Двоичная звезда

редактировать
Хаббл изображение двойной системы Сириус, в котором Сириус B можно четко внизу (слева)

A двойная звезда - это звездная система, состоящая из двух звезд , вращающихся вокруг своего общего барицентра. Системы из двух или более звезд называются кратными звездными системами. Эти системы, особенно когда они находятся на более удаленном расстоянии, часто появляются невооруженным глазу единой точкой света.

Термин двойная звезда часто используется как синоним двойная звезда; однако двойная звезда может также означать оптическую двойную звезду. Оптические двойники называются так, что две звезды появляются друг к другу на небе, если смотреть с Земли; они почти на одной прямой видимости. Тем не менее их «двойственность» зависит только от этого оптического эффекта; сами звезды далеки друг от друга и не имеют физической связи. Двойную звезду можно определить как оптическую по разнице в их измерениях параллакса, собственных движений или лучевых скоростей. Большинство двойных звезд не были изучены должным образом, чтобы определить, являются ли они оптическими двойными или физически связанными гравитацией в кратную звездную систему.

Двойные звездные системы очень важны в астрофизике, поскольку расчеты их орбиты определяют напрямую, массы составляющих их звезд, что, в свою очередь, позволяет определять другие звездные параметры., такие как радиус и плотность, которые подлежат косвенной оценке. Это также определяет эмпирическое соотношение масса-светимость (MLR), по которому можно оценить массу одиночных звезд.

Двойные звезды часто разделяются на звезды, и в этом случае их называют визуально-двойными. Многие визуальные двойные системы имеют длинные орбитальные системы, составляющие несколько столетий или период тысячелетий, и поэтому их орбиты являются неопределенными или малоизвестными. Их также можно использовать с помощью косвенных методов, таких как спектроскопия (спектроскопические двойные системы) или астрометрия (астрометрические двойные системы). Если двойная звезда на орбите в вдоль нашего луча зрения, компоненты ее затмят и пройдут друг за другом; эти пары называются затменными двойными или вместе с другими двойными системами, которые изменяют яркость при движении по орбите, фотометрическими двойными.

Если компоненты в двойных звездных системах достаточно близки, они могут гравитационно искажать их общие внешние звездные атмосферы. В некоторых случаях эти близкие двойные системы могут привести их эволюцию к этапам, недоступным для одиночных звезд. Примерами двоичных файлов являются Сириус и Лебедь X-1 (Лебедь X-1 является хорошо известной черной дырой ). Двойные звезды также распространены в качестве ядер планетарных туманностей и являются прародителями как новых, так и сверхновых типов Ia.

Содержание

  • 1 Discovery
  • 2 Классификации
    • 2.1 Методы наблюдения
      • 2.1.1 Визуальные двойные системы
      • 2.1.2 Спектроскопические двойные системы
      • 2.1.3 Затменные двойные системы
      • 2.1.4 Незатменные двойные системы, которые можно построить с помощью фотометрии
      • 2.1.5 Астрометрические двойные системы
    • 2.2 Конфигурация системы
    • 2.3 Катаклизмические переменные и рентгеновские двойные системы
  • 3 Орбитальный период
    • 3.1 Вариации периода
  • 4 Обозначения
    • 4.1 A и B
    • 4.2 Обозначения первооткрывателя
    • 4.3 Горячий и холодный
  • 5 Эволюция
    • 5.1 Формирование
    • 5.2 Массоперенос и аккреция
    • 5.3 Убегающие и новые звезды
  • 6 Астрофизика
    • 6.1 Расчет центра масс в двойных звездах
    • 6.2 Анимация центра масс
    • 6.3 Результаты исследований
      • 6.3.1 Пла неты
  • 7 Примеры
  • 8 Примеры множественных звезд
  • 9 См. также
  • 10 Примечания и ссылки
  • 11 Exter конечные ссылки

Открытие

Термин двоичный впервые был использован в этом контексте сэром Уильямом Гершелем в 1802 году, когда он написал:

Если, наоборот, две звезды должны быть изолированы друг от друга, чтобы не подвергнуться материальному воздействию притяжения соседних звезд, тогда они останутся объединенными узами собственного взаимного тяготения к каждую. Другие. Это следует называть настоящей двойной звездой; и любые две звезды, которые связаны между собой, образуют двойную звездную систему, которую мы сейчас должны рассматривать.

Согласно современному определению, термин двойная звезда обычно ограничивается парами звезд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Двойные звезды, которые можно разрешить с помощью телескопа или интерферометрическими методами, известны как визуально-двойные. Для наиболее известных визуально двойных звезд еще не наблюдалось одно полное вращение, они, по наблюдениям, двигались по изогнутой траектории или по частичной дуге.

Двойная система из двух звезд

Более общий термин двойная звезда используется для пар звезд, которые видны близко к другу на небе. Это различие редко проводится на других языках, кроме английского. Двойные звезды могут быть двойными системами или могут быть просто двумя звездами, которые кажутся близкими друг к другу на небе, но имеют совершенно разные истинные расстояния от Солнца. Последние называются оптическими двойниками или оптическими парами.

С момента изобретения телескопа было обнаружено много пар двойных звезд. Ранние примеры включают Mizar и Acrux. Мицар в Большой Медведице (Большая Медведица ) был удвоен Джованни Баттистой Риччоли в 1650 году (и, вероятно, раньше Бенедетто Кастелли и Галилей ). Яркая южная звезда Акрукс в Южном Кресте была обнаружена как двойная отцом Фонтене в 1685 году.

Джон Мичелл был первым, кто предположил, что двойные звезды могли быть связаны друг с другом, когда в 1767 году он утверждал, что вероятность, что двойная звезда возникла из-за случайного совпадения, мала. Уильям Гершель начал наблюдать двойные звезды в 1779 году и вскоре после этого опубликовал каталоги примерно из 700 двойных звезд. К 1803 году он наблюдал изменения положения ряда двойных звезд в течение 25 лет и пришел к выводу, что они должны быть двойными системами; первая орбита двойные звезды, однако, не была вычислена до 1827 года, когда Феликс Савари вычислил орбиту Си Большой Медведицы. С этого времени было каталогизировано и измерено еще много двойных звезд. Вашингтонский каталог двойных звезд, база данных визуальных двойных звезд, составленная Военно-морское обсерваторией, содержит более 100 000 пар двойных звезд, включая оптические двойники, а также двойные звезды. Известны орбиты нескольких тысяч из этих двойных звезд, и не установлено, что большинство из них являются ни истинными двойными, ни оптическими двойными звездами. Это можно определить, наблюдая за относительным движением пар. Если движение является частью общих орбитов, или если звезды имеют одинаковые лучевые скорости и разница в их собственных движениях мала по сравнению с их общим собственным движением, пара, вероятно, физическая.. Одна из задач, которая остается перед визуальными наблюдателями двойных звезд, - получить достаточное количество наблюдений, чтобы доказать или опровергнуть гравитационную связь.

Классификации

Диск газа и пыли, видимый с ребра вокруг двойной звездной системы HD 106906

Методы наблюдений

Двойные звезды подразделяются на четыре типа в соответствии со способом их наблюдения : визуально, путем наблюдения; спектроскопически, по периодическим изменениям в спектральных линийх ; фотометрически - из-за изменений яркости, вызванных затмением; или астрометрически, измеренное отклонение положения звезды, вызванное невидимым спутником. Любая двойная звезда может принадлежать к нескольким из этих классов; например, несколько спектрально-двойных систем также являются затменными двойными.

Визуальная двойная звезда

A Визуальная двойная звезда звезда - это двойная звезда, для которой угловое разделение между двумя компонентами достаточно велико, чтобы их можно было видеть как двойную звезду в телескоп или даже мощный бинокль. Угловое разрешение телескопа является важным фактором в обнаружении визуально-двойных звезд, и по мере того, как более высокие угловые разрешения применяются к наблюдениям двойных звезд, будет обнаруживаться большее количество визуально-двойных звезд. Относительная яркость двух звезд также является важным фактором, препятствующим обнаружению более слабого компонента.

Более яркая звезда в визуальной двойной системе - это первичная звезда, а более тусклая - вторичная. В некоторых публикациях (особенно более старых) слабая вторичность называется приходит (множественное число; компаньон). Если звезды имеют одинаковую яркость, обычно принимается обозначение первооткрывателя для главного.

Измеряется позиционный угол вторичного элемента по отношению к главному элементу вместе с угловым расстоянием между ними. две звезды. Время наблюдения также записывается. После записи периода количества наблюдений в течение определенного времени они наносятся на график в полярных координатах с главной звездой в начале системы координат, и через эти точки наиболее вероятный эллипс. такое, что закон площадей Кеплера выполняется. Этот эллипс известен как кажущийся эллипс и представляет собой проекцию действительной эллиптической орбиты вторичной обмотки по отношению к первичной плоскости неба. Из этого спроецированного эллипса могут быть вычислены полные элементы орбиты, где большая полуось может быть выражена только в угловых единицах, если только звездный параллакс и, следовательно, расстояние известна.

Спектроскопические двойные системы

Алгол B вращается вокруг Алгола A. Эта анимация была собрана из 55 изображений интерферометра CHARA в ближнем инфракрасном диапазоне H, отсортированных по орбитальной фазе.

Иногда единственным доказательством наличия двойных звезд является эффект Доплера на излучаемом ею свете. В этих случаях двойная система состоит из пары звезд, где спектральные линии в свете, излучаемом каждой звездой, смещаются сначала в сторону синего, в сторону красного, поскольку каждая движется сначала к нам, а в сторону. от нас, при его движении вокруг их общего центра масс, с периодом их общей орбиты.

