Двойные звезды - две звезды, объединённые силами тяготения и обращающиеся по эллиптическим (в частном случае - круговым) орбитам вокруг общего центра масс. Существуют также кратные физ. звёзды - тройные, четверные и т.д., но число их существенно меньше физ. Д. з. Если компоненты физ. Д. з. можно разглядеть непосредственно в телескоп или на фотографиях (получаемых для этой цели при помощи длиннофокусных астрографов), то её наз. визуально-двойной звездой. Тесные Д. з., двойственность к-рых не удаётся обнаружить даже в самые крупные телескопы, могут оказаться спектрально-двойными либо затменно-двойными (иначе - затменными переменными). Первые проявляют свою двойственность периодич. колебаниями или раздвоениями спектр. линий, вторые - периодич. изменениями суммарного блеска звёзд. В некоторых случаях можно установить двойственность методами интерферометрии, спекл-интерферометрии или путём скоростной регистрации покрытий звёзд Луной (фотометрич. кривые изменения блеска одиночной и двойной звёзд оказываются различными). К Д. з. относят также: астрометрические Д. з., обладающие тёмными спутниками (среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрических Д. з.); звёзды со сложными спектрами (сочетаниями двух различных спектров); широкие пары - звёзды с большим общим собств. движением (т.е. с большим угловым перемещением звезды по небесной сфере, выражаемым в секундах дуги в год). В пространстве компоненты могут быть разделены десятками тысяч а. е., а периоды обращения могут достигать неск. млн. лет. Фотометрическими Д. з. иногда наз. также двойные (кратные) системы, кратность к-рых выявляется методами многоцветной фотометрии звёзд на основе сопоставления её показателей цвета на двухцветных (многоцветных) диаграммах.
Рис. 20.1. Положение спутника (В) относительно звезды (A) определяется координатами: расстоянием между компонентами двойной звезды и позиционным углом .
Относит. число известных двойных (и кратных) звёзд неуклонно увеличивается; в настоящее время считают, что большая часть (возможно, больше 70%) звёзд объединена в системы большей или меньшей кратности; из числа известных Д. з. около 1/3 оказываются тройными или звёздами большей кратности. Известны шести- и семикратные звёзды. Большой интерес представляют Д. з., в состав к-рых входят физ. переменные звёзды (напр., новые звезды), пульсары и, возможно, черные дыры, т.к. в этом случае удаётся оценить массы этих объектов. 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 (более яркую) звезду с её спутником (рис. 20.1). Многолетние наблюдения могут обнаружить криволинейность траектории относительного движения спутника и дать возможность оценить периоды обращения.
Рис. 20.2. Видимая и истинная орбита двойной звезды. П - периастр, П' - проекция периастра, А - апоастр. А' - проекция апоастра. Отмечены видимые ( ) и истинные ® максимальные и минимальные расстояния от центра масс системы.
Число открытых визуально-двойных звёзд (включая широкие пары) превышает 60 тыс. Из них лишь 10 тыс. измерялись более или менее регулярно. У более 500 из них уже обнаружена кривизна пути, достаточная для того, чтобы пытаться определить форму относит. орбиты. Примерно для 150 Д. з. определены орбиты, т.е. по видимой траектории движения спутника вокруг главной звезды вычислены элементы истинной орбиты, указывающие форму и размеры орбиты, её пространств. ориентацию. По этим данным можно предвычислить положения спутника на орбите (рис. 20.2). Лишь орбиты 80 Д. з. можно считать определёнными достаточно надёжно, чтобы по ним пытаться определить массы звёзд - компонентов двойных. Применение третьего закона Кеплера к движению Д. з. с известными расстояниями до них даёт возможность (почти единственную) определить массы звёзд.
Рис. 20.3. Схема периодического раздвоения и смещения спектральных линий бальмеровской серии ( , и т.д.) звезды-спутника относительно тех же линий главной звезды в процессе орбитального движения (1, 2, 3, 4 - последовательные положения спутника и соответствующие им спектры, смещение линий спутника показано относительно линий главной звезды, принятых за неподвижные).
Изменения смещений или раздвоений спектр. линий спектрально-двойных звёзд позволяют определить лучевую скорость, являющуюся проекцией орбитальной скорости на луч зрения (рис. 20.3). Кривые лучевых скоростей (рис. 20.4) - одного компонента или обоих, если спутник не слишком отличается по блеску от главной звезды и в спектре видны и могут быть измерены линии обоих компонентов, - дают возможность вычислить элементы истинной орбиты (яркого компонента вокруг общего центра масс, либо более слабого компонента вокруг яркого, помещаемого в фокус относит, орбиты, либо, наконец, каждого компонента относительно центра масс системы, рис. 20.5). Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от 0,1084 суток ( Малой Медведицы) до 59,8 лет (визуально Д. з. Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка неск. суток. Всего открыто более 3000 спектрально-двойных звёзд, приблизительно для 1000 из них вычислены элементы орбит. Кривая блеска затменной Д. з. показывает периодич. уменьшения блеска - одно или два за период и постоянный блеск между минимумами (у звёзд типа Алголя) либо непрерывное его изменение (у звёзд типа Лиры или W Большой Медведицы, в последнем случае минимумы почти одинаковой глубины). Число открытых затменных Д. з. превышает 5 тыс.
Рис. 20.4. Влияние формы и ориентации орбиты на форму кривой лучевой скорости: 1 - круговая орбита; 2 - эксцентриситет орбиты е=- 0,5, долгота периастра ; 3 - эксцентриситет орбиты е=0,5, ; а, б, с, d - положения звезды-спутника и соответствующие им значения лучевой скорости.
Анализ кривых блеска даёт возможность определить не только элементы орбиты затменной Д. з., но и некоторые характеристики самих компонентов (форму, размеры, выраженные либо в долях большой полуоси орбиты, либо в километрах, если дополнительно имеются измерения лучевых скоростей). Высокая точность совр. фотоэлектрич. измерений блеска в ряде случаев даёт возможность выявить и учесть влияние на кривую блеска т.н. тонких эффектов, напр. потемнения к краю диска звезды, а также количественно выразить степень отклонения формы компонентов от шаровой для очень тесных двойных (типов Лиры и W Большой Медведицы). При заметной эксцентричности орбиты возможно обнаружение эффекта вращения линии апсид (т.е. линии, соединяющей периастр и апоастр), что может быть связано с существованием третьего, ещё не обнаруженного компонента системы, либо с заметным отличием формы звёзд от шаровой вследствие приливной деформации близких компонентов. Если один из компонентов затменной Д. з. - горячая звезда главной последовательности, а другой - сверхгигант, обладающий протяжённой атмосферой, то можно очень детально изучить строение и состав атмосферы сверхгиганта по изменениям в спектре затменной, когда сквозь атмосферу сверхгиганта во время затмения будет просвечивать горячая звезда. Линии поглощения будут изменяться по мере "погружения" горячей звезды в более плотные слои протяжённой атмосферы сверхгиганта. Примерами таких пар явл. Возничего (период 27 лет, из к-рых затмение длится ок. 2 лет!) и Возничего (период 972 сут, затмение длится ок. 40 сут).
Рис. 20.5. Периодическое изменение лучевых скоростей двух компонентов спектрально-двойной звезды Орла (сплошная кривая - лучевая скорость главной звезды, штриховая - звезды -спутника).
Данные о массах компонентов Д. з. неоценимы для установления статистич. зависимости между абс. болометрической величиной звезды и её массой (рис. 20.6) - зависимости, которая вытекает из совр. теории внутр. строения звёзд и источников энергии звёзд. Эта зависимость служит для определения масс одиночных звёзд по их светимостям (иначе, по их абс. болометрическим звёздным величинам Mбол).
Рис. 20.6. Зависимость масса-абсолютная болометрическая звёздная величина ( -Mбол) по данным о спектрально-двойных (крестики) и визуально-двойных (точки) звёздах. Три точки внизу, в стороне от остальных, - белые карлики - компоненты двойных. По оси абсцисс отложены в логарифмической шкале массы звезд, выраженные в единицах массы Солнца .
Хотя до сих пор нет полной ясности в вопросе о происхождении двойных и кратных звёзд, многочисл. исследованиями отвергнуты гипотеза деления в результате нарушения равновесия одиночной вращающейся звезды и гипотеза захвата одной звезды другою, теоретически возможного лишь вблизи третьей звезды, звёздного скопления или массивного газово-пылевого облака. Наиболее вероятно одноврем. образование кратной системы в общем процессе образования звёзд. Компоненты Д. з. (они имеют один и тот же возраст) представляют большой интерес для проверки теорий звёздной эволюции.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Двойные звезды» з дисципліни «Астрофізика»
