Edukira joan

Izar-sistema

Wikipedia, Entziklopedia askea

Izar-sistema izar bi edo gehiagoren multzo bat da, beraien arteko grabitateaz grabitate-zentro baten inguruan orbitatzen dutenak. Bi izar direnean sistema osatzen dutenak izar-sistema binarioa dela esaten da. Izar-sistema baten baitan izar asko daudenean, izar kumulu eta galaxia izenak hobesten dira, zentzu hertsian denak izar sistemak diren arren.

Bi izarreko izar-sistema bati izar bitarra, izar-sistema bitarra edo izar bikoitz fisikoa deitzen zaio. Ez badago marea-eraginik, ez beste indarren perturbaziorik, ez eta masa izar batetik bestera transferitzerik ere, sistema hori egonkorra da, eta bi izarrek orbita eliptikoa egingo dute zehaztu gabeko sistemaren barizentroaren inguruan.[1] (ikus Bi gorputzen arazoa). Sistema bitarren adibideak dira Sirius, Procyon eta Cygnus X-1; azken hori, ziur aski, izar batek eta zulo beltz batek osatzen dute.

Izar-sistema ugari

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar-sistema anizkoitz batek hiru izar edo gehiago ditu, eta Lurretik gertu daudela ematen du zeruan. Izan ere, izarrak oso hurbil daude, eta grabitatez lotuta daude elkarrekin. Kasu horretan, izar anizkoitz fisikoa da, edo gertutasun hori itxurazkoa baino ez da. Kasu horretan, izar anizkoitz optiko bat da. Izar anizkoitz fisikoei ere, eskuarki, izar anizkoitz edo izar-sistema anizkoitz deritze.[2][3][4]

Izar-sistema anizkoitz gehienak izar hirukoitzak dira. Izar-sistema anizkoitzei hirukoitz, hirutar edo hirutar deritze, baldin eta 3 izar badituzte; laukoitz edo kuaternario, 4 izar badituzte; boskote edo kintenario, 5 izar badituzte; seikote edo sextenario, 6 izar badituzte; seniparte edo hilobi, 7 izar badituzte. Sistema horiek izar-kumulu irekiak baino txikiagoak dira; horien dinamika konplexuagoa da, eta 100-1.000 izar izaten dituzte. Ezagutzen diren izar-sistema anizkoitz gehienak hirukoitzak dira; biderketa handiagoen kasuan, multiplizitate jakin batekin ezagutzen diren sistemen kopurua esponentzialki murrizten da ugaritasunarekin. Adibidez, Tokovinin izar anitz fisikoen katalogoaren 1999ko berrikuspenean, deskribatutako 728 sistemetatik 551 hirukoitzak dira. Hala ere, hautespenaren ustezko ondorioak direla eta, estatistika horiek interpretatzeko gaitasuna oso mugatua da.

Izar anitzeko sistemak bi klase dinamiko nagusitan bana daitezke:

  1. sistema hierarkikoak, egonkorrak dira eta elkarreragin handirik ez duten orbita habiaratuak dira; beraz, hierarkiaren maila bakoitza bi gorputzen arazo gisa har daiteke.
  2. orbita ezegonkorrak dituen trapezioa, gogor eragiten dutenak eta n gorputzen problema gisa modelizatzen direnak, portaera kaotikoa erakutsiz.[5] 2, 3 edo 4 izar izan ditzakete.
DI Cha izeneko izar-sistema. Bi izar bakarrik ikusten diren arren, berez sistema laukoitza da, bi izar bitarren multzoak dituena.[6]

Izar-sistema anizkoitz gehienak sistema hierarkiko batean antolatzen dira: sistemako izarrak bi talde txikiagotan banatu daitezke, eta horietako bakoitzak orbita handiago bat zeharkatzen du sistemaren masa zentroaren inguruan. Talde txikiago horietako bakoitzak hierarkikoa ere izan behar du, eta horrek esan nahi du azpimultzo txikiagoetan banatu behar dela, horiek ere hierarkikoak baitira, eta horrela hurrenez hurren. Hierarkiaren maila bakoitza bi gorputzen arazotzat har daiteke, hurbileko pareak izar bakar gisa hartuta. Sistema horietan, orbiten eta izarren mugimenduaren artean interakzio gutxi dago, eta sistemaren masa-zentroaren inguruko orbita kepleriar egonkorretara hurbiltzen jarraituko du, trapezio ezegonkorren sistemetan edo izar-kumuluen eta galaxien izar kopuru handiaren dinamika are konplexuagoan ez bezala.

