنائي أو متعدد النجوم تزداد باطراد مع ازدياد كتل مكوناته. [ 62 ]

توجد علاقة طردية بين فترة دوران النجم الثنائي وانحراف مداره ، حيث تتميز الأنظمة ذات الفترات القصيرة بانحراف مداري أقل. يمكن العثور على النجوم الثنائية بمسافات متفاوتة، من أزواج تدور في مدارات متقاربة لدرجة أنها تكاد تكون متلامسة ، إلى أزواج متباعدة لدرجة أن ارتباطها لا يُستدل عليه إلا من خلال حركتها الذاتية المشتركة في الفضاء. يوجد بين أنظمة النجوم الثنائية المرتبطة جاذبياً ما يُعرف بالتوزيع اللوغاريتمي الطبيعي للفترات، حيث تدور غالبية هذه الأنظمة بفترة تبلغ حوالي 100 عام. يُعد هذا دليلاً داعماً لنظرية تكوّن الأنظمة الثنائية أثناء عملية تكوين النجوم . [ 64 ]

في الأزواج التي يتساوى فيها سطوع النجمين ، يكونان أيضاً من نفس النوع الطيفي . أما في الأنظمة التي يختلف فيها السطوع، فيكون النجم الأقل سطوعاً أكثر زرقة إذا كان النجم الأكثر سطوعاً عملاقاً ، وأكثر احمراراً إذا كان النجم الأكثر سطوعاً ينتمي إلى التسلسل الرئيسي . [ 65 ]

تصور الفنان للكواكب التي تدور حول النجم الرئيسي في نظام LTT 1445 ، وهو نظام نجمي ثلاثي .

لا يمكن تحديد كتلة النجم مباشرةً إلا من خلال جاذبيته. وباستثناء الشمس والنجوم التي تعمل كعدسات جاذبية ، لا يمكن القيام بذلك إلا في الأنظمة النجمية الثنائية والمتعددة، مما يجعل النجوم الثنائية فئة مهمة من النجوم. في حالة النجم الثنائي المرئي، بعد تحديد مداره واختلاف المنظر النجمي للنظام، يمكن الحصول على الكتلة الكلية للنجمين بتطبيق مباشر لقانون كبلر التوافقي . [ 66 ]

لسوء الحظ، يستحيل الحصول على المدار الكامل لنظام ثنائي طيفي ما لم يكن نظامًا ثنائيًا مرئيًا أو كسوفيًا، لذا لا يمكن من هذه الأجرام سوى تحديد حاصل ضرب الكتلة وجيب زاوية الميل بالنسبة لخط الرؤية. أما في حالة الأنظمة الثنائية الكسوفية التي هي أيضًا أنظمة ثنائية طيفية، فيمكن إيجاد حل كامل لمواصفات (الكتلة، والكثافة ، والحجم، واللمعان ، والشكل التقريبي) لكلا عنصري النظام.

الكواكب

رسم تخطيطي لنظام نجمي ثنائي، حيث يدور أحد الكواكب في مدار من النوع S والآخر في مدار من النوع P.

على الرغم من اكتشاف وجود كواكب خارج المجموعة الشمسية في عدد من أنظمة النجوم الثنائية ، إلا أن هذه الأنظمة نادرة نسبيًا مقارنةً بأنظمة النجوم المفردة. وقد أظهرت رصدات تلسكوب كيبلر الفضائي أن معظم النجوم المفردة من نفس نوع الشمس تحتوي على العديد من الكواكب، بينما لا يمتلك سوى ثلث النجوم الثنائية هذه الكواكب. ووفقًا للمحاكاة النظرية [ 67 ]، فإن حتى النجوم الثنائية المتباعدة على نطاق واسع غالبًا ما تُزعزع أقراص الحبيبات الصخرية التي تتشكل منها الكواكب الأولية . من ناحية أخرى، تشير محاكاة أخرى إلى أن وجود نجم مرافق في النظام الثنائي قد يُحسّن في الواقع معدل تكوين الكواكب داخل المناطق المدارية المستقرة عن طريق "تحريك" قرص الكواكب الأولية، مما يزيد من معدل تراكم الكواكب الأولية داخله [ 68 ] .

