Двойные звезды

 

Звезды на небесном теле существуют в виде скоплений, ассоциаций, а не как единичные тела. Звездные скопления могут быть усеяны звездами очень густо или нет.
Между звездами могут существовать и более тесные связи, речь идет о двойных звездах, или о двойных системах, как их называют астрономы. В паре звезд эволюция одной непосредственно влияет и на вторую.

 

Открытие

 

Открытие двойных звезд, в настоящее время их именно так называют, стало одним из первых открытий, осуществленных при помощи астрономического бинокля. Первой парой этого типа звезд стала Мицар из созвездий Большой Медведицы. Открытие сделал итальянский астроном Риччоли. Учитывая огромное количество звезд во Вселенной, ученые пришли к выводу, что Мицар среди них не единственная двойная система, и оказались правы, вскоре наблюдения подтвердили эту гипотезу. В 1804 г. известный астроном Вильям Гершель, посвятивший 24 года научным наблюдениям, опубликовал каталог, содержащий описание примерно 700 двойных звезд. Вначале ученые не знали точно, связаны ли физически друг с другом компоненты двойной системы.

 

Маленький компонент "высасывает" газ из большой звезды.

 

Некоторые светлые умы полагали, что на двойные звезды действует звездная ассоциация в целом, тем более в паре блеск составляющих был неодинаков. В связи с этим создавалось впечатление, что они находятся не рядом. Для выяснения истинного положения дел было необходимо измерить параллактические смещения звезд. Этим и занялся Гершель. К величайшему удивлению, параллактическое смещение одной звезды по отношению к другой при измерении дало неожиданный результат. Гершель заметил, что вместо симметрического колебания с периодом в 6 месяцев каждая звезда следует по сложному эллипсоидному пути. В соответствии с законами небесной механики два тела, связанных силой притяжения, двигаются по эллиптической орбите. Наблюдения Гершеля подтвердили тезис о том, что двойные звезды связанны физически, т.е. силами тяготения.

 

Классификация двойных звезд

 

Различают три основных класса двойных звезд: визуально-двойные, двойные фотометрические и спектрально-двойственные. Эта классификация не отражает в полной мере внутренние различия классов, но дает представление о звездной ассоциации.

 

Двойственность визуально-двойных звезд хорошо видна в телескопе по мере их движения. В настоящее время идентифицировано около 70 000 визуально-двойных звезд, но только у 1% из них была точно определена орбита.

 

Такая цифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды могут составлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить путь по орбите – очень кропотливый труд, требующий проведения многочисленных расчетов и наблюдений из разных обсерваторий. Очень часто ученые располагают лишь фрагментами движения по орбите, остальной путь они восстанавливают дедуктивным методом, используя имеющиеся данные. Следует иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена к лучу зрения. В таком случае воссозданная орбита (видимая) будет значительно отличаться от истинной. Разумеется, если расчеты были проведены с большой точностью, можно вычислить истинную орбиту системы двойных звезд, используя первые два закона Кеплера.

 

Если определена истинная орбита, известны период обращения и угловое расстояние между двумя звездами, можно, применив третий закон Кеплера, определить сумму масс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас при этом тоже должно быть известно.

 

Двойные фотометрические звезды

 

О двойственности этой системы звезд можно судить лишь по периодическим колебаниям блеска. При движении такие звезды попеременно загораживают (затмевают) друг друга. Их также называют “затменно – двойные звезды”. У этих звезд плоскости орбит близки к направлению луча зрения. Чем большую площадь занимает затмение, тем более выражен блеск. Если проанализировать кривую блеска двойных фотометрических звезд, можно определить наклон орбитальной плоскости.

 

С помощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы. Если зафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два снижения (минимума). Период времени, за который фиксируются три последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному периоду.

 

Периоды двойных фотометрических звезд значительно короче по сравнению с периодами визуально – двойных звезд и составляют срок несколько часов или несколько дней.

 

Спектрально-двойственные звезды

 

С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи телескопа как визуально двойные звезды. Двойные звезды, определяемые с помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально – двойственными. Не все двойные звезды являются спектральными. Два компонента двойных звезд могут отдаляться и приближаться в радиальном направлении.

 

 

Наблюдения свидетельствуют о том, что двойные звезды встречаются в основном в нашей Галактике. Сложно определить процентное соотношение двойных и одинарных звезд. Если действовать методом вычитания и из всего звездного населения вычесть число идентифицированных двойных звезд, можно сделать вывод, что они составляют меньшинство. Этот вывод может быть ошибочным. В астрономии есть понятие “эффект отбора”. Для определения двойственности звезд надо идентифицировать их основные характеристики. Для этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложно определить двойные звезды. Например, визуально двойные звезды не всегда можно увидеть на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние между компонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксировать фотометрические и спектрально-двойственные звезды, их блеск должен быть достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного измерения длины волн в спектральных линиях.

 

Число звезд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так велико.

 

По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойственные звезды составляют от 30 до 70% звездного населения.

 

Смотрите также:

 
Переменные звезды

Согласно концепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и постоянными. Но эта теория перетерпела значительные изменения с появлением в XVII в. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся в течении последующих веков, продемонстрировали, что в действительности кажущееся постоянство небесных тел объясняется отсутствием техники...

 
 
Новые звезды

Переменные взрывные звезды состоят из белого карлика и звезды Главной последовательности, как Солнце, или постпоследовательности, как красный гигант. Обе звезды следуют по узкой орбите с периодичностью в несколько часов. Они находятся на близком расстоянии друг от друга, в связи с чем они тесно взаимодействуют и вызывают эффектные явления...

 
 
Рассеянные скопления

Рассеянные звездные скопления найти не сложно. Их называют галактическими скоплениями. Речь идет об образованиях, включающих от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд, большая часть которых видна невооруженным глазом. Звездные скопления предстают перед наблюдателем как участок неба, густо усеянный звездами...

 



Фазы Луны


Благодарность сайту

Мы вам помогли? Скажите спасибо