Какие звездные системы существуют? Двойные звёзды.

Реферат

Школа №41

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто – двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и них была открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут опасно перепутать их с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптически двойные звезды), однако, это встречается довольно редко.

Невооружённым глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке Большой Медведицы) видна более слабая звезда – Алькор. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором около 12′, а линейное расстояние между этими звёздами примерно 1,7 104 а. е. Это пример оптической двойной звезды: Мицар и Алькор рядом проектируются на небесную сферу, то есть, видны в одном направлении, но физически между собой не связаны. Если предположить, что Мицар и Алькор движутся вокруг общего центра масс, то период обращения составил бы около 2 106 лет! Обычно же звёзды, связанные силами тяготения (компоненты двойной системы) образуют более тесные пары, а периоды обращения их компонентов не превышают сотен лет, а иногда бывают значительно меньше.

Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная по траектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причем по характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как, например, это было в случае с Сириусом.

Нередко двойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодические изменения их блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойной звезды проходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, при которых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звёзды называются затменными двойными или затменными переменными.

Из анализа кривых блеска затменных переменных звёзд можно определить ряд важнейших физических характеристик звёзд, например их радиусы.

Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд – это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца+ mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 – массы звезд, P – их период обращения, T – один год, A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a - расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по отдельности можно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра масс (x1,x2). Тогда x1/x2=m2/m1.Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца.

Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость...) исследуются так же, как и у обычных.

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы – явление нередкое. Звезда переливается через край

Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда – белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин – вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки – карликовые новые, – повторяющиеся через дни и месяцы.

Здесь слева даны границы звездных величин компонентов, справа - соответствующие предельные угловые расстояния между компонентами в единицах секунды дуги, до которых данная пара считается двойной звездой.

Среди двойных звезд различают физические и оптические пары. Физические пары представляют собой системы близко расположенных в пространстве звезд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра тяжести по . Оптические пары, наоборот, состоят из весьма далеко расположенных друг от друга в пространстве звезд, случайным образом проектирующихся на небесную сферу вблизи одного направления. Для астрономии такие пары не представляют интереса.

Физические двойные звезды имеют для астрономии как науки в целом фундаментальное значение. Астрономы многих стран изучают эти звезды уже более двух веков, и интерес к ним не ослабевает. Именно изучение двойных звезд позволило однозначно установить единство закона всемирного тяготения Ньютона во Вселенной и получить, опираясь на наблюдения, фундаментальные знания о звезд, их светимости и .

2. Типы двойных звезд

Двойные звезды подразделяют в зависимости от способа их наблюдений на визуально-двойные, фотометрические двойные, спектрально-двойные и спекл-интерферометрические двойные звезды.

Визуально-двойные звезды . представляют собой довольно широкие пары, уже хорошо различимые при наблюдениях с телескопом умеренных размеров. Эти звезды в основном удовлетворяют условиям (1). Наблюдения визуально-двойных звезд производятся либо визуально с помощью телескопов, снабженных микрометром, либо фотографически с помощью телескопов- . В результате наблюдений определяют взаимное угловое расстояние r компонентов двойной звезды AB , а также позиционный угол s направления на небесной сфере дуги AB относительно круга склонения, проходящего через компоненту A (см. рис. 1). Эти данные по мере их накопления используют для построения дуги видимой орбиты звезды-спутника B относительно более яркой главной звезды A . Если наблюдения продолжаются достаточно долго (несколько десятков лет и более), можно проследить полное обращение звезды B относительно A . Типичными представителями визуально-двойных звезд могут служить звезды γ Девы (r =1″-6″, период обращения P =140 лет) или хорошо известная любителям астрономии близкая к Солнцу звезда 61 Лебедя (r =10″-35″, P P=350 лет). К настоящему времени известно около 100000 визуально-двойных звезд.

