Оптические двойные звезды кратко
Обновлено: 02.07.2024
Двойными звездами в астрономии называют такие пары звезд , которые заметным образом выделяются на небе среди окружающих звезд фона близостью своих видимых положений. В качестве оценок близости видимых положений принимают следующие границы угловых расстояний r между компонентами пары, зависящие от видимой звездной величины m:
Физические двойные звезды имеют для астрономии как науки в целом фундаментальное значение. Астрономы многих стран изучают эти звезды уже более двух веков, и интерес к ним не ослабевает. Именно изучение двойных звезд позволило однозначно установить единство закона всемирного тяготения Ньютона во Вселенной и получить, опираясь на наблюдения, фундаментальные знания о массах звезд, их светимости и эволюции .
2. Типы двойных звезд
Двойные звезды подразделяют в зависимости от способа их наблюдений на визуально-двойные, фотометрические двойные, спектрально-двойные и спекл-интерферометрические двойные звезды.
Визуально-двойные звезды . Визуально-двойные звезды представляют собой довольно широкие пары, уже хорошо различимые при наблюдениях с телескопом умеренных размеров. Эти звезды в основном удовлетворяют условиям (1). Наблюдения визуально-двойных звезд производятся либо визуально с помощью телескопов, снабженных микрометром, либо фотографически с помощью телескопов- астрографов . В результате наблюдений определяют взаимное угловое расстояние r компонентов двойной звезды AB, а также позиционный угол s направления на небесной сфере дуги AB относительно круга склонения, проходящего через компоненту A (см. рис. 1). Эти данные по мере их накопления используют для построения дуги видимой орбиты звезды-спутника B относительно более яркой главной звезды A. Если наблюдения продолжаются достаточно долго (несколько десятков лет и более), можно проследить полное обращение звезды B относительно A . Типичными представителями визуально-двойных звезд могут служить звезды γ Девы (r=1″-6″, период обращения P=140 лет) или хорошо известная любителям астрономии близкая к Солнцу звезда 61 Лебедя ( r=10″-35″, P P=350 лет). К настоящему времени известно около 100000 визуально-двойных звезд.
Рис. 1. Схема визуально-двойной системы. Указаны позиционный угол s положения спутника B относительно главной (более яркой) звезды A и расстояние r между ними
Фотометрические двойные звезды . Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживают по явлениям затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. Астроном замечает это явление как падение яркости наблюдаемой звезды, которое происходит регулярно с поразительной точностью. Таким образом, фотометрические двойные звезды являются затменно-переменными звездами . Астрономы интенсивно наблюдают их наряду с другими переменными звездами . В результате наблюдений определяют кривую блеска переменной звезды, отражающую изменение яркости звезды со временем, то есть зависимость вида m(t) . Типичным представителем затменно-переменных звезд является звезда второй величины β Персея (Алголь), которая регулярно затмевается на 9 часов с периодом 2,86731 суток; падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3 звездной величины. К настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.
Спектрально-двойные звезды . Спектрально-двойные звезды, так же как и фотометрические двойные, представляют собой очень тесные пары, обращающиеся в плоскости, образующей с направлением луча зрения наблюдателя малый угол. Спектрально-двойные звезды, как правило, не удается разделить на компоненты даже при использовании телескопов с самыми большими диаметрами, однако принадлежность системы к этому типу двойных звезд легко обнаруживается при спектроскопических наблюдениях лучевых скоростей . Оказалось, что линии в спектрах таких звезд регулярно смещаются или раздваиваются. Это свидетельствует о том, что наблюдаемая звезда состоит по меньшей мере из двух компонентов, обращающихся вокруг общего центра масс с большой скоростью. В результате наблюдений определяют кривые лучевых скоростей компонентов (иногда одной компоненты, более яркой), характеризующие периодические колебания их лучевых скоростей, а также период этих колебаний и амплитуды. Типичным представителем спектрально-двойных звезд может служить звезда ζ Большой Медведицы , у которой наблюдаются спектры обеих компонент, период колебаний 10 дней, амплитуда около 50 км/с. Это первая исследованная спектрально-двойная звезда, открытая Э. Пиккерингом в 1888 году. В настоящее время известно около 1500 спектрально-двойных звезд.
