Двойные звёзды

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ

 

Двойные звёзды – это две звезды, близкие друг другу в пространстве и составляющие физическую систему, компоненты которой  связаны силами взаимного тяготения.

По методике обнаружения различают:

 

Визуально-двойные:

 

        Двойные звезды, которые возможно  увидеть раздельно, называются  видимыми двойными, или визуально-двойными.

        Возможность наблюдать звезду  как визуально-двойную определяется  разрешающей способностью телескопа,  расстоянием до звёзд и расстоянием  между ними. Таким образом, визуально-двойные  звезды — это в основном  звезды окрестностей Солнца с  очень большим периодом обращения.  Из-за большого периода проследить  орбиту двойной звезды можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет.

Спектрально-двойные  звёзды :

 

      Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается  при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в  течение нескольких ночей. Если  оказывается, что линии её спектра  периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость  источника меняется

       Главный признак двойной звезды —  периодичность изменения лучевых  скоростей и большая разница  между максимальной и минимальной  скоростью. Чтобы это выяснить, надо вычислить функция масс, по которой можно судить о  минимальной массе невидимого  второго компонента и, соответственно, о том, чем он является —  планетой, звездой или даже чёрной  дырой.

Затменно-двойные звёзды:

 

Бывает, что орбитальная  плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены  как бы ребром к нам. В такой  системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск  пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие  затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой  известной и первой открытой звездой  такого типа является Алголь  (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Астрономически двойные звёзды:

 

     Встречаются такие тесные звёздные пары, где одна из звёзд очень мала по размерам или имеет низкую светимость. Такую звезду рассмотреть не удаётся, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться то в одну, то в другую сторону от прямолинейной траектории, по которой движется центр масс системы. Амплитуда таких возмущений будет пропорциональна массе спутника.

Описанные типы двойных звёзд, представляющих собой физические системы, называются физическими двойными звёздами. Вид двойных звёзд имеют также  пары звёзд, компоненты которых разделены  громадными расстояниями по лучу зрения и лишь случайно  располагаются  в непосредственной видимой близости друг к другу на небесной сфере. С  течением времени они разойдутся и перестанут считаться двойными звёздами. Такие системы называются оптическими двоенными звёздами.

Изучение двойных звёзд началось в середине 17 в., когда Г. Галилей открыл несколько двойных звёзд и предложил метод определения относительного Параллакса (яркой главной звезды оптической двойной звезды). К середине 18 в. было обнаружено всего около 20 двойных звёзд. После 25 лет наблюдений английский астроном В. Гершель в 80-х гг. 18 в. обнаружил у некоторых двойных звёзд явное орбитальное движение спутника относительно главной звезды и оценил периоды обращения нескольких из них. Так были открыты физические двойные звёзды. Русский астроном В. Я. Струве заложил твёрдый фундамент учения о двойных звёздах своими многолетними исследованиями. Он открыл много новых двойных звёзд, измерил положение спутников у 2640 двойных звёзд, на меридианном круге определял точные положения двойных звёзд в течение 20 лет. Английский астроном Дж. Гершель распространил исследования двойных звёзд на Южное полушарие неба. Русский астроном О. В. Струве исследовал проблему систематических ошибок при измерении двойных звёзд. К середине 20 в. известно около 60 000 визуально-двойных звёзд. Для измерения визуально-двойных звёзд со времён В. Гершеля применяются позиционные микрометры разных видов, а для самых малых угловых расстояний — звёздные интерферометры.

Видимое относительное движение спутника вокруг главной звезды совершается по эллипсу. Главная звезда всегда находится внутри эллипса, но обычно не в фокусе видимой орбиты. Радиус-вектор  описывает площади, пропорциональные времени, т. е. для двойной звезды  соблюдается 2-й Кеплера закон. Видимая орбита двойной звезды является проекцией истинной орбиты.

  Двойственность — весьма распространённое явление среди звёзд Галактики. Весьма вероятно, что кратных систем больше, чем одиночных звёзд. По крайней мере, в галактических окрестностях Солнца из 30 звёзд, 17 одиночных и 13 кратных. По своим физическим характеристикам и кинематике двойные звёзды не отличаются от одиночных звёзд и имеют одинаковое с ними происхождение. Предложено несколько различных гипотез происхождения двойных звёзд: деление одиночных звёзд при нарушении устойчивости в результате быстрого осевого вращения; захват одной звезды другой; совместное образование в недрах одной туманности. Весьма вероятно, что кратные звёзды образуются в звёздных ассоциациях.  Двойные звёзды как и Звёздные скопления, являются подходящими объектами для проверки современных представлений об эволюции звёзд.