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 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 [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). На данный момент [когда? ] 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 ):

1. Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
2. Компоненты вращаются синхронно.
3. 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 звезды

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 :

1. 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 %.
2. Распределение периода.
3. Эксцентриситет у двойных звёзд может принимать любое значение 0
4. 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 :

1. Теории с промежуточным ядром
2. Теории с промежуточным диском
3. 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 :

1. Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
2. 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
3. Планеты в широких системах всегда одиночные
4. 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. Одна для систем с разделением < 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Планетозимальный 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 :

1. Самих затмений
2. Эффектов элипсоидальности.
3. 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:

P = 2 π a 3 G (M 1 + M 2) {\displaystyle P=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{G(M_{1}+M_{2})}}}} ,

где P {\displaystyle P} - период обращения, a {\displaystyle a} - большая полуось системы, M 1 {\displaystyle M_{1}} и M 2 {\displaystyle M_{2}} - массы компонентов, G {\displaystyle G} -

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».

> 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 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 ):

1. Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
2. Компоненты вращаются синхронно.
3. 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 :

1. 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 %.
2. Распределение периода.
3. Эксцентриситет у двойных звёзд может принимать любое значение 0
4. 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 :

1. Теории с промежуточным ядром
2. Теории с промежуточным диском
3. 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 :

1. Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
2. 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
3. Планеты в широких системах всегда одиночные
4. 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 :

1. Самих затмений
2. Эффектов элипсоидальности.
3. 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.

Двойными звездами называются такие звезды, которые при обстоятельном исследовании одним из описываемых ниже методов оказываются состоящими из двух звезд, пространственно близко друг к другу расположенных и потому физически взаимодействующих. В таком случае каждая из звезд рассматривается как компонента (составляющая) физической пары звезд или, в общем случае, кратной звезды (тройной, четырехкратной и т.д.). Двойные звезды не являются редкостью; наоборот, можно думать, что одиночные звезды, не входящие в состав двойных или кратных систем, скорее исключение, чем правило (см. дальше).

ВИЗУАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Две звезды, расположенные в пространстве близко, а от земного наблюдателя далеко, сливаются для невооруженного глаза в одну, но в телескоп при достаточном увеличении (КПА 18, 26) они видны раздельно. Именно таким образом были открыты в XVII в. первые двойные звезды. Сообразно с методом, которым они были обнаружены, они названы визуально-двойными звездами. Может оказаться, что две звезды, расположенные почти в одном направлении, пространственно весьма удалены друг от друга (например, одна втрое дальше другой). Такие звезды образуют оптическую пару и не рассматриваются как двойные.

Является ли данная пара физической или оптической, выясняется из многолетних телескопических наблюдений. В физической паре должно существовать движение каждой из компонент вокруг общего центра масс по коническому сечению - чаще всего по эллипсу. Поэтому одна компонента будет описывать относительно другой эллипс. Если даже период обращения составляет несколько сотен лет (что случается нередко), то все же искривление пути становится заметным на протяжении нескольких десятков лет, когда наблюдения достаточно точны. Впрочем, есть немало двойных звезд, у которых период обращения равен десяткам лет или нескольким годам, и тогда факт орбитального движения становится видимым из менее продолжительных наблюдений. Сами наблюдения состоят в измерении микрометром (нитяным или иным) углового расстояния между компонентами и угла между направлением к северному полюсу мира и линией, соединяющей компоненты (рис. 74).

Этот угол называется позиционным углом и всегда отсчитывается против часовой стрелки (к востоку). Расстояние р выражают обычно в секундах дуги. Если , то фотографические наблюдения с длиннофокусными астрографами следует предпочесть визуальным. При меньших расстояниях визуальные наблюдения точнее. На границе разрешающей силы телескопа лучше применять интерферометр окулярного типа. Ниже границы разрешения употребляется звездный интерферометр (КПА 458). Однако интерферометры работают хорошо лишь при приблизительно одинаковом блеске обеих компонент.

Угловому расстоянию d" между компонентами соответствует линейное расстояние, выраженное в астрономических единицах,

при условии, что отрезок d расположен перпендикулярно к лучу зрения. Если звездная пара очень далека, то ее параллакс весьма мал и потому даже большие расстояния d будут видны под весьма малым углом. Ясно, что визуально-двойные звезды наблюдаются преимущественно среди звезд близких к нам.

Рис. 74. Измерение взаимного положения компонент А и В в двойной системе. Предполагается. что А - главная (более яркая) компонента. Е - указывает направление на восток от нее

Более широкие физические пары, в которых компоненты отстоят друг от другана расстояниях в тысячи и десятки тысяч астрономических единиц, будут и на небе сравнительно широко расставлены даже при весьма большой удаленности, но, как это показано дальше [см. формулу (12.2)], в таких системах орбитальное движение протекает очень (!) медленно и выделить такую пару удается либо по общности физических признаков, либо по общности пространственного движения компонент.

Рис. 75. Кратная звездная система «Трапеция Ориона», или О, Ориона. Состоит из шести эвезд физически связанных друг с другом: . Размеры кружков, изображающих звезды, не имеют ничего общего с их истинными размерами, но лишь приближенно выражают их блеск. В масштабе, принятом на чертеже для взаимных расстояний звезд, их диаметры выражались бы долями микрометра

Примером первого рода может служить кратная звезда в центре туманности Ориона, Ориона или «Трапеция Ориона» (рис. 75), состоящая из четырех ярких компонент спектральных классов О-В и двух более слабых, тоже класса В. Если для них построить диаграмму спектр - видимая звездная величина (Sp, m), то они хорошорасположатся вдоль одной линии, которую, можно принять за верхний левый конец главной последовательности диаграммы Г - Р, когда всем видимым величинам придается одно и тоже значение , переводящее в М.

А это означает, что у всех звезд Трапеции одинаковое расстояние от Земли. Они физически связаны с туманностью Ориона, но отстоят друг от друга довольно далеко: при значении угловое расстояние между А и D, равное 21,5", соответствует линейному не менее 11 000 а. е.

Примером второго рода может служить открытие звезды самой малой светимости, спутника звезды . У этой последней было давно известно довольно значительное собственное движение в направлении . Ван-Бисбрук, начавший в 1940 г. поиски слабых спутников у звезд с большим , отыскал на расстоянии 74" от звезду , имеющую собственное движение в направлении . Сходство и столь велико, что нужно считать обе звезды движущимися в пространстве по почти параллельным путям, т. е. физической парой. Так как параллакс этой звезды , то абсолютная звездная величина спутника равна (спектр с эмиссионными линиями Н и К и водородными), а линейное расстояние между компонентами а. е. Любопытно, что у ближайшей к Земле звезды а Центавра по этому же признаку был найден слабый спутник на расстоянии 2,2°, которое соответствует линейному расстоянию около 10 600 а. е. Эта звезда чуть ближе самой а Центавра, почему и получила название Проксима (proxima - ближайшая) Центавра.

Сама а Центавра - типичная двойная, в которой компоненты обращаются вокруг общего центра масс по эллиптическим орбитам (рис. 76). Наиболее просты относительные наблюдения, при которых микрометром измеряются координаты и спутника В относительно главной звезды А. Если же определять положение А и В относительно звезд, случайных для данной пары, но находящихся тут же в поле зрения телескопа, то выявится и собственное движение пары по небесной сфере (равномерным движением по дуге большого круга будет обладать общий центр их масс G) и эллиптическое движение компонент А и В, совершающееся так, что три точки A, G и В всегда лежат на одной прямой. При этом должно быть

где - массы компонент. Определение AG/GB лучше всего делать на основе крупномасштабных фотографий двойной звезды, полученных в течение ряда лет.

Двойные звезды привлекают к себе внимание, когда они встречаются среди ярких звезд, особенно тогда, когда обе компоненты близки друг к другу не только по положению, но и по блеску. Действительно, при многочисленности звезд на небесном своде всегда около данной яркой звезды найдется в непосредственной близости какая-либо слабая звезда; точно так же среди весьма слабых звезд всегда - малом поле зрения - найдутся две или больше близких одна к другой звезд.

Но все это будут, конечно, случайные, оптические сочетания звезд, ничем в действительности не связанных.

Рис. 76. Движение в системе а Центавра. Показана относительная орбита спутника В, т. е. его движение относительно главной звезды А (за годы 1830-1940). На самом деле движения А и В совершаются около общего центра масс, но выявить эти движения по отдельности можно только при измерениях положения А и В относительно окрестных звезд поля, не нмеющих никакого отношения к системе

Крупнейший знаток двойных звезд в нашем столетии Эйткен, составляя свой каталог двойных звезд, включал туда только такие пары, которые удовлетворяют условию

где - суммарный блеск системы. Но это намеренно либеральная оценка, имеющая целью не пропускать ни одной физической пары среди наблюдаемых двойных звезд. И, конечно, нужно считаться с тем, что весьма широкие пары, выявляемые при анализе собственных. движений, вроде описанных выше, не удовлетворят условию (11.3), так же как и некоторые близкие физические пары, разделяемые зорким невооруженным глазом, например Мицар и Алькор в Б. Медведице Тельца или Лиры .