Двойни и множествени звездни системи.

Двойни звезди (физически двойници)

- две звезди, обединени от гравитационни сили и въртящи се в елиптични (в частен случай кръгови) орбити около общ център на масата. Има и множество физически. звезди - тройни, четворни и т.н., но броят им е значително по-малък от физическите. Д. з. Ако компонентите са физически Д. з. може да се види директно през телескоп или на снимки (получени за тази цел с помощта на дългофокусни астрографи), тогава се нарича. визуално двойна звезда. Близки динамични звезди, чиято двойственост не може да бъде открита дори в най-големите телескопи, могат да се окажат спектроскопични двойници или затъмняващи двойници (в противен случай - затъмняващи променливи, вижте). Първите периодично показват своята двойственост. флуктуации или разцепвания в спектъра. линии, вторият - периодичен. промени в общия блясък на звездите. В някои случаи е възможно да се установи двойственост с помощта на методи или чрез високоскоростен запис на лунни окултации на звезди (фотометричните криви на промените в яркостта на единична и двойна звезда се оказват различни). Към Д. з. включват също: астрометрични звезди с тъмни спътници (около 20 астрометрични звезди са открити сред близките до Слънцето звезди); звезди със сложни спектри (комбинации от два различни спектра); широките двойки са звезди с голямо общо свойство. движение (т.е. с голямо ъглово движение на звездата през небесната сфера, изразено в дъгови секунди на година). В космоса компонентите могат да бъдат разделени от десетки хиляди AU, а орбиталните периоди могат да достигнат няколко. милиона години. Фотометричен D. z. понякога се нарича също и двойни (множествени) системи, чиято множественост се разкрива чрез методите на многоцветна фотометрия на звезди въз основа на сравнението му върху двуцветни (многоцветни) диаграми (виж).

Отнася се. броят на известните двойни (и множествени) звезди непрекъснато нараства; понастоящем се смята, че повечето (може би повече от 70%) звезди са обединени в системи с по-голяма или по-малка множественост; измежду известните Д. з. около 1/3 се оказват тройни звезди или звезди с по-голяма множественост. Известни са шест- и седемкратни звезди.

Голям интерес представляват Д. з., която включва физ. променливи звезди (напр.) и, вероятно, защото в този случай е възможно да се оценят масите на тези обекти.

При наблюдение на визуална двойна звезда се измерва разстоянието между компонентите и позиционният ъгъл на линията на центровете, с други думи ъгълът между посоката към северния небесен полюс и посоката на линията, свързваща главния (по-ярък) звезда с нейния спътник (фиг. 1). Дългосрочните наблюдения могат да разкрият криволинейността на траекторията на относителното движение на спътника и да направят възможно оценката на орбиталните периоди.

Броят на откритите визуални двойни звезди (включително широки двойки) надхвърля 60 хил. От тях само 10 хил. са измервани повече или по-малко редовно. При повече от 500 от тях вече е открита кривина на пътя, достатъчна, за да се опитаме да определим формата на роднината. орбити. За приблизително 150 D. z. определят се орбити, т.е. Въз основа на видимата траектория на спътника около главната звезда бяха изчислени елементите на истинската орбита, показващи формата и размерите на орбитата и нейните пространства. ориентация. От тези данни е възможно предварително да се изчисли позицията на сателита в орбита (фиг. 2). Орбитира само 80 DW. могат да се считат за определени достатъчно надеждно, за да ги използват, за да се опитат да определят масите на звездите, които са компоненти на двойни системи. Приложение на третия закон на Кеплер към движението на движението. с известни разстояния до тях прави възможно (почти единственият) да се определят масите на звездите (виж).

Промени в изместването или разделянето на спектъра. линии на спектроскопични двойни звезди позволяват да се определи , което е проекцията на орбиталната скорост върху зрителната линия (фиг. 3). Криви на радиална скорост (фиг. 4) - на единия компонент или и на двата, ако спътникът не се различава много по яркост от главната звезда и линиите на двата компонента са видими и могат да бъдат измерени в спектъра - дават възможност да се изчисли елементите на истинската орбита (яркият компонент около общия център на масата, или по-слаб компонент около яркия, поставен във фокуса на относителната орбита, или накрая всеки компонент спрямо центъра на масата на системата , фиг. 5). Определени периоди на спектроскопични двойни звезди варират от 0,1084 дни (малка мечка) до 59,8 години (визуално D. на голямата мечка). По-голямата част от спектроскопичните двойни звезди имат периоди от порядъка на няколко. дни Общо са открити повече от 3000 спектроскопични двойни звезди и са изчислени орбитални елементи за приблизително 1000 от тях.

Светлинна крива на затъмняващата звезда. показва периодично намаляване на яркостта - един или два на период и постоянен блясък между минимумите (за звезди от типа Алгол) или непрекъсната промяна (за звезди от типа Лира или W Голяма мечка, в последния случай минимумите са с почти еднаква дълбочина , вижте). Брой отворени затъмняващи звезди. надхвърля 5 хиляди

Ориз. 4. Влияние на формата и ориентацията на орбитата върху формата
крива на радиалната скорост: 1 - кръгова орбита;
2 - орбитален ексцентрицитет д=- 0,5, дължина на периастрона;
3 - орбитален ексцентрицитет д=0,5, ;
a, b, c, d - позиции на сателитната звезда и
съответните им стойности на радиалната скорост.

