какие звезды называют затменно двойными
Двойные звезды
Двойные звезды – особенности наблюдения: что это такое с фото и видео, обнаружение, классификация, кратные и переменные, как и где искать в Большой Медведице.
Звезды на небосклоне зачастую формируют скопления, которые могут быть густыми или, напротив, рассеянными. Но иногда между звездами возникают и более прочные связи. И тогда принято говорить о двойных системах или двойных звездах. Также их называют кратными. В таких системах звезды оказывают друг на друга непосредственное влияние и эволюционируют всегда вместе. Примеры таких звезд (даже с наличием переменных) можно найти буквально в самых известных созвездиях, например, Большой Медведице.
Открытие двойных звезд
Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта астрономом из Италии Ричолли. Поскольку во Вселенной находится невероятное количество звезд, ученые решили, что Мицар не может быть единственной двойной системой. И их предположение оказалось полностью оправданным будущими наблюдениями.
Смещения линии в спектрах двойных звёзд
В 1804 году Вильям Гершель, знаменитый астроном, который вел научные наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звезд. Но и тогда не было сведений о том, есть ли физическая связь между звездами в такой системе.
Маленький компонент «высасывает» газ из большой звезды
Некоторые ученые придерживались точки зрения о том, что двойные звезды зависят от общей звездной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительно расстояние. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерения параллактического смещения звезд. Эту миссию взял на себя Гершель и к своему удивлению выяснил следующее: траектория каждой звезды имеет сложную эллипсоидную форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода. На видео можно наблюдать эволюцию двойных звезд.
В данном видеоматериале представлена эволюция тесной двойной пары звезд:
Вы можете поменять субтитры, нажав на кнопку «cc».
Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы. Результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных системах есть связь силы тяготения.
Классификация двойных звезд
Двойные звезды принято группировать на следующие виды: спектрально-двойственные, двойные фотометричные, визуально-двойные. Данная классификация позволяет составить представление о звездной классификации, однако не отражает внутреннюю структуру.
С помощью телескопа можно с легкостью определить двойственность визуально-двойных звезд. Сегодня существуют данные о 70 000 визуально-двойных звезд. При этом только 1% из них точно обладают собственной орбитой. Один орбитальный период может иметь продолжительность от нескольких десятилетий до нескольких веков. В свою очередь, выстраивание орбитального пути требует немалых усилий, терпения, точнейших расчетов и длительных наблюдений в условиях обсерватории.
Зачастую научное сообщество обладает информацией лишь о некоторых фрагментах передвижения по орбите, а недостающие участки пути они реконструируют дедуктивным методом. Не стоит забывать, что плоскость орбиты, возможно, наклонена относительно луча зрения. В данном случае видимая орбита серьезно отличается от реальной. Конечно, при высокой точности расчетов можно рассчитать и истинную орбиту двойных систем. Для этого применяются первый и второй законы Кеплера.
Как только определяется истинная орбита, ученые могут вычислить угловое расстояние между двойными звездами, массу и их период вращения. Нередко для этого используется третий закон Кеплера, который помогает найти и сумму масс компонентов пары. Но для этого нужно знать расстояние между Землей и двойной звездой.
Двойные фотометрические звезды
О двойственной природе таких звезд можно узнать только по периодическим колебаниям из блеска. Во время своего движения звезды такого типа по очереди загораживают друг друга, поэтому их нередко называют затменно-двойными. Орбитальные плоскости данных звезд приближены к направлению луча зрения. Чем меньше площадь затмения, тем ниже блеск звезды. Изучив кривую блеска, исследователь может рассчитать угол наклона плоскости орбиты. При фиксации двух затмений на кривой блеска будут два минимума (снижения). Период, когда отмечаются 3 последовательных минимума на кривой блеска, называют орбитальным периодом.
Период двойных звезд продолжается от пары часов до нескольких суток, что делает его более коротким по отношению к периоду визуально-двойных звезд (оптические двойные звезды).
Спектрально-двойственные звезды
Через метод спектроскопии исследователи фиксируют процесс расщепления спектральных линий, которое происходит в результате эффекта Доплера. Если один компонент является слабой звездой, то в небе можно наблюдать лишь периодическое колебание позиций одиночных линий. Данный метод применяет только тогда, когда компоненты двойной системы находятся на минимальном расстоянии и их идентификация с помощью телескопа осложнена.
