Содержание

Содержание 2

Двойные звезды 3

Открытие двойных звезд . 3

Измерение параметров двойных звезд 4

Теплые двойные звезды . 5

Рентгеновские двойные звезды . 6

Спектрально двойные…………………………………………6

Визуально-двойные ………………………………………… ………. 7

Фотометрические двойные звезды…………………………. 8

Спеклинтерферометрические двойные звезды…………… 8

Кратные звёзды……………………………………………… 9

Основные заключения из исследования двойных звезд ……9

Список используемой литературы………………………… 10

Двойные звезды

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 • 104 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 • 106 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.