Двойные звезды: Забытое удовольствие


Введение

Двойными звездами в астрономии называют такие пары звезд, которые заметным образом выделяются на небе среди окружающих звезд фона близостью своих видимых положений. В качестве оценок близости видимых положений принимают следующие границы угловых расстояний r

между компонентами пары, зависящие от видимой звездной величины
m
:
m

r
mr
mr
mr
(1)

Здесь слева даны границы звездных величин компонентов, справа – соответствующие предельные угловые расстояния между компонентами в единицах секунды дуги, до которых данная пара считается двойной звездой.

Среди двойных звезд различают физические и оптические пары. Физические пары представляют собой системы близко расположенных в пространстве звезд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра тяжести по законам Кеплера. Оптические пары, наоборот, состоят из весьма далеко расположенных друг от друга в пространстве звезд, случайным образом проектирующихся на небесную сферу вблизи одного направления. Для астрономии такие пары не представляют интереса.

Физические двойные звезды имеют для астрономии как науки в целом фундаментальное значение. Астрономы многих стран изучают эти звезды уже более двух веков, и интерес к ним не ослабевает. Именно изучение двойных звезд позволило однозначно установить единство закона всемирного тяготения Ньютона во Вселенной и получить, опираясь на наблюдения, фундаментальные знания о массах звезд, их светимости и эволюции.

Типы двойных звезд

Двойные звезды подразделяют в зависимости от способа их наблюдений на визуально-двойные, фотометрические двойные, спектрально-двойные и спекл-интерферометрические двойные звезды.

Визуально-двойные звезды.

Визуально-двойные звезды представляют собой довольно широкие пары, уже хорошо различимые при наблюдениях с телескопом умеренных размеров. Эти звезды в основном удовлетворяют условиям (1). Наблюдения визуально-двойных звезд производятся либо визуально с помощью телескопов, снабженных микрометром, либо фотографически с помощью телескопов-астрографов. В результате наблюдений определяют взаимное угловое расстояние
r
компонентов двойной звезды
AB
, а также позиционный угол
s
направления на небесной сфере дуги
AB
относительно круга склонения, проходящего через компоненту
A
(см. рис. 1). Эти данные по мере их накопления используют для построения дуги видимой орбиты звезды-спутника
B
относительно более яркой главной звезды
A
. Если наблюдения продолжаются достаточно долго (несколько десятков лет и более), можно проследить полное обращение звезды
B
относительно
A
. Типичными представителями визуально-двойных звезд могут служить звезды γ Девы (
r
=1″-6″, период обращения
P
=140 лет) или хорошо известная любителям астрономии близкая к Солнцу звезда 61 Лебедя (
r
=10″-35″,
P
P=350 лет). К настоящему времени известно около 100000 визуально-двойных звезд.

Рис. 1. Схема визуально-двойной системы. Указаны позиционный угол s

положения спутника
B
относительно главной (более яркой) звезды
A
и расстояние
r
между ними

Фотометрические двойные звезды.

Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживают по явлениям затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. Астроном замечает это явление как падение яркости наблюдаемой звезды, которое происходит регулярно с поразительной точностью. Таким образом, фотометрические двойные звезды являются затменно-переменными звездами. Астрономы интенсивно наблюдают их наряду с другими переменными звездами. В результате наблюдений определяют кривую блеска переменной звезды, отражающую изменение яркости звезды со временем, то есть зависимость вида
m
(
t
) . Типичным представителем затменно-переменных звезд является звезда второй величины β Персея (Алголь), которая регулярно затмевается на 9 часов с периодом 2,86731 суток; падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3 звездной величины. К настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.

Спектрально-двойные звезды.

Спектрально-двойные звезды, так же как и фотометрические двойные, представляют собой очень тесные пары, обращающиеся в плоскости, образующей с направлением луча зрения наблюдателя малый угол. Спектрально-двойные звезды, как правило, не удается разделить на компоненты даже при использовании телескопов с самыми большими диаметрами, однако принадлежность системы к этому типу двойных звезд легко обнаруживается при спектроскопических наблюдениях лучевых скоростей. Оказалось, что линии в спектрах таких звезд регулярно смещаются или раздваиваются. Это свидетельствует о том, что наблюдаемая звезда состоит по меньшей мере из двух компонентов, обращающихся вокруг общего центра масс с большой скоростью. В результате наблюдений определяют кривые лучевых скоростей компонентов (иногда одной компоненты, более яркой), характеризующие периодические колебания их лучевых скоростей, а также период этих колебаний и амплитуды. Типичным представителем спектрально-двойных звезд может служить звезда ζ Большой Медведицы, у которой наблюдаются спектры обеих компонент, период колебаний 10 дней, амплитуда около 50 км/с. Это первая исследованная спектрально-двойная звезда, открытая Э. Пиккерингом в 1888 году. В настоящее время известно около 1500 спектрально-двойных звезд.

Спекл-интерферометрические двойные звезды.

Спекл-интерферометрические двойные звезды открыты сравнительно недавно, в 70-х годах нашего века, в результате использования современных больших телескопов для получения спекл-изображений некоторых ярких звезд. Анализ этих изображений с помощью электронной техники позволяет довести разрешающую способность телескопа до естественного предела, который определяется размерами дифракционного изображения звезды, что составляет приблизительно 0″,02 для телескопа с диаметром зеркала 6 м. Пионерами спекл-интерферометрических наблюдений двойных звезд являются Э. Мак Алистер в США и Ю.Ю. Балега в России. К настоящему времени методами спекл-интерферометрии измерено несколько сотен двойных звезд с разрешением
r

Внутри огромной системы – Галактики – многие звезды объединены в системы меньшей численности.

Самые маленькие коллективные члены Галактики – это двойные и кратные звезды. Так называются группы звезд, состоящие из 2, 3, 4 и так далее до 10 звезд, в которых звезды удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному притяжению согласно закону всемирного тяготения. Это физические системы тел, связанных между собой силами тяготения. Доля двойных и кратных звезд в Галактике значительна.

Расстояния, разделяющие компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. В зависимости от расстояния двойные звезды можно условно разделить на группы.

1.Широкие двойные. Это системы, в которых расстояния между компонентами пары составляют десятки тысяч астрономических единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тысячелетиями, и орбитальное движение при наблюдениях не удается обнаружить. Связанность компонентов в таких системах определяют по относительно близости их на небе и по общности собственного движения, то есть, по близости значений лучевых скоростей.

2.Визуальные двойные. Это системы, в которых расстояние между компонентами таково, что связанность пары можно обнаружить путем наблюдений за движением компонентов по их орбитам относительно друг друга.

Рис.103. Орбита компонентов двойной звезды ξ (кси) Большой Медведицы (Мицар – Алькор)

Если пройденные такими звездами за время их изучения дуги составляют значительную часть всей орбиты (эллипса), то можно достаточно надежно вычислить элементы всей орбиты – величину большой оси, эксцентриситет, период обращения и так далее. Можно также определить массы компонентов пары. В настоящее время элементы орбиты вычислены для более чем 500 визуальных двойных звезд, а общее число зарегистрированных визуальных двойных превзошло 60 тысяч.

Рис.104. Визуальная двойная звезда Мицар – Алькор в созвездии Большой Медведицы.

3.Спектральные двойные. Это системы, в которых расстояния между компонентами настолько малы, что блеск их сливается в общий блеск, и они неразличимы отдельно даже в сильные телескопы. Однако, при движении компонентов относительно друг друга их лучевые скорости то увеличиваются, то уменьшаются, что вызывает смещение линий спектра, по которому и можно установить элементы орбит таких пар.

Рис.105. Спектральная двойная звезда η (Бенетнаш) в созвездии Большой Медведицы

В настоящее время известны элементы орбит более чем у 750 спектроскопических двойных, а общее число обнаруженных спектроскопических двойных превзошло 2500.

4.Затменные двойные. Это системы, расстояния между компонентами которых настолько мало, что они периодически затмевают друг друга для наблюдателя. Блеск такой звезды все время меняется. Кривая блеска для таких систем обнаруживает два минимума – один, более глубокий, когда затмевается компонент, имеющий более высокую температуру поверхности, и второй, менее глубокий, когда затмевается менее горячий компонент.

Рис.106. Схема затменной двойной звезды.