Двойные звезды, которые можно исследовать через эффект Доплера и спектроскоп, именуют спектрально-двойственными. Однако далеко не каждая двойная звезда носит спектральный характер. Оба компонента системы могут сближаться и отдаляться друг от друга в радиальном направлении.
Эпсилон Лиры. Двойная звезда. Каждая из двойных пар является сама по себе двойной звездой
Согласно результатам астрономических исследований, большая часть двойных звезд располагаются в галактике Млечный Путь. Соотношение одинарных и двойных звезд в процентах рассчитать крайне сложно. Действуя через вычитание, можно вычесть количество известных двойных звезд из общего числа звездного населения. В этом случае становится очевидным, что двойные звезды составляют меньшинство. Однако данный метод нельзя назвать очень точным. Астрономам известен термин «эффект отбора». Чтобы зафиксировать двойственность звезд, следует определить их главные характеристики. В этом пригодится специальное оборудование. В ряде случаев, зафиксировать двойные звезды крайне сложно. Так, визуально двойные звезды нередко не визуализируются при значительном расстоянии от астронома. Иногда невозможно определить угловое расстояние между звездами в паре. Для фиксации спектрально-двойственных или фотометрических звезд требуется тщательно измерить длины волн в спектральных линиях и собрать модуляции световых потоков. В этом случае блеск звезд должен быть достаточно сильным.
Всё это резко уменьшает количество звезд, пригодных для изучения.
Согласно теоретическим разработкам, доля двойных звезд в звездном населении варьируется от 30% до 70%.
Двойные звезды и чем они особенны
Откровенно говоря, двойные звезды это то же самое, что двойные звездные системы. То есть они представляют собой системы, которые состоят из двух светил, которые связаны между собой силами гравитации. Также обязательным условием является их движение по замкнутым орбитам вокруг одного, общего центра масс.
На самом деле, таких астрономических объектов множество во Вселенной. Между прочим, в Млечном Пути примерно половина всех светил это двойные системы звезд.
Двойная звезда Сириус
Как классифицируют двойные звезды
Разумеется, они могут быть разными по составляющим компонентам. По определению, новые и сверхновые звёзды могут быть, причем чаще всего так и есть, бинарными системами. К тому же, если пару образуют красный гигант и белый карлик, то они называются симбиотическими двойными.
Также, например, бывают рентгеновские парные светила, где один небольшой элемент взаимодействует с нейтронным звёздным телом или чёрной дырой.
В основном же, парные звёздные структуры делятся по двум параметрам. Во-первых, по их физическим свойствам. Во-вторых, по способу наблюдения.
Рентгеновская двойная система v404 Лебедя
Физическая классификация
Итак, по этой характеристике выделяют два класса:
В свою очередь, тесные структуры могут быть:
По наблюдению
Собственно говоря, существует несколько основных групп:
Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд
Конечно же, изменение блеска зависит от множества причин. Стоит отметить, что не только физические характеристики влияют на яркость. Но и расстояние до тела, и промежуток между его компонентами, и движение, и окружающие объекты и др. Что видно, из существования различных классов и видов бинарных систем.
Каким способом можно определить массу двойной звезды
Как оказалось, измерение параметров двойных звезд имеет важное значение. Например, если определить период обращения и расстояние между звёздными телами, то можно вычислить массы компонентов, образующих систему. Такой способ применяют в астрофизике для расчёта массивности.
Вдобавок, есть такие парные структуры, которые включают в себя не обычные светила. А, например, нейтронные или даже чёрные дыры. Что вызывает особый интерес у астрономов. В частности, такая наука, как астрофизика, занимается изучением и исследованием подобных моделей.
Открытие
Несмотря на то, что гипотеза о существовании двойственных светил была выдвинута в 17 веке, двойные звезды открыли только в 18 веке. Уильям Гершель наблюдал за ними практически 25 лет и составил свой каталог с описанием 700 объектов.
Со временем по всему космическому пространству обнаружили множество таких систем.
Фри́дрих Вильге́льм Ге́ршель
Для примера, самыми популярными двойными звездами являются Мицар и Алькор. По правде говоря, их исследование продолжается до сих пор.
Что интересно, некоторые (не знаю почему) считают, что двойные и кратные звезды это одно и тоже. Наверное, лучше прояснить этот момент. Какие звезды называют двойными уже, надеюсь, понятно. А вот что такое кратные пока нет. Если система объединяет более двух светил, то она кратная. Проще говоря, в ней может быть три, четыре и более компонента. Причем все они связаны гравитационными силами и движутся вокруг общего центра масс.
Итак, мы разобрались с тем, что такое двойные и кратные звезды и какие они бывают.
Двойные звезды: Классификация
Чем отличаются и какие бывают двойные звезды. Как астрономы находятся двойные звездные системы.
Двойная звезда, бинарная звезда или даже двойная звездная система, – все эти термины означают одно и тоже. Это система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс, который, естественно, находится за пределами объема самих этих звезд.
Двойные звезды обычно представляются примерно в таком виде: одна звезда безжалостно «выкачивает» другую. На самом деле все не так драматично.
Двойные звёзды широко распространены в космосе, например, в галактике Млечный путь, примерно половина всех звёзд являются двойными. Существовала даже теория, что наше Солнце – тоже входит в двойную систему.
Интересно, что зная период обращения и расстояние между двойными звёздами, можно довольно точно определить массы каждого из компонентов такой звездной системы системы. Это, в свою очередь, позволяет вычислить массы даже таких “сложных” для изучения объектов как черные дыры или нейтронные звезды – достаточно лишь найти двойную звездную систему, на месте одного из компонентов которой, окажется искомый объект.
Первым выдвинул идею о существовании двойных звёзд англичанин Джон Мичелл в 1767 году, а реальными наблюдениями эта теория была подкреплена в 1802 году знаменитым Уильямом Гершелем.
Классификация двойных звезд
Надо понимать, что сам термин “двойная звездная система” вовсе не означает, что обе звезды находятся настолько близко, что вращаются “бок о бок”. Выделяют следующие типы взаимодействия двойных звезд:
Разделенные двойные системы – такие звезды, хотя и вращаются вокруг общего центра масс, тем не менее находятся так далеко друг от друга, что обмен массами между ними невозможен.
В разделенных двойных звездных системах, звезды взаимодействуют друг с другом гравитацией, но находятся так далеко что почти не имеют шанса столкнуться.
Полуразделённые двойные системы – в этой паре, одна из звезд либо сильно больше другой, либо значительно быстрее набирает массу и уже заполнила свою полость Роша. Вторая звезда в это случае, отдает свое вещество первой.
В полуразделенных звездных системах «отношения» звездной пары явно неравные!
Контактные двойные системы – обе звезды в паре заполняют свои полости Роша и “перетягивают” материю друг от друга.
Контактная звездная система – фактически две звезды практически объединились в одну, их полости Роша перехлестнулись
Кроме этого, двойные звездные системы также классифицируются по способу наблюдения как:
Визуальные двойные звёзды
Двойные звезды, которые возможно наблюдать как раздельные объекты, называются видимыми двойными, или визуально-двойными звездами. Также визуальные двойные звезды иногда называют разрешенными.
Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется целым рядом факторов, главные из которых:
Эти ограничения приводят к тому, что все известные на данный момент видимые двойные звезды, находятся в “ближнем космосе”, т.е. на небольшом, по космическим меркам, расстоянии от Солнечной системы. Также, все они имеют большой период обращения по отношению друг к другу, вследствие чего проследить орбиту этих двойных звезд можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет.
В каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно. При этом только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту, а тех, чья орбита известна с достаточной точностью, чтобы получить массу компонентов, насчитывается меньше 100 штук.
В большинстве случаев двойные звезды находятся не так близко друг к другу, поэтому требуется длительное наблюдение, чтоб однозначно понять входят ли они в звездную пару.
Спекл-интерферометрические двойные звезды
Спекл-интерферометрия (метод исследования, основанный на анализе зернистой структуры изображения объекта) позволяет достичь дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды.
Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.
Астрометрические двойные звёзды
Это уже скорее математический метод, имеющий мало общего с визуальным наблюдением. Если 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 всё равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрических двойных звёздах.
Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелинейность движения: первую производную собственного движения и вторую.
Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов.
Спектральные наблюдения позволяют выявить двойные звезды расположенные близко друг к другу. Если спектр наблюдаемого объекта меняется с определенным постоянством, значит скорее всего перед вами не один, а два объекта
Спектрально-двойные звёзды
Спектрально-двойной называют звезду, вхождение которой в двойную звездную систему удается обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Если оказывается, что за время наблюдений линии спектра звезды периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется.
Правда, этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.
Если же удается получить спектр второй компоненты гипотетической звездной пары, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами именно 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.
Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Интересно, что этим же способом находят не только парные звезды, но и, к примеру, экзопланеты.
Чтобы точно выяснить, что мы наблюдаем по изменениям спектра – нужно вычислить функцию масс, по которой, в свою очередь, уже можно будет 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.
Затменно-двойные звёзды
Ещё один довольно интересный способ определить двойную звезду – наблюдать её “затмения” вторым объектом из пары. Правда, особенно хорошо это работает только в довольно специфических условиях: когда звезды стоят “ребром” по отношению к наблюдателю, иначе говоря их орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом.
В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться с заданным интервалом.
Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь в созвездии Персея.
«Сеткой» на рисунке показана пространственная ткань. Достаточно тяжелые объекты искажают её своей гравитацией и по характеру этого искажения, можно довольно точно рассчитать массу, а следовательно и тип «искажающего» объекта.
Микролинзированные двойные звезды
Известно, что если на между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект наблюдения будет линзирован.
Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, однако в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтобы наблюдатель смог различить несколько изображений, и в таком случае говорят о микролинзировании.
Двойные звезды
Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд, существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.
Но двойные звезды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам.
Содержание
Гравитационное взаимодействие между компонентами
Виды двойных звёзд и их обнаружение
Физически двойные звезды можно разделить на два класса:
Если разделять двойные системы по способу наблюдения, то можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.
Визуально-двойные звезды
Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.
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. Определяющие факторы здесь — разрешающая способность телескопа, расстояние до звёзд и расстояние между звёздами. В сумме три этих фактора дают: 1) что визуально-двойные звезды — это звезды окрестности Солнца, 2) расстояние между компонентами значительно и согласно законам Кеплера период этой системы достаточно велик. Последний факт является наиболее печальным, так как нельзя проследить орбиту двойной, не проводя многочисленные многодесятилетние наблюдения. И если на сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.
Спектрально-двойные звезды
Спектрально-двойной называют систему двойных звёзд, чью двойственность можно обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Для этого в течение нескольких ночей наблюдают звезду, и если обнаруживается, что линии «гуляют» по спектру: в одну ночь их измеренные длины волн одни, в другую уже — иные. Это говорит, что скорость источника меняется. На это может быть тьма различных причин: сама звезда переменна, может у неё плотная расширяющаяся оболочка, образовавшаяся после вспышки сверхновой, и т. д. и т. п. Если мы видим спектр второй звезды, и поведение её лучевой скорости подобно поведению лучевой скорости первой, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. При этом не надо забывать, что если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую часть спектра, то вторая тогда удаляется, и её линии сдвинуты в красную часть спектра, и наоборот.
Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда все возможные сценарии надо рассмотреть. Главными аргументами за то, что перед нами двойная звезда — периодичность лучевых скоростей и большая разница межу максимальной и минимальной скоростью. Но, если крепко подумать, то приводя эти же аргументы, можно утверждать, что обнаружена экзопланета. Чтобы рассеять все сомнения, надо вычислить функцию масс. И по ней можно уже судить о минимальной массе второго компонента и, соответственно, является ли невидимый объект планетой, звездой, или, даже, чёрной дырой.
Также по спектроскопическим данным можно вычислить помимо масс компонентов расстояние между ними, период обращения, эксцентриситет орбиты, а вот угол наклона к картинной плоскости наблюдать уже нельзя. Поэтому о массе и расстояние между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.
Как и любой тип объектов, изучаемым астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный «SB9» (от англ Spectral Binaries). На данный момент в нем 2839 объектов.
Затменно-двойные звезды
Бывает, что орбитальная плоскость проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звёзд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на её двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.
Астрометрическо-двойные звезды
Встречаются такие тесные звёздные пары, когда одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. В этом случае такую звезду рассмотреть не удается, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, как будто по прямой движется центр масс системы. Такие возмущения будут пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614, показали, что амплитуда отклонения звезды от ожидаемого направления достигает 0,36«. Период обращения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных звёзд.
Компоненты двойных звёзд
Существуют разные двойные звёзды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные. Но, вне зависимости от их типа, эти звёзды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звёзд, анализируя их взаимодействие, можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звёзд. Как правило, эти звёзды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звёзды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространённое.
Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звёзд.
Возможность существования планет в системах двойных и тройных звёзд долгое время считалась крайне маловероятной. Однако недавно такая планета была обнаружена ([1]).