KETTŐS CSILLAG, két csillag, amelyeket a gravitáció kapcsol össze egyetlen rendszerré; ennek a rendszernek a komponensei elliptikus pályákon egy közös tömegközéppont körül keringenek. Azokat a csillagrendszereket, amelyeknek több ilyen összetevője van, több csillagnak nevezzük. Az ismert kettőscsillagok keringési ideje néhány perctől több millió évig terjed. A kellőképpen tanulmányozott csillagok többsége legalább egy hozzájuk gravitációsan kötődő komponens jelenlétét mutatja, azaz kettős vagy több csillagról van szó. A hozzánk legközelebbi csillag - az Alpha Centauri, valamint az égbolt legfényesebb csillaga - a Szíriusz - kettős csillag. Az égbolton szorosan elhelyezkedő csillagokat, amelyeket a gravitáció nem köt össze egyetlen rendszerré, optikai pároknak nevezzük.

A kettőscsillagok széles elterjedésének oka a csillagok kialakulása a kiterjedt forgó csillagközi gáz- és porfelhők összeomlása következtében. A forgás megakadályozza az eredeti felhők teljes anyagának felhalmozódását a tömör csillagok által, és az összeomlás folyamatában ezeknek a felhőknek két (vagy több) részre - a kettős vagy több csillag jövőbeli összetevőire - osztódását okozza.

Történelmileg a kettõscsillagok egyetlen családja több csoportra oszlik, amelyek különböznek a kettõsség kimutatásának módszerében. A vizuális kettőscsillagok összetevői a távcső látómezejében különülnek el. A spektrális kettőscsillagok az egyik vagy mindkét komponens színképvonalainak helyzetében az idő függvényében periodikus változást mutatnak, ami a Doppler-effektus miatti keringési forgásukat tükrözi. A komponensek keringési mozgásából adódó fogyatkozó binárisok periodikusan teljesen vagy részben eltakarják egymást, ha a Nap közel van pályájuk síkjához. Különösen fontos a közeli kettőscsillagok tulajdonságainak tanulmányozása, amelyek komponensei evolúciójuk során kitágulva aktívan kölcsönhatásba lépnek egymással, és anyagot cserélnek. A kettőscsillagok közé tartoznak még a sötét kísérőkkel rendelkező asztrometriai kettőscsillagok, az összetett (összetett) spektrummal rendelkező csillagok, a széles párok (közös megfelelő mozgású csillagpárok).

A kettőscsillagok felfedezőjének W. Herschelt tartják, aki az 1770-80-as években kettős csillagok megfigyelését végezte a csillagparallaxisok mérésére; ugyanakkor felhasználta G. Galileo ötletét egy optikai pár fényesebb komponensének parallaxisának meghatározására a gyengébb és ezért valószínűleg a távolabbi komponenshez képest. E megfigyelések eredményeként Herschel felfedezte több kettőscsillag műholdjának görbe vonalú mozgását, és megbecsülte a keringési periódusok nagyságát. 1803-ban W. Herschel több száz kettős csillagot tartalmazó listát tett közzé. V. Ya. Struve (lásd Struve) elkészült alapvető munka kettős- és többcsillagok pontos helyzetének észlelésére és mérésére; megfigyeléseinek eredményeit három katalógusban (1827, 1837, 1852) közölték. J. Herschel kiterjesztette a kettőscsillagok tanulmányozását arra Déli féltekeég. Az első spektroszkópiai kettőscsillagot 1889-ben fedezték fel spektrumában a Doppler-effektus miatti spektrumvonalak periodikus felhasadásával. Ez a módszer a néhány évnél rövidebb keringési periódusú közeli kettőscsillagok vizsgálatában bizonyult a leghatékonyabbnak. A 21. század elejére több ezer ilyen csillag alapvető paraméterei ismertek.

A kettőscsillagok tanulmányozása a legmegbízhatóbb információforrás a csillagok tömegéről, sugaráról, szerkezetéről és fejlődéséről. A közeli kettőscsillagok sokféle evolúciós utat fedeztek fel alkotóelemeik számára, ami lehetővé tette a kettősség feltételezésének széles körben történő alkalmazását a megfigyelt csillagok számos "anomális" osztálya tulajdonságainak magyarázatára. A csillagok bizonyos típusairól és életjelenségeiről kiderült, hogy teljes mértékben szoros kettősségüknek köszönhető. A spektroszkópiai kettőscsillagok megfigyelése vált a fő információforrássá az egyes- és kettőscsillagok szerkezetéről és fejlődéséről. A közeli kettőscsillagok komponenseinek aktív kölcsönhatása evolúciójuk során az összetevők héjából az anyag elvesztéséhez és magjaik feltárásához vezet, ami lehetővé teszi a különböző tömegű csillagok fejlődésének késői szakaszainak tanulmányozását ( fehér törpék, neutroncsillagokés fekete lyukak).

Lit .: Masevich A. G., Tutukov A. V. A csillagok evolúciója: elmélet és megfigyelések. M., 1988.

Kettős csillagok (fizikai binárisok)

- két csillag, amelyeket gravitációs erők egyesítenek, és elliptikus (adott esetben kör alakú) pályán keringenek egy közös tömegközéppont körül. Több fizikai is létezik. csillagok - hármas, négyes stb., de számuk lényegesen kevesebb, mint a fizikaiaké. D. h. Ha az összetevők a fizikai D. h. közvetlenül távcsövön keresztül vagy fényképeken (amelyek hosszú fókuszú asztrográfiákkal készültek erre a célra), akkor az ún. vizuális kettős csillag. A feszes DZ-k, amelyek kettőssége még a legnagyobb teleszkópokkal sem észlelhető, kiderülhet, hogy spektroszkópiai binárisok vagy eclipsing binárisok (más szóval eclipsing változók, lásd ). Az elsők periodikusan mutatják kettősségüket. a spektrum fluktuációja vagy bifurkációja. sorok, a második - periodikus. a csillagok teljes fényerejének változása. Egyes esetekben a kettősség megállapítható módszerekkel, vagy a csillagok Hold általi okkultációinak nagy sebességű regisztrálásával (az egy- és kettőscsillagok fényességváltozásának fotometriai görbéi eltérőnek bizonyulnak). D. h. Ide tartoznak még: asztrometriai csillagok sötét műholdakkal (a Naphoz közeli csillagok között körülbelül 20 asztrometriai csillagot találtak); összetett spektrummal rendelkező csillagok (két különböző spektrum kombinációja); széles párok nagy közös sajátértékkel rendelkező csillagok. mozgás (azaz a csillag nagy szögeltolódása mellett éggömbévi ívmásodpercben kifejezve). Az űrben a komponenseket több tízezer AU választja el egymástól, a forgási periódusok pedig többfélét is elérhetnek. millió év. Fotometriai D. h. néha hívják. bináris (többszörös) rendszerek is, amelyek sokszínűségét a csillagok többszínű fotometriájának módszerei tárják fel a kétszínű (többszínű) diagramokon történő összehasonlítása alapján (lásd ).

Kapcsolódik az ismert kettős (és többszörös) csillagok száma folyamatosan növekszik; jelenleg úgy gondolják, hogy a csillagok többsége (talán több mint 70%-a) kisebb-nagyobb sokféleségű rendszerben egyesül; ismert D. h. körülbelül 1/3-a hármas vagy nagyobb többszörösségű csillagnak bizonyul. Hat- és hétszeres csillagok ismertek.

Nagy érdeklődésre tart számot a D. z., To-rykh magában foglalja a fizikai. változócsillagok (pl. ), és esetleg azért ebben az esetben meg lehet becsülni ezen objektumok tömegét.

Vizuális kettőscsillag megfigyelésekor mérjük a komponensek közötti távolságot és a középvonal helyzetének szögét, más szóval az irány és a tengely közötti szöget. északi sark a világ és a fő (fényesebb) csillagot műholdjával összekötő vonal iránya (1. ábra). A hosszú távú megfigyelések feltárhatják a pálya görbületét relatív mozgás műhold, és lehetővé teszik a keringési periódusok becslését.

A felfedezett vizuális binárisok száma (beleértve a széles párokat is) meghaladja a 60 000-et, ebből csak 10 000-et mértek többé-kevésbé rendszeresen. Közülük több mint 500-at már találtak olyan görbülettel, amely elegendő a kapcsolat alakjának meghatározásához. pályák. Körülbelül 150 D. z. pályák vannak meghatározva, azaz. a körülötte lévő műhold látszólagos pályája mentén fő sztár kiszámítják a valódi pálya elemeit, jelezve a pálya alakját, méretét, tereit. irányultság. Ezek az adatok felhasználhatók a műhold helyzetének előrejelzésére a pályán (2. ábra). Csak 80 D. z körül kering. elég biztosnak tekinthetők ahhoz, hogy ezeket felhasználják a csillagok tömegének meghatározására - bináris komponensek. Kepler harmadik törvényének alkalmazása D. z. indítványára. ismert távolságokkal lehetővé teszi (majdnem egyedüliként) a csillagok tömegének meghatározását (lásd).

