દ્વિસંગી તારો

વિકિપીડિયાથી
આના પર જાવ: ભ્રમણ, શોધો
સિરિયસ દ્વિસંગી તારામંડળની હલબ તસ્વીર, જેમાં સિરિયસ B સ્પષ્ટ રીતે ઓળખી શકાય છે.(ડાબી તરફ નીચે)

એક દ્વિસંગી તારો એક એવો તારા મંડળ ઘરાવે છે, જેમાં બે તારાઓ તેમના સમાન સમૂહ કેન્દ્રની ફરતે ભ્રમણ કરે છે. આ ચમકતા તારાને પ્રાથમિક તારો કહેવાય છે અને અન્યને તેનો સાથી તારો , કોમ્સ ,[૧] કે સહાયક તારો કહેવાય છે. 19મી સદીની શરૂઆતથી માંડીને આજ સુધી થયેલા સંશોધનો દર્શાવે છે કે ઘણા તારાઓ દ્વિસંગી તારામંડળનો અથવા તો બે કે તેથી વધુ તારામંડળોનો ભાગ હતા, જેમને બહુવિધ તારામંડળ તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. કેટલીક વાર દ્વિ તારો પરિભાષા એ દ્વિસંગી તારા ના સામાનાર્થી તરીકે વપરાય છે, પરંતુ વધુ સામાન્ય રીતે દ્વિ તારો એ શક્યત: દ્વિસંગી તારો હોઈ શકે છે અથવા દૃશ્યમાન દ્વિ તારો કે જે રાસાયણિક જોડાણ ન ધરાવતા બે તારાઓનો બનેલો છે, પરંતુ આકાશમાં પૃથ્વીથી નજીક તેને જોઈ શકાય છે. દ્વિસંગી તારાઓ ક્યારેક દૃશ્યમાન હોઈ તેમને ઓળખી શકાય છે, જો તેમના ઘટકો સંતોષકારક રીતે ચોક્કસ ગતિ ધરાવતા અથવા અન્તર્નિહિત વેગ ધરાવતા હોય અથવા તેના બે ઘટકો વચ્ચે પૃથ્વીથી યોગ્ય અંતરે અંશાત્મક લંબન ધરાવતા હોય.

સંકલિત દ્વિસંગી તારામંડળો અથવા દૃશ્યમાન દ્વિસંગીઓમાંથી મોટા ભાગના દ્વિસંગી તારાઓ હજુ સુધી ઓળખી શકાયા નથી. ખગોળ ભૌતિકશાસ્ત્રની દૃષ્ટિએ દ્વિસંગી તારામંડળો ખૂબ અગત્યના છે, કારણ કે તેમની કક્ષા જ તેમના ઘટક તારાઓના સમૂહને પ્રત્યક્ષ રીતે દ્રશ્યમાન બનાવે છે, જે ત્રિજ્યા અને ઘનતા, જેવા પરોક્ષ રીતે અનુમાનિત થતા અન્ય તારા પરિમાણોને પરવાનગી આપે છે. તેને પ્રયોગમૂલક સમૂહ-તેજસ્વિતા સંબંધ (એમએલઆર (MLR)) તરીકે ઓળખવામાં આવે છે, જ્યાંથી એક તારાના સમૂહ વિશે અનુમાન લગાવી શકાય છે.

દાર્શનિક રીતે દ્વિસંગીઓ ક્યારેક જોઈ શકાય છે, આવા સંજોગોમાં તેમને દૃષ્ટિ દ્વિસંગીઓ તરીકે ઓળખે છે. ઘણા દૃષ્ટિ દ્વિસંગીઓ અનેક સદીઓ અને સહસ્ર શતાબ્દીઓ અને ત્યારબાદ પણ જોઈ શકાય તેવો દાર્શનિક સમયગાળો ધરાવે છે, જેઓ આકસ્મિક અને નબળા તરીકે જાણીતા છે. તેમને અપ્રત્યક્ષ તકનિક દ્વારા પણ ઓળખી શકાય છે, જેવા કે વર્ણપટ દર્શક (વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીઓ ) અથવા નક્ષત્ર પ્રકાશમાપક (નક્ષત્ર પ્રકાશમાપક યંત્ર દ્વારા માપી શકાય તેવા દ્વિસંગીઓ ).

જો કોઈ દ્વિસંગી તારાની ભ્રમણ કક્ષા સમતલ આકાશમાં સીધી રેખામાં હોય તો, તેના ઘટકતત પર ગ્રહણ લગાવશે અને એક ગોળો બીજા પર થઈને પસાર થશે; આ જોડીઓને ગ્રહણીય દ્વિસંગીઓ કહે છે, અથવા ગ્રહણ અને એક બીજાના માર્ગમાં પસાર થતા તેમની તેજસ્વીતામાં આવતા ફેરફારને આધારે તેમને પ્રકાશમાપન દ્વિસંગીઓ તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. જો દ્વિસંગી તારામંડળમાં આવેલા ઘટકો ખૂબ નજીક હોય કે તેઓ તેમના પારસ્પરિક બાહ્ય તારામય વાતાવરણને ગુરત્વાકર્ષણની રીતે વિકૃત કરી શકે છે. કેટલાક કિસ્સાઓમાં આ નજીક આવેલા દ્વિસંગી તારામંડળો સમૂહની આપ-લે કરી શકે છે, જે તેમની ઉત્ક્રાંતિને એ કક્ષાએ લાવે છે કે જેમાંથી એક વ્યક્તિગત તારો ઉદ્દભવી જ ન શકે, આવા દ્વિસંગી ઉદાહરણોમાં એલ્ગૉલ (ગ્રહણીય દ્વિસંગી), સિરિયસ અને સિગ્નસ એક્સ-1 (X-1) (જેમાંનો એક તારો શક્યત: બ્લોક હોલ છે). દ્વિસંગી તારાઓ સામાન્ય રીતે ઘણી કક્ષાઓમાં ભ્રમણ કરનારી નિહારિકાઓનું કેન્દ્ર છે, અને તેઓ નોવા અને સુપરનોવા તારાના જનક પણ છે.


શોધ[ફેરફાર કરો]

આ સંદર્ભે દ્વિસંગી શબ્દનો ઉપયોગ સૌ પ્રથમ સર વિલિયમ હર્ષેલ દ્વારા 1802માં કરાયો હતો, [૨] જ્યારે તેમણે લખ્યુઃ[૩]

If, on the contrary, two stars should really be situated very near each other, and at the same time so far insulated as not to be materially affected by the attractions of neighbouring stars, they will then compose a separate system, and remain united by the bond of their own mutual gravitation towards each other. This should be called a real double star; and any two stars that are thus mutually connected, form the binary sidereal system which we are now to consider.

આધુનિક વ્યાખ્યા દ્વારા, દ્વિસંગી તારો શબ્દ સામાન્ય રીતે તારાઓની જોડીઓ કે જે સમાન સમૂહના કેન્દ્રની ફરતે ગોળ ફરતી હોય તેમના સુધી મર્યાદિત છે. જે દ્વિસંગી તારાઓનું અવકાશીય દૂરબીન અથવા ઈન્ટરફિઅરોમેટ્રિક્સ પદ્ધતિઓ દ્વારા પૃથક્કરણ કરી શકાય છે તે દૃષ્ટિ દ્વિસંગીઓ તરીકે ઓળખાય છે.[૪][૫][૬] મોટા ભાગના ઓળખાયેલા દૃષ્ટિ દ્વિસંગી તારાઓ માટે એક આખું પરિભ્રમણ હજુ સુધી જોવામાં નથી આવ્યું, આ તારાઓએ વળાંકવાળા માર્ગ અથવા આંશિક વૃત્તખંડ પર પ્રવાસ કર્યો હોવાનું જોવા મળ્યું છે.[૭]

Gwiazda podwójna zaćmieniowa schemat.svg

વધુ સામાન્ય શબ્દ દ્વિ તારો , આકાશમાં નજીક અને સાથે દેખાતા હોય તેવા તારાની જોડીઓ માટે વપરાય છે.[૨] આ તફાવત અંગ્રેજી સિવાયની ભાષાઓમાં ભાગ્યે જ કરવામાં આવે છે.[૪] દ્બિ તારાઓ દ્વિસંગી તારામંડળો અથવા માત્ર બે તારાઓ હોઈ શકે છે, કે જે એકબીજાની નજીક સાથે આકાશમાં દેખાય છે, પરંતુ સૂર્યથી ખરેખર એકદમ દૂર અંતરો ધરાવે છે. પછીના પ્રકારને દૃશ્યમાન દ્વિ અથવા દૃશ્યમાન જોડી ઓ કહેવાય છે.[૮]

અવકાશીય દૂરબીનની શોધ થઈ ત્યારથી, દ્વિ તારાઓની ઘણી જોડીઓ મળી આવી છે. શરૂઆતના ઉદાહરણોમાં મિઝર અને અક્રુક્સનો સમાવેશ થાય છે. 1650[૯][૧૦]માં જિઓવાની બટ્ટિસ્ટ રિચ્ચોલી દ્વારા (અને કદાચ તેના પણ પહેલા બેનેડેટો કાસ્ટેલી અને ગેલિલિયો દ્વારા), સપ્તઋષિ(ઉર્સા મેજર)માં, મિઝર બેગણો હોવાનું અવલોકન કરાયું હતું.[૧૧] 1685માં ફાધર ફોન્ટેનય દ્વારા, સર્ધન ક્રોસમાં તેજસ્વી દક્ષિણી તારો અક્રુક્સ, બેગણો હોવાનું અવલોકન કરાયું હતું.[૯]

