Двойные звезды в картинках и фотографиях. Какие звездные системы существуют

Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения, можно выделить визуальные , спектральные , затменные , астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звёзды

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

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, 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 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.

Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую [прояснить ] . 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.

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 обнаружена экзопланета . Чтобы это выяснить, надо вычислить функцию масс , по которой можно судить о минимальной массе невидимого второго компонента и, соответственно, о том, чем он является - планетой, звездой или даже чёрной дырой .

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 [когда? ] в нём 2839 объектов.

Затменно-двойные звёзды

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

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, чтобы наблюдатель смог различить несколько изображений, и в таком случае говорят о микролинзировании . В случае, если гравирующее тело - двойная звезда, кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды .

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

Явления и феномены, связанные с двойными звёздами

Парадокс Алголя

Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами А. Г. Масевич и П. П. Паренаго , обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более. Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный компонент должен проэволюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.

Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д. Кроуфордом. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается .

Обмен массами между звёздами

Рассмотрим приближение тесной двойной системы (носящие имя приближения Роша ):

Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
Компоненты вращаются синхронно.
Орбита круговая

Тогда для компонентов M 1 и M 2 с суммой больших полуосей a=a 1 +a 2 введем систему координат, синхронную с орбитальным вращением ТДС. Центр отсчета находится в центре звезды M 1 , ось X направлена от M 1 к M 2 , а ось Z - вдоль вектора вращения. Тогда запишем потенциал, связанный с гравитационными полями компонентов и центробежной силой :

Φ = − G M 1 r 1 − G M 2 r 2 − 1 2 ω 2 [ (x − μ a) 2 + y 2 ] {\displaystyle \Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\left[(x-\mu a)^{2}+y^{2}\right]} ,

где r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2) , а ω - частота вращения по орбите компонентов. Используя третий закон Кеплера , потенциал Роша можно переписать следующим образом:

Φ = − 1 2 ω 2 a 2 Ω R {\displaystyle \Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}} ,

где безразмерный потенциал:

Ω R = 2 (1 + q) (r 1 / a) + 2 (1 + q) (r 2 / a) + (x − μ a) 2 + y 2 a 2 {\displaystyle \Omega _{R}={\frac {2}{(1+q)(r_{1}/a)}}+{\frac {2}{(1+q)(r_{2}/a)}}+{\frac {(x-\mu a)^{2}+y^{2}}{a^{2}}}} ,

где q = M 2 /M 1

Эквипотенциали находятся из уравнения Φ(x,y,z)=const . Вблизи центров звёзд они мало отличаются от сферических, но по мере удаления отклонения от сферической симметрии становятся сильнее. В итоге обе поверхности смыкаются в точке Лагранжа L 1 . Это означает, что потенциальный барьер в этой точке равен 0, и частицы с поверхности звезды, находящие вблизи этой точки, способны перейти внутрь полости Роша соседней звезды, вследствие теплового хаотического движения .

Новые

Рентгеновские двойные

Симбиотические звезды

Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окруженных общей туманностью. Для них характерны сложные спектры , где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п. Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки , во время которых их блеск увеличивается на две-три звёздных величины.

Симбиотические звёзды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звёздных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1-100 лет.

Барстеры

Сверхновые типа Ia

Происхождение и эволюция

Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо - это сжатие молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости . Также удалось установить функцию распределения начальных масс . Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять следующие известные факты :

Частота двойных. В среднем она составляет 50 %, но различна для звёзд разных спектральных классов. Для О-звёзд это порядка 70 %, для звёзд типа Солнца (спектральный класс G) это близко к 50 %, а для спектрального класса M около 30 %.
Распределение периода.
Эксцентриситет у двойных звёзд может принимать любое значение 0
Соотношение масс. Распределение соотношения масс q= M 1 / M 2 является самым сложным для измерения, так как влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2

На данный момент нет окончательного понимания, какие именно надо вносить модификации, и какие факторы и механизмы играют здесь решающую роль. Все предложенные на данный момент теории можно поделить по тому, какой механизм формирования в них используется :

Теории с промежуточным ядром
Теории с промежуточным диском
Динамические теории

Теории с промежуточным ядром

Самый многочисленный класс теорий. В них формирование идет за счёт быстрого или раннего разделение протооблака.

