двойная звезда что это
Природа двойных и кратных звезд
КУЗНЕЦОВ А. И., КУЗНЕЦОВ А. Р.
Среди двойных звезд различают физические и оптические пары. Физические пары близко расположены в пространстве. Принято считать, что они связаны силами тяготения и вращаются около общего центра тяжести. Оптические пары – это далеко расположенные одна позади друга звезды, при данном ракурсе наблюдающиеся на небесной сфере вблизи друг друга. Такие пары не представляют особого интереса в астрономии.
До настоящего времени нет единого мнение о природе происхождения двойных, тройных и кратных звёзд. Большое количество предложенных гипотез было опровергнуто в результате теоретических и практических исследований с использованием последних достижений науки. Единое мнение, к которому пришло большинство ученых – это то, что система кратных или двойных звезд с общим центром образовалась в одно и тоже время, т.е. они имеют одинаковый возраст. Принято считать, что эти звезды, связаны между собой силами тяготения. Чем больше расстояние между звездами, тем дольше их движение по орбитам.
Согласно существующей теории, 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.
Их в свою очередь можно разделить на:
— полуразделённые, где только одна звезда заполняет свою полость Роша;
— контактные, где обе звезды заполняют свои полости Роша.
Наибольший интерес представляют тесные двойные звезды, находящиеся друг от друга на расстоянии соизмеримом с их радиусами. Согласно результатам наблюдений, они имеют слегка вытянутую форму. Это принято объяснять их взаимным тяготением. В результате этого происходит вытягивание каждой из них в направлении друг к другу. Со временем они принимают форму груши. Вокруг этих двух звезд создается область в виде соприкасающихся двух грушевидных фигур, называемых полостями Роша.
Они соприкасаются в одной точке, расположенной на линии, соединяющей центры звезд. Считается, что силы тяготения звезд в ней отсутствуют, т.к. у каждой из них они направлены в противоположные стороны. Если тяготение сильное, то наступает критический момент, когда вещество начинает перетекать с одной звезды на другую. Это приводит к взрывам новых и сверхновых звезд.
Непонятно: это какой-то неизвестный закон или пародия на закон всемирного тяготения. Силы взаимного тяготения по Ньютону направлены не в разные стороны, а навстречу друг другу. Каждая звезда (тело) сама не обладает силой, а испытывает воздействие со стороны другой звезды (тела). Кроме того, удельные величины этих сил отличаются, так как звезды имеют разную массу. Точка соприкосновения чисто условное понятие и не какими специфическими свойствами не обладает.
Если бы система состояла из двух отдельных звезд, то под действием сил взаимного тяготения они бы приближались друг к другу, а не изменяли свои формы. Согласно закона Ньютона сила тяготения действует по линии, соединяющей центры тяжести этих тел. Учитывая, что все космические тела, в том числе и звезды, постоянно находятся в непрерывном движении, как по орбите, так и вокруг собственной оси, то однобокое вытягивание этих тел в каком-то одном месте исключается. Изменение формы тел может наблюдаться только равномерно по всей окружности. Однобокое изменение формы отсутствует даже у тел, постоянно расположенных, в процессе вращения, друг к другу одной и той же стороной (Земля – Луна). В научных кругах такое явление принято называть синхронным вращением или приливным захватом.
Существующие звезды – это жерла действующих вулканов. На поверхности одной такой суперзвезды может находиться большое количество вулканов (звезд), имеющих различные размеры и формы. Ориентировочные расчеты показали, что диаметр суперзвезды, на которой находится Солнце, в 3077 раз превышает его диаметр [4, c. 13]. Учитывая, что возраст Солнца исчисляется только в 4,5 млрд. лет, можно утверждать, что это не предел. Суперзвезды можно отнести к космическим телам, образование которых происходило в условиях большого количества исходного материала и малой конкуренции зародышей их образования.
При наблюдении гигантских суперзвезд с большого расстояния, они аналогичны галактикам.
Этим объясняется наличие большого количества двойных и кратных физических звезд. Поскольку они располагаются на одной твердой поверхности, то понятным становится наличие у них общего центра вращения по круговым орбитам. Наличие эллиптических орбит для таких звезд нереально, а имеющиеся данные можно объяснить оптическим обманом, вследствие их наблюдения под углом к плоскости их вращения.
Состав звездного вещества внутри суперзвезды для всех звезд, расположенных на ее поверхности одинаков. Этим объясняется утверждение ученых, что система кратных или двойных звезд с общим центром образовалась в одно и тоже время, хотя фактически оно может существенно различаться.
Основной характеристикой звезды, определяющей весь ее эволюционный путь, является масса. Чем она больше, тем быстрее эволюционирует звезда, тем быстрее в ее недрах выгорает водород, и она переходит в стадию красных гигантов и сверхгигантов. Однако в 1951 г. советские ученые П. П. Паренаго и А. Г. Масевич обратили внимание на то, что у тесных двойных систем компонента с большей светимостью, как правило, обладает меньшей массой.
Этот известный в звездной астрономии результат получил название «парадокс Алголя», по имени знаменитой затменной звездной пары, где этот парадокс явно выражен [5].
С нашей точки зрения, при одинаковом внутреннем давлении внутри суперзвезды, у звезды меньшего диаметра температура поверхности будет больше. Это объясняется тем, что извергающийся по стенам жерла и с поверхности высокотемпературный звездный газ будет способствовать большему перемешиванию звездного вещества на поверхности и увеличению ее температуры, а, следовательно, и большей ее светимости. Поскольку температура в жерле меньшего диаметра выше, то расплавление перегородки в нем будет идти с большей скоростью, т.е. оно будет иметь более вытянутую форму в сторону жерла (звезды) большего диаметра. Создается видимость выброса вещества маленькой звездой в сторону большой звезды.
Принято считать, что если внешние слои звезд выходят за пределы внутренней полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во-первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во-вторых, образовать оболочку, охватывающую обе звезды. Классическим примером такой системы является звезда ; Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде [1].
По нашему мнению, существующее определение [6, с. 265] для земных вулканов: «Кратер – чашеобразное или воронкообразное углубление на вершине или склонах вулканов; на дне его располагается одно или несколько жерл, через которые происходит поступление продуктов извержения», полностью распространяется на космические звезды.
Образованием общей оболочки тесной двойной, вызвана трудность наблюдения физических тесных двойных и кратных звезд (жерл), расположенных как бы внутри такого кратера. Именно этим объясняется различие вращения экзопланет вокруг систем двойных звезд. Как известно, одни из этих планет вращаются вокруг только одного компаньона двойной звездной системы, а орбита других (с общей оболочкой) огибает сразу оба ее компонента.
«Захват» (поглощение) одной звезды другой для таких систем происходит по следующей схеме. Образование жерл двойных и кратных звезд происходит за счет разрушения корки суперзвезды под действием сил внутреннего давления, действующих радиально, в направлении от центра к поверхности. При этом наиболее реально, что перегородки будут иметь форму расширяющегося к поверхности клина.
Вследствие непрерывного воздействия высоких температур с обеих сторон перегородки, она постепенно начинает расплавляться. При этом жерла приобретают вытянутую форму по направлению друг к другу, т.е. образуют полости Роша. На поверхности, из-за более низких температур и большей толщины перегородки процесс расплавления перемычки протекает медленнее, чем в глубине (зоне более высоких температур и меньшей толщины перегородки).
Происходит постепенное уменьшение размеров перегородки по толщине и высоте. При достижении критического размера перемычки из-за непрерывного движения поверхностного слоя звезды происходит слияние отверстий жерл. Начинается, так условно называемый, переток звездного вещества от одной звезды к другой.
Плотное облако частиц перегородки, пыли и газа надолго закрывает образующуюся сверхновую звезду от наблюдателей создавая иллюзию ее исчезновения при взрыве. Учитывая большие размеры облака и высокую температуру частиц, его образующих, оно долгое время наблюдается в виде светящейся туманности и служит основой для образований новой или эволюции существующей здесь планетной системы. Это может сопровождаться изменением количества ранее существующих планет, углов наклона осей их вращения, диаметров орбит и их расстояния от образующейся звезды.
