Откровенно говоря, двойные звезды это то же самое, что двойные звездные системы. То есть они представляют собой системы, которые состоят из двух светил, которые связаны между собой силами гравитации. Также обязательным условием является их движение по замкнутым орбитам вокруг одного, общего центра масс.
На самом деле, таких астрономических объектов множество во Вселенной. Между прочим, в Млечном Пути примерно половина всех светил это двойные системы звезд.
Как классифицируют двойные звезды
Разумеется, они могут быть разными по составляющим компонентам. По определению, новые и сверхновые звёзды могут быть, причем чаще всего так и есть, бинарными системами. К тому же, если пару образуют красный гигант и белый карлик, то они называются симбиотическими двойными.
Также, например, бывают рентгеновские парные светила, где один небольшой элемент взаимодействует с нейтронным звёздным телом или чёрной дырой.
В основном же, парные звёздные структуры делятся по двум параметрам. Во-первых, по их физическим свойствам. Во-вторых, по способу наблюдения.
Физическая классификация
Итак, по этой характеристике выделяют два класса:
- Разделённые системы, где между компонентами не может происходить обмен масс. То есть они притягиваются, но не передают друг к другу вещество.
- Тесные системы, наоборот, содержат светила, между которыми на протяжении всего взаимодействия (и в прошлом, и в будущем) осуществляется обмен массами.
В свою очередь, тесные структуры могут быть:
- Полуразделёнными, где только один компонент получает вещество;
- Контактными, где оба компонента передают и получают вещество.
По наблюдению
Собственно говоря, существует несколько основных групп:
- Визуально-двойные звезды рассматриваются раздельно. Их часто называют видимыми двойными. Для них характерны большой период обращения и значительное пространство между составляющими светилами. При наблюдении важными факторами являются мощность телескопа, расстояние до тела и дистанция между его компонентами.
- Спектральные двойные звезды устанавливают путём спектральных наблюдений. А вот заметить их с помощью телескопа не получится. Потому как компоненты очень близко располагаются друг к другу. При этом методе за ними следят несколько ночей. Если в спектре первого компонента фиксируется смещение линий, то обращают внимание на второй. При условии, что и у него отмечается подобное смещение, но в противоположной фазе, то значит это двойственное светило.
- Спекл-интерферометрические парные светила устанавливают с помощью адаптивной оптики (увеличения разрешения приборов без искажений). Такой способ удобен и подходит для систем с периодом обращения несколько десятков лет.
- Астрометрические бинарные объекты очень интересны. Так как их структура скрывает один элемент. Возможно, невидимый сосед слишком мал или обладает малой светимостью. Но, действительно, иногда наблюдается только один из компонентов системы. А вот второй становится заметным лишь при изменении его расположения. Тем самым, обнаруживается их тандем. К слову, астрометрические светила применяют при расчетах массы коричневых карликов.
- Затменные (фотометрические) парные системы образуют тела, которые периодично затмевают друг друга. Другими словами, закрывают обзор. Происходит это в результате наклона орбитальной плоскости к лучу зрения под маленьким углом. То есть в такой системе звёздные орбиты находятся, можно сказать, ребром к Земле.
- Микролинзированные двойные отличаются тем, что на луче зрения между ними и наблюдателем лежит какое-либо тело с сильным полем тяготения (гравитацией). Как следствие, объект меняет направление распространения электромагнитного излучения. В таком случае, говорят что он линзирован (подобно линзе отражает изображение, лучи). Однако сила гравитационного поля космических объектов позволяет создать одно отклонение кривой блеска. Поэтому здесь речь идёт о микролинзировании, с помощью которого и ищут бинарные светила.
Визуально-двойная 
Затменная 
Спектральная система 
Спекл-интерферограммы одиночной и двойной звезды
Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд
Конечно же, изменение блеска зависит от множества причин. Стоит отметить, что не только физические характеристики влияют на яркость. Но и расстояние до тела, и промежуток между его компонентами, и движение, и окружающие объекты и др. Что видно, из существования различных классов и видов бинарных систем.
Каким способом можно определить массу двойной звезды
Как оказалось, измерение параметров двойных звезд имеет важное значение. Например, если определить период обращения и расстояние между звёздными телами, то можно вычислить массы компонентов, образующих систему. Такой способ применяют в астрофизике для расчёта массивности.
Вдобавок, есть такие парные структуры, которые включают в себя не обычные светила. А, например, нейтронные или даже чёрные дыры. Что вызывает особый интерес у астрономов. В частности, такая наука, как астрофизика, занимается изучением и исследованием подобных моделей.
Открытие
Несмотря на то, что гипотеза о существовании двойственных светил была выдвинута в 17 веке, двойные звезды открыли только в 18 веке. Уильям Гершель наблюдал за ними практически 25 лет и составил свой каталог с описанием 700 объектов.
Со временем по всему космическому пространству обнаружили множество таких систем.
Для примера, самыми популярными двойными звездами являются Мицар и Алькор. По правде говоря, их исследование продолжается до сих пор.
Что интересно, некоторые (не знаю почему) считают, что двойные и кратные звезды это одно и тоже. Наверное, лучше прояснить этот момент. Какие звезды называют двойными уже, надеюсь, понятно. А вот что такое кратные пока нет. Если система объединяет более двух светил, то она кратная. Проще говоря, в ней может быть три, четыре и более компонента. Причем все они связаны гравитационными силами и движутся вокруг общего центра масс.
Итак, мы разобрались с тем, что такое двойные и кратные звезды и какие они бывают.
Загрузка...