Повторные наблюдения этих звезд через 20 лет показали наличие относительных смещений компонентов, похожие на орбитальное движение. К 1803 году Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. В дальнейшем наблюдения двойных звезд продолжил сын Вильяма – Джон Гершель, перенесший свой телескоп в Южную Африку. В Европе планомерные наблюдения двойных звезд организовал В. Струве на обсерватории в Тарту. В 1824 году Струве применил для своих наблюдений телескоп-рефрактор с объективом Фраунгофера диаметром D=24 см и фокусным расстоянием F=410 см ( D/F=24/410) на экваториальной установке с часовым механизмом, который можно считать прототипом современных телескопов-рефракторов. Телескопы Гершелей были смонтированы на азимутальной установке, что делало их очень неудобными в обращении. С новым инструментом В. Струве открыл 3134 звездные пары. Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах, из которых наибольшей известностью пользуется каталог "Двойные и кратные звезды, измеренные микрометрически", опубликованный в 1837 году. Этот каталог сохраняет свое значение и в наше время как первая эпоха взаимных положений компонентов нескольких тысяч двойных звезд. Точность измерений В. Струве – на уровне лучших современных визуально-микрометрических наблюдений.
В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы, использовавшие в своих наблюдениях новейшие рефракторы высшего класса с объективами Кларка: рефрактор обсерватории Дирборн с диаметром объектива D=47 см, рефрактор Вашингтонской морской обсерватории (D=65 см) и рефрактор Ликской обсерватории (D=91 см). Заслугой американских астрономов было то, что они не только наблюдали двойные звезды, но собрали и систематизировали громадный наблюдательный материал по этим звездам. Эта работа воплощена в "Общем каталоге 13665 звезд" Ш.У. Бернхема (1906 год), охватывающем все известные к тому времени наблюдения двойных звезд в зоне склонений от -30° до Северного полюса. В новое время эта традиция продолжена американским астрономом Р.Дж. Айткеном, создавшим "Новый общий каталог 17180 двойных звезд" (1934 год) и астрономами Ликской обсерватории Г.М. Джефферсом и В.Х. ван ден Босом, составившими "Индекс каталог 64247 двойных звезд" (1961 год). В новое время наблюдения визуально-двойных звезд продолжались во многих странах мира как прежними, визуальными, так и новыми, фотографическими и фотоэлектрическими методами. После пионерских работ Э. Герцшпрунга (1914 год) широкое распространение получили фотографические наблюдения двойных звезд с применением старых – визуальных рефракторов и фотографических пластинок, сенсибилизированных (то есть сделанных особенно чувствительными) к визуальным лучам (орто- и панхром). Особенно интенсивно фотографические наблюдения двойных звезд производились на обсерваториях США Дирборн и Вашингтон, в России в Пулкове на 26-дюймовом рефракторе Цейсса после второй мировой войны. Возрастающий интерес к наблюдениям двойных звезд непосредственно связан с теми новыми знаниями, которые стало возможным получать по мере накопления наблюдательных данных о двойных звездах.
