Двойные звезды: Классификация

Чем отличаются и какие бывают двойные звезды. Как астрономы находятся двойные звездные системы.

Двойная звезда, бинарная звезда или даже двойная звездная система, – все эти термины означают одно и тоже. Это система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс, который, естественно, находится за пределами объема самих этих звезд.

Двойные звезды обычно представляются примерно в таком виде: одна звезда безжалостно «выкачивает» другую. На самом деле все не так драматично.

Двойные звёзды широко распространены в космосе, например, в галактике Млечный путь, примерно половина всех звёзд являются двойными. Существовала даже теория, что наше Солнце – тоже входит в двойную систему.

Интересно, что зная период обращения и расстояние между двойными звёздами, можно довольно точно определить массы каждого из компонентов такой звездной системы системы. Это, в свою очередь, позволяет вычислить массы даже таких “сложных” для изучения объектов как черные дыры или нейтронные звезды – достаточно лишь найти двойную звездную систему, на месте одного из компонентов которой, окажется искомый объект.

Первым выдвинул идею о существовании двойных звёзд англичанин Джон Мичелл в 1767 году, а реальными наблюдениями эта теория была подкреплена в 1802 году знаменитым Уильямом Гершелем.

Классификация двойных звезд

Надо понимать, что сам термин “двойная звездная система” вовсе не означает, что обе звезды находятся настолько близко, что вращаются “бок о бок”. Выделяют следующие типы взаимодействия двойных звезд:

Разделенные двойные системы – такие звезды, хотя и вращаются вокруг общего центра масс, тем не менее находятся так далеко друг от друга, что обмен массами между ними невозможен.

В разделенных двойных звездных системах, звезды взаимодействуют друг с другом гравитацией, но находятся так далеко что почти не имеют шанса столкнуться.

Полуразделённые двойные системы – в этой паре, одна из звезд либо сильно больше другой, либо значительно быстрее набирает массу и уже заполнила свою полость Роша. Вторая звезда в это случае, отдает свое вещество первой.

В полуразделенных звездных системах «отношения» звездной пары явно неравные!

Контактные двойные системы – обе звезды в паре заполняют свои полости Роша и “перетягивают” материю друг от друга.

Контактная звездная система – фактически две звезды практически объединились в одну, их полости Роша перехлестнулись

Кроме этого, двойные звездные системы также классифицируются по способу наблюдения как:

• визуальные двойные системы
• спектральные двойные системы
• затменные двойные системы
• астрометрические двойные системы.

Визуальные двойные звёзды

Двойные звезды, которые возможно наблюдать как раздельные объекты, называются видимыми двойными, или визуально-двойными звездами. Также визуальные двойные звезды иногда называют разрешенными.

Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется целым рядом факторов, главные из которых:

• разрешающая способность телескопа
• расстоянием от наблюдателя
• расстоянием между звездами входящими в двойную систему.

Эти ограничения приводят к тому, что все известные на данный момент видимые двойные звезды, находятся в “ближнем космосе”, т.е. на небольшом, по космическим меркам, расстоянии от Солнечной системы. Также, все они имеют большой период обращения по отношению друг к другу, вследствие чего проследить орбиту этих двойных звезд можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет.

В каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно. При этом только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту, а тех, чья орбита известна с достаточной точностью, чтобы получить массу компонентов, насчитывается меньше 100 штук.

В большинстве случаев двойные звезды находятся не так близко друг к другу, поэтому требуется длительное наблюдение, чтоб однозначно понять входят ли они в звездную пару.

Спекл-интерферометрические двойные звезды

Спекл-интерферометрия (метод исследования, основанный на анализе зернистой структуры изображения объекта) позволяет достичь дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды.

По этой причине, чисто технически спекл-интерферометрические двойные тоже могут считаться визуально-двойными звездами. С тем отличием, что в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, а тут – нужно анализировать спекл-интерферограммы.

Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.

Астрометрические двойные звёзды

Это уже скорее математический метод, имеющий мало общего с визуальным наблюдением. Если в случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность всё равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрических двойных звёздах.

Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелинейность движения: первую производную собственного движения и вторую.

Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов.

Спектральные наблюдения позволяют выявить двойные звезды расположенные близко друг к другу. Если спектр наблюдаемого объекта меняется с определенным постоянством, значит скорее всего перед вами не один, а два объекта

Спектрально-двойные звёзды

Спектрально-двойной называют звезду, вхождение которой в двойную звездную систему удается обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Если оказывается, что за время наблюдений линии спектра звезды периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется.

Правда, этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.

Если же удается получить спектр второй компоненты гипотетической звездной пары, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами именно двойная система. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра, то вторая — удаляется, и её линии сдвинуты в красную сторону, и наоборот.

Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Интересно, что этим же способом находят не только парные звезды, но и, к примеру, экзопланеты.

Чтобы точно выяснить, что мы наблюдаем по изменениям спектра – нужно вычислить функцию масс, по которой, в свою очередь, уже можно будет судить о минимальной массе невидимого второго компонента и, соответственно, о том, чем он является — планетой, звездой или даже чёрной дырой.

Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения и эксцентриситет орбиты. Угол наклона орбиты к лучу зрения выяснить по этим данным невозможно. Поэтому о массе и расстоянии между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Затменно-двойные звёзды

Ещё один довольно интересный способ определить двойную звезду – наблюдать её “затмения” вторым объектом из пары. Правда, особенно хорошо это работает только в довольно специфических условиях: когда звезды стоят “ребром” по отношению к наблюдателю, иначе говоря их орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом.

В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться с заданным интервалом.

Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь в созвездии Персея.

«Сеткой» на рисунке показана пространственная ткань. Достаточно тяжелые объекты искажают её своей гравитацией и по характеру этого искажения, можно довольно точно рассчитать массу, а следовательно и тип «искажающего» объекта.

Микролинзированные двойные звезды

Известно, что если на между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект наблюдения будет линзирован.

Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, однако в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтобы наблюдатель смог различить несколько изображений, и в таком случае говорят о микролинзировании.

В случае, если “виновник” микролинзирования — двойная звезда, кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды. С помощью микролинзирования можно определить двойные звезды, где оба компонента — маломассивные коричневые карлики.