Układy podwójne i wielokrotne gwiazdowe.

Podwójne gwiazdy (fizyczne deble)

- dwie gwiazdy połączone siłami grawitacji i krążące po eliptycznych (w konkretnym przypadku kołowych) orbitach wokół wspólnego środka masy. Istnieje również wiele wielokrotności fizycznych. gwiazdy - potrójne, poczwórne itp., ale ich liczba jest znacznie mniejsza niż fizyczna. D. z. Jeśli komponenty są fizyczne D. z. można zobaczyć bezpośrednio przez teleskop lub na fotografiach (uzyskanych w tym celu za pomocą astrografów o długim ogniskowaniu), wówczas nazywa się to. wizualnie gwiazda podwójna. Bliskie gwiazdy dynamiczne, których dualności nie da się wykryć nawet w największych teleskopach, mogą okazać się spektroskopowymi dubletami lub dubletami zaćmieniowymi (w przeciwnym razie - zmienne zaćmieniowe, patrz). Te pierwsze okresowo ukazują swoją dwoistość. wahania lub podziały widma. linie, druga - okresowa. zmiany całkowitej jasności gwiazd. W niektórych przypadkach dualność można ustalić metodami lub metodą szybkiej rejestracji zakryć gwiazd przez Księżyc (krzywe fotometryczne zmian jasności gwiazdy pojedynczej i podwójnej okazują się różne). Do D. z. zaliczają się do nich także: gwiazdy astrometryczne z ciemnymi satelitami (wśród gwiazd bliskich Słońca odkryto około 20 gwiazd astrometrycznych); gwiazdy o złożonych widmach (kombinacje dwóch różnych widm); szerokie pary to gwiazdy o dużej wspólnej właściwości. ruchu (tj. przy dużym ruchu kątowym gwiazdy po sferze niebieskiej, wyrażonym w sekundach kątowych na rok). W kosmosie składniki mogą być oddzielone dziesiątkami tysięcy jednostek astronomicznych, a okresy orbitalne mogą sięgać kilku. milion lat. Fotometryczny D. z. Czasami nazywany także układy podwójne (wielokrotne), których mnogość ujawniają metody wielokolorowej fotometrii gwiazd oparte na jej porównaniu na diagramach dwukolorowych (wielokolorowych) (patrz).

Dotyczy. liczba znanych gwiazd podwójnych (i wielokrotnych) stale rośnie; obecnie uważa się, że większość (być może ponad 70%) gwiazd jest zjednoczona w układach o większej lub mniejszej wielokrotności; spośród znanych D. z. około 1/3 okazuje się gwiazdami potrójnymi lub gwiazdami o większej wielokrotności. Znane są gwiazdy sześcio- i siedmiokrotne.

Dużym zainteresowaniem cieszą się D. z., które obejmują fizyczne. gwiazdy zmienne (np.) i prawdopodobnie dlatego w tym przypadku możliwe jest oszacowanie mas tych obiektów.

Obserwując wizualną gwiazdę podwójną, mierzy się odległość między składnikami i kąt położenia linii środków, innymi słowy, kąt między kierunkiem północnego bieguna niebieskiego a kierunkiem linii łączącej główną (jaśniejszą) gwiazda wraz ze swoim satelitą (ryc. 1). Długoterminowe obserwacje mogą ujawnić krzywoliniowość trajektorii względnego ruchu satelity i umożliwić oszacowanie okresów orbitalnych.

Liczba odkrytych wizualnych gwiazd podwójnych (w tym szerokich par) przekracza 60 tysięcy, z czego jedynie 10 tysięcy jest mierzonych mniej lub bardziej regularnie. W ponad 500 z nich wykryto już krzywiznę ścieżki wystarczającą do podjęcia próby określenia kształtu krewnego. orbity. Przez około 150 D. z. wyznaczane są orbity, tj. Na podstawie pozornej trajektorii satelity wokół gwiazdy głównej obliczono elementy prawdziwej orbity, wskazując kształt i wymiary orbity oraz jej przestrzeni. orientacja. Na podstawie tych danych można wstępnie obliczyć położenie satelity na orbicie (ryc. 2). Orbituje tylko 80 DW. można uznać za określone na tyle wiarygodnie, że można je wykorzystać do określenia mas gwiazd wchodzących w skład układów podwójnych. Zastosowanie trzeciego prawa Keplera do ruchu. przy znanych odległościach do nich umożliwia (prawie jedyne) określenie mas gwiazd (patrz).

Zmiany w przesunięciach lub podziałach widma. linie spektroskopowych gwiazd podwójnych umożliwiają wyznaczenie , czyli rzutu prędkości orbitalnej na linię wzroku (rys. 3). Krzywe prędkości radialnych (rys. 4) - jednej lub obu składowych, jeśli satelita nie różni się zbytnio jasnością od gwiazdy głównej, a linie obu składowych są widoczne i dają się zmierzyć w widmie - umożliwiają obliczenie elementy prawdziwej orbity (jasny składnik wokół wspólnego środka masy, albo słabszy składnik wokół jasnego, umieszczony w ognisku względnej orbity, albo w końcu każdy składnik względem środka masy układu , rys. 5). Niektóre okresy spektroskopowych gwiazd podwójnych wahają się od 0,1084 dnia (Ursa Minor) do 59,8 lat (wizualnie D. Wielkiej Niedźwiedzicy). Zdecydowana większość spektroskopowych gwiazd podwójnych ma okresy rzędu kilku. dni W sumie odkryto ponad 3000 spektroskopowych gwiazd podwójnych, a dla około 1000 z nich obliczono elementy orbitalne.

Krzywa blasku gwiazdy zaćmieniowej. pokazuje okresowo spadek jasności - jeden lub dwa na okres i stała jasność pomiędzy minimami (dla gwiazd typu Algol) lub ciągła zmiana (dla gwiazd typu Lyra lub W Ursa Major, w tym drugim przypadku minima są prawie na tej samej głębokości , Widzieć). Liczba otwartych gwiazd zaćmieniowych. przekracza 5 tys

Ryż. 4. Wpływ kształtu i orientacji orbity na kształt
krzywa prędkości radialnej: 1 - orbita kołowa;
2 - ekscentryczność orbity mi=- 0,5, długość geograficzna periastronu;
3 - ekscentryczność orbity mi=0,5, ;
a, b, c, d - pozycje gwiazdy satelitarnej i
odpowiadające im wartości prędkości promieniowej.

Analiza krzywych pozwala określić nie tylko elementy orbity gwiazdy zaćmieniowej, ale także pewne cechy samych składników (kształt, wymiary wyrażone albo w ułamkach półosi wielkiej orbity, albo w kilometrów, jeżeli dostępne są dodatkowe pomiary prędkości promieniowej). Wysoka precyzja, nowoczesność fotowoltaika Pomiary światła pozwalają w niektórych przypadkach zidentyfikować i uwzględnić wpływ na krzywą blasku tzw. subtelne efekty, np. ciemnienie w kierunku krawędzi dysku gwiazdy, a także określić ilościowo stopień odchylenia kształtu składników od sferycznego dla bardzo bliskich układów podwójnych (typów Lyra i W Ursa Major). Przy zauważalnej mimośrodowości orbity można wykryć efekt obrotu linii apsyd (tj. linii łączącej periastron i apoaster, patrz), co można powiązać z istnieniem trzeciego, jeszcze nieodkrytego elementu układu lub z zauważalną różnicą w kształcie gwiazd od sferycznego w wyniku deformacji pobliskich składników pod wpływem pływów. Jeśli jeden ze składników zaćmienia D. z. - gorąca gwiazda, a druga to nadolbrzym z rozszerzoną atmosferą, wówczas możliwe jest bardzo szczegółowe zbadanie struktury i składu atmosfery nadolbrzyma poprzez zmiany widma zaćmień, gdy gorąca gwiazda prześwieca przez atmosferę nadolbrzyma podczas zaćmienie. Linie absorpcyjne będą się zmieniać, gdy gorąca gwiazda „zatapia się” w gęstszych warstwach rozszerzonej atmosfery nadolbrzyma. Przykładami takich par są: Auriga (okres 27 lat, z czego zaćmienie trwa około 2 lat!) i Auriga (okres 972 dni, zaćmienie trwa około 40 dni).

Za pomocą gwiazd podwójnych można poznać masy gwiazd i skonstruować różne zależności. A nie znając zależności między masą - promieniem, masą - jasnością i masą - klasą widmową, praktycznie nie da się nic powiedzieć o wewnętrznej strukturze gwiazd ani o ich ewolucji.

Jednak gwiazdy podwójne nie byłyby badane tak poważnie, gdyby całe ich znaczenie sprowadzało się do informacji o masie. Pomimo wielokrotnych prób poszukiwania pojedynczych czarnych dziur, wszystkie kandydatki na czarne dziury znajdują się w układach podwójnych. Gwiazdy Wolfa-Rayeta badano precyzyjnie dzięki gwiazdom podwójnym.

Oddziaływanie grawitacyjne pomiędzy elementami

Rodzaje gwiazd podwójnych i ich wykrywanie

Przykład bliskiego układu binarnego. Zdjęcie przedstawia gwiazdę zmienną Mira (omicron Ceti), wykonane przez teleskop kosmiczny nazwany jej imieniem. Hubble w ultrafiolecie. Zdjęcie przedstawia „ogon” akrecyjny skierowany od głównego składnika, czerwonego olbrzyma, do jego towarzysza, białego karła.

Fizycznie gwiazdy podwójne można podzielić na dwie klasy:

gwiazdy, pomiędzy którymi następuje, będzie lub była wymiana mas - zamknąć systemy binarne,
gwiazdy pomiędzy którymi w zasadzie wymiana masy jest niemożliwa - szerokie systemy podwójne.

Jeśli podzielimy układy podwójne ze względu na sposób obserwacji, będziemy w stanie je rozróżnić wizualny, widmowy, zaćmienie, astrometryczny systemy podwójne.

Wizualne gwiazdy podwójne

Gwiazdy podwójne, które można zobaczyć osobno (lub, jak mówią, można dozwolony), są nazywane widoczny podwójny, Lub wizualnie podwójne.

Podczas obserwacji wizualnej gwiazdy podwójnej mierzy się odległość pomiędzy składnikami oraz kąt położenia linii środków, innymi słowy, kąt pomiędzy kierunkiem północnego bieguna niebieskiego a kierunkiem linii łączącej gwiazdę główną z jej satelita. Decydującymi czynnikami są tutaj rozdzielczość teleskopu, odległość do gwiazd i odległość między gwiazdami. W sumie te trzy czynniki dają: 1) że wizualne gwiazdy podwójne są gwiazdami w pobliżu Słońca, 2) odległość między składnikami jest znaczna i zgodnie z prawami Keplera okres tego układu jest dość duży. Ten ostatni fakt jest najsmutniejszy, gdyż nie da się prześledzić orbity układu podwójnego bez przeprowadzenia licznych, wieloletnich obserwacji. A jeśli dziś w katalogach WDS i CCDM znajduje się odpowiednio ponad 78 000 i 110 000 obiektów, to można obliczyć orbity zaledwie kilkuset, a dla niecałych stu obiektów znana jest orbita z wystarczającą dokładnością, aby wyznaczyć masę składników.

Widmowe gwiazdy podwójne

Warunkowy przykład rozwidlenia i przemieszczenia linii w widmach spektroskopowych gwiazd podwójnych.

Spektralny dublet zwany układem gwiazd podwójnych, którego dualizm można wykryć za pomocą obserwacji spektralnych. Aby to zrobić, obserwują gwiazdę przez kilka nocy i jeśli odkryją, że linie „przechodzą” wzdłuż widma: jednej nocy zmierzone długości fal są takie same, drugiej są różne. Oznacza to, że prędkość źródła się zmienia. Może być tego wiele różnych przyczyn: sama gwiazda jest zmienna, może mieć gęstą, rozszerzającą się otoczkę utworzoną po wybuchu supernowej itp. itd. Jeśli zobaczymy widmo drugiej gwiazdy i zachowanie jej prędkości radialnej jest podobne do zachowania prędkości radialnej, to możemy z całą pewnością powiedzieć, że mamy układ dualny. Jednocześnie nie możemy zapominać, że jeśli pierwsza gwiazda zbliży się do nas i jej linie przesuną się do fioletowej części widma, to druga oddala się, a jej linie przesuną się do czerwonej części widma, i wzajemnie.

Ale jeśli druga gwiazda ma znacznie gorszą jasność od pierwszej, to mamy szansę jej nie zobaczyć i wtedy należy wziąć pod uwagę wszystkie możliwe scenariusze. Głównymi argumentami przemawiającymi za tym, że jest to gwiazda podwójna, jest okresowość prędkości radialnych oraz duża różnica między prędkościami maksymalnymi i minimalnymi. Ale jeśli dobrze się zastanowisz, używając tych samych argumentów, możesz powiedzieć, że odkryto egzoplanetę. Aby rozwiać wszelkie wątpliwości należy obliczyć funkcję masy. I na tej podstawie można już ocenić minimalną masę drugiego składnika i odpowiednio, czy niewidzialnym obiektem jest planeta, gwiazda, czy nawet czarna dziura.

Ponadto na podstawie danych spektroskopowych, oprócz mas składników, można obliczyć odległość między nimi, okres orbitalny i mimośród orbity, ale nie można już zaobserwować kąta nachylenia do płaszczyzny obrazu . Dlatego też można powiedzieć, że masę i odległość między elementami oblicza się jedynie z dokładnością do kąta nachylenia.

Jak każdy obiekt badany przez astronomów, istnieją katalogi spektroskopowych gwiazd podwójnych. Najbardziej znanym i najbardziej rozbudowanym jest „SB9” (z angielskiego Spectral Binaries). W tej chwili jest 2839 obiektów.

Zaćmienia gwiazd podwójnych

Zdarza się, że płaszczyzna orbity przechodzi lub prawie przechodzi przez oko obserwatora. Orbity gwiazd takiego układu są niejako skierowane do nas krawędzią. Tutaj gwiazdy będą okresowo się zaćmiewać, jasność całej pary będzie się zmieniać w tym samym okresie. Ten typ układu podwójnego nazywany jest układem podwójnym zaćmieniowym. Jeśli mówimy o zmienności gwiazdy, wówczas taką gwiazdę nazywa się zmienną zaćmieniową, co również wskazuje na jej dwoistość. Pierwszym odkrytym i najsłynniejszym układem podwójnym tego typu jest gwiazda Algol (Oko Diabła) w gwiazdozbiorze Perseusza.

Astrometryczne gwiazdy podwójne

Istnieją takie bliskie pary gwiazd, gdy jedna z gwiazd jest albo bardzo mała, albo ma niską jasność. W tym przypadku takiej gwiazdy nie można zobaczyć, ale nadal można wykryć dualizm. Jasny składnik będzie okresowo odchylał się od trajektorii prostoliniowej, najpierw w jednym kierunku, potem w drugim, tak jakby środek masy układu poruszał się po linii prostej. Zakłócenia te będą proporcjonalne do masy satelity. Badania jednej z najbliższych nam gwiazd, znanej jako Ross 614, wykazały, że amplituda odchylenia gwiazdy od oczekiwanego kierunku sięga 0,36``. Okres obiegu gwiazdy względem środka masy wynosi 16,5 roku. Wśród gwiazd bliskich Słońcu odkryto około 20 astrometrycznych gwiazd podwójnych.

Składniki gwiazd podwójnych

Istnieją różne gwiazdy podwójne: w parze są dwie podobne gwiazdy i są różne. Ale niezależnie od rodzaju, gwiazdy te są najbardziej podatne na badanie: dla nich, w przeciwieństwie do zwykłych gwiazd, analizując ich interakcje, można poznać prawie wszystkie parametry, w tym masę, kształt orbit, a nawet z grubsza określić cechy gwiazd znajdujących się blisko nich. Z reguły gwiazdy te mają nieco wydłużony kształt z powodu wzajemnego przyciągania. Około połowa wszystkich gwiazd w naszej Galaktyce należy do układów podwójnych, więc gwiazdy podwójne krążące wokół siebie są bardzo powszechnym zjawiskiem.

Przynależność do układu podwójnego ma ogromny wpływ na całe życie gwiazdy, zwłaszcza gdy partnerzy są blisko siebie. Strumienie materii przepływające z jednej gwiazdy do drugiej prowadzą do dramatycznych eksplozji, takich jak nowe i supernowe.

Spinki do mankietów

Systemy gwiazdowe
Związani grawitacją	Galaktyka · Galaktyka karłowata · Gromada kulista · Gromada otwarta gwiazd · Fizycznie podwójna gwiazda· Fizycznie gwiazda wielokrotna
Niepowiązane	Gwiezdny Strumień · Stowarzyszenie Gwiezdne · Ruchoma Grupa Gwiazd · Gwiazda Biegacza · Gwiazda Superszybkości
Połączone tylko wizualnie	Optyczna gwiazda podwójna· Optyczna gwiazda wielokrotna · Konstelacja · Asteryzm · Chmura gwiazd

Fundacja Wikimedia. 2010.

Zobacz, jakie „podwójne gwiazdy” znajdują się w innych słownikach:

Dwie gwiazdy krążące po eliptycznych orbitach wokół wspólnego środka masy pod wpływem grawitacji. Według metod obserwacji wyróżnia się wizualnie gwiazdy podwójne, których dwoistość można zobaczyć przez teleskop, gwiazdy podwójne widmowo, ... ... Wielki słownik encyklopedyczny

Gwiazdy widoczne gołym okiem jako jedna gwiazda i tylko w teleskopie dzielą się na dwie gwiazdy. D. Z. są: a) optyczne, jeśli bliskość jest tylko perspektywiczna (w rzeczywistości jedna gwiazda jest znacznie dalej od drugiej i tylko przez przypadek… ... Słownik Morski

Dwie gwiazdy krążące po orbitach eliptycznych wokół wspólnego środka masy pod wpływem sił grawitacyjnych... Słownik astronomiczny

- ... Wikipedii

Podwójne gwiazdy- Gwiazdy podwójne GWIAZDY PODWÓJNE, dwie gwiazdy połączone siłami grawitacyjnymi i krążące wokół wspólnego środka masy; najpopularniejszy typ gwiazd wielokrotnych (układy łączące dwie, trzy, cztery itd. gwiazdy). Podwójne gwiazdy, komponenty... ... Ilustrowany słownik encyklopedyczny

Artystyczna wizja układu podwójnego gwiazd typu O

Gwiazda podwójna lub układ podwójny to układ dwóch gwiazd związanych grawitacyjnie, krążących po zamkniętych orbitach wokół wspólnego środka masy. Gwiazdy podwójne są bardzo powszechnymi obiektami. Około połowa wszystkich gwiazd należy do układów podwójnych.

Mierząc okres orbitalny i odległość między gwiazdami, czasami można określić masy elementów układu. Metoda ta praktycznie nie wymaga dodatkowych założeń modelowych i dlatego jest jedną z głównych metod wyznaczania mas w astrofizyce. Z tego powodu układy podwójne, których elementy są lub są przedmiotem dużego zainteresowania astrofizyki.

Klasyfikacja

Fizycznie gwiazdy podwójne można podzielić na dwie klasy:

gwiazdy pomiędzy którymi w zasadzie wymiana masy jest niemożliwa - oddzielne systemy binarne.
gwiazdy, pomiędzy którymi następuje, będzie lub była wymiana mas - zamknąć systemy binarne. Te z kolei można podzielić na:
- Bliźniak, w którym tylko jedna gwiazda wypełnia płat Roche'a.
- Gwiazdy kontaktowe, gdzie obie gwiazdy wypełniają swoje płaty Roche’a.

Układy podwójne klasyfikuje się także ze względu na sposób obserwacji, jaki możemy wyróżnić wizualny, widmowy, zaćmienie, astrometryczny systemy podwójne.

Wizualne gwiazdy podwójne

Gwiazdy podwójne, które można zobaczyć osobno (lub, jak mówią, można dozwolony), są nazywane widoczny podwójny, Lub wizualnie podwójne.

Możliwość obserwacji gwiazdy jako wizualnego sobowtóra zależy od rozdzielczości teleskopu, odległości do gwiazd i odległości między nimi. Zatem wizualne gwiazdy podwójne to głównie gwiazdy sąsiedzkie o bardzo długich okresach orbitalnych (konsekwencja dużej odległości między składnikami). Ze względu na długi okres orbitę układu podwójnego można prześledzić jedynie na podstawie licznych obserwacji prowadzonych przez dziesięciolecia. Obecnie katalogi WDS i CCDM zawierają odpowiednio ponad 78 000 i 110 000 obiektów, a jedynie dla kilkuset z nich można obliczyć orbity. W przypadku mniej niż stu obiektów orbita jest znana z wystarczającą dokładnością, aby obliczyć masę składników.

Plamkowe interferometryczne gwiazdy podwójne

Interferometria plamkowa wraz z optyką adaptacyjną umożliwia osiągnięcie granicy dyfrakcyjnej rozdzielczości gwiazdowej, co z kolei umożliwia wykrywanie gwiazd podwójnych. Oznacza to, że w istocie układy binarne plamkowo-interferometryczne są tymi samymi wizualnymi układami podwójnymi. Jeśli jednak w klasycznej metodzie wizualno-dualnej konieczne jest uzyskanie dwóch oddzielnych obrazów, to w tym przypadku konieczna jest analiza interferogramów plamkowych.

Interferometria plamkowa jest skuteczna w przypadku układów podwójnych z okresami kilkudziesięcioletnimi.

Astrometryczne gwiazdy podwójne

Zachowanie astrometrycznego układu podwójnego na niebie.

W przypadku wizualnych gwiazd podwójnych widzimy dwa obiekty poruszające się po niebie jednocześnie. Jeśli jednak wyobrazimy sobie, że jeden z dwóch składników nie jest dla nas widoczny z tego czy innego powodu, wówczas dualizm nadal można wykryć poprzez zmianę położenia drugiego na niebie. W tym przypadku mówią o astrometrycznych gwiazdach podwójnych.

Jeśli dostępne są bardzo precyzyjne obserwacje astrometryczne, można założyć dualizm rejestrując nieliniowość ruchu: pierwszą pochodną ruchu właściwego i drugą. Astrometryczne gwiazdy podwójne służą do pomiaru masy różnych klas widmowych.

Widmowe gwiazdy podwójne

Warunkowy przykład rozwidlenia i przemieszczenia linii w widmach spektroskopowych gwiazd podwójnych.

Spektralny dublet nazywana gwiazdą, której dualizm wykrywa się za pomocą obserwacji spektralnych. Aby to zrobić, obserwuje się ją przez kilka nocy. Jeśli okaże się, że linie jego widma okresowo przesuwają się w czasie, oznacza to, że zmienia się prędkość źródła. Powodów może być wiele: zmienność samej gwiazdy, obecność gęstej, rozszerzającej się powłoki powstałej po wybuchu itp.

Jeśli otrzymamy widmo drugiej składowej, które wykazuje podobne przemieszczenia, ale w przeciwfazie, to możemy śmiało powiedzieć, że mamy układ podwójny. Jeśli pierwsza gwiazda zbliża się do nas i jej linie przesuną się na fioletową stronę widma, to druga oddala się, a jej linie przesuną się na stronę czerwoną i odwrotnie.

Ale jeśli druga gwiazda ma znacznie gorszą jasność od pierwszej, mamy szansę jej nie zobaczyć i wtedy musimy rozważyć inne możliwe opcje. Główną cechą gwiazdy podwójnej jest okresowość zmian prędkości radialnych i duża różnica między prędkościami maksymalnymi i minimalnymi. Ale ściśle rzecz biorąc, jest to możliwe. Aby się tego dowiedzieć, musimy obliczyć funkcję masy, za pomocą której można ocenić minimalną masę niewidzialnego drugiego składnika i odpowiednio, co to jest - gwiazda, a nawet czarna dziura.

Ponadto na podstawie danych spektroskopowych, oprócz mas składników, można obliczyć odległość między nimi, okres orbitalny i mimośród orbity. Na podstawie tych danych nie da się określić kąta nachylenia orbity do linii wzroku. Można zatem powiedzieć, że masę i odległość między elementami oblicza się jedynie z dokładnością do kąta nachylenia.

Jak w przypadku każdego typu obiektu badanego przez astronomów, istnieją katalogi spektroskopowych gwiazd podwójnych. Najbardziej znanym i najbardziej rozbudowanym z nich jest „SB9” (z angielskiego Spectral Binaries). W tej chwili znajduje się w nim 2839 obiektów.

Zaćmienia gwiazd podwójnych

Zdarza się, że płaszczyzna orbity jest nachylona do linii wzroku pod bardzo małym kątem: orbity gwiazd takiego układu znajdują się niejako krawędzią do nas. W takim układzie gwiazdy będą okresowo się zaćmiewać, to znaczy zmieniać się będzie jasność pary. Gwiazdy podwójne, które doświadczają takich zaćmień, nazywane są układami podwójnymi zaćmieniowymi lub zmiennymi zaćmieniowymi. Najbardziej znaną i pierwszą odkrytą gwiazdą tego typu jest Algol (Oko Diabła) w gwiazdozbiorze Perseusza.

Podwójny mikrosoczewkowy

Jeśli na linii wzroku pomiędzy gwiazdą a obserwatorem znajduje się ciało o silnym polu grawitacyjnym, wówczas obiekt zostanie soczewkowany. Gdyby pole było silne, wówczas zaobserwowano by kilka obrazów gwiazdy, jednak w przypadku obiektów galaktycznych ich pole nie jest na tyle silne, aby obserwator mógł rozróżnić kilka obrazów, w takim przypadku mówi się o mikrosoczewkowaniu. Jeżeli bryłą grawerującą jest gwiazda podwójna, to krzywa blasku uzyskana przy przejściu przez linię wzroku znacznie różni się od przypadku gwiazdy pojedynczej.

Korzystając z mikrosoczewkowania, szukamy gwiazd podwójnych, w których oba składniki są brązowymi karłami o małej masie.

Zjawiska i zjawiska związane z gwiazdami podwójnymi

Paradoks Algola

Paradoks ten został sformułowany w połowie XX wieku przez radzieckich astronomów A.G. Masewicza i P.P. Parenago, którzy zwrócili uwagę na rozbieżność pomiędzy masami składników Algola a ich etapem ewolucyjnym. Zgodnie z teorią ewolucji gwiazd tempo ewolucji masywnej gwiazdy jest znacznie większe niż gwiazdy o masie porównywalnej lub nieco większej od Słońca. Jest oczywiste, że składniki gwiazdy podwójnej powstały w tym samym czasie, dlatego składnik masywny powinien wyewoluować wcześniej niż składnik o małej masie. Jednak w układzie Algol masywniejszy element był młodszy.

Wyjaśnienie tego paradoksu wiąże się ze zjawiskiem przepływu mas w bliskich układach podwójnych i zostało po raz pierwszy zaproponowane przez amerykańskiego astrofizyka D. Crawforda. Jeśli założymy, że podczas ewolucji jeden ze składników ma możliwość przekazania masy swojemu sąsiadowi, wówczas paradoks zostaje usunięty.

Wymiana masy między gwiazdami

Przekrój powierzchni o równym potencjale w modelu Roche'a w płaszczyźnie orbity układu podwójnego

Rozważmy podejście zamkniętego układu binarnego (tzw Przybliżenia Roche’a):

Gwiazdy uważa się za masy punktowe i ich własny moment obrotu osiowego można pominąć w porównaniu z momentem orbitalnym
Komponenty obracają się synchronicznie.
Orbita kołowa

Następnie dla składowych M 1 i M 2, mając sumę półosi głównych a=a 1 + a 2, wprowadzamy układ współrzędnych synchroniczny z obrotem orbity RDS. Środek odniesienia znajduje się w środku gwiazdy M 1, oś X skierowana jest od M 1 do M 2, a oś Z skierowana jest wzdłuż wektora obrotu. Następnie zapisujemy potencjał związany z polami grawitacyjnymi składników i siłą odśrodkową:

Gdzie r 1 = √ x 2 + y 2 + z 2 , r 2 = √ (x-a) 2 + y 2 + z 2, μ= M 2 /(M 1 + M 2) , a ω jest częstotliwością rotacji wzdłuż orbity składników. Korzystając z trzeciego prawa Keplera, potencjał Roche'a można przepisać w następujący sposób:

gdzie jest potencjał bezwymiarowy:

gdzie q = M 2 /M 1

Ekwipotencjały wyznacza się z równania Φ(x,y,z)=const. W pobliżu centrów gwiazd niewiele różnią się od gwiazd sferycznych, jednak w miarę oddalania się od nich odchylenie od symetrii sferycznej staje się większe. W rezultacie obie powierzchnie spotykają się w punkcie Lagrange'a L 1. Oznacza to, że bariera potencjału w tym punkcie jest równa 0, a cząstki z powierzchni gwiazdy znajdującej się w pobliżu tego punktu są w stanie na skutek chaotycznego ruchu termicznego przedostać się do płata Roche'a sąsiedniej gwiazdy.

Symbiotyczne gwiazdy

Oddziałujące układy podwójne składające się ze wspólnej mgławicy i otoczone przez nią. Charakteryzują się złożonymi widmami, gdzie wraz z pasmami absorpcyjnymi (np. TiO) występują linie emisyjne charakterystyczne dla mgławic (OIII, NeIII itp. Gwiazdy symbiotyczne są zmienne z okresami kilkuset dni, charakteryzują się nową -podobne do rozbłysków, podczas których ich jasność wzrasta o dwie do trzech wielkości.

Gwiazdy symbiotyczne reprezentują stosunkowo krótkotrwały, ale niezwykle ważny i bogaty w przejawy astrofizyczne etap ewolucji podwójnych układów gwiazdowych o umiarkowanych masach, z początkowymi okresami orbitalnymi wynoszącymi 1-100 lat.

Pochodzenie i ewolucja

Mechanizm powstawania pojedynczej gwiazdy został dość dobrze zbadany - jest to kompresja spowodowana niestabilnością grawitacyjną. Udało się także wyznaczyć funkcję rozkładu mas początkowych. Oczywiście scenariusz powstania gwiazdy podwójnej powinien być taki sam, ale z dodatkowymi modyfikacjami. Należy również wyjaśnić następujące znane fakty:

Podwójna częstotliwość. Średnio wynosi 50%, ale jest inaczej dla gwiazd o różnych klasach widmowych. Dla gwiazd O jest to około 70%, dla gwiazd takich jak Słońce (klasa widmowa G) jest to bliskie 50%, a dla klasy widmowej M około 30%.
Rozkład okresów.
Ekscentryczność gwiazd podwójnych może przyjmować dowolną wartość 0
Stosunek masy Rozkład stosunku masy q = M 1 / M 2 jest najtrudniejszy do zmierzenia, ponieważ wpływ efektów selekcji jest duży, ale w tej chwili uważa się, że rozkład jest równomierny i mieści się w granicach 0,2

W tej chwili nie ma ostatecznego zrozumienia, jakie dokładnie modyfikacje należy wprowadzić i jakie czynniki i mechanizmy odgrywają tutaj decydującą rolę. Wszystkie obecnie proponowane teorie można podzielić ze względu na mechanizm powstawania, jaki wykorzystują:

Teorie z rdzeniem pośrednim
Teorie z dyskiem pośrednim
Teorie dynamiczne

Teorie z rdzeniem pośrednim

Najliczniejsza klasa teorii. W nich tworzenie następuje w wyniku szybkiego lub wczesnego podziału protochmury.

Najwcześniejszy z nich uważa, że podczas zapadania się, na skutek różnego rodzaju niestabilności, chmura rozpada się na lokalne masy Jeansa, rosnące tak długo, aż najmniejsza z nich przestanie być optycznie przezroczysta i nie będzie już w stanie skutecznie chłodzić. Jednak obliczona funkcja masy gwiazdy nie pokrywa się z obserwowaną.

Inna wczesna teoria sugerowała namnażanie się zapadających się jąder w wyniku deformacji w różne kształty eliptyczne.

Współczesne teorie tego typu uważają, że główną przyczyną fragmentacji jest wzrost energii wewnętrznej i energii rotacyjnej w miarę kurczenia się chmury.

Teorie z dyskiem pośrednim

W teoriach z dyskiem dynamicznym powstawanie następuje podczas fragmentacji dysku protogwiazdowego, czyli znacznie później niż w teoriach z rdzeniem pośrednim. Wymaga to dość masywnego dysku, który jest podatny na niestabilność grawitacyjną i którego gaz jest skutecznie chłodzony. Wtedy może pojawić się kilku towarzyszy leżących w tej samej płaszczyźnie, którzy akreują gaz z dysku macierzystego.

Ostatnio znacznie wzrosła liczba obliczeń komputerowych takich teorii. W ramach tego podejścia dobrze wyjaśniono genezę bliskich układów binarnych, a także układów hierarchicznych o różnej krotności.

Teorie dynamiczne

Ten ostatni mechanizm sugeruje, że gwiazdy podwójne powstały w wyniku dynamicznych procesów napędzanych konkurencyjną akrecją. W tym scenariuszu zakłada się, że chmura molekularna na skutek różnego rodzaju turbulencji wewnątrz niej tworzy skupiska o masie zbliżonej do Jeansa. Zlepki te, oddziałując ze sobą, konkurują o substancję pierwotnej chmury. W takich warunkach świetnie sprawdzają się zarówno wspomniany już model z dyskiem pośrednim, jak i inne mechanizmy, o których mowa poniżej. Dodatkowo dynamiczne tarcie z otaczającym gazem zbliża elementy do siebie.

Jako jeden z mechanizmów działających w tych warunkach proponuje się połączenie fragmentacji z rdzeniem pośrednim i hipotezą dynamiczną. Pozwala to na odtworzenie częstotliwości wielu gwiazd w formacie . Jednak w chwili obecnej mechanizm fragmentacji nie jest dokładnie opisany.

Inny mechanizm polega na zwiększeniu przekroju oddziaływania grawitacyjnego w pobliżu dysku do momentu przechwycenia pobliskiej gwiazdy. Chociaż mechanizm ten jest całkiem odpowiedni dla gwiazd masywnych, jest całkowicie nieodpowiedni dla gwiazd o małej masie i jest mało prawdopodobne, aby dominował w powstawaniu gwiazd podwójnych.

Egzoplanety w układach podwójnych

Egzoplaneta znajdująca się w układzie podwójnym Kepler-47 oczami artysty.

Spośród ponad 800 obecnie znanych egzoplanet liczba krążących wokół pojedynczych gwiazd znacznie przewyższa liczbę planet występujących w układach gwiezdnych o różnej wielkości. Według najnowszych danych tych ostatnich jest 64.

Egzoplanety w układach podwójnych dzieli się zwykle według konfiguracji ich orbit:

Egzoplanety klasy S krążą wokół jednego ze składników (na przykład OGLE-2013-BLG-0341LB b). Jest ich 57.
Klasa P obejmuje te, które krążą wokół obu komponentów. Znaleziono je w NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b i Kepler-35 (AB)b.

Jeśli spróbujesz przeprowadzić statystyki, dowiesz się:

Znaczna część planet żyje w układach, w których składniki są rozdzielone w zakresie od 35 do 100, koncentrując się wokół wartości 20. mi.
Planety w szerokich układach (>100 AU) mają masy w zakresie od 0,01 do 10 MJ (prawie takie same jak dla gwiazd pojedynczych), natomiast masy planet w układach o mniejszej odległości wahają się od 0,1 do 10 MJ
Planety w szerokich układach są zawsze pojedyncze
Rozkład mimośrodów orbitalnych różni się od pojedynczych, osiągając wartości e = 0,925 i e = 0,935.

Ważne cechy procesów formacyjnych

Przycinanie dysku protoplanetarnego. Podczas gdy w gwiazdach pojedynczych może rozciągać się do (30-50 jednostek astronomicznych), w gwiazdach podwójnych jego rozmiar jest zmniejszany pod wpływem drugiego składnika. Zatem zasięg dysku protoplanetarnego jest 2-5 razy mniejszy niż odległość między składnikami.

Krzywizna dysku protoplanetarnego. Dysk pozostały po obrzezaniu w dalszym ciągu podlega wpływowi drugiego składnika i zaczyna się rozciągać, deformować, przeplatać, a nawet pękać. Ponadto taki dysk zaczyna precesję.

Skrócenie czasu życia dysku protoplanetarnego Zarówno w przypadku szerokich układów podwójnych, jak i pojedynczych, czas życia dysku protoplanetarnego wynosi 1-10 milionów lat. Jeden do systemów dzielonych< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Scenariusz powstawania planetozymów

Niekompatybilne scenariusze edukacyjne

Istnieją scenariusze, w których początkowa, zaraz po powstaniu, konfiguracja układu planetarnego różni się od obecnej i została osiągnięta w trakcie dalszej ewolucji.

Jednym z takich scenariuszy jest przechwycenie planety przez inną gwiazdę. Ponieważ gwiazda podwójna ma znacznie większy przekrój interakcji, prawdopodobieństwo zderzenia i przechwycenia planety przez inną gwiazdę jest znacznie wyższe.
Drugi scenariusz zakłada, że w trakcie ewolucji jednego ze składników, już na etapach po ciągu głównym, w pierwotnym układzie planetarnym powstają niestabilności. W rezultacie planeta opuszcza swoją pierwotną orbitę i staje się wspólna dla obu składników.

Dane astronomiczne i ich analiza

Lekkie krzywe

Same zaćmienia

Skutki elipsoidalności.

Efekty odbicia, a raczej przetworzenia promieniowania jednej gwiazdy w atmosferze drugiej.

Jednakże analiza samych zaćmień, których składowe są sferycznie symetryczne i nie występują efekty odbicia, sprowadza się do rozwiązania następującego układu równań:

gdzie ξ, ρ to odległości biegunowe na dysku pierwszej i drugiej gwiazdy, I a to funkcja absorpcji promieniowania jednej gwiazdy przez atmosferę drugiej, I c to funkcja jasności obszarów dσ dla różnych składników , Δ to obszar nakładania się, r ξc, r ρc to całkowite promienie pierwszej i drugiej gwiazdy.

Rozwiązanie tego układu bez założeń apriorycznych jest niemożliwe. Podobnie jak analiza bardziej złożonych przypadków z elipsoidalnym kształtem składowych i efektami odbicia, które są istotne w różnych wariantach bliskich układów podwójnych. Dlatego wszystkie nowoczesne metody analizy krzywych blasku w taki czy inny sposób wprowadzają założenia modelowe, których parametry można znaleźć poprzez inne typy obserwacji.

Krzywe prędkości promieniowej

Jeśli gwiazdę podwójną obserwuje się spektroskopowo, jest to spektroskopowa gwiazda podwójna. Następnie możemy wykreślić zależność zmiany prędkości promieniowych elementów od czasu. Jeśli założymy, że orbita jest kołowa, możemy napisać, co następuje:

gdzie V s to prędkość promieniowa elementu, i to nachylenie orbity w stosunku do linii wzroku, P to okres, a to promień orbity elementu. Jeśli teraz podstawimy do tego wzoru trzecie prawo Keplera, otrzymamy:

gdzie M s jest masą badanego składnika, M 2 jest masą drugiego składnika. Zatem obserwując oba składniki, można określić stosunek mas gwiazd tworzących układ podwójny. Jeśli ponownie skorzystamy z trzeciego prawa Keplera, to drugie zostanie zredukowane do następującego:

gdzie G jest stałą grawitacji, a f(M 2) jest funkcją masy gwiazdy i z definicji jest równe:

Jeśli orbita nie jest kołowa, ale ma mimośród, można wykazać, że dla funkcji masy okres orbitalny P należy pomnożyć przez współczynnik .

Jeśli drugi składnik nie zostanie zaobserwowany, wówczas funkcja f(M 2) służy jako dolna granica jego masy.

Warto zauważyć, że badając jedynie krzywe prędkości radialnych nie da się określić wszystkich parametrów układu podwójnego, zawsze będzie istniała niepewność w postaci nieznanego kąta nachylenia orbity.

Wyznaczanie mas komponentów

Prawie zawsze oddziaływanie grawitacyjne między dwiema gwiazdami opisują z wystarczającą dokładnością prawa Newtona i prawa Keplera, które są konsekwencją praw Newtona. Aby jednak opisać podwójne pulsary, musimy skorzystać z ogólnej teorii względności. Badając obserwacyjne przejawy efektów relatywistycznych, możemy po raz kolejny sprawdzić trafność teorii względności.

Trzecie prawo Keplera wiąże okres obrotu z odległością między elementami i masą układu:

gdzie jest okresem obrotu, jest półoś wielką układu, jest masą składników i jest stałą grawitacji. W przypadku wizualnego układu podwójnego można wyznaczyć orbity obu składników, obliczyć okres i półoś oraz stosunek mas. Często jednak dualizm systemu można ocenić jedynie na podstawie danych spektralnych (binarnych widmowych). Na podstawie ruchu linii widmowych można wyznaczyć prędkości promieniowe jednej składowej, a w rzadkich przypadkach dwóch składowych jednocześnie. Jeżeli znana jest prędkość promieniowa tylko jednej składowej, to nie można uzyskać pełnej informacji o masach, ale można skonstruować funkcję masy i wyznaczyć górną granicę masy drugiej składowej, a co za tym idzie stwierdzić, czy można ją czarna dziura lub gwiazda neutronowa.

Historia odkryć i badań

Wielebny John Michell jako pierwszy wysunął ideę istnienia gwiazd podwójnych. W przemówieniu wygłoszonym w Towarzystwie Królewskim w 1767 roku zasugerował, że wiele gwiazd postrzeganych jako układy podwójne może w rzeczywistości być ze sobą fizycznie powiązane. Dowody obserwacyjne potwierdzające tę hipotezę zostały opublikowane przez Sir Williama Herschela w 1802 roku.

Gwiazdy podwójne to gwiazdy, które po dokładnym zbadaniu jedną z opisanych poniżej metod okazują się składać z dwóch gwiazd znajdujących się przestrzennie blisko siebie i dlatego oddziałujących fizycznie. W tym przypadku każdą z gwiazd traktujemy jako składnik (składnik) fizycznej pary gwiazd lub w ogólnym przypadku gwiazdy wielokrotnej (potrójnej, poczwórnej itp.). Gwiazdy podwójne nie są rzadkością; wręcz przeciwnie, można by pomyśleć, że pojedyncze gwiazdy, które nie są częścią układów podwójnych lub wielokrotnych, są raczej wyjątkiem niż regułą (patrz poniżej).

WIZUALNE GWIAZDY PODWÓJNE

Dwie gwiazdy znajdujące się blisko kosmosu, ale daleko od ziemskiego obserwatora, gołym okiem łączą się w jedną, ale w teleskopie o wystarczającym powiększeniu (KPA 18, 26) są widoczne osobno. Dokładnie tak odkryto je w XVII wieku. pierwsze podwójne gwiazdy. Zgodnie ze sposobem, w jaki zostały odkryte, nazywane są wizualnymi gwiazdami podwójnymi. Może się okazać, że dwie gwiazdy położone niemal w tym samym kierunku są od siebie bardzo odległe przestrzennie (przykładowo jedna jest trzy razy dalej od drugiej). Takie gwiazdy tworzą parę optyczną i nie są uważane za układy podwójne.

To, czy ta para jest fizyczna, czy optyczna, zostało ustalone na podstawie wieloletnich obserwacji teleskopowych. W parze fizycznej każdy element musi poruszać się wokół wspólnego środka masy po przekroju stożkowym – najczęściej po elipsie. Dlatego jeden składnik będzie opisywał elipsę względem drugiego. Nawet jeśli okres orbitalny wynosi kilkaset lat (co często się zdarza), krzywizna ścieżki staje się jednak zauważalna po kilku dekadach, kiedy obserwacje są dość dokładne. Istnieje jednak wiele gwiazd podwójnych, których okres obiegu wynosi kilkadziesiąt lub kilka lat, a wtedy fakt ruchu orbitalnego staje się widoczny już przy krótszych obserwacjach. Same obserwacje polegają na pomiarze za pomocą mikrometru (gwintowego lub innego) odległości kątowej pomiędzy elementami oraz kąta pomiędzy kierunkiem północnego bieguna niebieskiego a linią łączącą elementy (ryc. 74).

Kąt ten nazywany jest kątem położenia i jest zawsze mierzony w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara (na wschód). Odległość p wyraża się zwykle w sekundach kątowych. Jeśli , to obserwacje fotograficzne przy użyciu astrografów o długim ogniskowym należy preferować nad obserwacje wizualne. Na krótszych dystansach obserwacje wzrokowe są dokładniejsze. Na granicy zdolności rozdzielczej teleskopu lepiej jest zastosować interferometr okularowy. Poniżej granicy rozdzielczości stosuje się interferometr gwiazdowy (KPA 458). Interferometry działają jednak dobrze tylko wtedy, gdy jasność obu elementów jest w przybliżeniu taka sama.

Odległość kątowa d” pomiędzy elementami odpowiada odległości liniowej wyrażonej w jednostkach astronomicznych,

pod warunkiem, że odcinek d jest prostopadły do linii wzroku. Jeśli para gwiazd jest bardzo odległa, to jej paralaksa jest bardzo mała i dlatego nawet duże odległości d będą widoczne pod bardzo małym kątem. Jest oczywiste, że wizualne gwiazdy podwójne obserwuje się głównie wśród gwiazd bliskich nam.

Ryż. 74. Pomiar względnego położenia składników A i B w układzie binarnym. Przypuszczalny. że A jest głównym (jaśniejszym) składnikiem. E - wskazuje kierunek na wschód od niego

Szersze pary fizyczne, w których składniki są oddzielone od siebie na odległości tysięcy i dziesiątek tysięcy jednostek astronomicznych, również będą stosunkowo szeroko rozmieszczone na niebie nawet w bardzo dużych odległościach, ale jak pokazano dalej [por. wzór (12.2)], w takich układach ruch orbitalny przebiega bardzo (!) powoli i taką parę można zidentyfikować albo na podstawie wspólności cech fizycznych, albo na podstawie wspólności ruchu przestrzennego elementów.

Ryż. 75. Układ wielokrotny „Trapez Oriona” lub O, Orion. Składa się z sześciu evezd fizycznie połączonych ze sobą: . Rozmiary kół przedstawiających gwiazdy nie mają nic wspólnego z ich prawdziwymi rozmiarami, a jedynie w przybliżeniu wyrażają ich blask. W przyjętej na rysunku skali wzajemnych odległości gwiazd ich średnice wyrażałyby się w ułamkach mikrometra

Przykładem pierwszego rodzaju jest gwiazda wielokrotna w centrum Mgławicy Oriona, Orion lub „Trapez Oriona” (ryc. 75), składająca się z czterech jasnych składowych klas widmowych O-B i dwóch słabszych, także klasy B. Jeśli skonstruujemy dla nich diagram widma - wielkość pozorna (Sp, m), wówczas będą one dobrze zlokalizowane wzdłuż jednej linii, którą można przyjąć jako lewy górny koniec głównej sekwencji diagramu G - P, gdy wszystkie są widoczne wielkości mają tę samą wartość, po przeliczeniu na M.

Oznacza to, że wszystkie gwiazdy Trapezu znajdują się w tej samej odległości od Ziemi. Są fizycznie połączone z Mgławicą Oriona, ale są od siebie dość daleko: przy wartości 21,5", odległość kątowa pomiędzy A i D odpowiada odległości liniowej co najmniej 11 000 AU.

Przykładem drugiego rodzaju jest odkrycie gwiazdy o najniższej jasności, satelity gwiazdy. Od dawna wiadomo, że ten ostatni ma dość znaczący ruch właściwy w tym kierunku. Van Biesbrouck, który rozpoczął w 1940 roku poszukiwania słabych satelitów gwiazd o dużym , znalezionych w odległości 74 cali od gwiazdy poruszającej się w danym kierunku. Podobieństwo jest tak duże, że konieczne jest uwzględnienie obu gwiazd poruszających się przestrzeń po prawie równoległych torach, czyli para fizyczna.Ponieważ paralaksa tej gwiazdy wynosi , wielkość bezwzględna satelity jest równa (widmo z liniami emisyjnymi H i K oraz wodór), a odległość liniowa pomiędzy składnikami wynosi a. Ciekawe, że gwiazda najbliższa Ziemi ma Centauri. Dla tego samego znaku odkryto słabego satelitę w odległości 2,2°, co odpowiada odległości liniowej około 10 600 AU. Gwiazda ta jest nieco bliżej samego Centauri, co dlatego otrzymał nazwę Proxima (proxima - najbliższy) Centauri.

Sam Centauri jest typowym układem podwójnym, w którym składniki krążą wokół wspólnego środka masy na orbitach eliptycznych (ryc. 76). Najprostsze są obserwacje względne, w których współrzędne satelity B mierzone są mikrometrem względem gwiazdy głównej A. Jeśli ustalimy położenie A i B względem gwiazd, które są dla danej pary losowe, ale od razu znajdują się w polu widzenia teleskopu, wówczas zostanie ujawniony prawidłowy ruch pary w kierunku niebieskim, kula (ruch jednostajny po łuku koła wielkiego będzie miał wspólny środek masy G) oraz ruch eliptyczny składników A i B , co zachodzi w ten sposób, że trzy punkty A, G i B leżą zawsze na tej samej prostej. W tym przypadku powinno być

gdzie są masy składników. Oznaczenie AG/GB najlepiej przeprowadzić na podstawie wielkoformatowych zdjęć gwiazdy podwójnej wykonanych na przestrzeni kilku lat.

Gwiazdy podwójne przyciągają uwagę, gdy występują wśród jasnych gwiazd, zwłaszcza gdy oba składniki są blisko siebie nie tylko pod względem położenia, ale także jasności. Rzeczywiście, przy dużej liczbie gwiazd na firmamencie, w pobliżu danej jasnej gwiazdy zawsze znajdzie się jakaś słaba gwiazda; w ten sam sposób wśród bardzo słabych gwiazd zawsze - w małym polu widzenia - znajdują się dwie lub więcej gwiazd blisko siebie.

Ale wszystko to będzie oczywiście przypadkowymi, optycznymi kombinacjami gwiazd, tak naprawdę niczym nie połączonymi.

Ryż. 76. Ruch w układzie Centauri. Pokazano orbitę względną satelity B, czyli jego ruch względem gwiazdy głównej A (dla lat 1830-1940). W rzeczywistości ruchy A i B zachodzą w pobliżu wspólnego środka masy, ale ruchy te można zidentyfikować oddzielnie jedynie poprzez pomiar położenia A i B względem otaczających gwiazd pola, które nie mają związku z układem

Największy znawca gwiazd podwójnych naszego stulecia, Aitken, sporządzając swój katalog gwiazd podwójnych, uwzględniał tylko te pary, które spełniają warunek

gdzie jest całkowita jasność systemu. Jest to jednak celowo liberalny szacunek, mający na celu nie pominięcie ani jednej fizycznej pary spośród obserwowanych gwiazd podwójnych. I oczywiście musimy wziąć pod uwagę fakt, że analizując nasze własne, identyfikujemy bardzo szerokie pary. ruchy takie jak te opisane powyżej nie spełnią warunku (11.3), jak również niektóre bliskie pary fizyczne oddzielone bystrym gołym okiem, na przykład Mizar i Alcor w Byku Wielkiej Niedźwiedzicy lub Lirze.

> Podwójne gwiazdy

– cechy obserwacji: co to jest ze zdjęciami i filmami, wykrywanie, klasyfikacja, wielokrotności i zmienne, jak i gdzie szukać w Wielkiej Niedźwiedzicy.

Gwiazdy na niebie często tworzą gromady, które mogą być gęste lub wręcz rozproszone. Ale czasami między gwiazdami powstają silniejsze połączenia. A potem zwyczajowo mówi się o podwójnych systemach lub podwójne gwiazdy. Nazywa się je również wielokrotnościami. W takich układach gwiazdy bezpośrednio wpływają na siebie i zawsze ewoluują razem. Przykłady takich gwiazd (nawet przy obecności zmiennych) można znaleźć dosłownie w najsłynniejszych konstelacjach, na przykład Wielkiej Niedźwiedzicy.

Odkrycie gwiazd podwójnych

Odkrycie gwiazd podwójnych było jednym z pierwszych osiągnięć dokonanych za pomocą lornetki astronomicznej. Pierwszym układem tego typu była para Mizarów w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy, którą odkrył włoski astronom Riccoli. Ponieważ we Wszechświecie jest niesamowita liczba gwiazd, naukowcy zdecydowali, że Mizar nie może być jedynym układem podwójnym. A ich założenie okazało się całkowicie uzasadnione przyszłymi obserwacjami.

W 1804 roku William Herschel, słynny astronom prowadzący obserwacje naukowe od 24 lat, opublikował katalog zawierający szczegółowe informacje na temat 700 gwiazd podwójnych. Ale nawet wtedy nie było informacji o tym, czy istnieje fizyczne połączenie między gwiazdami w takim układzie.

Mały składnik „wysysa” gaz z dużej gwiazdy

Niektórzy naukowcy przyjęli pogląd, że gwiazdy podwójne zależą od wspólnego powiązania gwiazdowego. Ich argumentem był niejednorodny połysk elementów pary. Wydawało się zatem, że dzieli ich znaczna odległość. Aby potwierdzić lub obalić tę hipotezę, potrzebne były pomiary paralaktycznego przemieszczenia gwiazd. Herschel podjął się tej misji i ku swemu zaskoczeniu odkrył, co następuje: trajektoria każdej gwiazdy ma złożony kształt elipsoidalny, a nie wygląd symetrycznych oscylacji trwających sześć miesięcy. Na filmie można zaobserwować ewolucję gwiazd podwójnych.

Ten film pokazuje ewolucję bliskiej pary gwiazd podwójnych:

Możesz zmienić napisy, klikając przycisk „cc”.

Zgodnie z fizycznymi prawami mechaniki niebieskiej dwa ciała połączone grawitacją poruszają się po orbicie eliptycznej. Wyniki badań Herschela stały się dowodem na założenie, że w układach podwójnych istnieje połączenie sił grawitacyjnych.

Klasyfikacja gwiazd podwójnych

Gwiazdy podwójne dzieli się zazwyczaj na następujące typy: układy podwójne widmowe, układy podwójne fotometryczne i układy podwójne wizualne. Klasyfikacja ta daje wyobrażenie o klasyfikacji gwiazd, ale nie odzwierciedla struktury wewnętrznej.

Za pomocą teleskopu można łatwo określić dwoistość wizualnych gwiazd podwójnych. Obecnie istnieją dowody na istnienie 70 000 wizualnych gwiazd podwójnych. Co więcej, tylko 1% z nich na pewno ma własną orbitę. Jeden okres orbitalny może trwać od kilkudziesięciu lat do kilku stuleci. Z kolei zbudowanie ścieżki orbitalnej wymaga sporego wysiłku, cierpliwości, precyzyjnych obliczeń i długotrwałych obserwacji w obserwatorium.

Często środowisko naukowe dysponuje informacjami jedynie o niektórych fragmentach ruchu orbitalnego, a brakujące odcinki ścieżki rekonstruuje metodą dedukcyjną. Nie zapominaj, że płaszczyzna orbity może być nachylona w stosunku do linii wzroku. W tym przypadku pozorna orbita znacznie różni się od rzeczywistej. Oczywiście przy dużej dokładności obliczeń możliwe jest obliczenie prawdziwej orbity układów podwójnych. W tym celu stosuje się pierwsze i drugie prawo Keplera.

Mizara i Alkora. Mizar to gwiazda podwójna. Po prawej stronie znajduje się satelita Alcor. Dzieli ich tylko jeden rok świetlny

Po ustaleniu prawdziwej orbity naukowcy mogą obliczyć odległość kątową między gwiazdami podwójnymi, ich masę i okres rotacji. Często wykorzystuje się do tego trzecie prawo Keplera, które pomaga znaleźć sumę mas składników pary. Ale aby to zrobić, musisz znać odległość między Ziemią a gwiazdą podwójną.

Podwójne gwiazdy fotometryczne

Podwójną naturę takich gwiazd można poznać jedynie na podstawie okresowych wahań jasności. Kiedy się poruszają, gwiazdy tego typu na zmianę blokują się nawzajem, dlatego często nazywane są układami podwójnymi zaćmieniowymi. Płaszczyzny orbit tych gwiazd są zbliżone do kierunku linii wzroku. Im mniejszy obszar zaćmienia, tym mniejsza jasność gwiazdy. Badając krzywą blasku, badacz może obliczyć kąt nachylenia płaszczyzny orbity. Kiedy zostaną zarejestrowane dwa zaćmienia, na krzywej blasku pojawią się dwa minima (spadki). Okres, w którym na krzywej blasku obserwuje się 3 kolejne minima, nazywany jest okresem orbitalnym.

Okres gwiazd podwójnych trwa od kilku godzin do kilku dni, co czyni go krótszym w porównaniu z okresem wizualnych gwiazd podwójnych (optycznych gwiazd podwójnych).

Widmowe gwiazdy podwójne

Metodą spektroskopii badacze rejestrują proces rozszczepiania linii widmowych, do którego dochodzi w wyniku efektu Dopplera. Jeśli jednym ze składników jest gwiazda słaba, wówczas na niebie można zaobserwować jedynie okresowe wahania położenia pojedynczych linii. Metodę tę stosuje się tylko wtedy, gdy elementy układu podwójnego znajdują się w minimalnej odległości, a ich identyfikacja za pomocą teleskopu jest skomplikowana.

Gwiazdy podwójne, które można badać za pomocą efektu Dopplera i spektroskopu, nazywane są gwiazdami podwójnymi widmowo. Jednak nie każda gwiazda podwójna ma charakter widmowy. Obydwa elementy układu mogą się do siebie zbliżać i oddalać w kierunku promieniowym.

Według wyników badań astronomicznych większość gwiazd podwójnych znajduje się w galaktyce Drogi Mlecznej. Procentowy stosunek gwiazd pojedynczych i podwójnych jest niezwykle trudny do obliczenia. Poprzez odejmowanie można odjąć liczbę znanych gwiazd podwójnych od całkowitej populacji gwiazd. W tym przypadku staje się jasne, że gwiazdy podwójne są w mniejszości. Jednak tej metody nie można nazwać bardzo dokładną. Astronomowie znają termin „efekt selekcji”. Aby ustalić binarność gwiazd, należy określić ich główne cechy. Przyda się do tego specjalny sprzęt. W niektórych przypadkach niezwykle trudno jest wykryć gwiazdy podwójne. Dlatego wizualnie gwiazdy podwójne często nie są widoczne w znacznej odległości od astronoma. Czasami niemożliwe jest określenie odległości kątowej między gwiazdami w parze. Aby wykryć spektroskopowe układy podwójne lub gwiazdy fotometryczne, należy dokładnie zmierzyć długości fal w liniach widmowych i zebrać modulacje strumieni świetlnych. W takim przypadku blask gwiazd powinien być dość silny.

Wszystko to gwałtownie zmniejsza liczbę gwiazd nadających się do badania.

Według rozwoju teorii udział gwiazd podwójnych w populacji gwiazd waha się od 30% do 70%.