Двойные звезды и чем они особенны

Двойные звезды и чем они особенны

Откровенно говоря, двойные звезды это то же самое, что двойные звездные системы. То есть они представляют собой системы, которые состоят из двух светил, которые связаны между собой силами гравитации. Также обязательным условием является их движение по замкнутым орбитам вокруг одного, общего центра масс.

На самом деле, таких астрономических объектов множество во Вселенной. Между прочим, в Млечном Пути примерно половина всех светил это двойные системы звезд.

Двойная звезда Сириус

Содержание

Физически двойные звезды можно разделить на два класса:

  • звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы,
  • звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — широкие двойные системы.

Если разделять двойные системы по способу наблюдения, то можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звезды

Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.

При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную звезду с её спутником. Определяющие факторы здесь — разрешающая способность телескопа, расстояние до звёзд и расстояние между звёздами. В сумме три этих фактора дают: 1) что визуально-двойные звезды — это звезды окрестности Солнца, 2) расстояние между компонентами значительно и согласно законам Кеплера период этой системы достаточно велик. Последний факт является наиболее печальным, так как нельзя проследить орбиту двойной, не проводя многочисленные многодесятилетние наблюдения. И если на сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.

Спектрально-двойные звезды

Спектрально-двойной называют систему двойных звёзд, чью двойственность можно обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Для этого в течение нескольких ночей наблюдают звезду, и если обнаруживается, что линии «гуляют» по спектру: в одну ночь их измеренные длины волн одни, в другую уже — иные. Это говорит, что скорость источника меняется. На это может быть тьма различных причин: сама звезда переменна, может у неё плотная расширяющаяся оболочка, образовавшаяся после вспышки сверхновой, и т. д. и т. п. Если мы видим спектр второй звезды, и поведение её лучевой скорости подобно поведению лучевой скорости первой, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. При этом не надо забывать, что если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую часть спектра, то вторая тогда удаляется, и её линии сдвинуты в красную часть спектра, и наоборот.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда все возможные сценарии надо рассмотреть. Главными аргументами за то, что перед нами двойная звезда — периодичность лучевых скоростей и большая разница межу максимальной и минимальной скоростью. Но, если крепко подумать, то приводя эти же аргументы, можно утверждать, что обнаружена экзопланета. Чтобы рассеять все сомнения, надо вычислить функцию масс. И по ней можно уже судить о минимальной массе второго компонента и, соответственно, является ли невидимый объект планетой, звездой, или, даже, чёрной дырой.

Также по спектроскопическим данным можно вычислить помимо масс компонентов расстояние между ними, период обращения, эксцентриситет орбиты, а вот угол наклона к картинной плоскости наблюдать уже нельзя. Поэтому о массе и расстояние между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Читать еще:  Солнце - самая уникальная звезда во Вселенной

Как и любой тип объектов, изучаемым астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный «SB9» (от англ Spectral Binaries). На данный момент в нем 2839 объектов.

Затменно-двойные звезды

Бывает, что орбитальная плоскость проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звёзд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на её двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Астрометрическо-двойные звезды

Встречаются такие тесные звёздные пары, когда одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. В этом случае такую звезду рассмотреть не удается, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, как будто по прямой движется центр масс системы. Такие возмущения будут пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614, показали, что амплитуда отклонения звезды от ожидаемого направления достигает 0,36«. Период обращения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных звёзд.

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.

Классификация двойных звезд

Двойные звезды принято группировать на следующие виды: спектрально-двойственные, двойные фотометричные, визуально-двойные. Данная классификация позволяет составить представление о звездной классификации, однако не отражает внутреннюю структуру.

aUMA — альфа Большой Медведицы. Полярная звезда. Свергигантская горячая пульсирующая звезда. Она светит в 2200 раз ярче нашего Солнца

С помощью телескопа можно с легкостью определить двойственность визуально-двойных звезд. Сегодня существуют данные о 70 000 визуально-двойных звезд. При этом только 1% из них точно обладают собственной орбитой. Один орбитальный период может иметь продолжительность от нескольких десятилетий до нескольких веков. В свою очередь, выстраивание орбитального пути требует немалых усилий, терпения, точнейших расчетов и длительных наблюдений в условиях обсерватории.

Зачастую научное сообщество обладает информацией лишь о некоторых фрагментах передвижения по орбите, а недостающие участки пути они реконструируют дедуктивным методом. Не стоит забывать, что плоскость орбиты, возможно, наклонена относительно луча зрения. В данном случае видимая орбита серьезно отличается от реальной. Конечно, при высокой точности расчетов можно рассчитать и истинную орбиту двойных систем. Для этого применяются первый и второй законы Кеплера.

Мицар и Алькор. Мицар — двойная звезда. Справа — спутник Алькор. Между ними всего один световой год

Как только определяется истинная орбита, ученые могут вычислить угловое расстояние между двойными звездами, массу и их период вращения. Нередко для этого используется третий закон Кеплера, который помогает найти и сумму масс компонентов пары. Но для этого нужно знать расстояние между Землей и двойной звездой.

Читать еще:  Водолей

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.

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:

a 3 /P 2 = M1+M2. (2)

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

a[а.е.]=a″/p″, (3)

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 .

Читать еще:  Лунный календарь садовода и огородника на 5 июнь 2022 года

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

L=KM 3 ; (4)

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 (BV ) и (UB), которые можно измерить с точностью до 0,001 звездной величины (показатель ( BV) – это разность звездных величин звезды в голубом (B),

4400 , и желтом (V),

5500, диапазонах спектра, показатель (UB) – 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.

Теория происхождения и версия эволюции

Механизм, в рамках которого происходит формирование звезды одиночного типа, в учёном мире изучен и освоен достаточно подробно. Наблюдается данное явление ввиду сжатия облака молекулярного типа ввиду гравитационной неустойчивости. Также специалисты смогли установить опцию, по которой распределяются начальные массы. Вероятнее всего, сценарий формирования подобного светила может быть таким же, но включать в себя несколько вспомогательных модификаций.

Также посредством него должны объясняться следующие общеизвестные факты:

  • частота двойных звезд (среднее её значение равно 50%, однако оно может быть и другим, в зависимости от спектрального класса звезды – от 30 до 70% в среднем);
  • распределение периода;
  • значение эксцентриситета (оно может быть любым от 0 до 1, медианное значение при этом составляет 0,55 единиц, так что предпочтительного значения не имеется);
  • массовое соотношение (его распределение считается наиболее проблематичным в ходе измерения, т. к. колоссальное влияние обеспечивают эффекты селекции).

В настоящее время завершённая картина понимания того, какие модификации должны быть внесены, отсутствует. Все теории поделены по тому принципу, какой механизм формирования в них применяется.

  1. Теории, предполагающие ядро промежуточного типа.
  2. Версии, имеющие связь с промежуточным диском.
  3. Аспекты динамического происхождения.

Каждая из этих гипотез имеет право на существование, поскольку подразумевает множество положительных аспектов.

Двойные звезды Мицар и другие примеры

Среди известных небесных тел много примеров. Какие звезды двойные:

  • Альфа Центавра
  • Сириус
  • Альфа Гончих Псов
  • Двойные звезды Алькор и Мицар

Интересно! Есть предположение, что одиночных звезд меньше, чем звездных систем.

Двойные звезды – система из двух небесных тел, связанных гравитацией. Сириус, Альфа Центавра, Альфа Гончих Псов и Мицар – самые известные примеры.

Двойная система из О-звезд в представлении художника
Изображение с сайта ru.wikipedia.org

4glaza.ru
Октябрь 2020

Использование материала полностью для общедоступной публикации на носителях информации и любых форматов запрещено. Разрешено упоминание статьи с активной ссылкой на сайт www.4glaza.ru.

Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.

  • Телескоп Levenhuk Skyline Travel Sun 70

3 990 руб.

Смотрите также

Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:

Обзоры оптической техники и аксессуаров:

Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:

Все об основах астрономии и «космических» объектах:

Ссылка на основную публикацию
Статьи на тему:

Adblock
detector