Эта гипотеза выглядит более правдоподобной по сравнению с существующей теорией гравитационного коллапса и образования белого карлика или черной дыры при взрыве сверхновой. В этом случае непонятно, откуда берется пыль при взрыве газового шара (звезды) и образуется такая мощная вспышка, если звезда растратила почти полностью запасы своей энергии (водорода).
Учитывая колоссальные размеры суперзвезд и большое количество расположенных на них вулканов (звезд), можно предположить, что это они образуют шаровые звездные скопления. Подтверждением этому является то, что звезды в них находятся на относительно небольшом расстоянии друг от друга, а также почему все звезды в шаровых скоплениях старые и имеют примерно одинаковый возраст. Среди них отсутствуют молодые голубые звезды. Основную их массу составляют желтоватые или рыжеватые.
Таким образом, предлагаемая гипотеза позволяет аргументированно объяснить природу, структуру и свойства двойных и кратных звезд, образование полостей Роша и перетекание звездного вещества с одной звезды на другую.
2 Точки Лагранжа. [Электронный ресурс] – URL: https://ru.wikipedia.org/wiki [дата обращения 02.06.2021].
3 Кузнецов А. И. Общая теория относительности А. Эйнштейна и новые гипотезы // Материалы Международной научно-практической конференции «Х Торайгыровские чтения», посвященной 125-летию С. Торайгырова. – Павлодар, 2018. – Т. 4. – С. 194 – 198.
4 Кузнецов А. И. Смена активности и магнитных полюсов солнца. //Материалы Международной научно-практической конференции «ХI Торайгыровские чтения», – Павлодар, 2019. – Т. 4. – С. 9 – 16.
6 Словарь иностранных слов. – М.: Русский язык. 1990.
Двойные звезды
Звезды альфа Центавра (слева) и Хадар (справа) на фоне Млечного Пути
Двойные звезды – достаточно распространенные объекты в наблюдаемой Вселенной. Но, невзирая на это, они вызывают неподдельный интерес у астрономов всего мира.
Общие сведения
Двойная система из О-звёзд в представлении художника
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 – Альфа Центавра 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), Сириус 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.
Материалы по теме
Наиболее занимательные факты о звездах
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 спектрального 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.
Сечение поверхностей равного потенциала в модели Роша в орбитальной плоскости двойной 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
Вид с экзопланеты Kepler 47c на двойную звезду
Экзопланеты – это планеты, которые находятся вне пределов Солнечной системы. На сегодняшний день известно свыше 800 таких планет. Считается, что 64 из них вращаются вокруг систем двойных звезд. Среди этих планет существуют объекты, которые вращаются вокруг только одного компаньона двойной звездной системы, а также объекты, орбита которых огибает сразу два компонента звездной системы.
Считается, что экзопланеты вокруг двойных звезд образуются путем разделения протопланетного диска. Большая часть экзопланет в двойных системах, где расстояние между звездами-компаньонами достигает 35-100 астрономических единиц, находятся на расстоянии около 20 астрономических единиц от одной или обоих звезд-компаньонов. В широких двойных звездных системах экзопланеты всегда одиночные.
Анализ и исследование двойных звезд
Мицар и Алькор — одни из самых знаменитых двойных звезд
Впервые выдвинул гипотезу о существовании систем двойных звезд английский астроном Джон Митчелл еще в 1767 году. Доказательством этой гипотезы послужили наблюдения, произведенные в 1802 году другим британским физиком Уильямом Гершелем. В период с XIX по XX век ученые активно изучали двойные звезды. Успешности проведения их исследований способствовали новые мощные оптические приборы.
Современный анализ и исследование двойных звезд осуществляется астрономами не только путем визуального их наблюдения, но и также путем астрометрического и спектрального анализа данных систем. Если первый способ эффективен для обнаружения и исследования ближайших к Земле систем двойных звезд, то вторые два незаменимы при анализе и исследовании отдаленных и трудно наблюдаемых систем двойных звезд.
Интересные факты
Двойные звезды во Вселенной
Двойная звезда, или двойная система, — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс.
Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам.
Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Двойные звезды помечают латинскими буквами традиционно. Обычно буквой «А» помечают более яркого и массивного компаньона. Буквой «В» — менее яркую и массивную звезду. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики.
Следует подчеркнуть, что не все оптически рядом расположенные две звезды — двойные. Существуют звёзды, которые видны на небе близко друг от друга для наблюдателя с Земли, но при этом не связанные гравитационными силами и не имеющими общий центр масс. Они называются оптически двойными. Хороший пример — α Козерога — пара звёзд находятся на огромном расстоянии друг от друга (примерно 580 световых лет), но нам кажется что они рядом.
Открытие двойных звезд
Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта Ричолли, астрономом из Италии. Правда, в то время не было сведений о том, есть ли физическая связь между звёздами в такой системе.
Мицар и Алькор двойная звезда
Некоторые учёные придерживались точки зрения о том, что двойные звёзды зависят от общей звёздной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительное расстояние, на котором невозможно установить связь. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерение годичного звёздного параллакса.
В 1804 году Вильям Гершель, который вёл свои наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звёзд. Гершель учёл противоречие гипотезы, попытавшись его разрешить, и к своему удивлению выяснил, что траектория каждой звезды имеет сложную эллиптическую форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода, как предполагалось.
Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы, именно поэтому результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных звёздных системах есть гравитационная связь.
Кратные звёзды
Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или кратные звёзды. Их также разделяют на оптически и физически кратные звёзды. Если число звёзд в системе можно увидеть невооружённым глазом, в бинокль или телескоп, то такие звёзды называются визуально кратными. Если для определения кратности системы требуются дополнительные спектральные измерения, то это спектрально кратная система. И, если же кратность системы определяется по изменению блеска, то это затменно-кратная система. Простой пример тройной звезды показан ниже — это звезда HD 188753 в созвездии Лебедь:
Как видно на изображении выше, в тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары. Но чаще удалённая звёзда вращается вокруг пары тесно связанных звёзд, которые представляют собой единое целое. Такая пара называется главной.
Конечно, тремя звёздами кратность не ограничивается. Существуют системы из четырёх, пяти и шести звёзд. Чем кратность больше, тем количество таких систем меньше. Например, звезда ε Лиры представляет собой две пары взаимосвязанные между собой, удалённое друг от друга на большое расстояние. Учёными было приблизительно подсчитано, что расстояние между парами должно в 5 и более раз превышать расстояние между звёздами внутри одной пары.
Лучшим примером шестикратной системы звёзд служит Кастор в созвездии Близнецы. В ней три пары звёзд организованно взаимодействуют между собой. Больше 6 звёзд в системе пока ещё не обнаружено.
Классификация двойных звезд
Физически двойные звезды можно разделить на два класса:
Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения:
Визуально-двойные звёзды
Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.
Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа, расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким образом, визуально-двойные звезды — это в основном звезды окрестностей Солнца с очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между компонентами). Из-за большого периода проследить орбиту двойной можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет.
На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. У менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.
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 звезду с её спутником.
Спекл-интерферометрические двойные звезды
Спекл-интерферометрия, наряду с адаптивной оптикой позволяет достичь дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды.
То есть по сути своей, спекл-интерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы.
Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.
Астрометрические двойные звёзды
В случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность все равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах.
Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую. Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов
Спектрально-двойные звёзды
Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется.
Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.
Если получен спектр второй компоненты, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра, то вторая — удаляется, и её линии сдвинуты в красную сторону, и наоборот.
Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда нужно рассмотреть другие возможные варианты. Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Но, строго говоря, не исключено, что будет обнаружена экзопланета.
Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения и эксцентриситет орбиты. Угол наклона орбиты к лучу зрения выяснить по этим данным невозможно. Поэтому о массе и расстоянии между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.
Как и для любого типа объектов, изучаемых астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный из них — «SB9» (от англ. Spectral Binaries). На данный момент в нём 2839 объектов.
