Звезды всякие нужны, звезды всякие важны… Но разве не все звезды в небе одинаковы? Как ни странно, нет. Звездные системы имеют различное строение и различную классификацию своих компонентов. И даже светило в другой системе может быть не одно. Именно по этому признаку в первую очередь и различают ученые звездные системы галактики.
Прежде чем переходить непосредственно к классификации, стоит уточнить, о чем вообще пойдет речь. Итак, звездные системы - это галактические единицы, состоящие из звезд, вращающихся по установленному пути и связанных между собой гравитационно. Кроме того, тут присутствуют планетные системы, состоящие, в свою очередь, из астероидов и планет. Так, например, очевидный образец звездной системы - Солнечная, привычная нам.
Однако не вся галактика наполнена подобными системами. Звездные системы отличаются в первую очередь кратностью. Понятно, что эта величина весьма ограничена, поскольку длительное время система с тремя и более равноценными звездами существовать не может. Устойчивость может гарантировать только иерархия. Например, чтобы третий звездный компонент не оказался «за воротами», он не должен приближаться к устойчивой двойной системе ближе, чем на 8-10 радиусов. При этом не обязательно, чтобы он был одиночным - это вполне может быть и двойная звезда. В целом, на 100 звезд примерно тридцать - одиночные, сорок семь - двойные, двадцать три - кратные.
Кратные звезды
Не в пример созвездиям, кратные звезды взаимосвязаны обоюдным тяготением, располагаясь, при этом, на небольшом расстоянии друг от друга. Они совместно движутся, вращаясь вокруг своей системы - так называемого барицентра.
Ярким примером является Мицар, известный нам по Стоит обратить внимание на ее «ручку» - ее среднюю звезду. Тут можно заметить более тусклое сияние ее пары. Мицар-Алькор - двойная звезда, разглядеть ее можно без специальных приспособлений. Если же использовать телескоп, станет понятно, Что и сама Мицар- двойна, состоящая из компонентов А и В.
Двойные звезды
Звездные системы, в которых обнаружено два светила, именуются двойными. Такая система будет вполне устойчивой, если отсутствуют приливные эффекты, передача звездами массы и возмущения других сил. При этом светила движутся по эллиптической орбите почти бесконечно, вращаясь вокруг центра масс своей системы.
Визуально-двойные звезды
Те парные звезды, которые можно увидеть в телескоп или даже без приспособлений, принято называть визуально-двойными. Альфа-Центавра, к примеру, именно такая система. Звездное небо богато подобными примерами. Третье светило этой системы - самая ближайшая из всех к нашей собственной - Проксима Центавра. Чаще всего, такие половинки пары различаются по цвету. Так, Антарес имеет красную и зеленую звезду, Альбирео - голубую и оранжевую, Бета Лебедя - желтую и зеленую. Все перечисленные объекты легко наблюдать в линзовый телескоп, что дает возможность специалистам уверенно вычислять координаты светил, их скорость и направление движения.
Спектрально-двойные звезды
Нередко получается так, что одна звезда звездной системы расположена слишком близко к другой. Настолько, что даже самый мощный телескоп не способен уловить их двойственность. В этом случае на помощь приходит спектрометр. При прохождении через прибор свет разлагается на спектр, разграниченный черными линиями. Эти полосы смещаются по мере приближения или удаления светила от наблюдателя. При разложении спектра двойной звезды получается два вида линий, смещающихся при движении обоих компонентов друг вокруг друга. Так, Мицар А и В, Алькор - спектрально-двойные. При этом они еще и объединены в большую систему из шести звезд. Так же визуально-двойные компоненты Кастор - звезда в созвездии Близнецов - являются спектрально-двойными.
Заметно-двойные звезды
Существуют в галактике и другие звездные системы. Например, такие, компоненты которых перемещаются таким образом, что плоскость их орбит близка к лучу зрения наблюдателя с Земли. Это значит, что они заслоняют друг друга, создавая взаимные затмения. Во время каждого из них мы можем наблюдать только одно из светил, при этом уменьшается их суммарный блеск. В случае когда одна из звезд значительно больше, это уменьшение оказывается заметным.
Одна из самых известных заметно-двойных звезд - Алголь из С четкой периодичностью в 69 часов ее яркость падает до третьей величины, но через 7 часов вновь возрастает до второй. Эту звезду часто называют «Подмигивающим дьяволом». Открыта она была еще в 1782 году англичанином Джоном Гудрайком.
С нашей планеты заметно-двойная звезда выглядит как переменная, которая через определенный временной интервал меняет яркость, что совпадает с периодом обращения звезд вокруг друг друга. Такие звезды называю еще заметно-переменными. Кроме них, бывают физически переменные светила - цифеиды, яркость которых регулируется внутренними процессами.
Эволюция двойных звезд
Чаще всего одна из звезд двойной системы является более крупной, быстро проходящей отведенный ей цикл жизни. В то время как вторая звезда остается обычной, ее «половинка» превращается в затем в Самое интересное в такой системе начинается, когда в красного карлика превращается вторая звезда. Белый в этой ситуации притягивает накопившиеся газы расширяющегося «собрата». Порядка 100 тысяч лет достаточно для того, чтобы температура и давление достигли уровня, необходимого для слияния ядер. Газовая оболочка светила взрывается с невероятной силой, в результате чего светимость карлика увеличивается практически в миллион раз. Наблюдатели с Земли называют это рождением новой звезды.
Астрономам случается обнаружить и такие ситуации, когда один из компонентов является обычной звездой, а второй - очень массивной, но невидимой, с допустимым источником мощного рентгеновского излучения. Это дает возможность предположить, что второй компонент является черной дырой - остатками некогда массивной звезды. Тут, по мнению специалистов, происходит следующее: используя мощнейшую гравитацию, притягивает газы звезды. Втягиваясь по спирали с огромной скоростью, они разогреваются, выделяя перед исчезновением в дыре энергию в виде рентгеновского излучения.
Ученые сделали вывод, что мощный доказывает существование черных дыр.
Тройные звездные системы
Солнечная звездная система, как можно видеть, имеет далеко не единственный вариант строения. Кроме одинарной и двойной звезды, в системе можно наблюдать и большее их количество. Динамика таких систем намного сложнее, чем даже у двойной. Однако иногда встречаются звездные системы с небольшим количеством светил (превышающим, однако, две единицы), имеющим довольно простую динамику. Называют такие системы кратными. Если звезд, входящих в системы, три, она имеет название тройной.
Наиболее распространен именно такой вид кратных систем - тройной. Так, еще в 1999 году в каталоге кратных звезд из 728 кратных систем более 550 являются тройными. Соответствуя принципу иерархии состав этих систем таков: две звезды близко расположены, одна сильно удалена.
В теории модель кратной звездной системы намного более сложная, чем двойной, поскольку такая система может показывать хаотическое поведение. Многие подобные скопления оказываются, по факту, очень нестабильными, что приводит к выбрасыванию одной из звезд. Избежать подобного сценария удается только тем системам, звезды в которых расположены по иерархическому принципу. В таких случаях компоненты делятся на две группы, вращающихся вокруг центра масс по большой орбите. Внутри групп так же должна быть четкая иерархия.
Более высокие кратности
Ученым известны звездные системы и с большим количеством компонентов. Так, Скорпион имеет в своем составе больше семи светил.
Так, выяснилось, что не только планеты звездной системы, но и сами системы в галактике не одинаковы. Каждая из них уникальна, различна и крайне интересна. Ученые открывают все большее количество звезд, и возможно, вскоре мы узнаем о существовании разумной жизни не только на нашей собственной планете.
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
> Двойные звезды
– особенности наблюдения: что это такое с фото и видео, обнаружение, классификация, кратные и переменные, как и где искать в Большой Медведице.
Звезды на небосклоне зачастую формируют скопления, которые могут быть густыми или, напротив, рассеянными. Но иногда между звездами возникают и более прочные связи. И тогда принято говорить о двойных системах или двойных звездах . Также их называют кратными. В таких системах звезды оказывают друг на друга непосредственное влияние и эволюционируют всегда вместе. Примеры таких звезд (даже с наличием переменных) можно найти буквально в самых известных созвездиях, например, Большой Медведице.
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 астрономом из Италии Ричолли. Поскольку во Вселенной находится невероятное количество звезд, ученые решили, что Мицар не может быть единственной двойной системой. И их предположение оказалось полностью оправданным будущими наблюдениями.
В 1804 году Вильям Гершель, знаменитый астроном, который вел научные наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звезд. Но и тогда не было сведений о том, есть ли физическая связь между звездами в такой системе.
Маленький компонент "высасывает" газ из большой звезды
Некоторые ученые придерживались точки зрения о том, что двойные звезды зависят от общей звездной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительно расстояние. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерения параллактического смещения звезд. Эту миссию взял на себя Гершель и к своему удивлению выяснил следующее: траектория каждой звезды имеет сложную эллипсоидную форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода. На видео можно наблюдать эволюцию двойных звезд.
В данном видеоматериале представлена эволюция тесной двойной пары звезд:
Вы можете поменять субтитры, нажав на кнопку "cc".
Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы. Результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных системах есть связь силы тяготения.
Классификация двойных звезд
Двойные звезды принято группировать на следующие виды: спектрально-двойственные, двойные фотометричные, визуально-двойные. Данная классификация позволяет составить представление о звездной классификации, однако не отражает внутреннюю структуру.
С помощью телескопа можно с легкостью определить двойственность визуально-двойных звезд. Сегодня существуют данные о 70 000 визуально-двойных звезд. При этом только 1% из них точно обладают собственной орбитой. Один орбитальный период может иметь продолжительность от нескольких десятилетий до нескольких веков. В свою очередь, выстраивание орбитального пути требует немалых усилий, терпения, точнейших расчетов и длительных наблюдений в условиях обсерватории.
Зачастую научное сообщество обладает информацией лишь о некоторых фрагментах передвижения по орбите, а недостающие участки пути они реконструируют дедуктивным методом. Не стоит забывать, что плоскость орбиты, возможно, наклонена относительно луча зрения. В данном случае видимая орбита серьезно отличается от реальной. Конечно, при высокой точности расчетов можно рассчитать и истинную орбиту двойных систем. Для этого применяются первый и второй законы Кеплера.
Мицар и Алькор. Мицар - двойная звезда. Справа - спутник Алькор. Между ними всего один световой год
Как только определяется истинная орбита, ученые могут вычислить угловое расстояние между двойными звездами, массу и их период вращения. Нередко для этого используется третий закон Кеплера, который помогает найти и сумму масс компонентов пары. Но для этого нужно знать расстояние между Землей и двойной звездой.
Двойные фотометрические звезды
О двойственной природе таких звезд можно узнать только по периодическим колебаниям из блеска. Во время своего движения звезды такого типа по очереди загораживают друг друга, поэтому их нередко называют затменно-двойными. Орбитальные плоскости данных звезд приближены к направлению луча зрения. Чем меньше площадь затмения, тем ниже блеск звезды. Изучив кривую блеска, исследователь может рассчитать угол наклона плоскости орбиты. При фиксации двух затмений на кривой блеска будут два минимума (снижения). Период, когда отмечаются 3 последовательных минимума на кривой блеска, называют орбитальным периодом.
Период двойных звезд продолжается от пары часов до нескольких суток, что делает его более коротким по отношению к периоду визуально-двойных звезд (оптические двойные звезды).
Спектрально-двойственные звезды
Через метод спектроскопии исследователи фиксируют процесс расщепления спектральных линий, которое происходит в результате эффекта Доплера. Если один компонент является слабой звездой, то в небе можно наблюдать лишь периодическое колебание позиций одиночных линий. Данный метод применяет только тогда, когда компоненты двойной системы находятся на минимальном расстоянии и их идентификация с помощью телескопа осложнена.
Двойные звезды, которые можно исследовать через эффект Доплера и спектроскоп, именуют спектрально-двойственными. Однако далеко не каждая двойная звезда носит спектральный характер. Оба компонента системы могут сближаться и отдаляться друг от друга в радиальном направлении.
Согласно результатам астрономических исследований, большая часть двойных звезд располагаются в галактике Млечный Путь. Соотношение одинарных и двойных звезд в процентах рассчитать крайне сложно. Действуя через вычитание, можно вычесть количество известных двойных звезд из общего числа звездного населения. В этом случае становится очевидным, что двойные звезды составляют меньшинство. Однако данный метод нельзя назвать очень точным. Астрономам известен термин «эффект отбора». Чтобы зафиксировать двойственность звезд, следует определить их главные характеристики. В этом пригодится специальное оборудование. В ряде случаев, зафиксировать двойные звезды крайне сложно. Так, визуально двойные звезды нередко не визуализируются при значительном расстоянии от астронома. Иногда невозможно определить угловое расстояние между звездами в паре. Для фиксации спектрально-двойственных или фотометрических звезд требуется тщательно измерить длины волн в спектральных линиях и собрать модуляции световых потоков. В этом случае блеск звезд должен быть достаточно сильным.
Всё это резко уменьшает количество звезд, пригодных для изучения.
Согласно теоретическим разработкам, доля двойных звезд в звездном населении варьируется от 30% до 70%.
Двойные звезды или как их еще называют двойные системы — это две звезды, связанные между собой гравитационно и обращающиеся по замкнутым орбитам эллиптической формы вокруг общего центра масс. Также они по эллипсам движутся относительно друг друга. Такие две звезды притягивают друг друга. Компоненты двойной системы притягиваются с гораздо большей силой, чем с любыми другими звездами. Существуют также кратные системы. В них число звезд равно трем и более. Однако их движение в отличии от двойных звезд не устойчиво. В таких системах можно выделить двойную систему и вращающуюся вокруг этой пары третью звезду. Системы из четырех звезд чаще всего содержат две пары двойных подсистем. В качестве кратной тройной системы можно назвать ближайшую к нам Альфа Центавра с третьим компонентом Проксима Центавра. Это ближайшая к Солнцу звездная система Ригель Кентаврус. Кратной системой служит расположенная в 4,3 световых годах от Солнца Альфа Центавра (Ригиль Кентаврус). Третьей ее звездой является ближайшая к Солнцу Проксима Центавра, небольшой вспыхивающий красный карлик.
Еще одним примером сложной кратной системы является звезда В Ориона из Трапеции Ориона. В1 и В2 видятся в небольшой телескоп четырехкратной и трехкратной системой. Более мощный телескоп позволяет рассмотреть еще большее количество звезд.
Обычно компоненты звездной пары отличаются по силе свечения и яркая затмевает более тусклую. Такие пары трудно различимы и называются астрометрически двойными. К этому типу до недавнего времени относили Сириус. Однако позже мощные телескопы позволили разглядеть ранее не видимый спутник Сириус В. После этого эту пару причислили к визуально двойным.
Плоскость обращения некоторых двойных звезд обращена как бы ребром к нам. В таких системах звезды периодически перекрывают друг друга и меняется их блеск. Это затменно-двойные системы, а звезды, входящие в них называют затменно-переменными. Первой известной человечеству такой звездой стала Алголь из созвездия Персея.
Еще одним типом двойных звезд являются спектрально двойные системы. Об их двойственности судят по спектру звезды если в нем периодически заметны смещения линий поглощения или заметна двойственность линий.
Существуют нетесные пары с огромным расстоянием между компонентами. Они живут по законам одиночных звезд и не представляют особого интереса. Это оптические двойные звезды которые по сути двойными не являются. Таким примером может служить видный невооруженным взглядом Мицар из Большой Медведицы и Алькор. На самом деле они находятся на огромном расстоянии друг от друга и не являются двойной системой. Гораздо интереснее судьба тесных двойных звезд. Такие звездные пары в процессе эволюции способны обмениваться веществом.
Двойные звезды рождаются из единой газопылевой туманности одновременно. Каждая такая пара имеет одинаковый возраст, но очень часто компоненты пары значительно отличаются по массе. Звезды с большей массой живут как бы быстрее своих более мелких аналогов. То есть такие звезды в процессе эволюции обгоняют своих сверстников. Одна звезда из пары увеличивается и превращается в гиганта. При этом происходит процесс перетекания вещества с более крупной звезды на более мелкую. И рано или поздно масса меньшей может стать больше той, что первоначально была более тяжелой. Таким образом получаются две звезды одного возраста у одной из которых в центре продолжается процесс синтеза гелия из водорода, а в более легкой уже образовалось гелиевое ядро. Это уникальный случай, свойственный только двойным звездам и не реальный для обычных одиночных звезд.Это несоответствие возраста звезд в их массой получило название парадокс Алголя. Название было дано в честь затменно-двойной. В настоящее время еще в одной звездной паре происходит обмен массами. Это звезда Бета Лиры.
Какое-то время вещество с крупной раздувшейся звезды образует вокруг меньшей вращающийся диск и только потом попадает непосредственно на нее, оседая из-за силы трения.Это так называемый процесс аккреции. Вращающийся диск по аналогии называют аккреционным. Более массивная звезда быстро эволюционирует. Водород с ее внешних слоев перетекает на вторую звезду пары и первая вскоре образует лишь гелиевое ядро и называется белым карликом. Таким образом в двойных системах происходит смена ролей: первоначально массивная становится более мелкой и наоборот. Но и это еще не все. Далее все опять происходит в обратном направлении — большая начинает отдавать набранное назад своей соседке.
Если первой звездой является белый карлик, то при втором обмене на поверхности могут происходить яркие вспышки. Этот процесс мы называем новыми звездами. Если со второй звезды перетечет слишком много вещества на железный белый карлик, то может произойти очень мощная вспышка сверхновой. Фактически это взрыв белого карлика. В результате двойная система может распасться. Так если бы спутник Сириуса, а он является белым карликом был к Сириусу ближе, то мы смогли бы наблюдать вспышку новой. Сириус бы разгорался перед нами до такой степени, что его свечение могло бы достигнуть количеству света, равному десяти полных лун. Потом в течении года свечение Сириуса постепенно приходило бы в норму.
Однако и без такого бурного процесса двойная звезда может стать переменной. Такой системой является карликовая новая U Близнецов. Аккреционный диск вокруг белого карлика не стабилен и может стать причиной длящихся до нескольких суток кратковременных вспышек. В это время происходит скачкообразное увеличение силы свечения то есть блеска звезды на 2-6 звездных величин. Процесс эволюции в конце концов может привести к расширению второй звезды. Это приведет к перемешиванию материала обеих звезд и их звездные ядра окажутся окружены газовым шаром.
Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения, можно выделить визуальные , спектральные , затменные , астрометрические двойные системы.
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, 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 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 всё 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 [прояснить ] . 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 обнаружена экзопланета . Чтобы это выяснить, надо вычислить функцию масс , по которой можно судить о минимальной массе невидимого второго компонента и, соответственно, о том, чем он является - планетой, звездой или даже чёрной дырой .
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). По состоянию на 2013 год 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 .
Микролинзированные двойные
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, чтобы наблюдатель смог различить несколько изображений, и в таком случае говорят о микролинзировании . В случае, если гравирующее тело - двойная звезда, кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды .
С помощью микролинзирования ищутся двойные звезды, где оба компонента - маломассивные коричневые карлики .
Явления и феномены, связанные с двойными звёздами
Парадокс Алголя
Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами А. Г. Масевич и П. П. Паренаго , обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более. Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный компонент должен проэволюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.
Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д. Кроуфордом. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается .
Обмен массами между звёздами
Рассмотрим приближение тесной двойной системы (носящие имя приближения Роша ):
- Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
- Компоненты вращаются синхронно.
- Орбита круговая
Тогда для компонентов M 1 и M 2 с суммой больших полуосей a=a 1 +a 2 введем систему координат, синхронную с орбитальным вращением ТДС. Центр отсчета находится в центре звезды M 1 , ось X направлена от M 1 к M 2 , а ось Z - вдоль вектора вращения. Тогда запишем потенциал, связанный с гравитационными полями компонентов и центробежной силой :
Φ = − G M 1 r 1 − G M 2 r 2 − 1 2 ω 2 [ (x − μ a) 2 + y 2 ] {\displaystyle \Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\left[(x-\mu a)^{2}+y^{2}\right]} ,
где r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2) , а ω - частота вращения по орбите компонентов. Используя третий закон Кеплера , потенциал Роша можно переписать следующим образом:
Φ = − 1 2 ω 2 a 2 Ω R {\displaystyle \Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}} ,
где безразмерный потенциал:
Ω R = 2 (1 + q) (r 1 / a) + 2 (1 + q) (r 2 / a) + (x − μ a) 2 + y 2 a 2 {\displaystyle \Omega _{R}={\frac {2}{(1+q)(r_{1}/a)}}+{\frac {2}{(1+q)(r_{2}/a)}}+{\frac {(x-\mu a)^{2}+y^{2}}{a^{2}}}} ,
где q = M 2 /M 1
Эквипотенциали находятся из уравнения Φ(x,y,z)=const . Вблизи центров звёзд они мало отличаются от сферических, но по мере удаления отклонения от сферической симметрии становятся сильнее. В итоге обе поверхности смыкаются в точке Лагранжа L 1 . Это означает, что потенциальный барьер в этой точке равен 0, и частицы с поверхности звезды, находящие вблизи этой точки, способны перейти внутрь полости Роша соседней звезды, вследствие теплового хаотического движения .
Новые
Рентгеновские двойные
Симбиотические звёзды
Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окруженных общей туманностью. Для них характерны сложные спектры , где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п. Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки , во время которых их блеск увеличивается на две-три звёздных величины.
Симбиотические звёзды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звёздных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1-100 лет.
Барстеры
Сверхновые типа Ia
Происхождение и эволюция
Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо - это сжатие молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости . Также удалось установить функцию распределения начальных масс . Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять следующие известные факты :
- Частота двойных. В среднем она составляет 50 %, но различна для звёзд разных спектральных классов. Для О-звёзд это порядка 70 %, для звёзд типа Солнца (спектральный класс G) это близко к 50 %, а для спектрального класса M около 30 %.
- Распределение периода.
- Эксцентриситет у двойных звёзд может принимать любое значение 0
- Соотношение масс. Распределение соотношения масс q= M 1 / M 2 является самым сложным для измерения, так как влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2
- Соотношение масс. Распределение соотношения масс q= M 1 / M 2 является самым сложным для измерения, так как влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2
На данный момент нет окончательного понимания, какие именно надо вносить модификации, и какие факторы и механизмы играют здесь решающую роль. Все предложенные на данный момент теории можно поделить по тому, какой механизм формирования в них используется :
- Теории с промежуточным ядром
- Теории с промежуточным диском
- Динамические теории
Теории с промежуточным ядром
Самый многочисленный класс теорий. В них формирование идет за счёт быстрого или раннего разделение протооблака.
Самая ранняя из них считает, что в ходе коллапсирования из-за различного рода нестабильностей облако распадается на локальные джинсовские массы, растущие до тех пор, пока наименьшая из них перестанет быть оптически прозрачной и более не может эффективно охлаждаться. Но при этом расчетная функция масс звёзд не совпадает с наблюдаемой.
Ещё одна из ранних теорий предполагала размножение коллапсирующих ядер, вследствие деформации в различные эллиптические фигуры.
Современные же теории рассматриваемого типа считают, что основная причина фрагментации - рост внутренней энергии и энергии вращения по мере сжатия облака .
Теории с промежуточным диском
В теориях с динамическим диском образование происходит в ходе фрагментации протозвёздного диска, то есть гораздо позднее, чем в теориях с промежуточным ядром. Для этого необходим довольно массивный диск, восприимчивый к гравитационным нестабильностям, и газ которого эффективно охлаждается. Тогда могут возникнуть несколько компаньонов, лежащих в одной плоскости, которые аккрецируют газ из родительского диска.
В последнее время количество компьютерных расчетов подобных теорий сильно увеличилось. В рамках подобного подхода хорошо объясняется происхождение тесных двойных систем, а также иерархических систем различной кратности.
Динамические теории
Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе динамических процессов, спровоцированных соревновательной аккрецией. В данном сценарии предполагается, что молекулярное облако из-за различного рода турбуленций внутри него формирует сгустки приблизительно джинсовской массы. Эти сгустки, взаимодействуя между собой, соревнуются за вещество исходного облака. В таких условиях хорошо работает как уже упомянутая модель с промежуточным диском, так и иные механизмы, речь о которых пойдет ниже. Вдобавок динамическое трение протозвёзд с окружающим газом сближает компоненты.
В качестве одного из механизмов, работающего в данных условиях, предлагается комбинация фрагментации с промежуточным ядром и динамической гипотезы. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звёзд в звёздных скоплениях. Однако на данный момент механизм фрагментации точно не описан.
Другой механизм предполагает рост сечения гравитационного взаимодействия у диска до тех пор, пока не будет захвачена близлежащая звезда. Хотя такой механизм вполне подходит для массивных звёзд, но совершенно не годится для маломассивных и вряд ли является доминирующим при образовании двойных звёзд .
Экзопланеты в двойных системах
Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звёзд значительно превышает число планет, найденных в звёздных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64 .
Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит :
- Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов (например OGLE-2013-BLG-0341LB b). Таковых 57.
- К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b и Kepler-35 (AB)b.
Если попытаться провести статистику, то выяснится :
- Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
- Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от 0,01 до 10 M J (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0,1 до 10 M J
- Планеты в широких системах всегда одиночные
- Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0,925 и e = 0,935.
Важные особенности процессов формирования
Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звёзд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а. е.), то в двойных звёзд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяжённость протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.
Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.
Сокращения время жизни протопланетного диска. Для широких двойных, как и для одиночных время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет, однако для систем с разделением < 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.
Планетезимальный сценарий образования
Несовместные сценарии образования
Существуют сценарии, в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.
- Один из таких сценариев - захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
- Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.
Астрономические данные и их анализ
Кривые блеска
В случае, когда двойная звезда является затменной, то становится возможным построить зависимость интегрального блеска от времени. Переменность блеска на этой кривой будет зависеть от :
- Самих затмений
- Эффектов элипсоидальности.
- Эффектов отражения, а вернее переработки излучения одной звезды в атмосфере другой.
Однако анализ только самих затмений, когда компоненты сферически симметричны и отсутствуют эффекты отражения, сводится к решению следующей системы уравнений :
1 − l 1 (Δ) = ∬ S (Δ) I a (ξ) I c (ρ) d σ {\displaystyle 1-l_{1}(\Delta)=\iint \limits _{S(\Delta)}I_{a}(\xi)I_{c}(\rho)d\sigma }
1 − l 2 (Δ) = ∬ S (Δ) I c (ξ) I a (ρ) d σ {\displaystyle 1-l_{2}(\Delta)=\iint \limits _{S(\Delta)}I_{c}(\xi)I_{a}(\rho)d\sigma }
∫ 0 r ξ c I c (ξ) 2 π ξ d ξ + ∫ 0 r ρ c I c (ρ) 2 π ρ d ρ = 1 {\displaystyle \int \limits _{0}^{r_{\xi c}}I_{c}(\xi)2\pi \xi d\xi +\int \limits _{0}^{r_{\rho c}}I_{c}(\rho)2\pi \rho d\rho =1}
где ξ, ρ - полярные расстояния на диске первой и второй звезды, I a - функция поглощения излучения одной звезды атмосферой другой, I c - функция яркости площадок dσ у различных компонентов, Δ - область перекрытия, r ξc ,r ρc - полные радиусы первой и второй звезды.
Решение этой системы без априорных предположений невозможно. Ровно как и анализ более сложных случаев с элипсоидальной формой компонентов и эффектами отражения, существенных в различных вариантах тесных двойных систем. Поэтому все современные способы анализа кривых блеска тем или иным образом вводят модельные предположения, параметры которых находят путём другого рода наблюдений .
Кривые лучевых скоростей
Если двойная звезда наблюдается спектроскопически, то есть является спектроскопической двойной звездой, то можно построить зависимость изменения лучевых скоростей компонентов от времени. Если предположить, что орбита круговая, то можно записать следующее :
V s = V 0 s i n (i) = 2 π P a s i n (i) {\displaystyle V_{s}=V_{0}sin(i)={\frac {2\pi }{P}}asin(i)} ,
где V s - лучевая скорость компонента, i - наклонение орбиты к лучу зрения, P - период, a - радиус орбиты компонента. Теперь, если в эту формулу подставить третий закон Кеплера, имеем:
V s = 2 π P M s M s + M 2 s i n (i) {\displaystyle V_{s}={\frac {2\pi }{P}}{\frac {M_{s}}{M_{s}+M_{2}}}sin(i)} ,
где M s - масса исследуемого компонента, M 2 - масса второго компонента. Таким образом, наблюдая оба компонента можно определить соотношение масс звёзд, составляющих двойную. Если повторно использовать третий закон Кеплера, то последние приводится к следующему:
F (M 2) = P V s 1 2 π G {\displaystyle f(M_{2})={\frac {PV_{s1}}{2\pi G}}} ,
где G -гравитационная постоянна, а f(M 2) - функция масс звезды и по определению равна:
F (M 2) ≡ (M 2 s i n (i)) 3 (M 1 + M 2) 2 {\displaystyle f(M_{2})\equiv {\frac {(M_{2}sin(i))^{3}}{(M_{1}+M_{2})^{2}}}} .
В случае, если орбита не круговая, а имеет эксцентриситет, то можно показать, что для функции масса орбитальный период P должен быть домножен на фактор (1 − e 2) 3 / 2 {\displaystyle (1-e^{2})^{3/2}} .
Если второй компонент не наблюдается, то функция f(M 2) служит нижним пределом его массы.
Стоит отметить, что изучая только кривые лучевых скоростей невозможно определить все параметры двойной системы, всегда будет присутствовать неопределённость в виде неизвестного угла наклонения орбиты .
Определение масс компонентов
Практически всегда гравитационное взаимодействие между двумя звёздами описывается с достаточной точностью законами Ньютона и законами Кеплера , являющимися следствием законов Ньютона. Но для описания двойных пульсаров (см. пульсар Тейлора-Халса) приходится привлекать ОТО . Изучая наблюдательные проявления релятивистских эффектов, можно ещё раз проверить точность теории относительности.
Третий закон Кеплера связывает период обращения с расстоянием между компонентами и массой системы.
Загрузка...