દ્બિ તારાઓ એકબીજા સાથે કુદરતી રીતે જોડાયેલા હોય શકે છે એવું સૌપ્રથમ જ્હોન મિશેલે સૂચવ્યું હતું, જ્યારે તેમણે 1767માં એવી દલીલ કરી કે શક્યતા છે કે બેગણા તારાઓ તક નિર્ધારણના કારણે નાના રહ્યા હોય.[૧૨][૧૩] વિલિયમ હર્ષેલે 1779માં દ્વિ તારાઓનું અવલોકન શરૂ કર્યું અને ત્યાર પછી જલદી જ 700 દ્વિ બેગણા તારાઓ અંગેની સંપૂર્ણ યાદીઓ પ્રસિદ્ધ કરી.[૧૪] 1803 સુધીના, 25 વર્ષના સમયગાળા દરમિયાન તેમણે અનેક દ્વિ તારાઓની સાપેક્ષ સ્થિતિઓમાં ફેરફારોનું અવલોકન કર્યું, અને એવું તારવ્યું કે તેઓ દ્વિસંગી મંડળો જ હોવા જોઈએ;[૧૫] જો કે, 1827 સુધી, દ્વિસંગી તારાની પ્રથમ ભ્રમણ કક્ષાની ગણતરી નહોતી કરાઈ, જ્યારે ફેલિક્સ સેવરીએ ક્સિ ઉર્સાએ મેજોરીસની ભ્રમણ કક્ષાની ગણતરી કરી.[૧૬] આ સમય બાદથી, ઘણા બધા દ્વિ તારાઓ યાદીબદ્ધ કરાયા છે અને મપાયા છે. યુનાઈટેડ સ્ટેટ્સ નેવલ ઓબ્ઝર્વેટરિ દ્વારા સંકલિત કરાયેલા દૃષ્ટિ દ્વિ તારાઓનો ડેટાબેઝ, ધ વોશિંગ્ટન ડબલ સ્ટાર કેટલોગ, દ્વિસંગીની સાથોસાથ દૃશ્યમાન દ્વિ સહિત,[૧૭] દ્વિસંગી તારાઓના 100,000 યુગ્મો ધરાવે છે. આ દ્વિ તારાઓમાંથી માત્ર કેટલાકની ભ્રમણ કક્ષાઓ જાણી શકાઈ છે, [૧૮] અને મોટા ભાગના અસલ દ્વિસંગીઓ છે કે પછી દૃશ્યમાન દ્વિ તારાઓ તે નક્કી નથી કરાયું.[૧૯] યુગ્મોની સાપેક્ષ ગતિનું અવલોકન કરીને આ નક્કી કરી શકાય છે. જો ગતિ એ ભ્રમણ કક્ષાનો ભાગ હોય, અથવા જો તારાઓનો એકસરખો અન્તર્નિહિત વેગ હોય અને તેમના સમાન ચોક્કસ ગતિની સરખામણીએ તેમની ચોક્કસ ગતિનો ભેદ ઓછો હોય, તો કદાચ આ યુગ્મ ભૌતિક છે.[૨૦] દ્વિ તારાઓઓના દૃષ્ટિ અવલોકનકારો માટે એક કામ એ રહે છે કે ગુરુત્વાકર્ષણીય સંબંધ સત્ય કે અસત્ય સાબિત કરવા માટે પર્યાપ્ત અવલોકનો મેળવવા પડે છે.

વર્ગીકરણો[ફેરફાર કરો]

નિરીક્ષણની પદ્ધતિઓ[ફેરફાર કરો]

નિરીક્ષણને આધારે દ્વિસંગી તારાઓને ચાર ભાગોમાં વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે; દૃષ્ટિની રીતે, નિરીક્ષણ દ્વારા; વર્ણપટીય રીતે, વર્ણપટની રેખાઓમાં સમયાંતરે આવતા ફેરફારો દ્વારા; પ્રકાશમાપનની રીતે, ગ્રહણને કારણે ચમકમાં આવતા ફેરફારો દ્વારા; અથવા ખગોળશાસ્ત્રીય રીતમાં, નહીં દેખાતા સાથીતારાને કારણે તારાના સ્થાનમાં આવેલ પરિવર્તનની માપણી દ્વારા.[૪][૨૧] કોઈ દ્વિસંગી તારો આમાંથી અનેક શ્રેણીઓમાં હોય શકે છે; ઉદાહરણ તરીકે, કેટલાક વર્ણપટીય દ્વિસંગીઓ ગ્રહણીય દ્વિસંગી પણ છે.

દૃષ્ટિ દ્વિસંગીઓ[ફેરફાર કરો]

દૃષ્ટી દ્વિસંગી તારો એવો તારો છે, જેના માટે તેના બે ઘટકોનું કોણીય વિભાજન એટલું સ્પષ્ટ હોય છે કે, દૂરબીનમાં અથવા તો ઉચ્ચ-શક્તિવાળા બાઇનોક્યુલર દ્વારા પણ જોવું સંભવ બને છે દૃષ્ટિ દ્વિસંગીઓને શોધવામાં દૂરબીનની વિઘટનીય ક્ષમતા અગત્યનું પરીબળ છે, અને જેમ દૂરબીન મોટું અને વધુ ક્ષમતાવાળું, તેમ વધુ સંખ્યામાં દૃષ્ટિ દ્વિસંગીઓ જોવા મળશે. બે તારાઓની ચમક પણ એક અગત્યનું પરીબળ છે, ઝાંખા તારાઓ કરતા ચમકદાર તારાઓને તેમની ચળકાટના કારણે છુટ્ટા પાડવા અઘરા છે

દૃષ્ટિ દ્વિસંગી તારાઓમાં સૌથી વધુ પ્રકાશિત તારો પ્રાથમિક તારો હોય છે, અને ઓછો ચળકતો તારો ગૌણ તારો હોય છે. ઘણા પ્રકાશનમાં(ખાસ કરીને જૂનામાં), નબળા ગૌણ તારાને કમ્સ (બહુવચનમાં કોમીટીઝ ;અંગ્રેજી: companion.) કહેવામાં આવે છે. જો બંને તારાઓનો પ્રકાશ એક સરખો હોય તો શોધ કરનારનો હોદ્દો પ્રાથમિક ધોરણેને બદલે પ્રચલિત રીતે સ્વિકારવામાં આવે છે.[૨૨]પ્રાથમિક તારાને આદર આપતો ગૌણ તારાનો સ્થિતિ કોણ માપી શકાય છે, બંને તારાઓ વચ્ચે કોણિય અંતર જોવા મળે છે.

આ નિરીક્ષણ કરવાનો સમય પણ નોંધવામાં આવેલો છે. સમયાંતરે કરવામાં આવેલા ઘણાં નિરીક્ષણોની નોંધ પરથી કરવામાં આવેલા તારણ અનુસાર, મૂળ તારામાંથી છૂટા પડેલો પ્રાથમિક તારો હંમેશા તારાની સુસંગત દિશા કરતા વિરુદ્ધ દિશામાં સ્થિર થયેલો જોવા મળે છે અને મોટેભાગે આ બધા તારાઓ વિસ્તારના કેલ્પેરિયન નિયમને સંતુષ્ટ કરે છે, એટલે કે તેમાં અંડાકૃતિ કે દિર્ધગોળાકાર સ્થિતિ જોવા મળે છે. આ અંડાકાર કે દિર્ધગોળાકાર સ્થિતિને સ્પષ્ટ અંડાકૃતિ તરીકે પણ ઓળખવામાં આવે છે, સમતલ આકાશમાં પ્રાથમિક તારાને હંમેશા આદર આપતો ગૌણ તારો લંબગોળ, ધૂમકેતુ કે ગ્રહ જેવી ભ્રમણ કક્ષા ધરાવે છે. આ પ્રકાશ અંડાકૃતિ પરથી કહી શકાય કે ભ્રમણ કક્ષાના તમામ તત્વો ગાણતરીપૂર્વકના હોઈ શકે છે, જ્યા અર્ધ-પ્રમુખ ધરીનું તારાકીય લંબન ફક્ત કોણવાળા ખૂણાને જ દર્શાવે છે, અને આ આંતરને કારણે મંડળ ઓળખાય છે.[૫]

વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીઓ[ફેરફાર કરો]

ક્યારેક તારાઓના પ્રકાશ ઉત્સર્જન પર થતી તેની ડોપ્લર અસરમાંથી દ્વિસંગી તારાઓના પૂરાવાઓ પણ મળે છે. આ સંજોગોમાં દ્વિસંગી તારાઓ જોડીમાં બનેલા હોય છે, જ્યાં દરેક તારામાંથી એક અવાસ્તવિક રેખા જોવા મળે છે અને તેનો પ્રકાશ પહેલા વાદળી જેવો થાય છે, પછી લાલ થાય છે, અને એના દરેક ફેરફાર પ્રથમ આપણી તરફ આવતા અને થોડી જ વારમાં દૂર જતા હોવાનો આભાસ પેદા કરે છે. તેના સમૂહના કેન્દ્રની ફરતે ગતિ દરમિયાન તેની ભ્રમણ કક્ષાનો સમયગાળો સામાન્ય હોય છે.

આ રચનામાં, તારાઓ વચ્ચેનું વિભાગીકરણ સામાન્ય રીતે ખૂબ જ નાનું હોય છે અને ભ્રમણ કક્ષાને લગતી ગતિ ખૂબ જ ઝડપી હોય છે. જ્યાં સુધી ભ્રમણની ગતી જોનારની દ્રષ્ટિએ કાટખૂણે ના હોય ત્યાં સુધી તેનો એકભાગ જોનારની દ્રષ્ટિએ અત્યંત ઝડપી જોવા મળે છે અને રચનાનું નિરીક્ષણ કરવામાં આવેલા તારાના કેન્દ્રમાંથી નિકળતા પ્રકાશનો વેગ અત્યંત નિયતસમય અનુસાર હોય છે. તારાની આભાસી રેખાઓની ડોપ્લર અસરને જોઈ શકાય ત્યારે તારાના કેન્દ્રમાંથી નિકળતા પ્રકાશનો વેગ સ્પેક્ટ્રોમિટર દ્વારા માપી શકાય છે, આ રીતે ગોઠવાયેલા તારાઓને જ વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીઓ તરીકે ઓળખે છે. આમાંથી મોટા ભાગના તારાઓને દૃષ્ટિ દ્વિસંગી તરીકે જોઈ શકાતા નથી, એટલે સુધી કે સારી વિઘટન ક્ષમતા ઘરાવતા દૂરબીન વડે પણ જોઈ શકાતા નથી.ઘણા વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગી તારાઓમાં, બંને તારાઓની આવાસ્તવિક રેખા જોઈ શકાય છે, અને વારાફરથી બેગણી અને એકલી એમ જોઈ શકાય છે. આ પ્રકારના મંડળોને દ્વિ-રેખિત વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીઓ તરીકે ઓળખાય છે(ક્યારેક "SB2" તરીકે સૂચવવામાં આવે છે).


જ્યારે અન્ય મંડળોમાં એક જ તારાનો વર્ણપટ જોઈ શકાય છે, અને વર્ણપટની રેખાઓ સમયાંતરે વાદળી રંગની, ત્યારબાદ લાલ અને ફરી વાદળી રંગની જોવા મળે છે. આ પ્રકારના તારાને એક-રેખિત વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીઓ કહે છે("SB1").કોઇપણ મંડળમાં વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીની ભ્રમણ કક્ષામાં એક કે બંને ઘટકના કેન્દ્રમાંથી નિકળતા પ્રકાશના વેગને આધારે સમગ્ર શ્રેણીની લંબાઇ નક્કી કરવામાં આવે છે. આ સમગ્ર નિરીક્ષણ સમયની વિરુદ્ધ કરવામાં આવે છે, જેને પરિણામે સમયગાળામાં પણ કેટલીક રેખાઓ નક્કી થાય છે. જો ભ્રમણ કક્ષા આડી-ઉભી રેખાને બદલે વર્તુળાકાર જોવા મળે તો તેને સાઇન રેખાઓ કહેવામાં આવે છે. જો ભ્રમણ કક્ષા લંબગોળ આકારની હોય તો આડી-ઊભી રેખાઓનો લંબગોળ આકાર વિષમકેન્દ્રિ જોવા મળે છે, અને મુખ્ય ઘરીઓનું અનુમાપન નિરીક્ષણ રેખાને ધ્યાનમાં રાખીને કરવામાં આવે છે. અર્ધ-પ્રમુખ ધરી (a) ક્યા છે એ ખાતરી કરવી ખૂબ જ અધરી છે અને ભ્રમણ કક્ષાનું આ વલણ તેને સમતલ આઇ (i) બનાવે છે. જો કે અર્ધ-પ્રમુખ ધરીનો ગુણાકાર અને સાઇનનું વલણ(એટલે કે a સિન i ) કદાચ સીધું જ એક સરખી પહોળાઇનું સાંકડું એકમ (દા.ત. કિલો મીટર) બનાવી શકે છે. ગ્રહણીય દ્વિસંગીઓમાં જો a અથવા i બંનેમાંથી કોઈ પણ એકબીજાનો નિર્ણય કરે તો પરિણામે ભ્રમણકક્ષા માટેનું સંપૂણ માપ મેળેવી શકાય.[૨૩]


દ્વિસંગી તારાઓમાં દૃષ્ટિ અને વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગી બંને ખૂબ જ ઓછા જોવા મળે છે, અને જ્યારે મળે ત્યારે તે અત્યંત અગત્યની માહિતી મેળવવા માટે મહત્વના સ્ત્રોત બને છે. દૃષ્ટિ દ્વિસંગી તારાઓ મોટા પાયે વિભાગીકરણના સત્યો ધરાવે છે, જેમને દાયકાઓ અને સદીઓમાં માપી શકાય છે. સામાન્ય રીતે વર્ણપટની રીતે તેઓ ખૂબ ઓછી ભ્રમણ કક્ષા ધરાવે છે. જ્યારે તેનાથી વિરુદ્ધ, વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગી તારાઓ તેની ભ્રમણ કક્ષામાં વધુ ઝડપે ફરે છે, કારણકે તે એકબીજાથી વધુ નજીક હોય છે, સામાન્ય રીતે એટલા નજીક હોય છે કે તેને દૃષ્ટિ દ્વિસંગી તરીકે પણ ઓળખી શકાય છે. દૃષ્ટિ અને વર્ણપટદર્શક બંને પ્રકારના દ્વિસંગી તારાઓ હંમેશા પૃથ્વીથી નજીક જ હોય છે.

ગ્રહણીય દ્વિસંગીઓ[ફેરફાર કરો]

ગ્રહણીય દ્વિસંગીઓ, તિવ્રતામાં વૈવિધ્યના સંકેતો.[૨૪][૨૫]

ગ્રહણીય દ્વિસંગી તારાઓ એ તારાઓ છે જેની ભ્રમણ કક્ષા બીજા તારાથી એટલી નજીક એક રેખામાં હોય છે કે નિરીક્ષણ કરનારને તે એકબીજાને છૂપાવતા કે ગ્રહણ કરતા જોવા મળે. આ ઘટનામાં દ્વિસંગી વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગી પણ હોય છે અને તારાકીય લંબનમાં પણ ફેરફાર થતો જોવા મળે છે, આ દ્વિસંગી તારાઓનું વિશ્લેષણ કરનારા લોકો માટે વધુ મહત્વ ધરાવે છે.[૨૬] એલ્ગૉલ ગ્રહણીય દ્વિસંગીનું સૌથી સારામાં સારું ઉદાહરણ છે.[૨૭]

છેલ્લા દાયકામાં, ગ્રહણીય દ્વિસંગી તારાઓનું પ્રાથમિક માપન 8 મિટર ક્લાસ દૂરબીન દ્વારા શક્ય બન્યુ છે. જે તેને આદર્શ કેન્ડલ્સ (પ્રકાશ માપવાનું એકમ) બનાવવા શક્ય બનાવે છે. તાજેતરમાં એલએમસી (LMC), એસએમસી (SMC), એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી અને ટ્રીએન્ગુલુમ ગેલેક્સીના સીધા અંતર માપવામાં તેનો ઉપયોગ કરવામાં આવ્યો હતો. ગ્રહણીય દ્વિસંગીઓ ગેલેક્સી સુધીનું નવું ચોક્કસાઇપૂર્વકનું 5% સ્તર જેટલું અંતરનું માપ આપવા માટેની યોગ્ય પદ્ધતિ પૂરી પાડે છે.[૨૮]

ઘટકોના વ્યક્તિગત પ્રકાશને કારણે નહિં પરંતુ ગ્રહણને કારણે ગ્રહણીય દ્વિસંગીઓ પરિવર્તનશીલ અથવા ચંચળ તારાઓ છે. ગ્રહણીય દ્વિસંગીમાં પ્રકાશની રેખા નિશ્ચિત પ્રકાશના સમયગાળાની લાક્ષણિકતા ધરાવે છે, સાથે તીવ્રતામાં નિયતકાલીન બિંદુઓ જોવા મળે છે. જો બંનેમાંથી કોઇ એક તારો બીજા કરતા મોટો હોય તો એક સંપૂર્ણપણે ગ્રહણની જેમ અંધકારમાં જતો રહે છે, જ્યારે બીજો સંપૂર્ણપણે કંકણાકૃતિ ગ્રહણની જેમ જોવા મળે છે.ક્યારેક પ્રકાશિત થતા દ્વિસંગીઓની ભ્રમણ કક્ષાનો સમયગાળો તેના પ્રકાશની આડી-ઉભી રેખા પરથી નક્કી કરવામાં આવે છે, જ્યારે પ્રત્યેક તારાનું માપ તેની ભ્રમણ કક્ષાની ત્રિજ્યા તથા તે કેટલું ઝડપથી તેની તેજસ્વિતામાં ફેરફાર લાવે છે, તેમજ નજીકના તારા કેવી રીતે અન્ય દૂરના તારા પર સરકે છે, તેના નિરીક્ષણ પરથી નક્કી કરવામાં આવે છે. જો તેઓ વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીઓ હોય તો પણ ભ્રમણ કક્ષાના તત્વોને ઓળખી શકાય છે, અને તારાના સમૂહને સાપેક્ષ રીતે સરળતાથી નક્કી કરી શકાય છે, જેનો અર્થ છે કે આવા કિસ્સાઓમાં તારઓની સાપેક્ષ ઘનતા પણ નક્કી કરી શકાય છે.[૨૯]

નક્ષત્ર પ્રકાશમાપક દ્વિસંગી[ફેરફાર કરો]

ખગોળશાસ્ત્રીઓએ ઘણા બધા તારાઓ એવા શોધ્યા છે કે જેની આપપાસ ખાલી જગ્યામાં ભ્રમણ કક્ષાઓ જોવા મળે છે. નક્ષત્ર પ્રકાશમાપકી દ્વિસંગી એ છે કે જે અવકાશમાં એક તારાની નજીકના સ્થાનની આસપાસ ડોલતો જોવા મળે છે, પરંતુ તેનો સાથી તારો જોઈ શકાતો નથી. આ જ પ્રકારનું ગણિત સામાન્ય દ્વિસંગીમાં પણ જોવા મળે છે, તેના અદૃશ્ય સાથી તારાના સમૂહ અંગે અટકળ કરી શકાય છે. સાથી તારો અત્યંત ઓછો પ્રકાશિત હોય છે, આથી હાલમાં તેને જોઈ શકાતો નથી અથવા તો તેના પ્રાથમિક તારાની ચમકથી ઢંકાયેલો રહે છે અથવા તો એ એક એવી વસ્તુ બને છે કે જે થોડા કે નહીંવતૂ પ્રમાણમાં ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશન બહાર છોડે છે. જેનું સૌથી સારું ઉદાહરણ છે ન્યુટ્રોન તારો.[૩૦]

તારાની જોડીમાં ગુરુત્વાકર્ષણ વેગને લીધે દાર્શનિક તારાની સ્થિતિને ખૂબ જ કાળજીપૂર્વક માપી શકાય છે તથા તેમાં થતા ફેરફારને જોઇ પણ શકાય છે. તારાનું સ્થાન સતત અન્ય તારાની સાથે બદલાતુ રહે છે અને ત્યારબાદ તેના સ્થાનમાં સમયાંતરે પણ ફેરફાર જોવા મળે છે. જો કે આ પ્રકારનું માપ ફક્ત નજીકના તારાઓ ખાસ કરીને 10 પાર્સેક્સ (1 પર્સેક્સ એટલે સવાત્રણ પ્રકાશવર્ષ) જેટલા અંતરમાં જ સારી કામગીરી આપે છે. નજીકના તારાઓ ક્યારેક ઉચ્ચ સાપેક્ષતામાં યોગ્ય ગતિ ધરાવે છે, આથી નક્ષત્ર પ્રકાશમાપક દ્વિસંગીઓ આકાશમાં સર્પાકાર ગતિને અનુસરતા જણાય છે. જો સાથી તારો મુખ્ય તારાને અમુક સ્થિતિમાં ફેરફાર કરવામાં સક્ષમ હોય તો તેની હાજરી પણ અનુમાન લગાવી શકાય છે. દાર્શનિક તારાઓના ઝીણવટભર્યા નક્ષત્ર પ્રકાશમાપક પરિમાણો મેળવવા માટે ખૂબ લાંબો સમય લાગે છે, ત્યાર બાદ સાથી તારાના સમૂહની માહિતી અને ભ્રમણ કક્ષાના સમયગાળા અંગે કોઈ નિર્ણય લઈ શકાય છે.[૩૧]

તેમ છતાં જો, સાથી તારો જોઇ શકાય તેમ ન હોય તો, કેપલર્સના સિદ્ધાંતો અનુસાર, રચનાની લાક્ષણિક્તાને અનુસાર નિરીક્ષણ કરી શકાય છે.[૩૨]દ્વિસંગી તારાઓને શોધવાની આ પદ્ધતિ સુર્યમાળા બહારના અન્ય ગ્રહોના તારાની ભ્રમણ કક્ષા શોધવા માટે પણ ઉપયોગી છે. જો કે દળનું પ્રમાણ અલગ હોવાને કારણે તથા ગ્રહોની ભ્રમણ કક્ષાનો સમય ગાળો સામાન્ય રીતે વધુ હોવાને કારણે માપણીની તપાસ માટેની યોગ્યતા એકદમ ચોક્કસ હોવી જરૂરી છે. તારાઓની જગ્યાની ફેરબદલીની માહિતી જાણવી એ ખૂબ જ ચોક્કસ પ્રકારનું વિજ્ઞાન છે, અને એક નિશ્ચિત સ્થાને પહોંચવું ખૂબ જ અધરું છે. અવકાશી દૂરબીન હંમેશા પૃથ્વીના વાતાવરણની અને પ્રદૂષણની અસ્પષ્ટ અસરને દૂર કરી શકે છે, જેને પરિણામે તેનું પૃથ્થકરણ ચોક્કસ હોય છે.