В этих системах расстояние между звездой обычно очень мало, а орбитальная скорость очень высока. Если плоскость орбиты не используется перпендикулярно к лучу зрения, орбитальные скорости будут иметь компоненты луче зрения, наблюдаемая лучевая скорость будет периодически меняться.. Скорость лучевая может быть измерена с помощью спектрометра, наблюдая доплеровский сдвиг спектральных линий звезд, двойные системы, обнаруженные таким образом, известны как спектроскопические двойные.. Большинство из них не могут быть разрешены как визуально-двойные, даже с телескопами с самой высокой из практики разрешающей способностью.

Некоторые спектроскопические двойные системы спектральные линии от звезд видны, а линии поперечно двойные. и холост. Такая система известна как спектроскопическая двойная двойная линия (часто обозначаемая как «SB2»). В других системах виден спектр только одной из звезд, и линии в спектре периодически смещаются в сторону синего, затем в сторону красного и обратно. Такие звезды как известны одинарные спектрально-двойные системы («SB1»).

Орбита спектрально одного-двойной системы, путем проведения длинной серии наблюдений радиальной скорости или обоих компонентов системы. Наблюдения в зависимости от времени, и по полученной структуре период. Если орбита круговая, тогда кривая будет синусоидальной кривой. Если орбита эллиптическая, форма кривой будет зависеть от эксцентриситета эллипса и ориентации большой оси относительно луча зрения.

Невозможно определить по отдельности большую полуось a и наклон плоскости i орбиты. Однако произведение большой полуоси и синуса наклона (т.е. sin i) может быть определено непосредственно в линейных единицах (например, километрах). Если a или i можно определить другими способами, как в случае затменных двойных звезд, можно будет найти полное решение для орбиты.

Двойные звезды, которые являются как визуальными, так и спектрально-двойными, встречаются редко. Известно около 40. Визуальные двойные звезды часто имеют большие расстояния с периодами от десятилетий до столетий; Следовательно, их орбитальные скорости обычно слишком малы, чтобы их можно было измерить спектроскопически. И наоборот, спектрально-двойные звезды движутся по своему орбитам, потому что они расположены друг к другу близко к другу. Таким образом, двойные системы, которые являются визуальными спектроскопическими, должны быть относительно близки к Земле.

Затменная двойная звезда

Затменная двойная звезда - это двойная звездная система, в которой плоскость орбиты двух звезд находится близко на линии взгляда наблюдателя, что компоненты взаимно меняются затмения. В случае, когда двойная система также является спектрально-двойной и известна параллакс системы, эта двойная система весьма ценна для звездного анализа. Алгол, тройная звездная система в созвездии Персея, содержит наиболее известный пример затменной двойной системы.

Файл: Художник запечатлел затмевающуюся двоичную звезду.ogv Воспроизвести медиа Это видео показывает впечатление художника о затменной двойной звездной системе. По мере того как две звезды движутся по орбите друг друга, они проходят друг напротив друга, и их общая яркость, наблюдаемая с расстояния, уменьшается.

Затменные двойные звезды являются переменными звездами не потому, что отдельные компоненты меняются, а из-за затмений. Кривая блеска затменной двойной характеризуется периодами практически постоянного блеска с периодическими спадами системы мощности, когда одна звезда проходит впереди другой. Яркость может упасть в два раза во время движения по орбите: один раз, когда вторичная обмотка проходит перед первичной, и второй раз, когда первичная обмотка проходит перед вторичной. Более глубокое из двух затмений называется первичным, независимо от того, какая звезда скрывается, а если также происходит неглубокое второе затмение, оно называется вторичным. Размер падения яркости зависит от относительной яркости звезд, совокупной звезды, скрытой, и поверхностной яркости (т.е. эффективной температуры ) звезд.. Обычно затмение более горячей звезды первичное затмение.

Период орбиты затменной двойной системы может быть определен на основе изучения ее кривой блеска и относительных размеров отдельных звезд. можно определить в терминах радиуса орбиты, как изменяется яркость, когда диск ближайшей звезды скользит по другой звезды. Это также спектроскопическая двойная система, элементы орбиты также могут быть определены, и масса может быть определена относительно легко, что означает, что в этом случае можно определить относительные плотности.

Примерно с 1995 года измерения фундаментальных параметров внегалактических затменных двойных систем стали возможны с помощью телескопов 8-метрового класса. Это дает возможность использовать их для прямого измерения расстояния до внешних галактик галактик, чем использование свечей. В 2006 году они использовались для использования временных расстояний между до LMC, SMC, галактики Андромеды и галактики Треугольник. Затменные двойные системы отправляют прямой метод измерения расстояния до галактик с улучшенным 5% уровнем точности.

Незатменные двойные системы, которые могут быть повреждены с помощью фотометрии

Соседние незатменные двойные системы также быть фотометрические обнаруженным, наблюдая, как звезды друг на друга на других способах. Первый - это наблюдение за дополнительным светом, который звезды отражают от своего спутника. Во-вторых, наблюдая эллипсоидальные изменения блеска, которые вызваны деформацией формы звезды их спутниками. Третий метод - это изучение того, как релятивистское излучение <15 звезд6>влияет на отмеченную звезду. Для обнаружения двойных звезд с помощью этих методов требуется точная фотометрия.

Астрометрические двойные системы

Астрономы обнаружили несколько звезд, которые, казалось бы, вращаются вокруг пустого пространства. Астрометрические двойные звезды - это относительно близкие звезды, которые, как видно, колеблются вокруг точки в космосе без видимого спутника. Та же математика, что и для обычных двоичных файлов, может быть применена для вывода массы пропавшего спутника. Компаньон может быть очень тусклым, так что он в настоящее время не обнаруживается или замаскирован ярким светом своей главной звезды, или это может быть объект, который излучает мало или совсем не излучает электромагнитного излучения, например, нейтронная звезда.

Положение видимой звезды тщательно измеряется и обнаруживается, что оно меняется из-за гравитационного влияния ее двойника. Положение звезды многократно измеряется относительно более далеких звезд, а затем проверяется на периодические изменения положения. Обычно этот тип измерения может выполняться только для ближайших звезд, например, для звезд в пределах 10 парсек. Соседние звезды часто имеют относительно высокое собственное движение, поэтому будет казаться, что астрометрические двойные звезды движутся по небу шатким путем.

Если спутник достаточно массивен, чтобы вызвать наблюдаемый сдвиг в положении звезды, то его присутствие можно сделать вывод. Из точных астрометрических измерений движения видимой звезды за достаточно длительный период времени можно получить информацию о массе спутника и его орбитальном периоде. Даже если спутник не виден, характеристики системы могут быть определены из наблюдений с использованием законов Кеплера .

Этот метод обнаружения двоичных файлов также используется для определения местоположения внесолнечных планет, вращающихся вокруг звезды. Однако требования к выполнению этого измерения очень строгие из-за большой разницы в соотношении масс и обычно большого периода обращения планеты по орбите. Обнаружение смещения положения звезды - очень сложная наука, и добиться необходимой точности сложно. Космические телескопы могут избежать эффекта размытия атмосферы Земли, что приводит к более точному разрешению.

Конфигурация системы

Обособленная двойная звездная система Отдельностоящий Двойная двойная звезда. система Полуотрывной Контактная двойная звездная система Контакт Конфигурации двойной звездной системы с отношением масс 3. Черные линии представляют собой внутренние критические эквипотенциальные возможности Роша, Рош

Другая классификация основана на расстоянии между звездами относительно их размеров:

Отдельные двойные звезды - это двойные звезды, каждый компонент которых находится в пределах своей доли Роша, т.е. где гравитационное притяжение самой звезды больше, чем у другого компонента. Звезды не оказывают большого влияния друг на друга и по существу развиваются отдельно. Большинство двоичных файлов принадлежит к этому классу.

Полуразделенные двойные звезды - это двойные звезды, в которых один из компонентов заполняет полость Роша двойной звезды, а другой - нет. Газ с поверхности компонента, заполняющего полость Роша ( донора), передается другой аккрецирующей звезде. массоперенос доминирует в эволюции системы. Во многих случаях втекающий газ образует аккреционный диск вокруг аккретора.

A контактная двоичная система - это тип двойной звезды, в которой оба компонента двоичной системы заполняют свои доли Роша. Самая верхняя часть атмосферных образует общую оболочку, звезд обе звезды. Трение оболочки тормозит орбитальное движение, звезды могут в итоге слиться. W Ursae Majoris является примером.

Катаклизмические переменные и двойные рентгеновские лучи

Концепция художника катаклизмической системы чисел

, содержащая компактный объект, такой как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра, газ другой (донорной) звезды может аккрецироваться на компактный объект. Это высвобождает потенциальную гравитационную энергию, в результате чего газ становится более горячим и испускает излучение. Катаклизмические переменные звезды, компактным представителем которых является белый карлик, являются примерами таких систем. В рентгеновских двойных систем компактный объект может быть либо нейтронной звездой, либо черной дырой. Эти двойные системы классифицируются как маломассивные или высокомассивные в зависимости от массы звезды-донора. Рентные двойные системы с большими массой содержат молодую раннего типа, крупную звезду-донор, которая передает своим массой звездным ветром, в то время как рентгеновские двойные системы с малой массой являются полураздельными. двойные системы, в которых газ от звезды-донора позднего типа или белого карлика выходит за пределы полости Роша и падает в сторону нейтронной звезды или черной дыры. Вероятно, самым известным примером рентгеновской системы является массивная рентгеновская двойная система Cygnus X-1. В Лебеде X-1 масса невидимого спутника оценивается примерно в девять раз больше, чем у Солнца, что намного больше предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова для максимальной теоретической массы нейтронной звезды. Поэтому считается, что это черная дыра; это был первый объект, для которого это широко распространено.

Орбитальный период

Орбитальный период может быть меньше часа (для AM CVn-звезд ) или нескольких дней (компоненты Beta Lyrae ), но также и сот тысяч лет (Проксима Центавра около Альфа Центавра AB).

Изменения в периоде

Механизм Эпплгейта объясняет долгосрочные изменения орбитального периода, наблюдаемые в некоторых затменных двойных системах. Когда звезда главная последовательность проходит цикл событий, внешние слои звезды подвергаются воздействию магнитного момента, изменяющего распределение углового момента, что приводит к изменению сплющенности звезды. Орбита звезд в двойном паре гравитационно связана с изменениями их формы, так что период времени модуля показывает (обычно порядок ∆P / P ∼ 10) в том же масштабе времени, что и циклы активности (обычно порядка десятилетий).

Еще одно явление, наблюдаемое в некоторых двойных системах Алгола, - это монотонное увеличение периода. Это сильно отличается от гораздо более распространенных наблюдений чередования увеличения и уменьшения, объясняемых механизмом Эпплгейта. Монотонное увеличение периода связано с переносом массы, обычно (но не всегда) от менее массивной звезды к более массивной

Обозначения

A и B

Художественное впечатление о двойной звезде система AR Scorpii

Компоненты двойных звезд обозначаются суффиксами A и B, добавленными к обозначению системы, где A обозначает первичную, а B - вторичную. Суффикс AB может ввести обозначения пары (например, звезда α Центавра AB состоит из звезд α Центавра A и α Центавра B.) Дополнительные буквы, такие как C, D и т. Д., Могут Роман для систем с более чем двумя звездами. В случаях, когда двойная звезда имеет обозначение Байера и находится далеко друг от друга, возможно, что эти пары обозначены надстрочными индексами; Например, Zeta Reticuli, компонентами которого являются ζ Reticuli и ζ Reticuli.

Обозначения первооткрывателя

Двойные звезды также обозначаются аббревиатурой, дающей первооткрывателю вместе с индексом числом. Например, отец Ришо в 1689 году обнаружил, что α Центавра является двойным, и поэтому он обозначен как RHD 1. Эти первооткрыватели можно найти в Вашингтонском каталоге двойных звезд.

Горячий и холодный

Компоненты двойной звездной системы могут быть обозначены по их относительной температуре как горячий спутник и холодный спутник.

Примеры:

  • Антарес (Альфа Скорпиона) - красная звезда-сверхгигант в двойной системе с более горячей синей звездой главной последовательности Антаресом B. Антарес B поэтому может быть назван горячим спутником холодный сверхгигант.
  • Симбиотические звезды - это двойные звездные системы, состоящие из звезды-гиганта позднего типа и более горячего объекта-компаньона. Природа компаньона не во всех случаях установлена, его можно назвать «горячим компаньоном».
  • переменная светящегося синего цвета Eta Carinae имеет недавно определенную двойную звездную систему. Вторичный, кажется, имеет более высокую температуру, чем первичный, и поэтому был описан как горячий компаньон. Это может быть звезда Вольфа - Райе.
  • R Водолея, демонстрирующая спектр, который одновременно показывает как холодную, так и горячую сигнатуру. Эта комбинация - результат холодного красного сверхгиганта в сопровождении более маленького и горячего компаньона. Материя перетекает от сверхгиганта к меньшему и более плотному спутнику.
  • Миссия НАСА «Кеплер» обнаружила примеры затменных двойных звезд, где вторичный компонент является более горячим. KOI-74b - белый карлик 12000 K , компаньон KOI-74 (KIC 6889235 ), ранняя версия на 9400 K Звезда главной следящей A-типа. KOI-81b - белый карлик 13000 К, компаньон KOI-81 (KIC 8823868 ), 10000 К поздний звезда главного типа последовательность B.

Эволюция

File:Artist's impression of the evolution of a hot high-mass binary star.ogvВоспроизвести Впечатление художника об эволюции горячей массивной двойной звезды

Формирование

Пока это не исключено, что некоторые двойные системы могут быть созданы посредством гравита захвата между двумя одиночными звездами, учитывая очень низкую такого события (требуются три объекта, поскольку сохранение энергии исключает одно гравитирующее тело захватывает другое) и большое количество в настоящее время двойных систем, это не может быть первичным формированием. Наблюдение двойных систем, состоящих из звезд, еще не попавших в главную последовательность, подтверждает теорию о том, что двойные системы развиваются во время звездообразования. Фрагментация молекулярного облака во время формирования протозвезд является приемлемым объяснением образования двойного или множественной звездной системы.

Результат Задача трех тел, в которой три звезды имеют сравнимую массу, заключается в том, что в итоге одна из трех звезд будет выброшена из системы и при условии отсутствия значительных возмущений, оставшиеся две сформируют стабильную двойную систему.

Массоперенос и аккреция

24 звезда следовать увеличивается в размерах в течение эволюции, она может в какой-то момент превысить свои Полость Роша, что означает, что часть его вещества попадает в область, где гравитационное притяжение звезды-компаньона больше, чем ее собственная. В результате материя будет переходить от одной звезды к другому процессу, известному как переполнение полости Роша (RLOF), либо поглощаясь прямым ударом, либо через аккреционный диск . Математическая точка, через которую происходит этот перенос, называется точка Лагранжа. Нередко аккреционный диск самым ярким (и, следовательно, иногда единственным видимым) двойной двойной звезды.

Если звезда растет за пределами полости Роша слишком быстро, чтобы вся обильная материя могла быть передана другому компоненту, также возможно, что вещество покинет систему через другие точки Лагранжа или в виде звездного ветра., таким образом, теряется для обоих компонентов. "Звезды эволюции".

Исследования затменной тройной Алгола привели к парадоксу Алгола в теории звездной эволюции : хотя компоненты двойные звезды образуются одновременно, а массивные звезды эволюционируют намного быстрее Чем менее массивный, это был более массивный компонент Алгол A все еще находится в главной стадии, в то время как менее массивный Алгол B субгигантом на более поздней стадии эволюции. Парадокс может быть разрешен с помощью массопереноса : когда более массивная звезда стала субгигантом, она заполнила свою полость Роша, и большая часть массы перешла на другую звезду, которая является все еще в составе главной. В некоторых двоичных файлах, подобных Algol, действительно можно увидеть поток газа.

Убегающие и новые

Художественная визуализация выбросов плазмы из V Hydrae

Это также возможно, что широко разделенные двойные теряют гравитационный контакт друг с другом в течение своей жизни в результате внешних возмущений. Затем компоненты будут развиваться как одиночные звезды. Близкое столкновение двух двойных систем может привести к гравитационному разрушению систем, при этом некоторые звезды будут выброшены с большой скоростью, что приводит к убегающим звездам.

Если белый карлик имеет Близкая звезда-компаньон, это выходит за пределы своей полости Роша, белый карлик будет постоянно аккрецировать газы из внешней атмосферы звезды. Они уплотняются на поверхности карлика его интенсивной гравитацией, сжимаются и нагреваются до очень высоких температур по мере втягивания дополнительного материала. Белый карлик состоит из вырожденной материи и поэтому практически не реагирует на тепло, в то время как аккрецированного водорода нет. Синтез водорода может стабильно происходить на поверхности в течение цикла CNO, в результате чего огромное количество энергии, высвобождаемой в этом процессе, уносит оставшиеся газы с поверхности белого карлика. Результатом является очень яркая вспышка света, известная как новая.

. В крайних случаях это событие может привести к тому, что белый карлик превысит предел Чандрасекара и вызов сверхновую Что разрушает всю звезду, еще одна возможная причина побегов. Примером такого события является сверхновая SN 1572, который наблюдал Тихо Браге. Космический телескоп Хаббл недавно сфотографировал остатки этого события.

Астрофизика

Двоичные системы обеспечивают астрономам лучший метод определения массы далекой звезды. Гравитационное притяжение между ними заставляет их вращаться вокруг центра общего масс. Из орбитальной картины визуальной двойной или изменения во времени спектроскопической двойной, масса ее звезд может быть определена, например, с помощью двойной функции масс. Таким образом, можно найти связь между внешним видом звезды (температурой и радиусом) и ее массой, что позволяет определить массу небинарных звезд.

Поскольку большая часть звезд существует в двойных системах, двойные системы особенно важны для нашего понимания процессов, посредством которых формируются звезды. В частности, период и массы двойной системы говорят нам о величине углового момента в системе. Поскольку это сохраняющаяся величина в физике, двойные системы дают нам важные подсказки об условиях, при которых формировались звезды.

Вычисление центра масс двойных звезд

В простом двойном случае r 1, расстояние от центра первой звезды до центра масс или центр масс, определяется по формуле:

r 1 = a ⋅ m 2 m 1 + m 2 = a 1 + m 1 m 2 {\ displaystyle r_ {1} = a \ cdot {\ frac { m_ {2}} {m_ {1} + m_ {2}}} = {\ frac {a} {1 + {\ frac {m_ {1}} {m_ {2}}}}}}{\ displaystyle r_ {1} = a \ cdot {\ frac {m_ {2}} {m_ {1} + m_ {2}}} = { \ frac {a} {1 + {\ frac {m_ {1}} {m_ {2}}}}}}

где :

a - расстояние между центрами двух звезд, а
m1и m 2 - массы двух звезд.

Если a принять большая полуось орбиты одного тела вокруг другого, тогда r 1 будет большой полуосью орбиты первого тела вокруг центра масс или барицентра, а r 2 = a - r 1 будет большой полуосью орбиты второго тела. Когда центр масс находится внутри более массивного тела, это тело будет казаться раскачивающимся, а не движущимся по заметной орбите.

Анимация центра масс

Положение красного креста указывает на центр масс системы. Эти изображения не представляют собой какую-то конкретную реальную систему.

Orbit1.gif . (a.) Два тела одинаковой массы, вращающиеся вокруг общего центра масс или барицентраOrbit2.gif . (б.) Два тела с разной массой, вращающихся вокруг общего барицентра, как система Харон-ПлутонOrbit3.gif . (c.) Два тела с большой разницей в массе, вращающиеся вокруг общего барицентра (аналогично системе Земля – Луна )Orbit4.gif . (d.) Два тела с огромной разницей в массе, вращающиеся вокруг общего центра масс ( аналогично системе Солнце – Земля )Orbit5.gif . (e.) Два тела с одинаковой массой, вращающиеся по эллипсу вокруг общего барицентра

Результаты исследования

Вероятность множественности для Популяция I главная последовательность звезд
Диапазон массКратность

Частота

Среднее

Спутники

≤ 0,1 M 22% + 6%. -4%0,22 + 0,06. -0,04
0,1–0,5 M26% ± 3%0,33 ± 0,05
0,7–1,3 M44% ± 2%0,62 ± 0,03
1,5–5 M≥ 50%1,00 ± 0,10
8–16 M≥ 60%1, 00 ± 0,20
≥ 16 M≥ 80%1,30 ± 0,20

По оценкам, примерно одна треть звездных систем в Млечный Путь двойные или кратные, а остальные две трети - одиночные звезды. Общая частота множественности обычных звезд является монотонно возрастающей функцией звездной массы. То есть вероятность нахождения в двойной или мультизвездной системе увеличивается по мере увеличения масс постоянно.

Существует прямая корреляция между периодом обращения двойная звезда и эксцентриситет ее орбиты, а системы с коротким периодом имеют меньший эксцентриситет. Двойные звезды могут быть найдены с любым мыслимым разделением, от пар, которые взаимодействуют так близко друг к другу, что они практически контактируют друг с другом, до пар, разделенных настолько далеко, что их связь определяется только их общим собственным движением через космос. Среди двойных системных систем, связанных гравитацией, существует так называемое логнормальное распределение периодов, при этом большинство этих систем обращаются по орбите с периодом около 100 лет. Это подтверждает теорию о том, что двойные системы образуются во время звездообразования.

В парах, где две звезды равную яркость, они также относятся к самому спектральному классу.. Системы с разной яркостью более тусклая звезда будет более синей, если более яркая звезда является гигантской звездой, и краснее, если более яркая звезда принадлежит главная.

Впечатление художника от вида с (гипотетического) спутника планеты HD 188753 Ab (вверху), которая вращается вокруг тройной звездной системы. Самый яркий спутник находится прямо за горизонтом.

Массу звезды можно напрямую определить только по ее гравитационному притяжению. За исключением Солнца и звезд, которые как , это возможно только в двойных и кратных звездных системах, что делает двойные звезды важным классом. В случае визуальной двойной звезды после определения орбиты и звездного параллакса системы, общая масса двух звезд получена путем применения кеплеровской гармоники закон.

К сожалению, невозможно получить полную орбиту спектроскопической двойной системы, если она не является также визуальной или затменной двойной системой, поэтому по этому объектм определяется только совместное произведение массы и синуса возможен угол наклона относительноча зрения. В случае затменных двойных систем, которые также являются спектроскопическими двойными, можно найти полное решение для спецификаций (масса, плотность, размер, светимость и приблизительная форма) обоих систем.

Планеты

Схема двойной звездной системы с одной планетой на орбите S-типа и другой на орбите P-типа

Хотя было обнаружено, что ряд двойных звездных систем имеет внесолнечные планеты, такие системы сравнительно редки по сравнению с одиночными звездными системами. Наблюдения с помощью космического телескопа Кеплер показал, что у террористов одиночных звезд того же типа, что и Солнце, есть множество планет, но только у одной трети двойных звезд их есть. Согласно теоретическим расчетам, даже широко разделенные двойные звезды часто разрушают диски каменистых зерен, из которых формируются протопланеты. Другой, увеличивающий скорость аккреции, протопланет внутри, другой, симуляторы предполагают, что у него есть возможность улучшить скорость образования в стабильных орбитальных цифрах, «взбудораживая», протопланетный диск, увеличенная скорость аккреции.

Обнаружение планет в множественных звездных условиях технические проблемы, поэтому возможно они встречаются редко. Примеры включают белый карлик - пульсар двоичный PSR B1620-26, субгигант - красный карлик двоичный Gamma Cephei и белый карлик - красный карлик двоичный NN Serpentis ; Среди прочего.

Исследование четырнадцати ранее известных планетных показало, что три из этих систем являются двойными. Было обнаружено, что все планеты вращаются на орбитах S-типа вокруг главной звезды. В этих трех случаях вторичная звезда была намного тусклее, чем основная, и поэтому ранее не обнаруживалась. Это открытие привело к пересчету параметров как для планеты, так и для первичной звезды.

В научной фантастике часто фигурируют планеты двойных или тройных звезд, например Джордж Лукас Татуин из Звездных войн, и одна известная история, «Сумрак », даже переносит это в систему с шестью звездами. В действительности, некоторые орбитальные диапазоны невозможны по динамическим причинам (либо полностью выброшенная из системы, либо переведенная на более внутренний или внешний орбитальный диапазон), в то время как другие орбиты представляют собой серьезные проблемы для возможного биосферы из-за вероятных экстремальных колебаний температуры поверхности на разных участках орбиты. Считается, что на планете, вращаются вокруг одной звезды в двойной системе, имеют орбиты "S-типа", в то время как на планете, вращаются вокруг звезд, имеют орбиты "P-типа" или "околоземных ". Подсчитано, что 50–60% двойных систем способны поддерживать обитаемые планеты земной группы в стабильных орбитальных диапазонов.

Примеры

Два визуально различных компонента Альбирео

Большое расстояние между Компонентами, а также их различие в цвете, делают Альбирео одним из самых простых визуально наблюдаемых двоичных файлов. Самый яркий член, который является третьей по яркости звездой в созвездии Лебедь, на самом деле является близкой двойной звездой. Также в созвездии Лебедя находится Cygnus X-1, источник рентгеновского излучения, который считается черной дырой. Это рентгеновская двойная система с большой массой, оптическим аналогом которой является переменная звезда. Сириус - еще одна двойная и самая яркая звезда в ночное время. небо с видимой видимой величиной, равной -1,46. Он находится в созвездии Большого Пса. В 1844 г. Фридрих Бессель пришел к выводу, что Сириус является двоичным. В 1862 году Алван Грэм Кларк открыл спутника (Сириус B; видимая звезда - Сириус A). В 1915 году астрономы из обсерватории Маунт-Вильсон определили, что Сириус B был белым карликом, первым из обнаруженных. В 2005 году с помощью космического телескопа Хаббла астрономы определили, что диаметр Сириуса B составляет 12 000 км (7 456 миль), а масса составляет 98% от массы Солнца.

Luhman 16, Третья ближайшая звездная система содержит два коричневых карлика.

Примером затменной двойной системы Эпсилон Возничего в созвездии Возничего. Видимый компонент принадлежит к спектральному классу F0, другой (затмевающий) компонент не виден. Последнее такое затмение произошло в 2009–2011 гг., И есть надежда, что большие наблюдения, которые, вероятно, будут проведены, могут дать дальнейшее понимание этой системы природы. Другая затменная двойная система - это Бета Лиры, которая представляет собой полуразделенную двойную звездную систему в созвездии Лиры.

. Другие интересные двойные системы включают 61 Лебедя (двойная система в созвездии Лебедь, состоящий из двух звезд K класса (оранжевые) главная последовательность, 61 Лебедя A и 61 Лебедя B, который известен своим большим собственно движение ), Процион (самая яркая звезда в созвездии Малого Пса и восьмая по яркости звезда в ночном небо, которая представляет собой двойную систему, состоящую из главной звезды с слабый белый карлик компаньон), SS Lacertae (затменная двоичная система, которая перестала затмевать), V907 Sco (затменная двоичная система, которая остановилась, перезапустилась, снова остановилась) и BG Geminorum (затменная двойная система, которая, как считается, содержит черную дыру со звездой K0 на орбите вокруг нее), 2MASS J18082002−5104378 (двоичный файл в "тонком диска "Млечный Путь, предостав один из старейших k звезд известных).

Несколько множественных звезд

Системы с более чем двумя звездами называются кратными звездами. Алгол - наиболее известный троичный (долгое время считавшийся двоичный), расположенный в созвездии Персей. Два компонента системы затмевают друг друга, изменение интенсивности Алгола впервые было зарегистрировано в 1670 году Джеминиано Монтанари. Имя Алгол означает «демоническая звезда» (от арабского : الغول al-ghūl ), что, вероятно, было дано из-за его необычного поведения. Еще одна видимая тройка - Альфа Центавра в южном созвездии Центавра, которое содержит четвертую по яркости звезду в ночном небе с видимым визуальная величина составляет -0,01. Эта система также подчеркивает тот факт, что поиск пригодных для жизни планет не будет полным, если не учитывать двойные файлы. Альфа Центавра A и B находятся на расстоянии 11 а.е. при ближайшем приближении, и оба устойчивые устойчивые зоны.

Есть также примеры систем за пределами троичных: Кастор - это шестикратная звездная система, которая является второй по яркости звездой в созвездии Близнецов и одной из самых ярких звезд на ночном небо. Астрономически Кастор был обнаружен как визуальная двойная система в 1719 году. Каждый из компонентов Кастора сам по себе является спектрально-двойной. У Кастора также есть слабый и широко разнесенный спутник, который также является спектрально-двойной. Визуальная двойная звезда Алькор - Мицар в Большой Медведице также состоит из шести звезд, составляющих Мицар, а две - Алькор.

См. Также

  • Космический портал
  • icon Звездный портал

Примечания и ссылки

Внешние ссылки

Wikimedia Commons имеет средства массовой информации относящиеся к Двойные звезды.
В Wikibook Глоссарий астрономических терминов есть страница по теме: двойная звезда
Последняя правка сделана 2021-05-12 06:26:16
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте