Двойные звезды и звездные массы

Очень часто невооруженному глазу звезда кажется одиночной, но если посмотреть на нее в телескоп, даже не с очень большим увеличением, можно увидеть около нее спутника. Физическая двойственность звезды обнаруживается при очень длительных наблюдениях, когда становится заметным орбитальное движение. Обе компоненты двойной звезды обращаются по орбитам около центра масс системы, что проявляется в периодическом изменении угловых расстояний и по- 270е-зиционных углов, как это видно, например, из рис.

Сейчас известно свыше 60 тысяч двойных звезд, из которых около двух тысяч обнаружили орбитальное движение. Вычислены элементы орбит свыше 500 двойных звезд.

Некоторые из двойных звезд не являются реальными звездными парами, связанными узами взаимного тяготения; это далекие друг от друга звезды, случайно оказавшиеся вблизи луча зрения. Такие двойные звезды называются оптическими и интереса для науки не представляют.

Кроме двойных, встречаются также и кратные звезды, состоящие из трех и более компонент. Такой, например, является е Лиры. Уже в бинокль она кажется двойной, но если посмотреть в телескоп при большом увеличении, то каждая из звезд разделяется еще на две, так что е Лиры — четверная система.

Звезда О Ориона окутана знаменитой туманностью. В телескоп звезда видна как трапеция, состоящая из четырех звезд. Известно, что одна из этих звезд, носящая название ВМ Ориона,- тесная двойная (затменная переменная) звезда. Кроме того, еще две звезды, по-видимому, принадлежат этой же трапеции, которая оказывается семикратной звездой. Кастор (ос Близнецов) также шестикратная звездная система. Таким образом, кратных звезд в природе много.

Двойные и кратные звезды — исключительно интересное и красивое зрелище. Очень часто яркая звезда желтая, а ее спутники — голубоватые или даже зеленоватые, благодаря контрасту; желтые и красные лучи яркой звезды утомляют глаз и он видит слабые спутники окрашенными в дополнительные цвета. Рекомендуем наблюдателю, располагающему хотя бы небольшим телескопом, посмотреть на двойные звезды таблицы.

Image
Рис. Видимое движение двойной звезды

Image
Таблица . Интересные двойные звезды


В этой таблице указаны звездные величины m и спектральные классы Sp компонент, угловое расстояние между компонентами ρ и позиционный угол θ.

Гораздо более полный список двойных звезд приведен в таблицах 55 и 56 «Справочника любителя астрономии» П. Г. Куликовского, «Наука», 1971 г.

Некоторые из помещенных в нашей таблице двойных звезд заслуживают особого внимания, так как у них обнаружены орбитальные движения, вычислены элементы орбит и определены периоды обращения. У двойной звезды η Кассиопеи период обращения Р = 526 лет, у α Близнецов Р = 420 лет, у ζ Геркулеса Р = 34,38 года и у 61 Лебедя Р = 692 года.

Из сопоставления этих чисел видно, что визуально-двойные звезды имеют большие периоды обращения. Самая «короткопе-риодическая» визуально-двойная звезда е Кита имеет период обращения, равный 2,62 года. И это неудивительно. Для этого чтобы раздельно видеть обе компоненты визуально-двойной звезды, надо, чтобы они были достаточно далеки друг от друга, а в таком случае и их орбитальные периоды велики. Существует очень много двойных звезд, имеющих гораздо более короткие периоды обращения, но они визуально не разделяются и их изучают другими способами.

Мы уже говорили, что обе компоненты описывают орбиты около общего центра масс, который расположен между ними на прямой линии, соединяющей обе компоненты, и делит их взаимное расстояние обратно пропорционально массам. Это сказывается на измерениях положений двойных звезд. При наблюдениях определяют угловое расстояние между компонентами р и позиционный угол 0, отсчитываемый от направления к северному Полюсу мира против часовой стрелки. Визуальные наблюдений сводятся к определению» положения спутника относительно главной звезды. Иное дело, если измерения проводятся на фотографических снимках, полученных длиннофокусным астрографом. В таком случае можно определить, «привязываясь» к окрестным звездам, движение каждой компоненты, найти положение центра масс системы и даже исследовать его поступательное движение на фоне звездного неба. Такие измерения гораздо ценнее, так как дают возможность определить орбиту каждой компоненты, а значит, вычислить и отношение их масс.

Допустим теперь, что у двойной звезды спутник настолько слаб, что мы его не видим (может быть, это околозвездная массивная планета). Тогда главная звезда все равно будет описывать орбиту вокруг центра масс, и можно будет установить существование ее невидимого спутника. Такие открытия были сделаны несколько раз и впоследствии спутник находили в телескоп. Один же случай является совершенно исключительным. Пулковский астроном А. Н. Дейч, изучая движения, происходящие в системе двойной звезды 61 Лебедя, пришел к выводу, что у более яркой компоненты существует темный спутник, имеющий массу, близкую к 0,01 массы Солнца. Спутник движется по эллиптической орбите, у которой большая полуось равна трем астрономическим единицам, и совершает полный оборот вокруг центрального светила за 4,9 года. По-видимому, этот спутник является планетой.

Помимо визуальных двойных звезд известно большое число звезд, называемых спектрально-двойными. Рассмотрим, что должно происходить в такой двойной системе, если плоскость ее орбиты наклонена к лучу зрения под малым углом. На рис. 139 изображены два различных положения компонент по отношению к лучу зрения. В левой части рисунка обе компоненты движущийся перпендикулярно к лучу зрения и проекции их орбитальных скоростей на луч зрения равны нулю. По истечении четверти периода обращения компоненты займут положения, изображенные в правой части рисунка.

Компонента А будет удаляться от наблюдателя, ее лучевая скорость будет положительна, и все спектральные линии вследствие эффекта Доплера сдвинутся, пропорционально лучевой скорости в красную сторону спектра. Компонента В приближается к нам, и ее лучевая скорость отрицательна. Поэтому в ее спектре линии сдвинутся к фиолетовому концу спектра. Мы наблюдаем суммарный спектр обеих компонент. Поэтому в таком положении, какое изображено в правой части рис., спектральные линии должны раздвоиться, что, действительно, во многих случаях и наблюдается.

Зная массы и радиусы, можно вычислить средние плотности их вещества. Для этого достаточно разделить массу на объем. И это привело к многим важным открытиям, о которых мы сейчас и расскажем.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: