ระบบดาวคู่
ดาวคู่ (อังกฤษ: Binary star) คือระบบดาวที่มีดาวฤกษ์สองดวงโคจรไปรอบๆ จุดศูนย์กลางมวลของระบบ ดาวแต่ละดวงถือว่าเป็น ดาวเพื่อน ของอีกดวงหนึ่ง การวิจัยเมื่อไม่นานมานี้ชี้ว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในดาราจักรทางช้างเผือกมักเป็นระบบดวงเดี่ยวมากกว่าระบบดาวคู่[1] มีความสำคัญต่อการศึกษาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ เพราะการสังเกตการณ์วงโคจรร่วมของทั้งสองทำให้สามารถประเมินมวลของดาวได้ ขณะที่การประเมินมวลของดาวฤกษ์เดี่ยวจำนวนมากต้องทำจาก extrapolation ที่ได้จากการศึกษาดาวคู่
ดาวคู่เป็นคนละอย่างกับดาวแฝด (Double star) ที่เมื่อมองจากโลกจะเห็นอยู่ใกล้กันอย่างมาก แต่ไม่ได้มีแรงดึงดูดระหว่างกัน ดาวคู่อาจจะไม่สามารถมองเห็นได้ในแสงปกติ หรืออาจต้องใช้วิธีทางอ้อมในการตรวจสอบ เช่นการใช้สเปกโทรสโกปี ถ้าดาวคู่โคจรรอบกันและกันในแนวระนาบเดียวกับสายตา เราจะเห็นมันเกิดคราสบังกันเอง กรณีนี้จะเรียกว่า ดาวคู่คราส (eclipsing binary)
ระบบที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์มากกว่า 2 ดวง ที่เรียกกันว่า ระบบดาวหลายดวง ถือเป็นระบบที่ไม่ปกติเช่นกัน องค์ประกอบภายในของระบบดาวคู่สามารถแลกเปลี่ยนมวลซึ่งกันและกันได้ ทำให้วิวัฒนาการของมันดำเนินไปในทิศทางที่ดาวฤกษ์เดี่ยวไม่อาจทำได้ ตัวอย่างของดาวคู่ได้แก่ Algol (เป็นดาวคู่คราส) ดาวซิริอุส และ ดาว Cygnus X-1 (ซึ่งดาวสมาชิกดวงหนึ่งอาจจะเป็นหลุมดำ)
นักดาราศาสตร์พบว่า ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มิได้อยู่เดี่ยวๆ อย่างดวงอาทิตย์ แต่จะเป็นอยู่เป็นระบบดาวคู่ (Binary Stars) เช่น ดาวซิริอุส เอ และดาวซิริอุส บี หรือระบบดาวหลายดวง (Mulitple Stars) เช่น ระบบของดาวอัลฟา เซนทอรี ซึ่งอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด เป็นระบบดาวสามดวง ซึ่งมี ดาวอัลฟา เซนทอรี เอ, ดาวอัลฟา เซนทอรี บี และดาวปร๊อกซิมา เซนทอรี เป็นต้น
ในกระบวนการเกิดดาว ถ้าโปรโตสตาร์หมุนรอบตัวเองเร็วเกินไป มวลทั้งหมดไม่เพียงแบนราบเป็นจาน แต่จะถูกเหวี่ยงหลุดออกจากแกน และรวมตัวเป็นดาวฤกษ์อีกดวงหนึ่งอยู่ข้างๆ เกิดเป็นดาวคู่ (ภาพที่ 1) ดาวคู่บางระบบอยู่ชิดติดกันจนสามารถถ่ายเทมวลกันได้
ดาวคู่บางประเภทมีวงโคจรห่างกัน เราสามารถใช้กล้องโทรทรรศน์ส่องดูได้ เช่น ดาว Mizar A และ Mizar B ในกลุ่มดาวหมีใหญ่ ดาว Rigel A และ Rigel B ในกลุ่มดาวนายพราน อย่างไรก็ตามดาวคู่บางระบบอยู่ใกล้ชิดกันมาก จนแสงของดาวรบกวนกัน จนไม่สามารถแยกภาพดาวทั้งสองได้ การศึกษาดาวคู่แบบนี้จึงต้องใช้การวิเคราะห์สเปกตรัม นักดาราศาสตร์ศึกษาดาวคู่เพื่อวิเคราะห์หามวลของดาว ตามกฎเคปเลอร์ข้อที่ 3 ซึ่งอธิบายโดยกฎแรงโน้มถ่วงของนิวตัน
M1 + M2 = a3 / p2
โดยที่ M1, M2 = มวลของดาวทั้งสองในระบบดาวคู่ หน่วยเป็น จำนวนเท่าของดวงอาทิตย์ a = ความยาวของเส้นผ่านครึ่งวงโคจรตามแกนยาว (Semimajor axis) ของดาวดวงใดดวงหนึ่ง หน่วยเป็น AU p = คาบการโคจร หน่วยเป็นปี ถ้าเราทราบคาบการโคจร และความยาว Semimajor axis ของวงโคจร เราก็จะทราบมวลของดาวทั้งสองรวมกัน
ระบบดาวพหุ (Multiple Stars) เป็นระบบดาวที่ประกอบด้วยสมาชิกตั้งแต่สองดวงขึ้นไป โคจรรอบกันโดยมีรัศมีการโคจรที่ใกล้กันมากเมื่อเทียบกับดาวใกล้เคียงที่อยู่นอกระบบ เราพบว่า มากกว่าครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์บนท้องฟ้าอยู่ในระบบดาวซึ่งอาจเป็นระบบดาวคู่ (Binary Stars) หรือระบบดาวพหุก็ได้ การที่ดาวเหล่านี้อยู่ใกล้กันจะทำให้องค์ประกอบวงโคจรและสมบัติทางกายภาพ ตลอดจนการวิวัฒนาการของดาวได้รับผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวในระบบ
ระบบดาวคู่ที่ปรากฏโดยทั่วไปนั้น มีสองลักษณะ คือ ระบบดาวคู่แบบมองเห็นแยกกัน (Visual Binaries) ซึ่งเป็นระบบดาวคู่ที่มองดูผ่านกล้องโทรทรรศน์หรือตาเปล่า จะเห็นเป็นสองดวงอย่างชัดเจน กับระบบดาวคู่แบบใกล้ชิด (Close Binary Systems) ซึ่งเป็นระบบดาวคู่ที่อยู่ใกล้กันมาก จนไม่สามารถเห็นแยกจากกันได้ ไม่ว่าจะใช้กล้องดูดาวขนาดใดก็ตาม
อย่างไรก็ตาม ระบบดาวคู่สามารถจำแนกชนิดย่อยลงไปได้อีกตามลักษณะที่ค้นพบหรือศึกษา ดังนี้
- ระบบดาวคู่แบบมองเห็นแยกกัน (Visual Binaries) ระบบดาวคู่ประเภทนี้สมาชิกทั้งสองดวงจะมองเห็นแยกกันได้ และสามารถสังเกตเห็นการโคจรของสมาชิกทั้งสองดวงรอบกันได้ โดยคาบการโคจรของระบบดาวคู่ประเภทนี้อาจใช้เวลาเพียงไม่กี่ปี ถึงหลายร้อยปี
- ระบบดาวคู่แบบการวัดทางดาราศาสตร์ (Astrometric Binaries) ระบบดาวคู่ประเภทนี้สมาชิกดวงหนึ่งจะมีความสว่างมากกว่าสมาชิกอีกดวงหนึ่ง ทำให้สามารถเห็นสมาชิกดวงสว่างได้เพียงดวงเดียวเท่านั้น แต่เมื่อทำการสังเกตจะพบว่า สมาชิกดังกล่าวมีการเคลื่อนที่แบบส่ายเป็นคาบ (Oscillatory Motion)รอบสมาชิกอีกดวงหนึ่งซึ่งมองไม่เห็น
- ระบบดาวคู่สเปกโทรสโคปี (Spectroscopic Binaries) ระบบดาวคู่ประเภทนี้ไม่สามารถสังเกตเห็นสมาชิกทั้งสองดวงแยกกันได้ แต่พบว่ามีการเปลี่ยนแปลงเป็นคาบของตำแหน่งหรือการเลื่อนของเส้นสเปกตรัม อันเกิดขึ้นเนื่องจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ (Doppler Effect) นั่นคือความเร็วในแนวเล็งของสมาชิกแต่ละดวงมีการเปลี่ยนแปลงแบบเป็นคาบ อันหมายถึงการเคลื่อนที่เข้าและออกจากผู้สังเกต
- ระบบดาวคู่อุปราคา (Eclipsing Binaries) ระบบดาวคู่ประเภทนี้จะสังเกตเห็นเป็นดาวดวงเดียวเท่านั้นเนื่องจากสมาชิกทั้งสองอยู่ใกล้กันมาก แต่ถ้าระนาบวงโคจรของระบบดาวคู่ประเภทนี้ไม่อยู่ในแนวสายตาพอดี จะสามารถสังเกตเห็นการแปรแสงของดาวอันเป็นผลเนื่องมาจากดาวทั้งสองเคลื่อนที่บังกัน ระบบดาวคู่อุปราคาบางระบบยังจัดว่าเป็นระบบดาวคู่สเปกโทรสโคปีอีกด้วย
การสังเกตการณ์ระบบดาวคู่อุปราคาจะทำให้ได้กราฟแสง (Light Curve) ซึ่งบันทึกข้อมูลการลดลงหรือเพิ่มขึ้นของแสงจากระบบดาวคู่ที่เวลาต่างๆกัน ลักษณะของกราฟแสงที่มีการลดลงของเส้นกราฟหมายถึงมีการโคจรบังกันภายในระบบดาวตามแนวสังเกตการณ์ โดยถ้าสมาชิกดวงสว่างโคจรไปอยู่ด้านหลังสมาชิกที่สว่างน้อยกว่า ลักษณะกราฟแสงที่ได้ในเวลานั้น จะมีการลดลงของแสงในปริมาณที่มาก เรียกเป็นอุปราคาปฐมภูมิ (Primary Eclipse) และเรียกเวลานั้นเป็น ค่าต่ำสุดปฐมภูมิ (Primary Minimum, Min I)
ในทำนองกลับกัน ถ้าสมาชิกที่สว่างน้อยกว่า โคจรไปอยู่ด้านหลังสมาชิกดวงสว่างมาก กราฟแสงที่ได้ก็จะมีการลดลงของแสงเช่นกัน แต่ในปริมาณที่น้อยกว่า เรียกเป็นอุปราคาทุติยภูมิ (Secondary Eclipse) และเรียกเวลานั้นเป็นค่าต่ำสุดทุติยภูมิ (Secondary Minimum, Min II) การโคจรรอบกันของระบบดาวคู่หนึ่งรอบ จะเกิดการบังกันที่ทำให้ปริมาณแสงลดลงสองครั้ง ซึ่งเวลาที่ระบบดาวคู่โคจรรอบกันครบรอบโดยสมบูรณ์เรียกว่า คาบ (Period)
- ประเภทดับเบิลยู เออร์ซา เมเจอร์ (W Ursa Majoris) กราฟแสงของระบบดาวคู่ประเภทนี้จะคล้ายกับประเภทบีตา ไรรี แต่อุปราคาทั้งสองจะมีความลึกพอๆกัน และรูปร่างของอุปราคาทั้งสองมีลักษณะกลมมนและกว้าง มีคาบการโคจรรอบกันสั้นประมาณ 0.2-0.7 วัน ระบบดาวคู่ประเภทนี้จะมีผิวห่อหุ้มร่วม (Common Envelope) ล้อมรอบดาวทั้งสอง ดังนั้นดาวสมาชิกจึงมีการถ่ายเทมวลสารและพลังงานระหว่างกัน ทำให้โดยทั่วไปดาวสมาชิกทั้งสองจะมีชนิดสเปกตรัม (Spectral Type) ที่ใกล้เคียงกัน โดยจะมีชนิดสเปกตรัมอยู่ในระหว่าง F ถึง K ระบบดาวคู่อุปราคาประเภท W UMa นี้ สามารถจำแนกออกได้เป็นสองชนิด คือ ชนิด A และ W
สำหรับชนิด A นั้น สมาชิกดวงที่สว่างและร้อนกว่าซึ่งถูกบังในช่วงที่เกิดอุปราคาทุติยภูมิ จะมีขนาดเล็กและมีมวลน้อยกว่าสมาชิกอีกดวง ส่วนชนิด W สมาชิกดวงที่สว่างและร้อนกว่าจะมีขนาดใหญ่และมีมวลมากกว่าสมาชิกอีกดวง จัดเป็นระบบดาวคู่แบบติดกัน (Contact Binary)
นอกจากนี้ ยังมีระบบดาวคู่อีกประเภทหนึ่ง ที่เราจะทำการสังเกตการณ์ได้แตกต่างออกไปโดยเป็นระบบดาวคู่ที่ประกอบไปด้วยสมาชิกอย่างน้อยหนึ่งดวงเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นสูง(Compact Objects) เช่น ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ
ทำให้มีแรงโน้มถ่วงมหาศาลพอที่จะเร่งให้สสารจากคู่ดาวมีความเร่งสูงก่อนที่จะตกลงไปยังดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ แล้วถ่ายเทพลังงานมหาศาลแผ่ออกมาให้เห็นในช่วงความยาวคลื่นรังสีเอ็กซ์ เราระบบเช่นนี้ว่าเป็น ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์(X-ray Binary)
โดยมากวัตถุที่มีความหนาแน่นสูงจะมีสนามแม่เหล็กรุนแรงล้อมรอบดาว สนามแม่เหล็กนี้จะกันไม่ให้สสารตกลงไปยังผิวของดาว แต่ทำให้สสารไปตกลงที่ขั้วของสนามแม่เหล็กแทน เมื่อสสารนี้ตกกระทบกับผิวของดาวนิวตรอน ก็จะเกิดการแผ่รังสีออกมา ซึ่งรังสีที่แผ่ออกมานี้จะอยู่ในช่วงคลื่นรังสีเอ็กซ์ สัญญาณรังสีเอ็กซ์ที่สังเกตได้นี้จะพุ่งออกมาเป็นลำตามแนวขั้วแม่เหล็กในขณะที่ดาวหมุนรอบแกนหมุน ทำให้สังเกตรังสีเอ็กซ์ได้เป็นคาบๆ เนื่องมาจากการที่ขั้วหมุนของดาวนั้นไม่ได้เป็นตำแหน่งเดียวกันกับขั้วแม่เหล็กของดาว เรียกระบบดาวเช่นนี้ว่า พัลซาร์รังสีเอ็กซ์(X-ray Pulsar)