મંડળની રૂપરેખા[ફેરફાર કરો]

ઉથલપાથલ દર્શાવતા તારામંડળ અંગે કલાકારની કલ્પના

તારાઓના કદને લગતું, અન્ય એક વર્ગીકરણ તારાઓના અંતર પર આધારિત છેઃ[૩૩]સ્વતંત્ર દ્વિસંગીઓ એવા દ્વિસંગી તારાઓ છે જ્યાં પ્રત્યેક ઘટક તેના પોતાના ભ્રમણ ક્ષેત્રની અંદર આવેલો છે, એટલે કે એ વિસ્તાર કે જ્યાં તારાનું પોતાનું ગુરુત્વાકર્ષણીય ખેંચાણ અન્ય ઘટક કરતાં મજબૂત છે. તારાઓની એકબીજા પર કોઈ મુખ્ય અસર નથી હોતી, અને મુખ્યત્વે તેઓ સ્વતંત્રપણે વિકસે છે. મોટા ભાગના દ્વિસંગીઓ આ વર્ગના સભ્ય છે.

અંશતઃ સ્વતંત્ર દ્વિસંગી તારાઓ એવા દ્વિસંગી તારાઓ છે જ્યાં ઘટકોમાંનો એક ઘટક દ્વિસંગી તારાની પોતાના ભ્રમણ ક્ષેત્રને ભરે છે અને બીજો નથી ભરતો. ભ્રમણ ક્ષેત્રને ભરતા ઘટક(દાતા)ની સપાટીથી નીકળેલો વાયુ અન્ય, સેન્દ્રિય તારામાં સ્થળાંતરિત થાય છે. મોટા પાયે સ્થળાંતર, મંડળની ઉત્ક્રાંતિ પર પ્રભુત્વ ધરાવે છે. ઘણા કિસ્સાઓમાં, અંદર આવતા ગેસનો ધસારો સંવર્ધકની ફરતે ગોળ ચપટી સેન્દ્રિય તકતી બનાવે છે.સંપર્ક દ્વિસંગી એ દ્વિસંગી તારાનો એવો પ્રકાર છે જેમાં દ્વિસંગીના બંને ઘટકો તેમના ભ્રમણ ક્ષેત્રને ભરે છે. તારાકીય વાતાવરણનો સૌથી ઉપરનો ભાગ બંને તારાઓની આસપાસ એક સામાન્ય આવરણ રચે છે. આવરણનું ઘર્ષણ થતાં ભ્રમણ ગતિ અવરોધાય છે, પરિણામે તારાઓ ભેગા થઈ શકે છે.[૩૪]

ઉત્પાત મચાવતાં પરિવર્તનશીલ મૂલ્યો અને ક્ષ-કિરણ દ્વિસંગીઓ[ફેરફાર કરો]

જ્યારે દ્વિસંગી મંડળ ભારે ઘનત્વવાળો નાનો સફેદ તારો, ન્યુટ્રૉન તારો અથવા બ્લેક હોલ જેવો સઘન પદાર્થ ધરાવે છે, ત્યારે અન્ય (દાતા) તારામાંથી નીકળેલો વાયુ આ સઘન પદાર્થ પર સહવર્ઘિત શકે છે. જે ગુરુત્વાકર્ષણીય સંભાવ્ય ઊર્જાને મુક્ત કરે છે, પરિણામે વાયુ વધુ ગરમ બને છે અને વિકિરણો બહાર કાઢે છે. જ્યાં સઘન પદાર્થ ભારે ઘનત્વવાળો નાનો સફેદ તારો હોય, ત્યાં ઉત્પાત મચાવતાં પરિવર્તનશીલ મૂલ્યો, આવા મંડળના ઉદાહરણો છે.[૩૫]

ક્ષ-કિરણ દ્વિસંગીઓમાં, સઘન પદાર્થ ન્યુટ્રૉન તારો અથવા તો બ્લેક હોલ હોઈ શકે છે. આ દ્વિસંગીઓ દાતા તારાના જથ્થા મુજબ ઓછુ-દળ અથવા વધુ-દળ તરીકે વર્ગીકૃત કરાયેલા છે. વધુ-દળ ક્ષ-કિરણ દ્વિસંગીઓ અપરિપક્વ, નિયત સમય પહેલાના પ્રકારના, વધુ-દળ દાતા તારા ધરાવે છે, જે તેના તારાકીય પવન દ્વારા જથ્થાને એક ઠેકાણેથી બીજા ઠેકાણે મોકલે છે, જ્યારે ઓછું-દળ ક્ષ-કિરણ દ્વિસંગીઓ અંશતઃ સ્વતંત્ર દ્વિસંગીઓ છે, જેમાં નિયત સમય પસાર થઈ ગયો હોય તેવા દાતા તારાના ભ્રમણ-ક્ષેત્રમાંથી વાયુ ઊભરાય છે અને ન્યુટ્રોન તારા અથવા બ્લેક હોલની તરફ પડે છે.[૩૬] શક્યપણે હાલમાં ક્ષ-કિરણ દ્વિસંગીનું શ્રેષ્ઠ જાણીતું ઉદાહરણ વધુ-દળ ક્ષ-કિરણ દ્વિસંગી સિગ્નસ X-1 છે. સિગ્નસ X-1માં, અદ્રશ્ય સાથીદારનું દળ આપણા સૂર્ય કરતાં લગભગ 9 ગણુ હોય છે,[૩૭] જે ન્યુટ્રોન તારાના મહત્તમ સૈદ્ધાંતિક દળ માટેની ટોલમેન-ઓપનહાએમર-વોલ્કઑફ લિમિટ કરતાં ઘણો વધુ છે. તેથી તે બ્લેક હોલ હોવાનું મનાય છે; અને તે પ્રથમ પદાર્થ હતો જેના માટે આવું બહોળા પ્રમાણમાં મનાતું હતુ.[૩૮]


ભ્રમણ કક્ષાનો સમયગાળો[ફેરફાર કરો]

ભ્રમણ કક્ષાનો સમયગાળો દા.ત. થોડા દિવસોનો હોઈ છે (બીટા લાયેરાના ઘટકો), પરંતુ હજારો અને સેંકડો વર્ષ પણ હોઈ શકે છે (આલ્ફા સેંટૉરી એબી (AB)ની ફરતે પોક્સિમા સેંટૉરી),


હોદ્દો[ફેરફાર કરો]

મંડળના હોદ્દાને સંલગ્ન નામની આગળ લગાડાતા પ્રત્યયો A અને B દ્વારા દ્વારા દ્વિસંગી તારાના ઘટકો સૂચવાય છે, A પ્રાથમિક અને B બીજી પંક્તિનું સૂચવે છે. નામની આગળ લગાડાતા પ્રત્યયો AB યુગ્મને સૂચવવા માટે વપરાઈ શકે છે.(ઉદાહરણ તરીકે, દ્વિસંગી તારો α સેંટૉરી AB, α સેંટૉરી A અને α સેંટૉરી B તારાઓ ધરાવે છે.) વધારાના અક્ષરો, જેમકે C , D વગેરે જેવા, બે કરતાં વધુ તારાવાળા મંડળ માટે વપરાઈ શકે છે.[૩૯] એવા કિસ્સાઓ, કે જ્યાં દ્વિસંગી તારાનો બેયર હોદ્દો છે અને તે વ્યાપક રૂપે છૂટો પડેલો છે, ત્યાં એવું શક્ય છે કે યુગ્મના સભ્યોને વધારાના ચિહ્ન સાથે હોદ્દો અપાયેલો હોય; જેનું ઉદાહરણ છે ζ રેટિક્યુલાય, જેના ઘટકો છે ζ1 રેટિક્યુલાય અને ζ2 રેટિક્યુલાય.[૪૦]

બેવડા તારાઓને સૂચક આંકની સાથોસાથ સંશોધકનું સંક્ષિપ્ત નામ પણ અપાય છે.[૪૧] ઉદાહરણ તરીકે, α સેંટૉરીને, બેવડો કરવા માટે 1689માં ફાધર રિચૌડ દ્વારા શોધાયો હતો, અને તેથી તેને RHD 1 હોદ્દો અપાયો છે.[૯][૪૨] આ સંશોધકોના ચિહ્નો વોશિંગ્ટન ડબલ સ્ટાર કેટલોગમાં મળી આવે છે.[૪૩]

ઉત્ક્રાંતિ[ફેરફાર કરો]

રચના[ફેરફાર કરો]

એવું અશક્ય નથી કે કેટલાક દ્વિસંગીઓ બે એકલા તારાઓ વચ્ચેની ગુરુત્વાકર્ષણીય પકડ દ્વારા રચાયા હોય, છતાં આવી ઘટના બનવાની ઘણી ઓછી શક્યતાઓ હોય છે (હકીકતે ત્રણ પદાર્થો જરૂરી છે, કારણ કે અવિનાશિતતા, એક ગુરુત્વાકર્ષણીય એકમની બીજા પર પકડ નકારે છે) અને મોટા પ્રમાણમાં દ્વિસંગીઓની, રચનાની આ પ્રાથમિક પ્રક્રિયા ન હોઈ શકે. આગળના મુખ્ય અનુક્રમ તારાઓ ધરાવતા દ્વિસંગીઓનું અવલોકન પણ, એ સિદ્ધાંતને ટેકો આપે છે કે દ્વિસંગીઓ, તારાની રચના દરમિયાન પહેલેથી જ રચાયા હતા. આદ્ય તારાઓની રચના દરમિયાન આણવિક વાદળનું વિખંડન, બહુવિધ તારા મંડળ અથવા દ્વિસંગીઓની રચના માટે એક સ્વીકારી શકાય તેવી વ્યાખ્યા છે.[૪૪][૪૫]જ્યાં ત્રણ તારાઓ સરખાવી શકાય તેવા જથ્થામાં હોય, ત્યાં ત્રણ એકમોની સમસ્યાનું પરિણામ, એ છે કે છેવટે ત્રણમાંથી એક તારો મંડળમાંથી બહાર કાઢી લેવાશે અને, આગળ કોઈ મહત્વપૂર્ણ તકલીફો નહિં પડે તેમ માનીને, બાકી બચેલા બે તારાઓ એક સ્થિર દ્વિસંગી મંડળ રચશે.


મોટા પ્રમાણમાં ફેરબદલ અને અભિવૃદ્ધિ[ફેરફાર કરો]

મુખ્ય અનુક્રમ તારો તેની ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન કદમાં વધે છે તેથી, કેટલાક ચોક્કસ સમયે તે તેના ભ્રમણ ક્ષેત્રને ઓળંગી શકે છે, મતલબ કે તેનું કેટલુંક દ્રવ્ય એવા પ્રદેશમાં ઝંપલાવે છે જ્યાં તેના જોડીદાર તારાનું ગુરુત્વાકર્ષણીય ખેંચાણ તેના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણીય ખેંચાણ કરતાં વધારે છે.[૪૬] એનું પરિણામ એ છે કે ભ્રમણ ક્ષેત્રના ઊભરા તરીકે ઓળખાતી પ્રક્રિયા દ્વારા દ્રવ્ય એક તારામાંથી બીજામાં, સીધી અસર દ્વારા શોષાઈ જઈને કે પછી સંવર્ધકની ફરતે ગોળ ચપટી સેન્દ્રિય તકતી દ્વારા, સ્થળાંતરિત થશે. આ સ્થળાંતર શક્ય બને છે તે ગાણિતીક બિંદુને પ્રથમ લાંગ્રગિયન બિંદુ કહે છે.[૪૭] એ અસામાન્ય નથી કે સંવર્ધકની ફરતે રહેલી ગોળ ચપટી સેન્દ્રિય તકતી દ્વિસંગી તારાનું સૌથી તેજસ્વી (અને વળી ક્યારેક એકમાત્ર દ્રશ્યમાન) મૂળ તત્વ હોય.

મોટા પાયે ફેરફાર અંતર્ગતના ગ્રહણીય દ્વિસંગી તારામંડળનું એનિમિશન દ્વશ્ય

અન્ય ઘટકમાં ફેરબદલ કરાઈ રહેલા તમામ દ્વવ્ય માટે જો કોઈ તારો તેના ભ્રમણ ક્ષેત્રની બહાર ખૂબ ઝડપથી વિકસી રહ્યો હોય, તો એ પણ શક્ય છે કે તે અન્ય લાગરેન્જ બિંદુ મારફતે અથવા તારાકીય પવન તરીકે, અસરકારક રીતે બંને ઘટકો માટે ગુમ થઈ જઈને, દ્નવ્ય મંડળને છોડી દેશે.[૪૮] તારાની ઉત્ક્રાંતિ તેના જથ્થા દ્વારા નક્કી કરાય છે તેથી, બંને જોડીદારની ઉત્ક્રાંતિને પ્રક્રિયા અસર કરે છે, અને એવો મુકામ બનાવે છે જે એક તારા વડે ન પામી શકાય.[૪૯][૫૦]

તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના સિદ્ધાંતમાં ગ્રહણ લાગી રહેલા ત્રણ ભાગના બનેલા એલ્ગૉલનો અભ્યાસ એલ્ગૉલના વિરોધાભાસ તરફ દોરે છેઃ તેમ છતાં દ્વિસંગી તારાના ઘટકો એક જ સમયે રચાય છે, અને નક્કર તારાઓ, ઓછા નક્કર તારાઓ કરતાં ખૂબ ઝડપથી વિકસે છે, એમ જોવાયું હતું કે વધુ નક્કર ઘટક એલ્ગૉલ A હજુ પણ મુખ્ય અનુક્રમમાં છે, જ્યારે વિકાસના પછીના તબક્કામાં ઓછો નક્કર એલ્ગૉલ B સબજાયન્ટ તારો છે. આ વિરોધાભાસ મોટા પ્રમાણમાં સ્થળાંતરણ દ્નારા ઉકેલી શકાય છેઃ જ્યારે વધુ નક્કર તારો સબજાયન્ટ બન્યો, ત્યારે તેણે તેના ભ્રમણક્ષેત્રને ભરી દીધુ હતું, અને મોટા ભાગનું દ્વવ્ય અન્ય તારામાં સ્થળાંતરિત થઈ ચૂક્યું હતું, જે હજુ મુખ્ય અનુક્રમમાં છે. એલ્ગૉલને સમાન કેટલાક દ્વિસંગીઓમાં, વાયુનો ધસારો ખરેખર જોઈ શકાય છે.[૫૧]


ભાગેડુઓ અને નોવા[ફેરફાર કરો]

ચિત્ર:Main tycho remnant full.jpg
SN 1572 સુપરનોવાના શેષ ભાગની સંમિશ્ર તસ્વીર

એમ પણ શક્ય છે કે, બાહ્ય ખલેલોના પરિણામે, વ્યાપક રૂપે છૂટા પડાયેલા દ્વિસંગી તેમના જીવનકાળ દરમિયાન એકબીજા પરથી ગુરુત્વાકર્ષણીય સંપર્ક ગુમાવે. ત્યાર બાદ ઘટકો એકલ તારા તરીકે વિકસવા માટે આગળ વધશે. બે દ્વિસંગી વચ્ચે નજીકનો સામનો બંને મંડળોમાં ગુરુત્વાકર્ષણીય વિક્ષેપમાં પણ પરિણમી શકે છે, કેટલાક તારાઓ ખૂબ ગતિથી છૂટા પડે છે, જે ભાગેડુ તારા બની જાય છે.[૫૨][૫૩]

જો ભારે ઘનત્વવાળા સફેદ નાના તારાનો નજીકનો જોડીદાર તારો હોય કે જે તેને ભ્રમણક્ષેત્રમાંથી ઉભરાવે, તો ભારે ઘનત્વવાળો નાનો સફેદ તારો સંતુલિતપણે તારાની બહારના વાતાવરણમાંથી વાયુઓ વિકસાવશે. ભારે ઘનત્વવાળા નાના સફેદ તારા પર તેના તીવ્ર ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા આ વાયુઓ જમાવાયેલા, દબાવાયેલા અને ખૂબ ઊંચા તાપમાને ગરમ કરાયેલા છે, કારણ કે વધારાની સામગ્રી અંદર ખેંચી લવાયેલી છે. ભારે ઘનત્વવાળો નાનો તારો ડિજનરેટ મેટર ધરાવે છે, અને તેથી મોટા ભાગે ગરમીથી કોઈ અસર નથી પામતો, જ્યારે વિકસેલો હાઈડ્રોજન અસર પામે છે. સીએનઓ (CNO) ચક્ર દ્વારા સપાટી પર હાઇડ્રોજનનું મિશ્રણ સ્થિર ગતિમાં બની શકે છે, જેને પરિણામે ભારે ઘનત્વવાળા નાના સફેદ તારાની સપાટી પરથી બાકી બચેલો વાયુ દૂર ઊડાડી દેવા માટે આ પ્રક્રિયા દ્વારા પ્રચંડ પ્રમાણમાં ઊર્જા મુક્ત થાય છે. નોવા તરીકે ઓળખાતો, અત્યંત તેજસ્વી પ્રકાશનો વિસ્ફોટ તેનું પરિણામ છે.[૫૪]

આત્યંતિક કિસ્સાઓમાં આ ઘટનાને કારણે ભારે ઘનત્વવાળો નાનો સફેદ તારો ચંદ્રશેખર લિમિટને વટાવી શકે છે, અને સુપરનોવાને જન્મ આપે છે જે સંપૂર્ણ તારાનો નાશ કરે છે, અને ભાગેડુ માટે અન્ય એક શક્ય કારણ બને છે.[૫૫][૫૬] આવી ઘટનાનું એક ઉદાહરણ છે સુપરનોવા એસએન (SN) 1572, જે ટાયકો બ્રાહે દ્વારા જોવાઈ હતી. હબલ અવકાશીય દૂરબીને તાજેતરમાં જ આ ઘટનાના અવશેષોની છબી લીધી હતી.

નક્ષત્ર ભૌતિક રાસાયણિક શાસ્ત્ર[ફેરફાર કરો]

દ્વિસંગીત તારાનું તેજસ્વી ઉદાહરણ, જ્યાં બે સમાન દળ ઘરાવતા તારાઓ ગ્રહણમાં એક સામાન્ય કેન્દ્રની આસપાસ ફરે છે.

દૂરના તારાનું દળ નક્કી કરવા માટે દ્વિસંગીઓ ખગોળશાસ્ત્રીઓને શ્રેષ્ઠ પદ્ધતિ પૂરી પાડે છે. તેમની વચ્ચેનું ગુરુત્વાકર્ષણીય ખેંચાણ તેમના દળના સામાન્ય કેન્દ્રની ફરતે તેમને ભ્રમણ કરાવે છે. દૃષ્ટિ દ્વિસંગીની ભ્રમણ કરવાની રીત અથવા, અથવા વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીના વિસ્તારના સમય પરિવર્તનથી, તેમના તારાનું દળ નક્કી કરી શકાય છે. આ રીતે, તારાના દેખાવ (તાપમાન અને ત્રિજ્યા) અને તેના દળ વચ્ચેનો સંબંધ શોધી શકાય છે, જેનાથી દ્વિસંગીઓ ન હોય તેમનું દળ નક્કી કરી શકાય છે.

