Почему некоторые звезды имеют двойные названия. Важные особенности процессов формирования

Большое число звёзд видимых в нашей галактике и за её пределами принадлежат к двойным и более кратным . То есть с уверенностью можно сказать, что наша одиночная звезда Солнце принадлежит к меньшинству в классификации звёздных систем. О том, что это за такие системы, давайте поговорим.

В некоторых источниках говорится, что лишь 30% от общего числа звёзд - одиночные, в других можно найти число 25. Но с совершенствованием методик измерения и изучения двойных и кратных звёзд, процентное соотношение одиночных изменяется. Связано это в первую очередь со сложностью обнаружения маленьких (по размерам, но не массе) звёзд. На сегодняшний день астрономами открыто множество , которые при первом обнаружении могут подходить под описание вторичных звёзд в системе двух и более звёзд, только после детального изучения и множества расчётов исключается вариант, что это звёзда, а найденный объект относят к планетам (определяется это по массе, по гравитационному притяжению, по взаимному расположению, поведению и ещё многим другим факторам).

Двойные звёзды

Каппа Волопаса

Система из двух связанных силами гравитации звёзд называется двойной звёздной системой или просто двойной звездой .

В первую очередь следует подчеркнуть, что не все оптически рядом расположенные две звезды - двойные. Отсюда следует, что звёзды, которые видны на небе близко друг от друга для наблюдателя с Земли, но при этом не связанные гравитационными силами и не имеющими общий центр масс называются оптически двойными . Хороший пример - α Козерога - пара звёзд находятся на огромном расстоянии друг от друга (примерно 580 световых лет), но нам кажется что они рядом.

Физически двойные звёзды обращаются вокруг общего центра масс и связаны между собой силами гравитации. Пример - η () Кассиопеи. По периоду вращения и взаимному расстоянию можно определить массу каждой из звезды. Период вращения имеет внушительный диапазон: от нескольких минут, если речь идёт о вращении карликовых звёзд вокруг нейтронных, до нескольких миллионов лет. Расстояния между звёздами примерно могут быть от 10 10 до 10 16 м (около 1 светового года).

Двойные звёзды имеют весьма обширную классификацию. Приведу лишь основные пункты:

Астрометрические (видно перемещение сразу двух объектов);
Спектральные (двойственность определяется по спектральным линиям);
Затменно-двойные (из-за разного угла наклона к орбите периодически наблюдается затемнение одной звезды другой);
Микролинзированные (когда между системой и наблюдателем есть космический объект с сильным гравитационным полем. По такому методу находятся маломассивные коричневые карлики);
Спекл-интерферометрические (по дифракционному пределу разрешения звёзд находятся двойные звёзды);
Рентгеновские .

Кратные звёзды

Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или . Их также разделяют на оптически и физически кратные звёзды. Если число звёзд в системе можно увидеть невооружённым глазом, в бинокль или телескоп, то такие звёзды называются визуально кратными . Если для определения кратности системы требуются дополнительные спектральные измерения, то это спектрально кратная система . И, если же кратность системы определяется по изменению блеска, то это затменно-кратная система . Простой пример тройной звезды показан ниже - это звезда HD 188753 в созвездии Лебедь:

Тройная звезда HD 188753

Как видно на изображении выше, в тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары. Но чаще удалённая звёзда вращается вокруг пары тесно связанных звёзд, которые представляют собой единое целое. Такая пара называется главной .

Конечно, тремя звёздами кратность не ограничивается. Существуют системы из четырёх, пяти и шести звёзд. Чем кратность больше, тем количество таких систем меньше. Например, звезда ε Лиры представляет собой две пары взаимосвязанные между собой, удалённое друг от друга на большое расстояние. Учёными было приблизительно подсчитано, что расстояние между парами должно в 5 и более раз превышать расстояние между звёздами внутри одной пары.

Лучшим примером шестикратной системы звёзд служит Кастор в созвездии . В ней три пары звёзд организованно взаимодействуют между собой. Больше 6 звёзд в системе пока ещё не обнаружено.

Кратные звёзды занимают астрономов-наблюдателей не меньше чем дипскай объекты. Особенно красиво звёздные системы выглядят, когда компоненты в них имеют разный цветовой оттенок, например, один из них - красный холодный , а другой - горячая яркая голубая звезда. Есть множество справочников с детальными характеристиками наиболее известных и интересных для наблюдения двойных и кратных звёзд. С частью систем я вас познакомлю в отдельной статье.

Двойные звезды - это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто – двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

Открытие двойных звезд

Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и них была открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут опасно перепутать их с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптически двойные звезды), однако, это встречается

довольно редко.

Невооружённым глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке Большой Медведицы) видна более слабая звезда – Алькор. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором около 12′, а линейное расстояние между этими звёздами примерно 1,7 10 4 а. е. Это пример оптической двойной звезды: Мицар и Алькор рядом проектируются на небесную сферу, то есть, видны в одном направлении, но физически между собой не связаны. Если предположить, что Мицар и Алькор движутся вокруг общего центра масс, то период обращения составил бы около 2 10 6 лет! Обычно же звёзды, связанные силами тяготения (компоненты двойной системы) образуют более тесные пары, а периоды обращения их компонентов не превышают сотен лет, а иногда бывают значительно меньше.

Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная по траектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причем по характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как, например, это было в случае с Сириусом.

Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими нелями – так называемыми линиями поглощения. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явление называется эффектом Допплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результате линии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу. В качестве примера рассмотрим звезду α Близнецов (Кастор). Расстояние между компонентами (A и B) этой системы примерно равно 100 а. е., а период обращения – около 600 лет. Звёзды A и B Кастора в свою очередь тоже двойные, но их двойственность невозможно обнаружить при визуальных фотографических наблюдениях, потому что компоненты находятся на расстоянии всего лишь нескольких сотых долей астрономических единиц (соответственно малы и периоды обращения). Двойственность таких тесных пар выявляется лишь в результате исследования их спектров, в которых наблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплера позволяет объяснить раздвоение линий тем, что мы видим суммарный спектр, получающийся от наложения спектров звёзд, которые движутся в разных направлениях (одна из них удаляется от нас, а другая приближается).

Нередко двойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодические изменения их блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойной звезды проходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, при которых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звёзды называются затменными двойными или затменными переменными.

По многократным наблюдениям затменной переменной звезды можно построить кривую блеска. Если сравнить звездные величины в минимуме и максимуме блеска. Измерив промежуток времени между двумя последовательными максимумами (или минимумами), найдём период изменения блеска. На рисунке 2 изображена кривая блеска типичной затменной переменной звезды β Персея, названной арабами Алголем (глаз Дьявола).

Из анализа кривых блеска затменных переменных звёзд можно определить ряд важнейших физических характеристик звёзд, например их радиусы.

Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд – это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

Измерение параметров двойных звезд.

Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m 1 +m 2)P 2)/((M солнца + m Земли)T 2)=A 3 /a 3 , где m 1 и m 2 – массы звезд, P – их период обращения, T – один год, A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a - расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по отдельности можно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра масс (x 1 ,x 2). Тогда x 1 /x 2 =m 2 /m 1 .Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца.

Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость...) исследуются так же, как и у обычных.

Теплые двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы – явление нередкое. Звезда переливается через край

Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда – белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин – вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки – карликовые новые, – повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего, это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла – мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее, количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В.

Рентгеновские двойные звезды

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.

В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. В одной из рентгеновских двойных систем, называемой А0620-00 удалось очень точно измерить массу компактной звезды (для этого использовались данные разных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намного превышает возможности нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее 6,З солнечной. Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик.

Сириус.

Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Масса Сириуса А – 2,5M солнца, Сириуса В – 0,96M солнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа такой плотности было объяснено таким образом: обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это "крошево" из частиц может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтральный газ. Теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ≈ в 10 тысяч раз меньше. Это связано с тем, что атомы Сириуса B находятся в полностью ионизированном состоянии, а свет, как известно, излучается только при переходе электрона с орбиты на орбиту.