Анализът на кривите позволява да се определят не само елементите на орбитата на затъмняващата звезда, но и някои характеристики на самите компоненти (форма, размери, изразени или във фракции от голямата полуос на орбитата, или в километри, ако са налични допълнителни измервания на радиалната скорост). Модерен с висока точност фотоволтаични Светлинните измервания в някои случаи позволяват да се идентифицира и вземе предвид влиянието върху кривата на светлинната крива на т.нар. фини ефекти, напр. потъмняване към ръба на диска на звездата, а също и количествено определяне на степента на отклонение на формата на компонентите от сферичната за много близки двойни системи (типове Лира и W Голяма мечка). При забележим ексцентрицитет на орбитата е възможно да се открие ефектът на въртене на линията на апсидите (т.е. линията, свързваща периастрона и апоастъра, виж), което може да бъде свързано със съществуването на трети, все още неоткрит компонент на системата или със забележима разлика във формата на звездите от сферичните, дължаща се на деформации на приливно влияние на близки компоненти. Ако един от компонентите на затъмняващия D. z. - гореща звезда, а другата е свръхгигант с разширена атмосфера, тогава е възможно да се проучи много подробно структурата и състава на атмосферата на свръхгиганта чрез промени в спектъра на затъмнението, когато гореща звезда свети през атмосферата на свръхгиганта по време на затъмнение. Линиите на поглъщане ще се променят, когато горещата звезда „потъне“ в по-плътните слоеве на разширената атмосфера на свръхгиганта. Примери за такива двойки са: Аурига (период 27 години, от които затъмнението продължава около 2 години!) и Аурига (период 972 дни, затъмнението продължава около 40 дни).

С помощта на двойни звезди е възможно да се открият масите на звездите и да се изградят различни зависимости. И без да се знае връзката между маса - радиус, маса - светимост и маса - спектрален клас, практически е невъзможно да се каже нещо за вътрешната структура на звездите или тяхната еволюция.

Но двойните звезди нямаше да бъдат изучавани толкова сериозно, ако цялото им значение беше сведено до информация за масата. Въпреки многократните опити за търсене на единични черни дупки, всички кандидати за черни дупки се намират в двоични системи. Звездите на Волф-Райе бяха изследвани именно благодарение на двойните звезди.

Гравитационно взаимодействие между компонентите

Видове двойни звезди и тяхното откриване

Пример за близка двоична система. Картината показва изображение на променливата звезда Мира (omicron Ceti), направено от космическия телескоп на името на. Хъбъл в ултравиолетовото. Снимката показва акреционна „опашка“, насочена от основния компонент, червен гигант, към неговия спътник, бяло джудже.

Физически двойните звезди могат да бъдат разделени на два класа:

звездите, между които има, ще има или е имало обмен на маси - близки двоични системи,
звезди, между които по принцип е невъзможен обмен на маса - широки двойни системи.

Ако разделим двоичните системи според метода на наблюдение, можем да различим визуален, спектрален, затъмнение, астрометричендвойни системи.

Визуални двойни звезди

Двойни звезди, които могат да се видят отделно (или, както се казва, това може да бъде позволен), са наречени видимо двойно, или визуално двойно.

При наблюдение на визуална двойна звезда се измерва разстоянието между компонентите и позиционният ъгъл на линията на центровете, с други думи ъгълът между посоката към северния небесен полюс и посоката на линията, свързваща главната звезда с нейната сателит. Определящите фактори тук са разделителната способност на телескопа, разстоянието до звездите и разстоянието между звездите. Общо тези три фактора дават: 1) визуалните двойни звезди са звезди в близост до Слънцето, 2) разстоянието между компонентите е значително и според законите на Кеплер периодът на тази система е доста голям. Последният факт е най-тъжният, тъй като е невъзможно да се проследи орбитата на двоична система, без да се провеждат многобройни многодесетилетни наблюдения. И ако днес каталозите на WDS и CCDM съдържат съответно над 78 000 и 110 000 обекта, тогава орбитата на само няколкостотин може да бъде изчислена, а за по-малко от сто обекта орбитата е известна с достатъчна точност, за да се получи масата на компонентите.

Спектрални двойни звезди

Условен пример за бифуркация и изместване на линии в спектрите на спектроскопични двойни звезди.

Спектрален двоеннаречена система от двойни звезди, чиято двойственост може да бъде открита чрез спектрални наблюдения. За да направят това, те наблюдават звездата в продължение на няколко нощи и ако се установи, че линиите се „разхождат“ по спектъра: една нощ техните измерени дължини на вълните са еднакви, на следващата са различни. Това означава, че скоростта на източника се променя. Може да има много различни причини за това: самата звезда е променлива, може да има плътна разширяваща се обвивка, образувана след експлозия на свръхнова и т.н. и т.н. Ако видим спектъра на втората звезда и поведението на нейната радиална скорост е подобно на поведението на радиалната скорост първо, тогава можем да кажем с увереност, че имаме двойна система. В същото време не трябва да забравяме, че ако първата звезда се приближи до нас и нейните линии се изместят към виолетовата част на спектъра, тогава втората се отдалечава и нейните линии се изместват към червената част на спектъра, и обратно.

Но ако втората звезда е много по-ниска по яркост от първата, тогава имаме шанс да не я видим и тогава трябва да се разгледат всички възможни сценарии. Основните аргументи за това, че това е двойна звезда, са периодичността на радиалните скорости и голямата разлика между максималната и минималната скорост. Но ако се замислите добре, тогава със същите аргументи можете да кажете, че е открита екзопланета. За да разсеем всички съмнения, трябва да изчислим масовата функция. И от него вече може да се съди за минималната маса на втория компонент и съответно дали невидимият обект е планета, звезда или дори черна дупка.

Също така, от спектроскопски данни, в допълнение към масите на компонентите, е възможно да се изчисли разстоянието между тях, орбиталният период и ексцентричността на орбитата, но ъгълът на наклон към равнината на картината вече не може да се наблюдава . Следователно масата и разстоянието между компонентите може да се каже, че са изчислени само с точност до ъгъла на наклона.

Като всеки тип обект, изучаван от астрономите, има каталози на спектроскопични двойни звезди. Най-известният и най-разпространеният е “SB9” (от английски Spectral Binaries). Към момента има 2839 обекта.

Затъмняващи двойни звезди

Случва се орбиталната равнина да минава или почти да минава през окото на наблюдателя. Орбитите на звездите на такава система са разположени като че ли от ръба към нас. Тук звездите периодично ще се затъмняват една друга, яркостта на цялата двойка ще се променя със същия период. Този тип двоичен файл се нарича засенчващ двоичен файл. Ако говорим за променливостта на звезда, тогава такава звезда се нарича затъмняваща променлива, което също показва нейната двойственост. Първата открита и най-известна двойна система от този тип е звездата Алгол (Окото на дявола) в съзвездието Персей.

Астрометрични двойни звезди

Има такива близки звездни двойки, когато една от звездите е или много малка по размер, или има ниска светимост. В този случай такава звезда не може да се види, но двойствеността все още може да бъде открита. Яркият компонент периодично ще се отклонява от праволинейна траектория, първо в едната посока, след това в другата, сякаш центърът на масата на системата се движи по права линия. Такива смущения ще бъдат пропорционални на масата на спътника. Изследванията на една от най-близките до нас звезди, известна като Ross 614, показват, че амплитудата на отклонението на звездата от очакваната посока достига 0,36``. Орбиталният период на звездата спрямо центъра на масата е 16,5 години. Сред близките до Слънцето звезди са открити около 20 астрометрични двойни звезди.

Компоненти на двойни звезди

Има различни двойни звезди: има две подобни звезди в двойка и има различни. Но, независимо от техния тип, тези звезди са най-податливи на изучаване: за тях, за разлика от обикновените звезди, чрез анализиране на тяхното взаимодействие можете да разберете почти всички параметри, включително маса, форма на орбити и дори грубо да определите характеристиките звезди, разположени близо до тях. По правило тези звезди имат малко удължена форма поради взаимно привличане. Около половината от всички звезди в нашата Галактика принадлежат към двойни системи, така че двойните звезди, обикалящи една около друга, са много често срещано явление.

Принадлежността към бинарна система значително влияе върху целия живот на една звезда, особено когато партньорите са близо един до друг. Потоци от материя, бързащи от една звезда към друга, водят до драматични експлозии като нови и свръхнови.

Връзки

Звездни системи
Обвързан от гравитацията	Галактика · Галактика джудже · Кълбовиден звезден куп · Разкрит звезден куп · Физически двойна звезда· Физически множество звезди
Несвързани	Звезден поток · Звездна асоциация · Движеща се група от звезди · Бегаща звезда · Суперскоростна звезда
Свързан само визуално	Оптична двойна звезда· Оптична множествена звезда · Съзвездие · Астеризъм · Звезден облак

Фондация Уикимедия. 2010 г.

Вижте какво представляват „двойните звезди“ в други речници:

Две звезди, въртящи се по елиптични орбити около общ център на масата под въздействието на гравитацията. Според методите на наблюдение се разграничават визуално двойни звезди, чиято двойственост може да се види през телескоп, спектрално двойни звезди, ... ... Голям енциклопедичен речник

Звездите, които се виждат с просто око като една звезда и само в телескоп, се разделят на две звезди. D. Z. са: а) оптични, ако близостта е само перспективна (в действителност една звезда е много по-далеч от другата и само случайно тя ... ... Морски речник

Две звезди, въртящи се по елиптични орбити около общ център на масата под въздействието на гравитационните сили... Астрономически речник

- ... Уикипедия

Двойни звезди- Двойни звезди ДВОЙНИ ЗВЕЗДИ, две звезди, обединени от гравитационни сили и въртящи се около общ център на масата; най-често срещаният тип множествени звезди (системи, комбиниращи две, три, четири и т.н. звезди). Двойни звезди, компоненти... ... Илюстрован енциклопедичен речник

Впечатление на художник от двоична система от О-звезди

Двойна звезда или бинарна система е система от две гравитационно свързани звезди, въртящи се в затворени орбити около общ център на масата. Двойните звезди са много често срещани обекти. Около половината от всички звезди принадлежат към двойни системи.

Чрез измерване на орбиталния период и разстоянието между звездите понякога е възможно да се определят масите на компонентите на системата. Този метод практически не изисква допълнителни допускания на модела и следователно е един от основните методи за определяне на масите в астрофизиката. Поради тази причина бинарните системи, чиито компоненти са или представляват голям интерес за астрофизиката.

Класификация

Физически двойните звезди могат да бъдат разделени на два класа:

звезди, между които по принцип е невъзможен обмен на маса - разделени двоични системи.
звездите, между които има, ще има или е имало обмен на маси - близки двоични системи. Те от своя страна могат да бъдат разделени на:
- Полуотделен, където само една звезда изпълва лоба на Рош.
- Контактни звезди, където и двете звезди запълват лобовете на Рош.

Двоичните системи също се класифицират според метода на наблюдение, можем да разграничим визуален, спектрален, затъмнение, астрометричендвойни системи.

Визуални двойни звезди

Възможността да се наблюдава звезда като визуален двойник се определя от разделителната способност на телескопа, разстоянието до звездите и разстоянието между тях. По този начин визуалните двойни звезди са предимно съседни звезди с много дълги орбитални периоди (последствие от голямото разстояние между компонентите). Поради дългия период орбитата на двоичната система може да бъде проследена само чрез многобройни наблюдения в продължение на десетилетия. Към днешна дата каталозите на WDS и CCDM съдържат съответно над 78 000 и 110 000 обекта и само няколкостотин от тях могат да имат изчислени орбити. За по-малко от сто обекта орбитата е известна с достатъчна точност, за да се получи масата на компонентите.

Спекъл интерферометрични двойни звезди

Спекъл интерферометрията, заедно с адаптивната оптика, прави възможно достигането на границата на дифракция на звездната разделителна способност, което от своя страна прави възможно откриването на двойни звезди. Това означава, че по същество спекъл-интерферометричните двоични файлове са същите визуални двоични файлове. Но ако при класическия визуално-дуален метод е необходимо да се получат две отделни изображения, тогава в този случай е необходимо да се анализират спекъл интерферограми.

Спекъл интерферометрията е ефективна за двоични файлове с периоди от няколко десетилетия.

Астрометрични двойни звезди

Поведение на астрометрична двойна система в небето.

В случай на визуални двойни звезди, ние виждаме два обекта, движещи се по небето едновременно. Но ако си представим, че един от двата компонента не е видим за нас по една или друга причина, тогава двойствеността все още може да бъде открита чрез промяна в позицията на втория в небето. В този случай те говорят за астрометрични двойни звезди.

Ако има високоточни астрометрични наблюдения, тогава двойствеността може да се приеме чрез записване на нелинейността на движението: първата производна на правилното движение и втората. Астрометричните двойни звезди се използват за измерване на масата на различни спектрални класове.

Спектрални двойни звезди

Условен пример за бифуркация и изместване на линии в спектрите на спектроскопични двойни звезди.