તારાઓનું વિશાળ પ્રમાણ દ્વિસંગી મંડળોમાં અસ્તિત્વ ધરાવે છે તેથી, જે પ્રક્રિયાઓ દ્વારા તારાઓ રચાય છે, તેની આપણી સમજણ માટે ખાસ કરીને દ્વિસંગીઓ મહત્વપૂર્ણ છે. ખાસ કરીને, દ્વિસંગીનો સમયગાળો અને દળ આપણને મંડળમાં કોણીય વેગના પ્રમાણ અંગે જણાવે છે. ભૌતિક વિજ્ઞાનમાં આ એક સચવાયેલો જથ્થો છે તેથી, જે સ્થિતિઓમાં તારાઓ રચાયા હતા તે અંગે દ્વિસંગીઓ આપણને મહત્વની કડીઓ આપે છે.

સંશોધનના નિષ્કર્ષો[ફેરફાર કરો]

એવું અનુમાન છે કે દૂધ ગંગામાં આશરે 1/3 તારા મંડળો દ્વિસંગી અથવા બહુવિધ છે, સાથે જ બાકી રહેલા 2/3 એકલ તારાઓ છે.[૫૭]

ઓછી વિષમકેન્દ્રીયતાવાળા ટૂંકા ગાળાના મંડળો સાથે, દ્વિસંગી તારાની ક્રાંતિના સમયગાળા અને તેની ભ્રમણ કક્ષાની વિષમકેન્દ્રીયતા વચ્ચે સીધો સંબંધ છે. દ્વિસંગી તારાઓ, જોડીઓ કે જે એટલી નજીકથી ભ્રમણ કરતી હોય કે તેઓ ખરેખર તો એકબીજા સાથે સંપર્કમાં હોય ત્યાંથી માંડીને, એવી જોડીઓ કે જે એટલી દૂર અલગ અલગ હોય કે તેમનો સંબંધ માત્ર તેમની અવકાશ દ્વારા સમાન યોગ્ય ગતિ મારફતે જ દર્શાવાયેલો હોય ત્યાં સુધી, કોઈ પણ કાલ્પનિક વિચ્છેદ સાથે મળી શકે છે. ગુરુત્વાકર્ષણથી બંધાયેલા દ્વિસંગી તારા મંડળોમાં, એક તથાકથિત ઘાતાંક સામાન્ય સમયગાળાનો વિક્ષેપ હોય છે, આમાંના મોટા ભાગના મંડળો લગભગ 100 વર્ષના સમયગાળાથી ભ્રમણ કરતા હોય છે. આ એ સિદ્ધાંત માટે ટેકો આપતો પુરાવો છે કે દ્વિસંગી મંડળો તારાની રચના દરમિયાન રચાયા હતા.[૫૮]

જ્યાં બે તારાઓ સમાન તેજસ્વિતાવાળા હોય તે જોડીમાં, તેઓ સમાન વર્ણપટના પ્રકારના પણ હોય છે. જ્યાં તેજસ્વિતા જુદી જુદી હોય એવા મંડળોમાં, જો તેજસ્વી તારો કદાવર તારો હોય તો ઝાંખો તારો ભૂરાશ પડતો, અને જો તેજસ્વી તારો મુખ્ય અનુક્રમમાં આવતો હોય તો રાતાશ પડતો હોય છે.[૫૯]

HD 188753 ગ્રહના ચંદ્ર પરથી દેખાતી બાજુ (ઉપર, ડાબી બાજુએ), જે ભ્રમણ કક્ષામાં ત્રિપુટી તારામંડળ છે, ક્ષિતીજ પર નીચે સૌથી તેજસ્વી સાથી તારો

તારાનું દળ માત્ર તેના ગુરુત્વાકર્ષણીય આકર્ષણથી જ પ્રત્યક્ષ રીતે નક્કી કરી શકાય છે. સૂર્ય અને તારાઓ કે જે ગુરુત્વાકર્ષણીય લેન્સ તરીકે વર્તે છે તેમના સિવાય, દ્વિસંગી તારાઓને, તારાઓનો એક મહત્વપૂર્ણ વર્ગ બનાવીને, માત્ર દ્વિસંગી અને બહુવિધ તારા મંડળોમાં જ આ કરી શકાય છે. દૃષ્ટિ દ્વિસંગી તારાના કિસ્સામાં, મંડળના ભ્રમણ અને તારાકીય લંબન નક્કી કરાયા બાદ, કેપલરિઅન સુસંગત સિદ્ધાંતના પ્રત્યક્ષ પ્રયોગ દ્વારા બે તારાઓનું સંયુક્ત દળ મેળવી શકાય છે.[૬૦]કમનસીબે, વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીની સંપૂર્ણ ભ્રમણ કક્ષા મેળવવી અશક્ય છે, સિવાય કે તે પણ દૃષ્ટિ અથવા ગ્રહણ લાગી રહ્યું હોય તેવો દ્વિસંગી હોય, તેથી આ પદાર્થોમાંથી માત્ર દળ અને દ્રષ્ટિની રૂપરેખાને સંબંધિત ઢોળાવના ખૂણાની જ્યાનું સંયુક્ત ઉત્પાદન નક્કી કરવું શક્ય છે. ગ્રહણ લાગી રહ્યું તેવા દ્વિસંગી કે જે વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીઓ પણ હોય તેમના કિસ્સામાં, મંડળના બંને સભ્યોની વિસ્તૃત વિગતો (દળ, ઘનતા, કદ, તેજસ્વીતા અને લગભગ આકાર)નો સંપૂર્ણ ઉકેલ શોધવો શક્ય છે.

ગ્રહો[ફેરફાર કરો]

કાલ્પનિક વિજ્ઞાન કથાઓએ ઘણીવાર દ્વિસંગીના ગ્રહો અથવા ત્રિપુટી તારોને સજાવટરૂપે ચીતર્યા છે, ઉદાહરણ રૂપે સ્ટાર વોર્સમાંથી જ્યોર્જ લુકાસ નો ટાટૂઈને, અને એક પ્રખ્યાત વાર્તા, નાઈટફૉલ, આને છ-તારા મંડળ સુધી પણ લઈ જાય છે. હકીકતમાં, કેટલીક ભ્રમણ કક્ષાની મર્યાદાઓ ગતિશીલતાના કારણોસર અશક્ય છે (ગ્રહ તેની ભ્રમણ કક્ષામાંથી સરખામણીએ ઝડપથી બહાર ફેંકાઈ જશે, ક્યાં તો તે મંડળમાંથી સંપૂર્ણપણે બહાર નીકળી જશે અથવા વધારે અંદર કે બહારની ભ્રમણ કક્ષાની મર્યાદામાં સ્થળાંતરિત થશે), જ્યારે ભ્રમણ કક્ષાના વિવિધ ભાગો દરમિયાન સપાટીના તાપમાનમાં શક્યતઃ આત્યંતિક ફેરબદલને કારણે અન્ય ભ્રમણ કક્ષાઓ આખરના જૈવમંડળ માટે ગંભીર પડકારો લાવી શકે છે. જે ગ્રહો દ્વિસંગી યુગ્મમાં માત્ર એક તારાનું ભ્રમણ કરે છે તેમની "S-પ્રકાર"ની ભ્રમણ કક્ષા હોવાનું કહેવાય છે, જ્યારે તેઓ કે જે બંને તારાઓની આસપાસ ભ્રમણ કરે છે તેમની "P-પ્રકાર"ની અથવા “સર્કમબાઈનરી” (ચોતરફ ફરતા દ્વિસંગી) ભ્રમણ કક્ષા હોય છે. . એવું અનુમાન છે કે દ્વિસંગી તારાઓમાંના 50-60%, ભ્રમણ કક્ષાની સ્થિર મર્યાદાઓની અંદર વસવાટને યોગ્ય પાર્થિવ ગ્રહોને આધાર આપવામાં સક્ષમ છે.[૬૧]

નકલો દર્શાવે છે કે દ્વિસંગી જોડીદારની હાજરી, વાસ્તવમાં સ્થિર ભ્રમણ કક્ષાના પટા દ્વારા આદ્ય ગ્રહોને લગતી ચપટી સપાટ તકતી “જગાવીને”, અંદર જ આદ્ય ગ્રહોના વિકાસ દરને વધારીને, ગ્રહ રચનાના દરને સુધારી શકે છે.[૬૧]બહુવિધ તારા મંડળોમાં ગ્રહો ઓળખતી વખતે વધારાની તકનિકી મુશ્કેલીઓ પેદા થાય છે, બની શકે છે કે તેથી જ કદાચ તે જવલ્લે જ મળે છે.[૬૨] ઉદાહરણોમાં ભારે ઘનત્વવાળા નાના સફેદ તારા-પલ્સાર દ્વિસંગી PSR B1620-26, (પીએસઆર બી1620-26)સબજાયન્ટ- ભારે ઘનત્વવાળો લાલ નાનો દ્વિસંગી ગેમા કેફેઈ, અને ભારે ઘનત્વવાળા નાના સફેદ-લાલ દ્વિસંગી NN (એનએન) સર્પેન્ટિસનો સમાવેશ થાય છે. દ્વિસંગીઓની આસપાસ આવેલા વધુ ગ્રહો ધી ફેસિસ ડિફરેન્શલ એસ્ટ્રોમેટ્રી ડેટા આર્કાઇવ. વી. કેન્ડિડેટ સબસ્ટેલર કમ્પેનિઅન ટુ બાઇનરી સિસ્ટમ્સની યાદીમાં છે, મ્યુટર્સપાઘ એટ અલ.

