Большая Советская Энциклопедия (цитаты)

Двойные звезды

Двойные звезды (далее Д)две звезды, близкие друг другу в пространстве и составляющие физическую систему, компоненты которой связаны силами взаимного тяготения. Компоненты обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и вместе движутся в Галактике. Двойные звезды являются частным случаем кратных звезд, состоящих иногда из нескольких Компонентов (до 8). По методике обнаружения различают: визуально-двойные звезды (их компоненты можно увидеть при помощи телескопа визуально или сфотографировать); спектрально-двойные звезды (двойственность проявляется в периодических смещениях или раздвоениях линий их спектров); затменно-двойные звезды (их компоненты периодически загораживают друг друга от наблюдателя); астрометрические Двойные звезды, или темные спутники (очень точные измерения положений позволяют обнаружить периодические смещения звезды под влиянием обращающегося вокруг нее темного спутника); фотометрические Двойные звезды (при различии в температуре поверхностей компонентов точная многоцветная электрофотометрия показывает ее отличие от одиночных звезд). Иногда о двойственности какой-нибудь звезды можно судить по ее сложному (комбинированному) спектру либо по одинаковому заметному собственному движению двух не слишком близко расположенных звезд (широкие пары). Кратные системы могут состоять из Двойные звезды разного вида. Так, компонент визуально-двойной звезды сам может оказаться двойной одного из перечисленных видов. Описанные типы Двойные звезды, представляющих собой физические системы, называются физическими Двойные звезды Вид Двойные звезды имеют также пары звезд, компоненты которых разделены громадными расстояниями по лучу зрения и лишь случайно (и временно) располагаются в непосредственной видимой близости друг к другу на небесной сфере. С течением времени они разойдутся и перестанут считаться Двойные звезды Такие системы называются оптическими Двойные звезды При составлении каталогов к числу Двойные звезды относят лишь те объекты, у которых расстояния между компонентами не превышают некоторого предела, зависящего от блеска (видимой звездной величины) главной звезды и ее спутника. Так, две звезды 2-й звездной величины могут считаться компонентами Двойные звезды, если расстояние между ними меньше 40", две звезды 9-й звездной величины - не более 3" и т. д. Всестороннее изучение Двойные звезды имеет большое значение, т. к. оно дает способ надежного определения масс звезд, а в ряде случаев - определения размеров компонентов и их формы, плотности и закона ее изменения с расстоянием от центра звезды, а также строения звездных атмосфер. Все др. способы определения масс звезд опираются на определения масс Двойные звезды

  Изучение Двойные звезды началось в середине 17 в., когда Г. Галилей открыл несколько Двойные звезды и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды оптической Двойные звезды по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далекой. К середине 18 в. было обнаружено всего около 20 Двойные звезды; тогда же начались и первые измерения позиционного угла спутника q и расстояния между компонентами r (рис. 1). После 25 лет наблюдений английский астроном В. Гершель в 80-х гг. 18 в. обнаружил у некоторых Двойные звезды явное орбитальное (т. к. оно было криволинейным) движение спутника относительно главной звезды и оценил периоды обращения нескольких из них. Так были открыты физические Двойные звезды Русский астроном В. Я. Струве заложил твердый фундамент учения о Двойные звезды своими многолетними исследованиями. Он открыл много новых Двойные звезды (его каталог 3110 Двойные звезды опубликован в 1827), измерил положение спутников у 2640 Двойные звезды (опубликовано в 1837), на меридианном круге определял точные положения Двойные звезды в течение 20 лет (опубликовано в 1852). Английский астроном Дж. Гершель распространил исследования Двойные звезды на Южное полушарие неба. Русский астроном О. В. Струве исследовал проблему систематических ошибок при измерении Двойные звезды К середине 20 в. известно около 60 000 визуально-двойных звезд. Для измерения визуально-двойных звезд со времен В. Гершеля применяются позиционные микрометры разных видов, а для самых малых угловых расстояний - звездные интерферометры. На больших телескопах можно измерять расстояния до 0,1-0,2". Применение фотографии к измерениям Двойные звезды дает прекрасные результаты для расстояний больше 1-2".

  Видимое относительное движение спутника вокруг главной звезды совершается по эллипсу (включая окружность и прямую как частные виды этой кривой). Главная звезда всегда находится внутри эллипса, но обычно не в фокусе видимой орбиты. Радиус-вектор (соединяющий главную звезду со спутником) описывает площади, пропорциональные времени, т. е. для Двойные звезды соблюдается 2-й Кеплера закон. Видимая орбита Двойные звезды (рис. 2, а) является проекцией истинной орбиты (рис. 2, б) на картинную плоскость (перпендикулярную лучу зрения). Разработано много методов определения элементов орбит Двойные звезды: большой полуоси, наклона орбиты, эксцентриситета, позиционного угла линии узлов, по которой плоскость орбиты пересекает картинную плоскость, долготы периастра (угла между линией узлов и линией, соединяющей периастр с апоастром в плоскости истинной орбиты), периода обращения и момента (даты) прохождения спутника через периастр. Из нескольких десятков тысяч визуально-двойных звезд только около 2000 обнаруживают орбитальное движение и лишь для примерно 300 вычислены орбиты. Самый короткий период (1,72 года) имеет звезда BD - 8°4352; из больших периодов более или менее достоверны лишь те, которые не превышают 500 лет. Для пар с одинаковым большим собственным движением периоды формально получаются порядка сотен тысяч лет.

  Первая спектрально-двойная звезда была открыта в 1889. В ее спектре происходит периодическое раздвоение спектральных (рис. 2) линий, что свидетельствует об орбитальном движении обоих компонентов вокруг общего центра масс. У других Двойные звезды этого типа наблюдаются периодические смещения одиночных линий: линии более слабого компонента в спектре не заметны. Анализ кривой изменения лучевых скоростей спектрально-двойной звезды позволяет найти следующие элементы орбиты: период, эксцентриситет, момент (дату) прохождения периастра, долготу периастра, а также произведение asini (а - большая полуось, - наклон орбиты) и лучевую скорость g центра масс. Некоторое представление о характере лучевых скоростей в зависимости от формы и расположения орбиты дает рис. 3. Из примерно 2000 открытых спектрально-двойных звезд орбиты вычислены для 500. Их периоды составляют от 4,7 часа до 60 лет.

  Если наклон орбиты близок к 90°, можно наблюдать периодические взаимные затмения компонентов. В зависимости от относительных размеров и яркостей компонентов общий блеск затменно-двойной звезды будет испытывать более или менее продолжительные и глубокие минимумы. По форме кривой блеска такой звезды (рис. 4) можно судить об элементах ее орбиты. Самый короткий из известных периодов 4,7 часа, самый длинный - 57 лет. В 1911 русский астроном С. Н. Блажко разработал первый общий метод вычисления орбит затменно-двойных звезд. Анализ кривых изменения блеска позволяет определить не только элементы орбиты затменно-двойной звезды, но и относительные размеры звезд по сравнению с размерами орбиты, форму звезд и их поверхностную яркость. В сочетании с результатами др. наблюдений Двойные звезды такой анализ дает возможность определить многие звездные характеристики. Так, если получена также кривая лучевых скоростей, то можно определить размеры орбиты и диаметры самих звезд в км, а также и светимости звезд. В некоторых (правда, редких) случаях можно изучать также строение и состав звездных атмосфер, наличие расширяющихся и вращающихся оболочек, закон потери массы более массивной звездой и эволюцию системы.

  Применение 3-го закона Кеплера к Двойные звезды, для которых известно расстояние, позволяет вычислить сумму масс компонентов, выраженную в единицах массы Солнца:

1 + 2 =a3/p32,

где p - параллакс звезды, а - большая полуось орбиты в секундах дуги, Р - период обращения. Если из наблюдений можно определить также отношение масс компонентов, тогда можно вычислить массу каждого компонента отдельно. Для спектрально-двойных звезд можно определить лишь величину

(1 + 2) sin3i.

  Если в спектре видны линии обоих компонентов, можно определить также отношение масс. Совокупность всех определений масс компонентов Двойные звезды позволила обнаружить важную для астрономии зависимость между массами и светимостями звезд (см. "Масса - светимость" диаграмма); она получила теоретическое обоснование и теперь широко используется для определения масс одиночных звезд по их светимостям. Специальные (очень трудоемкие и тонкие) исследования собственных движений некоторых звезд показали наличие вокруг них одного или нескольких планетоподобных тел с массами порядка массы планеты Юпитер. Это дало первые надежные доказательства существования др. планетных систем, кроме солнечной.

  Двойственность (и вообще кратность) - весьма распространенное явление среди звезд Галактики. Весьма вероятно, что кратных систем больше, чем одиночных звезд. По крайней мере, в галактических окрестностях Солнца (где, можно полагать, почти все звезды нам известны) из 30 звезд 17 одиночных и 13 кратных (29 компонентов). По своим физическим характеристикам и кинематике Двойные звезды не отличаются от одиночных звезд и, по-видимому, имеют одинаковое с ними происхождение. Предложено несколько различных гипотез происхождения Двойные звезды: деление одиночных звезд при нарушении устойчивости в результате быстрого осевого вращения; захват одной звезды другой; совместное образование в недрах одной туманности. Весьма вероятно, что кратные звезды образуются в звездных ассоциациях. Теория происхождения Двойные звезды должна также объяснить ряд замеченных статистических закономерностей в соотношениях между различными физическими характеристиками Двойные звезды и элементами их орбит. Специальный интерес представляют собой двойные, в состав которых входят переменные звезды. Двойные звезды, как и звездные скопления, являются подходящими объектами для проверки современных представлений об эволюции звезд.

  Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965, гл. 3; Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, т. 2, М., 1962, гл. 3-5; Струве О. и 3ебергс В., Астрономия 20 века, пер. с англ., М., 1968, гл. 14; Методы астрономии, под ред. В. Хилтнера, пер. с англ., М., 1967, гл. 22-24; Aitken R. G., Binary stars, 2ed., .. - L., 1935.

  П. Г. Куликовский.



Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска


Новости 28.09.2022 19:03:00