Двойные звезды во вселенной

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.

aUMA — альфа Большой Медведицы. Полярная звезда. Свергигантская горячая пульсирующая звезда. Она светит в 2200 раз ярче нашего Солнца

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.

Мицар и Алькор. Мицар — двойная звезда. Справа — спутник Алькор. Между ними всего один световой год

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.

B Cyq — бета Лебедя. Альбирео. Звездная пара в созвездии Лебедя. Голубоватый спутник, который в 200 раз ярче Солнце, вращается вокруг желтой звезды, превосходящая Солнце по яркости в 1000 раз

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%.

Источник

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.

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.

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