Фотометрические двойные звезды . Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживают по явлениям затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. Астроном замечает это явление как падение яркости наблюдаемой звезды, которое происходит регулярно с поразительной точностью. Таким образом, фотометрические двойные звезды являются . Астрономы интенсивно наблюдают их наряду с другими . В результате наблюдений определяют кривую блеска переменной звезды, отражающую изменение яркости звезды со временем, то есть зависимость вида m (t ) . Типичным представителем затменно-переменных звезд является звезда второй величины β Персея (Алголь), которая регулярно затмевается на 9 часов с периодом 2,86731 суток; падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3 звездной величины. К настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.

Спектрально-двойные звезды . Спектрально-двойные звезды, так же как и фотометрические двойные, представляют собой очень тесные пары, обращающиеся в плоскости, образующей с направлением луча зрения наблюдателя малый угол. Спектрально-двойные звезды, как правило, не удается разделить на компоненты даже при использовании телескопов с самыми большими диаметрами, однако принадлежность системы к этому типу двойных звезд легко обнаруживается при спектроскопических наблюдениях . Оказалось, что линии в спектрах таких звезд регулярно смещаются или раздваиваются. Это свидетельствует о том, что наблюдаемая звезда состоит по меньшей мере из двух компонентов, обращающихся вокруг общего центра масс с большой скоростью. В результате наблюдений определяют кривые лучевых скоростей компонентов (иногда одной компоненты, более яркой), характеризующие периодические колебания их лучевых скоростей, а также период этих колебаний и амплитуды. Типичным представителем спектрально-двойных звезд может служить звезда ζ Большой Медведицы , у которой наблюдаются спектры обеих компонент, период колебаний 10 дней, амплитуда около 50 км/с. Это первая исследованная спектрально-двойная звезда, открытая Э. Пиккерингом в 1888 году. В настоящее время известно около 1500 спектрально-двойных звезд.

Повторные наблюдения этих звезд через 20 лет показали наличие относительных смещений компонентов, похожие на орбитальное движение. К 1803 году Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. В дальнейшем наблюдения двойных звезд продолжил сын Вильяма - Джон Гершель, перенесший свой телескоп в Южную Африку. В Европе планомерные наблюдения двойных звезд организовал В. Струве на обсерватории в Тарту. В 1824 году Струве применил для своих наблюдений телескоп-рефрактор с объективом Фраунгофера диаметром D =24 см и фокусным расстоянием F =410 см (D /F =24/410) на экваториальной установке с часовым механизмом, который можно считать прототипом современных телескопов-рефракторов. Телескопы Гершелей были смонтированы на азимутальной установке, что делало их очень неудобными в обращении. С новым инструментом В. Струве открыл 3134 звездные пары. Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах, из которых наибольшей известностью пользуется каталог "Двойные и кратные звезды, измеренные микрометрически", опубликованный в 1837 году. Этот каталог сохраняет свое значение и в наше время как первая эпоха взаимных положений компонентов нескольких тысяч двойных звезд. Точность измерений В. Струве - на уровне лучших современных визуально-микрометрических наблюдений.

В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы, использовавшие в своих наблюдениях новейшие рефракторы высшего класса с объективами Кларка: рефрактор обсерватории Дирборн с диаметром объектива D =47 см, рефрактор Вашингтонской морской обсерватории (D =65 см) и рефрактор Ликской обсерватории (D =91 см). Заслугой американских астрономов было то, что они не только наблюдали двойные звезды, но собрали и систематизировали громадный наблюдательный материал по этим звездам. Эта работа воплощена в "Общем каталоге 13665 звезд" Ш.У. Бернхема (1906 год), охватывающем все известные к тому времени наблюдения двойных звезд в зоне склонений от -30° до Северного полюса. В новое время эта традиция продолжена американским астрономом Р.Дж. Айткеном, создавшим "Новый общий каталог 17180 двойных звезд" (1934 год) и астрономами Ликской обсерватории Г.М. Джефферсом и В.Х. ван ден Босом, составившими "Индекс каталог 64247 двойных звезд" (1961 год). В новое время наблюдения визуально-двойных звезд продолжались во многих странах мира как прежними, визуальными, так и новыми, фотографическими и фотоэлектрическими методами. После пионерских работ Э. Герцшпрунга (1914 год) широкое распространение получили фотографические наблюдения двойных звезд с применением старых - визуальных рефракторов и фотографических пластинок, сенсибилизированных (то есть сделанных особенно чувствительными) к визуальным лучам (орто- и панхром). Особенно интенсивно фотографические наблюдения двойных звезд производились на обсерваториях США Дирборн и Вашингтон, в России в Пулкове на 26-дюймовом рефракторе Цейсса после второй мировой войны. Возрастающий интерес к наблюдениям двойных звезд непосредственно связан с теми новыми знаниями, которые стало возможным получать по мере накопления наблюдательных данных о двойных звездах.

4. Главные результаты наблюдений двойных звезд

Результаты продолжительных систематических наблюдений визуально-двойных звезд выражаются таблицами данных (t , r , s ), характеризующих для каждой звезды видимое орбитальное движение ее компонентов. Анализируя эти данные, астрономы уже в XIX веке убедились, что видимое относительное движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону площадей, то есть происходит в согласии с законами Кеплера. Отсюда следует, что обращение в системах двойных звезд подчиняется закону всемирного тяготения Ньютона, так как законы Кеплера , как доказал еще сам Ньютон, являются следствием единого закона тяготения. Этот вывод не был неожиданным для астрономов ХIХ века, которые уже убедились в правильности закона тяготения в процессе создания стройной теории движений планет Солнечной системы. Однако подтверждение действенности закона тяготения в звездном околосолнечном пространстве безусловно имело громадное научное и философское значение. Перед астрономами открылась реальная возможность "взвешивать" звезды, то есть определять их массы, опираясь только на закон Ньютона и наблюдения. Для решения поставленной задачи достаточно было определить из наблюдений период обращения двойной звезды P и большую полуось ее орбитального эллипса a . Далее следовало воспользоваться третьим законом Кеплера в ньютоновском обобщении:

Темпы накопления орбит визуально-двойных звезд не возрастали до 70-х годов нашего века несмотря на прогресс техники наблюдений и их массовость. Это не удивительно, так как большинство наблюдаемых визуально или фотографически двойных звезд (r >0″,5) имеют периоды обращений от сотни до нескольких тысяч лет.

Вторая трудность на пути к определению масс звезд по формуле (2) преодолевается посредством измерений тригонометрических параллаксов исследуемых двойных звезд, ибо между a (в астрономических единицах) в формуле (1) и a (в угловых секундах) существует простое соотношение

Однако до конца ХIХ века астрономы не научились определять тригонометрические параллаксы звезд с достаточной точностью (то есть с ошибкой, меньшей 0″,010) и это существенно повлияло на развитие звездной астрономии. Только развитие астрофотографии, точнее ее специализации - фотографической астрометрии, обеспечило приемлемую точность определения параллаксов из наблюдений. В середине нашего века тригонометрические параллаксы звезд стали определять со средней квадратической ошибкой ±(0″,005-0″,008), а позднее (1960 год), в связи с вводом в строй специального астрометрического рефлектора во Флагстафе (США) - (D =150 см, F =18 м) - с точностью до ±(0″,003-0″,004). Таким образом, к настоящему времени параллаксы звезд, находящихся на расстояниях до 20 пк от Солнца (p >0″,040), могут определяться с относительной ошибкой порядка 10 %, соответствующие ошибки определения суммы масс компонентов возрастают в 3 раза, то есть до 30 %, как это следует из формул (2) и (3). Для ближайших звезд, находящихся на расстоянии до 10 пк (p >0″,100), ошибка в определении суммы масс составит не более 15 %. От суммы масс компонентов двойной звезды естественно было перейти к оценкам масс компонентов. В отдельных случаях и эту задачу удалось решить, исходя только из законов механики и используя наблюдения лучевых скоростей .

Успехи, достигнутые астрономами в области определения орбит и параллаксов близких двойных звезд, позволили получить надежные оценки масс для нескольких десятков звезд и даже вывести некоторые статистические зависимости. Важнейшие результаты в этой области заключаются в следующем.

- две звезды, объединённые силами тяготения и обращающиеся по эллиптическим (в частном случае - круговым) орбитам вокруг общего центра масс. Существуют также кратные физ. звёзды - тройные, четверные и т.д., но число их существенно меньше физ. Д. з. Если компоненты физ. Д. з. можно разглядеть непосредственно в телескоп или на фотографиях (получаемых для этой цели при помощи длиннофокусных астрографов), то её наз. визуально-двойной звездой. Тесные Д. з., двойственность к-рых не удаётся обнаружить даже в самые крупные телескопы, могут оказаться спектрально-двойными либо затменно-двойными (иначе - затменными переменными, см. ). Первые проявляют свою двойственность периодич. колебаниями или раздвоениями спектр. линий, вторые - периодич. изменениями суммарного блеска звёзд. В нек-рых случаях можно установить двойственность методами , или путём скоростной регистрации покрытий звёзд Луной (фотометрич. кривые изменения блеска одиночной и двойной звёзд оказываются различными). К Д. з. относят также: астрометрические Д.з., обладающие тёмными спутниками (среди близких к Солнцу звёзд обнаружено ок. 20 астрометрических Д. з.); звёзды со сложными спектрами (сочетаниями двух различных спектров); широкие пары - звёзды с большим общим собств. движением (т.е. с большим угловым перемещением звезды по небесной сфере, выражаемым в секундах дуги в год). В пространстве компоненты могут быть разделены десятками тысяч а.е., а периоды обращения могут достигать неск. млн. лет. Фотометрическими Д. з. иногда наз. также двойные (кратные) системы, кратность к-рых выявляется методами многоцветной фотометрии звёзд на основе сопоставления её на двухцветных (многоцветных) диаграммах (см. ).

Относит. число известных двойных (и кратных) звёзд неуклонно увеличивается; в настоящее время считают, что большая часть (возможно, больше 70%) звёзд объединена в системы большей или меньшей кратности; из числа известных Д. з. около 1/3 оказываются тройными или звёздами большей кратности. Известны шести- и семикратные звёзды.

Большой интерес представляют Д. з., в состав к-рых входят физ. переменные звёзды (напр., ), и, возможно, т.к. в этом случае удаётся оценить массы этих объектов.

При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную (более яркую) звезду с её спутником (рис. 1). Многолетние наблюдения могут обнаружить криволинейность траектории относительного движения спутника и дать возможность оценить периоды обращения.

Число открытых визуально-двойных звёзд (включая широкие пары) превышает 60 тыс. Из них лишь 10 тыс. измерялись более или менее регулярно. У более 500 из них уже обнаружена кривизна пути, достаточная для того, чтобы пытаться определить форму относит. орбиты. Примерно для 150 Д. з. определены орбиты, т.е. по видимой траектории движения спутника вокруг главной звезды вычислены элементы истинной орбиты, указывающие форму и размеры орбиты, её пространств. ориентацию. По этим данным можно предвычислить положения спутника на орбите (рис. 2). Лишь орбиты 80 Д. з. можно считать определёнными достаточно надёжно, чтобы по ним пытаться определить массы звёзд - компонентов двойных. Применение третьего закона Кеплера к движению Д. з. с известными расстояниями до них даёт возможность (почти единственную) определить массы звёзд (см. ).

Изменения смещений или раздвоений спектр. линий спектрально-двойных звёзд позволяют определить , являющуюся проекцией орбитальной скорости на луч зрения (рис. 3). Кривые лучевых скоростей (рис. 4) - одного компонента или обоих, если спутник не слишком отличается по блеску от главной звезды и в спектре видны и могут быть измерены линии обоих компонентов, - дают возможность вычислить элементы истинной орбиты (яркого компонента вокруг общего центра масс, либо более слабого компонента вокруг яркого, помещаемого в фокус относит. орбиты, либо, наконец, каждого компонента относительно центра масс системы, рис. 5). Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от 0,1084 сут ( Малой Медведицы) до 59,8 лет (визуально Д. з. Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка неск. сут. Всего открыто более 3000 спектрально-двойных звёзд, приблизительно для 1000 из них вычислены элементы орбит.

Кривая блеска затменной Д. з. показывает периодич. уменьшения блеска - одно или два за период и постоянный блеск между минимумами (у звёзд типа Алголя) либо непрерывное его изменение (у звёзд типа Лиры или W Большой Медведицы, в последнем случае минимумы почти одинаковой глубины, см. ). Число открытых затменных Д. з. превышает 5 тыс.

Рис. 4. Влияние формы и ориентации орбиты на форму кривой лучевой скорости: 1 - круговая орбита; 2 - эксцентриситет орбиты е =- 0,5, долгота периастра ; 3 - эксцентриситет орбиты е =0,5, ; а, б, с, d - положения звезды-спутника и соответствующие им значения лучевой скорости.

Анализ кривых даёт возможность определить не только элементы орбиты затменной Д. з., но и нек-рые характеристики самих компонентов (форму, размеры, выраженные либо в долях большой полуоси орбиты, либо в километрах, если дополнительно имеются измерения лучевых скоростей). Высокая точность совр. фотоэлектрич. измерений блеска в ряде случаев даёт возможность выявить и учесть влияние на кривую блеска т.н. тонких эффектов, напр. потемнения к краю диска звезды, а также количественно выразить степень отклонения формы компонентов от шаровой для очень тесных двойных (типов Лиры и W Большой Медведицы). При заметной эксцентричности орбиты возможно обнаружение эффекта вращения линии апсид (т.е. линии, соединяющей периастр и апоастр, см. ), что может быть связано с существованием третьего, ещё не обнаруженного компонента системы, либо с заметным отличием формы звёзд от шаровой вследствие приливной деформации близких компонентов. Если один из компонентов затменной Д. з. - горячая звезда , а другой - сверхгигант, обладающий протяжённой атмосферой, то можно очень детально изучить строение и состав атмосферы сверхгиганта по изменениям в спектре затменной, когда сквозь атмосферу сверхгиганта во время затмения будет просвечивать горячая звезда. Линии поглощения будут изменяться по мере "погружения" горячей звезды в более плотные слои протяжённой атмосферы сверхгиганта. Примерами таких пар явл. Возничего (период 27 лет, из к-рых затмение длится ок. 2 лет!) и Возничего (период 972 сут, затмение длится ок. 40 сут).

Массу - одну из важнейших физических характеристик звезд - можно определить по ее воздействию на движение других тел. Такими другими телами являются спутники некоторых звезд (тоже звезды), обращающиеся с ними вокруг общего центра масс.

Если вы посмотрите на Большой Медведицы, вторую звезду с конца «ручки» ее «ковша», то при нормальном зрении вы увидите совсем близко от нее вторую слабую звездочку. Ее заметили еще древние арабы и назвали Алькор (Всадник). Яркой звезде они дали название Мицар. Их можно назвать двойной звездой. Мицар и Алькор отстоят друг от друга на . В бинокль таких звездных пар можно найти немало. Так, Лиры состоит из двух одинаковых звезд 4-й звездной величины с расстоянием между ними 5.

Рис. 80. Орбита спутника двойной звезды (v Девы) относительно главной звезды, расстояние которой от нас составляет 10 пк. (Точки отмечают измеренные положения спутника в указанные годы. Их отклонения от эллипса вызваны погрешностями наблюдений.)

Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп.

В телескоп Лиры - визуально-четверная звезда. Системы с числом звезд называются кратными.

Многие из визуально-двойных звезд оказываются оптически-двойными, т. е. близость таких двух звезд является результатом случайной проекции их на небо. На самом деле в пространстве они далеки друг от друга. И в течение многолетних наблюдений можно убедиться, что одна из них проходит мимо другой, не меняя направления с постоянной скоростью. Но иногда при наблюдении звезд выясняется, что более слабая звезда-спутник обращается вокруг более яркой звезды. Систематически меняются расстояния между ними и направление соединяющей их линии. Такие звезды называются физическими двойными, они образуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс.

Множество двойных звезд открыл и изучил известный русский ученый В. Я. Струве. Самый короткий из известных периодов обращения визуально-двойных звезд - 5 лет. Изучены пары с периодами обращения в десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат в будущем. Ближайшая к нам звезда а Центавра является двойной. Период обращения ее составляющих (компонентов) 70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и температуре сходны с Солнцем.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эллипса, описываемого спутником, потому что мы видим его орбиту в проекции искаженной (рис. 80). Но знание геометрии позволяет восстановить истинную форму орбиты и измерить ее большую полуось а в секундах дуги. Если известно расстояние до двойной звезды в парсеках и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги, равная то в астрономических единицах (поскольку она будет равна:

Важнейшей характеристикой звезды наряду со светимостью является ее масса. Прямое определение массы возможно лишь для двойных звезд. По аналогии с § 9.4, сравнивая движение спутника

звезды с движением Земли вокруг Солнца (для которой период обращения 1 год, а большая полуось орбиты 1 а. е.), мы по третьему закону Кеплера можем написать:

где - массы компонентов в паре звезд, - массы Солнца и Земли, период обращения пары в годах. Пренебрегая массой Земли в сравнении с массой Солнца, мы получаем сумму масс звезд, составляющих пару, в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды отдельно, надо изучить движение каждой из них относительно окружающих звезд и вычислить их расстояния от общего центра масс. Тогда имеем второе уравнение:

К и из системы двух уравнений находим обе массы отдельно.

Двойные звезды в телескоп нередко представляют собой красивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой. Вообразите себе богатство красок на планете, обращающейся вокруг одной из пары звезд, где на небе сияет то красное Солнце, то голубое, то оба вместе.

Определенные описанными методами массы звезд различаются гораздо меньше, чем их светимости, примерно от 0,1 до 100 масс Солнца. Большие массы встречаются крайне редко. Обычно звезды обладают массой меньше пяти масс Солнца. Мы видим, что с точки зрения светимости и температуры наше Солнце является рядовой, средней звездой, ничем особым не выделяющейся.

(см. скан)

2. Спектрально-двойные звезды.

Если звезды при взаимном обращении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный телескоп их нельзя видеть раздельно, в этом случае двойственность может быть определена по спектру. Если плоскость орбиты такой пары почти совпадает с лучом зрения, а скорость обращения велика, то скорость каждой звезды в проекции на луч зрения будет быстро меняться. Спектры двойных звезд при этом накладываются друг на друга, а так как разница в скоростях этих

Рис. 81. Объяснение раздвоения, или колебания, линий в спектрах спектральнодвойных звезд.

звезд велика, то линии в спектре каждой из них будут смещаться в противоположные стороны Величина смещения меняется с периодом, равным периоду обращения пары Если яркости и спектры звезд, составляющих пару, сходны, то в спектре двойной звезды наблюдается периодически повторяющееся раздвоение спектральных линий (рис. 81). Пусть компоненты занимают положения или тогда один из них движется к наблюдателю, а другой - от него (рис. 81, I, III). В этом случае наблюдается раздвоение спектральных линий. У приближающейся звезды спектральные линии сместятся к синему концу спектра, а у удаляющейся - к красному. Когда же компоненты двойной звезды занимают положения или (рис 81, II, IV), то оба они движутся под прямым углом к лучу зрения и раздвоения спектральных линий не получится.