По форме кривой блеска для такой двойной звезды можно определить элементы орбиты в двойной системе. В настоящее время открыто более 4000 затменных двойных звезд. Наиболее известной затменной двойной, или, как еще называют такие пары, затменно-переменных звезд, является звезда Алголь в созвездии Персея.

Рис.107. Алголь – затменно-переменная звезда в созвездии Персея.

Среди ближайших к Солнцу звезд 13 входят в состав двойных и тройных систем. Проксима Центавра является тройной звездой, состоящей из желтого, оранжевого и красного компонентов с разными температурами поверхности.

Рис.108. Схематическое изображение компонентов тройной звезды α Центавра

Специальные наблюдения двойных и кратных звезд ведутся уже более 150 лет. Двойные и кратные звезды очень часто состоят из компонентов разных типов, например, звезда – белый гигант может комбинироваться с красным карликом, а желтая звезда средней светимости с красным гигантом.

Рис.109. Тройная звезда в созвездии Эридан. (Снимок телескопа «Хаббл»)

Более крупными коллективными членами Галактики являются рассеянные звездные скопления, содержащие от нескольких десятков до двух тысяч звезд. Наиболее известным рассеянным скоплением являются Плеяды, которые можно наблюдать невооруженным глазом в средних широтах в осенние месяцы, когда они в вечерние часы видны высоко над горизонтом.

Рис.110. Местоположение Плеяд на небе.

Это кучка слабых звезд в созвездии Тельца. Число видимых звезд в Плеядах зависит от остроты зрения наблюдателя. При отличном зрении можно насчитать 7 звезд. Наблюдения в телескоп показывают, что Плеяды содержат более сотни звезд, а также газовые туманности.

Рис.111. Фотография рассеянного звездного скопления Плеяды в созвездии Тельца.

Состав рассеянных скопления своеобразен. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совершенно отсутствуют красные и желтые сверхгиганты. В то же время, непременными членами рассеянных скоплений являются белые и голубые сверхгиганты, то есть звезды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости. Практически все известные нам рассеянные звездные скопления расположены близко к плоскости симметрии Галактики, либо точно в этой плоскости. Число занесенных в каталоги рассеянных скоплений превышает в настоящее время тысячу. Однако, даже при помощи телескопов мы можем наблюдать только достаточно близкие к нам рассеянные скопления, поэтому общее число таких скоплений в Галактике оценивается примерно в 30 000.

Еще более крупными коллективными членами Галактики являются шаровые звездные скопления. Это очень богатые системы, насчитывающие иногда более миллиона звезд. Внешне эти скопления имеют правильную форму, создавая впечатление достигнутого системой покоя и равновесия.

Рис.112. Шаровое звездное скопление NGC 6752 в созвездии Центавра.

В центре шарового скопления звездная плотность весьма высока. Состав шаровых скоплений сильно отличается от состава рассеянных. Здесь очень много красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но совершенно отсутствуют белые и голубые гиганты и сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений относится к иному типу, чем звездное население рассеянных.

Различия проявляются во всем, например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, а в рассеянных очень мало, причем даже те переменные, которые встречаются в рассеянных скоплениях, другого типа. В рассеянных скоплениях обычно много газо-пылевой материи, а в шаровых газа вовсе нет, а пыль, если и наблюдается, то в очень малых количествах.

Рис.113. Диаграмма состояния звездных скоплений. Линии рассеянных скоплений обозначены черным цветом, шаровых – прозрачным.

В настоящее время открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав Галактики. Практически все они расположены далеко от плоскости симметрии, и образуют сферическую составляющую Галактики.

Рис.114. Шаровое скопление М13 в созвездии Геркулеса.

Видимое расположение шаровых скоплений на небе обнаруживает явное смещение к одной из его половин. Это своеобразное расположение шаровых скоплений на небе впервые обнаружил Шепли в 1918 году. До этого господствовала точка зрения, что Солнце расположено в центре Галактики. Обнаруженное Шепли смещение всех шаровых скоплений в одну половину неба послужило доказательством того, что Солнце находится не в центре Галактики, а ближе к ее краю.

Рис.115. Схематическое изображение взаиморасположения центра Галактики и Солнца.

Определив примерное направление на центр совокупности наблюдаемых шаровых скоплений и примерное расстояние до него, Шепли указал, где находится центр Галактики. Это стало очередным ударом по антропоцентризму – представлению о том, что человек занимает центральное место во Вселенной.

Академик В.А. Амбарцумян в 50-х годах XX века обнаружил, что наиболее горячие звезды-гиганты расположены на небе как бы отдельными гнездами. Обычно в таком «гнезде» два-три десятка звезд – горячих гигантов спектральных классов О и В0, В1, В2. Он назвал такое явление ОВ-ассоциации.

Рис.116. Звездная ОВ-ассоциация в созвездии Лисички. Фото инфракрасного орбитального телескопа «Гершель», 2013 год.

Ассоциация, как правило, занимает большой объем, размером в несколько десятков парсек, в котором кроме гигантов есть в большом количестве и обычные звезды-карлики и звезды средней светимости.

Расчеты соотношения общей массы ассоциации и скоростей движения звезд-гигантов показали, что ассоциации такого рода являются очень молодыми формированиями, и сами гиганты в таких ассоциациях недавно сформировались как звезды, и не успели еще покинуть ассоциацию. Первый список О-ассоциаций был составлен еще в 1952 году, и содержал 25 обнаруженных ассоциаций. В 1958 году в списке значилось уже 82 О-ассоциации. Общее число таких ассоциаций в Галактике можно примерно оценить в 2700. Все они лежат около главной плоскости Галактики.

Именно открытие звездных ассоциаций привело Амбарцумяна к утверждению, которое стало впоследствии общепринятым, что наряду со старыми есть и молодые, и очень молодые звезды, что звездообразование в Галактике было длительным процессом и продолжается до сих пор.

Рис.117. Звездная ассоциация «Колыбель» в созвездии Орла.

Исследование визуально-двойных звезд

Наблюдения визуально-двойных звезд имеют фундаментальное значение для астрономии. Честь первооткрывателя двойных звезд бесспорно принадлежит английскому астроному Вильяму Гершелю (1738-1822 годы). Гершель больше известен как астроном, который самостоятельно строил гигантские для того времени телескопы-рефлекторы, начал систематические исследования Млечного Пути и открыл планету Уран. Наблюдения двойных звезд Гершель предпринял в 1770-1780 годах при попытке измерить звездные параллаксы, используя идею Галилея о возможности определить параллакс яркой звезды, составляющей оптическую пару со слабой. Однако уже первые наблюдения таких пар подтвердили догадку Гершеля, что многие из наблюдаемых им пар – физические двойные звезды.

Повторные наблюдения этих звезд через 20 лет показали наличие относительных смещений компонентов, похожие на орбитальное движение. К 1803 году Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. В дальнейшем наблюдения двойных звезд продолжил сын Вильяма – Джон Гершель, перенесший свой телескоп в Южную Африку. В Европе планомерные наблюдения двойных звезд организовал В. Струве на обсерватории в Тарту. В 1824 году Струве применил для своих наблюдений телескоп-рефрактор с объективом Фраунгофера диаметром D

=24 см и фокусным расстоянием
F
=410 см (
D
/
F
=24/410) на экваториальной установке с часовым механизмом, который можно считать прототипом современных телескопов-рефракторов. Телескопы Гершелей были смонтированы на азимутальной установке, что делало их очень неудобными в обращении. С новым инструментом В. Струве открыл 3134 звездные пары. Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах, из которых наибольшей известностью пользуется каталог «Двойные и кратные звезды, измеренные микрометрически», опубликованный в 1837 году. Этот каталог сохраняет свое значение и в наше время как первая эпоха взаимных положений компонентов нескольких тысяч двойных звезд. Точность измерений В. Струве – на уровне лучших современных визуально-микрометрических наблюдений.

В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы, использовавшие в своих наблюдениях новейшие рефракторы высшего класса с объективами Кларка: рефрактор обсерватории Дирборн с диаметром объектива D

=47 см, рефрактор Вашингтонской морской обсерватории (
D
=65 см) и рефрактор Ликской обсерватории (
D
=91 см). Заслугой американских астрономов было то, что они не только наблюдали двойные звезды, но собрали и систематизировали громадный наблюдательный материал по этим звездам. Эта работа воплощена в «Общем каталоге 13665 звезд» Ш.У. Бернхема (1906 год), охватывающем все известные к тому времени наблюдения двойных звезд в зоне склонений от -30° до Северного полюса. В новое время эта традиция продолжена американским астрономом Р.Дж. Айткеном, создавшим «Новый общий каталог 17180 двойных звезд» (1934 год) и астрономами Ликской обсерватории Г.М. Джефферсом и В.Х. ван ден Босом, составившими «Индекс каталог 64247 двойных звезд» (1961 год). В новое время наблюдения визуально-двойных звезд продолжались во многих странах мира как прежними, визуальными, так и новыми, фотографическими и фотоэлектрическими методами. После пионерских работ Э. Герцшпрунга (1914 год) широкое распространение получили фотографические наблюдения двойных звезд с применением старых – визуальных рефракторов и фотографических пластинок, сенсибилизированных (то есть сделанных особенно чувствительными) к визуальным лучам (орто- и панхром). Особенно интенсивно фотографические наблюдения двойных звезд производились на обсерваториях США Дирборн и Вашингтон, в России в Пулкове на 26-дюймовом рефракторе Цейсса после второй мировой войны. Возрастающий интерес к наблюдениям двойных звезд непосредственно связан с теми новыми знаниями, которые стало возможным получать по мере накопления наблюдательных данных о двойных звездах.

Главные результаты наблюдений двойных звезд

Результаты продолжительных систематических наблюдений визуально-двойных звезд выражаются таблицами данных (t

,
r
,
s
), характеризующих для каждой звезды видимое орбитальное движение ее компонентов. Анализируя эти данные, астрономы уже в XIX веке убедились, что видимое относительное движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону площадей, то есть происходит в согласии с законами Кеплера. Отсюда следует, что обращение в системах двойных звезд подчиняется закону всемирного тяготения Ньютона, так как законы Кеплера, как доказал еще сам Ньютон, являются следствием единого закона тяготения. Этот вывод не был неожиданным для астрономов ХIХ века, которые уже убедились в правильности закона тяготения в процессе создания стройной теории движений планет Солнечной системы. Однако подтверждение действенности закона тяготения в звездном околосолнечном пространстве безусловно имело громадное научное и философское значение. Перед астрономами открылась реальная возможность «взвешивать» звезды, то есть определять их массы, опираясь только на закон Ньютона и наблюдения. Для решения поставленной задачи достаточно было определить из наблюдений период обращения двойной звезды
P
и большую полуось ее орбитального эллипса
a
. Далее следовало воспользоваться третьим законом Кеплера в ньютоновском обобщении:

a
3/
P
2=
M
1+
M
2.
(2)

Здесь
a
– большая полуось истинной орбиты звезды
B
относительно звезды
A
, выраженная в астрономических единицах (а.е.),
P
– период обращения, выраженный в годах;
M
1 и
M
2 – массы компонентов
A
и
B
, выраженные в единицах массы Солнца
M
ʘ . Главная трудность на этом пути состоит, во-первых, в определении орбитальных элементов
a
и
P
и, во-вторых, в определении расстояния до исследуемой звезды
d
, то есть ее параллакса
p
(параллакс по определению есть
p
″=206265(а.е./
r
)=1/
R
. Здесь a.e. и
r
задаются в километрах, а
R
– в парсеках). Первую трудность можно было преодолеть только после накопления рядов наблюдений, охватывающих минимум половину периода обращения звезды, то есть 50-100 лет для самых близких визуально-двойных звезд. Кроме того, необходимо было разработать эффективные методы определения истинной орбиты двойной звезды по ее проекции на небесной сфере. Подходящие методы – графические и аналитические – позволяли довольно надежно определить элементы истинной орбиты визуально-двойной звезды, включая период обращения и большую полуось орбиты
a
(в единицах секунды дуги), однако только для тех двойных звезд, период обращения которых не превышал 100-150 лет. Таких звезд оказалось немного. К 1850 году удалось определить только 20 орбит наиболее тесных двойных звезд с периодом обращения до 100 лет.

Темпы накопления орбит визуально-двойных звезд не возрастали до 70-х годов нашего века несмотря на прогресс техники наблюдений и их массовость. Это не удивительно, так как большинство наблюдаемых визуально или фотографически двойных звезд ( r

>0″,5) имеют периоды обращений от сотни до нескольких тысяч лет.

Вторая трудность на пути к определению масс звезд по формуле (2) преодолевается посредством измерений тригонометрических параллаксов исследуемых двойных звезд, ибо между a

(в астрономических единицах) в формуле (1) и
a
(в угловых секундах) существует простое соотношение

a
[а.е.]=
a
″/
p
″,
(3)

где
a
″ и
p
″ – большая полуось истинной орбиты двойной звезды и ее параллакс, также выраженный в единицах секунды дуги.

Однако до конца ХIХ века астрономы не научились определять тригонометрические параллаксы звезд с достаточной точностью (то есть с ошибкой, меньшей 0″,010) и это существенно повлияло на развитие звездной астрономии. Только развитие астрофотографии, точнее ее специализации – фотографической астрометрии, обеспечило приемлемую точность определения параллаксов из наблюдений. В середине нашего века тригонометрические параллаксы звезд стали определять со средней квадратической ошибкой ±(0″,005-0″,008), а позднее (1960 год), в связи с вводом в строй специального астрометрического рефлектора во Флагстафе (США) – (D

=150 см,
F
=18 м) – с точностью до ±(0″,003-0″,004). Таким образом, к настоящему времени параллаксы звезд, находящихся на расстояниях до 20 пк от Солнца (
p
>0″,040), могут определяться с относительной ошибкой порядка 10 %, соответствующие ошибки определения суммы масс компонентов возрастают в 3 раза, то есть до 30 %, как это следует из формул (2) и (3). Для ближайших звезд, находящихся на расстоянии до 10 пк (
p
>0″,100), ошибка в определении суммы масс составит не более 15 %. От суммы масс компонентов двойной звезды естественно было перейти к оценкам масс компонентов. В отдельных случаях и эту задачу удалось решить, исходя только из законов механики и используя наблюдения лучевых скоростей.

Успехи, достигнутые астрономами в области определения орбит и параллаксов близких двойных звезд, позволили получить надежные оценки масс для нескольких десятков звезд и даже вывести некоторые статистические зависимости. Важнейшие результаты в этой области заключаются в следующем.

а) Массы всех исследованных звезд заключены в пределах от 0,07 до 20,0 масс Солнца M

ʘ.

б) Массы 90 % звезд заключены в пределах от 0,4 до 2,0 M

ʘ.

в) Для звезд главной последовательности (статистическая общность звезд, к которой принадлежит Солнце) имеет место статистическая зависимость

L
=
KM
3;
(4)

здесь
L
– светимость звезды,
M
– масса,
K
– коэффициент пропорциональности.

Рис. 2. Схематическое изображение диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Основная масса звезд (показана красным цветом) группируется возле главной последовательности (ГП)

На рис. 2 представлена диаграмма Герцшпрунга-Рессела, представляющая собой зависимость между абсолютной звездной величиной звезд MV

(которая по определенному закону зависит от светимости
L
звезды) и их показателями цвета (
B

V
) и (
U

B
), которые можно измерить с точностью до 0,001 звездной величины (показатель (
B

V
) – это разность звездных величин звезды в голубом (
B
), ~4400 , и желтом (
V
), ~5500, диапазонах спектра, показатель (
U

B
) – соответственно в синем (
U
), ~3600, и голубом (
B
) диапазонах). Основная масса звезд (показана красным цветом) группируется возле главной последовательности (ГП).

г) Компоненты двойных звезд чаще бывают представлены звездами одной светимости и одного спектрального класса, но бывают и сильные различия. Есть веские основания считать, что компоненты двойной звезды сформировались одновременно и в дальнейшем эволюционировали параллельно, оставаясь в системе. Следовательно, если (4) справедливо, то приходится заключить, что распределение первоначальной массы между компонентами было фактором, определяющим ход эволюции.

Компоненты двойных звёзд[править]

Существуют разные двойные звёзды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звёзды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звёзд, анализируя их взаимодействие, можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звёзд. Как правило, эти звёзды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звёзды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звёзд.

Возможность существования планет в системах двойных и тройных звёзд долгое время считалась крайне маловероятной. Однако недавно такая планета была обнаружена ([1]).

Рейтинг
( 1 оценка, среднее 5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: