Двојна ѕвезда: Разлика помеѓу преработките

[непроверена преработка][непроверена преработка]
Избришана содржина Додадена содржина
+ текст
+ откривање на...
Ред 5:
Бинарните ѕвездени системи се многу важни во [[астрофизика]]та, бидејќи пресметувањето на нивните орбити дозволува масата на нивните придружни ѕвезди да биде директно одредена, што пак за возврат ги покажува и другите ѕвездени параметри, како што се радиусот и густината.
 
Бинарните ѕвезди често се откриваат најпрвин визуелно, па се наречени ''визуелни бинарни''. Повеќето од визуелните бинарни ѕвезди имаат долги периоди на орбитирање од неколку века или милениуми, и според тоа имаат орбити кои се речиси непознати. Можат да бидат откриени и со индиректни методи, како што е [[спектроскопија]]та (''спектроскопски бинарни'') или [[астрометрија]]та (''астрометрички бинарни''). Ако се случи бинарната ѕвезда да орбитира во рамнина со нашата, нејзините компоненти меѓусебно ќе се затемнуваат (ќе влегуваат во [[екслипсаеклипса]]) и ќе транзитираат една околу друга; ваквиот пар ѕвезди се нарекува ''еклиптички бинарнибинарен'', или доколку се откриени според нивната промена на сјајноста за време на екслипсата или транзитирањето, ''фотометрички бинарни''.
 
Доколку орбитите на компонентите во бинарниот ѕвезден систем се доволно блиску, тие можат гравитациски да ги искриват нивните взаемни ѕвездени атмосфери. Во некои случаи овие ''блиски бинарни системи'' можат да извршат размена на масата, со што својата [[ѕвездена еволуција|еволуција]] ќе ја доведат во фаза која поединечните ѕвезди не можат да ја псотигнат. Примери за бинарни ѕвезди се [[Алгол]] (еклиптички бинарна), [[Сириус]] и [[Cygnus X-1]] (чиј еден член е најверојатно [[црна дупка]]). Бинарните ѕвезди се најчесто јадра на планетарни маглини, како и претци на [[нова]] и [[супернова]] од типот Ia.
 
== Откривање на бинарните ѕвезди ==
Терминот ''бинарна'' во овој контекст за првпат е употребен од [[Вилијам Хершел]] во 1802 година.
 
 
== Референци ==