Двойные звёзды

Определение "Двойные звёзды" в Большой Советской Энциклопедии

Двойные звезды. Лучевая скорость в зависимости от орбиты

Двойные звёзды, две звезды, близкие друг другу в пространстве и составляющие физическую систему, компоненты которой связаны силами взаимного тяготения. Компоненты обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и вместе движутся в Галактике. Двойные звёзды являются частным случаем кратных звёзд, состоящих иногда из нескольких Компонентов (до 8). По методике обнаружения различают: визуально-двойные звёзды (их компоненты можно увидеть при помощи телескопа визуально или сфотографировать); спектрально-двойные звёзды (двойственность проявляется в периодических смещениях или раздвоениях линий их спектров); затменно-двойные звёзды (их компоненты периодически загораживают друг друга от наблюдателя); астрометрические Двойные звёзды, или тёмные спутники (очень точные измерения положений позволяют обнаружить периодические смещения звезды под влиянием обращающегося вокруг неё тёмного спутника); фотометрические Двойные звёзды (при различии в температуре поверхностей компонентов точная многоцветная электрофотометрия показывает её отличие от одиночных звёзд). Иногда о двойственности какой-нибудь звезды можно судить по её сложному (комбинированному) спектру либо по одинаковому заметному собственному движению двух не слишком близко расположенных звёзд (широкие пары). Кратные системы могут состоять из Двойные звёзды разного вида. Так, компонент визуально-двойной звезды сам может оказаться двойной одного из перечисленных видов. Описанные типы Двойные звёзды, представляющих собой физические системы, называются физическими Двойные звёзды Вид Двойные звёзды имеют также пары звёзд, компоненты которых разделены громадными расстояниями по лучу зрения и лишь случайно (и временно) располагаются в непосредственной видимой близости друг к другу на небесной сфере. С течением времени они разойдутся и перестанут считаться Двойные звёзды Такие системы называются оптическими Двойные звёзды При составлении каталогов к числу Двойные звёзды относят лишь те объекты, у которых расстояния между компонентами не превышают некоторого предела, зависящего от блеска (видимой звёздной величины) главной звезды и её спутника. Так, две звезды 2-й звёздной величины могут считаться компонентами Двойные звёзды, если расстояние между ними меньше 40’’, две звезды 9-й звёздной величины — не более 3’’ и т. д. Всестороннее изучение Двойные звёзды имеет большое значение, т. к. оно даёт способ надёжного определения масс звёзд, а в ряде случаев — определения размеров компонентов и их формы, плотности и закона её изменения с расстоянием от центра звезды, а также строения звёздных атмосфер. Все др. способы определения масс звёзд опираются на определения масс Двойные звёзды

Двойные звёзды. Рис.

Изучение Двойные звёзды началось в середине 17 в., когда Г. Галилей открыл несколько Двойные звёзды и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды оптической Двойные звёзды по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К середине 18 в. было обнаружено всего около 20 Двойные звёзды; тогда же начались и первые измерения позиционного угла спутника q и расстояния между компонентами r (рис. 1). После 25 лет наблюдений английский астроном В. Гершель в 80-х гг. 18 в. обнаружил у некоторых Двойные звёзды явное орбитальное (т. к. оно было криволинейным) движение спутника относительно главной звезды и оценил периоды обращения нескольких из них. Так были открыты физические Двойные звёзды Русский астроном В. Я. Струве заложил твёрдый фундамент учения о Двойные звёзды своими многолетними исследованиями. Он открыл много новых Двойные звёзды (его каталог 3110 Двойные звёзды опубликован в 1827), измерил положение спутников у 2640 Двойные звёзды (опубликовано в 1837), на меридианном круге определял точные положения Двойные звёзды в течение 20 лет (опубликовано в 1852). Английский астроном Дж. Гершель распространил исследования Двойные звёзды на Южное полушарие неба. Русский астроном О. В. Струве исследовал проблему систематических ошибок при измерении Двойные звёзды К середине 20 в. известно около 60 000 визуально-двойных звёзд. Для измерения визуально-двойных звёзд со времён В. Гершеля применяются позиционные микрометры разных видов, а для самых малых угловых расстояний — звёздные интерферометры. На больших телескопах можно измерять расстояния до 0,1—0,2’’. Применение фотографии к измерениям Двойные звёзды даёт прекрасные результаты для расстояний больше 1—2’’.

Двойные звёзды. Рис.

Видимое относительное движение спутника вокруг главной звезды совершается по эллипсу (включая окружность и прямую как частные виды этой кривой). Главная звезда всегда находится внутри эллипса, но обычно не в фокусе видимой орбиты. Радиус-вектор (соединяющий главную звезду со спутником) описывает площади, пропорциональные времени, т. е. для Двойные звёзды соблюдается 2-й Кеплера закон. Видимая орбита Двойные звёзды (рис. 2, а) является проекцией истинной орбиты (рис. 2, б) на картинную плоскость (перпендикулярную лучу зрения). Разработано много методов определения элементов орбит Двойные звёзды: большой полуоси, наклона орбиты, эксцентриситета, позиционного угла линии узлов, по которой плоскость орбиты пересекает картинную плоскость, долготы периастра (угла между линией узлов и линией, соединяющей периастр с апоастром в плоскости истинной орбиты), периода обращения и момента (даты) прохождения спутника через периастр. Из нескольких десятков тысяч визуально-двойных звёзд только около 2000 обнаруживают орбитальное движение и лишь для примерно 300 вычислены орбиты. Самый короткий период (1,72 года) имеет звезда BD — 8°4352; из больших периодов более или менее достоверны лишь те, которые не превышают 500 лет. Для пар с одинаковым большим собственным движением периоды формально получаются порядка сотен тысяч лет.

Кривая блеска двойной звезды

Первая спектрально-двойная звезда была открыта в 1889. В её спектре происходит периодическое раздвоение спектральных (рис. 2) линий, что свидетельствует об орбитальном движении обоих компонентов вокруг общего центра масс. У других Двойные звёзды этого типа наблюдаются периодические смещения одиночных линий: линии более слабого компонента в спектре не заметны. Анализ кривой изменения лучевых скоростей спектрально-двойной звезды позволяет найти следующие элементы орбиты: период, эксцентриситет, момент (дату) прохождения периастра, долготу периастра, а также произведение asini (а — большая полуось, I — наклон орбиты) и лучевую скорость g центра масс. Некоторое представление о характере лучевых скоростей в зависимости от формы и расположения орбиты даёт рис. 3. Из примерно 2000 открытых спектрально-двойных звёзд орбиты вычислены для 500. Их периоды составляют от 4,7 часа до 60 лет.

Если наклон орбиты близок к 90°, можно наблюдать периодические взаимные затмения компонентов. В зависимости от относительных размеров и яркостей компонентов общий блеск затменно-двойной звезды будет испытывать более или менее продолжительные и глубокие минимумы. По форме кривой блеска такой звезды (рис. 4) можно судить об элементах её орбиты. Самый короткий из известных периодов 4,7 часа, самый длинный — 57 лет. В 1911 русский астроном С. Н. Блажко разработал первый общий метод вычисления орбит затменно-двойных звёзд. Анализ кривых изменения блеска позволяет определить не только элементы орбиты затменно-двойной звезды, но и относительные размеры звёзд по сравнению с размерами орбиты, форму звёзд и их поверхностную яркость. В сочетании с результатами др. наблюдений Двойные звёзды такой анализ даёт возможность определить многие звёздные характеристики. Так, если получена также кривая лучевых скоростей, то можно определить размеры орбиты и диаметры самих звёзд в км, а также и светимости звёзд. В некоторых (правда, редких) случаях можно изучать также строение и состав звёздных атмосфер, наличие расширяющихся и вращающихся оболочек, закон потери массы более массивной звездой и эволюцию системы.
Применение 3-го закона Кеплера к Двойные звёзды, для которых известно расстояние, позволяет вычислить сумму масс компонентов, выраженную в единицах массы Солнца:
₁ + ₂ =a³/p³P²,

где p — параллакс звезды, а — большая полуось орбиты в секундах дуги, Р — период обращения. Если из наблюдений можно определить также отношение масс компонентов, тогда можно вычислить массу каждого компонента отдельно. Для спектрально-двойных звёзд можно определить лишь величину
(₁ + ₂) sin³i.

Если в спектре видны линии обоих компонентов, можно определить также отношение масс. Совокупность всех определений масс компонентов Двойные звёзды позволила обнаружить важную для астрономии зависимость между массами и светимостями звёзд (см. «Масса — светимость» диаграмма); она получила теоретическое обоснование и теперь широко используется для определения масс одиночных звёзд по их светимостям. Специальные (очень трудоёмкие и тонкие) исследования собственных движений некоторых звёзд показали наличие вокруг них одного или нескольких планетоподобных тел с массами порядка массы планеты Юпитер. Это дало первые надёжные доказательства существования др. планетных систем, кроме солнечной.

Двойственность (и вообще кратность) — весьма распространённое явление среди звёзд Галактики. Весьма вероятно, что кратных систем больше, чем одиночных звёзд. По крайней мере, в галактических окрестностях Солнца (где, можно полагать, почти все звёзды нам известны) из 30 звёзд 17 одиночных и 13 кратных (29 компонентов). По своим физическим характеристикам и кинематике Двойные звёзды не отличаются от одиночных звёзд и, по-видимому, имеют одинаковое с ними происхождение. Предложено несколько различных гипотез происхождения Двойные звёзды: деление одиночных звёзд при нарушении устойчивости в результате быстрого осевого вращения; захват одной звезды другой; совместное образование в недрах одной туманности. Весьма вероятно, что кратные звёзды образуются в звёздных ассоциациях. Теория происхождения Двойные звёзды должна также объяснить ряд замеченных статистических закономерностей в соотношениях между различными физическими характеристиками Двойные звёзды и элементами их орбит. Специальный интерес представляют собой двойные, в состав которых входят переменные звёзды. Двойные звёзды, как и звёздные скопления, являются подходящими объектами для проверки современных представлений об эволюции звёзд.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, М., 1965, гл. 3; Курс астрофизики и звёздной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, т. 2, М., 1962, гл. 3—5; Струве О. и 3ебергс В., Астрономия 20 века, пер. с англ., М., 1968, гл. 14; Методы астрономии, под ред. В. Хилтнера, пер. с англ., М., 1967, гл. 22—24; Aitken R. G., Binary stars, 2ed., N.Y. — L., 1935.
  П. Г. Куликовский.