Тесная двойная система


§ 14. ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ

РАЗНЫЕ ТИПЫ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ

Для изучения того или иного физического многообразия необходима разумная классификация. В применении к широким парам существующие классификации основываются чаще всего на учете места, занимаемого компонентами на диаграмме Герцшпрунга — Рессела, и всевозможных их сочетаний. У тесных пар классификация может быть проведена на основе большего числа признаков, среди которых едва ли не важнейшую роль играет относительная близость компонент.

Рассмотрим прежде всего два крайних случая среди затменных пар: системы с гигантом в качестве главной компоненты и пары из очень близких друг к другу карликов.

В системе Возничего ( Aurigae) гигант класса КЗ или К4 Ib сочетается с нормальной горячей звездой . Ослабления блеска повторяются через 972 дня. Визуально они невелики — около , но в фотографических лучах минимумы имеют глубину , а в ультрафиолетовых — даже . Уже это одно указывает на то, что во время минимума горячая звезда скрывается за холодной КЗ.


мо исчезновение звезды происходит очень быстро (рис. 91), всего за полтора дня, после чего она остается невидимой в течение 37 дней. Приблизительно в таком же отношении 1,5 : 37 должны быть и размеры этих звезд. Из сопоставления указанных промежутков времени с периодом обращения 972 дня и наблюдаемыми скоростями движения компонент по орбите с достаточной уверенностью определяются диаметры компонент соответственно в 190 и 7 солнечных диаметров. Массы же их равны 14 и Затмение звезды великолепно прослеживается спектроскопически. Когда звезда , излучение которой в сине-фиолетовой части спектра преобладает, скрывается, суммарный спектр Возничего испытывает резкие изменения. Изменения начинаются задолго до начала фотометрического затмения. В это время относительно малая звезда движется позади исполинской хромосферы звезды-гиганта КЗ, пронизывая ее своими лучами.

Источник: scask.ru

Мы привыкли считать, что звёзды находятся от нас ужасно далеко. К примеру расстояние до ближайшей к Солнцу звезды — Проксимы Центавра чуть больше 4 световых лет, что близко к среднему расстоянию между звёздами в нашей галактике. Недавно меня спросили:

Бывает ли так, что звёзды находятся очень близко друг к другу, как например планеты в солнечной системе.


Что же, давайте разберёмся в этом вместе.

Кратные звёзды

В нашей системе есть только одна звезда — Солнце. Вокруг неё вращаются все остальные небесные тела: планеты, астероиды, кометы и т.п. Но существует много систем в которых есть не одна, а сразу две, три и даже больше звёзд. Такие звёздные системы называются кратными. К примеру одна из ярчайших звёзд ночного неба — система Альфа Центавра является тройной звездой. Большинство кратных звёзд — двойные, но встречаются и системы состоящие из пяти, шести и даже семи компонентов (например Ню Скорпиона).

Тройная система Альфа Центавра. Альфа Центавра A и B находятся так близко, что выглядят как одна звезда. Проксима Центавра — маленькая красная точка в отдалении (обведена белым кружком)

Расстояния между компонентами кратных систем значительно меньше, чем расстояния между звёздными системами. Например в системе Альфа Центавра расстояние между двумя главными компонентами системы — составляет в среднем 23.4 а.е. что немного ближе, чем расстояние от Солнца до Нептуна. А вот третья звезда — Проксима Центавра находится от остальных на расстоянии почти 0.2 светового года, что в 270 раз больше расстояния между Солнцем и Плутоном!


Тесные двойные системы

В некоторых двойных системах звёзды находятся так близко друг к другу, что их поверхности могут соприкасаться и между звёздами идёт активный обмен веществом.

VFTS 352 — тесная двойная система в созвездии Золотой Рыбы в представлении художника

Вокруг звёзд в двойных системах существует регион называемый полость Роша. Материя находящаяся внутри этого региона гравитационно связанна со звездой. В ходе эволюции звёзды теряют массу и их полость Роша постепенно уменьшается.

Схематичное изображение переменной звезды типа W в созвездии Большой Медведицы

В тесных двойных системах границы полостей Роша обеих звёзд находятся внутри самих звёзд, в результате чего внешние слои звёздного вещества образуют одну общую оболочку и перетекают от одной звезды к другой через точку Лагранжа L1.


Переменная типа W Большой Медведицы в представлении художника

Может показаться, что такие контактные звёзды должны быстро слиться в одну, но на самом деле такие системы довольно стабильны и могут просуществовать миллиарды лет.

В тесных двойных системах звёзды фактически соприкасаются, но тем не менее ядра звёзд все еще могут быть на значительном расстоянии друг от друга. Так в системе VFTS 352 расстояние между ядрами звёзд составляет 12 миллионов километров. Это в 31 раз больше расстояния от Земли до Луны!

Самое маленькое расстояние между звёздами наблюдается у звезды CC Волос Вероники. В этой тесной двойной системе расстояние между звёздами составляет всего 1.63 радиуса Солнца, т.е. 2.26 млн. км.


Объект Торна-Житков

Казалось бы, что может быть еще ближе, но… может. Встречайте — объект Торна-Житков. Это объект представляющий собой звезду — красного гиганта с нейтронной звездой внутри! Одна звезда находится внутри другой – куда уж ближе!

Объект Торна-Житкова в представлении художника

Объект Торна-Житков был впервые предложен в качестве гипотезы американским физиком Кипом Торном (тем самым, который недавно получил нобелевку за открытие гравитационных волн, а также был научным консультантом фильма «Интерстеллар») и польским астрофизиком Анной Житков в 1976-м году.

Такой объект может сформироваться двумя способами. Первый способ заключается в столкновении красного гиганта с блуждающей нейтронной звездой, но такие столкновения случаются крайне редко, поэтому на практике объекты Торна-Житков образованные таким способом должны составлять ничтожную долю всех таких объектов.


Второй способ состоит в формировании нейтронной звезды из одного из компонентов двойной системы и последующим их слиянием. Объекты Торна-Житков крайне редки во-первых из-за уникальности условий необходимых для их возникновения, а во-вторых из-за их относительной недолговечности.

HV 2112 — потенциальный кандидат на звание объекта Торна-Житков в представлении художника.

Нейтронная звезда находящаяся внутри постоянно поглощает вещество красного гиганта как бы поедая его изнутри и за короткий по астрономическим меркам срок (от 100 тыс до миллиона лет) происходит их полное слияние.

Читайте также: Необычные факты о Проксиме Центавра — ближайшей к Солнцу звезде

На данный момент не обнаружено ни одного достоверно подтверждённого объекта Торна-Житков, хотя есть несколько кандидатов на эту роль, например HV 2112 — сверхгигант в созвездии Тукана.

Авторы: кандидат технических наук Александр Петров, астрофизик Фёдор Карасенко


Подписывайтесь на мой канал здесь, а также на мой канал на youtube. Каждую неделю там выходят видео, где я отвечаю на вопросы о космосе, физике, футурологии и многом другом!

Источник: zen.yandex.ru

Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли.

Форма, которую принимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью, проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Эти поверхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течь вдоль эквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму тела. Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно, — концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс.


о объясняет сферичность обычных звезд. Для тесной двойной системы эквипотенциальные поверхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Характер их легко представить, если внимательно посмотреть на сечение критических поверхностей, разделяющих эти семейства (см. рис. 206). Самая внутренняя из них восьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку Лагранжа L1 (§ 56). Эта поверхность ограничивает область, называемую внутренней, полостью Роша, состоящую из двух замкнутых объемов, в каждом из которых располагаются эллипсоиды эквипотенциальных поверхностей, определяющих форму деформированных приливным взаимодействием звезд. Две другие критические поверхности проходят соответственно через вторую и третью (внешние) точки Лагранжа, причем последняя поверхность ограничивает еще две полости, содержащие точки Лагранжа L4 и L5 . Если внешние слон звезд выходят за пределы внутренней полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во-первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во-вторых, образовать оболочку, охватывающую обе звезды. Классическим примером такой системы является звезда b Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде. Среди взаимодействующих тесных двойных систем имеется множество замечательных объектов

Физические переменные звёзды (пульсирующие переменные; эруптивные переменные: в начале эволюции, новые, сверхновые; пульсары, нейтронные звёзды). Рентгеновские источники излучения.


Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2m, в период минимума она уменьшается до 10m, и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 3 331,6 суток.

конецформыначалоформыВ 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска η Орла с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность звезды δ Цефея (период 5,366 дней). Все переменные звезды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соответствующего созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T… или просто букву V (англ. variable «переменный») с цифрами.
Цефеидами называются пульсирующие звездывысокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру.


феиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус.
В 60-е годы советский астроном Юрий Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда.
Особая группа переменных –молодые звезды типа T Тельца, впервые открытые Отто Васильевичем Струве в XIX веке. Они меняют свой блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси.Среди звезд меньшей светимости (карликов) также имеются переменные различных типов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количества

пульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют эруптивными переменными.

Следует иметь в виду, однако, что здесь оказались звезды самой различной природы, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свой жизненный путь.Звезды в начале эволюции. Наиболее молодыми звездами, по-видимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа Т Тельца (Т Таu). Это карлики спектральных классов чаще всего F — G, с

эмиссионными линиями в спектре, напоминающими яркие линии солнечной хромосферы. Они в большом количестве обнаружены, например, в туманности Ориона. Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звезд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по-видимому, является причиной

хаотической ее переменности. Отсюда следует, что звезды типа Т Тельца — самые молодые образования, которые уже можно считать звездами. Известны еще более молодые объекты — источники инфракрасного излучения. Но это еще не звезды, а сжимающиеся в дозвездные тела (протозвезды) газо-пылевые облака. Вспыхивающие звезды типа UV Кита всегда встречаются в тех областях, где имеются переменные типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. У них в спектре также наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются они необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек: менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого

за полчаса-час он возвращается к исходному уровню. Во время вспышки усиливается также яркость эмиссионных линий. Характер явления сильно напоминает хромосферную вспышку на Солнце, отличающуюся, однако, значительно большими масштабами. Звезды типа UV Кита скорее всего находятся на заключительных стадиях

гравитационного сжатия. Звезды типа Be. Массивные, быстро эволюционирующие звезды гораздо труднее застать на ранних стадиях эволюции. Тем не менее, среди горячих звезд класса В, преимущественно обладающих быстрым вращением, часто встречаются звезды с эмиссионными линиями, принадлежащими водороду, иногда гелию и другим элементам.

Новые звезды. Термин "новая" звезда не означает появления вновь возникшей звезды, а отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд. Новыми звездами называют эруптивные переменные звезды особого типа, у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка) не менее чем на 7-8 звездных величин. Всего в настоящее время известно около 300 новых звезд, из них около 150 вспыхнуло в нашей Галактике и свыше 100 — в туманности Андромеды. У известных семи повторных новых в сумме наблюдалось около 20 вспышек. После вспышки новые звезды часто обнаруживают слабую переменность. По характеру спектра вблизи эпохи максимума различаются два типасверхновых звезд.Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются очень широкие эмиссионные полосы, положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями.

У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых I типа. Их спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Как и в спектрах обычных новых, в них наблюдаются линии поглощения и излучения, отождествляемые с водородом, ионизованным азотом и другими элементами.

Пульсары. В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое радиоизлучение, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом четких импульсов ( 217). Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов,названных пульсарами. Период одного из пульсаров составляет 1,337301133 сек, в

то время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 сек. В настоящее время известно около 200 пульсаров. Все они дают сильно поляризованное радиоизлучение в широком диапазоне длин волн, интенсивность которого круто возрастает с ростом длины волны.Таким образом, это сравнительно близкие объекты, заведомо принадлежащие нашей Галактике. Для достаточно массивных звезд наиболее устойчивым состоянием оказывается слияние протонов и электронов в нейтроны и образование так называемой нейтронной звезды.Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованием таких объектов, то весьма возможно, что пульсары — нейтронные звезды, В этом

случае при массе порядка 2MЅ они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии до таких размеров плотность вещества становится выше ядерной, а вращение звезды в силу закона сохранения момента количества движения ускоряется до нескольких десятков оборотов в секунду.

Нейтронные звезды могут служить источниками энергичных частиц, все время поступающих в связанные с ними туманности, подобные Крабовидной.

Источник: studopedia.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.