Спектрально-двойные звезды
Спектрально-двойные звезды
В диапазонах неких звезд наблюдается периодическое раздвоение либо колебание положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными, то колебания линий происходят с этим же периодом, что и изменение блеска. При всем этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. В другие моменты времени наблюдается раздвоение спектральных линий, общих для спектров обеих звезд. Большей величины раздвоение линий добивается при большей лучевой скорости компонент, 1-го — в направлении к наблюдающему, а другого — от него. Если наблюдаемый диапазон принадлежит только одной звезде (а диапазон 2-ой не виден из-за ее беспомощности), то заместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красноватую, то в голубую часть диапазона. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, именуется кривой лучевых скоростей. Форма кривой лучевых скоростей определяется только 2-мя параметрами: эксцентриситетом орбиты е и долготой периастра w.
Таким макаром, комбинацию этих 2-ух характеристик, либо оба их в отдельности, можно найти, если известна кривая лучевых скоростей.
Звезды, двойственность которых может быть установлена лишь на основании спектральных наблюдений, именуются спектрально-двойными. В отличие от затменных переменных звезд, у каких плоскости их орбит составляют очень малый угол с лучом зрения (i » 90ё), спектрально-двойные звезды могут наблюдаться и в тех случаях, когда этот угол много больше, т.е. когда i очень отличается от 90ё. И только если плоскость орбиты близка к картинной плоскости, движение звезд не вызывает приметного смещения линий, тогда и двойственность звезды найдена быть не может.
Если плоскость орбиты проходит через луч зрения (i = 90ё), то наибольшее смещение спектральных линий позволяет найти значение полной скорости V движения звезд относительно центра тяжести системы в 2-ух диаметрально обратных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривой лучевых скоростей. Так как долгота периастра w и эксцентриситет известны на основании вида кривой лучевых скоростей, тем на основании теории эллиптического движения удается найти все элементы орбиты. Если же i ? 90ё, то получаемые из наблюдений значения лучевых скоростей равны Vr = V sin i. Потому, хотя спектроскопически могут быть найдены абсолютные значения линейных характеристик орбиты (выраженных в километрах), они все содержат неопределенный множитель sin i, который нельзя найти из спектроскопических наблюдений.
Из произнесенного ясно, что в тех случаях, когда кривая лучевых скоростей известна для затменно-переменной звезды (для которой можно найти i), получаются более полные и надежные элементы орбиты и свойства звезд. При всем этом все линейные величины определяются в километрах. Удается отыскать не только лишь размеры и формы звезд, но даже и их массы.
В текущее время понятно около 2500 звезд, двоякая природа которых установлена лишь на основании спектральных наблюдений. Приблизительно для 750 из их удалось получить кривые лучевых скоростей, дозволяющие отыскать периоды воззвания и форму орбиты.
Исследование спектрально-двойных звезд в особенности принципиально, потому что оно позволяет получить представление о массах удаленных. объектов большой светимости и, как следует, довольно мощных звезд.
Тесноватые двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние меж которыми сравнимо с их размерами, При всем этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия меж компонентами. Под действием приливных сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды получают эллипсоидальную форму и у их появляются направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли.
Форма, которую воспринимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью, проходящей через точки с схожими значениями гравитационного потенциала. Эти поверхности именуются эквипотенциальными. Газ может свободно течь повдоль эквипотенциальной поверхности, что и определяет сбалансированную форму тела. Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, разумеется, — концентрические сферы с центром, совпадающим с центром тяжести. Это разъясняет сферичность обыденных звезд. Для тесноватой двойной системы эквипотенциальные поверхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Нрав их просто представить, если пристально поглядеть на сечение критичных поверхностей, разделяющих эти семейства. Самая внутренняя из их восьмеркой обхватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку полостью Роша, состоящую из 2-ух замкнутых объемов, в каждом из которых размещаются эллипсоиды эквипотенциальных поверхностей, определяющих форму деформированных приливным взаимодействием звезд.
Две другие критичные поверхности проходят соответственно через вторую и третью (наружные) точки Лагранжа, при этом последняя поверхность ограничивает еще две полости, содержащие точки Лагранжа L4 и L5 . Если наружные слон звезд выходят за границы внутренней полости Роша, то, растекаясь повдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во-1-х, перетекать от одной звезды к другой, а, во-2-х, образовать оболочку, охватывающую обе звезды. Традиционным примером таковой системы является звезда b Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют найти как общую оболочку тесноватой двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде.