Dvojna zvezda: Razlika med redakcijama
Izbrisana vsebina Dodana vsebina
m robot Dodajanje: th:ระบบดาวคู่ |
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
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]].
|