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

ภาพที่ 1 ระบบดาวคู่แบบใกล้ชิด

          ในกระบวนการเกิดดาว ถ้าโปรโตสตาร์หมุนรอบตัวเองเร็วเกินไป มวลทั้งหมดไม่เพียงแบนราบเป็นจาน แต่จะถูกเหวี่ยงหลุดออกจากแกน และรวมตัวเป็นดาวฤกษ์อีกดวงหนึ่งอยู่ข้างๆ เกิดเป็นดาวคู่ (ภาพที่ 1) ดาวคู่บางระบบอยู่ชิดติดกันจนสามารถถ่ายเทมวลกันได้

ภาพที่ 2 คาบการโคจรของดาว 70 Ophiuchi ในกลุ่มดาวคนแบกงู

          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

[หน้าหลัก] [ลิขสิทธิ์] [กิจกรรม] [สื่อการเรียนรู้] [ดัชนี]

© 2003 - 2010 The LESA Project
All rights reserved.