Самая ранняя из них считает, что в ходе коллапсирования из-за различного рода нестабильностей облако распадается на локальные джинсовские массы, растущие до тех пор, пока наименьшая из них перестанет быть оптически прозрачной и более не может эффективно охлаждаться. Но при этом расчетная функция масс звёзд не совпадает с наблюдаемой.

Ещё одна из ранних теорий предполагала размножение коллапсирующих ядер, вследствие деформации в различные эллиптические фигуры.

Современные же теории рассматриваемого типа считают, что основная причина фрагментации - рост внутренней энергии и энергии вращения по мере сжатия облака .

Теории с промежуточным диском

В теориях с динамическим диском образование происходит в ходе фрагментации протозвёздного диска, то есть гораздо позднее, чем в теориях с промежуточным ядром. Для этого необходим довольно массивный диск, восприимчивый к гравитационным нестабильностям, и газ которого эффективно охлаждается. Тогда могут возникнуть несколько компаньонов, лежащих в одной плоскости, которые аккрецируют газ из родительского диска.

В последнее время количество компьютерных расчетов подобных теорий сильно увеличилось. В рамках подобного подхода хорошо объясняется происхождение тесных двойных систем, а также иерархических систем различной кратности.

Динамические теории

Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе динамических процессов, спровоцированных соревновательной аккрецией. В данном сценарии предполагается, что молекулярное облако из-за различного рода турбуленций внутри него формирует сгустки приблизительно джинсовской массы. Эти сгустки, взаимодействуя между собой, соревнуются за вещество исходного облака. В таких условиях хорошо работает как уже упомянутая модель с промежуточным диском, так и иные механизмы, речь о которых пойдет ниже. Вдобавок динамическое трение протозвёзд с окружающим газом сближает компоненты.

В качестве одного из механизмов, работающего в данных условиях, предлагается комбинация фрагментации с промежуточным ядром и динамической гипотезы. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звёзд в звёздных скоплениях. Однако на данный момент механизм фрагментации точно не описан.

Другой механизм предполагает рост сечения гравитационного взаимодействия у диска до тех пор, пока не будет захвачена близлежащая звезда. Хотя такой механизм вполне подходит для массивных звёзд, но совершенно не годится для маломассивных и вряд ли является доминирующим при образовании двойных звёзд .

Экзопланеты в двойных системах

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звёзд значительно превышает число планет найденных в звёздных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64 .

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит :

Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов (например OGLE-2013-BLG-0341LB b). Таковых 57.
К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b и Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится :

Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от 0,01 до 10 M J (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0,1 до 10 M J
Планеты в широких системах всегда одиночные
Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0,925 и e = 0,935.

Важные особенности процессов формирования

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звёзд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а. е.), то в двойных звёзд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяжённость протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращения время жизни протопланетного диска Для широких двойных, как и для одиночных время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет. Одна для систем с разделением < 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Планетозимальный сценарий образования

Несовместные сценарии образования

Существуют сценарии в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

Один из таких сценариев - захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Астрономические данные и их анализ

Кривые блеска

В случае, когда двойная звезда является затменной, то становится возможным построить зависимость интегрального блеска от времени. Переменность блеска на этой кривой будет зависеть от :

Самих затмений
Эффектов элипсоидальности.
Эффектов отражения, а вернее переработки излучения одной звезды в атмосфере другой.

Однако анализ только самих затмений, когда компоненты сферически симметричны и отсутствуют эффекты отражения, сводится к решению следующей системы уравнений :

1 − l 1 (Δ) = ∬ S (Δ) I a (ξ) I c (ρ) d σ {\displaystyle 1-l_{1}(\Delta)=\iint \limits _{S(\Delta)}I_{a}(\xi)I_{c}(\rho)d\sigma }

1 − l 2 (Δ) = ∬ S (Δ) I c (ξ) I a (ρ) d σ {\displaystyle 1-l_{2}(\Delta)=\iint \limits _{S(\Delta)}I_{c}(\xi)I_{a}(\rho)d\sigma }

∫ 0 r ξ c I c (ξ) 2 π ξ d ξ + ∫ 0 r ρ c I c (ρ) 2 π ρ d ρ = 1 {\displaystyle \int \limits _{0}^{r_{\xi c}}I_{c}(\xi)2\pi \xi d\xi +\int \limits _{0}^{r_{\rho c}}I_{c}(\rho)2\pi \rho d\rho =1}

где ξ, ρ - полярные расстояния на диске первой и второй звезды, I a - функция поглощения излучения одной звезды атмосферой другой, I c - функция яркости площадок dσ у различных компонентов, Δ - область перекрытия, r ξc ,r ρc - полные радиусы первой и второй звезды.

Решение этой системы без априорных предположений невозможно. Ровно как и анализ более сложных случаев с элипсоидальной формой компонентов и эффектами отражения, существенных в различных вариантах тесных двойных систем. Поэтому все современные способы анализа кривых блеска тем или иным образом вводят модельные предположения, параметры которых находят путём другого рода наблюдений .

Кривые лучевых скоростей

Если двойная звезда наблюдается спектроскопически, то есть является спектроскопической двойной звездой, то можно построить зависимость изменения лучевых скоростей компонентов от времени. Если предположить, что орбита круговая, то можно записать следующее :

V s = V 0 s i n (i) = 2 π P a s i n (i) {\displaystyle V_{s}=V_{0}sin(i)={\frac {2\pi }{P}}asin(i)} ,

где V s - лучевая скорость компонента, i - наклонение орбиты к лучу зрения, P - период, a - радиус орбиты компонента. Теперь, если в эту формулу подставить третий закон Кеплера, имеем:

V s = 2 π P M s M s + M 2 s i n (i) {\displaystyle V_{s}={\frac {2\pi }{P}}{\frac {M_{s}}{M_{s}+M_{2}}}sin(i)} ,

где M s - масса исследуемого компонента, M 2 - масса второго компонента. Таким образом, наблюдая оба компонента можно определить соотношение масс звёзд, составляющих двойную. Если повторно использовать третий закон Кеплера, то последние приводится к следующему:

F (M 2) = P V s 1 2 π G {\displaystyle f(M_{2})={\frac {PV_{s1}}{2\pi G}}} ,

где G -гравитационная постоянна, а f(M 2) - функция масс звезды и по определению равна:

F (M 2) ≡ (M 2 s i n (i)) 3 (M 1 + M 2) 2 {\displaystyle f(M_{2})\equiv {\frac {(M_{2}sin(i))^{3}}{(M_{1}+M_{2})^{2}}}} .

В случае, если орбита не круговая, а имеет эксцентриситет, то можно показать, что для функции масса орбитальный период P должен быть домножен на фактор (1 − e 2) 3 / 2 {\displaystyle (1-e^{2})^{3/2}} .

Если второй компонент не наблюдается, то функция f(M 2) служит нижним пределом его массы.

Стоит отметить, что изучая только кривые лучевых скоростей невозможно определить все параметры двойной системы, всегда будет присутствовать неопределённость в виде неизвестного угла наклонения орбиты .

Определение масс компонентов

Практически всегда гравитационное взаимодействие между двумя звёздами описывается с достаточной точностью законами Ньютона и законами Кеплера , являющимися следствием законов Ньютона. Но для описания двойных пульсаров (см. пульсар Тейлора-Халса) приходится привлекать ОТО . Изучая наблюдательные проявления релятивистских эффектов, можно ещё раз проверить точность теории относительности.

Третий закон Кеплера связывает период обращения с расстоянием между компонентами и массой системы:

P = 2 π a 3 G (M 1 + M 2) {\displaystyle P=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{G(M_{1}+M_{2})}}}} ,

где P {\displaystyle P} - период обращения, a {\displaystyle a} - большая полуось системы, M 1 {\displaystyle M_{1}} и M 2 {\displaystyle M_{2}} - массы компонентов, G {\displaystyle G} -

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.

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.

Двойные звезды или как их еще называют двойные системы — это две звезды, связанные между собой гравитационно и обращающиеся по замкнутым орбитам эллиптической формы вокруг общего центра масс. Также они по эллипсам движутся относительно друг друга. Такие две звезды притягивают друг друга. Компоненты двойной системы притягиваются с гораздо большей силой, чем с любыми другими звездами. Существуют также кратные системы. В них число звезд равно трем и более. Однако их движение в отличии от двойных звезд не устойчиво. В таких системах можно выделить двойную систему и вращающуюся вокруг этой пары третью звезду. Системы из четырех звезд чаще всего содержат две пары двойных подсистем. В качестве кратной тройной системы можно назвать ближайшую к нам Альфа Центавра с третьим компонентом Проксима Центавра. Это ближайшая к Солнцу звездная система Ригель Кентаврус. Кратной системой служит расположенная в 4,3 световых годах от Солнца Альфа Центавра (Ригиль Кентаврус). Третьей ее звездой является ближайшая к Солнцу Проксима Центавра, небольшой вспыхивающий красный карлик.

Еще одним примером сложной кратной системы является звезда В Ориона из Трапеции Ориона. В1 и В2 видятся в небольшой телескоп четырехкратной и трехкратной системой. Более мощный телескоп позволяет рассмотреть еще большее количество звезд.

Обычно компоненты звездной пары отличаются по силе свечения и яркая затмевает более тусклую. Такие пары трудно различимы и называются астрометрически двойными. К этому типу до недавнего времени относили Сириус. Однако позже мощные телескопы позволили разглядеть ранее не видимый спутник Сириус В. После этого эту пару причислили к визуально двойным.

Плоскость обращения некоторых двойных звезд обращена как бы ребром к нам. В таких системах звезды периодически перекрывают друг друга и меняется их блеск. Это затменно-двойные системы, а звезды, входящие в них называют затменно-переменными. Первой известной человечеству такой звездой стала Алголь из созвездия Персея.

Еще одним типом двойных звезд являются спектрально двойные системы. Об их двойственности судят по спектру звезды если в нем периодически заметны смещения линий поглощения или заметна двойственность линий.

Существуют нетесные пары с огромным расстоянием между компонентами. Они живут по законам одиночных звезд и не представляют особого интереса. Это оптические двойные звезды которые по сути двойными не являются. Таким примером может служить видный невооруженным взглядом Мицар из Большой Медведицы и Алькор. На самом деле они находятся на огромном расстоянии друг от друга и не являются двойной системой. Гораздо интереснее судьба тесных двойных звезд. Такие звездные пары в процессе эволюции способны обмениваться веществом.

Двойные звезды рождаются из единой газопылевой туманности одновременно. Каждая такая пара имеет одинаковый возраст, но очень часто компоненты пары значительно отличаются по массе. Звезды с большей массой живут как бы быстрее своих более мелких аналогов. То есть такие звезды в процессе эволюции обгоняют своих сверстников. Одна звезда из пары увеличивается и превращается в гиганта. При этом происходит процесс перетекания вещества с более крупной звезды на более мелкую. И рано или поздно масса меньшей может стать больше той, что первоначально была более тяжелой. Таким образом получаются две звезды одного возраста у одной из которых в центре продолжается процесс синтеза гелия из водорода, а в более легкой уже образовалось гелиевое ядро. Это уникальный случай, свойственный только двойным звездам и не реальный для обычных одиночных звезд.Это несоответствие возраста звезд в их массой получило название парадокс Алголя. Название было дано в честь затменно-двойной. В настоящее время еще в одной звездной паре происходит обмен массами. Это звезда Бета Лиры.

Какое-то время вещество с крупной раздувшейся звезды образует вокруг меньшей вращающийся диск и только потом попадает непосредственно на нее, оседая из-за силы трения.Это так называемый процесс аккреции. Вращающийся диск по аналогии называют аккреционным. Более массивная звезда быстро эволюционирует. Водород с ее внешних слоев перетекает на вторую звезду пары и первая вскоре образует лишь гелиевое ядро и называется белым карликом. Таким образом в двойных системах происходит смена ролей: первоначально массивная становится более мелкой и наоборот. Но и это еще не все. Далее все опять происходит в обратном направлении — большая начинает отдавать набранное назад своей соседке.

Если первой звездой является белый карлик, то при втором обмене на поверхности могут происходить яркие вспышки. Этот процесс мы называем новыми звездами. Если со второй звезды перетечет слишком много вещества на железный белый карлик, то может произойти очень мощная вспышка сверхновой. Фактически это взрыв белого карлика. В результате двойная система может распасться. Так если бы спутник Сириуса, а он является белым карликом был к Сириусу ближе, то мы смогли бы наблюдать вспышку новой. Сириус бы разгорался перед нами до такой степени, что его свечение могло бы достигнуть количеству света, равному десяти полных лун. Потом в течении года свечение Сириуса постепенно приходило бы в норму.

Однако и без такого бурного процесса двойная звезда может стать переменной. Такой системой является карликовая новая U Близнецов. Аккреционный диск вокруг белого карлика не стабилен и может стать причиной длящихся до нескольких суток кратковременных вспышек. В это время происходит скачкообразное увеличение силы свечения то есть блеска звезды на 2-6 звездных величин. Процесс эволюции в конце концов может привести к расширению второй звезды. Это приведет к перемешиванию материала обеих звезд и их звездные ядра окажутся окружены газовым шаром.

Массу - одну из важнейших физических характеристик звезд - можно определить только по ее воздействию на движение других тел. Такими другими телами являются спутники некоторых звезд, обращающихся с ними вокруг общего центра масс.

Если посмотреть на гамму Б. Медведицы, вторую звезду с конца «ручки» ее «ковша», то при нормальном зрении вы увидите совсем близко от нее вторую слабую звездочку. Ее заметили еще древние арабы и назвали Алькор (Всадник). Яркой звезде они дали название Мицар. Их можно назвать двойной звездой. Мицар и Алькор отстоят друг от друга на 11". В бинокль таких звездных пар можно найти немало. Так, эпсилон Лиры состоит из двух одинаковых звезд 4-й звездной величины с расстоянием между ними 5".

Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп (а в редких случаях и невооруженным глазом), эпсилонЛиры визуально-четверная звезда. Системы, состоящие из трех или более звезд, называются кратными.

Многие из визуально-двойных звезд оказываются оптически-двойными, т. е. близость таких двух звезд является результатом случайной проекции их на небо. В пространстве они_далеки друг от друга. В течение многолетних наблюдений можно убедиться, что одна из звезд проходит мимо другой по прямому направлению с постоянной скоростью.

Иногда постепенно выясняется, что более слабая звезда-спутник обращается вокруг более яркой звезды. Систематически меняются расстояния между ними и направление линии, их соединяющей. Такие звезды называются физическими двойными.

Самый короткий из известных периодов обращения визуально-двойных звезд - 5 лет. Изучены пары с периодами обращения в десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат в будущем. Ближайшая к нам звезда a Центавра является двойной. Период обращения ее составляющих (компонентов)-70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и температуре сходны с Солнцем.

Двойные звезды в телескоп нередко представляют собой красивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой. Вообразите себе богатство красок на планете, обращающейся вокруг одной из пары звезд, где на небе сияет то красное Солнце, то голубое, то оба вместе.

Если луч нашего зрения лежит почти в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, то звезды такой пары будут поочередно загораживать друг друга. Во время затмений общий блеск пары, компонентов которой мы по отдельности не видим, будет ослабевать. В остальное же время в промежутках между затмениями он будет постоянным и тем дольше, чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой и сам дает мало света, когда яркая звезда затмевает его, суммарный блеск системы будет уменьшаться мало.

Минимумы блеска затменно-двойных звезд происходят при движении их компонентов поперек луча зрения. Анализ кривой изменения блеска с течением времени позволяет установить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд. Таким образом, затменно- двойные звезды, наблюдаемые также и в качестве спектрально-двойных, являются наиболее хорошо изученными системами.

Затменно-двойные звезды называются еще алголями по названию синего типичного представителя бетты Персея. Древние арабы назвали его Алголем (испорченное эль гуль, что значит «дьявол»). Возможно, что они заметили его странное поведение: в течение 2 дн 11 ч блеск Алголя постоянен, затем за 5 часов он ослабевает от 2, 3 до 3, 5 звездной величины, а затем за 5 ч блеск его возвращается к прежнему значению.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголей в основном короткие - около нескольких суток. В общей сложности двойственность звезд очень распространенное явление. До 30% звезд, вероятно, двойные.

Получение разнообразных данных об отдельных звездах и. их системах из анализа спектрально-двойных и затменно-двойных звезд можно назвать примерами «астрономии невидимого».

Двойная система из О-звёзд в представлении художника

Двойная звезда, или двойная система - система из двух гравитационно связанных , обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды - весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд принадлежит к двойным системам.

Измерив период обращения и расстояние между звёздами, иногда можно определить массы компонентов системы. Этот метод практически не требует дополнительных модельных предположений, и поэтому является одним из главных методов определения масс в астрофизике. По этой причине двойные системы, компонентами которых являются или , представляют большой интерес для астрофизики.

Классификация

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.

Визуально-двойные звёзды

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 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.

Спекл-интерферометрические двойные звезды

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

Поведение астрометрическо-двойной на небе.

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 разных спектральных классов.

Спектрально-двойные звёзды

Условный пример раздвоения и смещения линий в спектрах спектрально-двойных звёзд.

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 обнаружена . Чтобы это выяснить, надо вычислить функцию масс, по которой можно судить о минимальной массе невидимого второго компонента и, соответственно, о том, чем он является - , звездой или даже чёрной дырой.

Затменно-двойные звёзды

Микролинзированные двойные

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.

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

Явления и феномены, связанные с двойными звёздами

Парадокс Алголя

Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами А. Г. Масевичем и П. П. Паренаго, обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более. Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный компонент должен проэвоэлюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.

Обмен массами между звёздами

Сечение поверхностей равного потенциала в модели Роша в орбитальной плоскости двойной системы

Рассмотрим приближение тесной двойной системы (носящие имя приближения Роша ):

Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
Компоненты вращаются синхронно.
Орбита круговая

Тогда, для компонентов M 1 и M 2 , с суммой больших полуосей a=a 1 +a 2 , введем систему координат, синхронную с орбитальным вращением ТДС. Центр отсчета находится в центре звезды M 1 , а ось X направлена от M 1 к M 2 и ось Z направлена вдоль вектора вращения. Тогда запишем потенциал, связанный с гравитационными полями компонентов и центробежной силой:

где r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2) , а ω - частота вращения по орбите компонентов. Используя третий закон Кеплера, потенциал Роша можно переписать следующим образом:

где безразмерный потенциал:

где q = M 2 /M 1

Эквипотенциали находятся из уравнения Φ(x,y,z)=const . Вблизи центров звёзд они мало отличаются от сферических, но по мере удаления отклонения от сферической симметрии становится сильнее. В итоге обе поверхности смыкаются в точке Лагранжа L 1 . Это означает, что потенциальный барьер в этой точке равен 0, и частицы с поверхности звезды, находящие вблизи этой точки, способны перейти внутрь полости Роша соседней звезды, вследствие теплового хаотического движения.

Симбиотические звезды

Взаимодействующие двойные системы, состоящие из и , окруженных общей туманностью. Для них характерны сложные спектры, где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п. Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки, во время которых их блеск увеличивается на две-три звёздных величины.

Происхождение и эволюция

Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо - это сжатие из-за гравитационной неустойчивости. Также удалось установить функцию распределения начальных масс. Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять следующие известные факты:

Частота двойных. В среднем она составляет 50 %, но различна для звёзд разных спектральных классов. Для О-звёзд это порядка 70 %, для звёзд типа Солнца (спектральный класс G) это близко к 50 %, а для спектрального класс M около 30 %.
Распределение периода.
Эксцентриситет у двойных звёзд может принимать любое значение 0
Соотношение масс. Распределение соотношения масс q= M 1 / M 2 является самым сложным для измерения, так как влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2

Теории с промежуточным ядром
Теории с промежуточным диском
Динамические теории

Теории с промежуточным ядром

Теории с промежуточным диском

Динамические теории

Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе динамических процессов, спровоцированных соревновательной аккрецией. В данном сценарии предполагается, что молекулярное облако из-за различного рода турбуленций внутри него формирует сгустки приблизительно джинсовской массы. Эти сгустки, взаимодействуя между собой, соревнуются за вещество исходного облака. В таких условиях хорошо работает как уже упомянутая модель с промежуточным диском, так и иные механизмы, речь о которых пойдет ниже. Вдобавок динамическое трение с окружающим газом сближает компоненты.

В качестве одного из механизмов, работающего в данных условиях, предлагается комбинация фрагментации с промежуточным ядром и динамической гипотезы. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звёзд в . Однако на данный момент механизм фрагментации точно не описан.

Экзопланеты в двойных системах

Экзопланета, находящаяся в двойной системе Kepler-47 глазами художника.

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит:

Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов (например OGLE-2013-BLG-0341LB b). Таковых 57.
К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b и Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится:

Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 ., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от 0.01 до 10 M J (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0.1 до 10 M J
Планеты в широких системах всегда одиночные
Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0.925 и e = 0.935.

Важные особенности процессов формирования

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звёзд может тянуться вплоть до (30-50 а. е.), то в двойных звёзд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяженность протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Планетозимальный сценарий образования

Несовместные сценарии образования

Один из таких сценариев - захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Астрономические данные и их анализ

Кривые блеска

Самих затмений

Эффектов элипсоидальности.

Эффектов отражения, а вернее переработки излучения одной звезды в атмосфере другой.

Однако, анализ только самих затмений, когда компоненты сферически симметричны и отсутствует эффекты отражения, сводится к решению следующей системы уравнений:

Кривые лучевых скоростей

Если двойная звезда наблюдается спектроскопически, то есть является спектроскопической двойной звездой. То можно построить зависимость изменения лучевых скоростей компонентов от времени. Если предположить, что орбита круговая, то можно записать следующее:

где V s - лучевая скорость компонента, i - наклонение орбиты к лучу зрения, P - период, a - радиус орбиты компонента. Теперь, если в эту формулу подставить третий закон Кеплера имеем:

где G -гравитационная постоянна, а f(M 2) - функция масс звезды и по определению равна:

В случае, если орбита не круговая, а имеет эксцентриситет, то можно показать, что для функции масса орбитальный период P должен быть домножен на фактор .

Если второй компонент не наблюдается, то функция f(M 2) служит нижним пределом его массы.

Определение масс компонентов

Практически всегда гравитационное взаимодействие между двумя звёздами описывается с достаточной точностью законами Ньютона и законами Кеплера, являющимися следствием законов Ньютона. Но для описания двойных пульсаров приходится привлекать ОТО. Изучая наблюдательные проявления релятивистских эффектов, можно ещё раз проверить точность теории относительности.

Третий закон Кеплера связывает период обращения с расстоянием между компонентами и массой системы:

где - период обращения, - большая полуось системы, и - массы компонентов, - гравитационная постоянная. Для визуально-двойной системы есть возможность определить орбиты обоих компонентов, рассчитать период и полуось, а также отношение масс. Но часто о двойственности системы можно судить только по спектральным данным (спектрально-двойные). По движению спектральных линий можно определить лучевые скорости одного компонента, а в редких случаях и сразу двух компонентов. Если известна лучевая скорость только одного компонента, то полную информацию о массах получить нельзя, но можно построить функцию масс и определить верхнюю границу массы второго компонента, а значит сказать, может ли он являться чёрной дырой или нейтронной звездой.

История открытия и изучения

Первым выдвинул идею о существовании двойных звёзд Джон Мичелл (Reverend John Michell). На выступлении в Королевском обществе в 1767 году он предположил, что многие звезды, видимые как двойные, действительно могут быть физически связаны. Наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы сэром Уильямом Гершелем в 1802.