Если одна из звезд светится слабо, то будут видны линии только другой звезды, смещающиеся периодически.

Один из компонентов Мицара сам является спектрально-двойной звездой.

3. Затменно-двойные звезды - алголи.

Если луч зрения лежит почти в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, то звезды такой пары будут поочередно загораживать друг друга. Во время затмений общая яркость пары, компонентов которой мы по отдельности не видим, будет ослабевать (положения В и D на рис. 82). В остальное же время в промежутках между затмениями она почти постоянна (положения А и С) и тем дольше, чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то, когда яркая

звезда затмевает его, суммарная яркость системы будет умень шаться лишь ненамного.

Минимумы яркости затменно-двойных звезд происходят при движении их компонентов поперек луча зрения. Анализ кривой изменения видимой звездной величины в функции времени позволяет установить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд Таким образом, затменно-двойные звёзды, наблюдаемые также и в качестве спектральнодвойных, являются наиболее хорошо изученными системами. К со жалению, таких систем известно пока сравнительно мало

Затменно-двойные звезды называются еще алголями, по названию своего типичного представителя Персея. Древние арабы назвали Персея Алголем (испорченное эль гуль), что значит «дьявол». Возможно, что они заметили ее странное поведение: в течение 2 дней 11 ч яркость Алголя постоянна, затем за 5 ч она ослабевает от 2,3 до 3,5 звездной величины, а затем за 5 ч яркость ее возвращается к прежнему значению.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголей в основном короткие - около нескольких суток. В общей сложности двойственность звезд очень распространенное явление Статистика показывает, что до 30% всех звезд, вероятно, являются двойными Получение разнообразных данных об отдельных звездах и их системах из анализа спектрально-двойных и затменно-двойных звезд - примеры неограниченной возможности человеческого познания

Рис. 82. Изменения видимои яркости Лиры и схема движения ее спутника (Форма звезд, близко расположенных друг к другу, вследствие их при ливного воздействия может сильно отличаться от сферической )

Двойные звезды – достаточно распространенные объекты в наблюдаемой Вселенной. Но, невзирая на это, они вызывают неподдельный интерес у астрономов всего мира.

Ученые утверждают, что двойные звезды составляют примерно половину всех звезд нашей галактики. Двойная звезда представляет собой систему, состоящую из двух объектов (звезд), связанных между собой гравитационными силами. Обе звезды, входящие в систему, вращаются вокруг общего центра их масс. Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики. Например, звезда А может иметь большую массу или размер, чем звезда В.

Двойные звезды помечают латинскими буквами традиционно. Обычно буквой «А» помечают более яркого и массивного компаньона. Буквой «В» — менее яркую и массивную звезду.

Ярким примером системы двойной звезды выступает ближайшая к нам звездная система – А и В. Она представляет собой целостную систему из двух звезд. Сама же Альфа Центавра состоит из трех компонентов. Если взглянуть на эту звезду, не прибегая к помощи различных оптических приборов, невооруженным глазом она будет визуально восприниматься, как одна звезда. Если посмотреть на нее через телескоп, то мы отчетливо увидим два, а то и три компонента этой системы. В качестве других примеров двойных звезд можно привести систему Бета Лиры, систему Бета Персея (Алголь), и другие звезды.

Классификация

Астрономами было уже давно обнаружено, что двойные звезды могут отличаться по типу своего происхождения, физическим параметрам и прочим характеристикам. По этой причине ученые предложили классифицировать эти объекты небесной сферы. Условно двойные звезды разделяют на два типа: звезды, между которыми не происходит обмена масс, и звезды, между которыми он происходит, происходил или будет происходить в будущем. Последние, в свою очередь, подразделяются на контактные и полуразделенные. В контактных системах обе звезды заполняют свои полости Роша. В полуразделенных – только одна звезда.

Помимо представленной выше классификации, двойные звезды можно разделить по способу их наблюдения. Так, существуют астрометрические, затемненные, спектральные и визуальные двойные звезды.

Астрометрические двойные звезды обнаруживаются на небе путем наблюдения изменений и нелинейности движения видимого объекта системы. Таким способом часто астрономы обнаруживают коричневые карлики, которые иными путями зафиксировать не удается. Затемненные двойные звезды можно обнаружить путем фиксации изменения блеска в паре звезд. Во время вращения звезды-компаньоны как бы затмевают друг друга, и за счет этого выдают себя, как двойная звезда. Метод обнаружения двойной звезды заключается в измерении на протяжении нескольких ночей. Смещение линий спектра звезды на протяжении некоторого времени, большая разница между минимальной и максимальной скоростью звезды, изменение лучевых скоростей – все это может указать на то, что наблюдаемое нами небесное тело – двойная звезда. Визуальный метод обнаружения двойных звезд самый простой. При помощи мощного телескопа мы можем обнаружить двойные звезды, которые удобны для визуального наблюдения и находятся на сравнительно недалеком от нас расстоянии.

Явления и феномены, связанные с двойными звездами

Интересным феноменом, который тесно связан с двойными звездами, является парадокс Алголя. Алголь – это двойная звезда, которая находится в созвездии Персея. Согласно общей теории эволюции небесных светил, чем больше масса звезды, тем быстрее она проходит все стадии эволюции. Но Парадокс Алголя заключается в том, что Алголь В – компонент двойной звезды, который обладает меньшей массой, эволюционно старше более массивного компонента этой системы – Алголь А. Ученые считают, что данный парадокс напрямую связан с эффектом перетекания масс в тесных двойных системах, за счет которого меньшая по размерам звезда могла эволюционировать быстрее более массивного компонента системы.

С Парадоксом Алголя тесно связано еще одно интересное астрономическое явление, свойственное двойным звездам – это обмен массами между ними. Компоненты двойных звезд способны обмениваться своими массами и частицами друг с другом. У каждого из компонентов есть полость Роша – область, в которой гравитационные силы одного компаньона преобладают над гравитационными силами другого. Точка соприкосновения полостей Роша обеих звезд именуется точкой Лагранжа. Через эту точку возможно перетекание вещества одного компаньона к другому.

Интересным явлением, связанным с двойными звездами, можно также считать симбиотические системы двойных звезд. Данные системы состоят, как правило, из красного гиганта и белого карлика, которые вращаются вокруг общего центра масс. Продолжительность жизни таких систем сравнительно невелика. Однако для них характерны новоподобные вспышки, которые способны увеличить яркость звезды в 2-3 раза. Кроме того, симбиотическим двойным звездам свойственны и другие интересные астрофизические характеристики, которые привлекают умы астрономов всего земного шара.

Происхождение и эволюция двойных звезд

Происхождение и эволюция двойных звезд происходит, в принципе, по тому же сценарию, что и у обычных звезд. Однако есть некоторые нюансы, которые отличают происхождение и эволюцию двойных систем от происхождения и эволюции одиночных светил.

Эволюция тесной двойной системы в представлении художника

Как и одинарные звезды, двойные системы образуются под влиянием гравитационных сил из газопылевого облака. В современной астрономии существует три наиболее популярных теории образования двойных звезд. Первая из них связывает образование двойных систем с разделением на раннем этапе общего ядра протооблака, которое послужило материалом для возникновения двойной системы. Вторая теория связана с фрагментацией протозвездного диска, в результате чего могут появиться не только двойные, но и многократные системы звезд. Происходит фрагментация протозвездного диска на более позднем этапе, чем фрагментация ядра. Последняя теория гласит, что образование двойных звезд возможно путем динамических физико-химических процессов внутри протооблака, которое служит материалом для образования звезд.

Экзопланеты вокруг двойных звезд