Двойная звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Эволюция тесной двойной системы в представлении художника
Двойная система 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 — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам[1].

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.

Содержание

Классификация[править | править исходный текст]

Физически двойные звезды можно разделить на два класса[2]:

  • 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[править | править исходный текст]

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[править | править исходный текст]

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[1].

Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.[3]

Астрометрические двойные звёзды[править | править исходный текст]

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[4]. Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов.[5]

Спектрально-двойные звёзды[править | править исходный текст]

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[править | править исходный текст]

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[править | править исходный текст]

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. [6]

С помощью микролинзрования ищутся двойные звезды, где оба компонента маломассивные коричневые карлики.[7]

Явления и феномены, связанные с двойными звездами[править | править исходный текст]

Парадокс Алголя[править | править исходный текст]

Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами А. Г. Масевичем и П. П. Паренаго, обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звезд скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой сравнимой с солнечной или немногим более. Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и тоже время, следовательно массивный компонент должен проэвоэлюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.

Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д. Кроуфорд. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается.[8]

Обмен массами между звездами[править | править исходный текст]

Сечение поверхностей равного птенциала в модели Роша в орбитальной плоскости двойной системы

Рассмотрим приближение тесной двойной системы (носящие имя приближения Роша):

  1. Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
  2. Компоненты вращаются синхронно.
  3. Орбита круговая

Тогда, для компонентов M1 и M2, с суммой больших полуосей a=a1+a2, введем систему координат, синхронную с орбитальным вращением ТДС. Центр отсчета находится в центре звезды M1, а ось X направлена от M1 к M2 и ось Z направлена вдоль вектора вращения. Тогда запишем потенциал, связанный с гравитационными полями компонентов и центробежной силой[2]:

\Phi = - \frac{GM_1}{r_1}- \frac{GM_2}{r_2}-\frac{1}{2}\omega^2\left[(x-\mu a)^2+y^2\right],

где r1= x2+y2+z2 , r2= (x-a)2+y2+z2 , μ= M2/(M1+M2), а ω - частота вращения по орбите компонентов. Используя третий закон Кеплера, потенциал Роша можно переписать следующим образом:

\Phi = -\frac{1}{2}\omega^2a^2\Omega_R ,

где безразмерный потенциал:

\Omega_R = \frac{2}{(1+q)(r_1/a) } +\frac{2}{(1+q)(r_2/a) } +\frac{(x-\mu a)^2+y^2}{a^2},

где q = M2/M1

Эквипотенциали находятся из уравнения Φ(x,y,z)=const. Вблизи центров звезд они мало отличаются от сферических, но по мере удаления отклонения от сферической симметрии становится сильнее. В итоге обе поверхности смыкаются в точке Лагранжа L1. Это означает, что потенциальный барьер в этой точке равен 0, и частицы с поверхности звезды, находящие вблизи этой точки, способны перейти внутрь полости Роша соседней звезды, вследствие теплового хаотического движения.[2]

Новые[править | править исходный текст]

Рентгеновские двойные[править | править исходный текст]

Симбиотические звезды[править | править исходный текст]

Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окруженных общей туманностью. Для них характерны сложные спектры, где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п. Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки, во время которых их блеск увеличивается на 2-3 звездных величины.

Симбиотические звёзды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звездных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1—100 лет.

Барстеры[править | править исходный текст]

Происхождение и эволюция[править | править исходный текст]

Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо — это сжатие молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости. Также удалось установить функцию распределения начальных масс. Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять следующие известные факты[9]:

  1. Частота двойных. В среднем она составляет 50%, но различна для звезд разных спектральных классов. Для О-звезд это порядка 70%, для звезд типа Солнца (спектральный класс G) это близко к 50%, а для спектрального класс M около 30%.
  2. Распределение периода.
  3. Эксцентриситет у двойных звезд может принимать любое значение 0<e<1, с медианным значением e=0.55. Можно утверждать, что нет какого-либо предпочтительного значения и орбиты с высоким эксцентриситетом обычное явление.
  4. Соотношение масс. Распределение соотношения масс q= M1/ M2 является самым сложным для измерения, так как влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2<q<1. Таким образом, двойные звезды стремятся иметь компоненты одинаковый массы гораздо сильнее, чем предсказывает начальная функция масс.

На данный момент нет окончательного понимания какие именно надо вносить модификации и какие факторы и механизмы играют здесь решающую роль. Все предложенные на данный момент теории можно поделить по тому, какой механизм формирования в них используется[10]:

  1. Теории с промежуточным ядром
  2. Теории с промежуточным диском
  3. Динамические теории

Теории с промежуточным ядром[править | править исходный текст]

Самый многочисленный класс теорий. В них формирование идет за счёт быстрого или раннего разделение протооблака.

Самая ранняя из них считает, что в ходе коллапсирования из-за различного рода нестабильностей облако распадается на локальные джинсовские массы, растущие до тех пор, пока наименьший из них перестанет быть оптическим прозрачным и более не может эффективно охлаждаться. Но при этом расчетная функция масс звезд не совпадает с наблюдаемой.

Ещё одна из ранних теорий предполагало размножение коллапсирующих ядер, вследствие деформации в различные эллиптические фигуры.

Современные же теории рассматриваемого типа считают, что основная причина фрагментации — рост внутренней энергии и энергии вращения по мере сжатия облака[10].

Теории с промежуточным диском[править | править исходный текст]

В теориях с динамическим диском образование происходит в ходе фрагментации протозвездного диска, то есть гораздо позднее, чем в теориях с промежуточным ядром. Для этого необходим довольно массивный диск, восприимчивый к гравитационным нестабильностям и газ которого эффективно охлаждается. Тогда могут возникнуть несколько компаньонов, лежащих в одной плоскости, которые аккрецируют газ из родительского диска.

В последнее время количество компьютерных расчетов подобных теорий сильно увеличилось. В рамках подобного подхода хорошо объясняется происхождение тесных двойных систем, а также иерархических систем различной кратности.

Динамические теории[править | править исходный текст]

Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе динамических процессов, спровоцированных соревновательной аккрецией. В данном сценарии предполагается, что молекулярное из-за различного рода турбуленций внутри неё формирует сгустки приблизительно джинсовской массы. Эти сгустки, взаимодействуя между собой, соревнуются за вещество исходного облака. В таких условиях хорошо работает как уже упомянутая модель с промежуточным диском, так и иные механизмы, речь о которых пойдет ниже. Вдобавок динамическое трение протозвезд с окружающим газом сближает компоненты.

В качестве одного из механизмов, работающего в данных предлагается комбинация фрагментации с промежуточным ядром и гипотезе динамической гипотезе. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звезд в звездных скоплениях. Однако на данный момент механизм фрагментации точно не описан.

Другой механизм предполагает рост сечения гравитационного взаимодействия у диска до тех пор, пока не будет захвачена близлежащая звезда. Хотя такой механизм вполне подходит для массивных звезд, но совершенно не годится для маломассивных и вряд ли ли является доминирующим при образовании двойных звезд[10].

Экзопланеты в двойных системах[править | править исходный текст]

Экзопланета, находящаяся в двойной системе Kepler-47 глазами художника.

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звезд значительно превышает число планет найденных в звездных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64[11].

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит[11]:

  • Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов. Таковых 57.
  • К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b, and Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится[11]:

  1. Значительная часть планет обитают в системах, где компонеты разделены в пределах от 35 до 100 а.е. , концентрируясь вокруг значения в 20 а.е.
  2. Планеты в широких системах (> 100 а.е.) имеют массу от от 0.01 до 10 MJ (почти как и для одиночных звезд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0.1 до 10 MJ
  3. Планеты в широких системах всегда одиночные
  4. Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0.925 и e = 0.935.

Важные особенности процессов формирования[править | править исходный текст]

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звезд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а.е.), то в двойных звезд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяженность протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращения время жизни протопланетного диска Для широких двойных, как и для одиночных время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет. Одна для систем с разделением < 40 а.е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Планетозимальный сценарий образования[править | править исходный текст]

Несовместные сценарии образования[править | править исходный текст]

Существуют сценарии в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

  • Один из таких сценариев — захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
  • Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Астрономические данные и их анализ[править | править исходный текст]

Кривые блеска[править | править исходный текст]

Затмение тесной двойной системы
Затмение в разделенной
Примеры кривых блеска для разделенной и тесной двойной системы

В случае, когда двойная звезда является затменной, то становится возможным построить зависимость интегрального блеска от времени. Переменность блеска на этой кривой будет зависеть от [12]:

  1. Самих затмений
  2. Эффектов элипсоидальности.
  3. Эффектов отражения, а вернее переработки излучения одной звезды в атмосфере другой.

Однако, анализ только самих затмений, когда компоненты сферически симметричны и отсутствует эффекты отражения, сводится к решению следующей системы уравнений[12]:

1-l_1(\Delta) =\iint\limits_{S(\Delta)}I_a(\xi)I_c(\rho) d\sigma

 1-l_2(\Delta) =\iint\limits_{S(\Delta)}I_c(\xi)I_a(\rho) d\sigma

\int\limits_0^{r_{\xi c}} I_c(\xi)2\pi\xi d\xi + \int\limits_0^{r_{\rho c}}I_c(\rho)2\pi\rho d\rho =1

где ξ, ρ — полярные расстояния на диске первой и второй звезды, Ia — функция поглощения излучения одной звезды атмосферой другой, Ic — функция яркости площадок у различных компонентов, Δ — область перекрытия, rξc,rρc — полные радиусы первой и второй звезды.

Решение этой системы без априорных предположений невозможно. Ровно как и анализ более сложных случаев с элипсоидальной формой компонентов и эффектами отражения, существенных в различных вариантах тесных двойных систем. Поэтому все современные способы анализа кривых блеска тем или иным образом вводят модельные предположения, параметры которых находят путем другого рода наблюдений[12].

Кривые лучевых скоростей[править | править исходный текст]

Если двойная звезда наблюдается спектроскопически, то есть является спектроскопической двойной звездой. То можно построить зависимость изменения лучевых скоростей компонентов от времени. Если предположить, что орбита круговая, то можно записать следующее[2]:

V_s = V_0sin(i) = \frac{2\pi}{P}a sin(i),

где Vs — лучевая скорость компонента, i — наклонение орбиты к лучу зрения, P — период, a — радиус орбиты компонента. Теперь, если в эту формулу подставить третий закон Кеплера имеем:

V_s =\frac{2\pi}{P}\frac{M_s}{M_s+M_2}sin(i),

где Ms — масса исследуемого компонента, M2 — масса второго компонента. Таким образом, наблюдая оба компонента можно определить соотношение масс звезд, составляющих двойную. Если повторно использовать третий закон Кеплера, то последние приводится к следующему:

f(M_2)=\frac{PV_{s1}}{2\pi G} ,

где G -гравитационная постоянна, а f(M2) — функция масс звезды и по определению равна:

f(M_2)\equiv \frac{ (M_2sin(i))^3 }{(M_1+M_2)^2} .

В случае, если орбита не круговая, а имеет эксцентриситет, то можно показать, что для функции масса орбитальный период P должен быть домножен на фактор (1-e^2)^{3/2}.

Если второй компонент не наблюдается, то функция f(M2) служит нижним пределом его массы.

Стоит отметить, что изучая только кривые лучевых скоростей невозможно определить все параметры двойной системы, всегда будет присутствовать неопределённость в виде неизвестного угла наклонения орбиты[2].

Определение масс компонентов[править | править исходный текст]

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.

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 обращения, a — большая полуось системы, M_1 и M_2 — массы компонентов, G — гравитационная постоянная. Для визуально-двойной системы есть возможность определить орбиты обоих компонентов, рассчитать 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, может ли он являться чёрной дырой или нейтронной звездой.

История открытия и изучения[править | править исходный текст]

Первым выдвинул идею о существовании двойных звезд Джон Мичелл (Reverend John Michell). На выступлении в Королевском обществе в 1767 году он предположил, что многие звезды, видимые как двойные, действительно могут быть физически связаны. Наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы сэром Уильямом Гершелем в 1802[13] .

См. также[править | править исходный текст]

Примечания[править | править исходный текст]

  1. 1 2 А.А. Киселев. Двойные звезды. Астронет (12.12.2005). Проверено 27 апреля 2013. Архивировано из первоисточника 29 апреля 2013.
  2. 1 2 3 4 5 А. В. Засов, К. А. Постнов. Общая астрофизика. — Фрязино: ВЕК 2, 2006. — С. 208-223. — 398 с. — 1500 экз. — ISBN 5-85099-169-7
  3. Speckle Interferometry and Orbits of "Fast" Visual Binaries
  4. V. V. Makarov and G. H. Kaplan Statistical Constraints for Astrometric Binaries with Nonlinear Motion.
  5. Pope, Benjamin; Martinache, Frantz; Tuthill, Peter Dancing in the Dark: New Brown Dwarf Binaries from Kernel Phase Interferometry. — 2013. — Bibcode:2013ApJ...767..110P
  6. Gravitational Microlensing of Binary Stars: Light Curve Synthesis. — 1997.
  7. Choi, J.-Y.; Han, C.; Udalski, A.; Sumi, T etc Microlensing Discovery of a Population of Very Tight, Very Low Mass Binary Brown Dwarfs. — 2013. — Bibcode:2013ApJ...768..129C
  8. В.М. Липунов. Парадокс Алголя. Архивировано из первоисточника 13 мая 2013.
  9. Richard B.Larson Implications of binary properties for theories of star formation (англ.). — 2001.
  10. 1 2 3 Kaitlin M. Kratter The Formation of Binaries (англ.). — 2011. — Bibcode:2011ASPC..447...47K — arΧiv:1109.3740
  11. 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sun, Yi-Sui Forming different planetary systems.
  12. 1 2 3 А. В. Гончарский, А.М. Черепащук, А.Г. Ягола Некорректные задачи астрофизики. — Москва: Наука, 1985. — С. 68-101. — 351 с. — 2500 экз.
  13. Hans Zinnecker Binary Stars: Historical Millestones (англ.) : материалы конференции. — The formation binary stars IAU symposium, 2001. — Т. 200.

Ссылки[править | править исходный текст]