પહેલાથી ઓળખાયેલા 14 ગ્રહ મંડળોના અભ્યાસમાં એવું બહાર આવ્યું હતું કે તેમાંના ત્રણ મંડળો દ્વિસંગી મંડળો હતા. તમામ ગ્રહો પ્રાથમિક તારાની આસપાસ S-પ્રકારની ભ્રમણ કક્ષાઓમાં મળી આવ્યા હતા. આ ત્રણ કિસ્સાઓમાં બીજા ક્રમનો તારો પ્રાથમિક તારા કરતાં ઘણો જ નિસ્તેજ હતો અને તેથી પહેલા શોધી શકાયો નહોતો. આ શોધ, ગ્રહ અને પ્રાથમિક તારા બંને માટેના પ્રાચલોની પુનઃગણતરીમાં પરિણમી.[૬૩]

ઉદાહરણો[ફેરફાર કરો]

દાર્શનિક ઓળખી શકાય તેવા અલ્બિરેઓના બે ઘટકો

બે ઘટકો વચ્ચેનું વિશાળ અંતર સાથો સાથ તેમના રંગમાં વૈવિધ્ય તેમને અલબિરેઓ બનાવે છે, જે સરળતાથી જોઈ શકતા દૃષ્ટિ દ્વિસંગીઓ છે. નક્ષત્રના સૌથી પ્રકાશિત તારાઓમાંનો સૌથી વધુ પ્રકાશિત તારો સિગ્નસ છે, જે વાસ્તવમાં દ્વિસંગીની ખૂબ નજીકના છે. સિગ્નસ નક્ષત્રમાં સિગ્નસ X-1, ક્ષ-કિરણોનો સ્રોત છે, જે એક બ્લેક હોલ છે. તે વધુ-દળ ધરાવતો ક્ષ-કિરણ દ્વિસંગી છે, સાથે દ્રશ્યમાન જોડીરૂપ બનતા તે દ્રશ્યમાન તારો બને છે.[૬૪] સિરિયસ રાત્રી આકાશમાં જોવા મળતો બીજો દ્વિસંગી તારો છે કે જે સૌથી વધુ તેજસ્વી છે, જે -1.46 મેગ્નિટ્યુડ (પરિમાણ) પર દૃશ્યમાન છે. આ તારો કેનિસ મેજર નક્ષત્રમાં આવેલો છે. 1844માં ફેરીએન્ડ્રિચ બેસ્સેલે સૌપ્રથમ અનુમાન કર્યું કે સિરિયસ દ્વિસંગી છે. 1862માં એલ્વિન ગ્રેહામ ક્લાર્કે તેના સાથી તારાઓ (સિરિયસ B; દ્વશ્યમાન તારો સિરિયસ A છે.) 1915માં માઉન્ટ વિલ્સન વેધશાળા સ્થિત ખગોળશાસ્ત્રીઓ નિર્ણય પર આવ્યા કે સિરિયસ B એક ભારે ઘનત્વ ધરાવતો નાનો તારો છે, અને આ રીતે સૌપ્રથમ વાર તેની શોધ થઈ.

2005માં હબલ અવકાશી દૂરબીનની મદદથી ખગોળશાસ્ત્રીઓએ સિરિયસ B ૧૨,૦૦૦ કિ.મી (૭,૪૫૬ મા) વ્યાસમાં હોવાનું અનુમાન કર્યું, સાથે જ સૂર્યના 98% જેટલું ઘનત્વ ધરાવે છે તેવું અનુમાન પણ કર્યું.[૬૫] ગ્રહણીય દ્વિસંગીઓના ઉદાહરણમાં ઓરિગેઈ નક્ષત્રમાં આવેલો એપ્સિલોન ઓરિગેઈ છે.વર્ણપટ સ્તરે જોઈ શકાતા તારાઓમાં એફઓ (F0) છે, જ્યારે અન્ય (ગ્રહણીય) તારાઓ જોઈ શકાતા નથી.

આવા અન્ય ઝાંખા તારાઓ 2009-11માં શોધી શકાયા અને એવું અનુમાન છે કે પ્રકૃતિની આ વ્યવસ્થામાં આવા અનેક પાસાઓ છે, જે આગળ ચાલીને બહાર આવશે. અન્ય ગ્રહણીય દ્વિસંગીઓમાં એક છે બેટા લેયરે, જે લેયરા નક્ષત્રમાં આવેલા તારામંડળનો અર્ધ-સ્વતંત્ર દ્વિસંગી છે. અન્ય રસપ્રદ દ્વિસંગીઓમાં 61 સિગ્નિ (સિગ્નસ નક્ષત્રમાં આવેલો દ્વિસંગી કે K ક્લાસ (નારંગી) મુખ્ય અનુક્રમમાં બે ઘટકો 61 સિગ્ની A અને 61 સિગ્નિ Bથી બનેલો છે, જે તેની વિશાળ યોગ્ય ગતિ માટે જાણીતો છે.), પ્રોસિયોન (કેનિસ મિનોર નક્ષત્રનો સૌથી તેજસ્વી તારો છે, રાત્રી અવકાશમાં જોવા મળતો સૌથી ઝળહળતો આ તારો, મુખ્ય તારા સાથે એક નબળો ભારે ધનત્વ ધરાવતો નાનો સાથી તારો પણ ધરાવે છે), SS લેસ્ટરટેઇ (એક નબળો દ્વિસંગી તારો કે જે ગ્રહણને અટકાવે છે) V907 સ્કો (નબળો દ્વિસંગી તારો કે જે સ્થિર, પુન: ગતિમાન અને ફરી સ્થિર થાય છે) અને BG જેમિનોરમ (માનવામાં આવે છે કે તે બ્લેક હોલ સાથે પોતાની ધરી આસપાસ ધરાવતો K0 તારો ધરાવતો એક ઝાંખો દ્વિસંગી તારો છે).

બહુવિધ તારાઓના ઉદાહરણો[ફેરફાર કરો]

એક કરતા વધુ તારાના મંડળોને બહુવિધ તારા તરીકે ઓળખે છે. એલ્ગૉલ એ સૌથી વધુ નોંધનીય ત્રિપુટી છે (લાંબા સમય બાદ દ્વિસંગી તરીકે ઓળખાયો), પર્સિઅસ નક્ષત્રમાં આવેલો છે. આ તારામંડળના બે તારાઓ એક બીજાને ઝાંખા પાડે છે, 1607માં જેમિનિઓનો મોન્ટેરરી દ્વારા એલ્ગૉલની તીવ્રતામાં વૈવિધ્ય નોંધવામાં આવ્યું હતું. એલ્ગૉલ નામનો અર્થ "દુષ્ટ તારો" એવો થાય છે (ઢાંચો:Lang-arથી અલ-ઘુલ , જે તેના ચોક્કસ વર્તન માટે આપવામાં આવ્યું)અન્ય દૃશ્યમાન ત્રિપુટીઓમાં આલ્ફા સેન્ટાયુરી છે, જે સેન્ટૌરસ નક્ષત્રમાં દક્ષિણે આવેલા છે, અને તે રાત્રી અવકાશમાં જોવા મળતો ચોથો સૌથી તેજસ્વી તારો ધરાવે છે, જે -૦.01 મેગ્નેટ્યૂડ પર દૃશ્યમાન છે. આ તારામંડળ પણ રેખાંકિત છે, વાસ્તવમાં વસવાટ માટેના ગ્રહની શોધ દરમિયાન દ્વિસંગીઓને અવગણી શકાય નહિ. આલ્ફા સેન્ટાયુરી A અને B નજીકથી જોતા, 11 AUનું અંતર ધરાવે છે, અને બંને સ્થિર સપાટી વિસ્તારમાં આવેલા છે.[૬૬] ત્રિપુટીઓ બહાર પણ તારામંડળના કેટલાક ઉદાહરણો છે: કાસ્ટોર એ છગણુ તારામંડળ છે, જેમિનિ નક્ષત્રનો તે બીજો સૌથી તેજસ્વી તેમજ રાત્રી અવકાશના સૌથી પ્રકાશિત તારાઓમાં પણ એક છે. ખગોળશાસ્ત્રની રીતે જોઈએ તો દૃષ્ટિ દ્વિસંગી તરીકે કાસ્ટોરની શોધ 1719માં થઈ હતી. કાસ્ટોરના દરેક તારાઓ ખુદ વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગીઓ છે. કાસ્ટોર મંદ અને વિશાળ વિસ્તાર ધરાવતો સાથી તારો પણ ધરાવે છે, જે પણ એક વર્ણપટદર્શક દ્વિસંગી છે.

નોંધ અને સંદર્ભો[ફેરફાર કરો]

  1. જાહેર થયેલા/ˈkoʊmiːz/
  2. ૨.૦ ૨.૧ ધ બાયનરી સ્ટાર્સ , રોબર્ટ ગ્રાન્ટ ઇટ્કેન, ન્યૂયોર્ક : ડોવેર, 1964, પેજ. ix.
  3. પેજ. 481, ૫૦૦૦ નવા નેબ્યુલેઇ, નેબ્લુયલેઇ તારાઓ, નેબ્યુલેઇ ગ્રહો અને તારાઓના ઝૂંમખાઓની યાદી; સાથે જ સ્વર્ગની રચના અંગે ટિપ્પણી, વિલિયમ હર્સેલ, રોયલ સોસાયટી ઓફ લંડન દ્વારા તત્વજ્ઞાન અંગેની ચર્ચા ,92 (1802), પેજ. 477–528.
  4. ૪.૦ ૪.૧ ૪.૨ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. pp. 1–2. ISBN 9027708851 .
  5. ૫.૦ ૫.૧ "Visual Binaries". University of Tennessee. 
  6. "Binary and Variable Stars". Journey Through the Galaxy. 
  7. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 5. ISBN 9027708851 .
  8. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. p. 17. ISBN 9027708851 .
  9. ૯.૦ ૯.૧ ૯.૨ ધી બાયનરી સ્ટાર્સ , રોબર્ટ ગ્રાન્ટ ઇટ્કેન, ન્યૂયોર્ક : ડોવેર, 1964, પેજ. 1.
  10. વોલ્યુમ. 1, ભાગ 1, પેજ. 422, અલ્માગેસ્ટમ નોવુમ , ગિઓવાન્ની બાટ્ટિસ્તા રિક્કોઓલિ, બોનોનેઇ: એક્સ ટાઇપોગ્રાફિયા હાએરેડિસ વિક્ટરીડ બેનાત્જી, 1651.
  11. અ ન્યૂ વ્યૂ ઓફ મિઝાર, લેઓસ ઓન્ડ્રા, એક્સેસ ઈન લાઇન મે 26, 2007.
  12. પેજ. 10–11, ઓબ્ઝર્વિંગ એન્ડ મેઝરિંગ ડબલસ્ટાર્સ , બોબ અર્ગેઇલે, ઇડી., લંડન: સ્પ્રિન્જેર, 2004, આઈએસબીએન 1-85233-558-0.
  13. પેજ. 249–250, ચોક્કસ અંશાત્મક લંબન, અને સ્થિર તારાઓના મેગ્નિટ્યૂટ અંગેની તપાસ, પ્રકાશનો પૂંજ કે જેમાંથી તેઓ આપણા સુધી પ્રકાશ ફેંકે છે, અને ચોક્કસ સંજોગોમાં તેમની સ્થિતિ, જ્હોન મિશેલ ,તત્ત્વજ્ઞાનને લગતું અહેવાલ (1683-1775) 57 (1767), pp. 234–264.
  14. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 4. ISBN 9027708851 .
  15. દ્વિસંગી તારાઓની સાપેક્ષ સ્થિતિમાં તેમને અસર કરતા કારણો અંગે છેલ્લા પાંચ વર્ષોમાં જે કંઈ પણ થયું તે અંગેના ફેરફારો અંગેનું સરવૈયું;, વિલિયમ હર્સેલ, તત્ત્વજ્ઞાનને લગતો અહેવાલસ, રોયલ સોસાયટી ઓફ લંડન 93 (1803), પેજ. 339–382.
  16. પેજ. 291, ફ્રેન્ચ એસ્ટ્રોનોમર્સ, વિઝ્યુઅલ ડબલ સ્ટાર્સ એન્ડ ધી ડલબલ સ્ટાર્સ વર્કીંગ ગ્રુપ ઓફ ધી સોસાયટે ઓસ્ટ્રોનોમિક ડે ફ્રાન્સ, ઈ. સોઉલે, ધી થર્ડ પેસેફિક રિમ કોન્ફરેન્સ ઓન રિસેન્ટ ડિવલપમેન્ટ ઓફ બાયનરી સ્ટાર રિસર્ચ , પ્રોસેડિંગ ઓફ અ કોન્ફરેન્સ સ્પોન્સર્સ બાય ચૈનગ મઇ યુનિવર્સિટી, થાઇ ઓસ્ટ્રોનોમિકલ સોસાયટી એન્ડ ધી યુનિવર્સિટી ઓફ નેબરાસ્કા-લિન્કોલન હેલ્ડ ઈન ચિઆન્ગ મઇ, થાઇલેન્ડ, 26 ઓક્ટોબર-1 નવેમ્બર 1995, એએસપી કોન્ફરેન્સ સિરીઝ 130 (1997), ઈડી. કામ-ચિંગ લેઉંગ, પેજ. 291–294, ઢાંચો:Bibcode.
  17. "ઈન્ટ્રોડક્શન એન્ડ ગ્રોથ ઓફ ધી ડબલ્યુડીએસ", ધી વોશિંગ્ટન ડબલ સ્ટાર કેટલોગ, બ્રિઅન ડી. માસોન, ગેરય એલ. વેય કોફ્ફ, એન્ડ વિલિયમ આઈ. હાર્ટકોપ્ફ, એસ્ટ્રોમિટર ડિપાર્ટમેન્ટ, યુનાઇટેડ સ્ટેટ્સ નવલ ઓબ્ઝર્વેટરી, એક્સેસ ઓન લાઇન ઓગસ્ટ 20, 2008.
  18. સિક્સ કેટલોગ ઓફ ઓરબીટ ઓફ વિઝ્યુઅલ બાઇનરી સ્ટાર્સ , વિલિયમ આઈ. હાર્ટકોપ્ફ એન્ડ બ્રેઇન ડી. માસોન, યુનાઇટેડ સ્ટેટ્સ નવલ ઓબ્ઝર્વેટરી, એક્સેસ ઓન લાઇન ઓગસ્ટ 20, 2008.
  19. ધી વૉશિંગ્ટન ડબલ સ્ટાર કેટાલોગ, બ્રિઅન ડી. મેસોન, ગારેય એલ. વાયકોફ્ફ, એન્ડ વિલિયમ આઈ. હાર્ટકોપ્ફ, યુનાઇટેડ સ્ટેટ્સ નવલ ઓબ્ઝર્વેટરી. એક્સેસ ઓન લાઇન ડિસેમ્બર 20, 2008.
  20. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. pp. 17–18. ISBN 9027708851 .
  21. "Binary Stars". Cornell Astronomy. 
  22. ધી બાયનરી સ્ટાર્સ , રોબર્ટ ગ્રાન્ટ એક્ટિકેન, ન્યૂયોર્ક: ડોવેર, 1964, પેજ. 41.
  23. Herter, T. "Stellar Masses". Cornell University. 
  24. [43]
  25. [44]
  26. Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. 
  27. Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. 
  28. Bonanos, Alceste Z. (2006). "Eclipsing Binaries: Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale". Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, International Astronomical Union. Symposium no. 240, held 22–25 August 2006 in Prague, Czech Republic, S240, #008. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610923.
  29. Worth, M. "Binary Stars" (PowerPoint). Stephen F. Austin State University. 
  30. Bock, D. "Binary Neutron Star Collision". NCSA. 
  31. Asada, H.; T. Akasaka, M. Kasai (27 September 2004). Inversion formula for determining parameters of an astrometric binary. ઢાંચો:Arxiv.
  32. "Astrometric Binaries". University of Tennessee. 
  33. Nguyen, Q. "Roche model". San Diego State University. 
  34. Voss, R.; T.M. Tauris (2003). "Galactic distribution of merging neutron stars and black holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 342: 1169–1184. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x . http://arxiv.org/abs/0705.3444.
  35. Robert Connon Smith (November 2006). "Cataclysmic Variables". Contemporary Physics 47 (6): 363–386. doi:10.1080/00107510601181175 . http://adsabs.harvard.edu/abs/2007astro.ph..1654C.
  36. ન્યુટ્રોન સ્ટાર એક્સ-રે બાયનરીઝ, અ સિસ્ટેમેટિક સર્ચ ઓન ન્યૂ એક્સ-રે પલ્સાટોર્સ ઈન રોસાટ ફિલ્ડ , ગિઅન લુકા ઇઝરાયેલ, પીએચય. ડી. થિસીસ, ટ્રાઇસ્ટે, ઓક્ટોબર 1996.
  37. Iorio, Lorenzo (July 24, 2007). "On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system". E-print 315: 335. doi:10.1007/s10509-008-9839-y . http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0707.3525I. પુનર્પ્રાપ્ત 2008-03-14.
  38. બ્લેક હોલ્સ, ઈમેજિન ધી યુનિવર્સ!, નાસા . એક્સેસ ઓન લાઇન ઓગસ્ટ 22, 2008.
  39. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 19. ISBN 9027708851 .
  40. "Binary and Multiple Star Systems". Lawrence Hall of Science at the University of California. 
  41. પેજ. 307–308, ઓબ્ઝર્વિંગ એન્ડ મેઝરિંગ ડબલ સ્ટાર્સ , બોબ અગ્રેયલે, ઈડી., લંડન: સ્પ્રિન્જેર, 2004, આઈએસબીએન 1-85233-558-0.
  42. એન્ટ્રી 14396-6050, ડિસ્કવર કોડ આરએચડી 1એબી,ધી વૉશિંગ્ટન ડબલસ્ટાર કેટલોગ, યુનાઇટેડ સ્ટેટ્સ નવલ ઓબ્ઝર્વેટરી. એક્સેક ઓન લાઇન ઓગસ્ટ 20, 2008.
  43. રેફરેન્સિસ એન્ડ ડિસ્કવરી કોડ્સ, ધી વૉશિંગ્ટન ડબલ સ્ટાર કેટલોગ, યુનાઇટેડ સ્ટેટ્સ નવલ ઓબ્ઝર્વેટરી. એક્સેસ ઓન લાઇન ઓગસ્ટ 20, 2008.
  44. Boss, A.P. (1992). "Formation of Binary Stars". In (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo. The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. p. 355. ISBN 0-7923-1675-4 .
  45. Tohline, J.E.; J.E. Cazes, H.S. Cohl. "The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars". Louisiana State University. 
  46. Kopal, Z. (1989). The Roche Problem. Kluwer Academic. ISBN 0792301293 .
  47. "કોન્ટેક્ટ બાયનરી સ્ટાર એન્વલપ્સ" જેફ્ફ બ્રેયન્ટ , વોલફાર્મ ડેમોન્સ્ટ્રેશન પ્રૉજેક્ટ.
  48. "દ્વિસંગી તારાઓમાં દળ ફરેફર" જેફ્ફ બ્રેયન્ટ સાથે વેયલેના મેક્ક્યુલે, વોલફાર્મ ડેમોન્સ્ટ્રેશન પ્રોજેક્ટ.
  49. Boyle, C.B. (1984). "Mass transfer and accretion in close binaries - A review". Vistas in Astronomy 27: 149–169. doi:10.1016/0083-6656(84)90007-2 .
  50. Vanbeveren, D.; W. van Rensbergen, C. de Loore (2001). The Brightest Binaries. Springer. ISBN 079235155X .
  51. Blondin, J. M.; M. T. Richards, M. L. Malinowski. "Mass Transfer in the Binary Star Algol". American Museum of Natural History. 
  52. "Enigma of Runaway Stars Solved". European Southern Observatory. 
  53. Hoogerwerf, R.; J.H.J. de Bruijne, P.T. de Zeeuw (2000). "The Origin of Runaway Stars". Astrophysical Journal 544: L133. doi:10.1086/317315 .
  54. Prialnik, D. (2001). "Novae". Encyclopaedia of Astronomy and Astrophysics. pp. 1846–1856.
  55. Icko, I. (1986). "Binary Star Evolution and Type I Supernovae". Cosmogonical Processes. p. 155.
  56. Fender, R.. Relativistic outflows from X-ray binaries (a.k.a. `Microquasars')]. ઢાંચો:Arxiv.
  57. મોસ્ટ મિલ્કી વે સ્ટાર્સ આર સિંગલ, હાર્વર્ડ-સ્મિથોસોનિઅન સેન્ટર ફોર એસ્ટ્રોફિઝીક્સ
  58. Hubber, D.A.; A.P. Whitworth. "Binary Star Formation from Rotational Fragmentation" (PDF). School of Physics and Astronomy, Cardiff. 
  59. Schombert, J. "Birth and Death of Stars". University of Oregon. 
  60. "Binary Star Motions". Cornell Astronomy. 
  61. ૬૧.૦ ૬૧.૧ ઢાંચો:Cite arXiv
  62. Schirber, M (17 May 2005). "Planets with Two Suns Likely Common". Space.com. http://www.space.com/scienceastronomy/050517_binary_stars.html.
  63. Daemgen et al.; Hormuth, F.; Brandner, W.; Bergfors, C.; Janson, M.; Hippler, S.; Henning, T. (2009). "Binarity of transit host stars - Implications for planetary parameters". Astronomy and Astrophysics 498: 567–574. doi:10.1051/0004-6361/200810988 . http://www.mpia.de/homes/henning/Publications/daemgen.pdf.
  64. "The First Black Hole". University of Toronto. 
  65. McGourty, C. (2005-12-14). "Hubble finds mass of white dwarf". BBC News. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4528586.stm. પુનર્પ્રાપ્ત 2010-01-01.
  66. "Planetary Systems can form around Binary Stars". Carnegie Institute. 2006. 

બાહ્ય કડીઓ[ફેરફાર કરો]

ઢાંચો:Spoken Wikipedia-2 ઢાંચો:Wikibooks