Двойные звезды список разрешимых глазом. Двойные звёзды (физические двойные). Компоненты двойных звёзд

Звезды на небесном теле существуют в виде скоплений, ассоциаций, а не как единичные тела. Звездные скопления могут быть усеяны звездами очень густо или нет.
Между звездами могут существовать и более тесные связи, речь идет о двойных звездах, или о двойных системах, как их называют астрономы. В паре звезд эволюция одной непосредственно влияет и на вторую.

Открытие

Открытие двойных звезд, в настоящее время их именно так называют, стало одним из первых открытий, осуществленных при помощи астрономического бинокля. Первой парой этого типа звезд стала Мицар из созвездий Большой Медведицы. Открытие сделал итальянский астроном Риччоли. Учитывая огромное количество звезд во Вселенной, ученые пришли к выводу, что Мицар среди них не единственная двойная система, и оказались правы, вскоре наблюдения подтвердили эту гипотезу. В 1804 г. известный астроном Вильям Гершель, посвятивший 24 года научным наблюдениям, опубликовал каталог, содержащий описание примерно 700 двойных звезд. Вначале ученые не знали точно, связаны ли физически друг с другом компоненты двойной системы.

Некоторые светлые умы полагали, что на двойные звезды действует звездная ассоциация в целом, тем более в паре блеск составляющих был неодинаков. В связи с этим создавалось впечатление, что они находятся не рядом. Для выяснения истинного положения дел было необходимо измерить параллактические смещения звезд. Этим и занялся Гершель. К величайшему удивлению, параллактическое смещение одной звезды по отношению к другой при измерении дало неожиданный результат. Гершель заметил, что вместо симметрического колебания с периодом в 6 месяцев каждая звезда следует по сложному эллипсоидному пути. В соответствии с законами небесной механики два тела, связанных силой притяжения, двигаются по эллиптической орбите. Наблюдения Гершеля подтвердили тезис о том, что двойные звезды связанны физически, т.е. силами тяготения.

Классификация двойных звезд

Различают три основных класса двойных звезд: визуально-двойные, двойные фотометрические и спектрально-двойственные. Эта классификация не отражает в полной мере внутренние различия классов, но дает представление о звездной ассоциации.

Двойственность визуально-двойных звезд хорошо видна в телескопе по мере их движения. В настоящее время идентифицировано около 70 000 визуально-двойных звезд, но только у 1% из них была точно определена орбита.

Такая цифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды могут составлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить путь по орбите – очень кропотливый труд, требующий проведения многочисленных расчетов и наблюдений из разных обсерваторий. Очень часто ученые располагают лишь фрагментами движения по орбите, остальной путь они восстанавливают дедуктивным методом, используя имеющиеся данные. Следует иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена к лучу зрения. В таком случае воссозданная орбита (видимая) будет значительно отличаться от истинной. Разумеется, если расчеты были проведены с большой точностью, можно вычислить истинную орбиту системы двойных звезд, используя первые два закона Кеплера.

Если определена истинная орбита, известны период обращения и угловое расстояние между двумя звездами, можно, применив третий закон Кеплера, определить сумму масс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас при этом тоже должно быть известно.

Двойные фотометрические звезды

О двойственности этой системы звезд можно судить лишь по периодическим колебаниям блеска. При движении такие звезды попеременно загораживают (затмевают) друг друга. Их также называют “затменно – двойные звезды”. У этих звезд плоскости орбит близки к направлению луча зрения. Чем большую площадь занимает затмение, тем более выражен блеск. Если проанализировать кривую блеска двойных фотометрических звезд, можно определить наклон орбитальной плоскости.

С помощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы. Если зафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два снижения (минимума). Период времени, за который фиксируются три последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному периоду.

Периоды двойных фотометрических звезд значительно короче по сравнению с периодами визуально – двойных звезд и составляют срок несколько часов или несколько дней.

Спектрально-двойственные звезды

С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи телескопа как визуально двойные звезды. Двойные звезды, определяемые с помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально – двойственными. Не все двойные звезды являются спектральными. Два компонента двойных звезд могут отдаляться и приближаться в радиальном направлении.

Наблюдения свидетельствуют о том, что двойные звезды встречаются в основном в нашей Галактике. Сложно определить процентное соотношение двойных и одинарных звезд. Если действовать методом вычитания и из всего звездного населения вычесть число идентифицированных двойных звезд, можно сделать вывод, что они составляют меньшинство. Этот вывод может быть ошибочным. В астрономии есть понятие “эффект отбора”. Для определения двойственности звезд надо идентифицировать их основные характеристики. Для этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложно определить двойные звезды. Например, визуально двойные звезды не всегда можно увидеть на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние между компонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксировать фотометрические и спектрально-двойственные звезды, их блеск должен быть достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного измерения длины волн в спектральных линиях.

Число звезд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так велико.

По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойственные звезды составляют от 30 до 70% звездного населения.

Материал из Юнциклопедии

Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения (см. Гравитация). Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Существуют тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.

В зависимости от размеров орбит и их расположения в пространстве, а также от расстояния от нас двойные звезды изучают самыми разными методами, их наблюдения ведут с помощью различных инструментов, включая современные спектр-интерферометры и интерферометры с длинной базой.

Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп или сфотографировать с помощью длиннофокусного астрографа, называют визуально-двойными звездами. Правда, среди наблюдаемых двойных звезд не все образуют физические пары. Иногда звезды, хотя и кажутся близкими на небе, на самом деле лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют громадные расстояния. Это оптические двойные звезды. К середине XVIII в. было известно 20 визуально-двойных звезд. Теперь же в каталоги визуально-двойных звезд включено более 70 ООО (включая широкие пары).

Другой тип двойных составляют те звезды, у которых плоскости орбит близки к направлению луча зрения. При движении такие звезды попеременно загораживают друг друга, поэтому блеск системы временно ослабевает. Это затменно-двойные звезды. Мы не можем увидеть отдельно их компоненты, так как угловое расстояние между ними очень мало, и судим о двойственности системы по периодическим колебаниям блеска. Затменно-двойных открыто уже более 4000.

Если компоненты двойной звезды очень близки между собой и достаточно ярки, то можно сфотографировать их спектры и подметить периодическое расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера (см. Лучевая скорость). Если один из компонентов - слабая звезда, то наблюдается лишь периодическое колебание положения одиночных линий. Оно свидетельствует об орбитальном движении компонентов вокруг их общего центра масс. Это спектрально-двойственные звезды. Их известно около 2500.

Изучать двойные звезды начал английский астроном В. Гершель в конце XVIII в. и продолжил в начале XIX в. русский астроном В. Я. Струве. В последние годы исследование их особенно привлекает ученых, ведь новые звезды и сверхновые звезды, некоторые типы вспыхивающих звезд, источники космического рентгеновского излучения, нейтронные звезды и черные дыры оказались компонентами двойных звезд.

В настоящее время можно сделать вывод, что более 70% всех звезд входит в состав двойных или кратных звезд различного вида. При этом наблюдаются комбинированные системы. Например, компонент визуально-двойной звезды сам оказывается спектрально-двойной или затменно-двойной звездой и т. п.

К перечисленным видам двойных можно присоединить еще звезды со сложным спектром. Это свидетельствует о том, что компоненты - звезды разных спектральных классов (см. Спектральная классификация звезд).

Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие пары.

При помощи многоцветной фотоэлектрической фотометрии можно обнаружить двойственность звезды, которая иначе ничем себя не проявляет. Это фотометрические двойные. Кроме того, существуют астрометрические двойные или звезды с невидимыми спутниками (см. Невидимые спутники звезд), которые также должны быть причислены к двойным звездам. Их сейчас известно около 20.

Для определения элементов орбиты визуально-двойной надо накопить за много лет достаточное число измерений, чтобы уверенно начертить эллипс видимой орбиты. Движение спутника (более слабой звезды) относительно главной происходит согласно законам Кеплера (см. Кеплера законы). Лишь у нескольких десятков визуально-двойных пар надежно вычислены элементы орбит. Их периоды обращения составляют от нескольких лет до нескольких сотен лет.

Когда известно расстояние двойной звезды от нас, т. е. когда измерен ее параллакс, можно определить сумму масс компонентов системы, применив третий закон Кеплера.

Для многих систем из наблюдений кроме суммы масс можно определить также и отношение масс и таким образом вычислить массу каждого компонента отдельно.

Сопоставление данных о массах звезд и их светимостях позволило составить диаграмму «масса - светимость» (см. «Масса - светимость» диаграмма).

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ, две звезды, связанные гравитацией в единую систему; компоненты этой системы обращаются вокруг общего центра масс по эллиптическим орбитам. Системы звёзд, имеющие несколько таких компонент, называются кратными звёздами. Периоды обращения известных двойных звезд составляют от нескольких минут до нескольких миллионов лет. Большинство достаточно полно исследованных звёзд обнаруживают присутствие, по крайней мере, одной гравитационно связанной с ними компоненты, т. е. являются двойными или кратными звёздами. Ближайшая к нам звезда - альфа Центавра, а также ярчайшая звезда на небе - Сириус - являются двойными звездами. Близко расположенные на небе звёзды, не связанные силой гравитации в единую систему, называются оптическими парами.

Причиной широкого распространения двойных звезд является образование звёзд в результате коллапса протяжённых вращающихся межзвёздных газово-пылевых облаков. Вращение препятствует аккумуляции всего вещества исходных облаков компактными звёздами и вызывает деление этих облаков в процессе коллапса на две (или более) части - будущие компоненты двойных или кратных звёзд.

Исторически единое семейство двойных звезд делится на несколько групп, различающихся методикой обнаружения двойственности. Компоненты визуально-двойных звёзд разделяются в поле зрения телескопа. У спектрально-двойных звёзд обнаруживается периодическое изменение со временем положения спектральных линий одной или обеих компонент, отражающее в силу эффекта Доплера их орбитальное вращение. Затменнодвойные звёзды из-за орбитального движения компонент периодически полностью или частично затмевают друг друга, если Солнце оказалось близко к плоскости их орбиты. Особенное значение имеет изучение свойств тесных двойных звёзд, компоненты которых, расширяясь в ходе своей эволюции, активно взаимодействуют друг с другом, обмениваются веществом. К двойным звездам относят также астрометрические двойные звезды, обладающие тёмными спутниками, звёзды со сложными (составными) спектрами, широкие пары (пары звёзд с общим собственным движением).

Первооткрывателем двойных звезд считается У. Гершель, проводивший в 1770-80-х годах наблюдения двойных звезд при попытке измерить звёздные параллаксы; при этом он использовал идею Г. Галилея о возможности определения параллакса более яркой компоненты оптической пары относительно слабой и поэтому, вероятно, более далёкой компоненты. В результате этих наблюдений Гершель обнаружил криволинейность движения спутников нескольких двойных звезд и оценил величину периодов орбитального движения для них. В 1803 году У. Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд. В. Я. Струве (смотри Струве) выполнил фундаментальные работы по обнаружению и измерению точных положений двойных и кратных звёзд; результаты его наблюдений опубликованы в трёх каталогах (1827, 1837, 1852). Дж. Гершель распространил изучение двойных звезд на Южное полушарие неба. Первая спектрально-двойная звезда была открыта в 1889 году по периодическому раздвоению спектральных линий в её спектре вследствие эффекта Доплера. Этот метод оказался наиболее эффективен при исследовании тесных двойных звезд с орбитальными периодами менее нескольких лет. К началу 21 века известны основные параметры нескольких тысяч таких звёзд.

Исследование двойных звезд - самый надёжный источник сведений о массах, радиусах, структуре и эволюции звёзд. Тесные двойные звезды обнаружили большое разнообразие путей эволюции своих компонент, что позволило широко использовать предположение о двойственности для объяснения свойств многих «аномальных» классов наблюдаемых звёзд. Некоторые типы звёзд и явления их жизни оказались целиком обязанными факту их тесной двойственности. Наблюдение спектрально-двойных звёзд стало основным источником информации о структуре и эволюции одиночных и двойных звёзд. Активное взаимодействие компонент тесных двойных звезд в ходе их эволюции приводит к потере вещества из оболочек компонент и обнажению их ядер, что позволяет изучать поздние стадии эволюции звёзд различных масс (белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры).

Лит.: Масевич А. Г., Тутуков А. В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988.

- две звезды, объединённые силами тяготения и обращающиеся по эллиптическим (в частном случае - круговым) орбитам вокруг общего центра масс. Существуют также кратные физ. звёзды - тройные, четверные и т.д., но число их существенно меньше физ. Д. з. Если компоненты физ. Д. з. можно разглядеть непосредственно в телескоп или на фотографиях (получаемых для этой цели при помощи длиннофокусных астрографов), то её наз. визуально-двойной звездой. Тесные Д. з., двойственность к-рых не удаётся обнаружить даже в самые крупные телескопы, могут оказаться спектрально-двойными либо затменно-двойными (иначе - затменными переменными, см. ). Первые проявляют свою двойственность периодич. колебаниями или раздвоениями спектр. линий, вторые - периодич. изменениями суммарного блеска звёзд. В нек-рых случаях можно установить двойственность методами , или путём скоростной регистрации покрытий звёзд Луной (фотометрич. кривые изменения блеска одиночной и двойной звёзд оказываются различными). К Д. з. относят также: астрометрические Д.з., обладающие тёмными спутниками (среди близких к Солнцу звёзд обнаружено ок. 20 астрометрических Д. з.); звёзды со сложными спектрами (сочетаниями двух различных спектров); широкие пары - звёзды с большим общим собств. движением (т.е. с большим угловым перемещением звезды по небесной сфере, выражаемым в секундах дуги в год). В пространстве компоненты могут быть разделены десятками тысяч а.е., а периоды обращения могут достигать неск. млн. лет. Фотометрическими Д. з. иногда наз. также двойные (кратные) системы, кратность к-рых выявляется методами многоцветной фотометрии звёзд на основе сопоставления её на двухцветных (многоцветных) диаграммах (см. ).

Относит. число известных двойных (и кратных) звёзд неуклонно увеличивается; в настоящее время считают, что большая часть (возможно, больше 70%) звёзд объединена в системы большей или меньшей кратности; из числа известных Д. з. около 1/3 оказываются тройными или звёздами большей кратности. Известны шести- и семикратные звёзды.

Большой интерес представляют Д. з., в состав к-рых входят физ. переменные звёзды (напр., ), и, возможно, т.к. в этом случае удаётся оценить массы этих объектов.

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 (более яркую) звезду с её спутником (рис. 1). Многолетние наблюдения могут обнаружить криволинейность траектории относительного движения спутника и дать возможность оценить периоды обращения.

Число открытых визуально-двойных звёзд (включая широкие пары) превышает 60 тыс. Из них лишь 10 тыс. измерялись более или менее регулярно. У более 500 из них уже обнаружена кривизна пути, достаточная для того, чтобы пытаться определить форму относит. орбиты. Примерно для 150 Д. з. определены орбиты, т.е. по видимой траектории движения спутника вокруг главной звезды вычислены элементы истинной орбиты, указывающие форму и размеры орбиты, её пространств. ориентацию. По этим данным можно предвычислить положения спутника на орбите (рис. 2). Лишь орбиты 80 Д. з. можно считать определёнными достаточно надёжно, чтобы по ним пытаться определить массы звёзд - компонентов двойных. Применение третьего закона Кеплера к движению Д. з. с известными расстояниями до них даёт возможность (почти единственную) определить массы звёзд (см. ).

Изменения смещений или раздвоений спектр. линий спектрально-двойных звёзд позволяют определить , являющуюся проекцией орбитальной скорости на луч зрения (рис. 3). Кривые лучевых скоростей (рис. 4) - одного компонента или обоих, если спутник не слишком отличается по блеску от главной звезды и в спектре видны и могут быть измерены линии обоих компонентов, - дают возможность вычислить элементы истинной орбиты (яркого компонента вокруг общего центра масс, либо более слабого компонента вокруг яркого, помещаемого в фокус относит. орбиты, либо, наконец, каждого компонента относительно центра масс системы, рис. 5). Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от 0,1084 сут ( Малой Медведицы) до 59,8 лет (визуально Д. з. Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка неск. сут. Всего открыто более 3000 спектрально-двойных звёзд, приблизительно для 1000 из них вычислены элементы орбит.

Кривая блеска затменной Д. з. показывает периодич. уменьшения блеска - одно или два за период и постоянный блеск между минимумами (у звёзд типа Алголя) либо непрерывное его изменение (у звёзд типа Лиры или W Большой Медведицы, в последнем случае минимумы почти одинаковой глубины, см. ). Число открытых затменных Д. з. превышает 5 тыс.

Рис. 4. Влияние формы и ориентации орбиты на форму кривой лучевой скорости: 1 - круговая орбита; 2 - эксцентриситет орбиты е =- 0,5, долгота периастра ; 3 - эксцентриситет орбиты е =0,5, ; а, б, с, d - положения звезды-спутника и соответствующие им значения лучевой скорости.

Анализ кривых даёт возможность определить не только элементы орбиты затменной Д. з., но и нек-рые характеристики самих компонентов (форму, размеры, выраженные либо в долях большой полуоси орбиты, либо в километрах, если дополнительно имеются измерения лучевых скоростей). Высокая точность совр. фотоэлектрич. измерений блеска в ряде случаев даёт возможность выявить и учесть влияние на кривую блеска т.н. тонких эффектов, напр. потемнения к краю диска звезды, а также количественно выразить степень отклонения формы компонентов от шаровой для очень тесных двойных (типов Лиры и W Большой Медведицы). При заметной эксцентричности орбиты возможно обнаружение эффекта вращения линии апсид (т.е. линии, соединяющей периастр и апоастр, см. ), что может быть связано с существованием третьего, ещё не обнаруженного компонента системы, либо с заметным отличием формы звёзд от шаровой вследствие приливной деформации близких компонентов. Если один из компонентов затменной Д. з. - горячая звезда , а другой - сверхгигант, обладающий протяжённой атмосферой, то можно очень детально изучить строение и состав атмосферы сверхгиганта по изменениям в спектре затменной, когда сквозь атмосферу сверхгиганта во время затмения будет просвечивать горячая звезда. Линии поглощения будут изменяться по мере "погружения" горячей звезды в более плотные слои протяжённой атмосферы сверхгиганта. Примерами таких пар явл. Возничего (период 27 лет, из к-рых затмение длится ок. 2 лет!) и Возничего (период 972 сут, затмение длится ок. 40 сут).

Большое число звёзд видимых в нашей галактике и за её пределами принадлежат к двойным и более кратным . То есть с уверенностью можно сказать, что наша одиночная звезда Солнце принадлежит к меньшинству в классификации звёздных систем. О том, что это за такие системы, давайте поговорим.

В некоторых источниках говорится, что лишь 30% от общего числа звёзд - одиночные, в других можно найти число 25. Но с совершенствованием методик измерения и изучения двойных и кратных звёзд, процентное соотношение одиночных изменяется. Связано это в первую очередь со сложностью обнаружения маленьких (по размерам, но не массе) звёзд. На сегодняшний день астрономами открыто множество , которые при первом обнаружении могут подходить под описание вторичных звёзд в системе двух и более звёзд, только после детального изучения и множества расчётов исключается вариант, что это звёзда, а найденный объект относят к планетам (определяется это по массе, по гравитационному притяжению, по взаимному расположению, поведению и ещё многим другим факторам).

Двойные звёзды

Каппа Волопаса

Система из двух связанных силами гравитации звёзд называется двойной звёздной системой или просто двойной звездой .

В первую очередь следует подчеркнуть, что не все оптически рядом расположенные две звезды - двойные. Отсюда следует, что звёзды, которые видны на небе близко друг от друга для наблюдателя с Земли, но при этом не связанные гравитационными силами и не имеющими общий центр масс называются оптически двойными . Хороший пример - α Козерога - пара звёзд находятся на огромном расстоянии друг от друга (примерно 580 световых лет), но нам кажется что они рядом.

Физически двойные звёзды обращаются вокруг общего центра масс и связаны между собой силами гравитации. Пример - η () Кассиопеи. По периоду вращения и взаимному расстоянию можно определить массу каждой из звезды. Период вращения имеет внушительный диапазон: от нескольких минут, если речь идёт о вращении карликовых звёзд вокруг нейтронных, до нескольких миллионов лет. Расстояния между звёздами примерно могут быть от 10 10 до 10 16 м (около 1 светового года).

Двойные звёзды имеют весьма обширную классификацию. Приведу лишь основные пункты:

• Астрометрические (видно перемещение сразу двух объектов);
• Спектральные (двойственность определяется по спектральным линиям);
• Затменно-двойные (из-за разного угла наклона к орбите периодически наблюдается затемнение одной звезды другой);
• Микролинзированные (когда между системой и наблюдателем есть космический объект с сильным гравитационным полем. По такому методу находятся маломассивные коричневые карлики);
• Спекл-интерферометрические (по дифракционному пределу разрешения звёзд находятся двойные звёзды);
• Рентгеновские .

Кратные звёзды

Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или . 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 . 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.