Двойные звезды

1.

2.

Типы двойных звезд
Для начала выясним, какие звез
ды так называют. Давайте сразу
отбросим тот тип двойных, кото
рый носит название "оптически
двойные звезды". Это - пары зв
езд, случайно оказавшиеся ряд
ом на небе, то есть в одном нап
равлении, а в пространстве, на
самом деле, их разделяют боль
шие расстояния. Этот тип двойн
ых мы рассматривать не станем
. Нас будет интересовать класс
физически двойных, то есть дей
ствительно связанных гравитац
ионным взаимодействием звез
д.

3.

Положение центра масс
Физически двойные звезды по эллипса
м вращаются вокруг общего центра мас
с. Однако, если отсчитывать координат
ы одной звезды относительно другой, т
о получится, что звезды движутся друг
относительно друга тоже по эллипсам.
На этом рисунке за начало отсчета мы в
зяли более массивную голубую звезду.
В такой системе центр масс (зеленая то
чка) описывает вокруг голубой звезды э
ллипс. Хочется предостеречь читателя о
т распространенного заблуждения, закл
ючающегося в том, что часто полагается
будто бы более массивная звезда сильн
ее притягивает звезду с малой массой,
чем наоборот. Любые два объекта прит
ягивают друг друга одинаково. Но объе
кт с большой массой труднее сдвинуть с
места. И хотя падающий на Землю каме
нь притягивает Землю с той же силой, ч
то и Земля его, этой силой невозможно
побеспокить нашу планету, и мы видим
, как движется камень.

4.

Часто, правда, встречаются так называемые кратные системы, с тремя и б
олее компонентами. Однако движение трех и более взаимодействующих
тел неустойчиво. Всиcтеме, скажем, из трех звезд всегда можно выделит
ь, двойную подсистему и третью звезду, вращающуюся вокруг этой пар
ы. В системе из четырех звезд могут существовать две двойные подсисте
мы, вращающиеся вокруг общего центра масс. Иными словами, в приро
де, устойчивые кратные системы всегда сводятся к системам из двух чле
нов.
К системе из трех звезд принадлежит небезызвестная Альфа Центавра, с
читающаяся многими ближайшей к нам звездой, а на самом деле, третий
слабый компонент этой системы - Проксима Центавра, красный карлик,
- находится ближе. Все три звезды системы из-за близости видны раздел
ьно. Действительно, иногда то, что звезда двойная, видно в телескоп. Та
кие двойные называются визуально двойными (не путать с оптически д
войными!). Как правило, это не тесные пары, расстояния между звездам
и в них велики, гораздо больше их собственных размеров.

5.

Блеск двойных звёзд
Часто звезды в парах сильно различаются
по блеску, тусклую звездочку затмевает б
леском яркая. Иногда в таких случаях астр
ономы узнают о двойственности звезды п
о отклонениям в движении яркой звезды п
од действием невидимого спутника от рас
считанной для одиночной звезды траекто
рии в пространстве. Такие пары называют
астрометрически двойными. В частности,
Сириус долго относился к такому типу дв
ойных, пока мощность телескопов не позв
олила разглядеть невидимый доселе спутн
ик - Сириус В. Эта пара стала визуально дв
ойной.
Бывает, что плоскость обращения звезд в
округ их общего центра масс проходит или
почти проходит через глаз наблюдателя.
Орбиты звезд такой системы расположен
ы, как бы, ребром к нам. Здесь звезды буду
т периодически затмевать друг друга, бле
ск всей пары будет с тем же периодом ме
няться. Этот тип двойных называется за
тменно-двойными. Если же говорить о пер
еменности звезды, то такую звезду назыв
ают затменно-переменной, что также ук
азывает на ее двойственность. Самой пер
вой открытой и самой известной двойной
такого типа является звезда Алголь (Глаз
Дьявола) в созвездии Персея.

6.

Спектрально двойные звёзды
Последним типом двойны
х являются спектрально дв
ойные. Их двойственность
определяется при изучени
и спектра звезды, в которо
м замечаются периодичес
кие смещения линий погл
ощения или видно, что ли
нии являются двойными,
на чем основывается выв
од о двойственности звезд
ы.

7.

Чем же интересны двойные звезды?
Во-первых, они дают возможность узнать массы звезд,
так как легче всего и надежнее всего она вычисляется
по видимому взаимодействию двух тел. Прямые наблюд
ения позволяют узнать общий "вес" системы, а если до
бавить к ним известные соотношения между массами з
везд и их светимостями, о которых говорилось выше в
рассказе о судьбе звезд, то можно выяснить массы ком
понентов, проверить теорию. Одиночные звезды такой
возможности нам не предоставляют. Кроме того, как то
же было упомянуто ранее, судьба звезд в таких система
х может разительно отличаться от судьбы таких же оди
ночных звезд. Небесные пары, расстояния между котор
ыми велики, по сравнению с размерами самих звезд, на
всех стадиях своей жизни живут по тем же законам, что
и одиночные звезды, не мешая друг другу. В этом смысл
е, их двойственность никак не проявляется.