Двойные звезды
Иногда на ночном небе можно заметить две или несколько близко расположенных звезды. Те из них, которые на самом деле далеки друг от друга и не имеют какой-либо физической связи между собой, называются оптическими двойными звездами. Визуально они кажутся близкими, т.к. проектируются в очень близкие точки на небесной сфере. В отличие от них, физическими двойными называют звезды, которые образуют единую динамическую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием сил взаимного притяжения. Иногда можно наблюдать объединения трех и даже более звезд (так называемые тройные и кратные системы). Если оба компонента двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно, то такие двойные называют визуально двойными. Двойственность пар, компоненты которых не видны в отдельности, может быть обнаружена либо фотометрически (например, затменные переменные звезды), либо спектроскопически (например, спектрально-двойные).
В настоящее время обнаружено несколько десятков тысяч тесных визуально двойных звезд. Только десятая часть из них уверенно обнаруживают относительные орбитальные движения и только для 1% (около 500 звезд) возможно вычислить орбиты. Движение звезд в паре происходит в соответствии с законами Кеплера: вокруг общего центра масс оба компонента описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты. Таким же эксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника относительно главной звезды, в случае, если последнюю считать неподвижной. Если из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности. В этом заключается огромное значение изучения двойных звезд в астрономии, позволяющее определить важную характеристику звезды - массу, знание которой необходимо, для исследования внутреннего строения звезды и ее атмосферы. Иногда на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который нельзя увидеть либо из-за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именно таким образом были открыты первые белые карлики - спутники Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.
В спектрах некоторых звезд можно увидеть периодическое раздвоение или колебание положения линий спектра. Если такие звезды являются затменными переменными, то колебания спектральных линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Кроме того, в моменты соединений, когда движение обеих звезд перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равняется нулю. В остальное время наблюдается раздвоение общих для обеих звезд линий спектра, достигающее наибольшей величины при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного - в направлении к наблюдателю, а другого - от него. Если же наблюдаемый спектр принадлежит только одной из двух звезд (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие от затменных переменных звезд, плоскости орбит которых составляют довольно малый угол с лучом зрения, спектрально-двойные звезды можно наблюдать и в тех случаях, когда этот угол намного больше. И только если плоскость орбиты близка к картинной плоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогда двойственность звезды обнаружена быть не может. Если плоскость орбиты проходит через луч зрения, то наибольшее смещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V движения звезд относительно центра масс системы в двух диаметрально противоположных точках орбиты.
Тесные двойные системы представляют собой такие звездные пары, расстояние между которыми можно сопоставить с их размерами. При этом приливные взаимодействия между компонентами системы начинают играть существенную роль. Поверхности обеих звезд под действием приливных сил перестают быть сферическими, звезды приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли. Форма, которую принимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью, проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Такие поверхности звезд называются эквипотенциальными. Если внешние слои звезд выходят за пределы внутренней полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во-первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во-вторых, образовать оболочку, охватывающую обе звезды. Классическим примером такой системы является звезда β Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде. |