Затменная переменная

Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд, существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.

Но двойные звезды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам.

Гравитационное взаимодействие между компонентами

Виды двойных звёзд и их обнаружение

Пример тесной двойной системы. На снимке изображение Переменной звезды Миры (омикрона Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На фотографии виден аккреционный «хвост», направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику

Физически двойные звезды можно разделить на два класса:

• звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы, 
• звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — широкие двойные системы.

Если разделять двойные системы по способу наблюдения, то можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звезды

Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.

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. Определяющие факторы здесь — разрешающая способность телескопа, расстояние до звёзд и расстояние между звёздами. В сумме три этих фактора дают: 1) что визуально-двойные звезды — это звезды окрестности Солнца, 2) расстояние между компонентами значительно и согласно законам Кеплера период этой системы достаточно велик. Последний факт является наиболее печальным, так как нельзя проследить орбиту двойной, не проводя многочисленные многодесятилетние наблюдения. И если на сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.

Спектрально-двойные звезды

Условный пример раздвоения и смещения линий в спектрах спектрально-двойных звёзд.

Спектрально-двойной называют систему двойных звёзд, чью двойственность можно обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Для этого в течение нескольких ночей наблюдают звезду, и если обнаруживается, что линии «гуляют» по спектру: в одну ночь их измеренные длины волн одни, в другую уже — иные. Это говорит, что скорость источника меняется. На это может быть тьма различных причин: сама звезда переменна, может у неё плотная расширяющаяся оболочка, образовавшаяся после вспышки сверхновой, и т. д. и т. п. Если мы видим спектр второй звезды, и поведение её лучевой скорости подобно поведению лучевой скорости первой, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. При этом не надо забывать, что если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую часть спектра, то вторая тогда удаляется, и её линии сдвинуты в красную часть спектра, и наоборот.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда все возможные сценарии надо рассмотреть. Главными аргументами за то, что перед нами двойная звезда — периодичность лучевых скоростей и большая разница межу максимальной и минимальной скоростью. Но, если крепко подумать, то приводя эти же аргументы, можно утверждать, что обнаружена экзопланета. Чтобы рассеять все сомнения, надо вычислить функцию масс. И по ней можно уже судить о минимальной массе второго компонента и, соответственно, является ли невидимый объект планетой, звездой, или, даже, чёрной дырой.

Также по спектроскопическим данным можно вычислить помимо масс компонентов расстояние между ними, период обращения, эксцентриситет орбиты, а вот угол наклона к картинной плоскости наблюдать уже нельзя. Поэтому о массе и расстояние между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Как и любой тип объектов, изучаемым астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный «SB9» (от англ Spectral Binaries). На данный момент в нем 2839 объектов.

Затменно-двойные звезды

Бывает, что орбитальная плоскость проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звёзд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на её двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Астрометрическо-двойные звезды

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 удается, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, как будто по прямой движется центр масс системы. Такие возмущения будут пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614, показали, что амплитуда отклонения 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.

Компоненты двойных звёзд

Существуют разные двойные звёзды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные. 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 распространённое.

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]).

См. также

• Аккреция
• PSR J0737-3039
• PSR B1913+16

Ссылки

• BinSim — Binary Star Visualisations Software
• Спектрально-двойные звёзды
• Двойные звёзды (физические двойные). П.Г Куликовский