Список используемой литературы

Репетиторство

Нужна помощь по изучению какой-либы темы?

Наши специалисты проконсультируют или окажут репетиторские услуги по интересующей вас тематике.
Отправь заявку с указанием темы прямо сейчас, чтобы узнать о возможности получения консультации.

Двойные звезды или как их еще называют двойные системы — это две звезды, связанные между собой гравитационно и обращающиеся по замкнутым орбитам эллиптической формы вокруг общего центра масс. Также они по эллипсам движутся относительно друг друга. Такие две звезды притягивают друг друга. Компоненты двойной системы притягиваются с гораздо большей силой, чем с любыми другими звездами. Существуют также кратные системы. В них число звезд равно трем и более. Однако их движение в отличии от двойных звезд не устойчиво. В таких системах можно выделить двойную систему и вращающуюся вокруг этой пары третью звезду. Системы из четырех звезд чаще всего содержат две пары двойных подсистем. В качестве кратной тройной системы можно назвать ближайшую к нам Альфа Центавра с третьим компонентом Проксима Центавра. Это ближайшая к Солнцу звездная система Ригель Кентаврус. Кратной системой служит расположенная в 4,3 световых годах от Солнца Альфа Центавра (Ригиль Кентаврус). Третьей ее звездой является ближайшая к Солнцу Проксима Центавра, небольшой вспыхивающий красный карлик.

Еще одним примером сложной кратной системы является звезда В Ориона из Трапеции Ориона. В1 и В2 видятся в небольшой телескоп четырехкратной и трехкратной системой. Более мощный телескоп позволяет рассмотреть еще большее количество звезд.

Обычно компоненты звездной пары отличаются по силе свечения и яркая затмевает более тусклую. Такие пары трудно различимы и называются астрометрически двойными. К этому типу до недавнего времени относили Сириус. Однако позже мощные телескопы позволили разглядеть ранее не видимый спутник Сириус В. После этого эту пару причислили к визуально двойным.

Плоскость обращения некоторых двойных звезд обращена как бы ребром к нам. В таких системах звезды периодически перекрывают друг друга и меняется их блеск. Это затменно-двойные системы, а звезды, входящие в них называют затменно-переменными. Первой известной человечеству такой звездой стала Алголь из созвездия Персея.

Еще одним типом двойных звезд являются спектрально двойные системы. Об их двойственности судят по спектру звезды если в нем периодически заметны смещения линий поглощения или заметна двойственность линий.

Существуют нетесные пары с огромным расстоянием между компонентами. Они живут по законам одиночных звезд и не представляют особого интереса. Это оптические двойные звезды которые по сути двойными не являются. Таким примером может служить видный невооруженным взглядом Мицар из Большой Медведицы и Алькор. На самом деле они находятся на огромном расстоянии друг от друга и не являются двойной системой. Гораздо интереснее судьба тесных двойных звезд. Такие звездные пары в процессе эволюции способны обмениваться веществом.

Двойные звезды рождаются из единой газопылевой туманности одновременно. Каждая такая пара имеет одинаковый возраст, но очень часто компоненты пары значительно отличаются по массе. Звезды с большей массой живут как бы быстрее своих более мелких аналогов. То есть такие звезды в процессе эволюции обгоняют своих сверстников. Одна звезда из пары увеличивается и превращается в гиганта. При этом происходит процесс перетекания вещества с более крупной звезды на более мелкую. И рано или поздно масса меньшей может стать больше той, что первоначально была более тяжелой. Таким образом получаются две звезды одного возраста у одной из которых в центре продолжается процесс синтеза гелия из водорода, а в более легкой уже образовалось гелиевое ядро. Это уникальный случай, свойственный только двойным звездам и не реальный для обычных одиночных звезд.Это несоответствие возраста звезд в их массой получило название парадокс Алголя. Название было дано в честь затменно-двойной. В настоящее время еще в одной звездной паре происходит обмен массами. Это звезда Бета Лиры.

Какое-то время вещество с крупной раздувшейся звезды образует вокруг меньшей вращающийся диск и только потом попадает непосредственно на нее, оседая из-за силы трения.Это так называемый процесс аккреции. Вращающийся диск по аналогии называют аккреционным. Более массивная звезда быстро эволюционирует. Водород с ее внешних слоев перетекает на вторую звезду пары и первая вскоре образует лишь гелиевое ядро и называется белым карликом. Таким образом в двойных системах происходит смена ролей: первоначально массивная становится более мелкой и наоборот. Но и это еще не все. Далее все опять происходит в обратном направлении — большая начинает отдавать набранное назад своей соседке.

Если первой звездой является белый карлик, то при втором обмене на поверхности могут происходить яркие вспышки. Этот процесс мы называем новыми звездами. Если со второй звезды перетечет слишком много вещества на железный белый карлик, то может произойти очень мощная вспышка сверхновой. Фактически это взрыв белого карлика. В результате двойная система может распасться. Так если бы спутник Сириуса, а он является белым карликом был к Сириусу ближе, то мы смогли бы наблюдать вспышку новой. Сириус бы разгорался перед нами до такой степени, что его свечение могло бы достигнуть количеству света, равному десяти полных лун. Потом в течении года свечение Сириуса постепенно приходило бы в норму.

Однако и без такого бурного процесса двойная звезда может стать переменной. Такой системой является карликовая новая U Близнецов. Аккреционный диск вокруг белого карлика не стабилен и может стать причиной длящихся до нескольких суток кратковременных вспышек. В это время происходит скачкообразное увеличение силы свечения то есть блеска звезды на 2-6 звездных величин. Процесс эволюции в конце концов может привести к расширению второй звезды. Это приведет к перемешиванию материала обеих звезд и их звездные ядра окажутся окружены газовым шаром.

Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения, можно выделить визуальные , спектральные , затменные , астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звёзды

Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены ), называются видимыми двойными , или визуально-двойными .

Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа, расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким образом, визуально-двойные звезды - это в основном звезды окрестностей Солнца с очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между компонентами). Из-за большого периода проследить орбиту двойной можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет. На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. У менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, чтобы получить массу компонентов.

Спекл-интерферометрические двойные звезды

Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.

Астрометрические двойные звёзды

В случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность всё равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах.

Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую [прояснить ] . Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов .

Спектрально-двойные звёзды

Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется. Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой , и т. п.

Если получен спектр второй компоненты, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра, то вторая - удаляется, и её линии сдвинуты в красную сторону, и наоборот.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда нужно рассмотреть другие возможные варианты. Главный признак двойной звезды - периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Но, строго говоря, не исключено, что обнаружена экзопланета . Чтобы это выяснить, надо вычислить функцию масс , по которой можно судить о минимальной массе невидимого второго компонента и, соответственно, о том, чем он является - планетой, звездой или даже чёрной дырой .

Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения и эксцентриситет орбиты. Угол наклона орбиты к лучу зрения выяснить по этим данным невозможно. Поэтому о массе и расстоянии между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Как и для любого типа объектов, изучаемых астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный из них - «SB9» (от англ. Spectral Binaries). По состоянию на 2013 год в нём 2839 объектов.

Затменно-двойные звёзды

Бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея .

Микролинзированные двойные

Если на луче зрения между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект будет линзирован . Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, но в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтобы наблюдатель смог различить несколько изображений, и в таком случае говорят о микролинзировании . В случае, если гравирующее тело - двойная звезда, кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды .

С помощью микролинзирования ищутся двойные звезды, где оба компонента - маломассивные коричневые карлики .

Явления и феномены, связанные с двойными звёздами

Парадокс Алголя

Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами А. Г. Масевич и П. П. Паренаго , обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более. Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный компонент должен проэволюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.

Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д. Кроуфордом. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается .

Обмен массами между звёздами

Рассмотрим приближение тесной двойной системы (носящие имя приближения Роша ):

Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
Компоненты вращаются синхронно.
Орбита круговая

Тогда для компонентов M 1 и M 2 с суммой больших полуосей a=a 1 +a 2 введем систему координат, синхронную с орбитальным вращением ТДС. Центр отсчета находится в центре звезды M 1 , ось X направлена от M 1 к M 2 , а ось Z - вдоль вектора вращения. Тогда запишем потенциал, связанный с гравитационными полями компонентов и центробежной силой :

Φ = − G M 1 r 1 − G M 2 r 2 − 1 2 ω 2 [ (x − μ a) 2 + y 2 ] {\displaystyle \Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\left[(x-\mu a)^{2}+y^{2}\right]} ,

где r 1 = √ x 2 +y 2 +z 2 , r 2 = √ (x-a) 2 +y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2) , а ω - частота вращения по орбите компонентов. Используя третий закон Кеплера , потенциал Роша можно переписать следующим образом:

Φ = − 1 2 ω 2 a 2 Ω R {\displaystyle \Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}} ,

где безразмерный потенциал:

Ω R = 2 (1 + q) (r 1 / a) + 2 (1 + q) (r 2 / a) + (x − μ a) 2 + y 2 a 2 {\displaystyle \Omega _{R}={\frac {2}{(1+q)(r_{1}/a)}}+{\frac {2}{(1+q)(r_{2}/a)}}+{\frac {(x-\mu a)^{2}+y^{2}}{a^{2}}}} ,

где q = M 2 /M 1

Эквипотенциали находятся из уравнения Φ(x,y,z)=const . Вблизи центров звёзд они мало отличаются от сферических, но по мере удаления отклонения от сферической симметрии становятся сильнее. В итоге обе поверхности смыкаются в точке Лагранжа L 1 . Это означает, что потенциальный барьер в этой точке равен 0, и частицы с поверхности звезды, находящие вблизи этой точки, способны перейти внутрь полости Роша соседней звезды, вследствие теплового хаотического движения .

Новые

Рентгеновские двойные

Симбиотические звёзды

Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окруженных общей туманностью. Для них характерны сложные спектры , где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п. Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки , во время которых их блеск увеличивается на две-три звёздных величины.

Симбиотические звёзды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звёздных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1-100 лет.

Барстеры

Сверхновые типа Ia

Происхождение и эволюция

Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо - это сжатие молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости . Также удалось установить функцию распределения начальных масс . Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять следующие известные факты :

Частота двойных. В среднем она составляет 50 %, но различна для звёзд разных спектральных классов. Для О-звёзд это порядка 70 %, для звёзд типа Солнца (спектральный класс G) это близко к 50 %, а для спектрального класса M около 30 %.
Распределение периода.
Эксцентриситет у двойных звёзд может принимать любое значение 0
Соотношение масс. Распределение соотношения масс q= M 1 / M 2 является самым сложным для измерения, так как влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2

На данный момент нет окончательного понимания, какие именно надо вносить модификации, и какие факторы и механизмы играют здесь решающую роль. Все предложенные на данный момент теории можно поделить по тому, какой механизм формирования в них используется :

Теории с промежуточным ядром
Теории с промежуточным диском
Динамические теории

Теории с промежуточным ядром

Самый многочисленный класс теорий. В них формирование идет за счёт быстрого или раннего разделение протооблака.

Самая ранняя из них считает, что в ходе коллапсирования из-за различного рода нестабильностей облако распадается на локальные джинсовские массы, растущие до тех пор, пока наименьшая из них перестанет быть оптически прозрачной и более не может эффективно охлаждаться. Но при этом расчетная функция масс звёзд не совпадает с наблюдаемой.

Ещё одна из ранних теорий предполагала размножение коллапсирующих ядер, вследствие деформации в различные эллиптические фигуры.

Современные же теории рассматриваемого типа считают, что основная причина фрагментации - рост внутренней энергии и энергии вращения по мере сжатия облака .

Теории с промежуточным диском

В теориях с динамическим диском образование происходит в ходе фрагментации протозвёздного диска, то есть гораздо позднее, чем в теориях с промежуточным ядром. Для этого необходим довольно массивный диск, восприимчивый к гравитационным нестабильностям, и газ которого эффективно охлаждается. Тогда могут возникнуть несколько компаньонов, лежащих в одной плоскости, которые аккрецируют газ из родительского диска.

В последнее время количество компьютерных расчетов подобных теорий сильно увеличилось. В рамках подобного подхода хорошо объясняется происхождение тесных двойных систем, а также иерархических систем различной кратности.

Динамические теории

Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе динамических процессов, спровоцированных соревновательной аккрецией. В данном сценарии предполагается, что молекулярное облако из-за различного рода турбуленций внутри него формирует сгустки приблизительно джинсовской массы. Эти сгустки, взаимодействуя между собой, соревнуются за вещество исходного облака. В таких условиях хорошо работает как уже упомянутая модель с промежуточным диском, так и иные механизмы, речь о которых пойдет ниже. Вдобавок динамическое трение протозвёзд с окружающим газом сближает компоненты.

В качестве одного из механизмов, работающего в данных условиях, предлагается комбинация фрагментации с промежуточным ядром и динамической гипотезы. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звёзд в звёздных скоплениях. Однако на данный момент механизм фрагментации точно не описан.

Другой механизм предполагает рост сечения гравитационного взаимодействия у диска до тех пор, пока не будет захвачена близлежащая звезда. Хотя такой механизм вполне подходит для массивных звёзд, но совершенно не годится для маломассивных и вряд ли является доминирующим при образовании двойных звёзд .

Экзопланеты в двойных системах

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звёзд значительно превышает число планет, найденных в звёздных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64 .

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит :

Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов (например OGLE-2013-BLG-0341LB b). Таковых 57.
К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b и Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится :

Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от 0,01 до 10 M J (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0,1 до 10 M J
Планеты в широких системах всегда одиночные
Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0,925 и e = 0,935.

Важные особенности процессов формирования

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звёзд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а. е.), то в двойных звёзд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяжённость протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращения время жизни протопланетного диска. Для широких двойных, как и для одиночных время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет, однако для систем с разделением < 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

Планетезимальный сценарий образования

Несовместные сценарии образования

Существуют сценарии, в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

Один из таких сценариев - захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Астрономические данные и их анализ

Кривые блеска

В случае, когда двойная звезда является затменной, то становится возможным построить зависимость интегрального блеска от времени. Переменность блеска на этой кривой будет зависеть от :

Самих затмений
Эффектов элипсоидальности.
Эффектов отражения, а вернее переработки излучения одной звезды в атмосфере другой.

Однако анализ только самих затмений, когда компоненты сферически симметричны и отсутствуют эффекты отражения, сводится к решению следующей системы уравнений :

1 − l 1 (Δ) = ∬ S (Δ) I a (ξ) I c (ρ) d σ {\displaystyle 1-l_{1}(\Delta)=\iint \limits _{S(\Delta)}I_{a}(\xi)I_{c}(\rho)d\sigma }

1 − l 2 (Δ) = ∬ S (Δ) I c (ξ) I a (ρ) d σ {\displaystyle 1-l_{2}(\Delta)=\iint \limits _{S(\Delta)}I_{c}(\xi)I_{a}(\rho)d\sigma }

∫ 0 r ξ c I c (ξ) 2 π ξ d ξ + ∫ 0 r ρ c I c (ρ) 2 π ρ d ρ = 1 {\displaystyle \int \limits _{0}^{r_{\xi c}}I_{c}(\xi)2\pi \xi d\xi +\int \limits _{0}^{r_{\rho c}}I_{c}(\rho)2\pi \rho d\rho =1}

где ξ, ρ - полярные расстояния на диске первой и второй звезды, I a - функция поглощения излучения одной звезды атмосферой другой, I c - функция яркости площадок dσ у различных компонентов, Δ - область перекрытия, r ξc ,r ρc - полные радиусы первой и второй звезды.

Решение этой системы без априорных предположений невозможно. Ровно как и анализ более сложных случаев с элипсоидальной формой компонентов и эффектами отражения, существенных в различных вариантах тесных двойных систем. Поэтому все современные способы анализа кривых блеска тем или иным образом вводят модельные предположения, параметры которых находят путём другого рода наблюдений .

Кривые лучевых скоростей

Если двойная звезда наблюдается спектроскопически, то есть является спектроскопической двойной звездой, то можно построить зависимость изменения лучевых скоростей компонентов от времени. Если предположить, что орбита круговая, то можно записать следующее :

V s = V 0 s i n (i) = 2 π P a s i n (i) {\displaystyle V_{s}=V_{0}sin(i)={\frac {2\pi }{P}}asin(i)} ,

где V s - лучевая скорость компонента, i - наклонение орбиты к лучу зрения, P - период, a - радиус орбиты компонента. Теперь, если в эту формулу подставить третий закон Кеплера, имеем:

V s = 2 π P M s M s + M 2 s i n (i) {\displaystyle V_{s}={\frac {2\pi }{P}}{\frac {M_{s}}{M_{s}+M_{2}}}sin(i)} ,

где M s - масса исследуемого компонента, M 2 - масса второго компонента. Таким образом, наблюдая оба компонента можно определить соотношение масс звёзд, составляющих двойную. Если повторно использовать третий закон Кеплера, то последние приводится к следующему:

F (M 2) = P V s 1 2 π G {\displaystyle f(M_{2})={\frac {PV_{s1}}{2\pi G}}} ,

где G -гравитационная постоянна, а f(M 2) - функция масс звезды и по определению равна:

F (M 2) ≡ (M 2 s i n (i)) 3 (M 1 + M 2) 2 {\displaystyle f(M_{2})\equiv {\frac {(M_{2}sin(i))^{3}}{(M_{1}+M_{2})^{2}}}} .

В случае, если орбита не круговая, а имеет эксцентриситет, то можно показать, что для функции масса орбитальный период P должен быть домножен на фактор (1 − e 2) 3 / 2 {\displaystyle (1-e^{2})^{3/2}} .

Если второй компонент не наблюдается, то функция f(M 2) служит нижним пределом его массы.

Стоит отметить, что изучая только кривые лучевых скоростей невозможно определить все параметры двойной системы, всегда будет присутствовать неопределённость в виде неизвестного угла наклонения орбиты .

Определение масс компонентов

Практически всегда гравитационное взаимодействие между двумя звёздами описывается с достаточной точностью законами Ньютона и законами Кеплера , являющимися следствием законов Ньютона. Но для описания двойных пульсаров (см. пульсар Тейлора-Халса) приходится привлекать ОТО . Изучая наблюдательные проявления релятивистских эффектов, можно ещё раз проверить точность теории относительности.

Третий закон Кеплера связывает период обращения с расстоянием между компонентами и массой системы.

C помощью двойных звёзд, существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса - радиус, масса - светимость и масса - спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.

Но двойные звезды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа - Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам.

Гравитационное взаимодействие между компонентами

Виды двойных звёзд и их обнаружение

Пример тесной двойной системы. На снимке изображение Переменной звезды Миры (омикрона Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На фотографии виден аккреционный «хвост», направленный от основного компонента - красного гиганта к компаньону - белому карлику

Физически двойные звезды можно разделить на два класса:

звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами - тесные двойные системы ,
звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе - широкие двойные системы .

Если разделять двойные системы по способу наблюдения, то можно выделить визуальные , спектральные , затменные , астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звезды

При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную звезду с её спутником. Определяющие факторы здесь - разрешающая способность телескопа, расстояние до звёзд и расстояние между звёздами. В сумме три этих фактора дают: 1) что визуально-двойные звезды - это звезды окрестности Солнца, 2) расстояние между компонентами значительно и согласно законам Кеплера период этой системы достаточно велик. Последний факт является наиболее печальным, так как нельзя проследить орбиту двойной, не проводя многочисленные многодесятилетние наблюдения. И если на сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.

Спектрально-двойные звезды

Условный пример раздвоения и смещения линий в спектрах спектрально-двойных звёзд.

Спектрально-двойной называют систему двойных звёзд, чью двойственность можно обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Для этого в течение нескольких ночей наблюдают звезду, и если обнаруживается, что линии «гуляют» по спектру: в одну ночь их измеренные длины волн одни, в другую уже - иные. Это говорит, что скорость источника меняется. На это может быть тьма различных причин: сама звезда переменна , может у неё плотная расширяющаяся оболочка, образовавшаяся после вспышки сверхновой , и т. д. и т. п. Если мы видим спектр второй звезды, и поведение её лучевой скорости подобно поведению лучевой скорости первой, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. При этом не надо забывать, что если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую часть спектра , то вторая тогда удаляется, и её линии сдвинуты в красную часть спектра , и наоборот.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда все возможные сценарии надо рассмотреть. Главными аргументами за то, что перед нами двойная звезда - периодичность лучевых скоростей и большая разница межу максимальной и минимальной скоростью. Но, если крепко подумать, то приводя эти же аргументы, можно утверждать, что обнаружена экзопланета . Чтобы рассеять все сомнения, надо вычислить функцию масс . И по ней можно уже судить о минимальной массе второго компонента и, соответственно, является ли невидимый объект планетой, звездой, или, даже, чёрной дырой .

Также по спектроскопическим данным можно вычислить помимо масс компонентов расстояние между ними, период обращения, эксцентриситет орбиты, а вот угол наклона к картинной плоскости наблюдать уже нельзя. Поэтому о массе и расстояние между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Как и любой тип объектов, изучаемым астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный «SB9» (от англ Spectral Binaries). На данный момент в нем 2839 объектов.

Затменно-двойные звезды

Бывает, что орбитальная плоскость проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звёзд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на её двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея .

Астрометрическо-двойные звезды

Встречаются такие тесные звёздные пары, когда одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. В этом случае такую звезду рассмотреть не удается, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, как будто по прямой движется центр масс системы. Такие возмущения будут пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614, показали, что амплитуда отклонения звезды от ожидаемого направления достигает 0,36``. Период обращения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных звёзд.

Компоненты двойных звёзд

Существуют разные двойные звёзды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные. Но, вне зависимости от их типа, эти звёзды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звёзд, анализируя их взаимодействие, можно выяснить почти все параметры, включая массу , форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звёзд. Как правило, эти звёзды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звёзды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространённое.

Ссылки

Звёздные системы
Связанные гравитационно	Галактика · Карликовая галактика · Шаровое звёздное скопление · Рассеянное звёздное скопление · Физически двойная звезда · Физически кратная звезда
Несвязанные	Звёздный поток · Звёздная ассоциация · Движущаяся группа звёзд · Звезда-бегун · Сверхскоростная звезда
Связанные только визуально	Оптически двойная звезда · Оптически кратная звезда · Созвездие · Астеризм · Звёздное облако

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое "Двойные звезды" в других словарях:

Две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. По методам наблюдений выделяют визуально двойные звезды, двойственность которых может быть видна в телескоп, спектрально двойные звезды,… … Большой Энциклопедический словарь

Звезды, видимые невооруженным глазом как одна звезда и только в телескопе разделяющиеся на две звезды. Д. З. бывают: а) оптическими, если близость только перспективная (в действительности одна звезда много дальше другой, и лишь случайно она… … Морской словарь

Две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения … Астрономический словарь

- … Википедия

Двойные звёзды - Двойные звезды ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ, две звезды, объединенные силами тяготения и обращающиеся вокруг общего центра масс; наиболее распространенный тип кратных звезд (систем, объединяющих две, три, четыре и т.д. звезд). Двойные звезды, компоненты… … Иллюстрированный энциклопедический словарь