Двойные звезды фото


       Иногда на ночном небе можно заметить две или несколько близко расположенных звезды. Те из них, которые на самом деле далеки друг от друга и не имеют какой-либо физической связи между собой, называются оптическими двойными звездами. Визуально они кажутся близкими, т. к. проектируются в очень близкие точки на небесной сфере. В отличие от них, физическими двойными называют звезды, которые образуют единую динамическую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием сил взаимного притяжения. Иногда можно наблюдать объединения трех и даже более звезд (так называемые тройные и кратные системы). Если оба компонента двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно, то такие двойные называют визуально двойными. Двойственность пар, компоненты которых не видны в отдельности, может быть обнаружена либо фотометрически (например, затменные переменные звезды), либо спектроскопически (например, спектрально-двойные).


       В природе двойные звезды встречаются достаточно часто. Чтобы определить, есть ли физическая связь между парой звезд, и не является ли эта пара оптически двойной, астрономы производят длительные наблюдения, с помощью которых определяют орбитальное движение одной из звезд относительно другой. Физическая двойственность таких звезд с большой вероятностью может быть обнаружена по их собственным движениям, т.к. звезды, образующие физическую пару, имеют почти одинаковое собственное движение. В некоторых случаях видна лишь одна из звезд, совершающих взаимное орбитальное движение, при этом ее путь на небе выглядит волнистой линией.

       В настоящее время обнаружено несколько десятков тысяч тесных визуально двойных звезд. Только десятая часть из них уверенно обнаруживают относительные орбитальные движения и только для 1% (около 500 звезд) возможно вычислить орбиты. Движение звезд в паре происходит в соответствии с законами Кеплера: вокруг общего центра масс оба компонента описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты. Таким же эксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника относительно главной звезды, в случае, если последнюю считать неподвижной. Если из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности.
этом заключается огромное значение изучения двойных звезд в астрономии, позволяющее определить важную характеристику звезды — массу, знание которой необходимо, для исследования внутреннего строения звезды и ее атмосферы. Иногда на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который нельзя увидеть либо из-за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именно таким образом были открыты первые белые карлики — спутники Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.

       Затменными переменными называют такие неразделимые при наблюдении тесные пары звезд, у которых меняется видимая звездная вследствие периодически наступающих для наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В такой паре звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей — спутником. Яркими представителями звезд этого типа являются звезды Алголь (β Персея) и β Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой периодически меняется суммарная видимая звездная величина затменных переменных звезд. График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем, называется кривой блеска.
мент времени, в который звезда имеет наименьшую видимую звездную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую — эпохой минимума. Амплитудой называется разность звездных величин в минимуме и максимуме, а периодом переменности — промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами. У Алголя, к примеру, период переменности равен чуть менее 3 суток, а у β Лиры – более 12 суток. По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а иногда даже получить представление об их форме. В настоящее время известно более 4000 затменных переменных звезд различных типов. Минимальный известный период — менее часа, наибольший — 57 лет.

       В спектрах некоторых звезд можно увидеть периодическое раздвоение или колебание положения линий спектра. Если такие звезды являются затменными переменными, то колебания спектральных линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Кроме того, в моменты соединений, когда движение обеих звезд перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равняется нулю. В остальное время наблюдается раздвоение общих для обеих звезд линий спектра, достигающее наибольшей величины при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного — в направлении к наблюдателю, а другого — от него. Если же наблюдаемый спектр принадлежит только одной из двух звезд (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра.


висимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие от затменных переменных звезд, плоскости орбит которых составляют довольно малый угол с лучом зрения, спектрально-двойные звезды можно наблюдать и в тех случаях, когда этот угол намного больше. И только если плоскость орбиты близка к картинной плоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогда двойственность звезды обнаружена быть не может. Если плоскость орбиты проходит через луч зрения, то наибольшее смещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V движения звезд относительно центра масс системы в двух диаметрально противоположных точках орбиты.

       В случаях, когда для затменно-переменной звезды известна кривая лучевых скоростей, можно определить наиболее полные и надежные элементы орбиты, а также такие характеристики как размеры и формы звезд, и даже их массы. Все линейные величины при этом определяются в километрах. В настоящее время обнаружено примерно 2500 звезд, двойственная природа которых установлена только на основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получить кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты. Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяет получить представление о массах удаленных объектов большой светимости и, следовательно, достаточно массивных звезд.


       Тесные двойные системы представляют собой такие звездные пары, расстояние между которыми можно сопоставить с их размерами. При этом приливные взаимодействия между компонентами системы начинают играть существенную роль. Поверхности обеих звезд под действием приливных сил 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. Такие поверхности звезд называются эквипотенциальными. Если внешние слои 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 β Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде.

Источник: astroinformer.com

Двойные звёзды


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 (эта) 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 1010 до 1016 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

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:


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 сверхгигант, 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.

Источник: 2i.school


    Поиск планет у двойных звезд начался в 1980-х гг., даже еще раньше, чем астрономы обнаружили первые свидетельства существования каких-либо экзопланет, т.е, планет вне нашей Солнечной системы. Хотя прохождения в системе двойной звезды могут выглядеть гораздо более сложными, надежда открыть такие планеты питалась простым предположением: если планета действительно обращается вокруг затменной двойной звезды, следует ожидать, что она движется в той же плоскости, что и сами звезды. Другими словами, если с точки зрения земного наблюдателя звезды затмевают друг друга. то и планета, скорее всего, будет затенять одну или обе звезды. Иными словами, предполагается, что орбиты звезд и планеты лежат в одной плоскости, — вполне разумная гипотеза, которую можно было проверить.

Двойные звезды фото
Астрономы открывают далекие планеты, которые обращаются по орбите вокруг системы двух звезд, — странные и загадочные миры, не похожие ни на что в нашей Солнечной системе
МИРЫ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД

    Во многих отношениях затменные двойные звезды — именно тот фундамент, на котором выстроена астрофизика звезд.
ли направление на наблюдателя лежит в плоскости их орбиты, то звезды на каждом орбитальном обороте проходят друг перед другом, блокируя часть излучения. Точно моделируя, как ослабляется световой поток вовремя затмений, мы можем выяснить размеры и форму звезд, а также геометрию их орбит. Вкупе с другими измерениями мы можем определить их радиусы и массы. Только затменные двойные звезды позволяют надежно измерять массы и радиусы звезд, и эти данные затем используются для оценки физических характеристик одиночных звезд и не затмевающих друг друга звездных пар.

МИРЫ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД
Двойные звезды встречаются довольно часто, и астрономы пытались понять, могут ли существовать планеты двойной звезды т.е. планеты, обращающиеся вокруг двух солнц. Некоторые опасались, что условия вокруг двойной звезды могут оказаться слишком нестабильными, что не позволит там формироваться планетам. Однако недавние открытия показали, что планеты двойной звезды не только существуют, ной могут располагаться в зоне жизни двойной системы, где возможно существование жидкой воды.
МИРЫ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД

    Если звезды в двойной системе находятся очень далеко друг от друга, обращаясь с периодом, скажем, в сотни лет, то они почти не влияют друг на друга и ведут себя так, как будто бы находятся в полном уединении. Планеты могут обращаться вокруг одной из звезд, и в общем случае присутствие второй звезды почти не оказывает на них влияния, Такие планеты называют «планетами одной звезды» или планетами S-класса: в минувшем десятилетии были обнаружены десятки таких планет.
    Намного интереснее случай, когда звезды настолько близки друг к другу, что оборот одной вокруг другой занимает всего несколько недель или даже дней. Чтобы планета в такой двойной системе имела стабильную орбиту, она должна обращаться вокруг обеих звезд, а не одной из них. Численные расчеты показывают, что расстояние орбиты планеты от звезд должно быть больше минимальной критической величины. Если орбита будет лежать слишком близко, вращающаяся двойная система нарушит устойчивость орбиты планеты и либо поглотит ее, либо выбросит в галактическое пространство.
    Минимальное стабильное удаление планеты примерно в два-три раза больше расстояния между звездами. Планеты такого рода называют «планетами двойной звезды», или планетами P-класса. В то время как планеты, обращающиеся вокруг одиночных звезд и вокруг одной звезды в системах удаленных друг от друга двойных звезд, встречаются весьма часто, ученые заинтересовались, может ли природа создать планетную систему у двойной звезды, в которой планеты обращаются вокруг обеих звезд.
    В простейшем случае — одна звезда с одной планетой — прохождения происходят со строгой периодичностью. что значительно облегчает их обнаружение. Но добавьте еще одну звезду, и система из трех тел начнет демонстрировать довольно сложные эффекты. Сложность возникает благодаря тому, что звезды быстро движутся (относительно центра масс системны. — Примеч. пер.), — в отличие от системы с одной звездой, где светило практически неподвижно. Поскольку две звезды расположены намного ближе друг к другу чем к планете, они должны обращаться друг вокруг друга быстрее, чем планета вокруг них, — известный закон Иоганна Кеплера, управляющий движением планет. Таким образом, планета будет проходить перед быстро движущимися объектами и иногда будет пересекать звездный диск раньше, а иногда позже. Хотя эти прохождения точно предсказуемы (если известны массы и орбиты тел), они происходят не периодически. Кроме того, длительность прохождения будет изменяться в зависимости от относительного движения планеты и звезды, которую она закрывает: если они двигаются в одном направлении, время прохождения будет больше, некогда звезда находится на другой половине своей орбиты и движется в противоположную сторону, прохождение будет короче. Эти изменения затрудняют обнаружение планет двойной звезды, но вто же время дают важное преимущество: когда орбита двойной звезды расшифрована, картину изменяющихся моментов и длительности прохождений можно использовать для надежного подтверждения присутствия планеты в двойной системе. Ни одно другое астрономическое явление не демонстрирует подобной картины. Это уникальное свойство планеты двойной звезды — железное свидетельство ее существования.

    Пока технические проблемы в начале 2013 г. не вывели «Кеплера» из игры, он неустанно следил за пятачком неба в поисках характерного ослабления сигнала, вызванного пересечением планетами дисков своих звезд. В ходе этих поисков «Кеплер» открыл также более 2 тыс. новых затменных двойных звезд. Было обнаружено и несколько экзотических систем, включая первую из известных затменную тройную звезду.
    В 2011 г. один из нас (Лоренс Дойл) вместе с коллегой Робертом Слоусоном (Robert Slawson), работающим вместе с ним в Институте SETT в Маунтин-Вью, штат Калифорния, заметили дополнительное затмение в системе двойной звезды KJC 12644769. Две звезды затмевали друг друга с периодом в 41 день, но были и три других, необъяснимых затмения. Первые два случились с интервалом в 230 дней, а следующее произошло спустя 221 день — на девять дней раньше, чем ожидалось. Это был как раз тот признак, что указывает на движение планеты вокруг двойной звезды.
    Впрочем, это могла быть просто небольшая тусклая звезда, закрывающая часть звезды большего размера: «Кеплер» уже продемонстрировал нам, что такие затменные тройные системы — не что-то исключительно редкое. Слабое затемнение указывало, что объект, возможно имеет небольшой радиус, но звездоподобные объекты, такие как коричневые карлики, тоже не очень велики, и нельзя было сказать суверенностью, что замеченный объект — планета. Необходимо было измерить его массу.

Двойные звезды фото
Двойные звезды чрезвычайно разнообразны. Некоторые движутся по огромным замкнутым кольцам своих орбит вокруг общего центра масс, совершая полный оборот за сотни лет. Эти звезды ведут себя так, как будто они изолированы; планета 5-класса может обращаться вокруг каждого члена такой пары, почти не испытывая влияния со стороны второй звезды. Но звезды, расположенные близко одна к другой, могут оборачиваться за несколько недель или даже дней. Многие годы оставалось неясным, могут ли планеты P-класса выжить в условиях хаотически меняющегося гравитационного поля, обращаясь вокруг пары звезд.
ДВА КЛАССА ПЛАНЕТ В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ

    В системе трех тел невидимый спутник двойной системы может выдать свое присутствие двумя основными путями. Представьте себе две звезды, затмевающие друг друга, и относительно большую планету, обращающуюся поодаль вокруг этой парочки. Звезды двойной системы движутся друг вокруг друга, но и центр масс этой пары движется вокруг центра масс системы всех трех тел. Поэтому звезды двойной системы оказываются то немного ближе к Земле, то немного дальше. Когда они расположены дальше, свет звезд идет к нам дольше и затмения наблюдаются немного позже. Когда звезды расположены ближе к нам, затмения наблюдаются раньше. Чем больше масса третьего тела, тем больше эта разница. Циклический эффект, связанный с временем путешествия света, позволяет сделать вывод о присутствии невидимого объекта и оценить его массу, И чем дальше отстоит третье тело от двойной системы, тем больше этот эффект, поскольку дополнительное расстояние, а значит, и задержка во времени, возрастает по правилу рычага. В случае нашей предполагаемой планеты на протяжении приблизительно 230 дней не было поддающихся измерению циклических изменений начала затмений, а это означало, что невидимое тело имеет небольшую массу. Но насколько небольшую?
    Влиять на двойную систему третье тело может и непосредственно своей гравитацией. Этот так называемый динамический эффект чаще, чем эффект, связанный со временем путешествия света, используют для изучения объектов, близко расположенных друг к другу. Невидимый спутник слегка изменяет орбиты звезд в двойной системе, а это влияет на моменты начала затмений. Поскольку меньшая из двух звезда приближается к третьему телу ближе, чем большая, ее орбита будет возмущена сильнее. В отличие от эффекта времени путешествия света динамический эффект влияет на моменты затмений более сложным образом.
    Один из наших коллег по научной группе, работавшей с телескопом «Кеплер», Дэниел Фабрицкий (Daniel С. Fabryeky) из Чикагского университета отметил, «что объект звездной массы должен сильно влиять на времена затмений, тогда как планета проявит себя намного более слабым, но потенциально поддающимся измерению образом. Что касается нашей системы, в ней динамический эффект должен был проявиться гораздо сильнее эффекта разницы во времени прохождения света. Мы искали и в итоге нашли изменения во времени начала затмений, показавшие, что притяжение звезд (к невидимому телу. — Примеч. пер) и близко не достигало величины, которую создал бы спутник звездной массы.
    Мощный финальный аккорд в этом исследовании прозвучал, когда Джошуа Картер (Joshua Л. Carter) из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики построил сложную компьютерную модель системы. Она в точности совпала со всеми данными наблюдений для планеты с массой почти как у Сатурна. Прекрасное совпадение данных наблюдений и моделирования подтвердило существование планеты и дало исключительно точные значения радиусов, масс и орбитальных характеристик системы.

КАК ОБНАРУЖИТЬ ПЛАНЕТЫ ВОКРУГ МНОГОЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ
Двойные звезды — уникально полезные астрономические объекты, легко раскрывающие свои тайны. Если для земного наблюдателя эти звезды при движении по орбитам затмевают друг друга, мы можем многое узнать о каждой из них, измеряя ослабление их яркости во время затмений. Этим можно воспользоваться и для обнаружения планет, обращающихся вокруг двойных звезд. Но заметить планеты не так просто — системы из трех тел могут вести себя очень сложно. Здесь показаны идеализированные версии эффектов, которые ищут астрономы.
Двойные звезды фото
В системе затменных двойных звезд каждая звезда на короткое время блокирует свет другой,
создавая периодические падения яркости
На что похожи двойные звезды
 
ОХОТА ЗА ПЛАНЕТАМИ (3 СПОСОБА)
 
Двойные звезды фото
В системе трех тел центр масс двойной звезды обращается вокруг общего центра масс системы трех тел. Поэтому эвеэды будут располагаться то дальше от Земли, то ближе к нам. Дополнительное расстояние означает, что свету требуется больше времени, чтобы достигнуть наших телескопов, поэтому начало и конец затмения немного задерживаются. При уменьшении расстояния затмения наблюдаются раньше.
1. Эффект разницы времени прохождения света
 
Двойные звезды фото
Планеты могут влиять и на движение звезд в двойной системе. Если радиус орбиты планеты относительно мал, она влияет на движение одной (или обеих) звезд. Если же одна из звезд менее массивна, чем другая, ее орбита пройдет ближе к планете, что усилит эффект. Близкие проходы могут менять орбиты двух тел сложным образом. На этом примере притяжение планетой вторичной звезды вызывает более раннее затмение главной, а затмение вторичной начнется позднее.
2. Динамический эффект
 
Двойные звезды фото
Если планета проходит перед звездой, она может заслонить часть излучения звезды. В двойных системах сами звезды движутся. В результате иногда планета проходит перед главной звездой раньше, а иногда позже. Кроме того, если планета и звезда движутся в одном направлении, прохождение будет более длительным, а если в противоположных — более коротким. Этот эффект дает задержку в несколько дней и даже более.
3. Прохождение планеты на фоне двойной звезды

    Наша планета Kepler-16Ь стала первой обнаруженной транзитной планетой, движущейся вокруг двойной звезды. Сочетание транзитных и динамических эффектов сделало это открытие неоспоримым. Поскольку с поверхности этой планеты каждая из двух звезд должна выглядеть как наше Солнце. Kepler-16Ь вскоре получила прозвище Татуин в честь вымышленной планеты из киноэпопеи «Звездные войны»: на ней тоже должны наблюдаться двойные восходы и закаты. Научная фантастика стала научным фактом.

    На первый взгляд Kepler-16b кажется очень странной планетой. Ее орбита проходит пугающе близко от двойной звезды, всего на 9% дальше, чем минимальное критическое расстояние, необходимое для стабильности орбиты. А поскольку в то время это была единственная транзитная планета у двойной звезды, мы стали сомневаться: а вдруг Kepler-16Ь — всего лишь флуктуация?
    К счастью, ответ пришел быстро. Работая с Джеромом Оросом (Jerome Л. Orosz) из Калифорнийского университета в Сан-Диего, мы уже занимались поиском планет у двойных, которые не проходят на фоне своих звезд. Они должны встречаться намного чаще, поскольку не требуется, чтобы плоскости орбит планеты и двойной звезды совпадали, что необходимо для наблюдения прохождений. Как уже было сказано, небольшие изменения в моментах начала затмений облегчают поиск таких планет. Мы следовали по этому пути в течение нескольких месяцев и нашли несколько систем-кандидатов. Затем во вторник днем в августе 2012 г, один из нас (Уильям Уэлш) заметил прохождения в одной из двойных звездных систем. Уже через несколько часов Фабрицкий построил компьютерную модель, которая воспроизвела изменения моментов начала и продолжительности прохождений, подтвердив тем самым, что транзитный объект — это планета. Так мы открыли Kepler-34b. Лихорадочно продолжив поиски, буквально на следующий день Орос обнаружил прохождения у другой затменной двойной звезды, которая также дала приют планете — Kepler-35b.
    В течение еще нескольких месяцев Орос продолжил работу и открыл Керlег-38Ь, показав, что вокруг двойных встречаются планеты и меньшего размера — типа Нептуна. А затем он открыл систему Kepler-47, содержащую как минимум две планеты, продемонстрировав тем самым. что двойные звезды могут дать приют нескольким планетам. Самая последняя из обнаруженных планет с кратной орбитой, Кер1ег-64Ь (известная также как РН1), была одновременно и независимо открыта студентом Университета Джонса Хопкинса Веселином Постовым (Veselin Rostov) и астрономами-любителями из группы «Охотники за планетами» (Planet Hunters). Эта планета принадлежит четырехкратной звездной системе, что еще больше расширяет многообразие условий, в которых могут формироваться планеты.
    Семь уже обнаруженных планет двойной звезды говорят нам, что эти объекты — не столь уж и редкостное явление и что мы открыли новый класс планетных систем. Из геометрических соображений следует, что для каждой обнаруженной транзитной планетной системы существует примерно от пяти до десяти планет, которые мы не видим, поскольку ориентация их орбит не позволяет зафиксировать из нашей точки пространства их прохождение перед двойными звездами. Учитывая, что в результате поиска примерно у 1 тыс. затменных двойных звезд уже обнаружены семь планет, мы можем с уверенностью сказать, что в нашей галактике десятки миллионов планетных систему двойных звезд.
    Все до сих пор обнаруженные «Кеплером» транзитные планеты двойных звезд — это газовые гиганты, не имеющие твердой коры, которая позволила бы космонавту стоять на их поверхности и восхищаться двойными закатами. Продолжается поиск твердотельных планет меньшего размера, хотя обнаружить у двойных звезд планеты размером с Землю будет невероятно трудно.
    Но даже с таким небольшим набором планет число интересных вопросов продолжает расти. Например, половина из всех открытых «Кеплером» затменных двойных звезд имеют период обращения по орбите менее 2,7 суток, и поэтому мы ожидали, что половина двойных звезд, у которых есть планеты, будут также иметь периоды обращения менее 2,7 суток. Но ни у одной из них нет столь короткого периода обращения: самый короткий период — 7,4 суток. Почему? Мы высказали предположение, «что, по всей видимости, это связано с процессом, некогда сблизившим эти звезды друг с другом.
    Кроме того, планеты стремятся обращаться на очень близком расстоянии от своих звезд. Если бы они находились еще немного ближе, их орбиты стали бы нестабильными. Что же заставляет их жить в постоянной опасности? Понимание того, почему планеты двойных звезд располагаются так близко к своему положению нестабильности, поможет нам усовершенствовать теорию формирования планет и эволюции их орбит.
    Хотя мы не знаем, почему эти планеты предпочитают столь рискованные орбиты, тем не менее мы поняли теперь одну важную вещь: тот факт, что планеты могут существовать даже на пороге области хаотического движения, говорит нам, что формирование планет происходит активно и повсеместно.

    Тенденция открытых «Кеплером» планет двойной звезды располагаться вблизи области нестабильности имеет интересные следствия. У исследованных «Кеплером» звезд граница этой области, как правило, расположена вблизи зоны жизни — области вокруг звезды (в данном случае — вокруг двух звезд), где ее излучение поддерживает на поверхности планеты температуру, необходимую для существования жидкой воды. Ближе к звезде — и вода на планете закипит; дальше — и вода замерзнет. А жидкая вода — это необходимое условие для существования жизни, какой мы ее знаем.
    Вокруг одиночной звезды зона жизни имеет сферическую форму. В двойной системе каждая звезда имеет собственную зону жизни, которые сливаются в деформированный сфероид, если звезды расположены близко друг к другу, как в случае обнаруженных «Кеплером» планет двойной звезды. По мере того как звезды обращаются друг вокруг друга, результирующая зона жизни также вращается вместе с ними. Поскольку звезды движутся быстрее, чем планеты, зоны жизни поворачиваются быстрее, чем планеты обращаются вокруг своих звезд.

Двойные звезды фото
МИРЫ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД

    В отличие от Земли, которая имеет почти круговую орбиту вокруг Солнца, расстояние планеты двойной звезды до каждого из своих солнц очень сильно изменяется в течение ее года. Таким образом, времена года на планете, вероятно, сменяют друг друга за несколько недель, по мере того как звезды кружатся друг вокруг друга. Эти климатические изменения, судя по всему, велики и квазирегулярны: «Должно быть, это необузданная стихия», — замечает Орос.
    Две из найденных транзитных планет двойной звезды расположены в зоне жизни своих солнц — удивительно большой процент. Правда, нахождение в зоне жизни — условие необходимое, но не достаточное для существования жизни. Например. Луна тоже находится в зоне жизни нашего Солнца, однако она совершенно необитаема, поскольку из-за небольшой массы ее гравитация слишком слаба, чтобы удержать атмосферу. И все же тот факт, что столь значительная доля планет двойной звезды расположена в своих зонах жизни, заставляет задуматься. Какова может быть жизнь и тем более цивилизация на этих планетах при столь резко и быстро сменяющихся временах года?

Источник: galspace.spb.ru

1. Альбирео

Альбирео (она же β Лебедя) не зря считается одной из самых популярных двойных звезд. Альбирео легко найти на небе — эта звезда отмечает в созвездии Лебедя голову птицы, ее компоненты разделяются даже в 30-мм бинокль, а цветовой контраст компонентов приводит в восторг даже бывалых наблюдателей. Даже на фотографиях, которые вообще-то не всегда способны адекватно передать цвет звезд, пара впечатляет. Что говорить о визуальных наблюдениях Альбирео!

Главный компонент системы имеет насыщенный желтый, почти оранжевый, цвет — Ричард Аллен, известный исследователь звездных имен, описал цвет этой звезды как «топазово-желтый». Ее блеск равен примерно 3 звездной величине. Голубовато-белый спутник блеском 5m отстоит на 34″ от главной звезды. Из-за контраста голубая звездочка кажется гораздо более синего цвета, чем другие горячие звезды (включая Вегу)!

Особую красоту картине придают роскошные звездные поля Млечного Пути, которые служат фоном для этой пары. Наблюдать Альбирео можно летом и осенью по вечерам, а весной по утрам.

2. Альфа Гончих Псов

Альфа Гончих Псов, она же звезда, известная под именем Сердце Карла II, находится чуть пониже ручки ковша Большой Медведицы. Вы с легкостью найдете ее на небе практически в любое время года. Разве что в конце лета и в начале осени она находится уж очень низко над горизонтом. Компоненты в этой паре расположены в полтора раза ближе друг к другу, чем компоненты Альбирео, на расстоянии 20″. Цвет главной звезды — голубоватый, спутника — желтый.

3. Эпсилон Лиры

Знакомство с миром двойных звезд обладателю бинокля лучше всего начинать с широких пар. Сразу несколько таких пар находится в компактном и красивом созвездии Лиры. Вот одна из них: эпсилон Лиры. Это одна из самых известных двойных звезд на всем небе и, конечно, самая популярная двойная в созвездии Лиры — она неизменно упоминается во всех справочниках и путеводителях. Пара эта широкая — расстояние между компонентами составляет 208″ и отлично разделяется в бинокли (некоторые особо зоркие люди способны разделить ее и невооруженным глазом!). Прекрасный звездный фон и расположенная поблизости Вега делают эту звезду одной из тех достопримечательностей звездного неба, которую каждый любитель астрономии просто обязан увидеть в бинокль!

Эпсилон Лиры известна как «двойная двойная» — в телескоп с апертурой свыше 70 мм каждый из компонентов легко делится еще на два. Таким образом, вы сможете вернуться к этой звезде еще раз — после того, как приобретете телескоп.

4. Дельта Лиры

Другая широкая двойная в созвездии Лиры — звезда, обозначаемая греческой буквой δ. Дельта Лиры отмечает собой левую верхнюю вершину параллелограмма, расположенного непосредственно под Вегой.

Главная звезда красного цвета имеет голубовато-белый спутник на удалении в 619″ или 10 угловых минут. Пара эта оптическая, то есть звезды физически не связаны друг с другом, а просто случайно спроецировались в одном направлении. Красоту этой паре придает окружение: яркие звезды Лиры во главе с сапфиром Веги способны украсить любую картину!

Наблюдать дельта Лиры, как и остальные упомянутые ниже двойные звезды созвездия Лиры можно весной по утрам, летом ночью, осенью по вечерам.

5. Дзета Лиры

А вот еще одна любопытная двойная в созвездии Лиры (как много интересного в этом крошечном созвездии!) — ζ Лиры. Дзета находится чуть пониже яркой Веги, образуя равнобедренный треугольник с ней и со звездой эпсилон Лиры.

Компоненты ζ Лиры разделены угловым расстоянием в 43,8″, поэтому их очень легко разделить в бинокль. Блеск звезд составляет 4,3m и 5,6m. У таких ярких компонентов цвет должен быть отчетливо заметен при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп. Тем не менее, существуют разные мнения о том, какого цвета звезды в паре ζ Лиры. Часть авторов утверждает, что их цвет — бледно-желтый, другая — что белый. Но встречаются и такие описания: «золотисто-белый», «топазовый и зеленоватый», «зеленовато-белый и желтый».

А какого цвета компоненты ζ Лиры покажутся вам?

6. Мицар и Алькор

Возможно, начать стоило с этой пары звезд, ведь это самая известная двойная на всем ночном небе! Мицар и Алькор разделяет на небе целых 12 угловых минут; они прекрасно различимы по отдельности невооруженным глазом.

В мощный бинокль можно заметить, что Мицар сам по себе является двойной звездой. А между Мицаром и Алькором в бинокль видны еще несколько звезд, самая яркая из которых даже имеет собственное имя — Звезда Людовика. Все эти звезды, включая Звезду Людовика, являются звездами фона, прекрасно оттеняющими яркие белые компоненты Мицара и такой же белый Алькор.

7. Омикрон 1 Лебедя

На самом деле это не двойная, а тройная звезда — и все три компонента можно рассмотреть в бинокль! Находится ο¹ Лебедя к западу от Денеба, образуя с этой звездой и звездой ο² Лебедя небольшой равнобедренный треугольник.

Что поражает в этой системе — все три звезды видны достаточно широко, имеют разный блеск и разный цвет! Возможно, в небольшой 80-мм телескоп при 30 × система выглядит наиболее впечатляюще, однако и в бинокль есть, чем насладиться! Обратите внимание на цвета компонентов — оранжевый, белый и синий! Красоту картине добавляют роскошные звездные поля, ведь ο¹ Лебедя, находится в гуще Млечного Пути!

8. Йота Рака

Прекрасная двойная звезда, которая находится в непримечательном весеннем созвездии Рака. Ее трудно увидеть невооруженным глазом в городе из-за уличной засветки, зато в бинокль она видна отлично (на 8° повыше знаменитого рассеянного скопления Ясли).

Главная желтая звезда блеском 4m — имеет голубоватый спутник 6,8m на угловом расстоянии 30,7″. Благодаря цветовому контрасту пара смотрится очень красочно. А близость к скоплению Ясли поможет вам отождествить ι Рака на небе.

Когда начинаешь задумываться, из каких глубин приходит свет звезд, испытываешь чувство восхищения. 330 лет идет свет от этой пары к Земле! Только представьте: главный компонент в этой паре, хотя и имеет такой же цвет, как Солнце, является звездой-гигантом. Будучи всего в 3,5 более массивной звездой, чем Солнце, ι Рака А в 21 раз превосходит наше дневное светило в поперечнике и испускает в 200 раз больше света! Менее массивный спутник еще не проэволюционировал — эта голубовато-белая звезда находится на Главной последовательности (как и Солнце). Звезды в системе ι Рака обращаются вокруг общего центра масс с периодом около 60000 лет.

9. Ню Дракона

В астеризме под названием Голова Дракона есть звезда ν, которую часто называют «глазами Дракона». Астеризм Голова Дракона находится, как нетрудно догадаться, в созвездии Дракона, над звездой Вега и представляет собой неправильный четырехугольник из звезд 2-й и 3-й зв. величины. ν Дракона — самая тусклая звезда в этом четырехугольнике. Наведите на нее свой бинокль!

Вы обнаружите, что звезда состоит из двух звезд одинакового блеска, разделенных расстоянием в 1 угловую минуту. Люди с очень острым зрением теоретически способны увидеть звезды по отдельности и невооруженным глазом, однако для этого нужно соблюсти несколько условий: прежде всего, выбраться далеко за город и наблюдать в очень темную и прозрачную ночь.

Компоненты ν Дракона похожи друг на друга как две капли воды — это белые звезды спектрального класса А. Пару разделяет по меньшей мере 1900 а. е., один оборот вокруг общего центра масс звезды делают примерно за 44000 лет.

Источник: skygazer.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

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