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.
Иногда на ночном небе можно заметить две или несколько близко расположенных звезды. Те из них, которые на самом деле далеки друг от друга и не имеют какой-либо физической связи между собой, называются оптическими двойными звездами. Визуально они кажутся близкими, т. к. проектируются в очень близкие точки на небесной сфере. В отличие от них, физическими двойными
называют звезды, которые образуют единую динамическую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием сил взаимного притяжения. Иногда можно наблюдать объединения трех и даже более звезд (так называемые тройные и кратные системы). Если оба компонента двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно, то такие двойные называют визуально двойными
. Двойственность пар, компоненты которых не видны в отдельности, может быть обнаружена либо фотометрически (например, затменные переменные звезды
), либо спектроскопически (например, спектрально-двойные
).
В природе двойные звезды встречаются достаточно часто. Чтобы определить, есть ли физическая связь между парой звезд, и не является ли эта пара оптически двойной, астрономы производят длительные наблюдения, с помощью которых определяют орбитальное движение относительно другой. Физическая двойственность таких звезд с большой вероятностью может быть обнаружена по их собственным движениям, т.к. звезды, образующие физическую пару, имеют почти одинаковое собственное движение. В некоторых случаях видна лишь одна из звезд, совершающих взаимное орбитальное движение, при этом ее путь на небе выглядит волнистой линией.
фото: Визуально двойная звезда Сириус (Сириус A и Сириус B)
В настоящее время обнаружено несколько десятков тысяч тесных визуально двойных звезд. Только десятая часть из них уверенно обнаруживают относительные орбитальные движения и только для 1% (около 500 звезд) возможно вычислить орбиты. Движение звезд в паре происходит в соответствии с законами Кеплера: вокруг общего центра масс оба компонента описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты. Таким же эксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника относительно главной звезды, в случае, если последнюю считать неподвижной. Если из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности. В этом заключается огромное значение изучения двойных звезд в астрономии, позволяющее определить важную характеристику звезды - массу, знание которой необходимо, для исследования внутреннего строения звезды и ее атмосферы. Иногда на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который нельзя увидеть либо из-за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именно таким образом были открыты первые белые карлики - спутники Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.
Затменными переменными называют такие неразделимые при наблюдении тесные пары звезд, у которых меняется видимая звездная вследствие периодически наступающих для наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В такой паре звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей - спутником. Яркими представителями звезд этого типа являются звезды Алголь (β Персея) и β Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой периодически меняется суммарная видимая звездная величина затменных . График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем, называется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую видимую звездную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую - эпохой минимума. Амплитудой называется разность звездных величин в минимуме и максимуме, а периодом переменности - промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами. У Алголя, к примеру, период переменности равен чуть менее 3 суток, а у β Лиры – более 12 суток. По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а иногда даже получить представление об их форме. В настоящее время известно более 4000 затменных переменных звезд различных типов. Минимальный известный период - менее часа, наибольший - 57 лет.
фото: Затменная переменная звезда Алголь (β Персея)
В спектрах некоторых звезд можно увидеть периодическое раздвоение или колебание положения линий спектра. Если такие звезды являются затменными переменными, то колебания спектральных линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Кроме того, в моменты соединений, когда движение обеих звезд перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равняется нулю. В остальное время наблюдается раздвоение общих для обеих звезд линий спектра, достигающее наибольшей величины при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного - в направлении к наблюдателю, а другого - от него. Если же наблюдаемый спектр принадлежит только одной из двух звезд (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными . В отличие от затменных переменных звезд, плоскости орбит которых составляют довольно малый угол с лучом зрения, спектрально-двойные звезды можно наблюдать и в тех случаях, когда этот угол намного больше. И только если плоскость орбиты близка к картинной плоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогда двойственность звезды обнаружена быть не может. Если плоскость орбиты проходит через луч зрения, то наибольшее смещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V движения звезд относительно центра масс системы в двух диаметрально противоположных точках орбиты.
В случаях, когда для затменно-переменной звезды известна кривая лучевых скоростей, можно определить наиболее полные и надежные элементы орбиты, а также такие характеристики как размеры и формы звезд, и даже их массы. Все линейные величины при этом определяются в километрах. В настоящее время обнаружено примерно 2500 звезд, двойственная природа которых установлена только на основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получить кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты. Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяет получить представление о массах удаленных объектов большой светимости и, следовательно, достаточно массивных звезд.
рис. Тесная спектрально-двойная система β Лиры
Тесные двойные системы представляют собой такие звездные пары, расстояние между которыми можно сопоставить с их размерами. При этом приливные взаимодействия между компонентами системы начинают играть существенную роль. Поверхности обеих звезд под действием приливных сил перестают быть сферическими, звезды приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли. Форма, которую принимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью, проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Такие поверхности звезд называются эквипотенциальными. 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 β Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде.
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
Материал из Юнциклопедии
Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения (см. Гравитация). Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Существуют тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.
В зависимости от размеров орбит и их расположения в пространстве, а также от расстояния от нас двойные звезды изучают самыми разными методами, их наблюдения ведут с помощью различных инструментов, включая современные спектр-интерферометры и интерферометры с длинной базой.
Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп или сфотографировать с помощью длиннофокусного астрографа, называют визуально-двойными звездами. Правда, среди наблюдаемых двойных звезд не все образуют физические пары. Иногда звезды, хотя и кажутся близкими на небе, на самом деле лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют громадные расстояния. Это оптические двойные звезды. К середине XVIII в. было известно 20 визуально-двойных звезд. Теперь же в каталоги визуально-двойных звезд включено более 70 ООО (включая широкие пары).
