Двойные и кратные звезды

СРОП

«Двойные и кратные звезды»

Зырянов Роман

Двойная звезда представляет собой систему, состоящую из двух объектов (звезд), связанных между собой гравитационными силами.

Обе звезды, входящие в систему, вращаются вокруг общего центра их масс. Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики. Например, звезда А может иметь большую массу или размер, чем звезда В.

Двойные звезды помечают латинскими буквами традиционно. Обычно буквой «А» помечают более яркого и массивного компаньона. Буквой «В» — менее яркую и массивную звезду.

Ярким примером системы двойной звезды выступает ближайшая к нам звездная система – Альфа Центавра А и В. Она представляет собой целостную систему из двух звезд.

Классификация

Астрономами было уже давно обнаружено, что двойные звезды могут отличаться по типу своего происхождения, физическим параметрам и прочим характеристикам. По этой причине ученые предложили классифицировать эти объекты небесной сферы.

Условно двойные звезды разделяют на два типа:

1)                звезды, между которыми не происходит обмена масс,

2)                звезды, между которыми он происходит, происходил или будет происходить в будущем.

Последние, в свою очередь, подразделяются на:

ü контактные 

ü полуразделенные.

Помимо представленной выше классификации, двойные звезды можно разделить по способу их наблюдения.

Так, существуют:

a)               астрометрические

b)              затемненные

c)               спектральные 

d)              визуальные двойные звезды

Методы обнаружения двойных звезд

Астрометрические двойные звезды обнаруживаются на небе путем наблюдения изменений и нелинейности движения видимого объекта системы. Таким способом часто астрономы обнаруживают коричневые карлики, которые иными путями зафиксировать не удается.

Затемненные двойные звезды можно обнаружить путем фиксации изменения блеска в паре звезд. Во время вращения звезды-компаньоны как бы затмевают друг друга, и за счет этого выдают себя, как двойная звезда.

Метод спектрального обнаружения двойной звезды заключается в измерении на протяжении нескольких ночей. Смещение линий спектра звезды на протяжении некоторого времени, большая разница между минимальной и максимальной скоростью звезды, изменение лучевых скоростей – все это может указать на то, что наблюдаемое нами небесное тело – двойная звезда.

Визуальный метод обнаружения двойных звезд самый простой. При помощи мощного телескопа мы можем обнаружить двойные звезды, которые удобны для визуального наблюдения и находятся на сравнительно недалеком от нас расстоянии.

Фотометрические спектральные двойные звезды

Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически совмещаются.

Эти звезды обнаруживают по явлениям затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. Астроном замечает это явление как падение яркости наблюдаемой звезды, которое происходит регулярно с поразительной точностью. Таким образом, фотометрические двойные звезды являются затменно-переменными звездами.

Астрономы интенсивно наблюдают их наряду с другими переменными звездами. В результате наблюдений определяют кривую блеска переменной звезды, отражающую изменение яркости звезды со временем, то есть зависимость вида m(t) .

Типичным представителем затменно-переменных звезд является звезда второй величины β Персея (Алголь), которая регулярно затмевается на 9 часов с периодом 2,86731 суток; падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3 звездной величины.

К настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.

Спектрально-двойные звезды, так же как и фотометрические двойные, представляют собой очень тесные пары, обращающиеся в плоскости, образующей с направлением луча зрения наблюдателя малый угол.

Спектрально-двойные звезды, как правило, не удается разделить на компоненты даже при использовании телескопов с самыми большими диаметрами, однако принадлежность системы к этому типу двойных звезд легко обнаруживается при спектроскопических наблюдениях лучевых скоростей.

Оказалось, что линии в спектрах таких звезд регулярно смещаются или раздваиваются. Это свидетельствует о том, что наблюдаемая звезда состоит, по меньшей мере, из двух компонентов, обращающихся вокруг общего центра масс с большой скоростью. В результате наблюдений определяют кривые лучевых скоростей компонентов (иногда одной компоненты, более яркой), характеризующие периодические колебания их лучевых скоростей, а также период этих колебаний и амплитуды.

Типичным представителем спектрально-двойных звезд может служить звезда ζ Большой Медведицы, у которой наблюдаются спектры обеих компонент, период колебаний 10 дней, амплитуда около 50 км/с. Это первая исследованная спектрально-двойная звезда, открытая Э. Пиккерингом в 1888 году.

В настоящее время известно около 1500 спектрально-двойных звезд.

Тесные двойные системы

Среди множества двойных звезд особенно интересны самые близкие пары – тесные двойные системы – ТДС. В них звезды могут непосредственно взаимодействовать друг с другом.

Критерием «тесноты» двойной звездной системы является не расстояние между двумя компонентами, а степень взаимодействия между ними.

Например, два красных карлика с массами в 0,2 солнечной, вращающихся на расстоянии 1 а. е. друг от друга, не являются тесной системой, а две очень массивные звезды на такой же орбите будут ТДС (обычно расстояние между компонентами ТДС составляет около 10¹⁰ м, т.е. десятки радиусов Солнца). Два таких карлика будут жить независимо друг от друга, а сверхгиганты будут активно взаимодействовать друг с другом. Таким образом, в ТДС главное – степень взаимодействия звезд.

Скачано с www.znanio.ru