 Двойная звезда, или двойная система — система из двух гравитационно связанных звезд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам.
Измерив период обращения и расстояние между звездами, иногда можно определить массы компонентов системы. Этот метод практически не требует дополнительных модельных предположений, и поэтому является одним из главных методов определения масс в астрофизике. По этой причине двойные системы, компонентами которых являются чёрные дыры или нейтронные звезды, представляют большой интерес для астрофизики.
Классификация
Физически двойные звезды можно разделить на два класса:
звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — разделенные двойные системы.
звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы. Их в свою очередь можно разделить на:
Полуразделенные, где только одна звезда заполняет свою полость Роша.
Контактные, где обе звезды заполняют свои полости Роша.
Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения, можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.
Визуально-двойные звёзды
Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.
Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа, расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким образом, визуально-двойные звезды — это в основном звезды окрестностей Солнца с очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между компонентами). Из-за большого периода проследить орбиту двойной можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет. На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. У менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.
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.
Спекл-интерферометрические двойные звезды
Спекл-интерферометрия, наряду с адаптивной оптикой позволяет достигнуть дифракционного предела разрешения звезд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды. То есть по сути своей, спекл-интерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы.
Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.
Астрометрические двойные звёзды
Поведение астрометрическо-двойной на небе.
В случае визуально-двойных звезд 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 всеравно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звездах.
Если наличиствуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую. Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов.
Спектрально-двойные звёзды
Условный пример раздвоения и смещения линий в спектрах спектрально-двойных звёзд.
Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется. Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.
Если получен спектр второй компоненты, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами 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.
Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда нужно рассмотреть другие возможные варианты. Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Но, строго говоря, не исключено, что обнаружена экзопланета. Чтобы это выяснить, надо вычислить функцию масс, по которой можно 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.
Как и для любого типа объектов, изучаемых астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный из них — «SB9» (от англ. Spectral Binaries). На данный момент в нём 2839 объектов.
Затменно-двойные звёзды
Бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.
Микролинзированные двойные
Если на луче зрения между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект будет линзирован. Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображения звезды, но в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтоб наблюдатель смог различить несколько изображений, в таком случае говорят о микролинзировании. В случае, если гравирующее тело двойная звезда, то кривая блеска, получаемая при прохождении ее вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды.
С помощью микролинзрования ищутся двойные звезды, где оба компонента маломассивные коричневые карлики.
|
