Двойные звезды. Масса звезд

Двойные звезды - две звезды, выделяющиеся среди окружающих звезд фона близостью своих видимых положений. Двойные звезды подразделяются на оптически двойные звезды и физические двойные звезды.

· Оптически двойные звезды - две далекие друг от друга в пространстве звезды (не связанные между собой физически), случайным образом спроецированные в близкие точки по лучу зрения на небесной сфере.

· Физические двойные звезды - система двух близко расположенных в пространстве звезд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра масс.

· Физические двойные звезды являются частным случаем кратных звезд. Кратные звезды - гравитационно связанные системы звезд, имеющие менее десяти компонентов. Из числа двойных звезд около 1/3 являются тройными звездами. Встречаются также четверные звезды и даже шестерные звезды.

Визуально-двойные звезды - двойные звезды, компоненты которых можно увидеть при помощи телескопа визуально или сфотографировать.

Первый список двойных звезд составил в 1803 г. английский астроном У. Гершель. Этот перечень содержал несколько сотен объектов. Каталог, составленный из собственных систематических наблюдений В.Я.Струве и опубликованный в 1827 г., содержал 3110 звездных пар. В специальные каталоги в настоящее время занесено около 100 тыс. визуально-двойных звезд.

Затменно-двойные (затменно-переменные) звезды - неразрешимые в телескоп тесные пары звезд, блеск которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим.

Открыто более 4000 затменно-двойных звезд, их периоды весьма разнообразны: от нескольких часов до десятков лет. Типичный пример затменно-переменной звезды - звезда β Персея (Алголь), которая регулярно затмевается на 9,6 часа с периодом 2,867 суток. Падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3 звездной величины.

Спектрально-двойные звезды - близко расположенные друг к другу физические двойные звезды, двойственность которых выявляется по периодическому смещению или раздвоению спектральных линий в спектре звезды.

Первой открытой в 1889 г. спектрально-двойной звездой был Мицар. Известно в настоящее время около 2500 таких звезд с периодами от нескольких часов до 60 лет.

Постоянное совершенствование методики определения сдвига спектральных линий позволило в 1995 г. обнаружить у звезды 51 Пегаса спутник массой в половину массы Юпитера. В настоящее время методом лучевых скоростей у более 120 звезд обнаружены от одной до нескольких планет. Они получили общее название - экзопланеты. Верхняя граница масс экзопланет соответствует примерно 13 массам Юпитера.

Астрометрически-двойные звезды - физические двойные звезды, один из компонентов которой невидим либо вследствие близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости. Видимый компонент звездной пары испытывает сложное собственное движение относительно далеких звезд.

«Невидимые» спутники обнаружены у нескольких десятков: звезд. Массы спутников оказываются очень малыми - от 0,002 до 0,2 солнечных масс. Некоторые из спутников являются экзопланетами.

Масса визуально-двойных звезд определяется с использованием третьего закона Кеплера в формулировке Ньютона:

· = ,

где М₁ и M₂ - масса звезды и ее спутника, - масса Солнца - масса Земли, Т - период обращения спутника вокруг главной звезды, - звездный год, а - большая полуось орбиты спутника звезды, - большая полуось земной орбиты.

Если пренебречь малой по сравнению с массой Солнца массой Земли , период двойной звезды выразить в годах, а - в астрономических единицах, а массы звезды и ее спутника - в единицах солнечной массы, то можно записать:

M₁+M₂= · .

Массы звезд заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. Наибольшее количество звезд имеют от 0,4 до 3 масс Солнца.

Существует зависимость между массами звезд и их светимостью. Она дает возможность оценивать массы одиночных звезд по их светимостям. В интервале масс от 0,5 10 светимость звезды пропорциональна четвертой степени ее массы L М⁴. При М>10 показатель степени равен 2, т. е

L М².

 

Вопрос № 3