Подвійні зорі

система з двох гравітаційно пов'язаних зір

Подвійні зорі - це зоряна система, що складається з двох зір, що обертаються навколо їх загального баріцентру. Системи двох або більше зірок називаються зоряними системами. Ці об'єкти, особливо більш віддалені, часто здаються неозброєному оку єдиною точкою світла, а потім виявляються як множинними системами іншими способами.

Схематичне зображення двох небесних тіл, що обертаються навколо спільного центру мас.

Термін "подвійна зоря" часто використовується як синонім візуально-подвійної зорі, однак це не одне й те саме. Оптичні подвійні називаються так, тому що дві зорі видно близько на небі з Землі; вони майже на одній прямій видимості. Проте їх "подвійність" залежить лише від цього оптичного ефекту; самі зірки віддалені одна від одної і не мають ніякого фізичного зв'язку. Подвійну зорю можна розпізнати як оптичну за допомогою відмінностей у їх вимірах паралакса, власних рухах або радіальних швидкостях. Більшість відомих подвійних зір не досліджувались належним чином, щоб визначити чи є вони оптичними подвійними або подвійними фізично пов'язаними гравітацією в систему зір.

Бінарні зоряні системи дуже важливі в астрофізиці, оскільки розрахунки їх орбіт дозволяють безпосередньо визначати маси складових зір, що, в свою чергу, дозволяє опосередковано оцінювати інші зоряні параметри, такі як радіус і густина. Це також визначає емпіричне співвідношення маса-світність, за яким можна оцінити маси окремих зір.

Подвійні зорі часто визначаються як окремі, і в цьому випадку їх називають візуально-подвійними. Багато візуально-подвійних мають довгі орбітальні періоди у кілька століть або тисячоліть, а отже, мають невизначені або маловідомі орбіти. Вони також можуть бути виявлені непрямими методами, такими як спектроскопія (спектроскопічно подвійні) або астрометрія (астрометрично подвійні). Якщо подвійна зоря обертається в площині вздовж нашої прямої зору, її компоненти затьмарюють і проходять один одного; ці пари називаються затемнювано-подвійними або, разом з іншими подвійними, що змінюють яскравість під час обертання, фотометрично подвійними.

Якщо компоненти у подвійних зоряних системах досить близькі, вони можуть гравітаційно спотворити їх взаємну зовнішню зоряну атмосферу. У деяких випадках ці тісні двійкові системи можуть обмінюватися масою, що може довести їх еволюцію до стадій, яких поодинокі зорі не можуть досягти. Прикладами подвійних є Сіріус, Лебідь Х-1 (Лебідь Х-1 є добре відомою чорною дірою), Алькор і Міцар у сузір'ї Великої Ведмедиці. Бінарні зірки також поширені як ядра багатьох планетарних туманностей і є родоначальниками як нових, так і наднових Ia типу.

ДослідженняРедагувати

Термін "подвійна зоря" вперше був використаний сером Вільямом Гершелем у 1802 р.[1], коли він написав[2]:

Якщо навпаки, дві зірки дійсно повинні бути розташовані дуже близько одна до одної і при цьому настільки ізольованими, щоб не зазнати матеріального впливу сусідніх зірок, вони тоді складуть окрему систему і залишаться об'єднаними зв'язком власної взаємної гравітації один до одного. Це слід назвати справжньою подвійною зіркою; і будь-які дві зірки, які, таким чином, взаємопов'язані, утворюють двійкову сидеральну систему, яку ми зараз розглянемо.

За сучасним визначенням, термін подвійна зоря, як правило, обмежений парами зірок, які обертаються навколо загального центру мас. Подвійні, які можна визначити за допомогою телескопа або інтерферометричних методів, відомі як візуально-подвійні.[3] Для більшості відомих візуально-подвійних зір ще не спостерігалося одного цілого обертання. Лише як вони прошли по вигнутій траекторії або частковій дузі.[4]


Більш загальний термін подвійна зоря використовується для пар зірок, які, як видно, знаходяться на небі близько.[1] Інколи в мові немає окремого терміну для оптично-подвійних зір.[3] Подвійні зорі можуть бути двійковими системами, а можуть бути просто двома зорями, що, як здається, знаходяться близько на небі, але мають різну справжню відстань від Сонця. Такі називаються оптичнимо-подвійними.[5]

З часу винаходу телескопа було виявлено багато подвійних зір. Ранні приклади включають Міцар та Акрукс. Міцар у Великій Ведмедиці був помічений подвійним Джованні Баттістою Річчолі в 1650 р. [1] [6] (і, можливо, раніше Бенедетто Кастеллі та Галілео)[7]. Яскрава південна зірка Акрукс у Південному Хресті була виявлена як ​​подвійна отцем Фонтене в 1685 р.[7]