Спектрален двоеннаречена звезда, чиято двойственост се открива с помощта на спектрални наблюдения. За целта тя се наблюдава няколко нощи. Ако се окаже, че линиите на неговия спектър периодично се изместват във времето, това означава, че скоростта на източника се променя. Може да има много причини за това: променливостта на самата звезда, наличието на плътна разширяваща се обвивка, образувана след избухване и т.н.

Ако се получи спектър на втория компонент, който показва подобни премествания, но в противофаза, то можем с увереност да кажем, че имаме двойна система. Ако първата звезда се приближава към нас и нейните линии са изместени към виолетовата страна на спектъра, то втората се отдалечава и нейните линии се изместват към червената страна и обратно.

Но ако втората звезда е много по-ниска по яркост от първата, тогава имаме шанс да не я видим и тогава трябва да обмислим други възможни варианти. Основната характеристика на двойната звезда е периодичността на промените в радиалните скорости и голямата разлика между максималната и минималната скорост. Но, строго погледнато, възможно е. За да разберем, трябва да изчислим функцията на масата, по която може да се съди за минималната маса на невидимия втори компонент и съответно какво представлява той - звезда или дори черна дупка.

Също така, от спектроскопски данни, в допълнение към масите на компонентите, е възможно да се изчисли разстоянието между тях, орбиталният период и ексцентрицитетът на орбитата. От тези данни е невъзможно да се определи ъгълът на наклона на орбитата спрямо зрителната линия. Следователно масата и разстоянието между компонентите може да се каже, че са изчислени само с точност до ъгъла на наклона.

Както при всеки тип обект, изучаван от астрономите, има каталози на спектроскопични двойни звезди. Най-известният и най-разпространеният от тях е “SB9” (от англ. Spectral Binaries). В момента в него има 2839 обекта.

Затъмняващи двойни звезди

Случва се, че орбиталната равнина е наклонена към линията на видимост под много малък ъгъл: орбитите на звездите на такава система са разположени като че ли от ръба на нас. В такава система звездите периодично ще се затъмняват една друга, тоест яркостта на двойката ще се променя. Двойните звезди, които преживяват такива затъмнения, се наричат затъмняващи двойни звезди или затъмняващи променливи. Най-известната и първа открита звезда от този тип е Алгол (Дяволското око) в съзвездието Персей.

Microlensed Dual

Ако на зрителната линия между звездата и наблюдателя има тяло със силно гравитационно поле, тогава обектът ще бъде обективиран. Ако полето беше силно, тогава биха се наблюдавали няколко изображения на звезда, но в случая на галактически обекти тяхното поле не е толкова силно, че наблюдателят да различи няколко изображения, в който случай се говори за микролещи. Ако гравиращото тяло е двойна звезда, тогава кривата на светлината, получена, когато преминава по линията на зрението, е много различна от случая на единична звезда.

Използвайки микролещи, ние търсим двойни звезди, където и двата компонента са кафяви джуджета с ниска маса.

Феномени и явления, свързани с двойни звезди

Парадоксът на Алгол

Този парадокс е формулиран в средата на 20 век от съветските астрономи А. Г. Масевич и П. П. Паренаго, които обърнаха внимание на несъответствието между масите на компонентите на Алгол и техния еволюционен етап. Според теорията за еволюцията на звездите скоростта на еволюция на масивна звезда е много по-голяма от тази на звезда с маса, сравнима или малко по-голяма от Слънцето. Очевидно е, че компонентите на двойната звезда са се образували по едно и също време, следователно масивният компонент трябва да еволюира по-рано от този с ниска маса. В системата Алгол обаче по-масивният компонент беше по-млад.

Обяснението на този парадокс е свързано с явлението масов поток в близки двойни системи и е предложено за първи път от американския астрофизик Д. Крофорд. Ако приемем, че по време на еволюцията един от компонентите има възможност да прехвърли маса на своя съсед, тогава парадоксът се премахва.

Обмен на маса между звезди

Разрез на повърхности с равен потенциал в модела на Рош в орбиталната равнина на двойна система

Нека разгледаме подхода на близка двоична система (наречена Приближения на Рош):

Звездите се считат за точкови маси и техният собствен момент на аксиално въртене може да бъде пренебрегнат в сравнение с орбиталния
Компонентите се въртят синхронно.
Кръгова орбита

Тогава за компонентите M 1 и M 2 със сумата на големите полуоси a=a 1 +a 2 въвеждаме координатна система, синхронна с орбиталното въртене на RDS. Референтният център е в центъра на звездата M 1, а оста X е насочена от M 1 към M 2, а оста Z е насочена по протежение на вектора на въртене. След това записваме потенциала, свързан с гравитационните полета на компонентите и центробежната сила:

Където r 1 = √ x 2 + y 2 + z 2 , r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2, μ= M 2 /(M 1 +M 2) и ω е честотата на въртене по орбитата на компонентите. Използвайки третия закон на Кеплер, потенциалът на Рош може да бъде пренаписан, както следва:

където е безразмерният потенциал:

където q = M 2 /M 1

Еквипотенциалите се намират от уравнението Φ(x,y,z)=const. В близост до центровете на звездите те се различават малко от сферичните, но когато се отдалечават, отклонението от сферичната симетрия става по-силно. В резултат на това двете повърхности се срещат в точката на Лагранж L 1. Това означава, че потенциалната бариера в тази точка е равна на 0 и частиците от повърхността на звездата, разположени близо до тази точка, могат да се преместят в лоба на Рош на съседна звезда поради термично хаотично движение.

Симбиотични звезди

Взаимодействащи двойни системи, състоящи се от и заобиколени от обща мъглявина. Те се характеризират със сложни спектри, където наред с ивиците на поглъщане (например TiO) има емисионни линии, характерни за мъглявините (OIII, NeIII и др. Симбиотичните звезди са променливи с периоди от няколкостотин дни, те се характеризират с нова -подобни изригвания, по време на които тяхната яркост се увеличава с две до три величини.

Симбиотичните звезди представляват относително краткотраен, но изключително важен и богат на астрофизични прояви етап в еволюцията на двойни звездни системи с умерени маси с начални орбитални периоди от 1-100 години.

Произход и еволюция

Механизмът на образуване на една звезда е доста добре проучен - това е компресия поради гравитационна нестабилност. Също така беше възможно да се установи функцията на разпределение на първоначалните маси. Очевидно сценарият за образуване на двойна звезда трябва да бъде същият, но с допълнителни модификации. Той също така трябва да обясни следните известни факти:

Двойна честота. Средно е 50%, но е различно за звезди от различни спектрални класове. За O-звезди това е около 70%, за звезди като Слънцето (спектрален клас G) е близо 50%, а за спектрален клас M около 30%.
Разпределение на периода.
Ексцентричността на двойните звезди може да приеме произволна стойност 0
Съотношение на масата Разпределението на съотношението на масата q= M 1 / M 2 е най-трудно за измерване, тъй като влиянието на ефектите на селекция е голямо, но в момента се смята, че разпределението е равномерно и е в рамките на 0,2

В момента няма окончателно разбиране какви точно модификации трябва да се направят и кои фактори и механизми играят решаваща роля тук. Всички предложени понастоящем теории могат да бъдат разделени според това какъв механизъм на образуване използват:

Теории с междинно ядро
Теории с междинен диск
Динамични теории

Теории с междинно ядро

Най-многобройният клас теории. При тях образуването става поради бързото или ранно разделяне на протооблака.

Най-ранният от тях смята, че по време на колапс, поради различни видове нестабилност, облакът се разпада на локални дънки маси, нарастващи, докато най-малката от тях престане да бъде оптически прозрачна и вече не може да се охлажда ефективно. Изчислената функция на звездната маса обаче не съвпада с наблюдаваната.

Друга ранна теория предполага умножаването на колапсиращите ядра поради деформация в различни елиптични форми.

Съвременните теории от разглеждания тип смятат, че основната причина за фрагментацията е увеличаването на вътрешната енергия и ротационната енергия, докато облакът се свива.

Теории с междинен диск

В теориите с динамичен диск образуването става по време на фрагментирането на протозвездния диск, тоест много по-късно, отколкото в теориите с междинно ядро. Това изисква доста масивен диск, податлив на гравитационни нестабилности и чийто газ е ефективно охладен. Тогава могат да възникнат няколко спътника, лежащи в една и съща равнина, които акрецират газ от родителския диск.

Напоследък броят на компютърните изчисления на такива теории се е увеличил значително. В рамките на този подход е добре обяснен произходът на близки двоични системи, както и йерархични системи с различна множественост.

Динамични теории

Последният механизъм предполага, че двойните звезди са се образували чрез динамични процеси, водени от конкурентно натрупване. В този сценарий се предполага, че молекулярният облак, поради различни видове турбулентност вътре в него, образува бучки с приблизително джинсова маса. Тези бучки, взаимодействайки помежду си, се конкурират за веществото на първоначалния облак. В такива условия работи добре както вече споменатият модел с междинен диск, така и други механизми, за които ще стане дума по-долу. Освен това динамичното триене с околния газ сближава компонентите.

Комбинация от фрагментация с междинно ядро и динамична хипотеза се предлага като един от механизмите, които работят при тези условия. Това ви позволява да възпроизведете честотата на множество звезди в . Въпреки това, в момента механизмът на фрагментация не е точно описан.

Друг механизъм включва увеличаване на напречното сечение на гравитационното взаимодействие в близост до диска, докато бъде уловена близка звезда. Въпреки че този механизъм е доста подходящ за масивни звезди, той е напълно неподходящ за такива с малка маса и е малко вероятно да бъде доминиращ при образуването на двойни звезди.

Екзопланети в двоични системи

Екзопланета, разположена в двоичната система Кеплер-47 през погледа на художник.

От повече от 800 известни екзопланети, броят на орбитите около единични звезди значително надвишава броя на планетите, открити в звездни системи с различна величина. По последни данни последните са 64.

Екзопланетите в бинарните системи обикновено се разделят според конфигурациите на техните орбити:

Екзопланети от клас S обикалят около един от компонентите (например OGLE-2013-BLG-0341LB b). Има 57 от тях.
P-класът включва тези, които обикалят двата компонента. Те са открити в NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b и Kepler-35 (AB)b.

Ако се опитате да направите статистика, ще разберете:

Значителна част от планетите живеят в системи, където компонентите са разделени в диапазона от 35 до 100., концентрирайки се около стойност от 20. д.
Планетите в широки системи (>100 AU) имат маси, вариращи от 0,01 до 10 MJ (почти същата като за единични звезди), докато масите на планетите за системи с по-малко разделение варират от 0,1 до 10 MJ
Планетите в широките системи винаги са единични
Разпределението на орбиталните ексцентритети се различава от единичните, достигайки стойности e = 0,925 и e = 0,935.

Важни характеристики на формационните процеси

Изрязване на протопланетен диск.Докато в единичните звезди той може да се простира до (30-50 AU), в двойните звезди неговият размер е намален от влиянието на втория компонент. Така размерът на протопланетарния диск е 2-5 пъти по-малък от разстоянието между компонентите.

Изкривяване на протопланетния диск.Дискът, останал след обрязването, продължава да изпитва влиянието на втория компонент и започва да се разтяга, деформира, преплита и дори разкъсва. Също така, такъв диск започва да прецесира.

Намаляване на живота на протопланетен дискЗа широките двойни системи, както и за единичните, продължителността на живота на протопланетарния диск е 1-10 милиона години. Един за сплит системи< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Сценарий на планетозимално формиране

Несъвместими образователни сценарии

Има сценарии, при които първоначалната, непосредствено след формирането, конфигурация на планетарната система се различава от настоящата и е постигната по време на по-нататъшната еволюция.

Един такъв сценарий е улавянето на планета от друга звезда. Тъй като двойната звезда има много по-голямо напречно сечение на взаимодействие, вероятността от сблъсък и улавяне на планета от друга звезда е значително по-висока.
Вторият сценарий предполага, че по време на еволюцията на един от компонентите, вече на етапи след основната последователност, възникват нестабилности в първоначалната планетарна система. В резултат на това планетата напуска първоначалната си орбита и става обща за двата компонента.

Астрономически данни и техния анализ

Светлинни криви

Самите затъмнения

Ефекти на елипсоидността.

Ефектите от отражението или по-скоро обработката на радиацията от една звезда в атмосферата на друга.

Но анализът само на самите затъмнения, когато компонентите са сферично симетрични и няма ефект на отражение, се свежда до решаването на следната система от уравнения:

където ξ, ρ са полярните разстояния на диска на първата и втората звезда, I a е функцията на поглъщане на радиация от една звезда от атмосферата на друга, I c е функцията на яркостта на областите dσ за различни компоненти , Δ е площта на припокриване, r ξc ,r ρc са общите радиуси на първата и втората звезда.

Решаването на тази система без априорни предположения е невъзможно. Също като анализа на по-сложни случаи с елипсоидална форма на компонентите и ефекти на отражение, които са значими в различни варианти на близки двоични системи. Следователно всички съвременни методи за анализ на кривите на светлината по един или друг начин въвеждат моделни предположения, чиито параметри се намират чрез други видове наблюдения.

Криви на радиалната скорост

Ако двойна звезда се наблюдава спектроскопски, тогава тя е спектроскопична двойна звезда. Тогава можем да начертаем зависимостта на изменението на радиалните скорости на компонентите от времето. Ако приемем, че орбитата е кръгла, тогава можем да напишем следното:

където V s е радиалната скорост на компонента, i е наклонът на орбитата спрямо зрителната линия, P е периодът, a е радиусът на орбитата на компонента. Сега, ако заместим третия закон на Кеплер в тази формула, имаме:

където M s е масата на изследвания компонент, M 2 е масата на втория компонент. По този начин, като се наблюдават и двата компонента, може да се определи съотношението на масите на звездите, които съставят двойната система. Ако използваме повторно третия закон на Кеплер, тогава последният се свежда до следното:

където G е гравитационната константа, а f(M 2) е функция на масата на звездата и по дефиниция е равна на:

Ако орбитата не е кръгла, а има ексцентричност, тогава може да се покаже, че за функцията на масата орбиталният период P трябва да бъде умножен по коефициента .

Ако вторият компонент не се наблюдава, тогава функцията f(M 2) служи като долна граница на неговата маса.

Струва си да се отбележи, че чрез изучаване само на кривите на радиалната скорост е невъзможно да се определят всички параметри на двоичната система; винаги ще има несигурност под формата на неизвестен ъгъл на орбитален наклон.

Определяне на масите на компонентите

Почти винаги гравитационното взаимодействие между две звезди се описва с достатъчна точност от законите на Нютон и законите на Кеплер, които са следствие от законите на Нютон. Но за да опишем двойни пулсари, трябва да използваме общата теория на относителността. Чрез изучаване на наблюдателните прояви на релативистични ефекти, можем още веднъж да проверим точността на теорията на относителността.

Третият закон на Кеплер свързва периода на въртене с разстоянието между компонентите и масата на системата:

където е периодът на въртене, е голямата полуос на системата, и е масата на компонентите, и е гравитационната константа. За визуален двоичен файл е възможно да се определят орбитите на двата компонента, да се изчисли периодът и полуосите и съотношението на масата. Но често за двойствеността на една система може да се съди само от спектрални данни (спектрални двоични файлове). От движението на спектралните линии могат да се определят радиалните скорости на един компонент, а в редки случаи и на два компонента едновременно. Ако е известна радиалната скорост само на един компонент, тогава не може да се получи пълна информация за масите, но е възможно да се конструира масова функция и да се определи горната граница на масата на втория компонент и следователно да се каже дали може да бъде черна дупка или неутронна звезда.

История на откритието и изследването

Преподобният Джон Мишел беше първият, който изложи идеята за съществуването на двойни звезди. В реч пред Кралското общество през 1767 г. той предполага, че много звезди, разглеждани като двойни звезди, всъщност може да са физически свързани. Наблюдателни доказателства за тази хипотеза са публикувани от сър Уилям Хершел през 1802 г.

Двойните звезди са онези звезди, които при задълбочено изследване с помощта на един от методите, описани по-долу, се оказва, че се състоят от две звезди, разположени пространствено близо една до друга и следователно физически взаимодействащи. В този случай всяка от звездите се разглежда като компонент (компонент) на физическа двойка звезди или в общия случай кратна звезда (тройна, четворна и т.н.). Двойните звезди не са необичайни; напротив, може да се мисли, че единични звезди, които не са част от двоични или множествени системи, са по-скоро изключение, отколкото правило (виж по-долу).

ВИЗУАЛНИ ДВОЙНИ ЗВЕЗДИ

Две звезди, разположени близо в космоса, но далеч от земния наблюдател, се сливат в една за невъоръжено око, но в телескоп с достатъчно увеличение (KPA 18, 26) те се виждат отделно. Точно така са открити през 17 век. първите двойни звезди. В съответствие с метода, по който са открити, те се наричат визуални двойни звезди. Може да се окаже, че две звезди, разположени почти в една и съща посока, са пространствено много отдалечени една от друга (например едната е три пъти по-далеч от другата). Такива звезди образуват оптична двойка и не се считат за двойни.

Дали тази двойка е физическа или оптична се определя от много години телескопични наблюдения. Във физическа двойка трябва да има движение на всеки компонент около общ център на масата по конично сечение - най-често по елипса. Следователно единият компонент ще описва елипса спрямо другия. Дори ако орбиталният период е няколкостотин години (което често се случва), кривината на пътя все пак става забележима след няколко десетилетия, когато наблюденията са доста точни. Въпреки това има много двойни звезди, чийто орбитален период е десетки години или няколко години, и тогава фактът на орбиталното движение става видим от по-кратки наблюдения. Самите наблюдения се състоят в измерване с микрометър (на резба или друг) на ъгловото разстояние между компонентите и ъгъла между направлението към северния небесен полюс и линията, свързваща компонентите (фиг. 74).

Този ъгъл се нарича позиционен ъгъл и винаги се измерва обратно на часовниковата стрелка (изток). Разстоянието p обикновено се изразява в дъгови секунди. Ако , тогава фотографските наблюдения с дългофокусни астрографи трябва да се предпочитат пред визуалните. На по-къси разстояния визуалните наблюдения са по-точни. При границата на разделителната способност на телескопа е по-добре да се използва интерферометър от окулярен тип. Под границата на разделителната способност се използва звезден интерферометър (KPA 458). Интерферометрите обаче работят добре само когато яркостта на двата компонента е приблизително еднаква.

Ъгловото разстояние d" между компонентите съответства на линейното разстояние, изразено в астрономически единици,

при условие, че отсечката d е перпендикулярна на зрителната линия. Ако звездната двойка е много отдалечена, тогава нейният паралакс е много малък и следователно дори големи разстояния d ще бъдат видими под много малък ъгъл. Ясно е, че визуалните двойни звезди се наблюдават главно сред близки до нас звезди.

Ориз. 74. Измерване на взаимното разположение на компонентите A и B в двоична система. Предполагаем. че А е основният (по-ярък) компонент. E - показва посоката източно от него

По-широките физически двойки, в които компонентите са разделени един от друг на разстояния от хиляди и десетки хиляди астрономически единици, също ще бъдат сравнително широко разположени в небето дори на много голямо разстояние, но, както е показано по-нататък [вж. формула (12.2)], в такива системи орбиталното движение протича много (!) бавно и е възможно да се идентифицира такава двойка или чрез общността на физическите характеристики, или чрез общността на пространственото движение на компонентите.

Ориз. 75. Множествена звездна система „Трапец на Орион“, или О, Орион. Състои се от шест евезди, физически свързани помежду си: . Размерите на кръговете, представляващи звезди, нямат нищо общо с истинските им размери, а само приблизително изразяват техния блясък. В скалата, възприета в чертежа за взаимните разстояния на звездите, техните диаметри ще бъдат изразени във фракции от микрометър

Пример за първия вид е множествена звезда в центъра на мъглявината Орион, Орион или „трапеца на Орион“ (фиг. 75), състояща се от четири ярки компонента от спектрални класове O-B и два по-слаби, също клас B. Ако построим спектрална диаграма за тях - видима величина (Sp, m), тогава те ще бъдат добре разположени по една линия, която може да се приеме за горния ляв край на главната последователност на G - P диаграмата, когато всички са видими величините получават една и съща стойност, превръщайки се в M.

Това означава, че всички звезди на трапеца са на еднакво разстояние от Земята. Те са физически свързани с мъглявината Орион, но са доста далеч един от друг: със стойност от 21,5", ъгловото разстояние между A и D съответства на линейно разстояние от най-малко 11 000 AU.

Пример за втория вид е откриването на звезда с най-ниска яркост, спътник на звездата. За последното отдавна е известно, че има доста значително правилно движение в посоката. Ван Бисбрук, който започна през 1940 г. да търси слаби спътници на звезди с големи , намерени на разстояние 74" от звезда, която има собствено движение в посоката. Сходството е толкова голямо, че е необходимо да се разгледат и двете звезди, движещи се пространство по почти успоредни пътеки, т.е. физическа двойка. Тъй като паралаксът на тази звезда е , абсолютната величина на спътника е равна (спектър с емисионни линии H и K и водород), а линейното разстояние между компонентите е a. Любопитно е, че най-близката до Земята звезда има Кентавър За същия знак е открит слаб спътник на разстояние 2,2°, което съответства на линейно разстояние от около 10 600 AU.Тази звезда е малко по-близо до самия Кентавър, което затова получава името Проксима (проксима – най-близко) Кентавър.

Самият Кентавър е типична двойна система, в която компонентите се въртят около общ център на масата в елиптични орбити (фиг. 76). Най-простите са относителните наблюдения, при които координатите на спътник B се измерват с микрометър спрямо главната звезда A. Ако определим позицията на A и B спрямо звезди, които са случайни за дадена двойка, но са непосредствено в зрителното поле на телескопа, тогава ще се разкрие правилното движение на двойката в небесната посока сфера (равномерното движение по дъгата на голяма окръжност ще има общ център на маса G) и елиптично движение на компонентите A и B , което се случва по такъв начин, че три точки A, G и B винаги лежат на една и съща права линия. В този случай трябва да има

къде са масите на компонентите. Определянето на AG/GB се прави най-добре от широкомащабни снимки на двойната звезда, правени в продължение на няколко години.

Двойните звезди привличат вниманието, когато се срещат сред ярки звезди, особено когато и двата компонента са близо един до друг не само по позиция, но и по яркост. Наистина, с многобройните звезди на небесния свод, винаги ще има някаква слаба звезда в непосредствена близост до дадена ярка звезда; по същия начин, сред много слаби звезди винаги има - в малко зрително поле - две или повече звезди близо една до друга.

Но всичко това, разбира се, ще бъде произволна, оптична комбинация от звезди, които всъщност не са свързани с нищо.

Ориз. 76. Движение в системата на Кентавър. Показана е относителната орбита на спътник B, т.е. неговото движение спрямо главната звезда A (за годините 1830-1940). Всъщност движенията на A и B се случват близо до общ център на масата, но тези движения могат да бъдат идентифицирани отделно само чрез измерване на позицията на A и B спрямо заобикалящите полеви звезди, които нямат връзка със системата

Най-големият експерт по двойни звезди в нашия век, Ейткен, когато съставя своя каталог на двойни звезди, включва само онези двойки, които отговарят на условието

където е общата яркост на системата. Но това е умишлено либерална оценка, с цел да не бъде пропусната нито една физическа двойка сред наблюдаваните двойни звезди. И, разбира се, трябва да вземем предвид факта, че има много широки идентифицирани двойки, когато анализираме нашите собствени. движения като тези, описани по-горе, няма да задоволят условие (11.3), както и някои близки физически двойки, разделени от остро невъоръжено око, например Мизар и Алкор в Голяма мечка, Телец или Лира.

> Двойни звезди

– характеристики на наблюдението: какво представляват снимките и видеоклиповете, откриване, класифициране, кратни и променливи, как и къде да търсите в Голямата мечка.

Звездите в небето често образуват клъстери, които могат да бъдат плътни или, напротив, разпръснати. Но понякога между звездите възникват по-силни връзки. И тогава е обичайно да се говори за двойни системи или двойни звезди. Те се наричат още множествени. В такива системи звездите пряко влияят една на друга и винаги се развиват заедно. Примери за такива звезди (дори с наличието на променливи) могат да бъдат намерени буквално в най-известните съзвездия, например Голямата мечка.

Откриване на двойни звезди

Откриването на двойни звезди беше един от първите постижения, направени с помощта на астрономически бинокли. Първата система от този тип беше двойката Мизар в съзвездието Голяма мечка, която беше открита от италианския астроном Риколи. Тъй като във Вселената има невероятен брой звезди, учените решиха, че Мизар не може да бъде единствената двоична система. И тяхното предположение се оказа напълно оправдано от бъдещи наблюдения.

През 1804 г. Уилям Хершел, известен астроном, който е правил научни наблюдения в продължение на 24 години, публикува каталог с подробности за 700 двойни звезди. Но дори и тогава нямаше информация дали има физическа връзка между звездите в такава система.

Малък компонент "изсмуква" газ от голяма звезда

Някои учени са на мнение, че двойните звезди зависят от обща звездна асоциация. Техният аргумент беше разнородният блясък на компонентите на двойката. Затова изглеждаше, че ги разделя значително разстояние. За да се потвърди или отхвърли тази хипотеза, бяха необходими измервания на паралактичното изместване на звездите. Хершел пое тази мисия и за своя изненада установи следното: траекторията на всяка звезда има сложна елипсоидална форма, а не поява на симетрични трептения с период от шест месеца. Във видеото можете да наблюдавате еволюцията на двойните звезди.

Това видео показва еволюцията на близка двойна двойка звезди:

Можете да промените субтитрите, като щракнете върху бутона "cc".

Според физическите закони на небесната механика две тела, свързани чрез гравитация, се движат по елиптична орбита. Резултатите от изследванията на Хершел станаха доказателство за предположението, че в бинарните системи съществува гравитационна връзка.

Класификация на двойните звезди

Двойните звезди обикновено се групират в следните типове: спектрални двойни звезди, фотометрични двойни звезди и визуални двойни звезди. Тази класификация дава представа за звездната класификация, но не отразява вътрешната структура.

С помощта на телескоп можете лесно да определите двойствеността на визуалните двойни звезди. Днес има доказателства за 70 000 визуални двойни звезди. Освен това само 1% от тях определено имат собствена орбита. Един орбитален период може да продължи от няколко десетилетия до няколко века. От своя страна изграждането на орбитален път изисква значителни усилия, търпение, прецизни изчисления и дългосрочни наблюдения в обсерватория.

Често научната общност има информация само за някои фрагменти от орбитално движение и реконструира липсващите участъци от пътя, използвайки дедуктивен метод. Не забравяйте, че орбиталната равнина може да е наклонена спрямо зрителната линия. В този случай привидната орбита се различава сериозно от реалната. Разбира се, с висока точност на изчисленията е възможно да се изчисли истинската орбита на двоичните системи. За целта се прилагат първият и вторият закон на Кеплер.

Мизар и Алкор. Мизар е двойна звезда. Вдясно е сателитът Alcor. Между тях има само една светлинна година

След като бъде определена истинската орбита, учените могат да изчислят ъгловото разстояние между двойните звезди, тяхната маса и техния период на въртене. Често за това се използва третият закон на Кеплер, който помага да се намери сумата от масите на компонентите на двойката. Но за да направите това, трябва да знаете разстоянието между Земята и двойната звезда.

Двойни фотометрични звезди

Двойствената природа на такива звезди може да се научи само от периодичните колебания в яркостта. Докато се движат, звездите от този тип се редуват да се блокират една друга, поради което често се наричат затъмняващи двойни системи. Орбиталните равнини на тези звезди са близо до посоката на зрителната линия. Колкото по-малка е площта на затъмнението, толкова по-малка е яркостта на звездата. Чрез изучаване на кривата на светлината изследователят може да изчисли ъгъла на наклона на орбиталната равнина. Когато се записват две затъмнения, ще има два минимума (намаления) в кривата на светлината. Периодът, когато се наблюдават 3 последователни минимума в светлинната крива, се нарича орбитален период.

Периодът на двойните звезди продължава от няколко часа до няколко дни, което го прави по-кратък в сравнение с периода на визуалните двойни звезди (оптични двойни звезди).

Спектрални двойни звезди

Чрез метода на спектроскопията изследователите записват процеса на разделяне на спектралните линии, който възниква в резултат на ефекта на Доплер. Ако един компонент е слаба звезда, тогава в небето могат да се наблюдават само периодични колебания в позициите на отделни линии. Този метод се използва само когато компонентите на двойната система са на минимално разстояние и тяхното идентифициране с помощта на телескоп е сложно.

Двойните звезди, които могат да бъдат изследвани чрез ефекта на Доплер и спектроскопа, се наричат спектрално двойни. Не всяка двойна звезда обаче има спектрален характер. И двата компонента на системата могат да се приближават и отдалечават един от друг в радиална посока.

Според резултатите от астрономически изследвания повечето от двойните звезди се намират в галактиката Млечен път. Процентното съотношение на единичните и двойните звезди е изключително трудно за изчисляване. Работейки чрез изваждане, човек може да извади броя на известните двойни звезди от общото звездно население. В този случай става ясно, че двойните звезди са малцинство. Този метод обаче не може да се нарече много точен. Астрономите са запознати с термина „ефект на подбор“. За да се определи двойността на звездите, трябва да се определят техните основни характеристики. За това ще бъде полезно специално оборудване. В някои случаи е изключително трудно да се открият двойни звезди. По този начин визуално двойните звезди често не се визуализират на значително разстояние от астронома. Понякога е невъзможно да се определи ъгловото разстояние между звездите в двойка. За откриване на спектроскопични двойни системи или фотометрични звезди е необходимо внимателно измерване на дължините на вълните в спектралните линии и събиране на модулации на светлинните потоци. В този случай блясъкът на звездите трябва да е доста силен.

Всичко това рязко намалява броя на звездите, подходящи за изследване.

Според теоретичните разработки делът на двойните звезди в звездното население варира от 30% до 70%.