Другой тип двойных составляют те звезды, у которых плоскости орбит близки к направлению луча зрения. При движении такие звезды попеременно загораживают друг друга, поэтому блеск системы временно ослабевает. Это затменно-двойные звезды. Мы не можем увидеть отдельно их компоненты, так как угловое расстояние между ними очень мало, и судим о двойственности системы по периодическим колебаниям блеска. Затменно-двойных открыто уже более 4000.
Если компоненты двойной звезды очень близки между собой и достаточно ярки, то можно сфотографировать их спектры и подметить периодическое расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера (см. Лучевая скорость). Если один из компонентов - слабая звезда, то наблюдается лишь периодическое колебание положения одиночных линий. Оно свидетельствует об орбитальном движении компонентов вокруг их общего центра масс. Это спектрально-двойственные звезды. Их известно около 2500.
Изучать двойные звезды начал английский астроном В. Гершель в конце XVIII в. и продолжил в начале XIX в. русский астроном В. Я. Струве. В последние годы исследование их особенно привлекает ученых, ведь новые звезды и сверхновые звезды, некоторые типы вспыхивающих звезд, источники космического рентгеновского излучения, нейтронные звезды и черные дыры оказались компонентами двойных звезд.
В настоящее время можно сделать вывод, что более 70% всех звезд входит в состав двойных или кратных звезд различного вида. При этом наблюдаются комбинированные системы. Например, компонент визуально-двойной звезды сам оказывается спектрально-двойной или затменно-двойной звездой и т. п.
К перечисленным видам двойных можно присоединить еще звезды со сложным спектром. Это свидетельствует о том, что компоненты - звезды разных спектральных классов (см. Спектральная классификация звезд).
Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие пары.
При помощи многоцветной фотоэлектрической фотометрии можно обнаружить двойственность звезды, которая иначе ничем себя не проявляет. Это фотометрические двойные. Кроме того, существуют астрометрические двойные или звезды с невидимыми спутниками (см. Невидимые спутники звезд), которые также должны быть причислены к двойным звездам. Их сейчас известно около 20.
Для определения элементов орбиты визуально-двойной надо накопить за много лет достаточное число измерений, чтобы уверенно начертить эллипс видимой орбиты. Движение спутника (более слабой звезды) относительно главной происходит согласно законам Кеплера (см. Кеплера законы). Лишь у нескольких десятков визуально-двойных пар надежно вычислены элементы орбит. Их периоды обращения составляют от нескольких лет до нескольких сотен лет.
Когда известно расстояние двойной звезды от нас, т. е. когда измерен ее параллакс, можно определить сумму масс компонентов системы, применив третий закон Кеплера.
Для многих систем из наблюдений кроме суммы масс можно определить также и отношение масс и таким образом вычислить массу каждого компонента отдельно.
Сопоставление данных о массах звезд и их светимостях позволило составить диаграмму «масса - светимость» (см. «Масса - светимость» диаграмма).
Массу - одну из важнейших физических характеристик звезд - можно определить только по ее воздействию на движение других тел. Такими другими телами являются спутники некоторых звезд, обращающихся с ними вокруг общего центра масс.
Если посмотреть на гамму Б. 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 11". В бинокль таких звездных пар можно найти немало. Так, эпсилон Лиры состоит из двух одинаковых звезд 4-й звездной величины с расстоянием между ними 5".
Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп (а в редких случаях и невооруженным глазом), эпсилонЛиры визуально-четверная звезда. Системы, состоящие из трех или более звезд, называются кратными.
Многие из визуально-двойных звезд оказываются оптически-двойными, т. е. близость таких двух звезд является результатом случайной проекции их на небо. В пространстве они_далеки друг от друга. В течение многолетних наблюдений можно убедиться, что одна из звезд проходит мимо другой по прямому направлению с постоянной скоростью.
Иногда постепенно выясняется, что более слабая звезда-спутник обращается вокруг более яркой звезды. Систематически меняются расстояния между ними и направление линии, их соединяющей. Такие звезды называются физическими двойными.
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 a Центавра является двойной. Период обращения ее составляющих (компонентов)-70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и температуре сходны с Солнцем.
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.
Если луч нашего зрения лежит почти в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, то звезды такой пары будут поочередно загораживать друг друга. Во время затмений общий блеск пары, компонентов которой мы по отдельности не видим, будет ослабевать. В остальное же время в промежутках между затмениями он будет постоянным и тем дольше, чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой и сам дает мало света, когда яркая звезда затмевает его, суммарный блеск системы будет уменьшаться мало.
Минимумы блеска затменно-двойных звезд происходят при движении их компонентов поперек луча зрения. Анализ кривой изменения блеска с течением времени позволяет установить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд. Таким образом, затменно- двойные звезды, наблюдаемые также и в качестве спектрально-двойных, являются наиболее хорошо изученными системами.
Затменно-двойные звезды называются еще алголями по названию синего типичного представителя бетты Персея. Древние арабы назвали его Алголем (испорченное эль гуль, что значит «дьявол»). Возможно, что они заметили его странное поведение: в течение 2 дн 11 ч блеск Алголя постоянен, затем за 5 часов он ослабевает от 2, 3 до 3, 5 звездной величины, а затем за 5 ч блеск его 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. До 30% звезд, вероятно, двойные.
Получение разнообразных данных об отдельных звездах и. их системах из анализа спектрально-двойных и затменно-двойных звезд можно назвать примерами «астрономии невидимого».
Загрузка...
