Виды двойных звезд


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

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

Двойные звёзды


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.by

Классификационные особенности

С физической точки зрения, рассматриваемые двойные звёзды могут быть разделены на 2 категории.

  1. Звёзды, между которыми массовые обменные реакции невозможны. Они являются разделёнными.
  2. Звёзды, между которыми наблюдался, наблюдается или будет наблюдаться массовый обмен. Они могут быть разделёнными наполовину или контактными.

Разделение по категориям осуществляется и в зависимости от способа наблюдения. Двойные звёзды могут быть выделены спектральные, астрономические, визуальные, затменные системы двойного типа.

Тесная двойная система, система KOI-256, состоящая из красного и белого карликов. Иллюстрация NASA.
Тесная двойная система, система KOI-256, состоящая из красного и белого карликов. Иллюстрация NASA.

Визуальные

Двойные звёзды, которые наблюдаются раздельно, называются видимыми объектами. Возможность их видимости определяется разрешающей опцией телескопа, а также дистанцией до космических объектов. Они обладают большим по продолжительности периодом обращения, поэтому отслеживание орбиты допустимо исключительно спустя несколько десятков лет. В настоящее время из сотен тысяч объектов выделить орбиту можно только в сотнях единиц.


Спекл-интерферометрические

Как и адаптивная оптика, данное направление способствует достижению максимального значения дифракционного предела разрешения. А это способствует обнаружить двойные звёзды без проблем. Представители данной группы также являются двойными. Но если в случае с первой группой требуется получение двух отдельных изображений (для наблюдения), то в ситуации со второй категорией приходится обеспечивать анализ спекл-интерферограмм.

Астрономические

Говоря о первой группе, по небу можно заметить перемещение двух объектов одновременно. Но если представить, что один из двух элементов является незаметным, двойственность может быть обнаружена в любом случае (при изменении положения второго объекта на небе). В этой ситуации речь ведётся об астрономических-двойных звёздах. Если имеют место высокоточные наблюдения, двойственность может быть определена посредством фиксации движения. Представители этой группы на практике используются для определения массовых значений коричневых карликов.


B Cyq - бета Лебедя. Альбирео. Звездная пара в созвездии Лебедя. Голубоватый спутник, который в 200 раз ярче Солнце, вращается вокруг желтой звезды, превосходящая Солнце по яркости в 1000 раз
B Cyq — бета Лебедя. Альбирео. Звездная пара в созвездии Лебедя. Голубоватый спутник, который в 200 раз ярче Солнце, вращается вокруг желтой звезды, превосходящая Солнце по яркости в 1000 раз

Спектральные

Такими звёздами называют светила, двойственность которых может быть обнаружена посредством использования спектральных аналитических исследований. Для этого наблюдения организуются на протяжении нескольких ночей. Если происходит смещение линий спектра с течением времени, это говорит об изменении скорости источника. Причин тому может быть несколько:

  • переменный характер светила;
  • присутствие у него плотной оболочки, которая появилась вследствие вспышки сверхновой звезды.

Имея спектроскопические сведения, не составит труда определить массы компонентов. Наряду с этим, можно запросто определить дистанции между ними, выявить период обращения, орбитальный эксцентриситет. Что касается угла, который имеет наклон орбиты, определить его на основании этих сведений невозможно.


Затменно-двойные

Нередко случается такое, что орбитальная плоскость имеет наклон к лучу зрения, и он является небольшим. В итоге можно наблюдать, что орбиты располагаются будто бы ребром. В рамках подобной системы двойные звёзды будут, затмевать друг друга. Это приведёт к изменению блеска пары.

Мицар и Алькор. Мицар справа - двойная звезда. Слева - спутник Алькор. Между ними всего один световой год
Мицар и Алькор. Мицар справа — двойная звезда. Слева — спутник Алькор. Между ними всего один световой год

Микролинзированные

Если луч зрения, образованный между светилом и человеком, который за ним наблюдает, содержит тело, обладающее мощным полем гравитации, объект входит в данную категорию. Если бы поле было чрезмерно сильным, наблюдалось бы одновременно несколько звёздных изображений. Однако в случае с галактическими объектами поле является не настолько сильным, чтобы наблюдателю было доступно делать различия между несколькими изображениями.


Если в качестве гравирующего тела выступает двойные звёзды, кривая блеска, образуемая в процессе прохождения вдоль луча зрения, заметно отличается от одиночного светила. За счёт микролинзирования осуществляется поиск двойных звёзд, в рамках которых оба компонента являются недостаточно массивными и именуются коричневыми карликами.

Теория происхождения и версия эволюции

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

Также посредством него должны объясняться следующие общеизвестные факты:

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

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

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

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

Историческая справка об открытии и изучении

Первым человеком, который выдвинул гипотезу о существовании двойных звёзд, является Джон Мичелл. В 1767 г. произошло его выступление в рамках Королевского общества. В процессе рассказа он сделал предположение, что многие двойные звёзды действительно могут иметь между собой серьёзную взаимосвязь. Детальные доказательства этой версии были представлены Уильямом Гершелем, что произошло в 1802 году. Наряду с этим проводилось ещё несколько исследований, которые привели к большому количеству значимых открытий.

Источник: CosmosPlanet.ru

Общие сведения


Если посмотреть в ночное небо через телескоп, то в Космосе обнаружатся двойные звёзды. В 18 веке астрономы поняли о возможности существования двух звёзд в одной звёздной системе.

До этого звёзды могли быть только одиночками, несмотря на кажущееся близкое расположение. В настоящее время определено, от 30% до 50% звёздных систем состоят из двух и более звёзд.

Двойные звёзды по-другому называют бинарными. Одна бинарная звёздная система видна невооружённым взглядом. Человечеству стала известной ещё несколько тысяч лет назад — Мицар и Алькор. Расположены в изгибе ручки ковша созвездии Большой Медведицы.

Однако в 2009 с помощью точных измерительных телескопов астрономы узнали: Мицар и Алькор представляют собой звёздную систему из 6 звёзд. Двойная Алькор А, двойная Алькор В и двойная Мицар.

В 99% случаях двойные звёзды рождаются вместе из одного облака газа, звёздной колыбели. Вместо одной глыбы 2 массивных куска преобразуются в протозвёзды. После, под действием высоких температур и давления, запускается термоядерная реакция с превращением водорода в гелий. Тем самым рождаются 2 звезды.

Виды бинарных звёзд

Если двойная звезда видна с помощью телескопа, то она относится к визуально-двойной звезде. Наличие такого вида очень важно. Наблюдая долго за какой-нибудь визуально-двойной звездой, можно определить орбиты движения двух звёзд вокруг общего центра масс.

Зная расстояние до Земли, получаются данные размеров, их масс, уровень яркости. То есть визуально-двойная звезда становится научной площадкой для исследований.

Если две звезды расположены слишком близко друг к другу, то с помощью оптических телескопов их не различить. Будут казаться одной. Тогда на помощь уже в 19 веке пришла спектроскопия.

Когда одна из двух звёзд приближается к Земле, свет смещается в сторону ультрафиолетового спектра, когда отдаляется, то смещение происходит в красную сторону (эффект Доплера). По полученным данным двух звёзд определяется их наличие. Такую бинарную систему называют спектрально — двойные звёзды.

Третий тип двойных звёзд: затменно-двойные звёзды. Метод обнаружения называется транзитным. Чтобы понять транзитный метод, достаточно представить солнечное затмение, возникающее при прохождении Луной мимо солнечного диска.

В этот момент Луна блокирует часть солнечного света, падающего на Землю. Когда одна звезда перекрывает другую, суммарный световой поток в меньших концентрациях долетает до Земли. По этим отклонениям доказывается наличие бинарной звезды. Причём узнаются размеры звёзд, их массы, периоды и конечно же, расстояние до Земли.

Существуют ещё астрометрически-двойные звёзды. Когда одна из двух звёзд ещё не определяется с помощью современных приборов. Но она оказывает гравитационное возмущение на вторую звезду, искажая траекторию.

Понравилась статья, подписывайтесь на канал, ставьте лайк, делитесь информацией в социальных сетях. Дальше будет интереснее!

Источник: zen.yandex.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.