Затменно-двойные звёзды
Бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными.
Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.
Алголь или Глаз Дьявола
Микролинзированные двойные
С помощью микролинзрования ищутся двойные звезды, где оба компонента маломассивные коричневые карлики.
Если на луче зрения между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект будет линзирован. Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, но в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтоб наблюдатель смог различить несколько изображений, в таком случае говорят о микролинзировании.
В случае, если гравирующее тело двойная звезда, то кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды.
Характерные примеры двойных звезд.
a Центавра
a Центавра состоит из двух звезд — a Центавра А и a Центавра В:
a Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность;
a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51).
Сириус
Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K).
Масса Сириуса А – 2,5M солнца, Сириуса В – 0,96M солнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность.
При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ≈ в 10 тысяч раз меньше.
Планеты у двойных звезд
Поиск планет у двойных звезд начался в 1980-х гг., даже еще раньше, чем астрономы обнаружили первые свидетельства существования каких-либо экзопланет, т.е, планет вне нашей Солнечной системы.
Хотя прохождения в системе двойной звезды могут выглядеть гораздо более сложными, надежда открыть такие планеты питалась простым предположением: если планета действительно обращается вокруг затменной двойной звезды, следует ожидать, что она движется в той же плоскости, что и сами звезды.
Другими словами, если с точки зрения земного наблюдателя звезды затмевают друг друга. то и планета, скорее всего, будет затенять одну или обе звезды.
Считается, что из всех обнаруженных на сегодняшний день экзопланет около сотни вращаются вокруг систем двойных звезд.
Все помнят знаменитую планету Татуин из фильма Звёздные Войны, которая является родной для Люка Скайуокера. Из-за того, что эта планета вращается вокруг двух звёзд, она похожа на выжженный, песчаный мир.
В реальной жизни, благодаря обсерваториями, таким как космический телескоп “Кеплер”, мы знаем, что бинарная звёздная система действительно может обладать экзопланетами.
Орбиты планет у двойных звезд
Учёные-планетологи также установили,что такая планета может быть вполне гостеприимной, если расположена на правильном расстоянии от своих двух звёзд, и она не обязательно будет вся пустынная. Согласно новому исследованию, в определённом диапазоне расстояний от двух светил, подобных Солнцу, может существовать планета с жидкой водой, способная сохранять как воду, так и пригодные условия для существования жизни в течение длительного времени.
Красивые двойные звезды для наблюдений в бинокль
Хороший астрономический бинокль — отличный инструмент для наблюдения звездного неба. Основная ценность его по сравнению с телескопом состоит в том, что бинокль дает широкое поле зрения. Некоторые объекты в телескоп толком не рассмотреть — они либо не помещаются целиком в окуляр, либо, занимая все поле зрения, теряют в эффектности. На небе есть сотни двойных и переменных звезд, доступных для наблюдения в бинокли. Некоторые из двойных выглядят потрясающе красиво на фоне звездных полей Млечного Пути. Опять-таки, красоту эту могут оценить только пользователи широкоугольных инструментов. Вот некоторые из них:
1. Альбирео
Альбирео (она же β Лебедя) не зря считается одной из самых популярных двойных звезд. Альбирео легко найти на небе — эта звезда отмечает в созвездии Лебедя голову птицы, ее компоненты разделяются даже в 30-мм бинокль, а цветовой контраст компонентов приводит в восторг даже бывалых наблюдателей. Даже на фотографиях, которые вообще-то не всегда способны адекватно передать цвет звезд, пара впечатляет. Что говорить о визуальных наблюдениях Альбирео!
Главный компонент системы имеет насыщенный желтый, почти оранжевый, цвет — Ричард Аллен, известный исследователь звездных имен, описал цвет этой звезды как «топазово-желтый». Ее блеск равен примерно 3 звездной величине. Голубовато-белый спутник блеском 5 m отстоит на 34″ от главной звезды. Из-за контраста голубая звездочка кажется гораздо более синего цвета, чем другие горячие звезды (включая Вегу)!
Наблюдать Альбирео можно летом и осенью по вечерам, а весной по утрам.
2. Альфа Гончих Псов
Альфа Гончих Псов, она же звезда, известная под именем Сердце Карла II, находится чуть пониже ручки ковша Большой Медведицы. Вы с легкостью найдете ее на небе практически в любое время года. Разве что в конце лета и в начале осени она находится уж очень низко над горизонтом. Компоненты в этой паре расположены в полтора раза ближе друг к другу, чем компоненты Альбирео, на расстоянии 20″. Цвет главной звезды — голубоватый, спутника — желтый.
3. Эпсилон Лиры
Это одна из самых известных двойных звезд на всем небе и, конечно, самая популярная двойная в созвездии Лиры — она неизменно упоминается во всех справочниках и путеводителях. Пара эта широкая — расстояние между компонентами составляет 208″ и отлично разделяется в бинокли (некоторые особо зоркие люди способны разделить ее и невооруженным глазом!). Прекрасный звездный фон и расположенная поблизости Вега делают эту звезду одной из тех достопримечательностей звездного неба, которую каждый любитель астрономии просто обязан увидеть в бинокль!
4. Дельта Лиры
Другая широкая двойная в созвездии Лиры — звезда, обозначаемая греческой буквой δ. Дельта Лиры отмечает собой левую верхнюю вершину параллелограмма, расположенного непосредственно под Вегой.
Главная звезда красного цвета имеет голубовато-белый спутник на удалении в 619″ или 10 угловых минут. Пара эта оптическая, то есть звезды физически не связаны друг с другом, а просто случайно спроецировались в одном направлении. Красоту этой паре придает окружение: яркие звезды Лиры во главе с сапфиром Веги способны украсить любую картину!
Наблюдать дельта Лиры, как и остальные упомянутые ниже двойные звезды созвездия Лиры можно весной по утрам, летом ночью, осенью по вечерам.
5. Мицар и Алькор
Возможно, начать стоило с этой пары звезд, ведь это самая известная двойная на всем ночном небе! Мицар и Алькор разделяет на небе целых 12 угловых минут; они прекрасно различимы по отдельности невооруженным глазом.
В мощный бинокль можно заметить, что Мицар сам по себе является двойной звездой. А между Мицаром и Алькором в бинокль видны еще несколько звезд, самая яркая из которых даже имеет собственное имя — Звезда Людовика. Все эти звезды, включая Звезду Людовика, являются звездами фона, прекрасно оттеняющими яркие белые компоненты Мицара и такой же белый Алькор.
6.Ню Дракона
В астеризме под названием Голова Дракона есть звезда ν, которую часто называют «глазами Дракона». Астеризм Голова Дракона находится, как нетрудно догадаться, в созвездии Дракона, над звездой Вега и представляет собой неправильный четырехугольник из звезд 2-й и 3-й зв. величины. ν Дракона — самая тусклая звезда в этом четырехугольнике.
Звезда состоит из двух звезд одинакового блеска, разделенных расстоянием в 1 угловую минуту. Люди с очень острым зрением теоретически способны увидеть звезды по отдельности и невооруженным глазом, однако для этого нужно соблюсти несколько условий: прежде всего, выбраться далеко за город и наблюдать в очень темную и прозрачную ночь.
Компоненты ν Дракона похожи друг на друга как две капли воды — это белые звезды спектрального класса А. Пару разделяет по меньшей мере 1900 а. е., один оборот вокруг общего центра масс звезды делают примерно за 44000 лет.
7. Дельта Цефея
Немногие знают, что знаменитая переменная звезда дельта Цефея, ставшая прототипом целого класса переменных звезд-цефеид, имеет на небе оптический спутник. Бледно-голубая звездочка блеском 6,3 m находится в 41″ от главной звезды. Визуально пара напоминает Альбирео, хотя контраст между компонентами не такой сильный (δ Цефея имеет бледно-желтый цвет).
Дельта Цефея хороша тем, что на территории России и сопредельных стран ее можно наблюдать круглый год.
Интересные факты