Izar-sistema hirukoitzak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar-sistema hirukoitz fisiko batean, izar bakoitzak sistemaren masa-zentroaren inguruan orbitatzen du. Oro har, bi izarrek sistema bitar hurbila osatzen dute, eta hirugarren orbitak bikote hori orbita bitarretik askoz distantzia handiagora orbitatzen du. Moldaketa hori hierarkikoa da.[7][8] Antolaketaren arrazoia da barruko eta kanpoko orbitak tamaina konparagarrikoak badira, sistema dinamikoki ezegonkor bihur daitekeela, eta horrek sistemako izar batetik kanporatzea eragingo lukeela.[9] HR 6819 sistema hirukoitz hierarkiko fisiko baten adibide bat da, kanpoko izar bat duena, izarrez eta zulo beltz batez osatuta[10] (nahiz eta HR 6819 sistema hirukoitz bat dela oraintsu zalantzan jarri den).[11]

Ugaritasun altuenak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Diagrama mugikorrak * a. multiplex * b. simplex, sistema bitarra * c. simplex, sistema hirukoitza, 2 * d. simplex hierarkia, sistema laukoitza, 2 * e. simplex hierarkia, sistema laukoitza, 3 * f. simplex hierarkia, sistema boskoitza, 4. hierarkia

Hiru izar baino gehiago dituzten izar-sistema anizkoitz hierarkikoek moldaketa konplexuagoak eragin ditzakete. Moldaketa horiek Evans-ek (1968) diagrama mugikorrak deitu zuenak antola ditzake, sabaitik zintzilik dauden apaindurazko higigarriak diruditenak. Eskuineko irudian sistema hierarkikoen adibideak ageri dira (diagrama mugikorrak). Diagramaren maila bakoitzak sistemaren deskonposizioa adierazten du bi sistema txikiago edo gehiagotan. Evansek multiplex diagrama bati deitzen dio bi seme-alaba baino gehiago dituen nodo bat baldin badago, hau da, azpisistema baten deskonposizioak tamaina konparagarriko bi orbita edo gehiago baditu. Izan ere, izar hirukoitzentzat ikusi dugunez, hau ezegonkorra izan daiteke, espero da izar anizkoitzak simplex izatea, eta horrek esan nahi du maila bakoitzean bi haur daudela. Evans-ek diagramako maila-kopuruari bere hierarkia deitzen dio.[8]

  • 1 hierarkiako simplex diagrama batek, (b)-n bezala, sistema bitar bat deskribatzen du.
  • 2. hierarkiako simplex diagrama batek sistema hirukoitz bat deskriba dezake (c) adierazpenean bezala, edo sistema laukoitz bat, (d) adierazpenean bezala.
  • 3. hierarkia-diagramak lau eta zortzi osagai arteko sistema bat deskriba dezake. (e) ko diagrama mugikorrak 3. hierarkia duen sistema laukoitz baten adibide bat erakusten du; sistema bitar hurbil batek orbitatzen duen urruneko osagai bakar bat du, eta hurbileko bitarraren osagaietako bat are hurbilago dagoen bitar bat da.
  • 3 hierarkia duen sistema baten benetako adibide bat Kastor da, Alpha Geminorum edo α Gem izenez ere ezagutzen dena. Ikusizko izar bitar bat dirudiena da, eta, hurbilago ikuskatu ondoren, bi izar bitar espektroskopiko dituela ikus daiteke. Berez, hierarkia laukoitzeko 2 sistema litzateke hori, (d)-n bezala, baina osagai urrunago batek orbitatzen du, eta osagai hori ere hurbileko nano gorri bitar bat da. Horrek hierarkia-sistema seikoitza eratzen du 3.[12]
  • AA Tokovinin-en Izar Anitzen Katalogoan 1999tik aurrera agertzen den hierarkia maximoa 4.[3] da. Adibidez, Gliese 644A eta Gliese 644B izarrek hurbileko ikusizar bitar bat dirudiena osatzen dute; Gliese 644B bitar espektroskopikoa denez, hori sistema hirukoitza da. Sistema hirukoitzak Gliese 643 ikus-lagun urrunena eta Gliese 644C ikusmen-lankide urrunena ditu, eta, Gliese 644ab-rekin duen mugimendu komuna dela eta, sistema hirukoitzari lotuta daudela uste da. Horrek sistema boskoitz bat osatzen du, eta haren diagrama mugikorra (f)-n agertzen den 4. mailako diagrama litzateke.[13]

Hierarkia altuagoak ere izan daitezke.[8] lagapenean[7] Goragoko hierarkia horietako gehienak egonkorrak dira edo perturbazioak jasaten dituzte.[14][15][16] Beste batzuek uste dute izar anizkoitz konplexuak denboran zehar desintegratuko direla hain konplexuak ez diren izar anizkoitzetan, hala nola tripleetan edo laukoitz nabarmenagoetan.[17][18]

Trapezioak oso sistema gazteak eta ezegonkorrak izan ohi dira. Izar-haztegietan sortzen direla uste da, eta azkar zatikatzen direla hainbat izar egonkorretan, eta prozesuan abiadura handiko izar galaktikoak bezalako osagaiak kanporatu ditzaketela.[19][20] Orionen nebulosaren erdian dagoen trapezioaren kumulua izeneko izar-sistema anizkoitzetik datorkie izena.[19] Sistema horiek ez dira bitxiak, eta normalean nebulosa distiratsuen inguruan edo barruan agertzen dira. Izar horiek ez dute konponketa hierarkiko estandarrik, baina orbita egonkorrekin lehiatzen dira. Erlazio horri[21] elkarrekintza esaten zaio. Izar horiek, aldi baterako, elkarrengandik urrun dagoen lagun batekin hurbileko bitar batean ezartzen dira, sisteman aurrez izarrak izarren arteko espaziotik kanporatuta dituztelarik.[21] Dinamika horrek bi izar bitarren arteko talka batean edo sistema anizkoitz batean kanporatu zitezkeen izar iheskorrak azal ditzake. Ekitaldi horri AE Aurigae, Mu Columbae eta 53 Arietis egozten zaizkio, 200 km·s–1 baino gehiago, eta duela bi milioi urte Oriongo nebulosan Trapezioko kumuluraino arrastatu da.[22][23]

Izendapenak eta nomenklatura

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hainbat izarren osagaiak zehaztu daitezke sistemaren izendapenari A, B, C eta abar atzizkiak erantsiz. AB atzizkiak erabil daitezke A eta B dituen parea adierazteko. B, C, etab. letren sekuentzia A .[24] osagaitik bereizten den hurrenkeran eslei dakieke. Dagoeneko ezaguna den osagai baten inguruan aurkitutako osagaiei Aa, Ba, etab. bezalako atzizkiak eslei dakizkieke.

Azpisistemen notazioa Tokoviningo izar anitzen katalogoan

AA Tokovinin-en Izar Anitzen Katalogoak sistema bat erabiltzen du, zeinean azpisistema bakoitza digitu-segida batek kodetzen baitu diagrama mugikorrean. Aurreko (d) diagrama mugikorrean, adibidez, sistema zabalenari 1 zenbakia emango litzaioke; osagai nagusia duen azpisistemari, berriz, 11 zenbakia emango litzaioke, eta osagai sekundarioa duen azpisistemari, 12 zenbakia. Diagrama mugikorrean horren azpian agertuko liratekeen azpisistemek hiru, lau digitu edo gehiagoko zenbakiak jasoko dituzte. Metodo horren bidez sistema ez-hierarkiko bat deskribatzean, azpisistema-zenbaki bera behin baino gehiagotan erabiliko da; esate baterako, hiru osagai bisual (A, B eta C) dituen sistema batek, zeinetatik bi ezin baitira azpisistema batean elkartu, 1 zenbakidun bi azpisistema izango lituzke, AB eta AC bitarrak adieraziko lituzketenak. Kasu horretan, B eta C gero bitarretan deskonposatzen badira, 12 eta 13 azpisistema-zenbakiak esleituko zaizkie.[3]

Izar bikoitzen eta anizkoitzen egungo nomenklaturak nahasmena eragin dezake; izan ere, hainbat modutan aurkitutako izar bitarrek izendapen desberdinak jasotzen dituzte (adibidez, ikus-izar bitar bisualetarako aurkitzaile-izendapenak eta izar bitar eklipsatzaileetarako izar aldakorren izendapenak), eta, are okerrago, letra osagarriak modu desberdinean eslei diezazkiekete autore desberdinek; beraz, adibidez, pertsona baten A beste baten C izan daiteke.[25] 1999an hasi zen eztabaidaren ondorioz, arazo horri aurre egiteko lau eskema proposatu ziren:[25]

  • KoMa, letra larriak eta xeheak eta zenbaki arabiar eta erromatarrak erabiltzen dituen eskema hierarkikoa;
  • Urban/Corbin izendapen-metodoa, Dewey-ren sailkapen hamartarreko sistemaren antzeko zenbakizko eskema hierarkikoa;[26]
  • Izendapen sekuentzialaren metodoa, hierarkikoa ez den eskema bat, non osagaiei eta azpisistemei zenbakiak esleitzen baitzaizkie aurkikuntzaren arabera;[27]
  • WMC, Washingtonen Ugaritasun Katalogoa, eskema hierarkiko bat, non Washingtongo izar bikoitzen katalogoan erabiltzen diren atzizkiak letra eta atzizki gehigarrien bidez handitzen baitira.

Izendapen-sistema baterako, sistemaren barruko hierarkia identifikatzeak badu abantaila bat: azpisistemak identifikatzen eta haien propietateak kalkulatzen laguntzen du. Hala ere, arazoak sortzen ditu hierarkia baino goragoko edo erdiko maila batean osagai berriak aurkitzen direnean. Kasu horretan, hierarkiaren zati bat barnerantz mugituko da. Ez dauden osagaiek edo gero beste azpisistema bati esleitzen zaizkionak ere arazoak sortzen dituzte.[28][29]

Nazioarteko Batasun Astronomikoaren 24. Batzar Orokorrean, 2000. urtean, WMC eskema onartu zen, eta 5., 8., 26., 42. eta 45. batzordeek erabaki zuten erabil daitekeen izendapen-eskema uniforme batera zabaldu beharko litzatekeela.[25] Ondoren, katalogo baten lagin bat prestatu zen WMC eskema erabiliz, eta orduerdi igoera zuzena izan zuen.[30] Gaia berriro eztabaidatu zen 2003an 25. Batzar Orokorrean, eta 5., 8., 26., 42. eta 45. batzordeek eta Interferometriari buruzko Lan Taldeak berriz ere ebatzi zuten WMC eskema are gehiago zabaldu eta garatu beharko litzatekeela.[31]

WMCren adibidea hierarkikoki antolatuta dago; erabilitako hierarkia behatutako periodo edo bereizketa orbitaletan oinarritzen da. Ikusmen bikoitzeko izar asko dituenez, fisikoak izan beharrean optikoak izan daitezkeenak, hierarkia hori itxurazkoa baino ez da. Erabili letra larriak (A, B, ...) hierarkiako lehen mailan, letra xeheak (a, b, ...) bigarren mailan eta zenbakiak (1, 2, ...). .) hirugarrenarentzat. Hurrengo mailek letra xeheak eta zenbakiak txandakatuko lituzkete, baina laginean ez da horren adibiderik aurkitu.[25]

Adibideak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Bitarra

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Sirius A (erdialdea), Sirius B nano zuriarekin (behean ezkerrean), Hubble espazio-teleskopioak hartua.

Laugarrena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  • Capella, nano gorri pare batek orbitatutako izar erraldoi pare bat, Eguzki Sistematik 42 bat argi-urtera. 0,08 inguruko itxurazko magnitudea du, eta Capella gaueko zeruko izarrik distiratsuenetako bat bihurtu da.
  • 4 Zentauroak
  • HD 98800
    HD 98800 izar-sistema laukoitza da, TW Hydrae elkartean kokatua.

Bosgarrena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zortzigarrena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  • Gamma Cassiopeiae[32]

Bederatzigarrena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Carroll, Bradley W.. An introduction to modern astrophysics. Pearson/Addison-Wesley ISBN 978-0-8053-0402-2..
  2. ↑ (Ingelesez) Percy, John R.. (2007-05-24). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press ISBN 978-1-139-46328-7. (Noiz kontsultatua: 2024-03-18).
  3. ↑ a b c Tokovinin, A.A.. (1997). MSC - a catalogue of physical multiple stars. Astronomy and Astrophysics Supplement Series.
  4. ↑ «Binary and Multiple Stars» www.messier.seds.org (Noiz kontsultatua: 2024-03-18).
  5. ↑ Leonard, Peter J.T.. (2001). Multiple stellar systems: Types and stability. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics.
  6. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Smoke ring for a halo» www.spacetelescope.org (Noiz kontsultatua: 2024-03-19).
  7. ↑ a b Heintz, W. D.. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht., 66-67 or. ISBN 90-277-0885-1..
  8. ↑ a b c Evans, David S.. (1968). Stars of Higher Multiplicity. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society.
  9. ↑ Kiseleva, G.. (1994). A note on the stability of hierarchical triple stars with initially circular orbits. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
  10. ↑ Rivinius; Baade; Hadrava; Heida; Klement, Th.; D.; P.; M.; R.. (2020). A naked-eye triple system with a nonaccreting black hole in the inner binary. Astronomy & Astrophysics.
  11. ↑ Safarzadeh, Mohammadtaher. (2020). The nearest discovered black hole is likely not in a triple configuration. The Astrophysical Journal.
  12. ↑ Heintz, W. D.. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht., 72 or. ISBN 90-277-0885-1..
  13. ↑ Mazeh, Tzevi. (2001). Studies of multiple stellar systems – IV. The triple-lined spectroscopic system Gliese 644. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 343-357 or..
  14. ↑ Harrington, R.S.. (1970). Encounter Phenomena in Triple Stars. Astronomical Journal, 114-118 or..
  15. ↑ Fekel, Francis C. (1987). Multiple stars: Anathemas or friends?. Vistas in Astronomy, 69-76 or..
  16. ↑ Zhuchkov, R. Ya. (2006). Multiple stars with low hierarchy: stable or unstable?. Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade, 155-160 or..
  17. ↑ Rubinov, A. V.. (2004). Dynamical Evolution of Multiple Stars: Influence of the Initial Parameters of the System. Astronomy Reports, 155-160 or..
  18. ↑ Harrington, R. S.. (1977). Multiple Star Formation from N-Body System Decay. Rev. Mex. Astron. Astrofís, 209 or..
  19. ↑ a b Heintz, W. D.. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, 67-68 or. ISBN 90-277-0885-1..
  20. ↑ Allen, C.. (2006). Runaway Stars, Trapezia, and Subtrapezia. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias.
  21. ↑ a b Heintz, W. D.. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht, 68 or. ISBN 90-277-0885-1..
  22. ↑ Blaauw, A.. (1954). The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula. Astrophysical Journal, 625 or..
  23. ↑ Hoogerwerf, R.. (2000). The origin of runaway stars. Astrophysical Journal, 133-136 or..
  24. ↑ Heintz, W. D.. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company, 19 or. ISBN 90-277-0885-1..
  25. ↑ a b c d William I., Hartkopf. Addressing confusion in double star nomenclature: The Washington Multiplicity Catalog. United States Naval Observatory.
  26. ↑ Urban/Cobin Designation Method. United States Naval Observatory.
  27. ↑ Sequential Designation Method. United States Naval Observatory.
  28. ↑ Tokovinin, A.. (2000). On the designation of multiple stars. .
  29. ↑ Tokovinin, A.. (2000). Examples of multiple stellar systems discovery history to test new designation schemes. .
  30. ↑ William I., Hartkopf. Sample Washington Multiplicity Catalog. .
  31. ↑ Argyle, R. W.. (2004). A new classification scheme for double and multiple stars. The Observatory, 94 or..
  32. ↑ Hutter, D. J.. (2021). Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars. The Astrophysical Journal Supplement Series 257, 69 or..
  33. ↑ Mayer, P.. (2022). Towards a consistent model of the hot quadruple system HD 93206 = QZ Carinæ — I. Observations and their initial analyses. Astronomy & Astrophysics 666, A23 or..

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Izar-sistema&oldid=9638543"(e)tik eskuratuta