Двойная звезда

Двойная из О-звезд в представлении художника

Двойная звезда, или двойная система — система из двух гравитационно связанных звезд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — явление весьма распространённое. 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.

Виды двойных звёзд и их обнаружение

Пример тесной двойной системы. На снимке изображение Переменной звезды Миры (омикрона Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На фотографии виден аккреционный «хвост», направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику

Физически двойные звезды можно разделить на два класса:

• звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы, 
• звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — широкие двойные системы.

Если разделять двойные системы по способу наблюдения, то можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звезды

Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.

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. Определяющие факторы здесь — разрешающая способность телескопа, расстояние до звёзд и расстояние между звёздами. В сумме три этих фактора дают: 1) что визуально-двойные звезды — это звезды окрестности Солнца, 2) расстояние между компонентами значительно и согласно законам Кеплера период этой системы достаточно велик. Последний факт является наиболее печальным, так как нельзя проследить орбиту двойной, не проводя многочисленные многодесятилетние наблюдения. И если на сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.

Спектрально-двойные звезды

Условный пример раздвоения и смещения линий в спектрах спектрально-двойных звёзд.

Спектрально-двойной называют систему двойных звёзд, чью двойственность можно обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Для этого в течение нескольких ночей наблюдают звезду. Если обнаруживается, что линии изменяются по спектру — в одну ночь их измеренные длины волн одни, в другую — иные, 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 звезды, а изменение её лучевой скорости подобно изменению лучевой скорости первой, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую часть спектра, то вторая —удаляется, и её линии сдвинуты в красную часть спектра, и наоборот.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда нужно рассмотреть все возможные сценарии. Главный признак двойной звезды — периодичность лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Но, строго говоря, можно утверждать, что обнаружена экзопланета. Чтобы рассеять все сомнения, надо вычислить функцию масс, по которой можно судить о минимальной массе второго компонента и, соответственно, о том, чем является невидимый объект — планетой, звездой, или, даже, чёрной дырой.

Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения, эксцентриситет орбиты, а вот угол наклона к картинной плоскости наблюдать уже нельзя. 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 нем 2839 объектов.

Затменно-двойные звезды

Бывает, что орбитальная плоскость проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на её двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Астрометрическо-двойные звезды

Встречаются такие тесные звёздные пары, когда одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. В этом случае такую звезду рассмотреть не удается, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, как будто по прямой движется центр масс системы. Такие возмущения будут пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614, показали, что амплитуда отклонения звезды от ожидаемого направления достигает 0,36``. Период обращения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных звёзд.

Гравитационное взаимодействие между компонентами

Практически всегда гравитационное взаимодействие между двумя звездами описывается с достаточной точностью законами Ньютона и законами Кеплера, являющимися следствием законов Ньютона. Но для описания двойных пульсаров (см. пульсар Тейлора-Халса) приходится привлекать ОТО. Изучая наблюдательные проявления релятивистских эффектов, можно ещё раз проверить точность теории относительности.

Определение масс компонентов

Третий закон Кеплера связывает период обращения с расстоянием между компонентами и массой системы:

$P=2\pi\sqrt\frac{a^3}{G(M_1+M_2)}$,

где P — период обращение, a — большая полуось системы, $M_1$ и $M_2$ — массы компонентов, G — гравитационная постоянная. Для визуально двойной системы есть возможность полностью построить орбиты обоих компонентов, определить период и полуось, а также отношение масс. Но часто о двойственности системы можно судить только по спектральным данным (спектрально-двойные). По движению спектральных линий можно определить лучевые скорости одного компонента, а в редких случаях и сразу двух компонентов. Если известна лучевая скорость только одного компонента, то полную информацию о массах получить нельзя, но можно построить функцию масс и определить верхнюю границу массы второго компонента, а значит сказать является ли он, скажем, черной дырой или обязательно должен быть нейтронной звездой.

См. также

• Кратная звезда
• Тесная двойная система
• PSR J0737-3039
• PSR B1913+16
• Обсерватория Ветцикон — в этой обсерватории проведено наибольшее число измерений в 1970-х годах затменных-переменных

Ссылки

• BinSim — Binary Star Visualisations Software
• Спектрально-двойные звёзды
• Двойные звёзды (физические двойные) «Физика космоса. Маленькая энциклопедия», М.: Советская Энциклопедия, 1986