يُضيف اكتشاف الكواكب في أنظمة نجمية متعددة صعوبات تقنية إضافية، ولعل هذا ما يفسر ندرة العثور عليها. [ 69 ] ومن الأمثلة على ذلك النظام الثنائي PSR B1620-26 المكون من قزم أبيض ونجم نابض ، والنظام الثنائي غاما سيفي المكون من عملاق فرعي وقزم أحمر ، والنظام الثنائي NN Serpentis المكون من قزم أبيض وقزم أحمر ، وغيرها. [ 70 ]

كشفت دراسة أجريت على أربعة عشر نظامًا كوكبيًا معروفًا سابقًا أن ثلاثة منها أنظمة ثنائية. ووجد أن جميع الكواكب تدور في مدارات من النوع S حول النجم الرئيسي. في هذه الحالات الثلاث، كان النجم الثانوي أقل سطوعًا بكثير من النجم الرئيسي، ولذلك لم يُرصد سابقًا. وقد أدى هذا الاكتشاف إلى إعادة حساب معايير كل من الكوكب والنجم الرئيسي. [ 71 ]

لطالما صوّر الخيال العلمي كواكب تدور حول نجوم ثنائية أو ثلاثية، مثل كوكب تاتوين من سلسلة حرب النجوم لجورج لوكاس ، بل إن قصة " الغسق " الشهيرة تتناول هذا الموضوع في نظام سداسي النجوم. في الواقع، بعض المدارات مستحيلة لأسباب ديناميكية (إذ يُطرد الكوكب من مداره بسرعة نسبية، إما بالخروج من النظام كليًا أو بالانتقال إلى مدار داخلي أو خارجي)، بينما تُشكّل مدارات أخرى تحديات جسيمة أمام إمكانية وجود أغلفة حيوية بسبب التغيرات الشديدة المحتملة في درجة حرارة السطح خلال أجزاء مختلفة من المدار. تُسمى الكواكب التي تدور حول نجم واحد فقط في نظام ثنائي بمدارات من النوع "S"، بينما تُسمى تلك التي تدور حول كلا النجمين بمدارات من النوع "P" أو مدارات " حول النجمين ". يُقدّر أن 50-60% من الأنظمة الثنائية قادرة على دعم كواكب أرضية صالحة للسكن ضمن مدارات مستقرة. [ 68 ]

أمثلة

المكونان اللذان يمكن تمييزهما بوضوح في ألبيريو

المسافة الكبيرة بين مكوناته، بالإضافة إلى اختلاف لونهما، تجعل من ألبيريو أحد أسهل الثنائيات المرئية التي يمكن رصدها. أما ألمع عضو فيه، وهو ثالث ألمع نجم في كوكبة الدجاجة ، فهو في الواقع ثنائي متقارب. وتضم كوكبة الدجاجة أيضًا نجم الدجاجة X-1 ، وهو مصدر للأشعة السينية يُعتقد أنه ثقب أسود . وهو ثنائي أشعة سينية عالي الكتلة ، ونظيره المرئي نجم متغير . [ 72 ] أما الشعرى اليمانية (سيريوس) فهو ثنائي آخر، وألمع نجم في سماء الليل، ويبلغ قدره الظاهري المرئي -1.46. ويقع في كوكبة الكلب الأكبر . في عام 1844، استنتج فريدريك بيسل أن الشعرى اليمانية ثنائي. وفي عام 1862، اكتشف ألفان غراهام كلارك النجم المرافق (الشعرى اليمانية ب؛ النجم المرئي هو الشعرى اليمانية أ). في عام 1915، اكتشف علماء الفلك في مرصد جبل ويلسون أن سيريوس ب قزم أبيض ، وهو أول قزم أبيض يُكتشف. وفي عام 2005، باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ، حدد علماء الفلك أن قطر سيريوس ب يبلغ 12000 كيلومتر (7456 ميلاً) ، وكتلته تعادل 98% من كتلة الشمس. [ 73 ]  

يحتوي نظام لومان 16 ، وهو ثالث أقرب نظام نجمي، على قزمين بنيين .

من الأمثلة على الأنظمة الثنائية الكسوفية نجم إبسيلون أوريغا في كوكبة ممسك الأعنة . ينتمي المكون المرئي إلى الفئة الطيفية F0، بينما المكون الآخر (الكسوفي) غير مرئي. حدث آخر كسوف من هذا النوع بين عامي 2009 و2011، ويُؤمل أن تُسفر عمليات الرصد المكثفة التي يُحتمل إجراؤها عن مزيد من المعلومات حول طبيعة هذا النظام. ومن الأمثلة الأخرى على الأنظمة الثنائية الكسوفية نجم بيتا القيثارة ، وهو نظام نجمي ثنائي شبه منفصل في كوكبة القيثارة .

