Затменно двойные звезды это кратко
Обновлено: 05.07.2024
Затменные переменные звезды, часто называемые затменно-двойными, это, по существу, спектрально-двойные звезды, компоненты которых, имея постоянную светимость, обращаются вокруг общего центра масс по орбитам, расположенным в плоскости, проходящей через Землю. Поэтому в процессе обращения компоненты затменно-двойной звезды периодически частично или полностью заслоняют (затмевают) друг друга от наблюдателя. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмений свет ослабляется затмевающим компонентом и наблюдатель фиксирует уменьшение блеска звезды.
Изменение видимой яркости переменной звезды во времени изображается в виде графика, называемого кривой блеска. Вид этой кривой зависит от размеров, формы, массы, светимости и взаимного расстояния компонентов переменной звезды, а также от вытянутости их орбит и ориентировки орбит относительно наблюдателя (относительно Земли).
Изучение кривых блеска затменных переменных звезд выявило среди них три основных типа, названных по их ха рактерным представителям. Первый — это переменные звезды типа Алголя (β Персея), схема и кривая блеска которого приведена на рисунке 65. Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника (В) больше, а светимость меньше главной звезды (А). Оба компонента либо белого цвета с температурой около 9000—11000 К, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого с температурой от 5000 до 8000 К. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды менее ярким спутником блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается.
Одинаковые минимумы блеска наступают через строго определенные промежутки времени, называемые периодом переменности звезды, который равен периоду обращения компонентов. У разных звезд типа Алголя периоды переменности крайне различны, от 0,2 до 10000 суток и более. Наибольшее изменение блеска, называемое амплитудой блеска, может достигать нескольких звездных величин. Непрерывное изменение блеска в минимумах свидетельствует о частном затмении. При полном затмении на всем его протяжении блеск в минимуме остается неизменным, поэтому этот участок кривой блеска имеет трапециевидную форму. Из анализа кривой блеска можно даже вычислить радиусы и светимости компонентов.
У самого Алголя наибольший блеск равен 2,2^m, в главном минимуме блеск ослабевает до 3,5^m, а во вторичном минимуме — примерно на 0,1^m Период переменности Р = 2,867 сут = 2д20ч49м, а затмение в главном минимуме длится 9 ч 38 мин. Главная звезда белого цвета (В 8), ее радиус R = 3R0 (радиуса Солнца) и масса М = 5М0. Звезда-спутник желтого цвета (спектрального класса G 8); ее R=3,2R0, M=M0, большая полуось орбиты а = 11* 10^6 км, а средняя орбитальная скорость близка к 300 км/с.
Второй вид затменных пере менных звезд — это звезды типа β Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин (рис. 66). Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности — от полусуток до нескольких суток. Характеристики этих звезд изучаются так же, как и звезд типа Алголя. Оказалось, что компоненты переменных звезд типа β Лиры принадлежат к массивным голубовато-белым и белым гигантам спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной бли зости друг к другу оба компонента подвержены сильному взаимному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму (см. рис. 66). При обращении вокруг общего центра масс оба компонента обращены своими большими осями (выпуклостями) друг к другу и к нам последовательно поворачиваются различные стороны их эллипсоидальных фигур. Главный минимум блеска наступает при затмении главной звезды ее менее ярким спутником.
Относительная взаимная близость компонентов этого типа переменных звезд хорошо проявляется на примере самой β Лиры, радиусы компонентов которой близки к 20 R0 и 12 R0. А поскольку расстояние между их центрами равно примерно 43 R0 (3*10^7 км), то фотосферы этих звезд разделены всего лишь четвертью этого промежутка. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство. Вследствие этого массы звезд медленно уменьшаются, а расстояние между ними и период обращения постепенно увеличиваются. Так, период переменности β Лиры Р= 12,937 сут = 12д22ч29м ежегодно увеличивается примерно на 10 с.
Но если компоненты затменно-двойной звезды сходны по размерам и светимости и настолько близки друг к другу, что их фотосферы почти соприкасаются, то вторичный минимум кривой блеска почти равен по глубине главному минимуму, а период переменности значительно меньше суток (рис. 67). Такие затменно-двойные звезды получили название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 ч! Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды! Спектральные классы этих звезд F и G.
Затменно-двойные звезды — это двойные системы, блеск которых не меняется (если только одна из двух звезд не окажется пульсирующей, вспыхивающей или переменной звездой другого типа), но которые наблюдателю на Земле кажутся переменными звездами. Причина в том, что орбитальная плоскость этой системы — т. е. плоскость, в которой лежат орбиты обеих звезд двойной системы, — ориентирована таким образом, что в ней лежит также линия прямой видимости двойной системы с Земли.
Если орбитальные периоды обеих звезд двойной системы равны 4 дням, то каждые 4 дня более массивная звезда этой системы, обычно называемая "А", проходит прямо перед другой звездой, с точки зрения наблюдателя с Земли. Это преграждает путь к нам всему свету или большей его части, идущему от звезды "В" (в зависимости от того, звезда "В" больше или меньше звезды "А"; иногда менее массивная звезда больше своего более тяжелого партнера), поэтому двойная звезда выглядит более тусклой. Такое явление называется звездным затмением. А спустя 2 дня после этого затмения звезда "В" пройдет перед звездой "А", и снова произойдет затмение.
В разделе "Двойные и кратные звезды" я упоминал о том, как с помощью орбитальных скоростей оценить массы звезд. Оказывается, таким способом можно также узнать диаметры звезд. Анализируя спектр, ученые определяют, насколько быстро звезды движутся по орбите, с помощью эффекта Допплера. Можно измерить также продолжительность затмений в затменно-двойных системах. Затмение звезды "В" начинается, когда ведущий край звезды "А" начнет проходить перед ней. А закончится оно, когда ведомый край звезды "А" закончит прохождение перед звездой "В". Поэтому, умножив орбитальную скорость на продолжительность затмения, получим размеры звезды "А". Замечу, что во всех этих методах детали несколько сложны, но основные принципы можно понять без труда.
Самая знаменитая затменно-двойная звезда — это Бета Персея (β Персея), известная также как Алголь, или Звезда Демона (Глаз Дьявола).
Если вы живете в Северном полушарии, то, наблюдая затмения Алголя, получите массу удовольствия. Это яркая звезда, расположенная в небе так, что ее очень удобно наблюдать осенью в небе Северного полушария. Ее затмения можно увидеть без телескопа и даже без бинокля. Каждые 2 дня и 21 час блеск Алголя примерно на 2 часа снижается на значение чуть больше одной звездной величины — больше, чем в 2,5 раза. Но нужно знать, когда наблюдать это затмение. Нельзя же торчать на улице почти три дня. Поэтому постарайтесь найти информацию об этом в астрономических журналах или на Web-сайтах.
Минимум (minima) — это время, когда переменные звезды достигают наименьшего блеска в текущем цикле, а максимум (maxima) — время, когда блеск достигает наибольшего значения.
Двойная звезда, бинарная звезда или даже двойная звездная система, – все эти термины означают одно и тоже. Это система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс, который, естественно, находится за пределами объема самих этих звезд.
Двойные звёзды широко распространены в космосе, например, в галактике Млечный путь, примерно половина всех звёзд являются двойными. Существовала даже теория, что наше Солнце – тоже входит в двойную систему.
Интересно, что зная период обращения и расстояние между двойными звёздами, можно довольно точно определить массы каждого из компонентов такой звездной системы системы. Это, в свою очередь, позволяет вычислить массы даже таких “сложных” для изучения объектов как черные дыры или нейтронные звезды – достаточно лишь найти двойную звездную систему, на месте одного из компонентов которой, окажется искомый объект.
Первым выдвинул идею о существовании двойных звёзд англичанин Джон Мичелл в 1767 году, а реальными наблюдениями эта теория была подкреплена в 1802 году знаменитым Уильямом Гершелем.
Классификация двойных звезд
Надо понимать, что сам термин “двойная звездная система” вовсе не означает, что обе звезды находятся настолько близко, что вращаются “бок о бок”. Выделяют следующие типы взаимодействия двойных звезд:
Разделенные двойные системы – такие звезды, хотя и вращаются вокруг общего центра масс, тем не менее находятся так далеко друг от друга, что обмен массами между ними невозможен.
В разделенных двойных звездных системах, звезды взаимодействуют друг с другом гравитацией, но находятся так далеко что почти не имеют шанса столкнуться.
Полуразделённые двойные системы – в этой паре, одна из звезд либо сильно больше другой, либо значительно быстрее набирает массу и уже заполнила свою полость Роша. Вторая звезда в это случае, отдает свое вещество первой.
Контактные двойные системы – обе звезды в паре заполняют свои полости Роша и “перетягивают” материю друг от друга.
Контактная звездная система – фактически две звезды практически объединились в одну, их полости Роша перехлестнулись
Кроме этого, двойные звездные системы также классифицируются по способу наблюдения как:
- визуальные двойные системы
- спектральные двойные системы
- затменные двойные системы
- астрометрические двойные системы.
Визуальные двойные звёзды
Двойные звезды, которые возможно наблюдать как раздельные объекты, называются видимыми двойными, или визуально-двойными звездами. Также визуальные двойные звезды иногда называют разрешенными.
Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется целым рядом факторов, главные из которых:
- разрешающая способность телескопа
- расстоянием от наблюдателя
- расстоянием между звездами входящими в двойную систему.
Эти ограничения приводят к тому, что все известные на данный момент видимые двойные звезды, находятся в “ближнем космосе”, т.е. на небольшом, по космическим меркам, расстоянии от Солнечной системы. Также, все они имеют большой период обращения по отношению друг к другу, вследствие чего проследить орбиту этих двойных звезд можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет.
В каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно. При этом только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту, а тех, чья орбита известна с достаточной точностью, чтобы получить массу компонентов, насчитывается меньше 100 штук.
В большинстве случаев двойные звезды находятся не так близко друг к другу, поэтому требуется длительное наблюдение, чтоб однозначно понять входят ли они в звездную пару.
Спекл-интерферометрические двойные звезды
Спекл-интерферометрия (метод исследования, основанный на анализе зернистой структуры изображения объекта) позволяет достичь дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды.
По этой причине, чисто технически спекл-интерферометрические двойные тоже могут считаться визуально-двойными звездами. С тем отличием, что в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, а тут – нужно анализировать спекл-интерферограммы .
Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.
Астрометрические двойные звёзды
Это уже скорее математический метод, имеющий мало общего с визуальным наблюдением. Если в случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность всё равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрических двойных звёздах.
Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелинейность движения: первую производную собственного движения и вторую.
Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов.
Спектральные наблюдения позволяют выявить двойные звезды расположенные близко друг к другу. Если спектр наблюдаемого объекта меняется с определенным постоянством, значит скорее всего перед вами не один, а два объекта
Спектрально-двойные звёзды
Спектрально-двойной называют звезду, вхождение которой в двойную звездную систему удается обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Если оказывается, что за время наблюдений линии спектра звезды периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется.
Правда, этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.
Если же удается получить спектр второй компоненты гипотетической звездной пары, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами именно двойная система. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра, то вторая — удаляется, и её линии сдвинуты в красную сторону, и наоборот.
Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Интересно, что этим же способом находят не только парные звезды, но и, к примеру, экзопланеты.
Чтобы точно выяснить, что мы наблюдаем по изменениям спектра – нужно вычислить функцию масс, по которой, в свою очередь, уже можно будет судить о минимальной массе невидимого второго компонента и, соответственно, о том, чем он является — планетой, звездой или даже чёрной дырой.
Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения и эксцентриситет орбиты. Угол наклона орбиты к лучу зрения выяснить по этим данным невозможно. Поэтому о массе и расстоянии между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.
Затменно-двойные звёзды
Ещё один довольно интересный способ определить двойную звезду – наблюдать её “затмения” вторым объектом из пары. Правда, особенно хорошо это работает только в довольно специфических условиях: когда звезды стоят “ребром” по отношению к наблюдателю, иначе говоря их орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом.
В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться с заданным интервалом.
Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь в созвездии Персея.
Микролинзированные двойные звезды
Известно, что если на между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект наблюдения будет линзирован.
Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, однако в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтобы наблюдатель смог различить несколько изображений, и в таком случае говорят о микролинзировании.
В случае, если “виновник” микролинзирования — двойная звезда, кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды . С помощью микролинзирования можно определить двойные звезды, где оба компонента — маломассивные коричневые карлики.
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: