Dvojna zvezda: Razlika med redakcijama

Izbrisana vsebina Dodana vsebina
Escarbot (pogovor | prispevki)
KocjoBot (pogovor | prispevki)
m pp, Replaced: ponavadi → po navadi
Vrstica 10:
Če se ravnina [[tir]]a takšne spektralne dvojne zvezde ujema s smerjo našega opazovanja, opazimo, da ena zvezda periodično zastira drugo. Pri tem se skupni [[sij]] te dvojne zvezde periodično spreminja. Takrat ko se prične [[mrk]], začne sij hitro pojemati in doseže svojo najmanjšo vrednost v sredini mrka, potem pa znova narašča. Skupni sij pojema močneje, ko šibkejša zvezda zakrije svetlejšo. Pri teh dvojnicah se torej spreminja njihov sij (in sicer, zaradi [[geometrija|geometrijskega]] vzroka – mrka), njihov [[absolutni izsev|izsev]] (to je [[energijski tok]], ki ga zvezdi sevata) pa se ne spreminja. Zato takšne zvezde imenujemo '''navidezne [[spremenljiva zvezda|spremenljivke]]''' (tipična zvezda te vrste je [[Algol]] – [[Perzej (ozvezdje)|Perzeja]]).
 
Navidezne dvojne zvezde ločimo od pravih dvozvezdij le po dolgih opazovanjih, ki trajajo ponavadipo navadi več let. Če je relativno [[gibanje]] videti [[linearna funkcija|linearno]], lahko zaključimo, da gre za [[lastno gibanje]] in zvezdi nista gravitacijsko vezani. Pri pravih dvozvezdjih, ki predstavljajo sicer veliko večino vseh opazovanih dvojnih zvezd, se koti spreminjajo napredujoče in razdalje med njimi nihajo od najmanjše do največje vrednosti.
 
Prvi je dvojno zvezdo odkril [[Giovanni Battista Riccioli]] ko je z daljnogledom leta [[1650]], da je Mizar, ζ [[Veliki medved (ozvezdje)|Velikega medveda]] (ζ UMa) pravzaprav (navidezna) dvojna zvezda. Pred njim so lahko razpoznavali dvojne zvezde le opazovalci z dobrim vidom. Od tedaj so astronomi opazovali dvojne zvezde in so natančno preučili zvezde vse do navidezne magnitude 10. Vsaj [[1 (število)|ena]] od [[18 (število)|osemnajstih]] zvezd na severni nebesni polobli do magnitude 9,0 je tesna dvojna zvezda, vidna s pomočjo 770 [[milimeter|mm]] [[zrcalni daljnogled|zrcalnega daljnogleda]].