Яркие двойные звёзды
1. Типы двойных звёзд. Двойными звёздами называют близко расположенные пары звёзд. Различают оптические и физические двойные звёзды. Оптические двойные звёзды (пары) состоят из весьма далёких друг от друга в пространстве звёзд, которые случайным образом проектируются на небесную сферу по лучу зрения. Физические двойные звёзды представляют собой системы близко расположенных в пространстве звёзд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра масс.
Звёзды физических двойных пар часто имеют различный цвет. Так, у Антареса — очень яркой красной звезды в созвездии Скорпиона — имеется слабый голубоватый спутник.
Созвездие Большой Медведицы двойная звезда Мицар со спутником Алькор
Первая известная ещё в древности звёздная пара — это Мицар (Конь) и Алькор (Всадник). Мицар — средняя звезда ручки «ковша» созвездия Большой Медведицы, которая имеет видимую звёздную величину 2,2m. На угловом расстоянии 12′ от неё расположена слабая звезда Алькор со звёздной величиной 4,0m. Звёздная пара Мицар и Алькор — пример оптической двойной звезды. В свою очередь, даже в школьный телескоп хорошо видно: Мицар состоит из двух очень близких звёзд, неразличимых невооружённым глазом. Компоненты звёздной пары Мицар А и Мицар В отстоят друг от друга на расстоянии 14″ и имеют звёздные величины 2,4m и 4,0m соответственно. Звёздная пара Мицар — пример физической двойной звезды.
Физические двойные звёзды в зависимости от способа их наблюдений подразделяются на визуально-двойные звёзды (их компоненты можно увидеть при помощи телескопа визуально или сфотографировать), затменно-двойные звёзды (их компоненты периодически загораживают друг друга от наблюдателя и поэтому звезда меняет блеск), спектрально-двойные звёзды (двойственность проявляется в периодических смещениях или раздвоениях линий их спектров), астрометрически-двойные звёзды (одна звезда не видна и возмущает правильное движение соседней).
Двойные звёзды являются частным случаем кратных звёзд, состоящих иногда из нескольких компонентов. Существуют звёзды тройные, четверные и даже более высокой кратности. К кратным звёздам принято причислять звёзды, имеющие менее 10 компонентов. Системы с большим числом звёзд называются звёздными скоплениями.
Первый список двойных звёзд составил в 1803 г. астроном Уильям Гершель. Этот перечень содержал несколько сотен объектов. К настоящему времени известно, что примерно половина звёзд нашей Галактики — двойные. Двойственность и кратность в звёздном мире — широко распространённое явление.
Фильм с модели
Затменно-двойные звёзды
Рисунок 125 — Изменение блеска затменно-двойной звезды
2. Затменно-двойные звёзды. Затменно-двойные, или затменно-переменные, звёзды представляют собой тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких суток по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами. По этой причине мы не можем увидеть отдельно их компоненты, так как угловое расстояние между звёздами очень мало. Судить о двойственности системы можно лишь по периодическим колебаниям блеска, если по лучу зрения плоскости орбит звёзд практически совпадают.
Затменно-двойные звёзды (видео с модели “Открытая астрономия”)
В этом случае наблюдаются затмения, когда один из компонентов проходит впереди или сзади другого. Рассмотренную ситуацию поясняет рисунок 125, на котором приводится кривая изменения блеска m затменно-двойной звезды, связанного с периодическими затмениями одного компонента другим. На графике показаны разные положения компонентов звезды на орбите. Разность звёздных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами — периодом переменности.
Типичный пример затменно-переменной звезды — звезда р Персея (Алголь), которая регулярно затмевается на 9,6 ч с периодом 2,867 суток. Падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3m. Всего известно около 4000 затменно-двойных звёзд.
Рисунок 126 — Смещение линий в спектре двойной звезды
Рисунок 127 — Отклонение в движении Сириуса, вызванное гравитационным возмущением спутника
3. Спектрально-двойные звёзды. Звёзды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными.
Предположим, что наблюдатель находится в плоскости орбиты двойной системы, состоящей из более массивной и яркой звезды А и менее яркой и массивной звезды В (рис. 126). Каждый из компонентов — А и В, обращаясь вокруг центра масс системы, то приближается к наблюдателю, то удаляется от него. Вследствие эффекта Доплера в первом случае линии в спектре звезды будут сдвинуты к фиолетовой области спектра, во втором — к красной, причём период этих смещений равен периоду обращения. На рисунке римские цифры обозначают соответствие спектров положениям звёзд на орбитах.
Постоянное совершенствование методики определения сдвига спектральных линий позволило в 1995 г. обнаружить у звезды 51 Пегаса спутник массой в половину массы Юпитера. К настоящему времени методом лучевых скоростей у более чем 600 звёзд обнаружены планетные системы. Они получили общее название — экзопланеты.
4. Астрометрически-двойные звёзды. Встречаются такие тесные звёздные пары, когда одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. В этом случае такую звезду рассмотреть не удаётся, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону (рис. 127), как будто по прямой движется центр масс системы. Такие возмущения пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614 (её блеск 11,4т и параллакс 0,25″), показали, что амплитуда отклонений звезды от ожидаемого направления достигает 0,36″. Период обращения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных звёзд.
5. Масса звёзд. Длительные наблюдения визуально-двойных звёзд убедили астрономов, что относительное видимое движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону площадей. Из этого следует, что в двойных системах обращения звёзд происходят в соответствии с законами Кеплера и подчиняются закону всемирного тяготения Ньютона. По данным наблюдений двойных звёзд получены оценки масс для звёзд различных типов. Анализ этих данных привёл к следующим результатам.
1. Массы звёзд заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. Наибольшее количество звёзд имеет от 0,4 до 3 масс Солнца.
2. Существующая зависимость между массами звёзд и их светимостью даёт возможность оценивать массы одиночных звёзд по их светимостям. В интервале масс 0,5М\( \bigodot \) ≤ М ≤ 10М\( \bigodot \) светимость звезды пропорциональна четвёртой степени её массы L ≈ М4. При М > 10М\( \bigodot \) показатель степени равен 2, т. е. L ≈ М2.
3. Масса звезды в момент её формирования является важнейшим параметром, определяющим её последующую эволюцию.
4. Радиусы звёзд имеют весьма широкие пределы, поэтому средняя плотность звёзд колеблется от 5•10-2 до 3•108 кг/м3 (сравните с Солнцем — 1,4•103 кг/м3).
Главные выводы 1. Две звезды, выделяющиеся на фоне других близостью своих видимых положений, называются двойной звездой. Двойные звезды являются частным случаем кратных звезд. 2. Физические двойные звезды — система двух звезд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра масс. 3. В зависимости от метода наблюдения двойные звезды подразделяются на визуально-двойные, затменно-двойные, спектрально-двойные, астрометрически-двойные. 4. Компоненты физических двойных звезд совершают видимое относительное движение по эллипсу в соответствии с законами Кеплера и подчиняются закону всемирного тяготения. 5. Изучение двойных звезд позволяет определять массы звезд.
Контрольные вопросы и задания
1. Какие звёзды называются двойными? Приведите их классификацию.
2. Что такое амплитуда и период переменности затменно-переменных звёзд?
3. Дайте объяснение: почему происходит смещение линий в спектрах спектральнопеременных звёзд?