A bináris rendszereket a megfigyelés módszere szerint is osztályozzuk, meg tudjuk különböztetni vizuális, spektrális, napfogyatkozás, csillagászati kettős rendszer.

Vizuális kettős csillagok

Kettős csillagok, amelyek külön is láthatók (vagy ahogy mondják, lehet megengedett), hívják látható kettős, vagy vizuálisan dupla.

A csillag vizuális kettősként való megfigyelésének képességét a távcső felbontása, a csillagok távolsága és a köztük lévő távolság határozza meg. Így a vizuális kettős csillagok főként a Nap közelében található csillagok, amelyek keringési periódusa nagyon hosszú (a komponensek közötti nagy távolság következménye). A hosszú periódus miatt a bináris pályája csak évtizedeken át tartó számos megfigyeléssel követhető nyomon. A mai napig a WDS- és CCDM-katalógusok több mint 78 000, illetve 110 000 objektumot tartalmaznak, és ezek közül csak néhány száz pályája számítható ki. Száznál kevesebb objektum esetében a pálya kellő pontossággal ismert ahhoz, hogy megkapjuk az alkatrészek tömegét.

Vizuális megfigyeléskor kettős csillag mérje meg a komponensek közötti távolságot és a középvonal helyzetszögét, más szóval az északi égi pólus iránya és az összekötő vonal iránya közötti szöget fő sztár társával.

Pettyes interferometrikus kettőscsillagok

A foltos interferometria több évtizedes periódusú binárisok esetén hatékony.

Asztrometrikus kettős csillagok

Vizuális kettős csillagok esetén két objektumot látunk egyszerre mozogni az égen. Ha azonban azt képzeljük, hogy a két komponens egyike valamilyen okból kifolyólag nem látható számunkra, akkor a kettősség a második égbolton elfoglalt helyzetének megváltozásával mégis kimutatható. Ebben az esetben asztrometriai kettős csillagokról beszélnek.

Ha nagy pontosságú asztrometriai megfigyelések állnak rendelkezésre, akkor a dualitás feltételezhető a mozgás nemlinearitásának rögzítésével: az első derivált saját mozgásés második [ tisztázza] . Asztrometrikus kettőscsillagokat használnak a különböző spektrális osztályokba tartozó barna törpék tömegének mérésére.

Spektrális kettős csillagok

Spektrális kettős csillagnak nevezik, amelynek kettősségét spektrális megfigyelések segítségével észlelik. Ennek érdekében több éjszakán át megfigyelik. Ha kiderül, hogy spektrumának vonalai az idő múlásával periodikusan eltolódnak, akkor ez azt jelenti, hogy a forrás sebessége változik. Ennek számos oka lehet: magának a csillagnak a változékonysága, a szupernóva-robbanás után kialakult sűrű táguló héj jelenléte stb.

Ha megkapjuk a második komponens spektrumát, amely hasonló elmozdulásokat mutat, de ellenfázisban, akkor bátran kijelenthetjük, hogy kettős rendszerünk van. Ha az első csillag közeledik felénk, és vonalai a spektrum lila oldalára tolódnak el, akkor a második távolodik, vonalai pedig a vörös oldalra tolódnak el, és fordítva.

De ha a második csillag fényereje sokkal gyengébb, mint az első, akkor esélyünk van arra, hogy ne lássuk, és akkor meg kell fontolnunk más lehetséges lehetőségeket. Fő jel kettős csillag - a radiális sebesség változásának periodikussága és a maximális és minimális sebesség közötti nagy különbség. De szigorúan véve lehetséges, hogy egy exobolygót fedeztek fel. Ennek kiderítéséhez ki kell számítania a tömegfüggvényt, amellyel meg lehet ítélni a láthatatlan második komponens minimális tömegét, és ennek megfelelően, mi az - bolygó, csillag vagy akár fekete lyuk.

A spektroszkópiai adatokból a komponensek tömegein kívül a köztük lévő távolság, a keringési periódus és a pálya excentricitása is kiszámítható. Ezekből az adatokból lehetetlen meghatározni a pálya dőlésszögét a látóvonalhoz képest. Ezért az alkatrészek tömege és távolsága csak a dőlésszög pontosságával számítható ki.

Mint minden csillagászok által vizsgált objektum esetében, itt is léteznek katalógusok a spektroszkópikus kettőscsillagokról. A legismertebb és legkiterjedtebb közülük az „SB9” (az angol Spectral Binaries-ből). Tovább Ebben a pillanatban [Amikor?] 2839 objektumot tartalmaz.

Elhomályosuló kettős csillagok

Előfordul, hogy a pályasík nagyon kis szögben hajlik a látóvonalhoz: egy ilyen rendszer csillagainak pályái mintegy élükön helyezkednek el velünk szemben. Egy ilyen rendszerben a csillagok időszakosan eltakarják egymást, vagyis a pár fényessége megváltozik. Az ilyen fogyatkozást tapasztaló kettőscsillagokat fogyatkozási binárisoknak vagy fogyatkozási változóknak nevezzük. A leghíresebb és elsőként felfedezett ilyen típusú csillag az Algol (ördögszem) a Perszeusz csillagképben.

Mikrolencsés Dual

Ha a csillag és a megfigyelő közötti látómezőben erős gravitációs mezővel rendelkező test található, akkor a tárgy lencsevégre kerül. Ha a mező erős lenne, akkor a csillagról több kép is megfigyelhető lenne, de a galaktikus objektumok mezeje nem olyan erős, hogy a megfigyelő több képet is meg tudjon különböztetni, és ilyenkor mikrolencsézésről beszélnek. Ha a gravírozott test kettős csillag, akkor a látóvonalon haladva kapott fénygörbe nagyon eltér egyetlen csillag esetében.

A mikrolencsét olyan kettős csillagok keresésére használják, ahol mindkét komponens kis tömegű barna törpe.

A kettős csillagokhoz kapcsolódó jelenségek és jelenségek

Algol paradoxona

Ezt a paradoxont ​​a 20. század közepén A. G. Masevich és P. P. Parenago szovjet csillagászok fogalmazták meg, akik felhívták a figyelmet az Algol komponenseinek tömege és evolúciós szakasza közötti eltérésre. A csillagfejlődés elmélete szerint egy hatalmas tömegű csillag fejlődési sebessége sokkal nagyobb, mint a Napéhoz hasonló vagy valamivel nagyobb tömegű csillagoké. Nyilvánvaló, hogy a kettőscsillag alkotóelemei egy időben keletkeztek, ezért a tömeges komponensnek korábban kell fejlődnie, mint a kis tömegűnek. Az Algol rendszerben azonban a masszívabb komponens fiatalabb volt.

Ennek a paradoxonnak a magyarázata a szoros bináris rendszerekben előforduló tömegáramlás jelenségével függ össze, és először D. Crawford amerikai asztrofizikus javasolta. Ha feltételezzük, hogy az evolúció során az egyik komponensnek lehetősége van tömeget átvinni a szomszédjába, akkor a paradoxon megszűnik.

Tömeges csere a csillagok között

Tekintsük egy szoros bináris rendszer megközelítését (ún Roche közelítések):

1. A csillagokat ponttömegeknek és azok saját pillanat tengelyirányú forgás orbitálishoz képest elhanyagolható
2. Az alkatrészek szinkronban forognak.
3. Körpálya

Ezután az a=a 1 +a 2 félnagy tengelyek összegével rendelkező M 1 és M 2 komponensekre bevezetünk egy koordinátarendszert, amely szinkron a TDS orbitális forgásával. A vonatkoztatási középpont az M 1 csillag középpontjában van, az X tengely M 1 -ből M 2 -be, a Z tengely pedig a forgásvektor mentén van. Ezután felírjuk a kapcsolódó potenciált gravitációs mezők alkatrészek és centrifugális erő:

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)\jobbra]),

Ahol r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2, r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2, μ= M 2 /(M 1 +M 2) , és ω a forgási frekvencia a komponensek pályája mentén. Kepler harmadik törvényét használva a Roche potenciál a következőképpen írható át:

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

hol van a dimenzió nélküli potenciál:

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)))),

ahol q = M 2 /M 1

Az egyenpotenciálok a Φ(x,y,z)=const egyenletből származnak. A csillagok középpontja közelében alig különböznek a gömb alakúakétól, de távolodva a gömbszimmetriától való eltérések erősebbek lesznek. Ennek eredményeként mindkét felület az L 1 Lagrange pontban találkozik. Ez azt jelenti, hogy a potenciálgát ezen a ponton 0, és a csillag felszínéről e pont közelében elhelyezkedő részecskék a termikus kaotikus mozgás következtében be tudnak mozdulni a szomszédos csillag Roche-lebenyébe.

Új

A röntgen megduplázódik

Szimbiotikus csillagok

Kölcsönhatásban lévő bináris rendszerek, amelyek egy vörös óriásból és fehér törpeáltalános köd veszi körül. Komplex spektrumok jellemzik őket, ahol az abszorpciós sávokkal (pl. TiO) együtt a ködökre jellemző emissziós vonalak (OIII, NeIII stb.) A szimbiotikus csillagok több száz napos periódussal változóak, nova jellemzi őket. -szerű fáklyák, amelyek során fényességük két-három magnitúdóval növekszik.

A szimbiotikus csillagok egy viszonylag rövid távú, de rendkívül fontos és asztrofizikai megnyilvánulásokban gazdag szakaszt képviselnek a közepes tömegű, 1-100 éves kezdeti keringési periódusú bináris csillagrendszerek evolúciójában.

Busters

Ia típusú szupernóvák

Eredet és evolúció

Egyetlen csillag kialakulásának mechanizmusát elég jól tanulmányozták - ez egy molekulafelhő összenyomódása a gravitációs instabilitás miatt. A kezdeti tömegek eloszlásfüggvényét is sikerült megállapítani. Nyilvánvaló, hogy a kettős csillag kialakulásának forgatókönyvének azonosnak kell lennie, de további módosításokkal. A következő ismert tényeket is meg kell magyaráznia:

1. Dupla frekvencia. Átlagosan 50%, de eltérő a különböző spektrális osztályú csillagok esetében. Az O-csillagoknál ez körülbelül 70%, az olyan csillagoknál, mint a Nap (G spektrális osztály), közel 50%, az M spektrális osztálynál pedig körülbelül 30%.
2. Időszakos eloszlás.
3. A kettős csillagok excentricitása bármilyen 0 értéket vehet fel
4. Tömegarány A q = M 1 / M 2 tömegarány eloszlását a legnehezebb mérni, mivel a szelekciós hatások befolyása nagy, de jelenleg úgy gondolják, hogy az eloszlás egyenletes és 0,2-en belül van.

Jelenleg még nincs végleges felfogás arról, hogy pontosan milyen módosításokat kell végrehajtani, és milyen tényezők és mechanizmusok játszanak itt meghatározó szerepet. Az összes jelenleg javasolt elmélet felosztható aszerint, hogy milyen formációs mechanizmust alkalmaznak:

1. Elméletek köztes maggal
2. Elméletek köztes lemezzel
3. Dinamikus elméletek

Elméletek köztes maggal

Az elméletek legszámosabb osztálya. Náluk a kialakulás a protofelhő gyors vagy korai osztódása miatt következik be.

A legkorábbiak úgy vélik, hogy az összeomlás során különféle instabilitások miatt a felhő helyi Jeans-tömegekre bomlik fel, és addig növekszik, amíg a legkisebb meg nem szűnik optikailag átlátszó, és már nem tud hatékonyan hűteni. A számított csillagtömeg-függvény azonban nem esik egybe a megfigyelttel.

Egy másik korai elmélet a deformáció következtében összeomló magok különféle ellipszis alakúvá való szaporodását javasolta.

A vizsgált típusú modern elméletek úgy vélik, hogy a töredezettség fő oka a belső energia és a forgási energia növekedése a felhő összehúzódásával.

Elméletek köztes lemezzel

A dinamikus koronggal rendelkező elméletekben a képződés a protostelláris korong feldarabolódása során következik be, vagyis sokkal később, mint a köztes maggal rendelkező elméletekben. Ehhez egy meglehetősen masszív korongra van szükség, amely érzékeny a gravitációs instabilitásra, és amelynek gáza hatékonyan hűthető. Ekkor több, ugyanabban a síkban fekvő társ is felbukkanhat, amelyek gázt vonnak le a szülőlemezről.

Az utóbbi időben az ilyen elméletekre vonatkozó számítógépes számítások száma jelentősen megnőtt. Ennek a megközelítésnek a keretein belül jól megmagyarázható a szoros bináris rendszerek, valamint a különféle multiplicitású hierarchikus rendszerek eredete.

Dinamikus elméletek

Ez utóbbi mechanizmus arra utal, hogy a kettőscsillagok kompetitív akkréció által vezérelt dinamikus folyamatok révén jöttek létre. Ebben a forgatókönyvben azt feltételezzük, hogy a molekulafelhő a benne lévő különféle turbulenciák miatt megközelítőleg Jeans tömegű csomókat képez. Ezek a csomók egymással kölcsönhatásba lépve versenyeznek az eredeti felhő anyagáért. Ilyen körülmények között jól működik mind a már említett, közbenső lemezzel ellátott modell, mind az egyéb mechanizmusok, amelyekről az alábbiakban lesz szó. Ráadásul a protocsillagok dinamikus súrlódása a környező gázzal közelebb hozza egymáshoz a komponenseket.

A fragmentáció és a köztes mag és a dinamikus hipotézis kombinációja az egyik olyan mechanizmus, amely ilyen körülmények között működik. Ez lehetővé teszi több csillag frekvenciájának reprodukálását a csillaghalmazokban. A fragmentáció mechanizmusa azonban jelenleg nincs pontosan leírva.

Egy másik mechanizmus magában foglalja a gravitációs kölcsönhatás keresztmetszetének növekedését a korong közelében, amíg egy közeli csillagot el nem fognak. Bár ez a mechanizmus meglehetősen alkalmas nagy tömegű csillagok számára, teljesen alkalmatlan a kis tömegű csillagokra, és nem valószínű, hogy domináns lesz a kettős csillagok kialakulásában.

Exobolygók bináris rendszerekben

A jelenleg ismert több mint 800 exobolygó közül az egyes csillagok körül keringő bolygók száma jelentősen meghaladja a különböző nagyságú csillagrendszerekben található bolygók számát. Utóbbiból a legfrissebb adatok szerint 64 darab van.

A bináris rendszerekben lévő exobolygókat általában pályájuk konfigurációja szerint osztják fel:

• S-osztályú exobolygók keringenek az egyik komponens körül (például OGLE-2013-BLG-0341LB b). 57 van belőlük.
• A P-osztály magában foglalja azokat, amelyek mindkét komponens körül keringenek. Ezeket az NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b és Kepler-35 (AB)b típusokban találták meg.

Ha megpróbál statisztikát készíteni, megtudhatja:

1. A bolygók jelentős része olyan rendszerekben él, ahol a komponensek 35-100 AU tartományban vannak elválasztva. Vagyis 20 a érték köré koncentrálva. e.
2. A széles rendszerekben (>100 AU) lévő bolygók tömege 0,01 és 10 MJ között van (majdnem ugyanaz, mint az egyes csillagoké), míg a kevésbé elkülönült rendszerek bolygóinak tömege 0,1 és 10 MJ között van.
3. A széles rendszerekben lévő bolygók mindig egyetlenek
4. Az orbitális excentricitások eloszlása ​​eltér az egyediektől, elérve az e = 0,925 és az e = 0,935 értékeket.

A képződési folyamatok fontos jellemzői

Protoplanetáris lemez vágása. Míg az egycsillagokban a protoplanetáris korong egészen a Kuiper-övig nyúlhat (30-50 AU), addig a kettős csillagokban a második komponens hatása miatt a méretét levágja. Így a protoplanetáris korong kiterjedése 2-5-ször kisebb, mint a komponensek közötti távolság.

A protoplanetáris korong görbülete. A körülmetélés után visszamaradt korong továbbra is megtapasztalja a második komponens hatását, és elkezd nyúlni, deformálódni, összefonódni, sőt megrepedni. Ezenkívül egy ilyen korong precesszálni kezd.

A protoplanetáris lemez élettartamának csökkentése A széles binárisok, valamint az egyediek esetében a protoplanetáris lemez élettartama 1-10 millió év. Egy az osztott rendszerekhez< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Planetozimális kialakulásának forgatókönyve

Összeférhetetlen oktatási forgatókönyvek

Vannak olyan forgatókönyvek, amelyekben a bolygórendszer kezdeti, közvetlenül a kialakulás utáni konfigurációja eltér a jelenlegitől, és a további evolúció során jött létre.

• Az egyik ilyen forgatókönyv egy bolygó elfogása egy másik csillagtól. Mivel egy kettős csillagnak sokkal nagyobb a kölcsönhatási keresztmetszete, lényegesen nagyobb annak a valószínűsége, hogy egy bolygó ütközik és elfog egy másik csillag.
• A második forgatókönyv azt feltételezi, hogy az egyik komponens evolúciója során, már a fő szekvencia utáni szakaszokban, instabilitások keletkeznek az eredeti bolygórendszerben. Ennek eredményeként a bolygó elhagyja eredeti pályáját, és mindkét komponens közössé válik.

Csillagászati ​​adatok és elemzésük

Fénygörbék

Abban az esetben, ha a kettős csillag fogyatkozik, lehetővé válik az integrál fényesség időfüggőségének ábrázolása. A fényerő változékonysága ezen a görbén a következőktől függ:

1. Maguk a napfogyatkozások
2. Az ellipszoiditás hatásai.
3. A visszaverődés hatása, vagy inkább az egyik csillag sugárzásának feldolgozása egy másik csillag légkörében.

Azonban csak maguknak a napfogyatkozásoknak az elemzése, amikor a komponensek gömbszimmetrikusak és nincsenek reflexiós hatások, a következő egyenletrendszer megoldásához vezet:

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)

ahol ξ, ρ a poláris távolságok az első és a második csillag korongján, I a az egyik csillag sugárzásának egy másik atmoszférája általi elnyelésének függvénye, I c a dσ területek fényességének függvénye különböző komponensek esetén , Δ az átfedési terület, r ξc ,r ρc az első és a második csillag teljes sugara.

Ennek a rendszernek a megoldása előzetes feltételezések nélkül lehetetlen. Csakúgy, mint a bonyolultabb esetek elemzése a komponensek ellipszoid alakjával és a reflexiós hatásokkal, amelyek jelentősek a szoros bináris rendszerek különböző változataiban. Ezért minden modern módszer a fénygörbék ilyen vagy olyan módon történő elemzésére olyan modellfeltevéseket vezet be, amelyek paramétereit más típusú megfigyeléseken keresztül találjuk meg.

Radiális sebességgörbék

Ha egy kettős csillagot spektroszkópiailag figyelünk meg, azaz spektroszkópiai kettőscsillagról van szó, akkor az összetevők radiális sebességének változását az idő függvényében ábrázolhatjuk. Ha feltételezzük, hogy a pálya kör alakú, akkor a következőket írhatjuk fel:

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) ),

ahol V s a komponens sugárirányú sebessége, i a pálya hajlásszöge a látóvonalhoz képest, P a periódus, a a komponens pályájának sugara. Ha ebbe a képletbe behelyettesítjük Kepler harmadik törvényét, akkor a következőt kapjuk:

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)),

ahol M s a vizsgált komponens tömege, M 2 a második komponens tömege. Így mindkét komponens megfigyelésével meg lehet határozni a binárist alkotó csillagok tömegeinek arányát. Ha újra felhasználjuk Kepler harmadik törvényét, akkor az utóbbi a következőre redukálódik:

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

ahol G a gravitációs állandó, f(M 2) pedig a csillag tömegének függvénye, és definíció szerint egyenlő:

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))).

Ha a pálya nem kör alakú, hanem excentricitása van, akkor kimutatható, hogy a tömegfüggvényhez a P keringési periódust meg kell szorozni a tényezővel (1 − e 2) 3/2 (\displaystyle (1-e^(2))^(3/2)).

Ha a második komponenst nem figyeljük meg, akkor az f(M 2) függvény a tömegének alsó határaként szolgál.

Érdemes megjegyezni, hogy csak a radiális sebességgörbék tanulmányozásával lehetetlen meghatározni a bináris rendszer összes paraméterét, mindig lesz bizonytalanság ismeretlen pályahajlásszög formájában.

Az alkatrészek tömegének meghatározása

A két csillag közötti gravitációs kölcsönhatást szinte mindig kellő pontossággal írják le Newton törvényei és Kepler törvényei, amelyek Newton törvényeinek következményei. De a kettős pulzár leírásához (lásd Taylor-Hulse pulzár) az általános relativitáselméletet kell használnunk. A relativisztikus hatások megfigyelési megnyilvánulásait tanulmányozva ismét ellenőrizhetjük a relativitáselmélet pontosságát.

Kepler harmadik törvénye a forgási periódust az összetevők távolságával és a rendszer tömegével hozza összefüggésbe:

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

Ahol P (\displaystyle P)- keringési időszak, a (\displaystyle a)- a rendszer fél-főtengelye, M 1 (\displaystyle M_(1))És M 2 (\displaystyle M_(2))- alkatrészek tömege, G (\displaystyle G) -

A tömeg, a csillagok egyik legfontosabb fizikai jellemzője, csak a többi test mozgására gyakorolt ​​hatása alapján határozható meg. Az ilyen testek egyes csillagok műholdjai, amelyek egy közös tömegközéppont körül keringenek.

Ha megnézi a Gamma Ursa Majort, a második csillagot „vödrének” fogantyújának végéről, akkor normál látással egy második halvány csillagot fog látni a közelében. Az ókori arabok felfigyeltek rá, és Alkornak (lovasnak) hívták. Mizar nevet adták a fényes csillagnak. Kettős csillagnak nevezhetők. A Mizar és az Alcor 11" távolságra vannak egymástól. Távcsőben sok ilyen csillagpárt találhatunk. Így az Epsilon Lyrae két egyforma, 4. magnitúdójú csillagból áll, amelyek távolsága 5" közöttük.

A kettőscsillagokat vizuális kettősnek nevezzük, ha kettősségük távcsőn keresztüli közvetlen megfigyeléssel (és ritka esetekben szabad szemmel) látható, az Epsilon Lyrae vizuális négyes csillag. A három vagy több csillagból álló rendszereket többszöröseknek nevezzük.

A vizuális kettőscsillagok közül sok optikai kettős csillagnak bizonyul, vagyis az ilyen két csillag közelsége véletlenszerű égboltra vetítésük eredménye. Az űrben messze vannak egymástól. Sok éves megfigyelés során meg lehet győződni arról, hogy az egyik csillag egyenes irányban, állandó sebességgel halad el a másik mellett.

Néha fokozatosan világossá válik, hogy egy halványabb társcsillag egy fényesebb csillag körül kering. A köztük lévő távolság és az őket összekötő vonal iránya szisztematikusan változik. Az ilyen csillagokat fizikai binárisoknak nevezzük.

A vizuális kettőscsillagok legrövidebb ismert keringési ideje 5 év. A több tíz éves periódusú párokat tanulmányozták, a több száz éves periódusú párokat pedig a jövőben. A hozzánk legközelebbi csillag, a Centauri, egy kettős csillag. Alkatrészeinek keringési ideje 70 év. Ebben a párban mindkét csillag tömegében és hőmérsékletében hasonló a Napéhoz.

A kettős csillagok gyakran gyönyörű látványt nyújtanak a távcsőben: a főcsillag sárga vagy narancssárga, a kísérő pedig fehér vagy kék. Képzelje el a színek gazdagságát egy csillagpár egyike körül keringő bolygón, ahol az ég vagy vörösen vagy kéken, vagy mindkettőn ragyog.

Ha a látómezőnk majdnem egy spektroszkópikus kettőscsillag pályájának síkjában fekszik, akkor egy ilyen pár csillagai felváltva blokkolják egymást. A napfogyatkozások során gyengül annak a párnak a teljes fényereje, amelynek összetevőit külön-külön nem láthatjuk. A fennmaradó időben, a fogyatkozások közötti időközökben, állandó lesz, és minél hosszabb, annál rövidebb a fogyatkozás időtartama és annál nagyobb a pálya sugara. Ha a műhold nagy, és maga kevés fényt bocsát ki, amikor egy fényes csillag eltakarja, a rendszer teljes fényereje alig csökken.

A fogyatkozó kettőscsillagok fényességi minimumai akkor lépnek fel, amikor összetevőik áthaladnak a látóvonalon. A fénygörbe időbeli elemzése lehetővé teszi a csillagok méretének és fényességének, a pálya méretének, alakjának és a látóvonalhoz viszonyított dőlésszögének, valamint a csillagok tömegének meghatározását. Így az eclipsing binárisok, amelyeket spektroszkópiai binárisként is megfigyelnek, a leginkább tanulmányozott rendszerek.

A fogyatkozó kettőscsillagokat a betta Persei kék tipikus képviselője után algolinak is nevezik. Az ókori arabok Algolnak nevezték (romlott el gul, jelentése "ördög"). Elképzelhető, hogy észrevették furcsa viselkedését: 2 napig 11 órán át állandó az Algol fényereje, majd 5 óra alatt 2,3-ról 3,5 magnitúdóra gyengül, majd 5 óra múlva a fényereje visszaáll a korábbi értékére.

Az ismert spektroszkópikus kettőscsillagok és algolok periódusai többnyire rövidek - körülbelül néhány nap. Általában véve a csillagok kettőssége nagyon gyakori jelenség. A csillagok 30%-a valószínűleg dupla.

Különféle adatok beszerzése az egyes csillagokról és. A spektroszkópiai binárisok és a fogyatkozó kettőscsillagok elemzéséből származó rendszereiket a „láthatatlan csillagászatának” példáinak nevezhetjük.

> Kettős csillagok

– a megfigyelés jellemzői: mi ez a fotókkal és videókkal, észlelés, osztályozás, többszörösek és változók, hogyan és hol keressünk az Ursa Majorban.

Az égbolt csillagai gyakran halmazokat alkotnak, amelyek lehetnek sűrűek, vagy éppen ellenkezőleg, szétszórtak. De néha erősebb kapcsolatok jönnek létre a csillagok között. És akkor szokás beszélni kettős rendszerről ill kettős csillagok. Többszörösnek is nevezik őket. Az ilyen rendszerekben a csillagok közvetlenül befolyásolják egymást, és mindig együtt fejlődnek. Az ilyen csillagok példái (még változók jelenlétében is) szó szerint megtalálhatók a leghíresebb csillagképekben, például az Ursa Majorban.

Kettős csillagok felfedezése

A kettős csillagok felfedezése volt az egyik első csillagászati ​​távcsővel elért előrelépés. Az első ilyen típusú rendszer a Mizar pár volt az Ursa Major csillagképben, amelyet Riccoli olasz csillagász fedezett fel. Mivel az Univerzumban hihetetlenül sok csillag található, a tudósok úgy döntöttek, hogy nem a Mizar lehet az egyetlen kettős rendszer. Feltételezésük pedig a jövőbeni megfigyelések alapján teljesen igazoltnak bizonyult.

1804-ben William Herschel, a híres csillagász, aki 24 éven át tudományos megfigyeléseket végzett, kiadott egy katalógust, amely 700 kettős csillagot tartalmazott. De még akkor sem volt információ arról, hogy van-e fizikai kapcsolat a csillagok között egy ilyen rendszerben.

Egy kis alkatrész "szívja" a gázt egy nagy csillagból

Egyes tudósok azon az állásponton vannak, hogy a kettős csillagok egy közös csillagtársulástól függenek. Az érvelésük a pár összetevőinek heterogén fénye volt. Ezért úgy tűnt, hogy jelentős távolság választja el őket egymástól. Ennek a hipotézisnek a megerősítéséhez vagy megcáfolásához a csillagok parallaktikus elmozdulásának mérésére volt szükség. Herschel vállalta ezt a küldetést, és meglepetésére a következőket tapasztalta: minden csillag pályája összetett ellipszoid alakú, és nem szimmetrikus oszcillációk jelennek meg hat hónapos időtartammal. A videóban a kettős csillagok evolúcióját figyelheti meg.

Ez a videó egy közeli bináris csillagpár fejlődését mutatja be:

A feliratokat a „cc” gombra kattintva módosíthatja.

Az égi mechanika fizikai törvényei szerint a gravitáció által összekapcsolt két test elliptikus pályán mozog. Herschel kutatásának eredményei igazolták azt a feltételezést, hogy kettős rendszerekben van gravitációs erőkapcsolat.

A kettős csillagok osztályozása

A bináris csillagokat általában a következő típusokba sorolják: spektrális binárisok, fotometriai binárisok és vizuális binárisok. Ez a besorolás képet ad a csillagok osztályozásáról, de nem tükrözi a belső szerkezetet.

Egy távcső segítségével könnyen meghatározhatja a vizuális kettős csillagok kettősségét. Ma 70 000 vizuális kettőscsillagról van bizonyíték. Sőt, csak 1%-uknak van biztosan saját pályája. Egy keringési periódus több évtizedtől több évszázadig is eltarthat. Az orbitális pálya kialakítása viszont jelentős erőfeszítést, türelmet, pontos számításokat és hosszú távú megfigyeléseket igényel egy obszervatóriumban.

A tudományos közösség gyakran csak az orbitális mozgás egyes töredékeiről rendelkezik információval, és deduktív módszerrel rekonstruálják az út hiányzó szakaszait. Ne felejtse el, hogy a pályasík ferde lehet a látóvonalhoz képest. Ebben az esetben a látszólagos pálya komolyan eltér a valóstól. Természetesen a számítások nagy pontosságával ki lehet számítani a bináris rendszerek valódi pályáját. Ehhez Kepler első és második törvényét alkalmazzák.

Mizar és Alcor. Mizar kettős csillag. A jobb oldalon az Alcor műhold látható. Csak egy fényév van köztük

A valódi pálya meghatározása után a tudósok kiszámíthatják a kettőscsillagok közötti szögtávolságot, tömegüket és forgási periódusukat. Gyakran használják erre Kepler harmadik törvényét, amely segít megtalálni a pár összetevőinek tömegeinek összegét. De ehhez ismerni kell a Föld és a kettős csillag közötti távolságot.

Dupla fotometriai csillagok

Az ilyen csillagok kettős természete csak a fényesség időszakos ingadozásaiból tanulható meg. Az ilyen típusú csillagok mozgásuk során felváltva blokkolják egymást, ezért gyakran hívják őket eclipsing binárisoknak. Ezeknek a csillagoknak a pályasíkjai közel vannak a látóvonal irányához. Minél kisebb a napfogyatkozás területe, annál kisebb a csillag fényereje. A fénygörbe tanulmányozásával a kutató kiszámíthatja a pályasík dőlésszögét. Két fogyatkozás rögzítésekor két minimum (csökkenés) lesz a fénygörbében. Keringési periódusnak nevezzük azt az időszakot, amikor 3 egymást követő minimumot figyelünk meg a fénygörbében.

A kettős csillagok periódusa néhány órától több napig tart, ami rövidebbé teszi a vizuális kettős csillagok (optikai kettős csillagok) periódusához képest.

Spektrális kettős csillagok

A spektroszkópia módszerével a kutatók rögzítik a spektrális vonalak felhasadásának folyamatát, amely a Doppler-effektus hatására következik be. Ha az egyik komponens egy gyenge csillag, akkor csak az egyes vonalak helyzetének periodikus ingadozása figyelhető meg az égen. Ezt a módszert csak akkor alkalmazzák, ha a bináris rendszer összetevői minimális távolságra vannak, és távcsővel történő azonosításuk bonyolult.

A Doppler-effektussal és spektroszkóppal vizsgálható kettőscsillagokat spektrálisan kettősnek nevezzük. Azonban nem minden kettős csillag rendelkezik spektrális karakterrel. A rendszer mindkét eleme sugárirányban közelíthet és távolodhat el egymástól.

A csillagászati ​​kutatások eredményei szerint a kettős csillagok többsége a Tejút-galaxisban található. Az egy- és kettőscsillagok százalékos arányát rendkívül nehéz kiszámítani. A kivonás segítségével levonható az ismert kettős csillagok száma a teljes csillagpopulációból. Ebben az esetben világossá válik, hogy a kettős csillagok kisebbségben vannak. Ez a módszer azonban nem nevezhető túl pontosnak. A csillagászok ismerik a „szelekciós hatás” kifejezést. A csillagok kettősségének rögzítéséhez meg kell határozni a fő jellemzőket. Ehhez speciális felszerelések lesznek hasznosak. Egyes esetekben rendkívül nehéz a kettős csillagokat észlelni. Így vizuálisan a kettős csillagok gyakran nem láthatóak jelentős távolságra a csillagásztól. Néha lehetetlen meghatározni a párban lévő csillagok közötti szögtávolságot. A spektroszkópiai kettős vagy fotometriai csillagok észleléséhez gondosan meg kell mérni a hullámhosszakat a spektrumvonalakban, és össze kell gyűjteni a fényáramok modulációit. Ebben az esetben a csillagok ragyogásának elég erősnek kell lennie.

Mindez élesen csökkenti a tanulmányozásra alkalmas csillagok számát.

Az elméleti fejlemények szerint a kettős csillagok aránya a csillagpopulációban 30% és 70% között változik.

A bináris rendszereket a megfigyelés módszere szerint is osztályozzuk, meg tudjuk különböztetni vizuális, spektrális, napfogyatkozás, csillagászati kettős rendszer.

Vizuális kettős csillagok

Kettős csillagok, amelyek külön is láthatók (vagy ahogy mondják, lehet megengedett), hívják látható kettős, vagy vizuálisan dupla.

A csillag vizuális kettősként való megfigyelésének képességét a távcső felbontása, a csillagok távolsága és a köztük lévő távolság határozza meg. Így a vizuális kettős csillagok főként a Nap közelében található csillagok, amelyek keringési periódusa nagyon hosszú (a komponensek közötti nagy távolság következménye). A hosszú periódus miatt a bináris pályája csak évtizedeken át tartó számos megfigyeléssel követhető nyomon. A mai napig a WDS- és CCDM-katalógusok több mint 78 000, illetve 110 000 objektumot tartalmaznak, és ezek közül csak néhány száz pályája számítható ki. Száznál kevesebb objektum esetében a pálya kellő pontossággal ismert ahhoz, hogy megkapjuk az alkatrészek tömegét.

Vizuális kettőscsillag megfigyelésekor mérjük a komponensek távolságát és a középpontvonal helyzetszögét, vagyis az északi égi pólus iránya és a főcsillagot a csillaggal összekötő vonal iránya közötti szöget. műhold.

Pettyes interferometrikus kettőscsillagok

A foltos interferometria több évtizedes periódusú binárisok esetén hatékony.

Asztrometrikus kettős csillagok

Vizuális kettős csillagok esetén két objektumot látunk egyszerre mozogni az égen. Ha azonban azt képzeljük, hogy a két komponens egyike valamilyen okból kifolyólag nem látható számunkra, akkor a kettősség a második égbolton elfoglalt helyzetének megváltozásával mégis kimutatható. Ebben az esetben asztrometriai kettős csillagokról beszélnek.

Ha nagy pontosságú asztrometriai megfigyelések állnak rendelkezésre, akkor a kettősség feltételezhető a mozgás nemlinearitásának rögzítésével: a megfelelő mozgás első deriváltja és a második [ tisztázza] . Asztrometrikus kettőscsillagokat használnak a különböző spektrális osztályokba tartozó barna törpék tömegének mérésére.

Spektrális kettős csillagok

Spektrális kettős csillagnak nevezik, amelynek kettősségét spektrális megfigyelések segítségével észlelik. Ennek érdekében több éjszakán át megfigyelik. Ha kiderül, hogy spektrumának vonalai az idő múlásával periodikusan eltolódnak, akkor ez azt jelenti, hogy a forrás sebessége változik. Ennek számos oka lehet: magának a csillagnak a változékonysága, a szupernóva-robbanás után kialakult sűrű táguló héj jelenléte stb.

Ha megkapjuk a második komponens spektrumát, amely hasonló elmozdulásokat mutat, de ellenfázisban, akkor bátran kijelenthetjük, hogy kettős rendszerünk van. Ha az első csillag közeledik felénk, és vonalai a spektrum lila oldalára tolódnak el, akkor a második távolodik, vonalai pedig a vörös oldalra tolódnak el, és fordítva.

De ha a második csillag fényereje sokkal gyengébb, mint az első, akkor esélyünk van arra, hogy ne lássuk, és akkor meg kell fontolnunk más lehetséges lehetőségeket. A kettős csillag fő jellemzője a radiális sebességek változásának periodikussága, valamint a maximális és minimális sebesség közötti nagy különbség. De szigorúan véve lehetséges, hogy egy exobolygót fedeztek fel. Ennek megtudásához ki kell számítania a tömegfüggvényt, amellyel meg tudja ítélni a láthatatlan második komponens minimális tömegét, és ennek megfelelően, hogy mi az - bolygó, csillag vagy akár fekete lyuk.

A spektroszkópiai adatokból a komponensek tömegein kívül a köztük lévő távolság, a keringési periódus és a pálya excentricitása is kiszámítható. Ezekből az adatokból lehetetlen meghatározni a pálya dőlésszögét a látóvonalhoz képest. Ezért az alkatrészek tömege és távolsága csak a dőlésszög pontosságával számítható ki.

Mint minden csillagászok által vizsgált objektum esetében, itt is léteznek katalógusok a spektroszkópikus kettőscsillagokról. A legismertebb és legkiterjedtebb közülük az „SB9” (az angol Spectral Binaries-ből). 2013-ban 2839 objektumot tartalmaz.

Elhomályosuló kettős csillagok

Előfordul, hogy a pályasík nagyon kis szögben hajlik a látóvonalhoz: egy ilyen rendszer csillagainak pályái mintegy élükön helyezkednek el velünk szemben. Egy ilyen rendszerben a csillagok időszakosan eltakarják egymást, vagyis a pár fényessége megváltozik. Az ilyen fogyatkozást tapasztaló kettőscsillagokat fogyatkozási binárisoknak vagy fogyatkozási változóknak nevezzük. A leghíresebb és elsőként felfedezett ilyen típusú csillag az Algol (ördögszem) a Perszeusz csillagképben.

Mikrolencsés Dual

Ha a csillag és a megfigyelő közötti látómezőben erős gravitációs mezővel rendelkező test található, akkor a tárgy lencsevégre kerül. Ha a mező erős lenne, akkor a csillagról több kép is megfigyelhető lenne, de a galaktikus objektumok mezeje nem olyan erős, hogy a megfigyelő több képet is meg tudjon különböztetni, és ilyenkor mikrolencsézésről beszélnek. Ha a gravírozott test kettős csillag, akkor a látóvonalon haladva kapott fénygörbe nagyon eltér egyetlen csillag esetében.

A mikrolencsét olyan kettős csillagok keresésére használják, ahol mindkét komponens kis tömegű barna törpe.

A kettős csillagokhoz kapcsolódó jelenségek és jelenségek

Algol paradoxona

Ezt a paradoxont ​​a 20. század közepén A. G. Masevich és P. P. Parenago szovjet csillagászok fogalmazták meg, akik felhívták a figyelmet az Algol komponenseinek tömege és evolúciós szakasza közötti eltérésre. A csillagfejlődés elmélete szerint egy hatalmas tömegű csillag fejlődési sebessége sokkal nagyobb, mint a Napéhoz hasonló vagy valamivel nagyobb tömegű csillagoké. Nyilvánvaló, hogy a kettőscsillag alkotóelemei egy időben keletkeztek, ezért a tömeges komponensnek korábban kell fejlődnie, mint a kis tömegűnek. Az Algol rendszerben azonban a masszívabb komponens fiatalabb volt.

Ennek a paradoxonnak a magyarázata a szoros bináris rendszerekben előforduló tömegáramlás jelenségével függ össze, és először D. Crawford amerikai asztrofizikus javasolta. Ha feltételezzük, hogy az evolúció során az egyik komponensnek lehetősége van tömeget átvinni a szomszédjába, akkor a paradoxon megszűnik.

Tömeges csere a csillagok között

Tekintsük egy szoros bináris rendszer megközelítését (ún Roche közelítések):

1. A csillagokat ponttömegeknek tekintjük, és saját tengelyirányú forgási nyomatékukat elhanyagolhatjuk a keringőhöz képest
2. Az alkatrészek szinkronban forognak.
3. Körpálya

Ezután az a=a 1 +a 2 félnagy tengelyek összegével rendelkező M 1 és M 2 komponensekre bevezetünk egy koordinátarendszert, amely szinkron a TDS orbitális forgásával. A vonatkoztatási középpont az M 1 csillag középpontjában van, az X tengely M 1 -ből M 2 -be, a Z tengely pedig a forgásvektor mentén van. Ezután felírjuk az alkatrészek gravitációs mezőihez és a centrifugális erőhöz kapcsolódó potenciált:

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)\jobbra]),

Ahol r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2, r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2, μ= M 2 /(M 1 +M 2) , és ω a forgási frekvencia a komponensek pályája mentén. Kepler harmadik törvényét használva a Roche potenciál a következőképpen írható át:

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

hol van a dimenzió nélküli potenciál:

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)))),

ahol q = M 2 /M 1

Az egyenpotenciálok a Φ(x,y,z)=const egyenletből származnak. A csillagok középpontja közelében alig különböznek a gömb alakúakétól, de távolodva a gömbszimmetriától való eltérések erősebbek lesznek. Ennek eredményeként mindkét felület az L 1 Lagrange pontban találkozik. Ez azt jelenti, hogy a potenciálgát ezen a ponton 0, és a csillag felszínéről e pont közelében elhelyezkedő részecskék a termikus kaotikus mozgás következtében be tudnak mozdulni a szomszédos csillag Roche-lebenyébe.

Új

A röntgen megduplázódik

Szimbiotikus csillagok

Kölcsönhatásban lévő bináris rendszerek, amelyek egy vörös óriásból és egy fehér törpéből állnak, amelyeket egy közös köd vesz körül. Komplex spektrumok jellemzik őket, ahol az abszorpciós sávokkal (pl. TiO) együtt a ködökre jellemző emissziós vonalak (OIII, NeIII stb.) A szimbiotikus csillagok több száz napos periódussal változóak, nova jellemzi őket. -szerű fáklyák, amelyek során fényességük két-három magnitúdóval növekszik.

A szimbiotikus csillagok egy viszonylag rövid távú, de rendkívül fontos és asztrofizikai megnyilvánulásokban gazdag szakaszt képviselnek a közepes tömegű, 1-100 éves kezdeti keringési periódusú bináris csillagrendszerek evolúciójában.

Busters

Ia típusú szupernóvák

Eredet és evolúció

Egyetlen csillag kialakulásának mechanizmusát elég jól tanulmányozták - ez egy molekulafelhő összenyomódása a gravitációs instabilitás miatt. A kezdeti tömegek eloszlásfüggvényét is sikerült megállapítani. Nyilvánvaló, hogy a kettős csillag kialakulásának forgatókönyvének azonosnak kell lennie, de további módosításokkal. A következő ismert tényeket is meg kell magyaráznia:

1. Dupla frekvencia. Átlagosan 50%, de eltérő a különböző spektrális osztályú csillagok esetében. Az O-csillagoknál ez körülbelül 70%, az olyan csillagoknál, mint a Nap (G spektrális osztály), közel 50%, az M spektrális osztálynál pedig körülbelül 30%.
2. Időszakos eloszlás.
3. A kettős csillagok excentricitása bármilyen 0 értéket vehet fel
4. Tömegarány A q = M 1 / M 2 tömegarány eloszlását a legnehezebb mérni, mivel a szelekciós hatások befolyása nagy, de jelenleg úgy gondolják, hogy az eloszlás egyenletes és 0,2-en belül van.

Jelenleg még nincs végleges felfogás arról, hogy pontosan milyen módosításokat kell végrehajtani, és milyen tényezők és mechanizmusok játszanak itt meghatározó szerepet. Az összes jelenleg javasolt elmélet felosztható aszerint, hogy milyen formációs mechanizmust alkalmaznak:

1. Elméletek köztes maggal
2. Elméletek köztes lemezzel
3. Dinamikus elméletek

Elméletek köztes maggal

Az elméletek legszámosabb osztálya. Náluk a kialakulás a protofelhő gyors vagy korai osztódása miatt következik be.

A legkorábbiak úgy vélik, hogy az összeomlás során különféle instabilitások miatt a felhő helyi Jeans-tömegekre bomlik fel, és addig növekszik, amíg a legkisebb meg nem szűnik optikailag átlátszó, és már nem tud hatékonyan hűteni. A számított csillagtömeg-függvény azonban nem esik egybe a megfigyelttel.

Egy másik korai elmélet a deformáció következtében összeomló magok különféle ellipszis alakúvá való szaporodását javasolta.

A vizsgált típusú modern elméletek úgy vélik, hogy a töredezettség fő oka a belső energia és a forgási energia növekedése a felhő összehúzódásával.

Elméletek köztes lemezzel

A dinamikus koronggal rendelkező elméletekben a képződés a protostelláris korong feldarabolódása során következik be, vagyis sokkal később, mint a köztes maggal rendelkező elméletekben. Ehhez egy meglehetősen masszív korongra van szükség, amely érzékeny a gravitációs instabilitásra, és amelynek gáza hatékonyan hűthető. Ekkor több, ugyanabban a síkban fekvő társ is felbukkanhat, amelyek gázt vonnak le a szülőlemezről.

Az utóbbi időben az ilyen elméletekre vonatkozó számítógépes számítások száma jelentősen megnőtt. Ennek a megközelítésnek a keretein belül jól megmagyarázható a szoros bináris rendszerek, valamint a különféle multiplicitású hierarchikus rendszerek eredete.

Dinamikus elméletek

Ez utóbbi mechanizmus arra utal, hogy a kettőscsillagok kompetitív akkréció által vezérelt dinamikus folyamatok révén jöttek létre. Ebben a forgatókönyvben azt feltételezzük, hogy a molekulafelhő a benne lévő különféle turbulenciák miatt megközelítőleg Jeans tömegű csomókat képez. Ezek a csomók egymással kölcsönhatásba lépve versenyeznek az eredeti felhő anyagáért. Ilyen körülmények között jól működik mind a már említett, közbenső lemezzel ellátott modell, mind az egyéb mechanizmusok, amelyekről az alábbiakban lesz szó. Ráadásul a protocsillagok dinamikus súrlódása a környező gázzal közelebb hozza egymáshoz a komponenseket.

A fragmentáció és a köztes mag és a dinamikus hipotézis kombinációja az egyik olyan mechanizmus, amely ilyen körülmények között működik. Ez lehetővé teszi több csillag frekvenciájának reprodukálását a csillaghalmazokban. A fragmentáció mechanizmusa azonban jelenleg nincs pontosan leírva.

Egy másik mechanizmus magában foglalja a gravitációs kölcsönhatás keresztmetszetének növekedését a korong közelében, amíg egy közeli csillagot el nem fognak. Bár ez a mechanizmus meglehetősen alkalmas nagy tömegű csillagok számára, teljesen alkalmatlan a kis tömegű csillagokra, és nem valószínű, hogy domináns lesz a kettős csillagok kialakulásában.

Exobolygók bináris rendszerekben

A jelenleg ismert több mint 800 exobolygó közül az egyes csillagok körül keringő bolygók száma jelentősen meghaladja a különböző nagyságú csillagrendszerekben található bolygók számát. Utóbbiból a legfrissebb adatok szerint 64 darab van.

A bináris rendszerekben lévő exobolygókat általában pályájuk konfigurációja szerint osztják fel:

• S-osztályú exobolygók keringenek az egyik komponens körül (például OGLE-2013-BLG-0341LB b). 57 van belőlük.
• A P-osztály magában foglalja azokat, amelyek mindkét komponens körül keringenek. Ezeket az NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b és Kepler-35 (AB)b típusokban találták meg.

Ha megpróbál statisztikát készíteni, megtudhatja:

1. A bolygók jelentős része olyan rendszerekben él, ahol a komponensek 35-100 AU tartományban vannak elválasztva. Vagyis 20 a érték köré koncentrálva. e.
2. A széles rendszerekben (>100 AU) lévő bolygók tömege 0,01 és 10 MJ között van (majdnem ugyanaz, mint az egyes csillagoké), míg a kevésbé elkülönült rendszerek bolygóinak tömege 0,1 és 10 MJ között van.
3. A széles rendszerekben lévő bolygók mindig egyetlenek
4. Az orbitális excentricitások eloszlása ​​eltér az egyediektől, elérve az e = 0,925 és az e = 0,935 értékeket.

A képződési folyamatok fontos jellemzői

Protoplanetáris lemez vágása. Míg az egycsillagokban a protoplanetáris korong egészen a Kuiper-övig nyúlhat (30-50 AU), addig a kettős csillagokban a második komponens hatása miatt a méretét levágja. Így a protoplanetáris korong kiterjedése 2-5-ször kisebb, mint a komponensek közötti távolság.

A protoplanetáris korong görbülete. A körülmetélés után visszamaradt korong továbbra is megtapasztalja a második komponens hatását, és elkezd nyúlni, deformálódni, összefonódni, sőt megrepedni. Ezenkívül egy ilyen korong precesszálni kezd.

A protoplanetáris lemez élettartamának csökkentése. Széles binárisok és egyszeresek esetében a protoplanetáris lemez élettartama 1-10 millió év, de az elválasztású rendszerek esetében< 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

Planetesimális kialakulásának forgatókönyve

Összeférhetetlen oktatási forgatókönyvek

Vannak olyan forgatókönyvek, amelyekben a bolygórendszer kezdeti, közvetlenül a kialakulás utáni konfigurációja eltér a jelenlegitől, és a további evolúció során jött létre.

• Az egyik ilyen forgatókönyv egy bolygó elfogása egy másik csillagtól. Mivel egy kettős csillagnak sokkal nagyobb a kölcsönhatási keresztmetszete, lényegesen nagyobb annak a valószínűsége, hogy egy bolygó ütközik és elfog egy másik csillag.
• A második forgatókönyv azt feltételezi, hogy az egyik komponens evolúciója során, már a fő szekvencia utáni szakaszokban, instabilitások keletkeznek az eredeti bolygórendszerben. Ennek eredményeként a bolygó elhagyja eredeti pályáját, és mindkét komponens közössé válik.

Csillagászati ​​adatok és elemzésük

Fénygörbék

Abban az esetben, ha a kettős csillag fogyatkozik, lehetővé válik az integrál fényesség időfüggőségének ábrázolása. A fényerő változékonysága ezen a görbén a következőktől függ:

1. Maguk a napfogyatkozások
2. Az ellipszoiditás hatásai.
3. A visszaverődés hatása, vagy inkább az egyik csillag sugárzásának feldolgozása egy másik csillag légkörében.

Azonban csak maguknak a napfogyatkozásoknak az elemzése, amikor a komponensek gömbszimmetrikusak és nincsenek reflexiós hatások, a következő egyenletrendszer megoldásához vezet:

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)

ahol ξ, ρ a poláris távolságok az első és a második csillag korongján, I a az egyik csillag sugárzásának egy másik atmoszférája általi elnyelésének függvénye, I c a dσ területek fényességének függvénye különböző komponensek esetén , Δ az átfedési terület, r ξc ,r ρc az első és a második csillag teljes sugara.

Ennek a rendszernek a megoldása előzetes feltételezések nélkül lehetetlen. Csakúgy, mint a bonyolultabb esetek elemzése a komponensek ellipszoid alakjával és a reflexiós hatásokkal, amelyek jelentősek a szoros bináris rendszerek különböző változataiban. Ezért minden modern módszer a fénygörbék ilyen vagy olyan módon történő elemzésére olyan modellfeltevéseket vezet be, amelyek paramétereit más típusú megfigyeléseken keresztül találjuk meg.

Radiális sebességgörbék

Ha egy kettős csillagot spektroszkópiailag figyelünk meg, azaz spektroszkópiai kettőscsillagról van szó, akkor az összetevők radiális sebességének változását az idő függvényében ábrázolhatjuk. Ha feltételezzük, hogy a pálya kör alakú, akkor a következőket írhatjuk fel:

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) ),

ahol V s a komponens sugárirányú sebessége, i a pálya hajlásszöge a látóvonalhoz képest, P a periódus, a a komponens pályájának sugara. Ha ebbe a képletbe behelyettesítjük Kepler harmadik törvényét, akkor a következőt kapjuk:

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)),

ahol M s a vizsgált komponens tömege, M 2 a második komponens tömege. Így mindkét komponens megfigyelésével meg lehet határozni a binárist alkotó csillagok tömegeinek arányát. Ha újra felhasználjuk Kepler harmadik törvényét, akkor az utóbbi a következőre redukálódik:

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

ahol G a gravitációs állandó, f(M 2) pedig a csillag tömegének függvénye, és definíció szerint egyenlő:

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))).

Ha a pálya nem kör alakú, hanem excentricitása van, akkor kimutatható, hogy a tömegfüggvényhez a P keringési periódust meg kell szorozni a tényezővel (1 − e 2) 3/2 (\displaystyle (1-e^(2))^(3/2)).

Ha a második komponenst nem figyeljük meg, akkor az f(M 2) függvény a tömegének alsó határaként szolgál.

Érdemes megjegyezni, hogy csak a radiális sebességgörbék tanulmányozásával lehetetlen meghatározni a bináris rendszer összes paraméterét, mindig lesz bizonytalanság ismeretlen pályahajlásszög formájában.

Az alkatrészek tömegének meghatározása

A két csillag gravitációs kölcsönhatását szinte mindig kellő pontossággal írják le Newton törvényei és Kepler törvényei, amelyek Newton törvényeinek következményei. De a kettős pulzár leírásához (lásd Taylor-Hulse pulzár) az általános relativitáselméletet kell használnunk. A relativisztikus hatások megfigyelési megnyilvánulásait tanulmányozva ismét ellenőrizhetjük a relativitáselmélet pontosságát.

Kepler harmadik törvénye a forgási periódust az összetevők távolságával és a rendszer tömegével hozza összefüggésbe.

A kettőscsillagok azok a csillagok, amelyekről az alábbiakban ismertetett módszerek egyikével végzett alapos vizsgálat után kiderül, hogy két csillagból állnak, amelyek térben közel helyezkednek el egymáshoz, és ezért fizikailag kölcsönhatásba lépnek. Ebben az esetben mindegyik csillagot egy fizikai csillagpár alkotóelemének (komponensének) tekintjük, vagy általános esetben több csillagnak (hármas, négyes stb.). A bináris csillagok nem ritkák; ellenkezőleg, azt gondolhatnánk, hogy azok az egycsillagok, amelyek nem részei bináris vagy többszörös rendszereknek, inkább kivételt képeznek, mint szabályt (lásd alább).

VIZUÁLIS KETTŐS CSILLAGOK

Az űrben közel, de a földi megfigyelőtől távol elhelyezkedő két csillag szabad szemmel egyesül, de kellő nagyítású távcsőben (KPA 18, 26) külön is láthatóak. Pontosan így fedezték fel őket a 17. században. az első kettős csillagok. A felfedezésük módszerének megfelelően vizuális kettős csillagoknak nevezik őket. Kiderülhet, hogy két közel azonos irányban elhelyezkedő csillag térben nagyon távol van egymástól (például az egyik háromszor távolabb van, mint a másik). Az ilyen csillagok optikai párt alkotnak, és nem tekinthetők binárisnak.

Az, hogy ez a pár fizikai vagy optikai jellegű, sokéves teleszkópos megfigyelések alapján határozható meg. Egy fizikai párban minden komponensnek egy közös tömegközéppont körül kell mozognia egy kúpos szakaszon - leggyakrabban egy ellipszis mentén. Ezért az egyik komponens egy ellipszist ír le a másikhoz képest. Még ha a keringési periódus több száz éves is (ami gyakran előfordul), az út görbülete mégis észrevehetővé válik több évtized alatt, amikor a megfigyelések meglehetősen pontosak. Sok olyan kettőscsillag van azonban, amelyek keringési ideje több tíz vagy több év, és ekkor rövidebb megfigyelésekből válik láthatóvá a keringési mozgás ténye. Maguk a megfigyelések abból állnak, hogy mikrométerrel (szállal vagy mással) megmérik a komponensek közötti szögtávolságot, valamint az északi égisark iránya és a komponenseket összekötő vonal közötti szöget (74. ábra).

Ezt a szöget pozíciószögnek nevezzük, és mindig az óramutató járásával ellentétes irányban (keleten) mérjük. A p távolságot általában ívmásodpercben fejezik ki. Ha , akkor a hosszú fókuszú asztrográfiával végzett fényképes megfigyeléseket kell előnyben részesíteni a vizuálisakkal szemben. Kisebb távolságokon a vizuális megfigyelések pontosabbak. A teleszkóp felbontóképességének határán érdemesebb okuláris típusú interferométert használni. A felbontási határ alatt csillaginterferométert (KPA 458) használnak. Az interferométerek azonban csak akkor működnek jól, ha mindkét komponens fényereje megközelítőleg azonos.

Az alkatrészek közötti d" szögtávolság megfelel a csillagászati ​​egységekben kifejezett lineáris távolságnak,

feltéve, hogy a d szakasz merőleges a látóvonalra. Ha a csillagpár nagyon távol van, akkor a parallaxisa nagyon kicsi, és ezért még nagy d távolságok is láthatóak lesznek nagyon kis szögben. Nyilvánvaló, hogy a vizuális kettős csillagok főként a hozzánk közeli csillagok körében figyelhetők meg.

Rizs. 74. Az A és B komponensek egymáshoz viszonyított helyzetének mérése bináris rendszerben. Feltételezett. hogy A a fő (világosabb) komponens. E - a tőle keletre eső irányt jelzi

A szélesebb fizikai párok, amelyekben a komponensek több ezer és tízezer csillagászati ​​egységnyi távolságra vannak elválasztva egymástól, szintén viszonylag nagy távolságra helyezkednek el az égbolton még nagyon nagy távolságban is, de amint az a továbbiakban látható [lásd. (12.2) képlet], az ilyen rendszerekben a pályamozgás nagyon (!) lassan megy végbe, és akár a fizikai jellemzők közössége, akár a komponensek térbeli mozgásának közössége alapján azonosítható egy ilyen pár.

Rizs. 75. Több csillagrendszer „Trapezium of Orion”, vagy O, Orion. Hat, egymással fizikailag összekötött evezdából áll: . A csillagokat ábrázoló körök méretének semmi köze a valódi méretükhöz, csak hozzávetőlegesen fejezi ki fényességét. A rajzon a csillagok egymástól való távolságára alkalmazott skálán átmérőjüket a mikrométer törtrészében fejezzük ki

Az első fajtára példa az Orion-köd, az Orion vagy az „Orion trapéziumának” (75. ábra) közepén található többszörös csillag, amely négy O-B spektrális osztályú fényes komponensből és két gyengébb, szintén B osztályú komponensből áll. Ha készítünk nekik spektrumdiagramot - látszólagos magnitúdó (Sp, m), akkor jól elhelyezkednek egy vonal mentén, amely a G - P diagram fő sorozatának bal felső végeként fogható fel, amikor minden látható A magnitúdók ugyanazt az értéket kapják, átszámítva M-re.

Ez azt jelenti, hogy a Trapéz összes csillaga azonos távolságra van a Földtől. Fizikailag kapcsolódnak az Orion-ködhöz, de meglehetősen távol vannak egymástól: 21,5"-os értékükkel az A és D közötti szögtávolság legalább 11 000 AU lineáris távolságnak felel meg.

A második típusra példa a legkisebb fényerejű csillag felfedezése, a csillag műholdja. Ez utóbbiról régóta ismert, hogy meglehetősen jelentős megfelelő mozgással rendelkezik az irányba. Van Biesbrouck, aki 1940-ben kezdett el kutatni a halvány csillagok nagyméretű műholdait, amelyeket 74" távolságra találtak egy saját mozgást végző csillagtól. A hasonlóság olyan nagy, hogy figyelembe kell venni mindkét csillag mozgását. tér szinte párhuzamos pályák mentén, azaz egy fizikai pár Mivel ennek a csillagnak a parallaxisa , a műhold abszolút nagysága egyenlő (spektrum a H és K emissziós vonalakkal és a hidrogénnel), és a komponensek közötti lineáris távolság a. Érdekes, hogy a Földhöz legközelebbi csillagnak van egy Centaurija Ugyanezen jelnél egy halvány műholdat találtak 2,2°-os távolságban, ami körülbelül 10 600 AU lineáris távolságnak felel meg. Ez a csillag valamivel közelebb van magához a Centaurihoz, amely ezért kapta a Proxima (proxima - legközelebbi) Centauri nevet.

Maga a Centauri egy tipikus bináris, amelyben a komponensek egy közös tömegközéppont körül keringenek elliptikus pályán (76. ábra). A legegyszerűbbek a relatív megfigyelések, amelyek során a B műhold koordinátáit mikrométerrel mérjük az A főcsillaghoz viszonyítva. Ha meghatározzuk A és B helyzetét olyan csillagokhoz képest, amelyek egy adott párra véletlenszerűek, de közvetlenül a a távcső látómezeje, akkor kiderül a pár megfelelő mozgása égi irányban gömb (a nagykör íve mentén történő egyenletes mozgásnak lesz közös G tömegközéppontja) és az A és B komponensek elliptikus mozgása , ami úgy történik, hogy három A, G és B pont mindig ugyanazon az egyenesen fekszik. Ebben az esetben lennie kell

hol vannak az összetevők tömegei. Az AG/GB meghatározását legjobban a kettőscsillagról készült, több éven át készített nagyméretű fényképek alapján lehet meghatározni.

A kettőscsillagok akkor vonzzák magukra a figyelmet, ha fényes csillagok között fordulnak elő, különösen akkor, ha mindkét komponens nem csak helyzetében, hanem fényességében is közel van egymáshoz. Valójában az égbolton lévő számos csillag mellett mindig lesz valami halvány csillag egy adott fényes csillag közvetlen közelében; ugyanígy a nagyon halvány csillagok között mindig - kis látómezőben - két vagy több csillag van egymás közelében.

De mindezek természetesen csillagok véletlenszerű, optikai kombinációi lesznek, amelyeket valójában semmi sem köt össze.

Rizs. 76. Mozgás a Centauri rendszerben. A B műhold relatív pályája látható, azaz mozgása az A fő csillaghoz képest (1830-1940). Valójában A és B mozgása egy közös tömegközéppont közelében történik, de ezek a mozgások külön-külön csak úgy azonosíthatók, ha megmérjük A és B helyzetét a környező mezőcsillagokhoz képest, amelyeknek nincs kapcsolata a rendszerrel.

Századunk legnagyobb kettőscsillag-szakértője, Aitken kettőscsillag-katalógusának összeállításakor csak azokat a párokat vette figyelembe, amelyek megfelelnek a feltételnek.

hol van a rendszer teljes fényereje. De ez egy szándékosan liberális becslés, azzal a céllal, hogy egyetlen fizikai pár se hiányozzon a megfigyelt kettős csillagok közül. És természetesen figyelembe kell vennünk azt a tényt is, hogy a sajátunk elemzésekor nagyon széles párok azonosíthatók. a fent leírt mozgások nem felelnek meg a (11.3) feltételnek, valamint néhány szoros, szabad szemmel elválasztott fizikai pár, például Mizar és Alcor az Ursa Major Taurusban vagy Lyrában.