Двойные звёзды
Какие звёзды называют двойными?
Какие звёзды называются двойными, вроде бы понятно из самого названия. Действительно, спросите обычного человека какие звёзды называются двойными, и он скорее всего скажет, что это две звезды рядом друг с другом. Казалось бы, всё просто — если при взгляде в телескоп или бинокль на месте одиночной звезды видны две звёздочки, значит это двойная звезда.
И лишь очень немногие сообразят, что «рядом друг с другом» может означать две совершенно разные вещи. Одно дело, когда звёзды действительно находятся «рядом друг с другом» по космическим меркам и образуют связанную систему. И совсем другое — когда две звезды просто находятся на одной линии с земным набюдателем.
Типы двойных звёзд
Когда просят указать типы или виды двойных звёзд, нужно помнить, что есть несколько признаков, по которым двойные звёзды распределяются по типам.
Один из них мы уже знаем — образуют ли звёзды единую систему. По этому признаку можно указать два типа двойных звёзд: оптические и физические двойные звёзды. О них мы скажем ниже.
Следующий признак — по способу различимости отдельных звёзд в системе двойной звезды. Коротко перечислим эти виды двойных звёзд.
Визуально-двойные звёзды — составляющие звезды видны по-отдельности невооружённым глазом или в телескоп. Это самый простой способ определения. Понятно, что это самые близкие к нам звёзды.
Обычные визуально-двойные звёзды — это единственный тип двойных звёзд, который доступен большинству астрономов-любителей.
Их разновидность — спекл-интерферометрические двойные звезды, которые разделяются путём анализа спекл-интерферограмм при использовании адаптивной оптики.
Астрометрические двойные звёзды — вывод о двойственности звезды делается на основе анализа неравномерности собственного движения звезды по небу. Одиночная звезда имеет ровную траекторию. А видимая траектория двойной звезды нелинейна. Например, если в паре есть коричневый карлик, который не виден в оптическом диапазоне, то мы видим неравномерное колебательное движение второй звезды, которая видна. Ведь, обе звезды в системе вращаются вокруг общего центра масс.
Спектрально-двойные звёзды — вывод о двойственности этих звёзд сделан на основе анализа спектрограмм. Если выявляются циклические изменения, то перед нами спектрально-двойная звезда.
Правда, есть вероятность, что на цикличность спектра влияет экзопланета. Поэтому, здесь приходит на помощь анализ изменений лучевых скоростей и вычисление функций массы. Эти сложные вспомогательные методы выходят за рамки статьи.
Затменно-двойные звёзды — если при взаимном вращении одна звезда перекрываается другой, то общая яркость системы периодически меняется.
Первой открытой затменно-двойные звёздой был Алголь. На рисунке и графике яркости хорошо видно как изменяется яркость системы по мере взаимного вращения отдельных составляющих этой вдвойной звезды. 
Можно заметить, что это не очень надёжный способ, поскольку есть и одиночные пульсирующие переменные звёзды (например Цефеиды).
Микролинзированные двойные — довольно своеобразный способ поиска и определения. Основан на эффекте гравитационной линзы — если между наблюдателем и объектом находится массивное тело, то распространение лучей искажается. Кривые изменения яркости одиночной звезды хорошо известны, а в случае двойной звезды наблюдаются сильные отклонения от этой формы. Вот эти-то отклонения и исследуют.
Оптические двойные звёзды
Оптическими двойными звёздами (оптически-двойными) называют две звезды, которые просто находятся почти на одной линии с наблюдателем, то есть на малом угловом расстоянии друг с другом. И, при этом, между ними нет гравитационного взаимодействия.
Легко догадаться, что некоторые звёзды оказыватся оптически-двойными при взгляде в телескоп — просто положения двух звёзд случайно почти совпали на небосводе.
Здесь интересен случай Мицара и Алькора. Это пара звёзд в ручке ковша Большой Медведицы.
Если у вас хорошее зрение, то вы вполне можете видеть там две звёздочки, но всё равно эта пара упоминается как оптически двойная звезда — всё зависит от зрения конкретного человека.
Есть ли между Мицаром и Алькором гравитационное взаимодействие пока точно не установлено.
На снимке около ярких Мицара и Алькора видны по четыре дифракционных луча — такое оптическое искажение является признаком того, что фото делалось через зеркальный телескоп-рефлектор системы Ньютон. На самом деле никаких лучей у звёзд конечно же нет.
О выборе телескопа и о видах искажений в разных их системах читайте здесь.
Физические двойные звёзды
Определение: физическими двойными звёздами называют звёзды, которые связаны гравитационным взаимодействием и вращаются вокруг общего центра масс, составляя гравитационно связанную систему.
Собственно говоря, под двойными звёздами в астрономии чаще всего понимаются именно физически двойные звёзды.
Понятно, что по космическим меркам физически двойные звёзды расположены относительно близко друг к другу. Иногда расстояние между двойными звёздами настолько мало, что более массивная звезда перетягивает на себя вещество внешней оболочки своей соседки, постепенно поглощая её. Они так и называются — тесные двойные системы звёзд.
Это самый настоящий звёздный канибализм. Впрочем, это обычное дело в космосе. Точно так же, звёзды сдирают атмосферу со слишком близко расположенных к ним планет.
И, точно так же, большие галактики воруют целые звёздные системы и вещество у соседних меньших галактик.
Примеры двойных звёзд — самые красивые и лёгкие для наблюдения
По современным представлениям, около поливины всех звёзд — двойные. Но, увидеть двойственную природу можно лишь у относительно близких к нам звёзд, поскольку расстояния внутри двойной звёздной пары слишком малы по отношению к расстоянию до Земли.
В качестве примера, приведу несколько самых красивых двойных звёзд, которые легче всего увидеть в бинокль или небольшой телескоп.
| Название звезды | Блеск | Цвета составных частей | Угловое расстояние | Примечание | Лучшее время |
|---|---|---|---|---|---|
| Альбирео, (β Лебедя)Albireo (β Cyg) | 3.2 + 5.4 | жёлтый + синий | 34″ | Эта оптическая двойная звезда хорошо разделяется уже в зрительную трубу или бинокль очень красивое цветовое сочетание жёлтого с синим. | Лето |
| 61 Cygni | 5.2 + 6.0 | оранжевый + оранжевый | 29.7″ | Лето | |
| Альмах или Аламак, Almach (γ Андромеды) | 2.2 + 5.1 | оранжевый + синий | 9.8″ | Осень | |
| Кастор (a Близнецов), Castor (a Gem) | 1.9 + 2.9 | синий + белый | 2.8″ | Т.к. угловое расстояние мало, желательно высокое увеличение. Каждый из двух компонентов — спектрально-вдойная звезда. | Зима |
| Альгиеба (γ Льва), Algieba (γ Leo) | 2.28 + 3.51 | Яркая двойная система с оранжево-красными и жёлтыми или зеленовато-жёлтыми компонентами видна даже через скромный телескоп. | Зима-весна | ||
| Сердце Карла (a Большого Пса), Cor Caroli (a CVe) | белоголубая + желтоватый | 19,6″ | Хорошо разделяется. Горячая бело-голубая звезда Главной последовательности и желтоватый карлик. | Зима | |
| Эпсилон 1 Лиры, ε1 Lyr | 5.0 + 6.1 | белый + белый | 2.8″ | Двойная звезда с угловым большим расстоянием — 3,5′ , составные части которой в свою очередь тоже двойные. | Лето |
| Эпсилон 2 Лиры, ε2 Lyr | 5.2 + 5.5 | 2,2″ | |||
| Гамма Девы (γ Vir) | 3.5 + 3.5 | жёлто-белый + жёлто-белый | 3.0″ | К 2020 году звёзды разошлись достаточно далеко и видны поотдельности в любительский телескоп. | Весна |
| Гамма Овна (γ Ari) | 4.75 + 4.83 | белый + белый | 7.7″ | Вокруг этой двойной звезды вращается третья звезда — γ Овна C с блеском +9,6m, на расстоянии 221″ | Осень-зима |
| Йота Треугольника, i Trianguli | 5.3 + 6.4 | жёлтый + синий | 3.9″ | Осень |
Если наблюдение кратных звёзд вам понравится и захочется большего, то можно вооружиться специальным каталогом двойных звёзд.
Важной величиной является предельное угловое разрешение вашего телескопа, то есть такое угловое расстояние между двумя звёздами, котгда они уже видны как две отдульые звёздочки.
Прикладываю таблицу, по которй вы сможете определить, на что способен ваш телескоп — в ней показано минимальное угловое расстояние между звёздами в системах двойных звёзд, в зависимости от апертуры вашего телескопа.
| D, мм | 30 | 50 | 100 | 150 | 200 | 250 | 300 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| b, « | 4 | 2,4 | 1,2 | 0,8 | 0,6 | 0,48 | 0,4 |
Для этой таблицы взята усреднённая формула расчёта предельной угловой величины (или разрешающей способности): b=120″/D
В зависимости от типа телескопа, формула может немного меняться. Подробнее о расчёте разрешающей способности телескопа смотрите в этой статье
Источник
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 системы
- спектральные двойные системы
- затменные двойные системы
- астрометрические двойные системы.
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:
- разрешающая способность телескопа
- расстоянием от наблюдателя
- расстоянием между звездами входящими в двойную систему.
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.
По этой причине, чисто технически спекл-интерферометрические двойные тоже могут считаться визуально-двойными звездами. С тем отличием, что в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, а тут – нужно анализировать спекл-интерферограммы .
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.
В случае, если “виновник” микролинзирования — двойная звезда, кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды . С помощью микролинзирования можно определить двойные звезды, где оба компонента — маломассивные коричневые карлики.
Источник