Каталог двойных звезд


Какие звёзды называют двойными?

Вид с экзопланеты у двойной звезды

Какие звёзды называются двойными, вроде бы понятно из самого названия. Действительно, спросите обычного человека какие звёзды называются двойными, и он скорее всего скажет, что это две звезды рядом друг с другом. Казалось бы, всё просто — если при взгляде в телескоп или бинокль на месте одиночной звезды видны две звёздочки, значит это двойная звезда.
И лишь очень немногие сообразят, что «рядом друг с другом» может означать две совершенно разные вещи. Одно дело, когда звёзды действительно находятся «рядом друг с другом» по космическим меркам и образуют связанную систему. И совсем другое — когда две звезды просто находятся на одной линии с земным набюдателем.

Типы двойных звёзд

Когда просят указать типы или виды двойных звёзд, нужно помнить, что есть несколько признаков, по которым двойные звёзды распределяются по типам.
Один из них мы уже знаем — образуют ли звёзды единую систему. По этому признаку можно указать два типа двойных звёзд: оптические и физические двойные звёзды. О них мы скажем ниже.


Следующий признак — по способу различимости отдельных звёзд в системе двойной звезды. Коротко перечислим эти виды двойных звёзд.

Визуально-двойные звёзды — составляющие звезды видны по-отдельности невооружённым глазом или в телескоп. Это самый простой способ определения. Понятно, что это самые близкие к нам звёзды.
Обычные визуально-двойные звёзды — это единственный тип двойных звёзд, который доступен большинству астрономов-любителей.
Их разновидность — спекл-интерферометрические двойные звезды, которые разделяются путём анализа спекл-интерферограмм при использовании адаптивной оптики.

Астрометрические двойные звёзды — вывод о двойственности звезды делается на основе анализа неравномерности собственного движения звезды по небу. Одиночная звезда имеет ровную траекторию. А видимая траектория двойной звезды нелинейна. Например, если в паре есть коричневый карлик, который не виден в оптическом диапазоне, то мы видим неравномерное колебательное движение второй звезды, которая видна. Ведь, обе звезды в системе вращаются вокруг общего центра масс.

Спектрограмма двойной звезды


Спектрально-двойные звёзды — вывод о двойственности этих звёзд сделан на основе анализа спектрограмм. Если выявляются циклические изменения, то перед нами спектрально-двойная звезда.
Правда, есть вероятность, что на цикличность спектра влияет экзопланета. Поэтому, здесь приходит на помощь анализ изменений лучевых скоростей и вычисление функций массы. Эти сложные вспомогательные методы выходят за рамки статьи.

Затменно-двойные звёзды — если при взаимном вращении одна звезда перекрываается другой, то общая яркость системы периодически меняется.
Первой открытой затменно-двойные звёздой был Алголь. На рисунке и графике яркости хорошо видно как изменяется яркость системы по мере взаимного вращения отдельных составляющих этой вдвойной звезды.

График изменения яркости затменно-двойной звезды Алголь
Можно заметить, что это не очень надёжный способ, поскольку есть и одиночные пульсирующие переменные звёзды (например Цефеиды).

Микролинзированные двойные — довольно своеобразный способ поиска и определения. Основан на эффекте гравитационной линзы — если между наблюдателем и объектом находится массивное тело, то распространение лучей искажается. Кривые изменения яркости одиночной звезды хорошо известны, а в случае двойной звезды наблюдаются сильные отклонения от этой формы. Вот эти-то отклонения и исследуют.

Оптические двойные звёзды


Оптическими двойными звёздами (оптически-двойными) называют две звезды, которые просто находятся почти на одной линии с наблюдателем, то есть на малом угловом расстоянии друг с другом. И, при этом, между ними нет гравитационного взаимодействия.
Легко догадаться, что некоторые звёзды оказыватся оптически-двойными при взгляде в телескоп — просто положения двух звёзд случайно почти совпали на небосводе.

Алькор и Мицар

Здесь интересен случай Мицара и Алькора. Это пара звёзд в ручке ковша Большой Медведицы.
Если у вас хорошее зрение, то вы вполне можете видеть там две звёздочки, но всё равно эта пара упоминается как оптически двойная звезда — всё зависит от зрения конкретного человека.
Есть ли между Мицаром и Алькором гравитационное взаимодействие пока точно не установлено.

На снимке около ярких Мицара и Алькора видны по четыре дифракционных луча — такое оптическое искажение является признаком того, что фото делалось через зеркальный телескоп-рефлектор системы Ньютон. На самом деле никаких лучей у звёзд конечно же нет.
О выборе телескопа и о видах искажений в разных их системах читайте здесь.

Физические двойные звёзды


Определение: физическими двойными звёздами называют звёзды, которые связаны гравитационным взаимодействием и вращаются вокруг общего центра масс, составляя гравитационно связанную систему.
Собственно говоря, под двойными звёздами в астрономии чаще всего понимаются именно физически двойные звёзды.
Понятно, что по космическим меркам физически двойные звёзды расположены относительно близко друг к другу. Иногда расстояние между двойными звёздами настолько мало, что более массивная звезда перетягивает на себя вещество внешней оболочки своей соседки, постепенно поглощая её. Они так и называются — тесные двойные системы звёзд.

тесная двойная система звёзд

Это самый настоящий звёздный канибализм. Впрочем, это обычное дело в космосе. Точно так же, звёзды сдирают атмосферу со слишком близко расположенных к ним планет.
И, точно так же, большие галактики воруют целые звёздные системы и вещество у соседних меньших галактик.

Источник: kosmoved.ru

Открытие двойных звезд

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


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

Маленький компонент «высасывает» газ из большой звезды

Некоторые ученые придерживались точки зрения о том, что двойные звезды зависят от общей звездной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительно расстояние. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерения параллактического смещения звезд. Эту миссию взял на себя Гершель и к своему удивлению выяснил следующее: траектория каждой звезды имеет сложную эллипсоидную форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода. На видео можно наблюдать эволюцию двойных звезд.

В данном видеоматериале представлена эволюция тесной двойной пары звезд:


Вы можете поменять субтитры, нажав на кнопку «cc».

Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы. Результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных системах есть связь силы тяготения.

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.

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.


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.