تشمل الثنائيات الأخرى المثيرة للاهتمام 61 Cygni (ثنائي في كوكبة الدجاجة ، يتكون من نجمين من فئة K (برتقالي) من نجوم التسلسل الرئيسي ، 61 Cygni A و61 Cygni B، والمعروف بحركته الذاتية الكبيرة )، و Procyon (ألمع نجم في كوكبة الكلب الأصغر وثامن ألمع نجم في سماء الليل، وهو ثنائي يتكون من النجم الرئيسي مع قزم أبيض خافت مرافق)، وSS Lacertae (ثنائي كسوفي توقف عن الكسوف)، وV907 Sco (ثنائي كسوفي توقف، ثم عاد، ثم توقف مرة أخرى)، و BG Geminorum (ثنائي كسوفي يُعتقد أنه يحتوي على ثقب أسود يدور حوله نجم من فئة K0)، و 2MASS J18082002−5104378 (ثنائي في " القرص الرقيق " لمجرة درب التبانة ، ويحتوي على أحد أقدم الثقوب السوداء المعروفة). [ 74 ] نجوم.

أمثلة متعددة النجوم

كوكب ضائع في وهج النجوم الثنائية (رسم توضيحي)

تُسمى الأنظمة التي تضم أكثر من نجمين بالأنظمة النجمية المتعددة . يُعدّ نجم الغول (Algol) أشهر نظام ثلاثي (كان يُعتقد لفترة طويلة أنه نظام ثنائي)، ويقع في كوكبة برساوس . يحجب مكونان من هذا النظام بعضهما البعض، وقد سُجّل التغير في شدة إضاءة الغول لأول مرة عام 1670 على يد جيمينيانو مونتاناري . اسم الغول يعني "نجم الشيطان" (من العربية : الغول )، وربما أُطلق عليه هذا الاسم نظرًا لسلوكه الغريب. نظام ثلاثي مرئي آخر هو ألفا قنطورس (Alpha Centauri )، في كوكبة قنطورس الجنوبية ، والذي يضم ثالث ألمع نجم في سماء الليل، بقدر ظاهري يبلغ -0.01. يؤكد هذا النظام أيضًا على حقيقة أن أي بحث عن كواكب صالحة للسكن لا يكتمل إذا استُبعدت الأنظمة الثنائية. يبلغ بُعد نجمي ريجل قنطورس (Rigil Kentaurus) وتوليمان (Toliman) 11 وحدة فلكية عند أقرب نقطة، ومن المفترض أن يكون لكليهما مناطق صالحة للسكن مستقرة. [ 75 ] 

توجد أيضًا أمثلة لأنظمة تتجاوز الأنظمة الثلاثية: كاستور نظام نجمي سداسي، وهو ثاني ألمع نجم في كوكبة الجوزاء، وأحد ألمع النجوم في سماء الليل. اكتُشف كاستور فلكيًا كنظام ثنائي مرئي عام 1719. كل مكون من مكونات كاستور هو نظام ثنائي طيفي بحد ذاته. كما يمتلك كاستور رفيقًا خافتًا وبعيدًا عنه، وهو أيضًا نظام ثنائي طيفي. يتكون النظام الثنائي المرئي ألكور-ميزار في كوكبة الدب الأكبر من ستة نجوم: أربعة منها تشكل ميزر، واثنان يشكلان ألكور. أما كيو زد كارينا فهو نظام نجمي متعدد معقد يتكون من تسعة نجوم على الأقل. [ 76 ]

انظر أيضاً

ملاحظات ومراجع

  1. 1 2 3 النجوم الثنائية ، روبرت جرانت أيتكن ، نيويورك: دوفر، 1964، ص. 1.
  2. ^ المجلد. 1، الجزء 1، ص. 422، Almagestum Novum أرشفة 2011-08-10 في آلة Wayback .، جيوفاني باتيستا ريتشولي، Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij، 1651.
  3. ↑ نظرة جديدة على ميزر مؤرشفة في 2008-03-07 في Wayback Machine ، ليوس أوندرا، تم الوصول إليها عبر الإنترنت في 26 مايو 2007.
  4. ↑ هذا الشهر في تاريخ الفيزياء، 27 نوفمبر 1783: جون ميتشل يتوقع وجود الثقوب السوداء، أخبار الجمعية الفيزيائية الأمريكية، نوفمبر 2009 (المجلد 18، العدد 10)، www.aps.org
  5. ↑ أيتكن، روبرت غرانت (1935). النجوم الثنائية . نيويورك ولندن: شركة ماكجرو هيل للنشر، الصفحات 4-9 . ISBN  978-1117504094.{{cite book}}عدم توافق رقم ISBN / التاريخ ( مساعدة )
  6. ↑ هاينتز ، دبليو دي (1978). النجوم المزدوجة . دوردريخت: شركة دي. ريدل للنشر. ص 4. ISBN  978-90-277-0885-4.
  7. ↑ هيرشل، ويليام (1803). "وصف للتغيرات التي طرأت، خلال السنوات الخمس والعشرين الماضية، على الوضع النسبي للنجوم الثنائية؛ مع بحث في أسبابها". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 93 : 339-382 . doi : 10.1098/rstl.1803.0015 . JSTOR 107080. S2CID 109971828 .  
  8. ↑ ص 291، علماء الفلك الفرنسيون، النجوم الثنائية المرئية ومجموعة عمل النجوم الثنائية التابعة للجمعية الفلكية الفرنسية، إي. سولي، المؤتمر الثالث لمنطقة المحيط الهادئ حول التطورات الحديثة في أبحاث النجوم الثنائية ، وقائع مؤتمر برعاية جامعة شيانغ ماي، والجمعية الفلكية التايلاندية، وجامعة نبراسكا-لينكولن، عُقد في شيانغ ماي، تايلاند، 26 أكتوبر - 1 نوفمبر 1995، سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ 130 (1997)، تحرير كام-تشينغ ليونغ، ص 291-294، رمز Bibcode : 1997ASPC..130..291S .
  9. ↑ "مقدمة ونمو WDS"، كتالوج واشنطن للنجوم المزدوجة، مؤرشف في 2008-09-17 في Wayback Machine ، بريان د. ماسون، غاري ل. ويكوف، وويليام آي. هارتكوف، قسم علم الفلك، المرصد البحري للولايات المتحدة ، تم الوصول إليه عبر الإنترنت في 20 أغسطس 2008.
  10. ↑ الكتالوج السادس لمدارات النجوم الثنائية المرئية مؤرشف في 2009-04-12 في Wayback Machine ، ويليام آي. هارتكوف وبريان دي. ماسون، المرصد البحري للولايات المتحدة ، تم الوصول إليه عبر الإنترنت في 20 أغسطس 2008.
  11. 1 2 النجوم الثنائية ، روبرت جرانت أيتكن ، نيويورك: دوفر، 1964، ص. 9.
  12. ↑ هيرشل، ويليام (1802). "فهرس 500 سديم جديد، ونجوم سديمية، وسدم كوكبية، وتجمعات نجمية؛ مع ملاحظات حول تكوين السماء" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 92 : 477-528 [481]. Bibcode : 1802RSPT...92..477H . doi : 10.1098/rstl.1802.0021 . JSTOR 107131 . 
  13. 1 2 3 هاينتز، دبليو دي (1978). النجوم المزدوجة . دوردريخت: شركة دي. ريدل للنشر. ص 1-2 . ISBN  978-90-277-0885-4.
  14. 1 2 "الثنائيات البصرية" . جامعة تينيسي.
  15. ↑ هاينتز ، دبليو دي (1978). النجوم المزدوجة . دوردريخت: شركة دي. ريدل للنشر. ص 5. ISBN  978-90-277-0885-4.
  16. ↑ هاينتز ، دبليو دي (1978). النجوم المزدوجة . شركة دي. ريدل للنشر، دوردريخت. ص 17. ISBN  978-90-277-0885-4.
  17. ↑ "النجوم الثنائية" . علم الفلك. جامعة كورنيل.
  18. ↑ أيتكن، آر جي (1964). النجوم الثنائية . نيويورك: دوفر. ص 41. 
  19. ↑ هيرتر، ت. "الكتل النجمية" . جامعة كورنيل. مؤرشف من الأصل في 17 يونيو 2012.
  20. 1 2 3 بروتون، د. "النجوم الثنائية الكسوفية" . جامعة ستيفن إف. أوستن الحكومية. مؤرشف من الأصل في 14 أبريل 2007.
  21. ↑ وورث، م. "النجوم الثنائية" . جامعة ستيفن ف. أوستن الحكومية. مؤرشف من الأصل ( باوربوينت ) في 3 سبتمبر 2003.
  22. ↑ ويلسون، ر. إي. (1 يناير 2008). "حلول الأنظمة الثنائية الكسوفية بالوحدات الفيزيائية وتقدير المسافة المباشر" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 672 (1): 575-589 . Bibcode : 2008ApJ...672..575W . doi : 10.1086/523634 .
  23. ↑ بونانوس، ألكيست ز. (2006). "الأنظمة الثنائية الكسوفية: أدوات لمعايرة مقياس المسافة خارج المجرة". وقائع الاتحاد الفلكي الدولي . 2 : 79-87 . arXiv : astro-ph/0610923 . Bibcode : 2007IAUS..240...79B . CiteSeerX : 10.1.1.254.2692 . doi : 10.1017/S1743921307003845 . S2CID : 18827791 .  
  24. ↑ تال-أور، ليف؛ فايغلر، سيمشون؛ مازيه، تسيفي (2014). "اكتشاف 72 نظامًا ثنائيًا جديدًا غير كسوفي من نوع BEER في منحنيات الضوء لـ CoRoT وتأكيدها بواسطة السرعات الشعاعية من AAOmega". وقائع مؤتمر EPJ . 101 : 06063. arXiv : 1410.3074 . doi : 10.1051/epjconf/201510106063 . S2CID 118394510 . 
  25. ↑ بوك، د. "تصادم النجوم النيوترونية الثنائية" . المركز الوطني لتطبيقات الحوسبة الفائقة. جامعة إلينوي في أوربانا-شامبين. مؤرشف من الأصل في 26 أبريل 2012.
  26. ↑ أسادا، هـ.؛ أكاساكا، ت.؛ كاساي، م. (27 سبتمبر 2004). "صيغة عكسية لتحديد معلمات نظام ثنائي فلكي". منشورات الجمعية الفلكية اليابانية. 56 ( 6): L35– L38. arXiv : astro-ph/0409613 . Bibcode : 2004PASJ...56L..35A . doi : 10.1093/pasj/56.6.L35 . S2CID 15301393 . 
  27. ↑ "الثنائيات الفلكية" . جامعة تينيسي.
  28. ↑ نغوين، كيو. "نموذج روش" . جامعة ولاية سان دييغو. مؤرشف من الأصل في 23 مارس 2007.
  29. ↑ فوس، ر.؛ توريس، ت.م. (2003). "التوزيع المجري للنجوم النيوترونية المندمجة والثقوب السوداء" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 342 (4): 1169-1184 . arXiv : 0705.3444 . Bibcode : 2003MNRAS.342.1169V . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x . S2CID 14768050 . 
  30. ↑ سميث، روبرت كونون (نوفمبر 2006). "المتغيرات الكارثية" (ملف PDF) . الفيزياء المعاصرة (مخطوطة مُقدَّمة). 47 (6): 363-386 . arXiv : astro-ph/0701654 . Bibcode : 2007astro.ph..1654S . doi : 10.1080/00107510601181175 . S2CID 2590482 . 
  31. ↑ إسرائيل، جيان لوكا (أكتوبر 1996). "النجوم النيوترونية الثنائية للأشعة السينية" . بحث منهجي عن نابضات جديدة للأشعة السينية في حقول ROSAT (أطروحة دكتوراه). تريست. مؤرشفة من الأصل في 10 ديسمبر 2008.
  32. ↑ إيوريو، لورينزو (2008). "حول المعلمات المدارية والفيزيائية للنظام الثنائي HDE 226868 / Cygnus X-1". علم الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 315 ( 1-4 ): 335-340 . arXiv : 0707.3525 . Bibcode : 2008Ap & SS.315..335I . doi : 10.1007/s10509-008-9839-y . S2CID 7759638 .   
  33. ↑ "الثقوب السوداء" . تخيل الكون! وكالة ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 أغسطس 2008 .
  34. ↑ "النجوم الثنائية" . المرفق الوطني لتلسكوب أستراليا . 2026-02-20 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 14-07-2026 .
  35. ↑ أبليجيت، جيمس هـ. (1992). "آلية لتعديل الفترة المدارية في الأنظمة الثنائية المتقاربة" . المجلة الفيزيائية الفلكية، الجزء 1. 385 : 621-629 . Bibcode : 1992ApJ ...385..621A . doi : 10.1086/170967 .
  36. ↑ هول، دوغلاس س. (1989). "العلاقة بين RS CVn و Algol". مراجعات علوم الفضاء . 50 ( 1-2 ): 219-233 . Bibcode : 1989SSRv...50..219H . doi : 10.1007/BF00215932 . S2CID 125947929 . 
  37. ↑ هاينتز ، دبليو دي (1978). النجوم المزدوجة . دوردريخت: شركة دي. ريدل للنشر. ص 19. ISBN  978-90-277-0885-4.
  38. ↑ "أنظمة النجوم الثنائية والمتعددة" . قاعة لورانس للعلوم بجامعة كاليفورنيا. مؤرشف من الأصل بتاريخ 7 فبراير 2006.
  39. ↑ الصفحات 307-308، رصد وقياس النجوم الثنائية ، بوب أرجيل (محرر)، لندن: سبرينغر، 2004، رقم ISBN 1-85233-558-0.
  40. ↑ المدخل 14396-6050، رمز المكتشف RHD 1AB، فهرس واشنطن للنجوم المزدوجة ، مؤرشف بتاريخ 13 أكتوبر 2019 في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine )، المرصد البحري الأمريكي . تم الاطلاع عليه عبر الإنترنت في 20 أغسطس 2008.
  41. ↑ المراجع ورموز المكتشف، فهرس واشنطن للنجوم المزدوجة، مؤرشف بتاريخ 17 مايو 2011 في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine )، المرصد البحري الأمريكي . تم الاطلاع عليه عبر الإنترنت في 20 أغسطس 2008.
  42. ↑– انظر الملاحظات الأساسية: "نجم مرافق ساخن لنجم قلب العقرب عند 2.9 ثانية قوسية؛ الفترة المقدرة: 678 سنة."
  43. ↑ كينيون، إس. جيه.؛ ويبينك، آر. إف. (1984). "طبيعة النجوم التكافلية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 279 : 252-283 . Bibcode : 1984ApJ...279..252K . doi : 10.1086/161888 .
  44. ↑ إيبينغ، روزينا سي؛ سونبورن، جورج؛ غول، ثيودور آر؛ ماسا، ديرك إل؛ هيلير، دي. جون (2005). "اكتشاف نجم ثنائي ساخن مرافق لنجم إيتا كارينا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 633 (1): L37– L40. arXiv : astro-ph/0510581 . Bibcode : 2005ApJ...633L..37I . doi : 10.1086/498268 . S2CID 119350572 . 
  45. 1 2 رو، جيسون ف.؛ بوركي، ويليام ج.؛ كوخ، ديفيد؛ هاول، ستيف ب.؛ بصري، جيبور؛ باتالها، ناتالي؛ براون، تيموثي م.؛ كالدويل، دوغلاس؛ كوكران، ويليام د.؛ دونهام، إدوارد؛ دوبري، أندريا ك.؛ فورتني، جوناثان ج.؛ غوتييه، توماس ن.؛ غيلياند، رونالد ل.؛ جينكينز، جون؛ لاثام، ديفيد و.؛ ليسور، جاك ج.؛ مارسي، جيف؛ مونيه، ديفيد ج.؛ ساسيلوف، ديميتار؛ ويلش، ويليام ف. (2010). "رصد كيبلر للأجسام الساخنة المدمجة العابرة". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 713 (2): L150– L154. arXiv : 1001.3420 . بيب كود : 2010ApJ...713L.150R . دوى : 10.1088/2041-8205/713/2/L150 . S2CID 118578253 . 
  46. 1 2 فان كيركويك، مارتن هـ.؛ رابابورت، شاول أ.؛ بريتون، رينيه ب.؛ جاستام، ستيفن؛ بودسيادلوفسكي، فيليب؛ هان، زانوين (2010). "ملاحظات حول تعزيز دوبلر في منحنيات ضوء كبلر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 715 (1): 51-58 . arXiv : 1001.4539 . Bibcode : 2010ApJ...715...51V . doi : 10.1088/0004-637X/715/1/51 . S2CID 15893663 . 
  47. 1 2 بورنشتاين، سيث (4 يناير 2010). "تلسكوب البحث عن الكواكب يكشف عن ألغاز ساخنة" (6:29 مساءً بتوقيت شرق الولايات المتحدة).
  48. ↑ بوس، أ.ب. (1992). "تكوين النجوم الثنائية". في ج. ساهادي؛ ج.إ. ماكلوسكي؛ يوجي كوندو (محررون). عالم النجوم الثنائية المتفاعلة . دوردريخت: كلوير أكاديميك. ص 355. ISBN  978-0-7923-1675-6.
  49. ↑ توهلين، جيه إي ؛ جيه إي كازيس؛ إتش إس كول. "تكوين النجوم الثنائية ذات الغلاف المشترك قبل مرحلة التسلسل الرئيسي" . جامعة ولاية لويزيانا. مؤرشف من الأصل في 4 يونيو 2016. تم الاطلاع عليه في 25 يونيو 2006 .
  50. ↑ كوبال، ز. (1989). مشكلة روش . كلوير أكاديميك. ISBN 978-0-7923-0129-5.
  51. ↑ " مغلفات النجوم الثنائية المتصلة " بقلم جيف براينت، مشروع عروض وولفرام .
  52. ↑ " نقل الكتلة في أنظمة النجوم الثنائية " بقلم جيف براينت مع وايلينا مكولي، مشروع عروض وولفرام .
  53. ↑ بويل، سي بي (1984). "انتقال الكتلة والتراكم في الأنظمة الثنائية المتقاربة - مراجعة". آفاق في علم الفلك . 27 (2): 149-169 . رمز Bibcode : 1984VA.....27..149B . doi : 10.1016/0083-6656(84)90007-2 .
  54. ^ فانبيفيرين، د.؛ دبليو فان رينسبيرجن؛ سي دي لور (2001). ألمع الثنائيات . سبرينغر. رقم ISBN 978-0-7923-5155-9.
  55. ↑ تشين، ز؛ أ. فرانك؛ إي. جي. بلاكمان؛ ج. نوردهاوس؛ ج. كارول-نيلينباك (2017). "انتقال الكتلة وتكوين القرص في الأنظمة الثنائية من نوع AGB" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 468 (4): 4465-4477 . arXiv : 1702.06160 . Bibcode : 2017MNRAS.468.4465C . doi : 10.1093/mnras/ stx680 . S2CID 119073723 . 
  56. ↑ بلوندين، جيه إم؛ إم تي ريتشاردز؛ إم إل مالينوفسكي. "انتقال الكتلة في النجم الثنائي الغول" . المتحف الأمريكي للتاريخ الطبيعي. مؤرشف من الأصل بتاريخ 8 أبريل 2006.
  57. ^ هوجيرويرف، ر. دي بروين، JHJ؛ دي زيو، حزب العمال (ديسمبر 2000). “أصل النجوم الهاربة”. مجلة الفيزياء الفلكية . 544 (2): ل133. أرخايف : astro-ph/0007436 . بيب كود : 2000ApJ...544L.133H . دوى : 10.1086/317315 . S2CID 6725343 . 
  58. ↑ بريالنيك، د. (2001). "المستعرات". موسوعة علم الفلك والفيزياء الفلكية . ص 1846-1856 . 
  59. ↑ إيكو، آي. (1986). "تطور النجوم الثنائية والمستعرات العظمى من النوع الأول". العمليات الكونية . ص 155. 
  60. ↑ فيندر، ر. (2002). "التدفقات النسبية من الثنائيات النجمية للأشعة السينية (الكوازارات المصغرة)". التدفقات النسبية في الفيزياء الفلكية . سلسلة محاضرات في الفيزياء. المجلد 589. الصفحات 101-122 . arXiv : astro-ph/0109502 . Bibcode : 2002LNP...589..101F . doi : 10.1007/3-540-46025-X_6 . ISBN   978-3-540-43518-1.
  61. ↑ "النجوم الثنائية وأهميتها في الفيزياء الفلكية" . العلوم البسيطة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 13 يناير 2026 .
  62. 1 2 دوشين، غاسبار؛ كراوس، آدم (أغسطس 2013)، "تعدد النجوم"، المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية ، 51 (1): 269-310 ، arXiv : 1303.3028 ، Bibcode : 2013ARA & A..51..269D ، doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102602 ، S2CID 119275313 انظر الجدول 1.
  63. ↑ معظم نجوم مجرة ​​درب التبانة منفردة ، مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية.
