Двойные звезды в космосе

Двойные звезды

Двойные звезды в космосе

Общие характеристики. Изучая звездное небо, можно заметить, что есть много звезд, расположенных близко друг от друга. На самом деле большинство из них разнесены в пространстве на большие расстояния и только проектируются на близкие точки небесной сферы. Такие звезды называют оптически двойными.
В отличие от них физическими двойными или кратными называются системы звезд, которые под действием сил взаимного притяжения вращаются вокруг общего центра масс.
Кратные системы насчитывают от двух до десяти компонентов. По их большего количества говорят о звездное скопление.
В Галактике около половины зрение объединены в кратные системы. Если компоненты кратной звезды видны в телескоп порознь, то ее называют визуальной кратной звездой.

 

Компоненты двойных звезд движутся согласно законам Кеплера: обе звезды описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты вокруг общего центра масс. А потому определение периода вращения визуально-двойных звезд по известной расстояния до них позволяет определить их массы.
Иногда разница звездных величин компонентов так велика, что увидеть близкий спутник рядом с яркой звездой очень трудно, если не невозможно. И все же и в этом случае можно обнаружить двойственность. Вместо равномерного прямолинейного движения небосводу яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, ибо по прямой движется только центр массы системы. Такие отклонения будут тем больше, чем больше масса невидимого спутника.
В наше время известны десятки тысяч визуально-двойных звезд. Главную звезду в кратной системе обозначают буквой А, спутник - буквой В, если есть третий компонент - буквой С и т.д..
Типичной кратной звездой является а Кентавра (Талиман), которую с территории Украины не видно. В этой системе две звезды спектрального класса G2 и К5 вращаются вокруг общего центра масс за 80,1 года в 25 а. о., а третий компонент - холодный красный карлик класса M - движется вокруг них на расстоянии 50 000 а. о. с периодом в 10 000 лет. В современную эпоху эта маленькая звезда - Проксима - находится к нам ближе.
Затменно-двойные звезды. Плоскости, в которых двойные звезды обращаются вокруг общего центра масс, ориентированные произвольно относительно центра Галактики. Известно свыше 3 000 систем, для которых Земля находится в плоскости их взаимного движения или недалеко от нее. В этих случаях наблюдаются периодические затмения одного компонента другим. Звезды, видимая величина которых ритмически изменяется вследствие затмения одного компонента другим, называются затменных-двойными или затменных-переменными.
Момент времени, когда система имеет наименьшую видимую звездную величину (наибольшую яркость), назван эпохой масимуму, а наибольшее - эпохой минимума. Разность звездных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой, промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами - периодом затменных-переменной. Звезда, имеет большую светимость - главная, слабее - ее спутник.
Затменных-переменные звезды делятся на несколько групп или типов.
Самые известные среди них - звезды типа А л гол я (B Персея). их представитель - звезда Алголь (с арабского - «дьявольская»), которая сначала сохраняет почти неизменный блеск 2,2 m, потом за 5 часов постепенно ослабевает до 3,4 m, а впоследствии за такое же время увеличивает свою яркость до первоначального блеска. Продолжительность периода Алголя. Изменение блеска Алголя T = 2 суток 20 ч 49 мин.
3. Спектрально-двойные звезды. В спектрах таких звезд наблюдается периодическое раздвоение спектральных линий относительно среднего положения. Вследствие эффекта Допплера-Физо наибольшей величины раздвоение достигает при максимальной лучевой скорости компонентов: одного - в направлении к наблюдателю (линии отклоняются в фиолетовый сторону спектра), а другой - от него (линии отклоняются в красный сторону спектра). Лучевая скорость звезды - это составляющая ее движения вдоль луча зрения наблюдателя. Звезды, двойственность которых можно установить только с помощью спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными.
При наличии очень слабого компонента в спектре будут наблюдаться линии только главной звезды. Раздвоение линий не будет, но будет периодическое колебание их относительно среднего положения. Таким методом, который называется методом лучевых скоростей, можно определять наличие в системе невидимых спутников, к которым относятся и планеты. В последние годы, используя этот метод, астрономы открыли около пяти десятков планет у звезд в радиусе 200 св. г.
4. Тесные двойные системы. Пары звезд, расстояния между которыми соизмеримы с их размерами, называют тесными двойными системами. При этом существенную роль играют приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретают эллипсоидальной формы, образуя направленные друг к другу приливные горбы вроде лунных приливов в океанах Земли. Иногда звезды в двойной системе расположены так тесно, что могут даже соприкасаться между собой. За тесного расположения зрение ускорение силы тяжести на поверхности, повернутой к «соседки», значительно уменьшается и может упасть до нуля. Тогда частицы газа начинают принадлежать
не отдельному компоненту, а системе в целом. Начинается процесс обмена веществом между звездами. Если одна звезда расширяется, превращаясь в красного гиганта, то ее вещество начинает свободно перетекать на второй компонент, образуя вокруг нее широкий диск. Вещество в диске тормозится, нагревается, начинает светиться, и наконец оседает из внутренней части диска на поверхность «соседки», увеличивая ее массу и температуру.