4. Главные результаты наблюдений двойных звезд
Результаты продолжительных систематических наблюдений визуально-двойных звезд выражаются таблицами данных (t, r, s), характеризующих для каждой звезды видимое орбитальное движение ее компонентов. Анализируя эти данные, астрономы уже в XIX веке убедились, что видимое относительное движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону площадей, то есть происходит в согласии с законами Кеплера. Отсюда следует, что обращение в системах двойных звезд подчиняется закону всемирного тяготения Ньютона, так как законы Кеплера , как доказал еще сам Ньютон, являются следствием единого закона тяготения. Этот вывод не был неожиданным для астрономов ХIХ века, которые уже убедились в правильности закона тяготения в процессе создания стройной теории движений планет Солнечной системы. Однако подтверждение действенности закона тяготения в звездном околосолнечном пространстве безусловно имело громадное научное и философское значение. Перед астрономами открылась реальная возможность "взвешивать" звезды, то есть определять их массы, опираясь только на закон Ньютона и наблюдения. Для решения поставленной задачи достаточно было определить из наблюдений период обращения двойной звезды P и большую полуось ее орбитального эллипса a. Далее следовало воспользоваться третьим законом Кеплера в ньютоновском обобщении:
Здесь a – большая полуось истинной орбиты звезды B относительно звезды A, выраженная в астрономических единицах (а.е.), P – период обращения, выраженный в годах; M1 и M2 – массы компонентов A и B , выраженные в единицах массы Солнца Mʘ . Главная трудность на этом пути состоит, во-первых, в определении орбитальных элементов a и P и, во-вторых, в определении расстояния до исследуемой звезды d , то есть ее параллакса p (параллакс по определению есть p″=206265(а.е./r)=1/R. Здесь a.e. и r задаются в километрах, а R – в парсеках). Первую трудность можно было преодолеть только после накопления рядов наблюдений, охватывающих минимум половину периода обращения звезды, то есть 50-100 лет для самых близких визуально-двойных звезд. Кроме того, необходимо было разработать эффективные методы определения истинной орбиты двойной звезды по ее проекции на небесной сфере. Подходящие методы – графические и аналитические – позволяли довольно надежно определить элементы истинной орбиты визуально-двойной звезды, включая период обращения и большую полуось орбиты a (в единицах секунды дуги), однако только для тех двойных звезд, период обращения которых не превышал 100-150 лет. Таких звезд оказалось немного. К 1850 году удалось определить только 20 орбит наиболее тесных двойных звезд с периодом обращения до 100 лет.
Темпы накопления орбит визуально-двойных звезд не возрастали до 70-х годов нашего века несмотря на прогресс техники наблюдений и их массовость. Это не удивительно, так как большинство наблюдаемых визуально или фотографически двойных звезд ( r>0″,5) имеют периоды обращений от сотни до нескольких тысяч лет.
Вторая трудность на пути к определению масс звезд по формуле (2) преодолевается посредством измерений тригонометрических параллаксов исследуемых двойных звезд, ибо между a (в астрономических единицах) в формуле (1) и a (в угловых секундах) существует простое соотношение
где a″ и p″ – большая полуось истинной орбиты двойной звезды и ее параллакс, также выраженный в единицах секунды дуги.
Однако до конца ХIХ века астрономы не научились определять тригонометрические параллаксы звезд с достаточной точностью (то есть с ошибкой, меньшей 0″,010) и это существенно повлияло на развитие звездной астрономии. Только развитие астрофотографии, точнее ее специализации – фотографической астрометрии, обеспечило приемлемую точность определения параллаксов из наблюдений. В середине нашего века тригонометрические параллаксы звезд стали определять со средней квадратической ошибкой ±(0″,005-0″,008), а позднее (1960 год), в связи с вводом в строй специального астрометрического рефлектора во Флагстафе (США) – (D=150 см, F=18 м) – с точностью до ±(0″,003-0″,004). Таким образом, к настоящему времени параллаксы звезд, находящихся на расстояниях до 20 пк от Солнца ( p>0″,040), могут определяться с относительной ошибкой порядка 10 %, соответствующие ошибки определения суммы масс компонентов возрастают в 3 раза, то есть до 30 %, как это следует из формул (2) и (3). Для ближайших звезд, находящихся на расстоянии до 10 пк ( p>0″,100), ошибка в определении суммы масс составит не более 15 %. От суммы масс компонентов двойной звезды естественно было перейти к оценкам масс компонентов. В отдельных случаях и эту задачу удалось решить, исходя только из законов механики и используя наблюдения лучевых скоростей .
Успехи, достигнутые астрономами в области определения орбит и параллаксов близких двойных звезд, позволили получить надежные оценки масс для нескольких десятков звезд и даже вывести некоторые статистические зависимости. Важнейшие результаты в этой области заключаются в следующем.
а) Массы всех исследованных звезд заключены в пределах от 0,07 до 20,0 масс Солнца Mʘ.
б) Массы 90 % звезд заключены в пределах от 0,4 до 2,0 Mʘ.
в) Для звезд главной последовательности (статистическая общность звезд, к которой принадлежит Солнце ) имеет место статистическая зависимость
Рис. 2. Схематическое изображение диаграммы Герцшпрунга-Рессела . Основная масса звезд (показана красным цветом) группируется возле главной последовательности (ГП)
На рис. 2 представлена диаграмма Герцшпрунга-Рессела, представляющая собой зависимость между абсолютной звездной величиной звезд MV (которая по определенному закону зависит от светимости L звезды) и их показателями цвета (B-V ) и (U-B), которые можно измерить с точностью до 0,001 звездной величины (показатель ( B-V) – это разность звездных величин звезды в голубом (B), ~4400 , и желтом (V), ~5500, диапазонах спектра, показатель (U-B) – соответственно в синем (U), ~3600, и голубом (B) диапазонах). Основная масса звезд (показана красным цветом) группируется возле главной последовательности (ГП).
г) Компоненты двойных звезд чаще бывают представлены звездами одной светимости и одного спектрального класса , но бывают и сильные различия. Есть веские основания считать, что компоненты двойной звезды сформировались одновременно и в дальнейшем эволюционировали параллельно, оставаясь в системе. Следовательно, если (4) справедливо, то приходится заключить, что распределение первоначальной массы между компонентами было фактором, определяющим ход эволюции.
5. Заключение
В окрестностях Солнца (d зависимость масса-светимость , по-видимому, имеет общую значимость и может различаться только незначительно для звезд, принадлежащих разным типам звездного населения.
в) Из а) и б), в частности, следует, что если обычные звезды сравнительно мало различаются по массе, то по светимости они могут различаться в тысячу раз.
г) Масса звезды в момент ее формирования является важнейшим параметром, определяющим ее последующую эволюцию.
звёзды, находящиеся почти на одном луче зрения, но удалённые друг от друга в пространстве на значительные расстояния. На небесной сфере О. д. з. расположены рядом, имея вид двойных звёзд (См. Двойные звёзды). Отличаются от последних тем, что не составляют физической системы.
Большая советская энциклопедия. — М.: Советская энциклопедия . 1969—1978 .
Смотреть что такое "Оптические двойные звёзды" в других словарях:
Оптические переменные звёзды — Переменные звёзды, блеск которых изменяется вследствие изменения условий их видимости. К О. п. з. относятся затменные переменные звёзды, представляющие собой Двойные звёзды с компонентами, периодически затмевающими друг друга при их… … Большая советская энциклопедия
Переменные звёзды — Переменная звезда звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Переменной называется звезда, изменения… … Википедия
Звезда — У этого термина существуют и другие значения, см. Звезда (значения). Плеяды Звезда небесное тело, в котором идут, шли или будут идти … Википедия
Астрономический объект — В этой статье не хватает ссылок на источники информации. Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена. Вы можете … Википедия
Небесное тело — (или точнее астрономический объект) все нерукотворные объекты, которые находятся в космосе (или которые пришли из космоса). К небесным телам можно отнести кометы, планеты, метеориты, астероиды, звёзды и прочее. Небесные тела изучает астрономия.… … Википедия
Переменная звезда — У этого термина существуют и другие значения, см. Переменная звезда (значения). Переменная звезда звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды… … Википедия
Ипсилон Стрельца — υ Стрельца Звезда Наблюдательные данные (Эпоха J2000,0) Прямое восхождение … Википедия
Астрономический бинокль — (бинокуляр) бинокль, предназначенный для наблюдения астрономических объектов: Луны, планет и их спутников, звёзд и их скоплений, туманностей, галактик и т. д … Википедия