Változások a spektrum eltolásában vagy bifurkációjában. spektrális kettőscsillagok vonalai lehetővé teszik annak meghatározását, hogy melyik a keringési sebesség vetülete a látóvonalra (3. ábra). A sugárirányú sebességgörbék (4. ábra) - egy vagy mindkettő, ha a műhold fényességében nem tér el túlságosan a főcsillagtól, és mindkét komponens vonala látható a spektrumban és mérhető - lehetővé teszik a számítást. a valódi pálya elemei (a közös tömegközéppont körüli fényes komponensé vagy a fényes körüli gyengébb komponensé, amely a pályához képest fókuszban van, vagy végül minden komponens a rendszer tömegközéppontjához viszonyítva , 5. ábra). A spektrális kettőscsillagok bizonyos periódusai 0,1084 naptól (Ursa Minor) 59,8 évig terjednek (vizuálisan D. z. Nagy Göncöl). A spektroszkópikus kettőscsillagok túlnyomó többségének periódusai több nagyságrendűek. nap Összesen több mint 3000 spektroszkópiai binárist fedeztek fel, és ezek közül körülbelül 1000-hez számoltak orbitális elemeket.

Egy napfogyatkozás D fénygörbéje. időszakos mutat. a fényesség csökken - periódusonként egy-kettő és állandó fényerő a minimumok között (olyan csillagok esetében, mint az Algol) vagy annak folyamatos változása (olyan csillagok esetében, mint a Lyra vagy a W Ursa Major, utóbbi esetben a minimumok közel azonos mélységűek, lásd). A nyílt napfogyatkozás száma D. z. meghaladja az 5 ezret

Rizs. 4. A pálya alakjának és tájolásának befolyása az alakra radiális sebességgörbe: 1 - körpálya; 2 - orbitális excentricitás e=- 0,5, periastron hosszúság; 3 - orbitális excentricitás e=0,5, ; a, b, c, d - a műholdcsillag helyzetei és a hozzájuk tartozó radiális sebességeket.

A görbék elemzése lehetővé teszi nemcsak a fogyatkozó DZ pályájának elemeinek meghatározását, hanem maguknak az összetevőknek bizonyos jellemzőit is (alak, méretek, a pálya fő féltengelyének töredékeiben vagy kilométerekben kifejezve). , ha radiális sebességmérés is rendelkezésre áll). Nagy pontosságú modern fotoelektromos a fénymérés bizonyos esetekben lehetővé teszi az ún. fénygörbe fénygörbére gyakorolt ​​hatásának azonosítását és figyelembevételét. finom hatások, pl. sötétedés a csillag korongjának széléig, valamint mennyiségileg kifejezni a komponensek alakjának a gömbalaktól való eltérésének mértékét nagyon közeli binárisok esetén (Lyra és W Ursa Major típusok). A pálya észrevehető excentricitásával kimutatható az apszidális vonal (azaz a periastront és az apoastert összekötő vonal, lásd.) forgásának hatása, ami egy harmadik, még fel nem fedezett komponens létezéséből adódik. vagy a csillagok alakja észrevehetően eltér a gömb alakútól a közeli összetevők árapály-deformációi miatt. Ha az elhomályosult D. z egyik összetevője. - egy forró csillag, a másik pedig egy kiterjesztett légkörű szuperóriás, akkor nagyon részletesen tanulmányozható a szuperóriás légkörének szerkezete és összetétele a napfogyatkozási spektrum változásaiból, amikor egy forró csillag átvilágít a szuperóriás légköre napfogyatkozás közben. Az abszorpciós vonalak megváltoznak, ahogy a forró csillag "süllyed" a szuperóriás kiterjedt légkörének sűrűbb rétegeibe. Ilyen párok például Charioteer (27 éves időszak, ebből a napfogyatkozás kb. 2 évig tart!) és Auriga (972 napos időszak, a fogyatkozás kb. 40 napig tart).

A tömeg - a csillagok egyik legfontosabb fizikai jellemzője - más testek mozgására gyakorolt ​​hatásából határozható meg. Az ilyen egyéb testek egyes csillagok (szintén csillagok) műholdai, amelyek velük együtt keringenek egy közös tömegközéppont körül.

Ha megnézi Ursa Majort, a második csillagot "kanálja" nyelének végéről, akkor normál látással egy második halvány csillagot fog látni a közelében. Az ókori arabok felfigyeltek rá, és Alcornak (lovasnak) hívták. A fényes csillagot Mizarnak nevezték el. Kettős csillagnak nevezhetők. Mizart és Alcort a -val választja el egymástól. Távcsővel nagyon sok ilyen csillagpárt lehet találni. Tehát a Lyra két egyforma, 4. magnitúdójú csillagból áll, amelyek távolsága 5.

Rizs. 80. Egy kettőscsillag (v Szűz) műholdjának pályája a főcsillaghoz viszonyítva, melynek távolsága tőlünk 10 db. (A pontok a műhold mért helyzetét jelölik a jelzett években. Az ellipszistől való eltérésük megfigyelési hibákból adódik.)

A kettőscsillagokat vizuális binárisoknak nevezzük, ha kettősségük közvetlen távcsöves megfigyeléseken keresztül látható.

A Lyra teleszkópban egy vizuális négyszeres csillag. A több csillaggal rendelkező rendszereket többszörösnek nevezzük.

A vizuális binárisok nagy része optikai binárisnak bizonyul, vagyis az ilyen két csillag közelsége véletlenszerű égboltra vetítésük eredménye. Valójában térben messze vannak egymástól. A hosszú távú megfigyelések során pedig meg lehet győződni arról, hogy az egyik irányváltoztatás nélkül halad el a másik mellett, állandó sebességgel. De néha a csillagok megfigyelésekor kiderül, hogy egy gyengébb társcsillag egy fényesebb csillag körül forog. A köztük lévő távolság és az őket összekötő vonal iránya szisztematikusan változik. Az ilyen csillagokat fizikai binárisnak nevezik, egyetlen rendszert alkotnak, és kölcsönös vonzási erők hatására keringenek egy közös tömegközéppont körül.

Számos kettős csillagot fedezett fel és tanulmányozott a híres orosz tudós, V. Ya. Struve. A vizuális kettőscsillagok legrövidebb keringési ideje 5 év. A több tíz éves keringési periódusú párokat tanulmányozták, a jövőben pedig a több száz éves periódusú párokat. A hozzánk legközelebbi csillag, a Centauri, egy kettős csillag. Alkotórészeinek (komponenseinek) keringési ideje 70 év. Ebben a párban mindkét csillag tömegében és hőmérsékletében hasonló a Napéhoz.

A főcsillag általában nincs a műhold által leírt látható ellipszis fókuszában, mert a pályáját torz vetületben látjuk (80. ábra). De a geometria ismerete lehetővé teszi a pálya valódi alakjának visszaállítását és a fél-főtengely a mérését ívmásodpercekben. Ha a kettőscsillag távolsága parszekekben, a műholdcsillag pályájának fél-főtengelye pedig ívmásodpercben ismert, akkor egyenlő csillagászati ​​egységek(mert egyenlő lesz:

A csillagok legfontosabb jellemzője a fényességével együtt a tömege. Közvetlen meghatározás tömeg csak kettőscsillagoknál lehetséges. A 9.4. §-hoz hasonlóan a műhold mozgásának összehasonlítása

csillagok a Földnek a Nap körüli mozgásával (amelyeknél a forgási periódus 1 év, a pálya fél-főtengelye pedig 1 AU), Kepler harmadik törvénye szerint írhatjuk:

hol van egy csillagpár összetevőinek tömege, a Nap és a Föld tömege, valamint a pár keringési ideje években. Ha figyelmen kívül hagyjuk a Föld tömegét a Nap tömegével összehasonlítva, megkapjuk a párat alkotó csillagok tömegének összegét a Nap tömegében:

Az egyes csillagok tömegének külön-külön történő meghatározásához meg kell vizsgálni mindegyikük mozgását a környező csillagokhoz képest, és ki kell számítani a távolságukat a közös tömegközépponttól. Ekkor megkapjuk a második egyenletet:

A két egyenletrendszerhez és a két egyenletrendszerhez mindkét tömeget külön-külön találjuk.

A távcsőben lévő kettős csillagok gyakran gyönyörű látványt nyújtanak: a főcsillag sárga vagy narancssárga, a műhold pedig fehér vagy kék. Képzeljen el egy csomó színt egy bolygón, amely egy csillagpár körül kering, ahol a vörös Nap süt az égen, majd a kék, majd a kettő együtt.

A leírt módszerekkel meghatározott csillagtömegek sokkal kevésbé térnek el fényességüknél, körülbelül 0,1-100 naptömeg között. A nagy tömegek rendkívül ritkák. A csillagok tömege általában öt naptömegnél kisebb. Látjuk, hogy a Napunk fényessége és hőmérséklete közönséges, középső csillag, semmi különös.

