Двойные и кратные звёзды.

Наблюдения показывают, что некоторые звёзды объединены в физически связанные между собой пары. Они называются физическими двойными звёздами.

Существуют также случайные объединения звёзд, когда кажется, что звёзды образуют пару вследствие эффекта проекции двух физически не связанных объектов. Такие пары называются оптическими.

Двойные звёзды встречаются очень часто. Их изучение важно для выяснения природы звёзд и для космогонических проблем происхождения и эволюции звёзд.

Оба компонента пары сильно притягиваются друг к другу, но сила притяжения уравновешивается центробежной силой вращения. Это приводит к орбитальному движению вокруг общего центра масс. Скорость этого движения и форма орбиты несут информацию о массах небесных тел, поэтому исследования двойных звёзд очень важны. Двойные звёзды, вероятно, образовались одновременно с рождением составляющих их звёзд в результате сжатия первоначального газового облака.

Двойные системы очень многообразны. Существуют пары настолько близкие друг к другу, что их поверхности почти соприкасаются. приливное взаимодействие приводит к тому, что компаненты приобретают форму эллипсоидов и с их поверхностей вещество перетекает с одного компонента на другой или даже постепенно выбрасывается за пределы системы. Периоды обращения таких систем составляют несколько часов.

Например, звезда W Большой Медведицы состоит из двух одинаковых звёзд, которые обращаются вокруг общего центра масс с периодом 8 часов. Расстояние между их центрами около 2 млн. км., а поверхности почти соприкасаются.

Двойственность такой системы обнаруживается с помощью спектрографа, а также путём изучения взаимных затмений, вызывающих переменность блеска. Эти звёзды нельзя увидеть раздельно. Такие системы называются спектрально-двойными или фотометрическими двойными, в зависимости от того, с помощью спектрографа или фотометра устанавливается двойственность.

Когда два компонента разделены сильнее, на расстояние в несколько сотен радиусов, их можно разрешить в телескоп. Такие пары называют визуально-двойными.

Расстояния между компонентами этих пар могут быть столь велики, что притяжение других звёзд способно разрушить двойную систему.

Компоненты могут быть одинаковыми, могут быть совсем разными. Иногда одна из звёзд настолько мала, что не видна и выдаёт своё присутствие, вызывая аномалии в движении главной звезды. Такие системы называются астрометрическими двойными.

Часто встречаются кратные звёздные системы, состоящие из нескольких звёзд. При этом такие пары могут быть одновременно визуально-двойными, спектрально-двойными и иметь невидимые спутники. Например, звезда Альфа Центавра.

20.5 Орбиты двойных звёзд и метод определения их массы.

Движения компонентов двойных звёзд происходит в соответствии с законами Кеплера, оба компонента описывают в пространстве подобные эллиптические орбиты вокруг общего центра масс. Если одна из звёзд значительно меньше другой, то она движется по эллипсу вокруг массивной звезды. Величины больших полуосей двух эллипсов обратно пропорциональны массам звёзд. Таким образом, если из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно вычислить сумму масс компонентов двойной звезды по формуле:

r³ G

-------------- = -----.

T²(M+m) 4p²

Если известны отношения полуосей орбит движения звёзд относительно центра масс, то можно найти ещё отношение масс и массу каждой звезды.

Допустим, что главная звезда находится в фокусе эллипса. Точка орбиты спутника, ближайшая к главной звезде, называется периастром, противоположная - апоастром.

Движение спутника характеризуется элементами орбиты: длиной большой полуоси, эксцентриситетом орбиты, углом наклонения орбиты (т.е. углом, который она составляет с перпендикулярной лучу зрения картинной плоскостью), периодом обращения спутника, моментом прохождения спутника через периастр, долготой периастра.

20.6 Визуально-двойные звёзды.

Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным наблюдениям, выполненным в различные эпохи, на протяжении десятилетий.

Иногда сначала обнаруживается двойственность звезды по аномалиям в движении среди звёзд фона главной компоненты, а потом удаётся разрешить пару в телескоп.

Видимая орбита визуально-двойной звезды является проекцией истинной орбиты на картинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты нужно знать угол наклонения i. Угол наклонения и долгота периастра находятся геометрическим методом. Период обращения, момент прохождения спутника через периастр и позиционный угол находят из наблюдений.

Истинное значение большой полуоси орбиты а и видимое а’ связаны формулой:

а’ = а Ö (1 - sin²w sin²i).

Значение большой полуоси можно найти только если известен параллакс звезды.

В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем. У 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами от 2,62 года до десятков тысяч лет. Однако надёжные орбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, не превышающими 500 лет.

20.7 Затменно-переменные звёзды. Кривые блеска, определение орбит и физических характеристик компонент.

Затменными переменными называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары звёзд, видимая зв. величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей - спутником. Типичные примеры - Алголь (b Персея) и b Лиры.

Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая зв. величина меняется периодически.

График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем называется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую видимую звёздную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую - эпохой минимума.

Разность звёздных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами - периодом переменности.

По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, представление об их форме.

На кривой блеска видны два минимума - глубокий, соответствующий затмению главной звезды и слабый, возникающий, когда главная звезда затмевает спутник.

На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие данные о компонентах затменных переменных звёзд:

1. Характер затмений определяется наклонением и размерами звёзд. Когда диск одной звезды полностью перекрывается диском другой, соответствующие области кривой блеска имеют плоские участки, что говорит о постоянстве излучения системы в течение некоторого времени. Если затмения частные - минимумы острые.

2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы компонентов выраженные в долях большой полуоси орбиты, так как продолжительность затмения пропорциональна диаметрам звёзд.

3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно найти отношение светимостей, а при известных радиусах - отношение эффективных температур звёзд.

4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до середины вторичного минимума и от вторичного минимума до следующего главного зависят от эксцентриситета орбиты и долготы периастра. Ассиметрия положения вторичного минимума позволяет найти e cosw.

5. Плавное изменение кривой блеска говорит об эллипсоидальности, вызванной приливным воздействием очень близких компонентов двойных звёзд.

В настоящее время известно около 4000 затменных звёзд различных типов. Минимальный известный период - около часа, максимальный более 57 лет.