Астрономические бинокли — Бинокль легко навести на нужный небесный объект, поэтому они широко используются для наблюдения ночного неба даже при наличии телескопа. Стереоскопического изображения не получается даже для удалённых наземных объектов, но использование сразу… … Википедия
Тихов, Гавриил Адрианович — Гавриил Адрианович Тихов Дата рождения: 19 апреля (1 мая) 1875(1875 05 01) Место рождения: Смолевичи, Российская империя, ныне … Википедия
§ 26. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
1. Оптические двойные и физические двойные звезды. Невооруженным глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке ковша Большой Медведицы) видна менее яркая звезда (5 m ) — Алькор . Угловое расстояние между Мицаром и Алькором около 12', а линейное расстояние между этими звездами примерно 1,7∙10 4 а. е. Это пример физической двойной звезды. Мицар и Алькор не просто рядом проецируются на небесную сферу как оптические двойные звезды, а движутся вокруг общего центра масс. Период обращения такой физической двойной системы звезд около 2∙10 6 лет. Обычно же звезды, связанные силами тяготения (компоненты двойной системы), образуют более тесные пары, а периоды обращения их компонентов не превышают сотен лет, а иногда бывают значительно меньше. В телескоп видно, что Мицар тоже двойная звезда.
Двойственность — распространенное явление среди звезд: почти половина звезд входит в состав двойных или более сложных ( кратных ) систем. В качестве примера рассмотрим звезду α Близнецов ( Кастор ). Расстояние между компонентами (А и В) этой системы примерно равно 100 а. е., а период обращения — около 600 лет. Звезды А и В Кастора, в свою очередь, тоже двойные. Но их двойственность невозможно обнаружить при визуальных или фотографических наблюдениях, потому что компоненты находятся на расстоянии всего лишь нескольких сотых долей астрономических единиц (соответственно малы и периоды обращения). Двойственность таких тесных пар (их называют спектрально-двойными звездами) выявляется лишь в результате исследования их спектров, в которых наблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплера позволяет объяснить раздвоение линий тем, что мы видим суммарный спектр, получающийся от наложения спектров звезд, которые движутся в разных направлениях (одна из них в данный момент удаляется от нас, а другая приближается). Обе звезды в система Мицара оказались спектрально-двойными.
Рис. 85. Кривая блеска β Персея.
Нередко двойственность тесных пар звезд можно выявить, изучаяпериодические изменения их блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойной звезды проходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, при которых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звезды называются затменными двойными или затменными переменными.
По многократным наблюдениям затменной переменной звезды можно построить кривую блеска. Если сравнить звездные величины в минимуме и максимуме блеска, то мы получим амплитуду изменения блеска. Измерив промежуток времени между двумя последовательными максимумами (или минимумами), найдем период изменения блеска звезд.
На рисунке 85 изображена кривая блеска типичной затменной переменной звезды β Персея, названной арабами Алголем (глаз Дьявола), а рядом показано взаимное расположение компонентов.
Из анализа кривых блеска затменных переменных звезд можно определить ряд важных физических характеристик звезд, например их радиусы.
2 . Определение масс звезд из наблюдений двойных звезд. К системам двойных звезд применимы закон всемирного тяготения и обобщенные Ньютоном законы Кеплера.
Остановимся на этом подробнее. Пусть массы главной звезды и ее спутника будут M 1 и М2, Р — период обращения спутника, А — большая полуось его орбиты. Тогда, обозначив через и массы Солнца и Земли, — сидерический период обращения Земли, α — большую полуось земной орбиты, можно написать:
Если принять массу Солнца за единицу ( = 1) и учесть, что
Т = 1 год, a =1 а. е., то
Величина А связана с годичным параллаксом звезды (π) и угловым расстоянием между компонентами (α) простым соотношением:
где а и π выражены в секундах дуги, а расстояние А — в астрономических единицах.
Учитывая равенство (48΄), формулу (49) запишем в виде:
Пример 11. Процион (а Малого Пса) — двойная звезда, у которой период обращения спутника около 39 лет, а большая полуось орбиты 13 а. е. Какова сумма масс компонентов этой системы?
3*. Невидимые спутники звезд. Самая яркая звезда, украшающая наше зимнее небо, — Сириус — представляет собой двойную систему, состоящую из звезды Сириус А и массивного невидимого спутника (белого карлика) Сириус В. Спутник Сириуса был открыт в результате анализа отклонений в наблюдаемом движении Сириуса.
Двойные звезды – достаточно распространенные объекты в наблюдаемой Вселенной. Но, невзирая на это, они вызывают неподдельный интерес у астрономов всего мира.
Общие сведения
Двойная система из О-звёзд в представлении художника
Ученые утверждают, что двойные звезды составляют примерно половину всех звезд нашей галактики. Двойная звезда представляет собой систему, состоящую из двух объектов (звезд), связанных между собой гравитационными силами. Обе звезды, входящие в систему, вращаются вокруг общего центра их масс. Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики. Например, звезда А может иметь большую массу или размер, чем звезда В.
Ярким примером системы двойной звезды выступает ближайшая к нам звездная система – Альфа Центавра А и В. Она представляет собой целостную систему из двух звезд. Сама же Альфа Центавра состоит из трех компонентов. Если взглянуть на эту звезду, не прибегая к помощи различных оптических приборов, невооруженным глазом она будет визуально восприниматься, как одна звезда. Если посмотреть на нее через телескоп, то мы отчетливо увидим два, а то и три компонента этой системы. В качестве других примеров двойных звезд можно привести систему Бета Лиры, систему Бета Персея (Алголь), Сириус и другие звезды.
Классификация
Астрономами было уже давно обнаружено, что двойные звезды могут отличаться по типу своего происхождения, физическим параметрам и прочим характеристикам. По этой причине ученые предложили классифицировать эти объекты небесной сферы. Условно двойные звезды разделяют на два типа: звезды, между которыми не происходит обмена масс, и звезды, между которыми он происходит, происходил или будет происходить в будущем. Последние, в свою очередь, подразделяются на контактные и полуразделенные. В контактных системах обе звезды заполняют свои полости Роша. В полуразделенных – только одна звезда.
Материалы по теме
Помимо представленной выше классификации, двойные звезды можно разделить по способу их наблюдения. Так, существуют астрометрические, затемненные, спектральные и визуальные двойные звезды.
Астрометрические двойные звезды обнаруживаются на небе путем наблюдения изменений и нелинейности движения видимого объекта системы. Таким способом часто астрономы обнаруживают коричневые карлики, которые иными путями зафиксировать не удается. Затемненные двойные звезды можно обнаружить путем фиксации изменения блеска в паре звезд. Во время вращения звезды-компаньоны как бы затмевают друг друга, и за счет этого выдают себя, как двойная звезда. Метод спектрального обнаружения двойной звезды заключается в измерении на протяжении нескольких ночей. Смещение линий спектра звезды на протяжении некоторого времени, большая разница между минимальной и максимальной скоростью звезды, изменение лучевых скоростей – все это может указать на то, что наблюдаемое нами небесное тело – двойная звезда. Визуальный метод обнаружения двойных звезд самый простой. При помощи мощного телескопа мы можем обнаружить двойные звезды, которые удобны для визуального наблюдения и находятся на сравнительно недалеком от нас расстоянии.
Явления и феномены, связанные с двойными звездами
Интересным феноменом, который тесно связан с двойными звездами, является парадокс Алголя. Алголь – это двойная звезда, которая находится в созвездии Персея. Согласно общей теории эволюции небесных светил, чем больше масса звезды, тем быстрее она проходит все стадии эволюции. Но Парадокс Алголя заключается в том, что Алголь В – компонент двойной звезды, который обладает меньшей массой, эволюционно старше более массивного компонента этой системы – Алголь А. Ученые считают, что данный парадокс напрямую связан с эффектом перетекания масс в тесных двойных системах, за счет которого меньшая по размерам звезда могла эволюционировать быстрее более массивного компонента системы.
Сечение поверхностей равного потенциала в модели Роша в орбитальной плоскости двойной системы
С Парадоксом Алголя тесно связано еще одно интересное астрономическое явление, свойственное двойным звездам – это обмен массами между ними. Компоненты двойных звезд способны обмениваться своими массами и частицами друг с другом. У каждого из компонентов есть полость Роша – область, в которой гравитационные силы одного компаньона преобладают над гравитационными силами другого. Точка соприкосновения полостей Роша обеих звезд именуется точкой Лагранжа. Через эту точку возможно перетекание вещества одного компаньона к другому.
Интересным явлением, связанным с двойными звездами, можно также считать симбиотические системы двойных звезд. Данные системы состоят, как правило, из красного гиганта и белого карлика, которые вращаются вокруг общего центра масс. Продолжительность жизни таких систем сравнительно невелика. Однако для них характерны новоподобные вспышки, которые способны увеличить яркость звезды в 2-3 раза. Кроме того, симбиотическим двойным звездам свойственны и другие интересные астрофизические характеристики, которые привлекают умы астрономов всего земного шара.
Происхождение и эволюция двойных звезд
Происхождение и эволюция двойных звезд происходит, в принципе, по тому же сценарию, что и у обычных звезд. Однако есть некоторые нюансы, которые отличают происхождение и эволюцию двойных систем от происхождения и эволюции одиночных светил.
Эволюция тесной двойной системы в представлении художника
Как и одинарные звезды, двойные системы образуются под влиянием гравитационных сил из газопылевого облака. В современной астрономии существует три наиболее популярных теории образования двойных звезд. Первая из них связывает образование двойных систем с разделением на раннем этапе общего ядра протооблака, которое послужило материалом для возникновения двойной системы. Вторая теория связана с фрагментацией протозвездного диска, в результате чего могут появиться не только двойные, но и многократные системы звезд. Происходит фрагментация протозвездного диска на более позднем этапе, чем фрагментация ядра. Последняя теория гласит, что образование двойных звезд возможно путем динамических физико-химических процессов внутри протооблака, которое служит материалом для образования звезд.
Экзопланеты вокруг двойных звезд
Вид с экзопланеты Kepler 47c на двойную звезду
Экзопланеты – это планеты, которые находятся вне пределов Солнечной системы. На сегодняшний день известно свыше 800 таких планет. Считается, что 64 из них вращаются вокруг систем двойных звезд. Среди этих планет существуют объекты, которые вращаются вокруг только одного компаньона двойной звездной системы, а также объекты, орбита которых огибает сразу два компонента звездной системы.
Считается, что экзопланеты вокруг двойных звезд образуются путем разделения протопланетного диска. Большая часть экзопланет в двойных системах, где расстояние между звездами-компаньонами достигает 35-100 астрономических единиц, находятся на расстоянии около 20 астрономических единиц от одной или обоих звезд-компаньонов. В широких двойных звездных системах экзопланеты всегда одиночные.
Анализ и исследование двойных звезд
Мицар и Алькор — одни из самых знаменитых двойных звезд
Впервые выдвинул гипотезу о существовании систем двойных звезд английский астроном Джон Митчелл еще в 1767 году. Доказательством этой гипотезы послужили наблюдения, произведенные в 1802 году другим британским физиком Уильямом Гершелем. В период с XIX по XX век ученые активно изучали двойные звезды. Успешности проведения их исследований способствовали новые мощные оптические приборы.
Современный анализ и исследование двойных звезд осуществляется астрономами не только путем визуального их наблюдения, но и также путем астрометрического и спектрального анализа данных систем. Если первый способ эффективен для обнаружения и исследования ближайших к Земле систем двойных звезд, то вторые два незаменимы при анализе и исследовании отдаленных и трудно наблюдаемых систем двойных звезд.
Читайте также: