к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Двойные звёзды
Двойные звёзды - пары звёзд, обращающихся вокруг общего центра масс. Данное определение предполагает наличие устойчивой орбиты и тем самым ограничивает расстояние между компонентами и периоды обращения. Пары с расстоянием более 104 а. е. (1 а. е=1,496*1013 см) постепенно разрушаются при взаимодействии с ближайшими к ним звёздами Галактики. Наименьшее расстояние соответствует контакту звёзд и равно сумме радиусов компонентов (~ 109 см). Периоды обращения варьируют примерно от 6 ч до 106 лет. Подавляющее большинство известных Д. з. (ок. 7,5*104) - это визуально-двойные звёзды (ВДЗ), их можно наблюдать раздельно (угловое расстояние между компонентами ВДЗ, как правило, >0,1'').

Звёзды, у к-рых зарегистрировано (по эффекту Доплера) изменение лучевых скоростей вследствие орбитального движения, называют спектрально-двойными звёздами (СДЗ). Вычислено ок. 1000 орбит СДЗ. В нек-рых Д. з. (как правило, тесных) компоненты поочерёдно затмевают друг друга, такие Д. з. наз. затменными двойными звёздами (ЗДЗ). Каталоги содержат ок. 4000 ЗДЗ. Имеются и др. способы обнаружения и исследования Д. з., напр. по периодич. колебаниям координат (астрометрические Д. з., или, как их иногда называют, звёзды с тёмными спутниками), по необычному виду спектра (звёзды с составными спектрами), по сопоставлению пространств. скоростей звёзд (пары с общим собственным движением) и т. д. ВДЗ чаще всего открывают и наблюдают с помощью малых и средних телескопов, снабжённых микрометрами. Систематически наблюдались лишь звёзды ярче 9-й звёздной величины (9m). Разрешающая способность телескопов порядка 0,1'', на пределе разрешения разность блеска компонентов - не более 1m, для широких пар она возрастает. ВДЗ с расстоянием более 2 наблюдают также фотографически, что повышает точность измерений. Самые тесные пары наблюдают со спекл-интерферометрами на крупных телескопах с разрешением до 0,02'' и точностью до 0,001'' (см. Спекл-интерферометрия ).Неск. Д. з. с расстоянием от 0,001'' открыто по фотометрич. наблюдениям их покрытий Луной.

Наблюдения ВДЗ в нек-рых случаях дают возможность проследить движение компонентов и вычислить орбиту, т. е. найти 7 элементов орбиты: период P, эпоху прохождения через периастр T, большую полуось а (в секундах дуги), эксцентриситет е и 3 угла, характеризующих ориентацию орбиты: наклонение i, долготу периастра  и позиционный угол восходящего узла . В 4-м каталоге орбит приведены орбиты 847 пар с периодами от года до 103 лет. Осн. доля известных ВДЗ расположена в окрестностях Солнца.

Среди открытых СДЗ присутствуют, как правило, тесные пары, т. к. у компонентов таких пар выше скорости орбитального движения и их легче обнаружить. Лучевые скорости измеряют либо по спектрограммам, снятым с возможно большей дисперсией (точность от 0,25 до 10 км/с), либо с помощью спец. фотоэлектрич. спектрометров, отличающихся высокой чувствительностью и большой скоростью регистрации. В отд. случаях достигнута точность ~10 м/с. Большинство известных СДЗ ярче 6m, хотя сейчас на крупных телескопах можно определять скорости звёзд до 16m с точностью ~1 км/с. По лучевым скоростям определяют след. элементы орбиты: P, T, е,, (в км). Данные о спектральной и визуальной орбитах дают возможность найти а в линейной мере, определить расстояние до звёздной системы, сумму масс, а иногда и массы компонентов Д. з.

По фотометрич. наблюдениям ЗДЗ строят кривую блеска (зависимость блеска от фазы периода) и находят по ней P, T, е, i, и радиусы компонентов в единицах большой полуоси. Сочетание спектральных и фотометрич. данных также позволяет определить абс. размеры орбиты и сумму масс.

Изучение орбитального движения - единственный прямой способ определения масс звёзд на основе соотношения , где M1 и M2 - массы компонентов в ед. массы Солнца (=1,989*1033 г), а и P выражены в а. е. и годах соответственно. Насчитывается лишь неск. десятков звёзд с надёжно измеренными массами. Массы M и светимости L звёзд-карликов, расположенных на главной последовательности Герцшпрунга - Ресселла диаграммы, удовлетворяют след, эмпирич. зависимости (см. Масса - светимость зависимость): , при М>0,5 и lgL=2,4 lg M-0,4 при M<0,5, где M - масса в солнечных ед., L - болометрич. светимость (т. е. полная мощность излучения) в ед. светимости Солнца (=3,826*1026 Вт). Применение зависимости масса - светимость к звёздам с известной визуальной орбитой позволяет определить динамич. массы и расстояния между компонентами ВДЗ.

Д. з. обычно рассматривают как часть более широкого класса кратных звёзд, поскольку ок. трети известных Д. з. имеют более тесные подсистемы, т. е. являются, по меньшей мере, тройными. Устойчивы только те кратные системы, у к-рых велико отношение периодов и нет тройных сближений звёзд.

Орбитальные плоскости Д. з. ориентированы в пространстве случайно, что связывают с хаотичностью движения частиц газа и пыли межзвёздной среды, из к-рых образовались Д. з. В сравнительно широких парах (Р>100 лет) сочетание масс компонентов соответствует случайной комбинации одиночных звёзд. Такие системы могли образоваться в результате гравитационного захвата второго компонента: либо при тройных сближениях звёзд (напр., в процессе распада молодого звёздного скопления), либо при двойных сближениях протозвёзд и последующего неупругого взаимодействия, сечение к-рого у протозвёзд велико. Эксцентриситеты орбит у широких пар больше, чем у тесных. Д. з. с Р<100 лет вероятнее всего образовались посредством деления (фрагментации) вращающегося протозвёздного облака в процессе его сжатия в звёзды. У таких Д. з. имеется тенденция к равенству масс компонентов, экваториальные плоскости звёзд в среднем близки к орбитальной плоскости системы. При делении вращающегося облака осн. доля углового момента сохраняется в качестве орбитального момента системы и тем самым устраняется избыток момента, препятствовавший сжатию. Это обстоятельство объясняет многочисленность Д. з. (см. Звездообразование).

Д. з. использовались для проверки теории эволюции звёзд, поскольку компоненты возникли одновременно и массы их часто известны. Обнаружено, напр., что в Д. з. с молодыми голубыми главными компонентами слабые вторые компоненты иногда располагаются выше звёзд главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, т. е. являются протозвёздами. В тесных Д. з. нормальный ход эволюции может нарушаться: более массивный компонент эволюционирует быстрее, первым расширяется, и его вещество перетекает частично на менее массивный компонент, после чего звёзды меняются ролями (см. Полость Роша ).При перетекании (аккреции вещества) на компактный объект (белый карлик или нейтронную звезду)вещество сильно разогревается и излучает в УФ- и рентг. диапазонах. Установлено, что новые звезды и взрывные переменные звёзды также являются тесными Д. з., обменивающимися веществом (см. Тесные двойные звёзды ).Исследовалась связь двойственности с др. характеристиками звёзд. Число Д. з. возрастает от менее массивных звёзд к более массивным. Частота двойных велика у нек-рых групп звёзд с особенностями хим. состава - звёзд Am, BaII, CH; не исключено, что все такие звёзды - двойные (см. Металлические звёзды). Пониженная частота Д. з. отмечается у старых звёзд сферич. подсистемы Галактики. Наши сведения о частоте Д. з. относятся, однако, к малой части Галактики и страдают неполнотой из-за того, что не все они открыты.

Литература по 

1. Бэттен А., Двойные и кратные звезды, пер. с англ., M., 1976; Heintz W. D., Double stars, Dordrecht, 1978; Abt H. A., Normal and abnormal binary frequences, "Ann. Rev. Astr. Astroph.", 1983, v. 21, p. 343; Double stars, physical properties and genetic relations, ed. by L. Kopal, J. Rahe, Dordrecht, 1984. А. А. Токовинин.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