Двойные фотометрические звезды

О двойственной природе таких звезд можно узнать только по периодическим колебаниям из блеска. Во время своего движения звезды такого типа по очереди загораживают друг друга, поэтому их нередко называют затменно-двойными. Орбитальные плоскости данных звезд приближены к направлению луча зрения. Чем меньше площадь затмения, тем ниже блеск звезды. Изучив кривую блеска, исследователь может рассчитать угол наклона плоскости орбиты. При фиксации двух затмений на кривой блеска будут два минимума (снижения). Период, когда отмечаются 3 последовательных минимума на кривой блеска, называют орбитальным периодом.

Период двойных звезд продолжается от пары часов до нескольких суток, что делает его более коротким по отношению к периоду визуально-двойных звезд (оптические двойные звезды).

Спектрально-двойственные звезды


Через метод спектроскопии исследователи фиксируют процесс расщепления спектральных линий, которое происходит в результате эффекта Доплера. Если один компонент является слабой звездой, то в небе можно наблюдать лишь периодическое колебание позиций одиночных линий. Данный метод применяет только тогда, когда компоненты двойной системы находятся на минимальном расстоянии и их идентификация с помощью телескопа осложнена.

Двойные звезды, которые можно исследовать через эффект Доплера и спектроскоп, именуют спектрально-двойственными. Однако далеко не каждая двойная звезда носит спектральный характер. Оба компонента системы могут сближаться и отдаляться друг от друга в радиальном направлении.

Согласно результатам астрономических исследований, большая часть двойных звезд располагаются в галактике Млечный Путь. Соотношение одинарных и двойных звезд в процентах рассчитать крайне сложно. Действуя через вычитание, можно вычесть количество известных двойных звезд из общего числа звездного населения. В этом случае становится очевидным, что двойные звезды составляют меньшинство. Однако данный метод нельзя назвать очень точным.


трономам известен термин «эффект отбора». Чтобы зафиксировать двойственность звезд, следует определить их главные характеристики. В этом пригодится специальное оборудование. В ряде случаев, зафиксировать двойные звезды крайне сложно. Так, визуально двойные звезды нередко не визуализируются при значительном расстоянии от астронома. Иногда невозможно определить угловое расстояние между звездами в паре. Для фиксации спектрально-двойственных или фотометрических звезд требуется тщательно измерить длины волн в спектральных линиях и собрать модуляции световых потоков. В этом случае блеск звезд должен быть достаточно сильным.

Всё это резко уменьшает количество звезд, пригодных для изучения.

Согласно теоретическим разработкам, доля двойных звезд в звездном населении варьируется от 30% до 70%.

Источник: v-kosmose.com

Каталоги звездного неба — это списки звезд или других небесных объектов с их характеристиками, сгруппированные удобным образом. Типичный пример исторического каталога — списки звезд по созвездиям с указанием названий, координат и яркости.

В отличие от айтишников, астрономы ставят ударение так, как рекомендуется грамматикой: «катало́г».

Первые каталоги были составлены в дремучей древности, возможно, во втором тысячелетии до нашей эры и продолжают составляться сейчас. В отличие от популярных прежде небесных глобусов и небесных атласов, которые ныне имеют лишь популяризаторское значение (ну, или узко прикладное, например, навигационные звездные атласы), каталоги во всю используются в современной «большой науке».


Самые древние каталоги включали только примерное описание положения звезд в созвездиях; затем астрономы стали определять и фиксировать в каталогах координаты и блеск звезд, их цвет. Дальше больше: каталоги стали включать спектральные характеристики звезд, расстояние до них и их скорость, принадлежность к разным классам, да мало ли что. Чтобы иметь шанс быть изданными в осмысленное время, а не пухнуть до бесконечности, современные каталоги обыкновенно ограничиваются каким-то определенным типом объектов, например, каталог двойных звезд, каталог цефеид или каталоги галактик и т.п.. И конечно, они существуют в цифре.

Гипотетические каталоги

Самые древние каталоги, конечно, не сохранились. Более того, нет никаких документальных свидетельств их существования, и судить о них можно лишь анализируя более поздние каталоги, по всей видимости, основывавшиеся на предшественниках.

Так, вавилонский MUL.APIN был компиляцией работ XII-XI веков до нашей эры; прозаическое описание звездного неба Евдокса Книдского, своего рода каталог-повествование «Явления», по мнению исследователей имело прототипом минойский источник второго или даже середины третьего тысячелетия до нашей эры. Ну, и у египтян, вероятно были некие каталоги звезд еще в начале II тысячелетия до нашей эры, в Среднем царстве, во времена расцвета древней египетской астрономии, поскольку теория деканов без нее просто не могла бы оформиться.

Похоже, что касается каталогов, пальму первенства придется отдать Египту, но она будет столь же гипотетической, сколь и египетские каталоги. Перейдем к реальным документам.

MUL.APIN

Первый известный нам каталог звезд, сборник месопотамских клинописных табличек астрономического содержания. Создан примерно в VIII веке до нашей эры, но, как принято считать, является компиляцией работ XII — XI веков до нашей эры.

Каталог включает 33 северные звезды (группы звезд), 23 экваториальные звезды и 15 южных звезд. Однозначных интерпретаций звезд и созвездий MUL.APINа нет.

Явления

Первый греческий список звезд (еще не каталог в нашем понимании!) Евдокса Книдского. Издан в 375 году до н.э. (Phaenomena, встречается перевод «Феномены»). Фактически был прозаическим описанием созвездий и составляющих их звезд. Координаты звезд описывалось по положению их в фигуре созвездия.

Не сохранился.

На основе «Явлений» Арат Солийский написал уже в стихах поэму «Явления и предсказания» (Phaenomena et prognostica), в первой части близко переизлагающую работу Евдокса.


Среди неспециалистов принято считать, что первый греческий каталог был создан Гиппархом. Однако это не так: работы в направлении небесной каталогизации начались за полтора столетия до него.

Каталог Тимохариса

Первый каталог в современном понимании, издан примерно в 250 году до н.э.. Описаны яркие звезды неба в относительных эклиптических координатах: широта измерялась от экватора, а долгота — от ближайших ярких звезд, при этом долгота этих реперных ярких звезд определялась традиционным образом.

Составлением каталога занималась из практических нужд школа астрономов-наблюдателей Тимохариса с 290 года, в том числе сам Тимохарис до 270 и затем Аристилл до 260 (годы примерные). Каталог, надо полагать дополнялся, и можно датировать последний релиз 250 годом до н.э.

Не сохранился.

Каталог Эратосфена

Включал примерно 675 звезд с указанием эклиптических координат. Издан, вероятно, в конце III века до н.э.

Не сохранился.

Каталог Гиппарха

«Эталонный» каталог древнего мира, создан около 129 года до нашей эры. Считается, что содержал описание 42 созвездий и определенные с большой точностью координаты 850 звезд с указанием яркости.

Каталог не сохранился, считается утерянным в раннехристианский период. Активно использовался Птолемеем.

Каталог Менелая

Менелай Александрийский значительно дополнил каталог Гиппарха новыми звездами по собственным наблюдениям, проведенным в Риме в конце I — начале II века. Точность наблюдений была, возможно, не столь велика, но число определенных координат значительно. Называют оценку 1600 звезд в каталоге Менелая, хотя мне она кажется преувеличенной.

Каталог не сохранился.

Каталог «Альмагеста»

В главном астрономическом труде Птолемея «Альмагесте» (140 год) в главе седьмой содержится каталог, так и называемый Каталог «Альмагеста». Каталог «Альмагеста» на многие века, почти на полтора тысячелетия стал основным рабочим инструментом астронома-наблюдателя. Как бы не относились к этому факту критики Птолемея.

Создавая каталог, Птолемей использовал работы предшественников Тимохариса, Эратосфена, Гиппарха и Менелая.

В каталог входит 1022 звезды, объединенные в 48 «классических» созвездий с указанием координат, звездной величины и положения в созвездии.


Пожалуй, каталог Птолемея был последним звездным каталогом античности и как-то принято полагать, что и потом вплоть до Улугбека 14 веков ничего интересного в этом направлении не происходило. Вот и нет, в исламском мире были зиджи.

Зиджи

Зиджи в узком смысле — астрономические таблицы, а вообще говоря — всякого рода астрономические труды ученых исламского мира.

Ранние зиджи основывались на индийских источниках, в частности астрономических таблицах Ариабхаты и Брахмагупты (индийская астрономия восходит к доптолемеевской греческой). Позже они основывались на птолемеевском «Альмагесте» и заметное место его занимают переводы, переизложения и комментарии к нему, включая и каталог звезд.

Постепенно зиджи становились более самостоятельными, отходя от прямого копирования и, наконец, превзошли по качеству свой источник.

Книга неподвижных звезд

Каталог ас-Суфи, выпущенный в 960 году. Основанный на каталоге «Альмагеста» включал описания 48 классических созвездий, конфигурации и видимость звезд, иллюстрации и таблицы координат и яркости звезд. Всего ас-Суфи каталогизированы 1017 звезд. Автор произвел повторные измерения координат звезд, указал на некоторые ошибки «Альмагеста».

«Книга…» многократно переиздавалась.

Канон Ма‘суда

Каталог Аль-Бируни «Канон Ма‘суда по астрономии и звёздам», выпущен в 1030 году. Близок к стандартным зиджам. Основан на «Альмагесте» и «Каталоге неподвижных звёзд» ас-Суфи с выверкой и сравнением данных двух каталогов, дополненных собственными наблюдениями аль-Бируни.

Толедский зидж

Таблицы Аз-Заркали известные также как «Толеданы», а на Западе как «Канон Арзахеля в Толедских таблицах», поскольку стал основой Толедских таблиц.

Толедские таблицы

Толедские таблицы вышли в Толедо в 1080 году на арабском языке; компилятивная работа, выполненная группой толедских мусульманских астрономов под руководством аз-Заркали. Основаны на трудах аз-Заркали и его собственных наблюдениях, которые он вел с начала 1060 года, с включением элементов из зиджей аль-Хорезми, аль-Баттани и Альмагеста.

Переведены на латынь в XII веке и стали первым астрономическим каталогом, доступным европейцам, начиная с античности.

Маликшахов зидж

«Маликшахов зидж» Омара Хайяма включал небольшой каталог наиболее ярких звёзд. На ряду с астрономической информацией в каталоге содержалась и астрологическая.

Ильханский зидж

Каталог ярких звезд ат-Туси «Ильханский зидж». Включал всего 60 звезд с эклиптическими координатами (долгота в знаках Зодиака), указанием полушария, звездной величины и темперамента, что важно при составлении гороскопов.

Альфонсовы таблицы

Созданы по распоряжению короля Альфонса X Кастильского (Мудрого). По легенде, в работе, которая продолжалась 18 лет, принимало участие 50 ученых разных национальностей. Руководство осуществляли еврейские астрономы Исаак Бен Сид и Иегуда бен Моисей Коэн, финансировала проект королевская казна. Таблицы изданы в 1270 году.

Альфонсовы таблицы пришли на смену Толедским, в которых обнаружились неточности. В Альфонсовых таблицы не только исправлены ошибки предшествующих авторов, но и привлечены многочисленные новые источники на арабском языке, переведены, обработаны и включены в конечный текст.

Первоначально таблицы выходили в рукописном варианте и на национальном кастильском языке. Латинский перевод появился позже. Таблицы дополнялись, в 1321 году центр работ переместился в Париж, выходили новые редакции. Первое печатное издание вышло в 1483 году в Венеции, второе — 1491 году.

Альфонсовы таблицы оставались главным астрономическим каталогом Европы вплоть до выхода Рудольфовых таблиц Кеплера.

Новый Гурганский зидж

«Новый Гурганский зидж» («Зидж ас-Султани», «каталог Улугбека», «Новые астрономические таблицы») Улугбека разрабатывался в самаркандской обсерватории Улугбека под его потранажем, непосредственными руководителями проекта были последовательно Джем-шид Каши, Казы-заде Руми и Али Кушчи. «Гурганский зидж» включал каталог звезд на эпоху 1437 года, хотя возможно, первое издание вышло позже. Каталог основан на Альмагесте Птолемея с уточнениями по собственным наблюдениям и с дополнениями южных звезд по ас-Суфи. Наблюдения проводились на уникальном квадранте Улугбека.

Каталог включает 1018 звезд в 48 созвездиях с координатами и указанием блеска. Точность каталога достигает предельной для невооруженного глаза; стал лучшим каталогом до начала Нового времени, хотя распространялся не слишком быстро. Сначала переведен на персидский, затем на латинский и впервые в Европе издан в Оксфорде в 1665 году.

Южное звёздное небо

Каталог южного звёздного неба (Coelum australe stelliferum) создан Лакайлем по наблюдениям 1750–1754 годов на южной оконечности Афирики. Издан в 1763 году под полным названием Coelum australe stelliferum; seu Observationes ad construendum stellarum australium catalogum institutae, in Africa ad Caput Bonae-Spei — «Южное звёздное небо или замечания по созданию каталога южных звезд, созданные в Африке, на мысе Доброй Надежды», переизданный в отредактированном виде в Англии только через сто лет, в 1847 году.

Современные каталоги

Современные каталоги отличаются не только количеством объектов и точностью данных, но и специализацией. Помимо «обычных» астрометрических каталогов с координатами и яркостью звезд (а теперь и с их скоростью), появились каталоги переменных звезд, двойных звезд, а также других объектов — галактик, радиоисточников, экзопланет.

Я ограничусь «классическими» астрометрическими каталогами.

Некоторые из современных (то есть остающихся актуальными и использующихся в научных работах) звездных каталогов были составлены достаточно давно.

Каталог ярких звёзд

Bright Star Catalogue, также Йельский каталог (Yale Catalogue). Включает все зведы ярче 6.5m, то есть все звезды видимые невооруженным глазом, а также некоторые более слабые. В этом смысле он полон.

Первая редакция вышла в 1908 году, последняя пятая редакция опубликована в 1991 году. Основная часть включает 9110 объектов (из них 9096 звёзд и 14 первоначально принятых за звёзды, а потом было поздно). В дополнительной части — комментарии. Основная часть фиксирована и изменению не подлежит, но раздел комментариев может пополняться.

Объекты в каталоге обозначаются HR от Harvard Revised Photometry Catalogue , на котором основан Йельский нумерация по прямому восхождению.

Я использую Йельский каталог как базовый для обозначения звезд на сайте, поскольку он содержит все яркие звезды, а для истории дотелескопной астрономии большего и не нужно.

Боннское обозрение

Bonner Durchmusterung, включает несколько частей.

  • Основная часть (BD) составлялась в Германии во второй половине XIX века и включает звезды севернее -2° и ярче 9.5m. (325.037 объектов в текущей редакции, включая SBD)
  • Расширена Южным Боннским обозрением (Südliche Bonner Durchmusterung, SBD) до −23°. SBD включено в BD как составная часть.
  • Кордобское обозрение (Cordoba Durchmusterung, CD или CoD, Аргентина) включает звезды от −22°. (613.959 объектов в текущей редакции)
  • Капский обзор (Cape Photographic Durchmusterung, СР или CpD, ЮАР) завершает южную тему. Он глубже предыдущих по звездной величине, включает звезды южнее −22° и до 12 m. (454.877 объектов в текущей редакции).

Полный состав Боннского обозрения в текущей редакции — 1.393.873 объектов. (Все значения даны для редакции, актуальной на июнь 2017 года.)


Самые современные каталоги готовятся уже с помощью космических телескопов.

Hipparcos

Каталог Hipparcos (русская транскрипция пока, кажется, не используется) составлялся с использованием одноименного космического телескопа с 1989 по 1993 год (издан в 1998). Каталог содержит 118218 звезд предварительно составленного списка и полон до звездной величины 7.3 m. Содержит множество различных астрометрических и астрофизических параметров.

Tycho-1

В рамках той же наблюдательной программы был проведен расширенный поиск звезд. На его основе и привлечением других источников был составлен каталог Tycho-1, включающий 1.058.332 объектов до 11.5 m (полон на 99.9% до 10.0 m).

Tycho-2

Каталог Tycho-2 составлен в результате повторной обработки данных телескопа Hipparcos с включением данных 140 различных астрономических каталогов, выпущен в 2000 году. Включает 2.539.913 объектов, полон на 99% до 11.0 m.

Источник: www.astromyth.ru

Открытие двойных звезд

Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта Ричолли, астрономом из Италии. Правда, в то время не было сведений о том, есть ли физическая связь между звёздами в такой системе.

Некоторые учёные придерживались точки зрения о том, что двойные звёзды зависят от общей звёздной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительное расстояние, на котором невозможно установить связь. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерение годичного звёздного параллакса.

В 1804 году Вильям Гершель, который вёл свои наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звёзд. Гершель учёл противоречие гипотезы, попытавшись его разрешить, и к своему удивлению выяснил, что траектория каждой звезды имеет сложную эллиптическую форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода, как предполагалось.

Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы, именно поэтому результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных звёздных системах есть гравитационная связь.

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:

Каталог двойных звезд

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.

Каталог двойных звезд

Классификация двойных звезд

Физически двойные звезды можно разделить на два класса:

  • звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — разделенные двойные системы.
  • звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы. Их в свою очередь можно разделить на:
    • Полуразделенные, где только одна звезда заполняет свою полость Роша.
    • Контактные, где обе звезды заполняют свои полости Роша.

Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения:

Визуально-двойные звёзды

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

Каталог двойных звезд

Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа, расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким образом, визуально-двойные звезды — это в основном звезды окрестностей Солнца с очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между компонентами). Из-за большого периода проследить орбиту двойной можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет.

На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. У менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.

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.

Спекл-интерферометрические двойные звезды

Спекл-интерферометрия, наряду с адаптивной оптикой позволяет достичь дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды.

Каталог двойных звезд

То есть по сути своей, спекл-интерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы.

Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.

Астрометрические двойные звёзды

В случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность все равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах.

Каталог двойных звезд

Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую. Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов

Спектрально-двойные звёзды

Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется.

Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.

Если получен спектр второй компоненты, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра, то вторая — удаляется, и её линии сдвинуты в красную сторону, и наоборот.

Каталог двойных звезд

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда нужно рассмотреть другие возможные варианты. Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Но, строго говоря, не исключено, что будет обнаружена экзопланета.

Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения и эксцентриситет орбиты. Угол наклона орбиты к лучу зрения выяснить по этим данным невозможно. Поэтому о массе и расстоянии между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Как и для любого типа объектов, изучаемых астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный из них — «SB9» (от англ. Spectral Binaries). На данный момент в нём 2839 объектов.

Затменно-двойные звёзды

Каталог двойных звезд

Бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными.

Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Микролинзированные двойные

С помощью микролинзрования ищутся двойные звезды, где оба компонента маломассивные коричневые карлики.

Если на луче зрения между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект будет линзирован. Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, но в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтоб наблюдатель смог различить несколько изображений, в таком случае говорят о микролинзировании.

В случае, если гравирующее тело двойная звезда, то кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды.

Характерные примеры двойных звезд.

a Центавра

Каталог двойных звезд

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

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

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

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

Сириус

Каталог двойных звезд

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

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

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

Планеты у двойных звезд

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.

Каталог двойных звезд

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.

Считается, что из всех обнаруженных на сегодняшний день экзопланет около сотни вращаются вокруг систем двойных звезд.

Все помнят знаменитую планету Татуин из фильма Звёздные Войны, которая является родной для Люка Скайуокера. Из-за того, что эта планета вращается вокруг двух звёзд, она похожа на выжженный, песчаный мир.

В реальной жизни, благодаря обсерваториями, таким как космический телескоп “Кеплер”, мы знаем, что бинарная звёздная система действительно может обладать экзопланетами.

 Учёные-планетологи также установили,что такая планета может быть вполне гостеприимной, если расположена на правильном расстоянии от своих двух звёзд, и она не обязательно будет вся пустынная. Согласно новому исследованию,  в определённом диапазоне расстояний от двух светил, подобных Солнцу, может существовать планета с жидкой водой, способная сохранять как воду, так и пригодные условия для существования жизни в течение длительного времени.

Красивые двойные звезды для наблюдений в бинокль

Хороший астрономический бинокль — отличный инструмент для наблюдения звездного неба. Основная ценность его по сравнению с телескопом состоит в том, что бинокль дает широкое поле зрения. Некоторые объекты в телескоп толком не рассмотреть — они либо не помещаются целиком в окуляр, либо, занимая все поле зрения, теряют в эффектности.  На небе есть сотни двойных и переменных звезд, доступных для наблюдения в бинокли. Некоторые из двойных выглядят потрясающе красиво на фоне звездных полей Млечного Пути. Опять-таки, красоту эту могут оценить только пользователи широкоугольных инструментов. Вот некоторые из них:

1. Альбирео

Каталог двойных звезд

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)!

Наблюдать Альбирео можно летом и осенью по вечерам, а весной по утрам.

2. Альфа Гончих Псов

Каталог двойных звезд

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

Каталог двойных звезд

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!

4. Дельта Лиры

Каталог двойных звезд

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. Мицар и Алькор

Каталог двойных звезд

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.

6.Ню Дракона

Каталог двойных звезд

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.

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.

7. Дельта Цефея

Каталог двойных звезд

Немногие знают, что знаменитая переменная звезда дельта Цефея, ставшая прототипом целого класса переменных звезд-цефеид, имеет на небе оптический спутник. Бледно-голубая звездочка блеском 6,3m находится в 41″ от главной звезды. Визуально пара напоминает Альбирео, хотя контраст между компонентами не такой сильный (δ Цефея имеет бледно-желтый цвет).

Дельта Цефея хороша тем, что на территории России и сопредельных стран ее можно наблюдать круглый год.

Интересные факты

Каталог двойных звезд

  1. Примерно половина всех звезд в наблюдаемой Вселенной – двойные. Возможно, их даже больше, чем звезд-одиночек.
  2. В большинстве случаев оба компаньона системы двойной звезды имеют одинаковый возраст, но часто один компаньон превосходит другого массой и стадией эволюционного развития.
  3. Иногда в системах двойных звезд можно обнаружить нейтронную звезду или черную дыру.
  4. Двойные звезды могут обмениваться друг с другом своим веществом.
  5. Любители астрономии различают оптически двойные и физически двойные звездные системы. Первые – это просто звезды, находящиеся рядом на ночном небе. Вторые – настоящая двойная звездная система, где обе звезды-компаньоны вращаются вокруг общего центра масс.

Видео



Источник: asteropa.ru

Звездные имена и каталоги

     Звездные каталоги и Обозначения звёзд       Каталог звёздного неба

    В нашей Галактике более 100 млрд. звезд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звезд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01% всех звезд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звезд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.
     Как астрономы разбираются во множестве звезд, видимых на небе? Если звезда имеет достаточно красивое имя, например, Вега — тогда зачем для нее применяют еще и такие обозначения, как a Лиры, 3 Лиры, BD + 38°3238, HD 172167, BSC 7001, SAO 67174, PPM 81558, HIP 91262, GSC 3105 2070 и множество других? Можно ли придумать универсальную систему индивидуальных обозначений для небесных объектов, если их общее количество непрерывно растет с развитием наблюдательной техники? Наверняка нет. Как же все таки разобраться?
    Первый “Словарь наименований небесных объектов”, изданный в США (1983г), описывает более тысячи различных систем обозначений, используемых в настоящее время. Но  большинство из них применяется для идентификации слабых объектов, изучаемых профессионалами. Обычному любителю астрономии достаточно освоить лишь небольшую долю всех этих обозначений.
    В древности, когда люди только начинали изучать звезды, было достаточно придумать им собственные имена, например, Арктур, Альтаир или Альдебаран, которыми мы и сегодня пользуемся. Обычно это искаженные древнеарабские или древнегреческие слова, имевшие определенный смысл. Так, Арктур получился из “арктос” — медведь и “урус” — сторож…  В конце концов, количество собственных имен приблизилось к тысяче —  что уже  невозможно запомнить нормальному человеку. Каждый астроном знает, что обозначают имена Капелла, Сириус или Полярная, но далеко не каждый десятый сможет найти на небе Цельбальрай (b Змееносца) или Унук-Эльхайя (a Змеи), не говоря уже о более слабых звездах.
     355г  до н.э. Ши ШЭНЬ и Гань ГУН  (Китай) составили первый звёздный каталог из 800  звёзд 122 созвездий известных в Китае и для 120 определили эклиптические координаты. В угловых измерениях использовали астрономический посох и трикветр с диоптрами. По записям Ши Шэнь явствует, что астрология процветала в Китае, так как правление государя и министров связывали с движением Луны. К этому времени относится древнекитайская книга «Основы определения звёзд».
    280г  до н.э. АРИСТИЛЛ  и ТИМОХАРИС (3в до НЭ, Египет, Александрия) начав впервые систематическое наблюдение звездного неба, составляют первый в Европе звездный каталог относительно постоянных точек небосвода, впервые, как и в Древнем Риме, нанесли на карту звездного неба путь Солнца и запечатлели моменты пересечения небесного экватора в созвездиях Овна и Весы.
    134г до н.э. ГИППАРХ Родосский (190-125г, Никея, Др.Греция) астроном заметил новую, неизвестную звезду созвездие Скорпиона, делает вывод об изменчивости звёзд. Это послужило ему поводом для составления каталога звёзд и введения понятия звёздных величин. Считая, что чем ярче звёзды, тем они имеют больший размер. В  каталоге Гиппарха 125г до н.э. содержалось  1008 звезд 48 созвездий. В каталоге Гиппарха отмечено не только положение звёзд, то есть, иначе говоря, указаны их координаты, там же можно найти числа, впервые в истории астрономии характеризующие яркость звёзд.
    К 150г  Клавдий ПТОЛЕМЕЙ (87-165, Птолемаиды, Др. Рим ) работая в Александрии, повторяя и уточняя каталог Гиппарха, составил каталог на 1022 звезды 48 созвездий в эклиптической системе координат.
    В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И.Байера (1572–1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звезды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: a– ярчайшая звезда созвездия, b – вторая по блеску, и т.д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус – ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как a Canis Majoris, или сокращенно a CMa; Алголь – вторая по яркости звезда в Персее обозначается как b Persei, или b Per. К сожалению, букв в греческом алфавите всего 24, поэтому в некоторых созвездиях с большим количеством видимых звезд приходилось прибегать к различным ухищрениям — от простой дополнительной цифровой нумерации или использования латинских букв до применения одного греческого символа с несколькими цифровыми индексами. Так, целых 6 звездочек, входящих в рисунок щита Ориона, обозначаются как p1… p6 Ориона. А в расположенном неподалеку созвездии Эридана можно насчитать сразу 9 звезд Тау!
     Около 1712 года английский придворный астроном Джон Флэмстид (1646–1719), первый Королевский астроном Англии, ввел систему обозначения звезд, не связанную с их блеском — начал просто нумеровать звезды в каждом созвездии с запада на восток в порядке роста их прямого восхождения — неплохая подсказка при поиске звезды на небе. Например, 5 Змеи должна быть чуть восточнее, чем 4 Змеи и немного к западу от 6 Змеи, а вся троица — недалеко от западной границы созвездия. Всего были пронумерованы 2682 звезды, из которых больше всего (140) пришлось на созвездие Тельца. К сожалению, никто не продолжил подобную работу для звезд южного неба, поэтому в каталог Флэмстида попали только те светила, которые можно было наблюдать из Англии.
     Хуже всего этому изданию пришлось в 1930 году, когда были установлены и утверждены новые, современные границы созвездий, в результате чего некоторые звезды поменяли свои “квартиры”. И сегодня мы вынуждены лицезреть, например, 30 Змеи в Весах, а 49 Змеи — в Геркулесе. Более того, некоторые звезды со временем меняют свою “прописку” еще и за счет собственных движений. Так, к началу 1990-х годов весьма заметная звезда r Орла (4.9m) перебралась через эту условную границу и обосновалась в соседнем Дельфине. Это была первая звезда из каталога Байера, оказавшаяся в другом созвездии. Второй подобный переход совершит через 400 лет g Резца (3.8m). Хорошо еще, что таких звезд немного.
    К XIX столетию телескопы показывали звезды уже сотнями тысяч, и каждая из них требовала своего собственного обозначения. В 1859 году немецкий астроном Ф. В. A. Аргеландер (1799–1875), работавший в Боннской обсерватории, начал измерять положения звезд с помощью 3-дюймового рефрактора, чтобы создать гигантский каталог — Боннское обозрение (Bonner Durchmusterung, сокращенно BD), в который в конечном итоге вошло 325037 звезд до 9.5 величины. Аргеландер и его преемники разделили небо на тонкие полосы в 1° склонения, кольцами окружавшие северный небесный полюс — от северного полюса до склонения 2°. Звезды внутри каждой полосы были пронумерованы в порядке возрастания их прямых восхождений; созвездия игнорировались. Таким образом, обозначение Веги BD +38°3238 означает, что в этом каталоге, она была 3238-й по счету звездой от 0ч прямого восхождения в зоне между склонением +38° и +39°.
    Более позднее расширение к югу (SBD или SD) продолжило начатые наблюдения до склонения –23° и добавило к списку еще 137 834 звезды, составил немецкий астроном Э. Шенфельд (1828–1891). Завершением всей работы вплоть до южного небесного полюса стало Кордобское обозрение (Cordoba Durchmusterung, CD или CoD), увеличившее число объектов каталога еще на 613959 звезд, а также Капский фотографический обзор (Cape Photographic Durchmusterung, СР). В общей сложности полный каталог охватил более миллиона звезд до 10-й величины и оставался основным рабочим инструментом астрономов на протяжении почти целого столетия. И до сих пор ссылки на эти обзоры встречаются довольно часто. Однако звездные величины в этих каталогах являются ненадежными по современным стандартам. Чаще всего это были просто быстрые визуальные оценки. К тому же, измеренные координаты звезд в них относятся к прошлому веку и требуют пересчета на настоящее время.
    Следующим большим и широко используемым звездным каталогом, появившимся после Боннского обозрения, был Каталог звездных спектров Генри Дрейпера (Henry Draper Catalog, HD), создан американским астрономом Э. Кэннон (1863–1941) в Гарварде в начале века и изданный с 1918 по 1924 годы. Он включает 225300 звезд, пронумерованных в простом порядке возрастания их прямых восхождений. Более поздние добавления были опубликованы как расширения к нему (Henry Draper Extention, HDE). Отметим, что любая звезда с обозначением HD или HDE подразумевает наличие измеренного спектра.
    Спектры самых ярких звезд допускали детальное изучение, и поэтому в те же годы в Гарварде появился еще один каталог: Пересмотренная (ревизованная) Гардварская фотометрия 1908г (Revised Harvard Photometry, HR), который обеспечивал точные значения блеска для 9110 звезд до 6.5 величины. Именно он стал основой для более современного Йельского каталога ярких звезд (Catalogue of Bright Star, BSC), широко используемого для получения различной информации о светилах, доступных невооруженному глазу.
     Значительно больше звезд в каталоге Карта неба (Carte du ciel, или Astrographic Catalogue), содержащем положения нескольких миллионов звезд на 44 000 фотопластинок, полученных в обсерваториях всего мира. Весьма удобная система нумерации звезд пришла из Смитсонианской астрофизической обсерватории, каталог которой (Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog, SAO) в 1966 году был издан опять же в Гарварде. В нем даны высокоточные положения для 258997 звезд до 9-й величины и слабее. Звезды пронумерованы по прямому восхождению внутри 10-градусных полос склонения от точки севера к южному полюсу. Вместе с одноименным атласом этот каталог стал основным в работе астрономов начала космической эры, и видимо поэтому ссылки на звезды SAO до сих пор очень часто встречаются в астрономической периодике.
    Еще более полным и точным стал астрометрический каталог положений и собственных движений 326518 звезд, получивший аббревиатуру РРМ (Positions and Proper Motions). Вышедшее тремя частями — северной (1988), южной (1993) и дополнением из 90 тысяч звезд (1994), это замечательное издание так и не успело почить на лаврах славы. Благодаря успешной деятельности астрометрического спутника “Гиппарх” Европейского космического агентства, в прошлом году увидели свет еще более прецизионные каталоги “Тихо” (TYC) и “Гиппарх” (Hipparcos Catalogue, HIP) 1997 года. Отсутствие атмосферных искажений позволило получить наиболее точные на сегодняшний день данные о более чем 1 млн. звезд до 10.5, а иногда и до 11.5 звездной величины. Каталог Hipparcos (Перриман и др., 1997) является одним из наиболее точных массовых каталогов положений, собственных движений и параллаксов звезд. Обработка материала работы астрономического спутника HIPPARCOS (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite) работавшего в 1989-1993гг (37 месяцев) привела к созданию двух каталогов: Hipparcos, содержащего информацию о 118 218 звезд с точностью положений и параллаксов на уровне 1 mas и каталога Tycho, содержащего уже свыше 1 млн. звезд, с точностью измерения тех же параметров до 25 mas.
     Продолжающаяся революция в развитии приемного оборудования требовала резкого увеличения числа опорных звезд на небе, а широкое распространение и рост мощностей ЭВМ позволили подойти к этой проблеме с новой стороны. Так, подготовка к запуску на орбиту Космического телескопа им. Хаббла привела к созданию уникального по объему каталога (Hubble Guide Star Catalog, GSC), работа над которым велась специальными и добровольными организациями в течение почти 8 лет! Его нормальный объем занимает два компакт-диска и вряд ли в мире есть хоть одна полная печатная версия этого издания. В GSC приведены координаты и звездные величины почти для 19 миллионов объектов до 14-й, а иногда и 15-й звездной величины! Около 15 миллионов из этого гигантского количества объектов являются звездами; почти все остальные — маленькие, слабые галактики.  Абсолютное большинство объектов каталога GSC очень слабы и никогда не наблюдались человеческим глазом — все они измерялись автоматически с фотопластинок. Однако и яркие звезды не были обделены вниманием. Так Вега получила еще одно свое имя — GSC 3105 2070. Первые четыре цифры определяют одну из 9537 маленьких областей, на которые было разбито небо, а последние четыре дают номер объекта внутри этой области.
    Долгая и упорная работа по продвижению вглубь, к более далеким и, как следствие, обычно более слабым звездам, привела недавно к появлению просто фантастически гигантского каталога, подготовленного обсерваторией ВМС США (US Naval Observatory, USNO-A1.0). Благодаря созданию достаточно совершенных автоматических сканирующих устройств, стало возможным извлечь залежи информации из огромного количества фотографий неба, накопленных в архивах разных обсерваторий, основу которых составила знаменитая Паломарская коллекция. Десять компакт-дисков каталога USNO с трудом вмещают информацию о 500 миллионах (!!!) объектов вплоть до 21-й величины в красных и немного менее — в синих лучах! Яркие объекты не сканировались, поэтому это издание более пригодно для профессиональных, глубоких обзоров. Например звезда U1275 14056848 в созвездии Лебедя, которая имеет блеск 12.3m в красных и только 17.3m в синих… Но информация о всех его объектах доступна с компьютера Европейского космического агентства.
     Существует множество специальных каталогов. Например, звезды с измеренными собственными движениями собраны в Общем каталоге (General Catalogue, GC) и в Йельских зонных каталогах (Yale Zone Catalogues). Есть каталоги звезд с измеренными лучевыми скоростями, звезд с переменным блеском, каталоги двойных звезд. Самые слабые звезды не занесены в каталоги, но их можно найти на фотографических картах неба и определить их координаты и блеск относительно более ярких звезд. Самый полный фотографический атлас, покрывающий все небо, – это Паломарский обзор (Palomar Survey), на картах которого видны звезды до 21-й звездной величины.

Переменные звезды

     Еще до изобретения телескопа внимательные наблюдатели обнаружили изменения блеска у некоторых светил. А с появлением астрофотографии число переменных звезд стало стремительно расти. Для их идентификации немецкий астроном Аргеландер придумал свою специальную систему. Он начал обозначать первую найденную в созвездии переменную звезду буквой R с добавлением имени созвездия. Следующая переменная именовалась S и так далее до Z. После Z шли RR, RS, и так до RZ, затем SS…SZ, вплоть до ZZ (если звезда была ярка и уже имела греческий символ по каталогу Байера, ничего нового не предпринималось).
     Постепенно в некоторых созвездиях и эти комбинации были исчерпаны. После ZZ астрономы решили идти к AA, AB, и до AZ (исключая J, которая очень похожа на I), далее от BB до BZ, и до QZ, заполняя неиспользованные ранее комбинации. Но даже этих 334 обозначений оказалось недостаточно для идентификации переменных в некоторых созвездиях. Поэтому астрономы решили, что начиная с 335-й переменной звезды, они просто будут обозначаться латинским символом V (от variable — переменная) и порядковым номером, вплоть до бесконечности. Разумное решение, потому что сегодня на небе запросто можно найти, например, V4200 Стрельца…
     Среди самых полных источников информации о переменных звездах можно выделить 4-е издание “Общего каталога переменных звезд”, вышедшее в 1985 году усилиями коллектива ученых Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга. В нем содержится полная информация о типах переменности, амплитудах и периодах изменения блеска для 28450 звезд, открытых и обозначенных до 1982 года.
Отличным дополнением к этому трехтомнику является другое издание этих же авторов – “Каталог звезд заподозренных в переменности”. В нем перечислено 14812 “подозрительных” звезд, которые еще не получили общепринятые обозначения как переменные к 1980 году. С тех пор многие из них подверглись изучению, в том числе с привлечением любителей астрономии, и перешли в разряд обычных переменных. Другие до сих пор ждут своих исследователей.

Двойные звезды

      Двойные звезды тоже издавна привлекали внимание наблюдателей и требовали особого подсчета. Известно множество авторов: В. и О.Струве — "STF и STT", С.Бернхем — "BU", Р.Эйткен — "А" (часто используется обозначение "АDS" — Aitken Double Star — с последующим номером в этом каталоге — см. пример на рис. в заголовке — ADS 11046), П.Мюллер — "MLR", П.Куто — "COU" и других, опубликовавших свои собственные списки таких объектов.  А на сегодняшний день одним из самых полных сборников является Вашингтонский каталог визуально-двойных звезд (Washington Catalog of Visual Double Stars, WDS). Впервые появившись в 1984 году, каталог насчитывал 73610 двойных звезд всего неба, для которых имелось хотя бы одно точное измерение, опубликованное до 1983 года. В 1996 году появилась обновленная версия WDS, в которой уже можно найти данные о 78100 двойных, открытых до 1995 года.

*********************************************************

WDS — Вашингтонский катлог визуальных двойных звезд (англ.) — ок. 6Mb
CCDM — Catalogue of Components of Double and Multiple Stars — Каталог компонентов двойных и кратных звезд — пожалуй самое исчерпывающее на сегодняшний день издание по теме (но и очень большое)
Catalogue of orbits and ephemerides of visual doule stars (2005) — 1545 орбиты для 1208 систем (827 сев. и 381 южн. — 1.6mb.txt)

mass.zip (16K) – каталог звездных масс. Автор А.Н.Беликов (1995, Bull. Inf. CDS 47, 9). Каталог включает массы компонент двойных звезд, которые были опубликованы на протяжении 1969-1988 гг. Все массы определялись прямыми динамическими методами. Документация в архиве.

parallax.zip (448K) – общий каталог тригонометрических параллаксов (1991). Содержит данные о 8573 звездах. Полная документация в архиве.

ppm.zip (2.71M) – входной каталог миссии Hipparcos, содержит 114 257 звезд. Для чтения можно воспользоваться модулем ppm.pas.

ppm.zip (11.5M) – крупнейший фотографический каталог положений и собственных движений звезд. Каталог записан в бинарном виде, для чтения воспользуйтесь модулем ppm.pas. Каталог включает 326518 звезд включая 11m.

acrs.zip (10.1M) – фотографический каталог (E. Corbin and S. Urban, 1991) положений и собственных движений звезд в фундаментальых системах FK4 и FK5, являющийся компиляцией большого числа фотографических каталогов. Для построения ACRS использовалось 1 643 783 положений. Каталог состоит из двух частей. Первая часть содержит 250 052 звезды со средней ошибкой 0.47 "/100 лет. Вторая часть содержит 70 159 звезд с менее точными данными. В архиве приведена полная документация.

fricke.zip (22K) – каталог из 512 звезд с самой длительной историей наблюдения, содержит собственные движения в системах каталогов GC, FK3, N30, FK4 и FK5. По этому каталогу была определна постоянная прецессии МАС 1976 г. Каталог в текстовом формате, прочитать его можно следующим модулем, написанном на языке паскаль – fricke.pas

gc.zip (1.85M) – каталог положений и собственных движений 33 342 звезд на эпоху 1950.0. Каталог GC долгое время являлся самым массовым и единственно пригодным для звездно-астрономических исследований до появления каталогов PPM, ACRS, HIC в конце XX века. К сожалению, из-за методики его построения собственным движениям и положениям присущи большие систематические ошибки. Тем не менее по каталогу GC было выполнено большое число работ в области звездной кинематики. В архиве находится полное описание. Для чтения каталога можно использовать следующий модуль на языке паскаль – gc.pas

n30.zip (185K) — каталог N30 (Морган, 1952), содержащий положения и собственные движения на эпоху 1950.0 5 268 стандартных звезд, первоначально был составлен для помощи в редукции наблюдений планет. В его состав входят частично даже наблюдения XIX века. Окончательный каталог был сформирован по причине того, что имеющиеся в то время фундаментальные каталоги (FK3, GC) имели среднюю эпоху наблюдений 1900 и за 50 прошедших лет их точность сильно упала из-за накапливающегося влияния ошибок в собственных движениях.

fk4.zip (42K) – 1535 фундаментальных звезд (Fricke and Kopff 1963). Фундаментальный каталог

fk5.zip (310K) – Фундаментальный каталог FK5 в текстовом формате. Содержит 4652 звезд, первые 1535 звезд являются звездами Basic FK5. Вы можете воспользоваться модулем чтения каталога fk5.pas, написанным на языке Borland Pascal 7.0. Для работы модуля fk5.pas, а также других модулей могут понадобиться: MathI.pas – модуль математических подпрограмм и AstrI.pas – модуль астрономических подпрограмм.

fk6-1.zip (209K) – FK6 (Part I) является комбинацией результатов миссии HIPPARCOS и наземных наблюдений, собранных в течение двух веков, итогом которых был каталог FK5. Часть I каталога FK6 (FK6[I]) содержит 878 основных фундаментальных звезды с прямым решением (direct solution).

fk6-3.zip (385K) – FK6 (Part III) содержит 3272 звезды. В качестве первой эпохи использовались расширение FK5 для ярких звезд (735 звезд), остающиеся звезды из основного каталога FK5 (Sup 732) и расширение звезд FK5 на слабые звезды (1805 звезд). Из части III было также выбрано 1828 объектов в качестве "астрометрически превосходных звезд".

hiparcos.zip (4.9M) – усеченная версия (содержатся только звезды, для которых определены собственные движения) каталога HIPPARCOS в бинарном формате. Для чтения каталога необходимо пользоваться прилагаемыми модулями: hip.pas – модуль чтения каталога, написанный на языке Borland Pascal 7.0, hipparcos.f90 – модуль чтения каталога, написанный на языке Fortran-90 (MS FPS 5.0).

Источник: www.astro.websib.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.