(lásd szkennelés)

2. Spektrális kettőscsillagok.

Ha a kölcsönös körforgásban lévő csillagok közel kerülnek egymáshoz, akkor a legerősebb távcsőben sem láthatók külön, ilyenkor a kettősség a spektrumból határozható meg. Ha egy ilyen pár pályájának síkja majdnem egybeesik a látóvonallal, és a forgási sebesség nagy, akkor a látóvonalra vetítésben lévő egyes csillagok sebessége gyorsan változik. Ebben az esetben a kettőscsillagok spektrumai egymásra vannak helyezve, és mivel ezek sebességének különbsége

Rizs. 81. A vonalak bifurkációjának vagy fluktuációjának magyarázata spektrális kettőscsillagok spektrumában.

csillagok nagyok, akkor mindegyik spektrumában a vonalak ellentétes irányba fognak eltolódni Az eltolás értéke a pár forgási periódusával megegyező periódussal változik Ha a párat alkotó csillagok fényessége és spektruma hasonlóak, akkor a spektrumvonalak periodikusan ismétlődő felhasadása figyelhető meg a kettőscsillag spektrumában (81. ábra). Hagyja, hogy az alkatrészek pozíciókat foglaljanak el, vagy az egyikük a megfigyelő felé mozdul, a másik pedig tőle távolodik (81. ábra, I, III). Ebben az esetben a spektrumvonalak hasadása figyelhető meg. Egy közeledő csillagban a spektrumvonalak a spektrum kék végére, a távolodó csillagoknál pedig a vörösre tolódnak el. Ha egy kettőscsillag komponensei a vagy pozíciót foglalják el (81. ábra, II, IV), akkor mindkettő derékszögben mozog a látóvonalhoz képest, és nem lesz kettéágazó a spektrumvonalak.

Ha az egyik csillag gyengén világít, akkor csak a másik csillag vonalai lesznek láthatók, időszakosan eltolódnak.

A Mizar egyik összetevője maga egy spektroszkópiai bináris.

3. Elhomályosuló kettős csillagok – Algolok.

Ha a látóvonal majdnem egy spektrális bináris pályájának síkjában fekszik, akkor egy ilyen pár csillagai felváltva blokkolják egymást. Napfogyatkozások során gyengül annak a párnak a teljes fényereje, amelynek összetevőit külön-külön nem láthatjuk (82. ábra B és D pozíciója). A fennmaradó időben, a fogyatkozások közötti intervallumokban szinte állandó (A és C pozíció), és minél hosszabb, annál rövidebb a fogyatkozások időtartama, és annál nagyobb a pálya sugara. Ha a műhold nagy, de maga kevés fényt ad, akkor a fényes

a csillag elhomályosítja, a rendszer teljes fényereje csak kis mértékben csökken.

A fogyatkozó kettőscsillagok fényességi minimumai akkor lépnek fel, amikor összetevőik áthaladnak a látóvonalon. A látszólagos magnitúdógörbe idő függvényében történő 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. Sajnos eddig viszonylag kevés ilyen rendszer ismeretes.

A fogyatkozó kettőscsillagokat Algoloknak is nevezik, tipikus képviselőjük, Perseus nevéről. Az ókori arabok Perseus Algol-nak (elkényeztetett el gul) nevezték, ami azt jelenti: "ördög". Elképzelhető, hogy felfigyeltek furcsa viselkedésére: 2 napig 11 óráig 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. Összességében a csillag kettõs állományok nagyon elterjedtek A statisztikák azt mutatják, hogy az összes csillag 30%-a valószínûleg kettõs. Az egyes csillagokról és rendszereikrõl a spektroszkópiai binárisok és a fogyatkozási kettõsök elemzésébõl származó adatok beszerzése jó példája az emberi megismerés korlátlan lehetõségének.

Rizs. 82. A Lyra látszólagos fényességében és műholdja mozgásmintájában bekövetkező változások (Az egymáshoz közel lévő csillagok alakja árapályhatásuk miatt nagymértékben eltérhet a gömb alakútól)

A galaxisunkban és azon túl is látható nagyszámú csillag kettős és többszöröse. Vagyis bátran kijelenthetjük, hogy egyetlen csillagunk, a Nap a kisebbségbe tartozik a csillagrendszerek osztályozásában. Beszéljünk arról, mik ezek a rendszerek.

Egyes források szerint csak 30%-a teljes szám a csillagok egyesek, másokban a 25-ös szám található. De a kettős és többszörös csillagok mérési és vizsgálati módszereinek fejlesztésével az egycsillagok százalékos aránya megváltozik. Ennek oka elsősorban a kis (méretben, de tömegben nem) lévő csillagok észlelésének nehézsége. A mai napig a csillagászok sok olyan dolgot fedeztek fel, amelyek első felfedezésekor megfelelhetnek a két vagy több csillagból álló rendszer másodlagos csillagainak leírásának, csak részletes tanulmányozás és számos számítás után kizárt az a lehetőség, hogy ez csillagról legyen szó, és a A talált tárgyat bolygók közé sorolják (ezt a tömeg, a gravitációs vonzás, a relatív helyzet, viselkedés és sok más tényező határozza meg).

kettős csillagok

Kappa csizma

A gravitáció által összekötött két csillagból álló rendszert nevezzük kettős csillagrendszer vagy egyszerűen kettős csillag.

Először is hangsúlyozni kell, hogy nem minden optikailag szomszédos csillag kettős. Ebből az következik, hogy az égen látható csillagok közel vannak egymáshoz a Földről érkező megfigyelő számára, de nem kapcsolódnak egymáshoz gravitációs erőkés nem rendelkeznek közös tömegközépponttal optikai kettős. Jó példa erre az α Capricornus - egy csillagpár nagy távolságra van egymástól (körülbelül 580 fényévre), de számunkra úgy tűnik, hogy a közelben vannak.

Fizikai kettős csillagok egy közös tömegközéppont körül forognak, és gravitációs erők kötik össze őket. Ilyen például a Cassiopeia η () értéke. A forgási periódusból és a kölcsönös távolságból meg lehet határozni az egyes csillagok tömegét. A forgási periódus lenyűgöző tartományú: néhány perctől, amikor a törpecsillagok neutronos csillagok körül forognak, több millió évig. A csillagok közötti távolság hozzávetőlegesen 10 10 és 10 16 m között lehet (körülbelül 1 fényév).

kettős csillagok nagyon széles osztályozással rendelkeznek. Íme csak a főbb pontok:

• Asztrometrikus(két tárgy mozgását láthatod egyszerre);
• Spektrális(a kettősséget spektrumvonalak határozzák meg);
• elhomályosító binárisok(a pályához viszonyított eltérő dőlésszög miatt időnként megfigyelhető az egyik csillag elhalványulása a másikkal);
• Mikrolencsés(amikor a rendszer és a megfigyelő között van egy űrobjektum erős gravitációs mező. Ezzel a módszerrel kis tömegű barna törpék találhatók);
• Pettyes interferometrikus(a csillagok felbontásának diffrakciós határa szerint kettőscsillagok találhatók);
• röntgen.

Több csillag

Ahogy a név is sugallja, ha az összekapcsolt csillagok száma meghaladja a kettőt, akkor ez több csillagrendszer vagy . Optikailag és fizikailag is több csillagra oszthatók. Ha a rendszerben lévő csillagok száma szabad szemmel, távcsővel vagy távcsővel látható, akkor az ilyen csillagokat ún. vizuálisan többszörös. Ha további spektrális mérések szükségesek a rendszer multiplicitásának meghatározásához, akkor ez spektrális többszörös rendszer. És ha a rendszer multiplicitását a fényerő változása határozza meg, akkor ez több rendszer elhomályosítása. Az alábbiakban egy hármas csillag egyszerű példája látható - ez egy csillag HD 188753 a Cygnus csillagképben:

Triple star HD 188753

Amint a fenti képen látható, a hármas rendszerben van egy közeli rokon csillagpár és egy távoli, nagyobb tömegű csillag, amely körül a pár forog. De gyakrabban egy távoli csillag egy pár egymáshoz szorosan kapcsolódó csillag körül forog, amelyek egyetlen egészet alkotnak. Az ilyen pár ún fő-.

Természetesen a sokféleség nem korlátozódik három csillagra. Négy, öt és hat csillagból álló rendszerek léteznek. Minél nagyobb a sokféleség, annál kevesebb ilyen rendszer. Például az ε Lyra csillag két egymáshoz kapcsolódó pár, amelyek egymástól nagy távolságra vannak egymástól. A tudósok hozzávetőlegesen kiszámították, hogy a párok közötti távolságnak legalább ötször nagyobbnak kell lennie, mint az egy páron belüli csillagok közötti távolság.

A hatszoros csillagrendszer legjobb példája az Görgő a csillagképben. Ebben három csillagpár szervezett módon lép kölcsönhatásba egymással. A rendszerben több mint 6 csillagot még nem fedeztek fel.

A csillagászokat-megfigyelőket több csillag nem kevésbé foglalja el, mint a mélyég objektumai. A csillagrendszerek különösen szépek, ha a bennük lévő alkatrészek eltérő színárnyalatúak, például az egyik hidegvörös, a másik forró fényes. kék csillag. Számos referenciakönyv található a leghíresebb és legérdekesebb kettős csillagok és több csillag részletes jellemzőivel a megfigyeléshez. Néhány rendszerrel egy külön cikkben fogok bemutatni.

Néha két vagy több egymáshoz közel eső csillag látható az éjszakai égbolton. Azokat, amelyek valójában távol vannak egymástól, és nincs fizikai kapcsolatuk egymással, optikai kettős csillagoknak nevezzük. Vizuálisan közelinek tűnnek, mert az égi szféra nagyon közeli pontjaira vetítődnek. Velük ellentétben fizikai kettős csillagoknak nevezzük, amelyek egyetlen dinamikus rendszert alkotnak és közös tömegközéppont körül keringenek kölcsönös vonzási erők hatására. Néha megfigyelhető három vagy akár több csillag társulása (az úgynevezett hármas és többszörös rendszer). Ha egy kettőscsillag mindkét komponense kellően távol van egymástól ahhoz, hogy külön-külön is láthatóak legyenek, akkor az ilyen kettős csillagokat ún. vizuálisan dupla. Azon párok kettőssége, amelyek összetevői külön-külön nem láthatók, fotometriailag is kimutatható (pl. a változócsillagok elhomályosítása), vagy spektroszkópiailag (például spektrális kettős).

A természetben a kettős csillagok meglehetősen gyakoriak. Annak megállapítására, hogy van-e fizikai kapcsolat egy csillagpár között, és ez a pár nem optikai bináris, a csillagászok hosszú távú megfigyeléseket végeznek, amelyek segítségével meghatározzák a másikhoz viszonyított keringési mozgást. Az ilyen csillagok fizikai kettőssége nagy valószínűséggel saját mozgásukból is kimutatható, mert a fizikai párost alkotó csillagok csaknem azonos megfelelő mozgással rendelkeznek. Egyes esetekben a csillagok közül csak az egyik látható, ami kölcsönös keringési mozgást végez, miközben az égen az útja hullámvonalnak tűnik.

fotó: Vizuálisan kettős csillag, Sirius (Sirius A és Sirius B)

Jelenleg több tízezer vizuálisan közeli kettőscsillagot fedeztek fel. Csak egytizedük érzékeli magabiztosan a relatív pályamozgásokat, és csak 1%-nál (kb. 500 csillagnál) lehet pályát számítani. A csillagok párban történő mozgása a Kepler-törvények szerint történik: egy közös tömegközéppont körül mindkét komponens a térben hasonlóan (azaz azonos excentricitással) ír le. elliptikus pályák. A műholdcsillagnak a főcsillaghoz viszonyított pályája ugyanolyan excentricitású, ha az utóbbit állónak tekintjük. Ha a relatív mozgás pályája megfigyelésekből ismert, akkor meghatározható a kettőscsillag összetevőinek tömegeinek összege. Ha ismertek a csillagok mozgási pályájának féltengelyeinek tömegközépponthoz viszonyított arányai, akkor az egyes csillagok tömegarányát, és ebből következően tömegét is meg lehet találni. Ez kitűnő érték kettős csillagok tanulmányozása a csillagászatban, amely lehetővé teszi a csillag egy fontos jellemzőjének meghatározását - a tömeget, amelynek ismerete szükséges a kutatáshoz belső szerkezet csillagok és légkörük. Néha komplex alapján saját mozgás Egyetlen csillag a háttércsillagokhoz viszonyítva, meg lehet ítélni, hogy van egy társa, amely nem látható sem a főcsillaghoz való közelsége miatt, sem pedig a jóval kisebb fényerő miatt (sötét társ). Ily módon fedezték fel az első fehér törpéket - a Szíriusz és a Procyon műholdakat, amelyeket később vizuálisan fedeztek fel.

elhomályosuló változók Olyan közeli csillagpároknak nevezzük, amelyek a megfigyelés során elválaszthatatlanok, amelyekben a látható csillagcsillag a rendszer egyik összetevőjének megfigyelője számára periodikusan előforduló fogyatkozások miatt megváltozik egy másikkal. Egy ilyen párban a nagyobb fényerejű csillagot főnek, a kisebbet kísérőnek nevezzük. Az ilyen típusú csillagok fényes képviselői az Algol (β Perseus) és a β Lyrae csillagok. A kísérő által a főcsillag, valamint a főcsillag által a műhold által rendszeresen előforduló fogyatkozások miatt a fogyatkozó csillagok teljes látszólagos magnitúdója időszakonként változik. Egy csillag sugárzási fluxusának időbeli változását ábrázoló grafikont fénygörbének nevezzük. Azt az időpontot, amikor a csillagnak a legkisebb látható csillagmagassága van, a maximum korszakának, a legnagyobbat pedig a minimum korszakának nevezzük. Az amplitúdó a minimum és maximum nagyságok különbsége, a változékonyság periódusa pedig két egymást követő maximum vagy minimum közötti időintervallum. Az Algol esetében például valamivel kevesebb, mint 3 nap, míg a β Lyra esetében ez több mint 12 nap. A fogyatkozó változócsillag fénygörbéjének természetéből adódóan meg lehet találni az egyik csillag pályájának egy másikhoz viszonyított elemeit, az összetevők relatív méretét, és néha még az alakjukról is képet kaphatunk. Jelenleg több mint 4000 különböző típusú fogyatkozó változócsillag ismeretes. A minimális ismert időtartam kevesebb, mint egy óra, a legnagyobb 57 év.

fotó: Napfogyatkozás változócsillag Algol (β Perseus)

Egyes csillagok spektrumában periodikus bifurkáció vagy fluktuáció figyelhető meg a spektrum vonalainak helyzetében. Ha az ilyen csillagok elhomályosító változók, akkor a spektrumvonalak oszcillációi a fényesség változásával azonos periódusban következnek be. Ezen túlmenően a konjunkciók pillanataiban, amikor mindkét csillag mozgása merőleges a látóvonalra, a spektrumvonalak eltérése az átlagos helyzettől nullával egyenlő. Az idő hátralévő részében mindkét csillagra közös színképvonalak kettéválnak, és a komponensek legnagyobb radiális sebességénél éri el maximális értékét, az egyik a megfigyelő felé, a másik pedig attól távolabb. Ha a megfigyelt spektrum a két csillag közül csak az egyikhez tartozik (és a második spektruma annak gyengesége miatt nem látható), akkor a vonalak kettéágazása helyett ezek eltolódása figyelhető meg vagy a vörös vagy a kék rész felé. a spektrum. A vonaleltolódásokból meghatározott sugárirányú sebesség időfüggését radiális sebességgörbének nevezzük. Azokat a csillagokat, amelyek kettőssége csak spektrális megfigyelések alapján állapítható meg, nevezzük spektrális kettős. Ellentétben a fogyatkozó változócsillagokkal, amelyek pályasíkjai meglehetősen kis szöget zárnak be a látóvonallal, a spektroszkópikus kettőscsillagok olyan esetekben is megfigyelhetők, amikor ez a szög sokkal nagyobb. És csak akkor, ha a pálya síkja közel van az ég síkjához, akkor a csillagok mozgása nem okoz észrevehető vonaleltolódást, és akkor nem észlelhető a csillag kettőssége. Ha a pálya síkja átmegy a látóvonalon, akkor a spektrumvonalak legnagyobb eltolódása lehetővé teszi a csillagok teljes mozgási sebességének V értékének meghatározását a rendszer tömegközéppontjához viszonyítva két diametrálisan. a pálya ellentétes pontjai.

Azokban az esetekben, amikor egy fogyatkozó változócsillag sugárirányú sebességgörbéje ismert, meg lehet határozni a pálya legteljesebb és legmegbízhatóbb elemeit, valamint olyan jellemzőket, mint a csillagok mérete és alakja, sőt tömegük is. Minden lineáris mennyiség kilométerben van meghatározva. Körülbelül 2500 csillagot fedeztek fel eddig, amelyek kettõs jellegét csak spektrális megfigyelések alapján sikerült megállapítani. Közülük mintegy 750 esetében sikerült olyan radiális sebességgörbéket készíteni, amelyek lehetővé teszik a forgási periódusok és a pálya alakjának meghatározását. A spektroszkópikus kettőscsillagok tanulmányozása különösen fontos, mivel így képet kaphatunk a tömegekről távoli objektumok nagy fényerejű, következésképpen kellő tömegű csillagok.

rizs. β Lyrae közeli spektroszkópiai bináris

zárja be a bináris rendszereket ilyenek sztárpárok, amelyek közötti távolság összehasonlítható a méretükkel. Ebben az esetben a rendszer összetevői közötti árapály-kölcsönhatások kezdenek jelentős szerepet játszani. Mindkét csillag felszíne az árapály-erők hatására megszűnik gömbölyű lenni, a csillagok ellipszoid alakot vesznek fel, és egymás felé irányított dagálypúpjai vannak, mint a Hold-apály a Föld óceánjában. A gázból álló test alakját az azonos gravitációs potenciál értékű pontokon áthaladó felület határozza meg. Az ilyen csillagfelületeket ekvipotenciálisnak nevezzük. Ha a csillagok külső rétegei túlmutatnak a belső Roche-lebenyen, akkor az ekvipotenciális felületek mentén a gáz egyrészt az egyik csillagból a másikba áramolhat, másrészt pedig egy héjat alkothat, amely mindkét csillagot körülveszi. Klasszikus példa egy ilyen rendszerre a β Lyrae csillag, amelynek spektrális megfigyelései lehetővé teszik mind a közeli bináris közös burkolójának, mind a kísérőből a főcsillag felé áramló gázáramlás észlelését.