Dvostruke zvijezde su primjeri. Istraživanje dvojnih zvijezda. Razmjena mase između zvijezda

Binarni sustavi također se klasificiraju prema metodi promatranja, možemo razlikovati vizualni, spektralni, pomračenje, astrometrijski dualni sustavi.

Vizualne dvostruke zvijezde

Dvostruke zvijezde koje se mogu vidjeti odvojeno (ili, kako kažu, to mogu biti dozvoljeno), se zovu vidljivo dvostruko, ili vizualno dvostruko.

Mogućnost promatranja zvijezde kao vizualnog dvojnika određena je rezolucijom teleskopa, udaljenosti do zvijezda i udaljenosti između njih. Dakle, vizualne dvojne zvijezde su uglavnom zvijezde u blizini Sunca s vrlo dugim orbitalnim periodom (posljedica velike udaljenosti između komponenti). Zbog dugog razdoblja, orbita binarne jedinice može se pratiti samo kroz brojna promatranja tijekom desetljeća. Do danas, WDS i CCDM katalozi sadrže više od 78.000 odnosno 110.000 objekata, a samo nekoliko stotina od njih može imati izračunatu orbitu. Za manje od stotinu objekata, orbita je poznata s dovoljnom točnošću da se dobije masa komponenti.

Pri vizualnom promatranju dvostruka zvijezda izmjerite udaljenost između komponenti i kut položaja crte središta, drugim riječima, kut između smjera sjevernog nebeskog pola i smjera crte koja povezuje glavna zvijezda sa svojim pratiocem.

Speckle interferometrijske dvojne zvijezde

Speckle interferometrija učinkovita je za binarne podatke s periodima od nekoliko desetljeća.

Astrometrijske dvojne zvijezde

U slučaju vizualnih dvojnih zvijezda, vidimo dva objekta koja se kreću nebom odjednom. Međutim, ako zamislimo da nam jedna od dvije komponente nije vidljiva iz ovog ili onog razloga, tada se dualnost još uvijek može otkriti promjenom položaja druge na nebu. U ovom slučaju govore o astrometrijskim dvojnim zvijezdama.

Ako su dostupna astrometrijska promatranja visoke preciznosti, tada se dualnost može pretpostaviti fiksiranjem nelinearnosti gibanja: prva derivacija vlastiti pokret i drugo [ razjasniti] . Astrometrijske dvojne zvijezde koriste se za mjerenje mase smeđih patuljaka različitih spektralnih klasa.

Spektralne dvojne zvijezde

Spektralni dvostruki zove se zvijezda čija se dualnost otkriva pomoću spektralnih promatranja. Da bi to učinila, ona se promatra nekoliko noći. Ako se pokaže da se linije njegova spektra povremeno pomiču tijekom vremena, to znači da se brzina izvora mijenja. Za to može postojati mnogo razloga: varijabilnost same zvijezde, prisutnost guste ljuske koja se širi nakon eksplozije supernove itd.

Ako se dobije spektar druge komponente koji pokazuje slične pomake, ali u protufazi, tada možemo sa sigurnošću reći da imamo dvostruki sustav. Ako nam se prva zvijezda približava i linije su joj pomaknute na ljubičastu stranu spektra, onda se druga zvijezda udaljava, a linije su joj pomaknute na crvenu stranu i obrnuto.

Ali ako je druga zvijezda mnogo inferiorna u svjetlini od prve, tada imamo priliku da je ne vidimo, a zatim moramo razmotriti druge moguće opcije. Glavni znak dvostruka zvijezda - periodičnost promjena radijalnih brzina i velika razlika između maksimalne i minimalne brzine. Ali, strogo govoreći, moguće je da je egzoplanet otkriven. Da biste to saznali, morate izračunati funkciju mase, koja se može koristiti za procjenu minimalne mase nevidljive druge komponente i, prema tome, što je to - planet, zvijezda ili čak crna rupa.

Također, iz spektroskopskih podataka, osim masa komponenata, moguće je izračunati udaljenost između njih, orbitalni period i ekscentricitet orbite. Iz ovih podataka nemoguće je odrediti kut nagiba orbite u odnosu na vidnu liniju. Stoga se može reći da se masa i udaljenost između komponenti izračunavaju samo do točnosti kuta nagiba.

Kao i kod svake vrste objekata koje proučavaju astronomi, postoje katalozi spektroskopskih binarnih zvijezda. Najpoznatiji i najopsežniji od njih je "SB9" (od engleskog Spectral Binaries). Na ovaj trenutak [Kada?] sadrži 2839 objekata.

Pomračive dvojne zvijezde

Događa se da je orbitalna ravnina nagnuta prema liniji gledanja pod vrlo malim kutom: orbite zvijezda takvog sustava nalaze se, takoreći, rubom prema nama. U takvom sustavu zvijezde će se povremeno pomračiti, odnosno mijenjat će se sjaj para. Dvojne zvijezde koje dožive takve pomrčine nazivaju se pomrčinske binarne zvijezde ili pomrčinske varijable. Najpoznatija i prva otkrivena zvijezda ovog tipa je Algol (Đavolje oko) u zviježđu Perzej.

Microlensed Dual

Ako se na vidnoj liniji između zvijezde i promatrača nalazi tijelo s jakim gravitacijskim poljem, tada će objekt biti lećan. Da je polje jako, tada bi se promatralo nekoliko slika zvijezde, no kod galaktičkih objekata njihovo polje nije toliko jako da promatrač može razlikovati nekoliko slika, te se u tom slučaju govori o mikrolećama. Ako je tijelo za graviranje dvostruka zvijezda, krivulja svjetlosti dobivena dok prolazi duž linije gledanja vrlo je različita od slučaja jednostruke zvijezde.

Mikroleće se koriste za traženje binarnih zvijezda gdje su obje komponente smeđi patuljci male mase.

Fenomeni i fenomeni vezani uz dvojne zvijezde

Algolov paradoks

Ovaj paradoks su sredinom 20. stoljeća formulirali sovjetski astronomi A.G. Masevich i P.P. Parenago, koji su skrenuli pozornost na neslaganje između masa Algolovih komponenti i njihovog evolucijskog stadija. Prema teoriji evolucije zvijezda, brzina evolucije masivne zvijezde mnogo je veća od one zvijezde čija je masa usporediva ili nešto veća od mase Sunca. Očito je da su komponente binarne zvijezde nastale u isto vrijeme, stoga bi masivna komponenta trebala evoluirati ranije od one male mase. Međutim, u sustavu Algol masivnija komponenta bila je mlađa.

Objašnjenje ovog paradoksa povezano je s fenomenom protoka mase u bliskim binarnim sustavima, a prvi ga je predložio američki astrofizičar D. Crawford. Ako pretpostavimo da tijekom evolucije jedna od komponenti ima priliku prenijeti masu na svoju susjedu, tada je paradoks uklonjen.

Razmjena mase između zvijezda

Razmotrimo pristup bliskog binarnog sustava (tzv Rocheove aproksimacije):

Zvijezde se smatraju točkastim masama i njihovim vlastiti trenutak aksijalna rotacija može se zanemariti u usporedbi s orbitalom
Komponente se rotiraju sinkrono.
Kružna orbita

Zatim za komponente M 1 i M 2 sa zbrojem velikih poluosi a=a 1 +a 2 uvodimo koordinatni sustav sinkroni s orbitalnom rotacijom TDS-a. Referentno središte je u središtu zvijezde M 1, os X je usmjerena od M 1 prema M 2, a os Z je duž vektora rotacije. Zatim zapisujemo potencijal povezan s gravitacijska polja komponente i centrifugalna sila:

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)\lijevo[(x-\mu a)^(2) +y^(2)\desno]),

Gdje r 1 = √ x 2 + y 2 + z 2, r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2, μ= M 2 /(M 1 +M 2) , a ω je frekvencija rotacije duž orbite komponenata. Koristeći Keplerov treći zakon, Rocheov potencijal može se prepisati na sljedeći način:

Φ = − 1 2 ω 2 a 2 Ω R (\displaystyle \Phi =-(\frac (1)(2))\omega ^(2)a^(2)\Omega _(R)),

gdje je bezdimenzionalni potencijal:

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)))),

gdje je q = M 2 /M 1

Ekvipotencijali se nalaze iz jednadžbe Φ(x,y,z)=const. U blizini središta zvijezda malo se razlikuju od sfernih, ali kako se odmiču, odstupanja od sferne simetrije postaju sve veća. Zbog toga se obje plohe susreću u Lagrangeovoj točki L 1. To znači da je potencijalna barijera u ovoj točki 0, a čestice s površine zvijezde koja se nalazi blizu te točke mogu se pomaknuti u Rocheov režanj susjedne zvijezde zbog toplinskog kaotičnog gibanja.

Novi

X-ray duplira

Simbiotske zvijezde

Interaktivni binarni sustavi koji se sastoje od crvenog diva i bijeli patuljak, okružen općom maglicom. Karakteriziraju ih složeni spektri, gdje uz apsorpcijske vrpce (primjerice TiO) postoje i emisijske linije karakteristične za maglice (OIII, NeIII itd. Simbiotske zvijezde su promjenjive s periodima od nekoliko stotina dana, karakterizirane su novom -poput baklji, tijekom kojih se njihov sjaj povećava za dvije do tri magnitude.

Simbiotske zvijezde predstavljaju relativno kratkotrajnu, ali iznimno važnu i astrofizičkim manifestacijama bogatu fazu u evoluciji binarnih zvjezdanih sustava umjerenih masa s početnim orbitalnim periodima od 1-100 godina.

Razbijači

Supernove tipa Ia

Podrijetlo i evolucija

Mehanizam nastanka jedne zvijezde prilično je dobro proučen - to je kompresija molekularnog oblaka zbog gravitacijske nestabilnosti. Također je bilo moguće utvrditi funkciju raspodjele početnih masa. Očito, scenarij za formiranje dvojne zvijezde trebao bi biti isti, ali uz dodatne izmjene. Također mora objasniti sljedeće poznate činjenice:

Dvostruka frekvencija. U prosjeku iznosi 50%, ali je različit za zvijezde različitih spektralnih klasa. Za O-zvijezde to je oko 70%, za zvijezde poput Sunca (spektralni razred G) je blizu 50%, a za spektralni razred M oko 30%.
Distribucija razdoblja.
Ekscentricitet dvostrukih zvijezda može imati bilo koju vrijednost 0
Omjer mase Distribuciju omjera mase q = M 1 / M 2 je najteže mjeriti, jer je utjecaj selekcijskih učinaka velik, ali se trenutno smatra da je distribucija jednolika i da se kreće unutar 0,2

U ovom trenutku ne postoji konačno razumijevanje koje su točno izmjene potrebne i koji čimbenici i mehanizmi ovdje igraju odlučujuću ulogu. Sve trenutno predložene teorije mogu se podijeliti prema tome koji mehanizam formiranja koriste:

Teorije sa srednjom jezgrom
Teorije sa srednjim diskom
Dinamičke teorije

Teorije sa srednjom jezgrom

Najbrojnija klasa teorija. Kod njih nastanak nastaje zbog brze ili rane diobe protooblaka.

Najraniji od njih smatra da se tijekom kolapsa, zbog raznih vrsta nestabilnosti, oblak raspada na lokalne Jeans mase, rastući sve dok najmanja od njih ne prestane biti optički prozirna i više se ne može učinkovito hladiti. Međutim, izračunata funkcija zvjezdane mase ne podudara se s promatranom.

Još jedna rana teorija sugerirala je umnažanje kolapsirajućih jezgri zbog deformacije u različite eliptične oblike.

Moderne teorije tipa koji se razmatra vjeruju da je glavni uzrok fragmentacije povećanje unutarnje energije i rotacijske energije kako se oblak skuplja.

Teorije sa srednjim diskom

U teorijama s dinamičkim diskom nastanak se događa tijekom fragmentacije protozvjezdanog diska, odnosno znatno kasnije nego u teorijama s međujezgrom. To zahtijeva prilično masivan disk koji je osjetljiv na gravitacijske nestabilnosti i čiji se plin učinkovito hladi. Tada se može pojaviti nekoliko pratilaca, koji leže u istoj ravnini, koji nakupljaju plin iz matičnog diska.

Nedavno je broj računalnih izračuna takvih teorija jako porastao. U okviru ovog pristupa dobro je objašnjen nastanak bliskih binarnih sustava, kao i hijerarhijskih sustava različite višestrukosti.

Dinamičke teorije

Potonji mehanizam sugerira da su dvojne zvijezde nastale kroz dinamičke procese potaknute kompetitivnom akrecijom. U ovom scenariju pretpostavlja se da molekularni oblak, zbog raznih vrsta turbulencija unutar sebe, formira nakupine približno Jeansove mase. Ove nakupine, međusobno djelujući, natječu se za supstancu izvornog oblaka. U takvim uvjetima dobro funkcionira i već spomenuti model s međudiskom i drugi mehanizmi, o kojima će biti riječi u nastavku. Osim toga, dinamičko trenje protozvijezda s okolnim plinom približava komponente.

Kombinacija fragmentacije s posrednom jezgrom i dinamičke hipoteze predložena je kao jedan od mehanizama koji funkcionira u tim uvjetima. To nam omogućuje reprodukciju frekvencije više zvijezda u zvjezdanim skupovima. Međutim, u ovom trenutku mehanizam fragmentacije nije precizno opisan.

Drugi mehanizam uključuje povećanje presjeka gravitacijske interakcije u blizini diska sve dok se obližnja zvijezda ne uhvati. Iako je ovaj mehanizam sasvim prikladan za masivne zvijezde, potpuno je neprikladan za one male mase i malo je vjerojatno da će biti dominantan u formiranju dvostrukih zvijezda.

Egzoplanete u binarnim sustavima

Od više od 800 trenutačno poznatih egzoplaneta, broj planeta koji kruže oko pojedinačnih zvijezda znatno premašuje broj planeta koji se nalaze u zvjezdanim sustavima različitih magnituda. Posljednjih je, prema posljednjim podacima, 64.

Egzoplanete u binarnim sustavima obično se dijele prema konfiguracijama njihovih orbita:

Egzoplanete klase S kruže oko jedne od komponenti (na primjer, OGLE-2013-BLG-0341LB b). Ima ih 57.
P-klasa uključuje one koji kruže oko obje komponente. Oni su pronađeni u NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b i Kepler-35 (AB)b.

Ako pokušate napraviti statistiku, saznat ćete:

Značajan dio planeta živi u sustavima u kojima su komponente razdvojene u rasponu od 35 do 100 AJ. To jest, koncentracija oko vrijednosti od 20 a. e.
Planeti u širokim sustavima (>100 AJ) imaju mase u rasponu od 0,01 do 10 MJ (gotovo isto kao i za pojedinačne zvijezde), dok se mase planeta za manje razdvojene sustave kreću od 0,1 do 10 MJ
Planeti u širokim sustavima uvijek su pojedinačni
Raspodjela orbitalnih ekscentriciteta razlikuje se od pojedinačnih, dostižući vrijednosti e = 0,925 i e = 0,935.

Važna obilježja tvorbenih procesa

Obrezivanje protoplanetarnog diska. Dok se kod pojedinačnih zvijezda protoplanetarni disk može protezati do Kuiperovog pojasa (30-50 AJ), kod dvostrukih zvijezda njegova je veličina odrezana utjecajem druge komponente. Dakle, opseg protoplanetarnog diska je 2-5 puta manji od udaljenosti između komponenti.

Zakrivljenost protoplanetarnog diska. Disk koji ostaje nakon obrezivanja nastavlja iskusiti utjecaj druge komponente i počinje se rastezati, deformirati, ispreplitati, pa čak i puknuti. Također, takav disk počinje precesirati.

Smanjenje životnog vijeka protoplanetarnog diska Za široke dvojnike, kao i za pojedinačne, životni vijek protoplanetarnog diska je 1-10 milijuna godina. Jedan za split sustave< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Planetozimalni scenarij formiranja

Nespojivi scenariji obrazovanja

Postoje scenariji u kojima se početna, neposredno nakon formiranja, konfiguracija planetarnog sustava razlikuje od sadašnje i postignuta je tijekom daljnje evolucije.

Jedan takav scenarij je zarobljavanje planeta s druge zvijezde. Budući da dvostruka zvijezda ima mnogo veći presjek interakcije, vjerojatnost sudara i zarobljavanja planeta od druge zvijezde je znatno veća.
Drugi scenarij pretpostavlja da tijekom evolucije jedne od komponenti, već u fazama nakon glavne sekvence, nastaju nestabilnosti u izvornom planetarnom sustavu. Kao rezultat toga, planet napušta svoju izvornu orbitu i postaje zajednički za obje komponente.

Astronomski podaci i njihova analiza

Svjetlosne krivulje

U slučaju kada je dvostruka zvijezda u pomračenju, postaje moguće nacrtati ovisnost integralnog sjaja o vremenu. Varijabilnost svjetline na ovoj krivulji ovisit će o:

Same pomrčine
Učinci elipsoidalnosti.
Učinci refleksije, odnosno obrade zračenja jedne zvijezde u atmosferi druge.

Međutim, analiza samo samih pomrčina, kada su komponente sferno simetrične i nema efekata refleksije, svodi se na rješavanje sljedećeg sustava jednadžbi:

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 \granice _(0)^(r_(\rho c))I_(c)(\rho)2\pi \rho d\rho =1)

gdje su ξ, ρ polarne udaljenosti na disku prve i druge zvijezde, I a je funkcija apsorpcije zračenja jedne zvijezde atmosferom druge, I c je funkcija svjetline područja dσ za različite komponente , Δ je površina preklapanja, r ξc ,r ρc su ukupni polumjeri prve i druge zvijezde.

Rješavanje ovog sustava bez apriornih pretpostavki je nemoguće. Baš kao i analiza složenijih slučajeva s elipsoidnim oblikom komponenata i efektima refleksije, koji su značajni u raznim varijantama bliskobinarnih sustava. Stoga sve suvremene metode analize svjetlosnih krivulja na ovaj ili onaj način uvode modelske pretpostavke, čiji se parametri pronalaze drugim vrstama promatranja.

Krivulje radijalne brzine

Ako se dvojna zvijezda promatra spektroskopski, odnosno radi se o spektroskopskoj dvojnoj zvijezdi, tada je moguće nacrtati promjenu radijalnih brzina komponenata u ovisnosti o vremenu. Ako pretpostavimo da je orbita kružna, tada možemo napisati sljedeće:

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) ),

gdje je V s radijalna brzina komponente, i je nagib orbite prema liniji gledišta, P je period, a je radijus orbite komponente. Sada, ako zamijenimo Keplerov treći zakon u ovu formulu, imamo:

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)))grijeh(i)),

gdje je M s masa komponente koja se proučava, M 2 je masa druge komponente. Dakle, promatranjem obje komponente može se odrediti omjer masa zvijezda koje čine dvojnik. Ako ponovno upotrijebimo Keplerov treći zakon, onda se potonji svodi na sljedeće:

F (M 2) = P V s 1 2 π G (\displaystyle f(M_(2))=(\frac (PV_(s1))(2\pi G))),

gdje je G gravitacijska konstanta, a f(M 2) je funkcija mase zvijezde i, po definiciji, jednaka je:

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)))).

Ako orbita nije kružna, ali ima ekscentricitet, tada se može pokazati da se za funkciju mase orbitalni period P mora pomnožiti faktorom (1 − e 2) 3 / 2 (\displaystyle (1-e^(2))^(3/2)).

Ako se druga komponenta ne promatra, tada funkcija f(M 2) služi kao donja granica njezine mase.

Vrijedno je napomenuti da je proučavanjem samo krivulja radijalne brzine nemoguće odrediti sve parametre binarnog sustava; uvijek će postojati nesigurnost u obliku nepoznatog orbitalnog kuta nagiba.

Određivanje mase komponenti

Gotovo uvijek je gravitacijska interakcija između dviju zvijezda s dovoljnom točnošću opisana Newtonovim zakonima i Keplerovim zakonima, koji su posljedica Newtonovih zakona. Ali da bismo opisali dvostruke pulsare (vidi Taylor-Hulseov pulsar) moramo koristiti opću relativnost. Proučavajući opažajne manifestacije relativističkih učinaka, možemo još jednom provjeriti točnost teorije relativnosti.

Treći Keplerov zakon povezuje period revolucije s udaljenosti između komponenti i masom sustava:

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

Gdje P (\displaystyle P)- razdoblje optjecaja, a (\displaystyle a)- velika poluos sustava, M 1 (\displaystyle M_(1)) I M 2 (\displaystyle M_(2))- mase komponenti, G (\displaystyle G) -

Masa, jedna od najvažnijih fizičkih karakteristika zvijezda, može se odrediti samo njezinim utjecajem na gibanje drugih tijela. Takva druga tijela su sateliti nekih zvijezda, kružeći oko njih oko zajedničkog centra mase.

Ako pogledate gamu Velikog medvjeda, drugu zvijezdu od kraja "ručke" njegove "kante", tada ćete s normalnim vidom vidjeti drugu blijedu zvijezdu vrlo blizu nje. Zapazili su je stari Arapi i prozvali je Alkor (Konjanik). Sjajnoj zvijezdi su dali ime Mizar. Mogu se nazvati dvostrukom zvijezdom. Mizar i Alcor udaljeni su 11" jedan od drugog. U dalekozoru možete pronaći mnogo takvih zvjezdanih parova. Dakle, Epsilon Lyrae se sastoji od dvije identične zvijezde 4. magnitude s udaljenosti od 5" između njih.

Dvojne zvijezde nazivamo vizualnim dvojnicima ako se njihova dvojnost može vidjeti izravnim promatranjem kroz teleskop (i u rijetkim slučajevima golim okom), Epsilon Lyrae je vizualna četverostruka zvijezda. Sustavi koji se sastoje od tri ili više zvijezda nazivaju se višestruki.

Ispada da su mnoge vizualne dvojne zvijezde optičke dvojne zvijezde, odnosno blizina takvih dviju zvijezda rezultat je njihove nasumične projekcije na nebo. U svemiru su daleko jedno od drugog. Tijekom višegodišnjih promatranja može se uvjeriti da jedna od zvijezda prolazi pokraj druge u ravnom smjeru konstantnom brzinom.

Ponekad postupno postaje jasno da slabija zvijezda pratilica kruži oko svjetlije zvijezde. Udaljenosti između njih i smjer linije koja ih spaja sustavno se mijenjaju. Takve zvijezde nazivamo fizičkim dvojnim zvijezdama.

Najkraći poznati orbitalni period vizualnih dvojnih zvijezda je 5 godina. Proučavani su parovi s periodima od nekoliko desetaka godina, au budućnosti će se proučavati parovi s periodima od nekoliko stotina godina. Nama najbliža zvijezda, Centauri, dvostruka je zvijezda. Razdoblje cirkulacije njegovih komponenti je 70 godina. Obje zvijezde u ovom paru slične su Suncu po masi i temperaturi.

Dvostruke zvijezde često su lijep prizor u teleskopu: glavna zvijezda je žuta ili narančasta, a prateća je bijela ili plava. Zamislite bogatstvo boja na planetu koji kruži oko jedne od para zvijezda, gdje nebo svijetli crveno ili plavo, ili oboje.

Ako naš vidokrug leži gotovo u ravnini orbite spektroskopske dvojne zvijezde, tada će se zvijezde takvog para naizmjence međusobno blokirati. Tijekom pomrčina, ukupna svjetlina para, čije komponente ne možemo vidjeti pojedinačno, će oslabiti. Ostatak vremena, u intervalima između pomrčina, bit će konstantan i što je duži, što je pomrčina kraće trajala, a radijus orbite veći. Ako je satelit velik i sam proizvodi malo svjetla kada ga sjajna zvijezda zasjeni, ukupna svjetlina sustava malo će se smanjiti.

Minimum sjaja pomračivih binarnih zvijezda javlja se kada se njihove komponente pomiču preko vidnog polja. Analiza krivulje svjetlosti tijekom vremena omogućuje određivanje veličine i sjaja zvijezda, veličine orbite, njezina oblika i nagiba prema liniji gledanja, kao i mase zvijezda. Stoga su pomrčinski binarni sustavi, koji se također promatraju kao spektroskopski binarni sustavi, najbolje proučeni sustavi.

Pomračive binarne zvijezde nazivaju se i algoli po plavom tipičnom predstavniku betta Persei. Stari Arapi su ga zvali Algol (iskvareno el gul, što znači "đavo"). Moguće je da su primijetili njegovo čudno ponašanje: 2 dana i 11 sati sjaj Algola je konstantan, zatim za 5 sati oslabi s 2,3 na 3,5 magnitude, a zatim se za 5 sati njegov sjaj vraća na prethodnu vrijednost.

Periodi poznatih spektroskopskih dvojnih zvijezda i algola uglavnom su kratki - oko nekoliko dana. Općenito, dualnost zvijezda vrlo je česta pojava. Do 30% zvijezda su vjerojatno dvostruke.

Dobivanje raznih podataka o pojedinim zvijezdama i. Njihovi sustavi iz analize spektroskopskih dvojnih zvijezda i pomračivih binarnih zvijezda mogu se nazvati primjerima “astronomije nevidljivog”.

> Dvostruke zvijezde

– značajke promatranja: što je to s fotografijama i video zapisima, otkrivanje, klasifikacija, višekratnici i varijable, kako i gdje tražiti u Velikom medvjedu.

Zvijezde na nebu često tvore grozdove, koji mogu biti gusti ili, naprotiv, raštrkani. Ali ponekad se među zvijezdama pojave jače veze. I tada je uobičajeno govoriti o dvostrukim sustavima odn dvostruke zvijezde. Nazivaju se i višestruki. U takvim sustavima zvijezde izravno utječu jedna na drugu i uvijek se zajedno razvijaju. Primjeri takvih zvijezda (čak i uz prisutnost varijabli) mogu se naći doslovno u najpoznatijim zviježđima, na primjer, Ursa Major.

Otkriće dvostrukih zvijezda

Otkriće dvostrukih zvijezda bilo je jedno od prvih dostignuća upotrebom astronomskih dalekozora. Prvi sustav ove vrste bio je Mizarov par u zviježđu Velikog medvjeda, koji je otkrio talijanski astronom Riccoli. Budući da u Svemiru postoji nevjerojatan broj zvijezda, znanstvenici su zaključili da Mizar ne može biti jedini binarni sustav. A njihova se pretpostavka budućim promatranjima pokazala potpuno opravdanom.

Godine 1804. William Herschel, slavni astronom koji je 24 godine vršio znanstvena promatranja, objavio je katalog s pojedinostima o 700 dvostrukih zvijezda. No ni tada nije bilo informacija o tome postoji li fizička veza između zvijezda u takvom sustavu.

Mala komponenta "isisava" plin iz velike zvijezde

Neki su znanstvenici zauzeli stajalište da dvostruke zvijezde ovise o zajedničkoj zvjezdanoj povezanosti. Njihov argument bio je heterogeni sjaj komponenti para. Stoga se činilo da ih dijeli značajna udaljenost. Da bi se potvrdila ili opovrgla ova hipoteza, bila su potrebna mjerenja paralaktičkog pomaka zvijezda. Herschel je preuzeo ovu misiju i, na svoje iznenađenje, otkrio sljedeće: putanja svake zvijezde ima složeni elipsoidni oblik, a ne pojavu simetričnih oscilacija s periodom od šest mjeseci. U videu možete promatrati evoluciju dvostrukih zvijezda.

Ovaj video prikazuje evoluciju bliskog binarnog para zvijezda:

Podnaslove možete promijeniti klikom na gumb "cc".

Prema fizikalnim zakonima nebeske mehanike dva tijela povezana gravitacijom gibaju se eliptičnom putanjom. Rezultati Herschelovog istraživanja postali su dokaz pretpostavke da u binarnim sustavima postoji veza gravitacijskih sila.

Klasifikacija dvostrukih zvijezda

Dvojne zvijezde obično se grupiraju u sljedeće vrste: spektralne dvojne zvijezde, fotometrijske dvojne zvijezde i vizualne dvojne zvijezde. Ova klasifikacija daje ideju o zvjezdanoj klasifikaciji, ali ne odražava unutarnju strukturu.

Pomoću teleskopa možete lako odrediti dualnost vizualnih dvostrukih zvijezda. Danas postoje dokazi o 70 000 vizualnih binarnih zvijezda. Štoviše, samo 1% njih sigurno ima vlastitu orbitu. Jedno orbitalno razdoblje može trajati od nekoliko desetljeća do nekoliko stoljeća. S druge strane, izgradnja orbitalne putanje zahtijeva znatan trud, strpljenje, precizne izračune i dugotrajna promatranja u zvjezdarnici.

Često znanstvena zajednica ima informacije samo o nekim fragmentima orbitalnog kretanja, a nedostajuće dijelove staze rekonstruira deduktivnom metodom. Ne zaboravite da orbitalna ravnina može biti nagnuta u odnosu na liniju vizure. U ovom slučaju, prividna orbita ozbiljno se razlikuje od stvarne. Naravno, uz visoku točnost izračuna, moguće je izračunati pravu orbitu binarnih sustava. Da bi se to postiglo, primjenjuju se prvi i drugi Keplerov zakon.

Mizar i Alcor. Mizar je dvostruka zvijezda. Desno je satelit Alcor. Između njih je samo jedna svjetlosna godina

Nakon što se odredi prava orbita, znanstvenici mogu izračunati kutnu udaljenost između dvojnih zvijezda, njihovu masu i period rotacije. Često se za to koristi Keplerov treći zakon, koji pomaže u pronalaženju zbroja masa komponenti para. Ali da biste to učinili morate znati udaljenost između Zemlje i dvostruke zvijezde.

Dvostruke fotometrijske zvijezde

Dvojna priroda takvih zvijezda može se saznati samo iz periodičnih fluktuacija u sjaju. Dok se kreću, zvijezde ove vrste naizmjenično blokiraju jedna drugu, zbog čega se često nazivaju pomračivim dvojnicima. Orbitalne ravnine ovih zvijezda su blizu smjera linije gledanja. Što je manje područje pomrčine, to je manja svjetlina zvijezde. Proučavajući krivulju svjetlosti, istraživač može izračunati kut nagiba orbitalne ravnine. Kada se zabilježe dvije pomrčine, bit će dva minimuma (smanjenja) u krivulji svjetlosti. Period kada se opažaju 3 uzastopna minimuma u krivulji svjetlosti naziva se orbitalni period.

Period dvojnih zvijezda traje od nekoliko sati do nekoliko dana, što ga čini kraćim u odnosu na period vizualnih dvojnih zvijezda (optičkih dvojnih zvijezda).

Spektralne dvojne zvijezde

Metodom spektroskopije istraživači bilježe proces cijepanja spektralnih linija koji nastaje kao posljedica Dopplerovog efekta. Ako je jedna komponenta slaba zvijezda, tada se na nebu mogu uočiti samo periodične fluktuacije u položajima pojedinačnih linija. Ova metoda se koristi samo kada su komponente binarnog sustava na minimalnoj udaljenosti i njihova identifikacija pomoću teleskopa je komplicirana.

Dvojne zvijezde koje se mogu proučavati pomoću Dopplerovog efekta i spektroskopa nazivaju se spektralno dvojnim. Međutim, nema svaka dvostruka zvijezda spektralni karakter. Obje komponente sustava mogu se približavati i udaljavati jedna od druge u radijalnom smjeru.

Prema rezultatima astronomskih istraživanja većina dvojnih zvijezda nalazi se u galaksiji Mliječni put. Postotni omjer jednostrukih i dvostrukih zvjezdica izuzetno je teško izračunati. Oduzimanjem se može oduzeti broj poznatih dvostrukih zvijezda od ukupne zvjezdane populacije. U ovom slučaju postaje jasno da su dvojne zvijezde u manjini. Međutim, ova se metoda ne može nazvati vrlo točnom. Astronomi su upoznati s izrazom "učinak selekcije". Da bi se popravila binarnost zvijezda, moraju se odrediti njihove glavne karakteristike. Za to će biti korisna posebna oprema. U nekim je slučajevima vrlo teško otkriti dvostruke zvijezde. Stoga se vizualno dvostruke zvijezde često ne vide na značajnoj udaljenosti od astronoma. Ponekad je nemoguće odrediti kutnu udaljenost između zvijezda u paru. Za otkrivanje spektroskopskih binarnih ili fotometrijskih zvijezda potrebno je pažljivo izmjeriti valne duljine u spektralnim linijama i prikupiti modulacije svjetlosnih tokova. U ovom slučaju, sjaj zvijezda trebao bi biti prilično jak.

Sve to naglo smanjuje broj zvijezda pogodnih za proučavanje.

Prema teoretskom razvoju, udio dvostrukih zvijezda u zvjezdanoj populaciji varira od 30% do 70%.

Binarni sustavi također se klasificiraju prema metodi promatranja, možemo razlikovati vizualni, spektralni, pomračenje, astrometrijski dualni sustavi.

Vizualne dvostruke zvijezde

Dvostruke zvijezde koje se mogu vidjeti odvojeno (ili, kako kažu, to mogu biti dozvoljeno), se zovu vidljivo dvostruko, ili vizualno dvostruko.

Pri promatranju vizualne dvojne zvijezde mjeri se udaljenost između komponenti i položajni kut crte središta, drugim riječima, kut između smjera sjevernog nebeskog pola i smjera crte koja povezuje glavnu zvijezdu s njezinim satelit.

Speckle interferometrijske dvojne zvijezde

Speckle interferometrija učinkovita je za binarne podatke s periodima od nekoliko desetljeća.

Astrometrijske dvojne zvijezde

Ako su dostupna visoko precizna astrometrijska opažanja, tada se dualnost može pretpostaviti fiksiranjem nelinearnosti gibanja: prva derivacija vlastitog gibanja i druga [ razjasniti] . Astrometrijske dvojne zvijezde koriste se za mjerenje mase smeđih patuljaka različitih spektralnih klasa.

Spektralne dvojne zvijezde

Ali ako je druga zvijezda mnogo inferiorna u svjetlini od prve, tada imamo priliku da je ne vidimo, a zatim moramo razmotriti druge moguće opcije. Glavna značajka dvojne zvijezde je periodičnost promjena radijalnih brzina i velika razlika između maksimalne i minimalne brzine. Ali, strogo govoreći, moguće je da je egzoplanet otkriven. Da biste to saznali, morate izračunati funkciju mase, prema kojoj možete procijeniti minimalnu masu nevidljive druge komponente i, prema tome, što je to - planet, zvijezda ili čak crna rupa.

Pomračive dvojne zvijezde

Microlensed Dual

Mikroleće se koriste za traženje binarnih zvijezda gdje su obje komponente smeđi patuljci male mase.

Fenomeni i fenomeni vezani uz dvojne zvijezde

Algolov paradoks

Razmjena mase između zvijezda

Razmotrimo pristup bliskog binarnog sustava (tzv Rocheove aproksimacije):

Zvijezde se smatraju točkastim masama i njihov vlastiti moment aksijalne rotacije može se zanemariti u usporedbi s orbitalnim
Komponente se rotiraju sinkrono.
Kružna orbita

Φ = − 1 2 ω 2 a 2 Ω R (\displaystyle \Phi =-(\frac (1)(2))\omega ^(2)a^(2)\Omega _(R)),

gdje je bezdimenzionalni potencijal:

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)))),

gdje je q = M 2 /M 1

Novi

X-ray duplira

Simbiotske zvijezde

Interaktivni binarni sustavi koji se sastoje od crvenog diva i bijelog patuljka okruženih zajedničkom maglicom. Karakteriziraju ih složeni spektri, gdje uz apsorpcijske vrpce (primjerice TiO) postoje i emisijske linije karakteristične za maglice (OIII, NeIII itd. Simbiotske zvijezde su promjenjive s periodima od nekoliko stotina dana, karakterizirane su novom -poput baklji, tijekom kojih se njihov sjaj povećava za dvije do tri magnitude.

Razbijači

Supernove tipa Ia

Podrijetlo i evolucija

Mehanizam nastanka pojedinačne zvijezde dosta je dobro proučen - to je kompresija molekularnog oblaka zbog gravitacijske nestabilnosti. Također je bilo moguće utvrditi funkciju raspodjele početnih masa. Očito, scenarij za formiranje dvojne zvijezde trebao bi biti isti, ali uz dodatne izmjene. Također mora objasniti sljedeće poznate činjenice:

Dvostruka frekvencija. U prosjeku iznosi 50%, ali je različit za zvijezde različitih spektralnih klasa. Za O-zvijezde to je oko 70%, za zvijezde poput Sunca (spektralni razred G) je blizu 50%, a za spektralni razred M oko 30%.
Distribucija razdoblja.
Ekscentricitet dvostrukih zvijezda može imati bilo koju vrijednost 0
Omjer mase Distribuciju omjera mase q = M 1 / M 2 je najteže mjeriti, jer je utjecaj selekcijskih učinaka velik, ali se trenutno smatra da je distribucija jednolika i da se kreće unutar 0,2

Teorije sa srednjom jezgrom
Teorije sa srednjim diskom
Dinamičke teorije

Teorije sa srednjom jezgrom

Najbrojnija klasa teorija. Kod njih nastanak nastaje zbog brze ili rane diobe protooblaka.

Još jedna rana teorija sugerirala je umnažanje kolapsirajućih jezgri zbog deformacije u različite eliptične oblike.

Moderne teorije tipa koji se razmatra vjeruju da je glavni uzrok fragmentacije povećanje unutarnje energije i rotacijske energije kako se oblak skuplja.

Teorije sa srednjim diskom

Dinamičke teorije

Egzoplanete u binarnim sustavima

Egzoplanete u binarnim sustavima obično se dijele prema konfiguracijama njihovih orbita:

Egzoplanete klase S kruže oko jedne od komponenti (na primjer, OGLE-2013-BLG-0341LB b). Ima ih 57.
P-klasa uključuje one koji kruže oko obje komponente. Oni su pronađeni u NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b i Kepler-35 (AB)b.

Ako pokušate napraviti statistiku, saznat ćete:

Značajan dio planeta živi u sustavima u kojima su komponente razdvojene u rasponu od 35 do 100 AJ. To jest, koncentracija oko vrijednosti od 20 a. e.
Planeti u širokim sustavima (>100 AJ) imaju mase u rasponu od 0,01 do 10 MJ (gotovo isto kao i za pojedinačne zvijezde), dok se mase planeta za manje razdvojene sustave kreću od 0,1 do 10 MJ
Planeti u širokim sustavima uvijek su pojedinačni
Raspodjela orbitalnih ekscentriciteta razlikuje se od pojedinačnih, dostižući vrijednosti e = 0,925 i e = 0,935.

Važna obilježja tvorbenih procesa

Smanjenje životnog vijeka protoplanetarnog diska. Za široke dvojnike, kao i za pojedinačne, životni vijek protoplanetarnog diska je 1-10 milijuna godina, ali za sustave s odvajanjem< 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

Planetezimalni scenarij formiranja

Nespojivi scenariji obrazovanja

Postoje scenariji u kojima se početna, neposredno nakon formiranja, konfiguracija planetarnog sustava razlikuje od sadašnje i postignuta je tijekom daljnje evolucije.

Jedan takav scenarij je zarobljavanje planeta s druge zvijezde. Budući da dvostruka zvijezda ima mnogo veći presjek interakcije, vjerojatnost sudara i zarobljavanja planeta od druge zvijezde je znatno veća.
Drugi scenarij pretpostavlja da tijekom evolucije jedne od komponenti, već u fazama nakon glavne sekvence, nastaju nestabilnosti u izvornom planetarnom sustavu. Kao rezultat toga, planet napušta svoju izvornu orbitu i postaje zajednički za obje komponente.

Astronomski podaci i njihova analiza

Svjetlosne krivulje

U slučaju kada je dvostruka zvijezda u pomračenju, postaje moguće nacrtati ovisnost integralnog sjaja o vremenu. Varijabilnost svjetline na ovoj krivulji ovisit će o:

Same pomrčine
Učinci elipsoidalnosti.
Učinci refleksije, odnosno obrade zračenja jedne zvijezde u atmosferi druge.