  64. ↑ هابر، د.أ.؛ ويتوورث، أ.ب. (2005). "تكوين النجوم الثنائية من تفتت الحلقات" . علم الفلك والفيزياء الفلكية (مخطوطة مُقدَّمة). 437 (1): 113-125 . arXiv : astro-ph/0503412 . Bibcode : 2005A & A...437..113H . doi : 10.1051/0004-6361:20042428 . S2CID 118982836 . 
  65. ↑ شومبرت، ج. "ميلاد وموت النجوم" . جامعة أوريغون.
  66. ↑ "حركات النجوم الثنائية" . علم الفلك في جامعة كورنيل.
  67. ↑ كراوس، آدم ل.؛ أيرلندا، مايكل؛ مان، أندرو؛ هوبر، دانيال؛ دوبوي، ترينت ج. (2017). "التأثير المدمر للنجوم الثنائية المتقاربة على الأنظمة الكوكبية". ملخصات اجتماعات الجمعية الفلكية الأمريكية رقم 229. 229 : 219.05. رمز Bibcode : 2017AAS...22921905K .
  68. 1 2 إليسا ف. كوينتانا؛ جاك ج. ليسور (2007). "تكوين الكواكب الأرضية في أنظمة النجوم الثنائية". الأنظمة الشمسية المتطرفة . 398 : 201. arXiv : 0705.3444 . Bibcode : 2008ASPC..398..201Q .
  69. ↑ شيربر، م (17 مايو 2005). "من المرجح أن تكون الكواكب ذات الشمسين شائعة" . Space.com.
  70. ↑ تم إدراج المزيد من الكواكب التي تدور حول نجمين في: موترسباوغ؛ لين؛ كولكارني؛ ماسيج كوناكي؛ بيرك؛ كولافيتا؛ شاو؛ هارتكوف؛ بوس (2010). "أرشيف بيانات القياس الفلكي التفاضلي لمشروع PHASES. الجزء الخامس: الكواكب المرشحة لتكون رفقاءً دون نجميين للأنظمة الثنائية". المجلة الفلكية . 140 (6): 1657. arXiv : 1010.4048 . Bibcode : 2010AJ....140.1657M . doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1657 . S2CID 59585356 . 
  71. ↑ دايمجن، س.؛ هورموث، ف.؛ براندنر، و.؛ بيرغفورس، س.؛ جانسون، م.؛ هيبلر، س.؛ هينينغ، ت. (2009). "ثنائية النجوم المضيفة العابرة - آثارها على معايير الكواكب" (ملف PDF) . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 498 (2): 567-574 . arXiv : 0902.2179 . Bibcode : 2009A & A...498..567D . doi : 10.1051/0004-6361/200810988 . S2CID 9893376 . 
  72. ↑ انظر المصادر في سيغنوس إكس-1
  73. ↑ ماكغورتي، سي. (14 ديسمبر 2005). "هابل يكتشف كتلة من قزم أبيض" . بي بي سي نيوز . تم الاسترجاع في 1 يناير 2010 .
  74. ↑ شلافمان، كيفن سي؛ طومسون، إيان بي؛ كيسي، أندرو آر. (5 نوفمبر 2018). "نجم فقير للغاية بالمعادن بالقرب من حد احتراق الهيدروجين" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 867 (2): 98. arXiv : 1811.00549 . Bibcode : 2018ApJ...867...98S . doi : 10.3847/1538-4357/aadd97 . S2CID 54511945 . 
  75. ↑ إليسا ف. كوينتانا؛ فريد س. آدامز؛ جاك ج. ليسور؛ جون إي. تشامبرز (2007). "تكوين الكواكب الأرضية حول النجوم الفردية ضمن أنظمة النجوم الثنائية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 660 (1): 807-822 . arXiv : astro-ph/0701266 . Bibcode : 2007ApJ...660..807Q . doi : 10.1086/512542 . S2CID 14394432 . 
  76. ↑ هارمانيك، ب.؛ زاش، ب.؛ بروز، م.؛ كاتالان-هورتادو، ر.؛ بارلو، ب.ن.؛ فروندورف، و.؛ وولف، م.؛ دريكسل، هـ.؛ تشيني، ر.؛ ناصري، أ.؛ بيغولسكي، أ.؛ لابادي-بارتز، ج.؛ كريستي، ج.و.؛ ووكر، و.س.ج.؛ بلاكفورد، م. (2022-04-15). "نحو نموذج متسق للنظام الرباعي الساخن HD 93206 = QZ Carinae - الجزء الأول: الملاحظات وتحليلاتها الأولية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 666 : A23. arXiv : 2204.07045 . Bibcode : 2022A & A...666A..23M . doi : 10.1051/0004-6361/202142108 . ISSN 0004-6361 .