Визуально-двойные звёзды

Содержание

Введение

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 величиныm :m

r
m r
m r
m r

(1)

Здесь слева даны границы звездных величин компонентов, справа – соответствующие предельные угловые расстояния между компонентами в единицах секунды дуги, до которых данная пара считается двойной звездой.

Среди двойных звезд различают физические и оптические пары. Физические пары представляют собой системы близко расположенных в пространстве звезд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра тяжести по законам Кеплера. Оптические пары, наоборот, состоят из весьма далеко расположенных друг от друга в пространстве звезд, случайным образом проектирующихся на небесную сферу вблизи одного направления. Для астрономии такие пары не представляют интереса.

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.

Формирование физических двойных звезд

С угловым моментом гравитационно коллапсирующего межзвездного облака вероятность образования двойной звездной системы вместо одиночной звезды также увеличивается. Сегодня считается, что звезды образуются группами в более крупных облаках («областях размножения»). Существует высокая вероятность того, что такие близко расположенные звезды объединятся в систему.

Кроме того, существует вероятность того, что в рамках встреч трех тел, в которых одна звезда испытывает увеличение кинетической энергии , две другие остаются гравитационно связанными.

Разработка компонентов

Моделирование эволюции массивной двойной звезды (ESO)

В общем, обе звезды в двойной системе одного возраста. Однако из-за того, что компоненты могут влиять друг на друга при определенных обстоятельствах, иногда наблюдаются стадии развития, которые не происходят с отдельными звездами. Возможный массообмен между компонентами имеет наибольшее влияние. Эволюция часто начинает отклоняться, когда более массивный компонент подходит к концу фазы главной последовательности и превращается в гигантскую звезду . Расширение оболочки звезды увеличивает вероятность того, что вещество перетечет на меньшего компаньона, что может существенно изменить развитие обоих компонентов. Одним из примеров является затменная звезда Алгол , у которой более массивный компонент все еще остается в главной последовательности, в то время как более легкий компонент уже находится в фазе субгиганта . Это наблюдение объясняется тем фактом, что теперь более легкий компонент изначально был массивным и потерял настолько большую массу по сравнению с компаньоном, что теперь стал более легким. Другой крайний пример взаимовлияния — звезды EL Canum Venaticorum . В этих системах белый карлик имеет такую ​​маленькую массу, что исходная звезда фактически должна все еще находиться в фазе главной последовательности в текущем возрасте Вселенной. Эти белые карлики можно объяснить только чрезмерной потерей массы другим компонентом.

Взаимное влияние тоже может измениться. Например, когда более массивный компонент имеет свою гигантскую фазу позади и превратился в белого карлика, он может воспроизводить материал из оставшейся звездной аккреции . Отчасти такие звезды можно наблюдать как переменные катаклизмы . Катаклизмические системы считаются источником карликовых новых , новых, а также сверхновых типа Ia .

Другим явлением взаимного влияния являются рентгеновские двойные звезды , при этом компактный компонент здесь не обязательно является белым карликом, но также может быть нейтронной звездой или черной дырой .

Быстрый бегун

Предполагается, что большинство наблюдаемых сверхскоростных бегунов и убегающих звезд происходят из двойной или кратной звездной системы. Если система будет нарушена проходящими звездами, звезды в системе могут быть разорваны на части. Это сильно ускоряет их и в крайних случаях может даже достичь необходимой скорости убегания, чтобы покинуть галактику.

Виды звезд в космосе, во Вселенной

Существуют такие классы в зависимости от цвета и температуры:

  • O – белая звезда, самые горячие – 22000°C;
  • B – бело-голубая, 14000°C;
  • A – белая, 10000°C;
  • F – бело-желтая, 6700°C;
  • G – желтые звезды в космосе имеют температуру 5500°C, самый известный пример – Солнце;
  • K – желто-оранжевая, 3800°C;
  • M – красная, 1800°

Помимо указанной классификации, ученые выделяют следующие виды звезд в космосе:

  • коричневый карлик – обнаружить сложно, так как имеет миниатюрные габариты и слабое свечение;
  • белый карлик – находится в фазе перехода в другое состояние;
  • красный гигант, сверхгигант – обладает высокой яркостью и максимальным инфракрасным излучением;
  • переменная – интенсивность излучения постоянно меняется;
  • двойная – два раскаленных газовых шара примерно одинаковой массы, составляющие единое целое (примером может служить звезда Мира);
  • новая, сверхновая – находится в конце цикла эволюции, когда происходит взрыв, сопровождаемый резким повышением яркости;
  • нейтронная – пребывает на поздней стадии развития, происходит сжатие ядра, из-за чего излучаются волны в нейтронном, рентгеновском или диапазоне радиочастот;
  • черная дыра – из-за сильного гравитационного поля отсутствует излучение вовсе.

Содержит космос звезды, совершенно отличающиеся друг от друга по размерам, массе, светимости. Сложно представить, что многие из них гораздо крупнее Солнца. А учитывая их возможное расположение на расстоянии в миллиарды световых лет от нашей планеты, не исключается вероятность, что мы видим даже переставшие существовать объекты.

Типы двойных звезд

Различают следующие типы двойных звезд:

Физические двойные звезды или двойные звездные системы

Это две звезды, которые гравитационно связаны из-за их пространственной близости и движутся вокруг общего центра тяжести в соответствии с законами Кеплера . Большинство физических двойных звездных систем сформировалось во время звездообразования . Другие только позже объединились, чтобы сформировать связанную двойную звездную систему путем захвата под влиянием по крайней мере еще одной звезды. Захваченные двойные звезды обычно имеют разный возраст и металличность из-за их независимого образования .

Оптические двойные звезды (кажущиеся двойные звезды)

Оптические двойные звезды — это звезды, которые расположены на небе почти в одном направлении от Земли, но настолько разно удалены от Земли, что не влияют друг на друга гравитационным образом . Хорошо известна очень заметная звездная пара α / β Центавра на угловом расстоянии всего 4 °, что делает южное небо вокруг Южного Креста столь привлекательным. Однако истинные расстояния составляют 4,3 и 530 световых лет соответственно .

Этот тип видимых двойных звезд, среди которых есть и гораздо более близкие, вряд ли представляет интерес для астрофизики , но для других областей астрономии, таких как астрометрия (совсем другое правильное движение !), Астрономическая фотография или просто для наблюдений за телом. звездное небо.

Другой пример, который еще не был полностью прояснен, — это « глазомер » в созвездии Большой Медведицы (или Большой Медведицы), состоящий из двух звезд на расстоянии 11 футов друг от друга: более светлый Мицар (ζ¹ Ursae majoris, расстояние 78 световых лет) и « Маленький Всадник », сидящий на нем« Алькор (ζ² UMa, 81 световой год) в середине «тяги автомобиля». Две звезды находятся на расстоянии около 3 световых лет друг от друга, что намного превышает размер Солнечной системы (6 световых часов до Плутона ) и более сопоставимо с расстоянием до наших соседних звезд Проксима и α Центавра .

Пока не совсем ясно, действительно ли две звезды, Мицар и Алькор, вращаются вокруг друг друга, из-за большого расстояния и, как следствие, небольшой кривизны орбиты. Алькор приближается к более крупной звездной системе Мицар (которая сама по себе является тесной четверной системой), но относительная скорость может быть слишком большой для постоянной близости (→  гиперболическая орбита ). В положительном случае взаимный орбитальный период составит около 1  миллиона лет . Двойную звезду Мицар / Алькор можно легко разделить невооруженным глазом с нормальным зрением — «маленький всадник» (на 2 уровня яркости меньше) сидит Мицар на 0,19 ° севернее. Звездная пара использовалась в средние века как объект для проверки зрения арабских воинов вдаль.

Геометрические двойные звезды (пространственные двойные звезды)

Геометрические двойные звезды — это звезды, которые пространственно близки друг к другу, но из-за их высоких относительных скоростей не связаны друг с другом и описывают общую гиперболическую орбиту вокруг своего общего центра тяжести. Это разовое событие звездной встречи ; две звезды образуют (геометрическую) двойную звезду только в течение ограниченного времени, а затем никогда больше не встретятся.

Ранее считалось, что Проксима Центавра является возможным геометрическим компаньоном Альфы Центавра . Однако с 2016 года выяснилось, что Проксима Центавра гравитационно связана с двумя другими звездами Альфы Центавра и, следовательно, не является геометрической двойной звездой. См. Также: .

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.

Периоды именования

Условно можно выделить несколько периодов, в которые люди давали имена небесным светилам.

Доантичный период

С древних времён люди пытались «понять» небо, и давали ночным светилам имена. До нас дошло не более 20 названий из тех времён. Здесь активно работали ученые Вавилона, Египта, Израиля, Ассирии и Месопотамии.

Греческий период

Греки особо не вникали в астрономию. Они дали имена только небольшому числу светил. Преимущественно, они брали имена из названий созвездий или просто приписывали уже существующие названия. Все астрономические знания древней Греции, а также Вавилона были собраны греческим ученым Птолемеем Клавдием

(І-ІІ в.) в трудах «Альмагест» и «Тетрабиблос».

Альмагест (Великое построение) — труд Птолемея в тринадцати книгах, где он на основе труда Гиппарха Никейского (ок. 140 г до н. э.) пытается объяснить структуру Вселенной. Также он приводит список имен некоторых самых ярких созвездий.

Таблица небесных светил, описанных в Альмагесте

Название звезд Название созвездий Описание, место расположения
Сириус Большой пёс Расположена во рту созвездия. Она называется также Псом. Ярчайшая ночного неба.
Процион Малый пёс На задних лапах.
Арктур Волопас Не вошла в форму Волопаса. Находится ниже неё.
Регул Лев Расположена в сердце Льва. Именуется также, как Царская.
Спика Дева На левой руке. Имеет другое название – Колос.
Антарес Скорпион Находится в середине.
Вега Лира Находится на раковине. Другое название Альфа Лира.
Капелла Возничий Левое плечо. Ещё называется – Коза.
Канопус Корабль Арго На киле корабля.

Тетрабиблос — ещё один труд Птолемея Клавдия в четырёх книгах. Здесь дополняется перечень небесных тел.

Римский период

Римская империя занимались изучением астрономии, но когда эта наука начала активно развиваться, Рим пал. А за государством его наука пришла в упадок. Тем не менее, около сотни звезд имеют латинские имена, хотя это не гарантирует, что названия им дали их ученые из Рима.

Арабский период

Основоположным при изучении астрономии у арабов был труд Птолемея Альмагеста. Большую часть они перевели на арабский язык. Исходя из религиозных убеждений арабов, части светил они заменили имена. Часто названия давались, исходя из расположения тела в созвездии.

Так, многие из них имеют имена или части имен означающее шею, ногу или хвост.

Таблица арабских названий

Арабское название Значение Звезды, имеющие арабское наименование Созвездие
Рас Голова Альфа Геркулеса Геркулес
Альгениб Бок Альфа Персея, Гамма Персея Персей
Менкиб Плечо Альфа Ориона, Альфа Пегаса, Бета Пегаса, Бета Возничего, Зета Персея, Фита Центавра Пегас, Персей, Орион, Центавр, Возничий
Ригель Нога Альфа Центавра, Бета Ориона, Мю Девы Центавр, Орион, Дева
Рукба Колено Альфа Стрельца, Дельта Кассиопеи, Ипсилон Кассиопеи, Омега Лебедя Стрелец, Кассиопея, Лебедь
Шеат Голень Бета Пегаса, Дельта Водолея Пегас, Водолей
Мирфак Локоть Альфа Персея, Капа Геркулеса, Лямбда Змееносца, Фита и Мю Кассиопеи Персей, Змееносец, Кассиопея, Геркулес
Менкар Нос Альфа Кита, Лямбда Кита, Ипсилон Ворона Кит, Ворон
Маркаб То, что движется Альфа Пегаса, Тау Пегаса, Капа Парусов Корабль Арго, Пегас

Эпоха Возрождения

С XVI века в Европе, возрождается античность, а с ней наука. Арабские названия не менялись, но часто появлялись арабо-латинские гибриды. Новые скопления небесных тел практически не открывались, но старые дополнялись новыми объектами. Значительным событием того времени стал выпуск атласа звездного неба «Уранометрия».

Его составителем стал астроном-любитель Иоганн Байер (1603 г.). На атласе он нанёс художественное изображение созвездий.

А главное, он предложил принцип наименования светил

с добавлением букв греческого алфавита. Наиболее яркое тело созвездия будет называться «Альфа», менее яркое «Бета» и так дальше до «Омеги». Например, самая яркая звезда Скорпиона – Альфа Скорпиона, менее яркая Бета Скорпиона, затем Гамма Скорпиона и т.д.

Наше время

С появлением мощных телескопов стали открывать огромное количество светил. Теперь им не дают красивые названия, а просто присваивают индекс с цифровым и буквенным кодом. Но бывает, что небесным телам дают названия именные. Их называют именами учёных открывателей, а сейчас даже можно купить возможность назвать светило по своему желанию.

Важно!

Солнце не является частью никакого созвездия.

Материалы по теме

Наиболее занимательные факты о звездах

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.

Экзопланеты в двойных системах[править | править код]

См. также: Образование планет и планетарных систем

Экзопланета, находящаяся в двойной системе Kepler-47, в представлении художника.

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звёзд значительно превышает число планет, найденных в звёздных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64.

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит:

  • Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов (например OGLE-2013-BLG-0341LB b). Таковых 57.
  • К P-классу относят планеты, обращающиеся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b и Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится:

  1. Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
  2. Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от 0,01 до 10 MJ (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0,1 до 10 MJ
  3. Планеты в широких системах всегда одиночные
  4. Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0,925 и e = 0,935.

Важные особенности процессов формирования

Обрезание протопланетного диска.

В то время как у одиночных звёзд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а. е.), то в двойных звёзд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяжённость протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска.

Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращения время жизни протопланетного диска.

Для широких двойных, как и для одиночных время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет, однако для систем с разделением < 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

Планетезимальный сценарий образования

Этот раздел статьи ещё не написан.

Согласно замыслу одного или нескольких участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел. Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.

Несовместные сценарии образования

Существуют сценарии, в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

  • Один из таких сценариев — захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
  • Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Кратные звёзды

Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или кратные звёзды. Их также разделяют на оптически и физически кратные звёзды. Если число звёзд в системе можно увидеть невооружённым глазом, в бинокль или телескоп, то такие звёзды называются визуально кратными. Если для определения кратности системы требуются дополнительные спектральные измерения, то это спектрально кратная система. И, если же кратность системы определяется по изменению блеска, то это затменно-кратная система. Простой пример тройной звезды показан ниже — это звезда HD 188753 в созвездии Лебедь:

Тройная звезда HD 188753

Как видно на изображении выше, в тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары. Но чаще удалённая звёзда вращается вокруг пары тесно связанных звёзд, которые представляют собой единое целое. Такая пара называется главной.

Конечно, тремя звёздами кратность не ограничивается. Существуют системы из четырёх, пяти и шести звёзд. Чем кратность больше, тем количество таких систем меньше. Например, звезда ε Лиры представляет собой две пары взаимосвязанные между собой, удалённое друг от друга на большое расстояние. Учёными было приблизительно подсчитано, что расстояние между парами должно в 5 и более раз превышать расстояние между звёздами внутри одной пары.

Лучшим примером шестикратной системы звёзд служит Кастор в созвездии Близнецы. В ней три пары звёзд организованно взаимодействуют между собой. Больше 6 звёзд в системе пока ещё не обнаружено.

Кратные звёзды занимают астрономов-наблюдателей не меньше чем дипскай объекты. Особенно красиво звёздные системы выглядят, когда компоненты в них имеют разный цветовой оттенок, например, один из них — красный холодный , а другой — горячая яркая голубая звезда. Есть множество справочников с детальными характеристиками наиболее известных и интересных для наблюдения двойных и кратных звёзд. С частью систем я вас познакомлю в отдельной статье.

Явления и феномены, связанные с двойными звёздами

Парадокс Алголя

Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами А. Г. Масевич и П. П. Паренаго, обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более

Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный компонент должен проэволюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.

Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д. Кроуфордом. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается.

Обмен массами между звёздами

Рассмотрим приближение тесной двойной системы (носящие имя приближения Роша):

  1. Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
  2. Компоненты вращаются синхронно.
  3. Орбита круговая

Сечение поверхностей равного потенциала в модели Роша в орбитальной плоскости двойной системы

Тогда для компонентов M1 и M2 с суммой больших полуосей a=a1+a2 введём систему координат, синхронную с орбитальным вращением ТДС. Центр отсчёта находится в центре звезды M1, ось X направлена от M1 к M2, а ось Z — вдоль вектора вращения. Тогда запишем потенциал, связанный с гравитационными полями компонентов и центробежной силой:

Φ=−GM1r1−GM2r2−12ω2(x−μa)2+y2{\displaystyle \Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\left},

где r1= x2+y2+z2 , r2= (x-a)2+y2+z2 , μ= M2/(M1+M2), а ω — частота вращения по орбите компонентов. Используя третий закон Кеплера, потенциал Роша можно переписать следующим образом:

Φ=−12ω2a2ΩR{\displaystyle \Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}},

где безразмерный потенциал:

ΩR=2(1+q)(r1a)+2(1+q)(r2a)+(x−μa)2+y2a2{\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}}}},

где q = M2/M1

Эквипотенциали находятся из уравнения Φ(x,y,z)=const. Вблизи центров звёзд они мало отличаются от сферических, но по мере удаления отклонения от сферической симметрии становятся сильнее. В итоге обе поверхности смыкаются в точке Лагранжа L1. Это означает, что потенциальный барьер в этой точке равен 0, и частицы с поверхности звезды, находящие вблизи этой точки, способны перейти внутрь полости Роша соседней звезды, вследствие теплового хаотического движения.

Новые

Новыми называют звёзды, кратковременно (недели, месяцы) увеличивающие свою светимость в тысячи (до сотен тысяч) раз. По результатам исследований, все такие звёзды являются двойными, одна из компонент является белым карликом, а вторая — звездой обычной плотности, полностью заполняющей свою полость Роша.

Рентгеновские двойные

Рентгеновскими двойными называют тесные пары, где одна из звёзд — компактный объект, нейтронная звезда или чёрная дыра, и жёсткое излучение возникает в результате падения вещества обычной звезды (достигшей границ полости Роша) на аккреционный диск, образующийся вокруг компактного компонента пары.

Симбиотические звёзды

Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окружённых общей туманностью. Для них характерны сложные спектры, где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п.). Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки, во время которых их блеск увеличивается на две-три звёздных величины.

Симбиотические звёзды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звёздных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1—100 лет.

Барстеры

Разновидность рентгеновских двойных, дающих излучение короткими вспышками (секунды) с промежутками в десятки секунд.

Сверхновые типа Ia

Такие сверхновые образуются в двойной системе, когда при аккреции масса компактного компонента (белый карлик) достигает предела Чандрасекара, либо происходит углеродный взрыв.

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.

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.Список источников литературы

Гравитационное взаимодействие между компонентами[править | править код]


Изображение Переменной звезды Миры (омикрона Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На фотографии виден аккреционный «хвост», направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику

Двойные звёзды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром масс этих звёзд. Если расстояние между партнёрами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Для тесных систем орбитальный период может составлять всего несколько часов. В случае, когда две достаточно массивные звезды вращаются вокруг общего центра тяжести на близком расстоянии друг от друга, становятся заметными релятивистские эффекты, такие как смещение периастра и сокращение орбитального периода за счёт излучения системой гравитационных волн (последнее приводит к тому, что в конце концов две звезды сталкиваются).

Характерные примеры двойных звезд.

a Центавра

a Центавра состоит из двух звезд — a Центавра А и a Центавра В:

a Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность;

a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51).

Период обращения – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c.

Сириус

Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K).

Масса Сириуса А – 2,5M солнца, Сириуса В – 0,96M солнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность.

При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ≈ в 10 тысяч раз меньше.

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.

Открытие двойных звезд

Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта астрономом из Италии Ричолли. Поскольку во Вселенной находится невероятное количество звезд, ученые решили, что Мицар не может быть единственной двойной системой. И их предположение оказалось полностью оправданным будущими наблюдениями.

Смещения линии в спектрах двойных звёзд

В 1804 году Вильям Гершель, знаменитый астроном, который вел научные наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звезд. Но и тогда не было сведений о том, есть ли физическая связь между звездами в такой системе.

Как найти

Наилучшим временем для наблюдения является зима и весна. Самый простой способ для его обнаружения — найти три звезды, находящиеся в поясе Ориона, затем провести прямую линию через них вправо и встретившаяся на пути самая яркая, красновато- оранжевая звезда и будет Альдебаран. Телец зодиакольное созвездие, Аледебаран является его альфой. Созвездие включает в себя два скопления — Плеяду и Гиады. Мы смотрим с Земли на созвездие и нам кажется, что Альдебаран находится в скоплении Гиады, яркие звезды которого образуют фигуру V, но на самом деле это оптический обман, скопление находится на расстоянии в 153 световых лет, намного дальше, чем Альдебаран.

Заключение

В окрестностях Солнца (d

а) Массы звезд не могут быть ни слишком большими (например,
больше массы Солнца в 100 раз), ни слишком малыми (например, меньше
1/100 солнечной).

б) Статистическая 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.