Что такое двойные звезды и кратные звезды
Двойные и кратные звёзды
Система, где две звезды связаны друг с другом гравитационным взаимодействием и обращаются по орбитам вокруг общего центра масс, называется двойной системой. А каждый участник этой системы — двойной звездой. Они очень распространёны во вселенной, сюда половину всех звёзд. Астрономам эти объекты полезны тем, что если известны расстояние между звездами и период их обращения, то можно вычислить их массы. Такая методика считается превалирующей для определения масс звёздных объектов.
Кратные звёздные системы
Тройные. Такие сообщества встречаются уже много реже систем двойных – примерно, в 20 раз. Чаще всего, это главная пара, состоящая из двойной звезды, имеющая отдалённый спутник. Его вращение происходит вокруг этой пары, являющейся для него словно единым телом. Ближайшая к нам звезда – Проксима созвездия Центавра – как раз и есть спутник двойной системы того же созвездия – Альфа А и Альфа В.
Системы из четырёх звёзд. Для такого сообщества, встречающегося очень редко, необходимо иное строение системы. Это две тесные звёздные пары, разделённые расстоянием, которое не может быть меньше пятикратного расстояния между самими звёздами (пример — Эпсилон созвездия Лиры).
Пять и шесть членов. Это предел для кратности звёздных систем, а встречаются они чрезвычайно редко. Примером может быть Кастор, главная звезда Близнецов. Он состоит из шести объектов – двойной спутник обращается вокруг пары звёзд, которые тоже двойные – Кастор А и Кастор В.
Образование двойных и кратных систем
Формирование двойной звезды немного отличается от формирования одиночной. Вот некоторые общепринятые теории:
Взаимодействие двойных и кратных звёзд
В силу того, что расстояния между участниками в двойных и иных звёздных сообществах различны, их взаимодействие имеет разный характер.
Поэтому периоды обращения в этих системах могут укладываться в часы и сутки. Если же расстояния в парах очень велики, то периоды обращений могут достигать тысячелетий, а взаимодействие членов сообщества будет практически незаметно. Также имеет значение взаимодействие двойных звёзд с иными объектами. Ими могут стать, например, молекулярные облака гигантских размеров.
Классификация двойных звёзд
Классификация двойных звёзд производится по способу их наблюдения.
Визуально-двойные. К звёздам такого типа относятся объекты, которые реально увидеть раздельно, то есть, они могут быть разрешены. Поскольку наблюдение их происходит с помощью телескопов, то большей частью они расположены не очень далеко от Солнца, а периоды их обращений достаточно велики. Каталоги WDS и CCDM насчитывают 78 000 и 110 000 подобных объектов. Но лишь для сотни из них точность вычисленных орбит позволяет определить массы компонентов.
Спектрально-двойные. Таковыми звёзды считаются, если их двойную природу определили при помощи спектрального анализа. Каталог SB9, считающийся самым известным и обширным, содержит 2839 объектов, относящихся к классу спектрально-двойных звёзд.
Двойные и кратные звёздные системы
Большое число звёзд видимых в нашей галактике и за её пределами принадлежат к двойным и более кратным звёздным системам. То есть с уверенностью можно сказать, что наша одиночная звезда Солнце принадлежит к меньшинству в классификации звёздных систем. О том, что это за такие системы, давайте поговорим.
В некоторых источниках говорится, что лишь 30% от общего числа звёзд — одиночные, в других можно найти число 25. Но с совершенствованием методик измерения и изучения двойных и кратных звёзд, процентное соотношение одиночных изменяется. Связано это в первую очередь со сложностью обнаружения маленьких (по размерам, но не массе) звёзд. На сегодняшний день астрономами открыто множество экзопланет, которые при первом обнаружении могут подходить под описание вторичных звёзд в системе двух и более звёзд, только после детального изучения и множества расчётов исключается вариант, что это звёзда, а найденный объект относят к планетам (определяется это по массе, по гравитационному притяжению, по взаимному расположению, поведению и ещё многим другим факторам).
Двойные звёзды
Система из двух связанных силами гравитации звёзд называется двойной звёздной системой или просто двойной звездой.
В первую очередь следует подчеркнуть, что не все оптически рядом расположенные две звезды — двойные. Отсюда следует, что звёзды, которые видны на небе близко друг от друга для наблюдателя с Земли, но при этом не связанные гравитационными силами и не имеющими общий центр масс называются оптически двойными. Хороший пример — α Козерога — пара звёзд находятся на огромном расстоянии друг от друга (примерно 580 световых лет), но нам кажется что они рядом.
Физически двойные звёзды обращаются вокруг общего центра масс и связаны между собой силами гравитации. Пример — η (эта) Кассиопеи. По периоду вращения и взаимному расстоянию можно определить массу каждой из звезды. Период вращения имеет внушительный диапазон: от нескольких минут, если речь идёт о вращении карликовых звёзд вокруг нейтронных, до нескольких миллионов лет. Расстояния между звёздами примерно могут быть от 10 10 до 10 16 м (около 1 светового года).
Двойные звёзды имеют весьма обширную классификацию. Приведу лишь основные пункты:
Кратные звёзды
Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или кратные звёзды. Их также разделяют на оптически и физически кратные звёзды. Если число звёзд в системе можно увидеть невооружённым глазом, в бинокль или телескоп, то такие звёзды называются визуально кратными. Если для определения кратности системы требуются дополнительные спектральные измерения, то это спектрально кратная система. И, если же кратность системы определяется по изменению блеска, то это затменно-кратная система. Простой пример тройной звезды показан ниже — это звезда HD 188753 в созвездии Лебедь:
Тройная звезда HD 188753
Как видно на изображении выше, в тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары. Но чаще удалённая звёзда вращается вокруг пары тесно связанных звёзд, которые представляют собой единое целое. Такая пара называется главной.
Конечно, тремя звёздами кратность не ограничивается. Существуют системы из четырёх, пяти и шести звёзд. Чем кратность больше, тем количество таких систем меньше. Например, звезда ε Лиры представляет собой две пары взаимосвязанные между собой, удалённое друг от друга на большое расстояние. Учёными было приблизительно подсчитано, что расстояние между парами должно в 5 и более раз превышать расстояние между звёздами внутри одной пары.
Лучшим примером шестикратной системы звёзд служит Кастор в созвездии Близнецы. В ней три пары звёзд организованно взаимодействуют между собой. Больше 6 звёзд в системе пока ещё не обнаружено.
Кратные звёзды занимают астрономов-наблюдателей не меньше чем дипскай объекты. Особенно красиво звёздные системы выглядят, когда компоненты в них имеют разный цветовой оттенок, например, один из них — красный холодный сверхгигант, а другой — горячая яркая голубая звезда. Есть множество справочников с детальными характеристиками наиболее известных и интересных для наблюдения двойных и кратных звёзд. С частью систем я вас познакомлю в отдельной статье.
Двойные звезды во Вселенной
Двойная звезда, или двойная система, — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс.
Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам.
Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Двойные звезды помечают латинскими буквами традиционно. Обычно буквой «А» помечают более яркого и массивного компаньона. Буквой «В» — менее яркую и массивную звезду. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики.
Следует подчеркнуть, что не все оптически рядом расположенные две звезды — двойные. Существуют звёзды, которые видны на небе близко друг от друга для наблюдателя с Земли, но при этом не связанные гравитационными силами и не имеющими общий центр масс. Они называются оптически двойными. Хороший пример — α Козерога — пара звёзд находятся на огромном расстоянии друг от друга (примерно 580 световых лет), но нам кажется что они рядом.
Открытие двойных звезд
Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта Ричолли, астрономом из Италии. Правда, в то время не было сведений о том, есть ли физическая связь между звёздами в такой системе.
Мицар и Алькор двойная звезда
Некоторые учёные придерживались точки зрения о том, что двойные звёзды зависят от общей звёздной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительное расстояние, на котором невозможно установить связь. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерение годичного звёздного параллакса.
В 1804 году Вильям Гершель, который вёл свои наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звёзд. Гершель учёл противоречие гипотезы, попытавшись его разрешить, и к своему удивлению выяснил, что траектория каждой звезды имеет сложную эллиптическую форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода, как предполагалось.
Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы, именно поэтому результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных звёздных системах есть гравитационная связь.
Кратные звёзды
Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или кратные звёзды. Их также разделяют на оптически и физически кратные звёзды. Если число звёзд в системе можно увидеть невооружённым глазом, в бинокль или телескоп, то такие звёзды называются визуально кратными. Если для определения кратности системы требуются дополнительные спектральные измерения, то это спектрально кратная система. И, если же кратность системы определяется по изменению блеска, то это затменно-кратная система. Простой пример тройной звезды показан ниже — это звезда HD 188753 в созвездии Лебедь:
Как видно на изображении выше, в тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары. Но чаще удалённая звёзда вращается вокруг пары тесно связанных звёзд, которые представляют собой единое целое. Такая пара называется главной.
Конечно, тремя звёздами кратность не ограничивается. Существуют системы из четырёх, пяти и шести звёзд. Чем кратность больше, тем количество таких систем меньше. Например, звезда ε Лиры представляет собой две пары взаимосвязанные между собой, удалённое друг от друга на большое расстояние. Учёными было приблизительно подсчитано, что расстояние между парами должно в 5 и более раз превышать расстояние между звёздами внутри одной пары.
Лучшим примером шестикратной системы звёзд служит Кастор в созвездии Близнецы. В ней три пары звёзд организованно взаимодействуют между собой. Больше 6 звёзд в системе пока ещё не обнаружено.
Классификация двойных звезд
Физически двойные звезды можно разделить на два класса:
Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения:
Визуально-двойные звёзды
Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), 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 (следствие большого расстояния между компонентами). Из-за большого периода проследить орбиту двойной можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет.
На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. У менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.
При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную звезду с её спутником.
Спекл-интерферометрические двойные звезды
Спекл-интерферометрия, наряду с адаптивной оптикой позволяет достичь дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды.
То есть по сути своей, спекл-интерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы.
Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.
Астрометрические двойные звёзды
В случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность все равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах.
Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую. Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов
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.
Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.
Если получен спектр второй компоненты, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра, то вторая — удаляется, и её линии сдвинуты в красную сторону, и наоборот.
Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда нужно рассмотреть другие возможные варианты. Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Но, строго говоря, не исключено, что будет обнаружена экзопланета.
Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения и эксцентриситет орбиты. Угол наклона орбиты к лучу зрения выяснить по этим данным невозможно. Поэтому о массе и расстоянии между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.
Как и для любого типа объектов, изучаемых астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный из них — «SB9» (от англ. Spectral Binaries). На данный момент в нём 2839 объектов.
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.
Алголь или Глаз Дьявола
Микролинзированные двойные
С помощью микролинзрования ищутся двойные звезды, где оба компонента маломассивные коричневые карлики.
Если на луче зрения между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект будет линзирован. Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, но в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтоб наблюдатель смог различить несколько изображений, в таком случае говорят о микролинзировании.
В случае, если гравирующее тело двойная звезда, то кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды.
Характерные примеры двойных звезд.
a Центавра
a Центавра состоит из двух звезд — a Центавра А и a Центавра В:
a Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность;
a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51).
Сириус
Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K).
Масса Сириуса А – 2,5M солнца, Сириуса В – 0,96M солнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность.
При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ≈ в 10 тысяч раз меньше.
Планеты у двойных звезд
Поиск планет у двойных звезд начался в 1980-х гг., даже еще раньше, чем астрономы обнаружили первые свидетельства существования каких-либо экзопланет, т.е, планет вне нашей Солнечной системы.
Хотя прохождения в системе двойной звезды могут выглядеть гораздо более сложными, надежда открыть такие планеты питалась простым предположением: если планета действительно обращается вокруг затменной двойной звезды, следует ожидать, что она движется в той же плоскости, что и сами звезды.
Другими словами, если с точки зрения земного наблюдателя звезды затмевают друг друга. то и планета, скорее всего, будет затенять одну или обе звезды.
Считается, что из всех обнаруженных на сегодняшний день экзопланет около сотни вращаются вокруг систем двойных звезд.
Все помнят знаменитую планету Татуин из фильма Звёздные Войны, которая является родной для Люка Скайуокера. Из-за того, что эта планета вращается вокруг двух звёзд, она похожа на выжженный, песчаный мир.
В реальной жизни, благодаря обсерваториями, таким как космический телескоп “Кеплер”, мы знаем, что бинарная звёздная система действительно может обладать экзопланетами.
Орбиты планет у двойных звезд
Учёные-планетологи также установили,что такая планета может быть вполне гостеприимной, если расположена на правильном расстоянии от своих двух звёзд, и она не обязательно будет вся пустынная. Согласно новому исследованию, в определённом диапазоне расстояний от двух светил, подобных Солнцу, может существовать планета с жидкой водой, способная сохранять как воду, так и пригодные условия для существования жизни в течение длительного времени.
Красивые двойные звезды для наблюдений в бинокль
Хороший астрономический бинокль — отличный инструмент для наблюдения звездного неба. Основная ценность его по сравнению с телескопом состоит в том, что бинокль дает широкое поле зрения. Некоторые объекты в телескоп толком не рассмотреть — они либо не помещаются целиком в окуляр, либо, занимая все поле зрения, теряют в эффектности. На небе есть сотни двойных и переменных звезд, доступных для наблюдения в бинокли. Некоторые из двойных выглядят потрясающе красиво на фоне звездных полей Млечного Пути. Опять-таки, красоту эту могут оценить только пользователи широкоугольных инструментов. Вот некоторые из них:
1. Альбирео
Альбирео (она же β Лебедя) не зря считается одной из самых популярных двойных звезд. Альбирео легко найти на небе — эта звезда отмечает в созвездии Лебедя голову птицы, ее компоненты разделяются даже в 30-мм бинокль, а цветовой контраст компонентов приводит в восторг даже бывалых наблюдателей. Даже на фотографиях, которые вообще-то не всегда способны адекватно передать цвет звезд, пара впечатляет. Что говорить о визуальных наблюдениях Альбирео!
Главный компонент системы имеет насыщенный желтый, почти оранжевый, цвет — Ричард Аллен, известный исследователь звездных имен, описал цвет этой звезды как «топазово-желтый». Ее блеск равен примерно 3 звездной величине. Голубовато-белый спутник блеском 5 m отстоит на 34″ от главной звезды. Из-за контраста голубая звездочка кажется гораздо более синего цвета, чем другие горячие звезды (включая Вегу)!
Наблюдать Альбирео можно летом и осенью по вечерам, а весной по утрам.
2. Альфа Гончих Псов
Альфа Гончих Псов, она же звезда, известная под именем Сердце Карла II, находится чуть пониже ручки ковша Большой Медведицы. Вы с легкостью найдете ее на небе практически в любое время года. Разве что в конце лета и в начале осени она находится уж очень низко над горизонтом. Компоненты в этой паре расположены в полтора раза ближе друг к другу, чем компоненты Альбирео, на расстоянии 20″. Цвет главной звезды — голубоватый, спутника — желтый.
3. Эпсилон Лиры
Это одна из самых известных двойных звезд на всем небе и, конечно, самая популярная двойная в созвездии Лиры — она неизменно упоминается во всех справочниках и путеводителях. Пара эта широкая — расстояние между компонентами составляет 208″ и отлично разделяется в бинокли (некоторые особо зоркие люди способны разделить ее и невооруженным глазом!). Прекрасный звездный фон и расположенная поблизости Вега делают эту звезду одной из тех достопримечательностей звездного неба, которую каждый любитель астрономии просто обязан увидеть в бинокль!
4. Дельта Лиры
Другая широкая двойная в созвездии Лиры — звезда, обозначаемая греческой буквой δ. Дельта Лиры отмечает собой левую верхнюю вершину параллелограмма, расположенного непосредственно под Вегой.
Главная звезда красного цвета имеет голубовато-белый спутник на удалении в 619″ или 10 угловых минут. Пара эта оптическая, то есть звезды физически не связаны друг с другом, а просто случайно спроецировались в одном направлении. Красоту этой паре придает окружение: яркие звезды Лиры во главе с сапфиром Веги способны украсить любую картину!
Наблюдать дельта Лиры, как и остальные упомянутые ниже двойные звезды созвездия Лиры можно весной по утрам, летом ночью, осенью по вечерам.
5. Мицар и Алькор
Возможно, начать стоило с этой пары звезд, ведь это самая известная двойная на всем ночном небе! Мицар и Алькор разделяет на небе целых 12 угловых минут; они прекрасно различимы по отдельности невооруженным глазом.
В мощный бинокль можно заметить, что Мицар сам по себе является двойной звездой. А между Мицаром и Алькором в бинокль видны еще несколько звезд, самая яркая из которых даже имеет собственное имя — Звезда Людовика. Все эти звезды, включая Звезду Людовика, являются звездами фона, прекрасно оттеняющими яркие белые компоненты Мицара и такой же белый Алькор.
6.Ню Дракона
В астеризме под названием Голова Дракона есть звезда ν, которую часто называют «глазами Дракона». Астеризм Голова Дракона находится, как нетрудно догадаться, в созвездии Дракона, над звездой Вега и представляет собой неправильный четырехугольник из звезд 2-й и 3-й зв. величины. ν Дракона — самая тусклая звезда в этом четырехугольнике.
Звезда состоит из двух звезд одинакового блеска, разделенных расстоянием в 1 угловую минуту. Люди с очень острым зрением теоретически способны увидеть звезды по отдельности и невооруженным глазом, однако для этого нужно соблюсти несколько условий: прежде всего, выбраться далеко за город и наблюдать в очень темную и прозрачную ночь.
Компоненты ν Дракона похожи друг на друга как две капли воды — это белые звезды спектрального класса А. Пару разделяет по меньшей мере 1900 а. е., один оборот вокруг общего центра масс звезды делают примерно за 44000 лет.
7. Дельта Цефея
Немногие знают, что знаменитая переменная звезда дельта Цефея, ставшая прототипом целого класса переменных звезд-цефеид, имеет на небе оптический спутник. Бледно-голубая звездочка блеском 6,3 m находится в 41″ от главной звезды. Визуально пара напоминает Альбирео, хотя контраст между компонентами не такой сильный (δ Цефея имеет бледно-желтый цвет).
Дельта Цефея хороша тем, что на территории России и сопредельных стран ее можно наблюдать круглый год.
Интересные факты
