Войти
В наблюдательной астрономии, двойная звезда или визуальный двойник представляет собой пару звезд, которые кажутся близко друг к другу, если смотреть с Земли, особенно с помощью оптических телескопов.
. поскольку пара либо образует двойную звезду (т.е. двойную систему звезд на взаимной орбите, гравитационно связанных друг с другом), либо является оптическим двойником, случайное совпадение двух звезд на разных расстояниях от наблюдателя в пределах прямой видимости. Двойные звезды важны для звездных астрономов, поскольку знание их движений позволяет напрямую вычислять звездную массу и другие звездные параметры. Единственный (возможный) случай «двойной звезды», два компонента которой по отдельности видны невооруженным глазом, - это случай Мицара и Алькора (хотя на самом деле это система с несколькими звездами), но он не известен Убедитесь, что Мицар и Алькор связаны гравитацией.
С начала 1780-х годов как профессиональные, так и любительские наблюдатели двойных звезд телескопически измеряли расстояния и углы между двойными звездами, чтобы определить относительное движение пар. Если относительное движение пары определяет искривленную дугу орбиты или если относительное движение мало по сравнению с обычным собственным движением обеих звезд, можно сделать вывод, что пара находится на взаимной орбите как двойная звезда. В остальном пара оптическая. Многократные звезды также изучаются таким же образом, хотя динамика кратных звездных систем более сложна, чем у двойных звезд.
Ниже перечислены три типа парных звезд:
Усовершенствования телескопов могут сдвигать ранее невидимые двойные системы в визуально-двойные, как это произошло с Polaris A в 2006 году. Невизуальные и визуальные двойные системы можно различить только из-за невозможности телескопического наблюдения за двумя отдельными звездами.
Мицар в Большой Медведице, как заметил Бенедетто Кастелли и Галилей. Вскоре последовала идентификация других двойников: Роберт Гук открыл одну из первых двойных звездных систем Гамма Ариетис в 1664 году, а яркую южную звезду Акрукс в Южном Кресте, двойная звезда была обнаружена Фонтене в 1685 году. С того времени поиски были проведены тщательно, и все небо было исследовано на наличие двойных звезд вплоть до предельного кажущаяся величина около 9.0. По крайней мере, 1 из 18 звезд ярче 9,0 звездной величины в северной половине неба известны как двойные звезды, видимые в 36-дюймовый (910 мм) телескоп .
Несвязанные категории оптические двойники и истинные двойные системы объединены по историческим и практическим причинам. Когда было обнаружено, что Мицар является двойной, было довольно сложно определить, является ли двойная звезда двойной системой или только оптическим двойником. Улучшенные телескопы, спектроскопия и фотография - основные инструменты, используемые для различения. После того, как было определено, что это визуальная двойная система, компоненты Мицара сами оказались спектрально-двойными.
Астрономы ошибочно сообщили о наблюдениях двойной звезды вместо и слабой звезды в созвездие Близнецов. Наблюдение за визуальными двойными звездами с помощью визуальных измерений позволит определить разделение или угловое расстояние между двумя составляющими звезд на небе и позиционный угол . Позиционный угол определяет направление, в котором звезды разделяются, и определяется как пеленг от более яркого компонента к более слабому, где север равен 0 °. Эти измерения называются мерами. В измерениях визуальной двоичной системы позиционный угол будет постепенно меняться, а расстояние между двумя звездами будет колебаться между максимальными и минимальными значениями. Нанесение мер на плоскость даст эллипс. Это видимая орбита, проекция орбиты двух звезд на небесную сферу; истинная орбита может быть вычислена по нему. Хотя ожидается, что большинство каталогизированных визуальных двойников являются визуально-двойными, орбиты были вычислены только для нескольких тысяч из более чем 100 000 известных визуальных двойных звезд.
Подтверждение визуальной двойной звезды как двойной звезды может быть достигнуто путем наблюдения относительного движения компонентов. Если движение является частью орбиты, или если звезды имеют одинаковые лучевые скорости или разница в их собственных движениях мала по сравнению с их обычным собственным движением, пара, вероятно, физическая. При наблюдении в течение короткого периода времени компоненты как оптических двойников, так и долгопериодических визуально-двойных систем будут казаться движущимися по прямым линиям; по этой причине бывает трудно различить эти две возможности.
Некоторые яркие визуальные двойные звезды имеют обозначение Байера. В этом случае компоненты могут быть обозначены надстрочными индексами. Примером этого является α Crucis (Acrux), компонентами которого являются α Crucis и α Crucis. Поскольку α Crucis является спектрально-двойной звездой, на самом деле это кратная звезда. Верхние индексы также используются для выделения более далеких, физически не связанных, пар звезд с одинаковым обозначением Байера, например α Козерога, ξ Центавра и ξ Стрельца. Эти оптические пары различимы невооруженным глазом.
Помимо этих пар, компоненты двойной звезды обычно обозначаются буквами A (для более яркой, первичной, звездной) и B (для более тусклой, вторичной, звездной), добавляемыми к обозначению какой бы то ни было, двойной звезды. Например, компонентами α Canis Majoris (Сириус) являются α Canis Majoris A и α Canis Majoris B (Сириус A и Сириус B); Компоненты 44 Boötis - это 44 Boötis A и 44 Boötis B; компонентами ADS 16402 являются ADS 16402A и ADS 16402B; и так далее. Буквы AB могут использоваться вместе для обозначения пары. В случае множественных звезд буквы C, D и т. Д. Могут использоваться для обозначения дополнительных компонентов, часто в порядке увеличения расстояния от самой яркой звезды, A.
| Discoverer | Традиционный код | Код WDS |
|---|---|---|
| Обсерватория Брисбена | Brs0 | BSO |
| S. W. Burnham | β | BU |
| Джеймс Данлоп | Δ | DUN |
| Уильям Гершель | H I, II и т. Д. | H 1, 2 и т. Д. |
| N. Лакайль | Лак | LCL |
| F. GW Струве | Σ | СТФ |
| Струве Приложение, Каталог I | Σ I | STFA |
| Струве, Приложение, Каталог II | Σ II | СТФБ |
| Отто Струве | OΣ | STT |
| Пулкова Приложение-каталог | OΣΣ | STTA |
Визуальные двойники также обозначаются аббревиатурой имени своего первооткрывателя, за которым следует каталожный номер, уникальный для этого наблюдателя. Например, пара α Центавра AB была обнаружена отцом Ришо в 1689 году и поэтому обозначена как RHD 1. Другие примеры включают Δ65, 65-й двойник, открытый Джеймсом Данлопом, и Σ2451, открытый Ф. Г. В. Струве.
Вашингтонский каталог двойных звезд, большая база данных двойных и кратных звезд, содержит более 100 000 записей, каждая из которых дает меры для разделения двух компонентов. Каждая двойная звезда образует одну запись в каталоге; кратные звезды с n компонентами будут представлены записями в каталоге для n − 1 пар, каждая из которых дает отделение одного компонента кратной звезды от другого. Коды, такие как AC, используются для обозначения того, какие компоненты измеряются - в данном случае компонент C относительно компонента A. Это может быть изменено на форму, такую как AB-D, чтобы указать отделение компонента от близкой пары компонентов. (в данном случае компонент D относительно пары AB.) Коды, такие как Aa, также могут использоваться для обозначения компонента, который измеряется относительно другого компонента, в этом случае A. Также перечислены обозначения первооткрывателей; однако традиционные аббревиатуры первооткрывателей, такие как Δ и Σ, были закодированы в строку прописных латинских букв, так что, например, Δ65 превратилось в DUN 65, а Σ2451 стало на STF 2451. Дополнительные примеры этого показаны в соседней таблице.
Впечатление художника от дисков вокруг молодых звезд HK Tauri A и B. 