Джон Мічелл був першим, хто припустив, що подвійні зорі можуть бути фізично поєднані один з одним, коли він стверджував у 1767 р., що ймовірність того, що подвійна зоря пов'язана з випадковим вирівнюванням, мала. [8] [9] Вільям Гершель почав спостерігати за подвійними зорями в 1779 році і незабаром опублікував каталог близько 700 подвійних зір [10]. До 1803 р. він спостерігав зміни відносних положень у ряді подвійних зір протягом 25 років і дійшов висновку, що вони повинні бути подвійними системами[10], однак перша орбіта подвійної зорі була обчислена лише в 1827, коли Фелікс Саварі обчислив орбіту Великої Ведмедиці[11]. З цього часу було каталогізовано та виміряно ще багато подвійних зір. Каталог подвійних зір у Вашингтоні, база даних візуально-подвійних зір, складена Військово-морською обсерваторією США, містить понад 100 000 пар подвійних зір[12], включаючи оптично-подвійні, а також подвійні зорі. Орбіти відомі лише для кількох тисяч із цих подвійних зір[13], і більшість з них не встановлено як справжні подвійні зорі або оптично-подвійні зорі. [14] Це можна визначити, спостерігаючи відносний рух пар. Якщо рух є частиною орбіти або якщо зорі мають подібні радіальні швидкості і різниця в їх власних рухах невелика порівняно із загальним власним рухом, пара, ймовірно, фізична. [15] Одне із завдань, яке залишається для візуальних спостерігачів подвійних зір, - отримати достатню кількість спостережень, щоб довести або спростувати гравітаційний зв’язок.

КласифікаціяРедагувати

За методами виявленняРедагувати

За методами виявлення подвійності системи поділяють на такі групи[Прим. 1][16]:

Візуально-подвійні зоріРедагувати

Подвійні зорі, які можна побачити окремо одну від одної, називають візуально-подвійними. Для цих зір вдається визначити зміну з часом позиційного кута та оцінити період обертання. Такою зорею є Сіріус, що складається з компонентів A і B, які можна розрізнити за допомогою досить потужного телескопа. Серед них виділяють підгрупу астрометрично-подвійних зір, які мають спільні власні рухи[16].

Якщо подвійна зоря має значний власний рух, то можна спостерігати періодичні відхилення траєкторії руху головної зорі від прямої лінії.

Однак, компоненти більшості подвійних систем занадто близькі одна до одної, а самі вони дуже віддалені від Сонячної системи, через що їх неможливо розрізнити навіть за допомогою найпотужніших телескопів. Іноді їх подвійність можливо виявити за іншими ознаками.

Затемнювано-подвійні зоріРедагувати

Докладніше: Затемнювані зорі
 
Ілюстрація затемнень у подвійній системі

У тих випадках, коли Земля розташована поблизу площини орбіти зір, можуть спостерігатися періодичні затемнення однієї зорі іншою, що виглядає як періодичні зміни блиску. Зазвичай спостерігається два зменшення яскравості протягом одного циклу. Менше зниження, коли яскравіша зоря закриває від нас більш тьмяну, і сильніше падіння видимої зоряної величини, коли відбувається навпаки. Найвідомішою зорею такого типу є Алголь.

Спектрально-подвійні зоріРедагувати

Спостерігаються завдяки періодичним зсувам спектральних ліній.

За фізичними характеристиками системРедагувати

За мірою заповнення порожнин Роша подвійні системи поділяють на такі типи[16]:

  • Розділені системи (англ. detached binaries; D) — обидві зорі не заповнили свої порожнини Роша. Припливні викривлення невеликі, зорі зберігають кулясту форму.
  • Напіврозділені системи (semi-detached binaries; SD) — лише одна із зір заповнила свою порожнину Роша. Речовина цієї зорі через внутрішню точку Лагранжа починає перетікати на її супутника, форма зорі викривлюється.
  • Контактні системи (contact binaries; C) — обидві зорі заповнили свої порожнини Роша, вони мають викривлену (еліпсоїдальну) форму, іноді вся система занурена в спільну оболонку.

Ця класифікація зосереджується на фізичних характеристиках системи та не залежить від способу її виявлення.

Гравітаційна взаємодія між компонентамиРедагувати

Подвійні зорі утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зорі подвійної системи обертаються еліптичними орбітами навколо спільного центру мас цих зір. Якщо відстань між компонентами дуже велика, орбітальний період може вимірюватися роками, інколи століттями. Для тісних систем їх орбітальний період може становити лише кілька годин. Якщо досить масивні зорі обертаються на близькій відстані одна від одної, стають помітними релятивістські ефекти, такі як зсув періастра та зменшення орбітального періоду внаслідок випромінювання системою гравітаційних хвиль (останнє призводить до того, що зрештою дві зорі зіллються в одну).

Компоненти подвійних зірРедагувати

Є різні подвійні зорі: бувають дві схожі зорі у парі, а є різні (зазвичай, це червоний гігант та білий карлик). Але, незалежно від свого типу, ці зорі найкраще піддаються вивченню: аналізуючи їх взаємодію, вченим вдається з'ясувати майже всі параметри, включаючи масу, форму орбіт і навіть характеристики близько розташованих до них зір. Зазвичай, ці зорі мають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Приблизно половина всіх зір нашої Галактики належить до подвійних систем[джерело?], отже подвійні зорі, які обертаються одна навколо іншої, явище дуже поширене.

Особливості еволюціїРедагувати

Належність до подвійної системи дуже впливає еволюцію зір, особливо коли вони перебувають близько одна до одної. Протягом свого існування зоря змінює свої розміри. І якщо дві зорі перебувають поряд, то одна з них, заповнивши свою порожнину Роша, почне втрачати речовину. Потоки речовини, що рухаються від однієї зорі до іншої, призводять до спалахів, таких як вибухи нових і наднових зір і по суті є міжзоряним вітром.

Можливість існування планет у системах подвійних і кратних зір довгий час вважалася вкрай малоймовірною. Проте в 90-х роках подібні об'єкти почали відкривати масово. Найбільша[джерело?] кількість відомих планет навколо 55 Рака A — 5 планет[17].

Див. такожРедагувати

ПриміткиРедагувати

  1. Наведений поділ на групи дещо умовний, оскільки подвійні системи можна вивчати кількома методами одночасно.

ДжерелаРедагувати

  1. а б в Aitken, Robert Grant (1964). The Binary Stars (English). New York: Dover. 
  2. Herschel, William (1802). Catalogue of 500 New Nebulae, Nebulous Stars, Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; with Remarks on the Construction of the Heavens. (English). London: Philosophical Transactions of the Royal Society of London. с. 477–528. 
  3. а б Heintz, Wulff D. (Wulff Dieter) (1978). Double stars. Dordrecht, Holland: D. Reidel Pub., Co. ISBN 90-277-0885-1. OCLC 3913234. 
  4. Heintz, Wulff D. (Wulff Dieter) (1978). Double stars. Dordrecht, Holland: D. Reidel Pub., Co. ISBN 90-277-0885-1. OCLC 3913234. 
  5. Heintz, Wulff D. (Wulff Dieter) (1978). Double stars. Dordrecht, Holland: D. Reidel Pub., Co. ISBN 90-277-0885-1. OCLC 3913234. 
  6. Giovanni Battista Riccioli, Bononiae (1651). Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum. Ex typographia haeredis Victorij Benatij,. 
  7. а б Ondra, Leos. A New View of Mizar. Процитовано 26 травня 2007. 
  8. Argyle, Robert W. (2004). Observing and measuring visual double stars. London: Springer. ISBN 1-85233-860-1. OCLC 56342395. 
  9. Michell, John (1767). An Inquiry into the Probable Parallax, and Magnitude of the Fixed Stars, from the Quantity of Light Which They Afford us, and the Particular Circumstances of Their Situation, by the Rev. John Michell, B. D. F. R. S. Philosophical Transactions. с. 249–250. 
  10. а б XV. Account of the changes that have happened, during the last twenty-five years, in the relative situation of double-stars; with an investigation of the cause to which they are owing. Philosophical Transactions of the Royal Society of London (en) 93. 1803-12-31. с. 339–382. ISSN 0261-0523. doi:10.1098/rstl.1803.0015. Процитовано 2020-12-09. 
  11. French astronomers, visual double stars and the double stars working group of the Société Astronomique de France, E. Soulié (1997). The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research. ASP Conference Series. с. 291–294. 
  12. Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf (2008). The Washington Double Star Catalog. United States Naval Observatory: Astrometry Department. 
  13. William I. Hartkopf and Brian D. Mason (2008). Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars. United States Naval Observatory. 
  14. Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf (2008). The Washington Double Star Catalog. United States Naval Observatory. 
  15. Heintz, Wulff D. (Wulff Dieter) (1978). Double stars. Dordrecht, Holland: D. Reidel Pub., Co. ISBN 90-277-0885-1. OCLC 3913234. 
  16. а б в Подвійні системи // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 364. — ISBN 966-613-263-X.
  17. База даних позасонячних об'єктів. SIMBAD. Архів оригіналу за 2013-06-24. Процитовано 2009-10-16. (англ.)

ПосиланняРедагувати