Типы двойных звезд
Типы двойных звезд
Для начала выясним, какие звезды так именуют. Давайте отбросим тот тип двойных, который носит заглавие «оптически двойные звезды». Это — пары звезд, случаем оказавшиеся рядом на небе, другими словами в одном направлении, а в пространстве, по сути, их делят огромные расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не станем. Нас будет заинтересовывать класс на физическом уровне двойных, другими словами вправду связанных гравитационным взаимодействием звезд. На физическом уровне двойные звезды по эллипсам крутятся вокруг общего центра тяжести. Но, если отсчитывать координаты одной звезды относительно другой, то получится, что звезды движутся друг относительно друга тоже по эллипсам.
За начало отсчета мы возьмём более громоздкую голубую звезду. В таковой системе центр тяжести (зеленоватая точка) обрисовывает вокруг голубой звезды эллипс. Естественно, можно утверждать, что любые две звезды ведут взаимодействие по закону Ньютона. Самым обычным для осознания ограничением можно считать последующее условие: силы взаимодействия меж компонентами двойной системы во много раз больше, чем силы взаимодействия с хоть какой другой звездой. Это не полностью строго, но в нашем случае — довольно.
Итак, мы будем гласить об обособленных парах звезд. Нередко, правда, встречаются так именуемые кратные системы, с 3-мя и поболее компонентами. Но движение 3-х и поболее взаимодействующих тел нестабильно. В сиcтеме, скажем, из 3-х звезд всегда можно выделить, двойную подсистему и третью звезду, крутящуюся вокруг этой пары. В системе из 4 звезд могут существовать две двойные подсистемы, крутящиеся вокруг общего центра тяжести. Другими словами, в природе, устойчивые кратные системы всегда сводятся к системам из 2-ух членов. К системе из 3-х звезд принадлежит небезызвестная Альфа Центавра, считающаяся многими наиблежайшей к нам звездой, а по сути, 3-ий слабенький компонент этой системы — Проксима Центавра, красноватый лилипут, — находится поближе. Все три звезды системы из-за близости видны раздельно. Вправду, время от времени то, что звезда двойная, видно в телескоп.
Такие двойные именуются визуально-двойными (не путать с оптически двойными!). Обычно, это не тесноватые пары, расстояния меж звездами в их значительны, еще больше их собственных размеров. Нередко, звезды в парах очень различаются по блеску, мерклую звездочку затмевает блеском колоритная. Время от времени в таких случаях астрологи выяснят о двойственности звезды по отклонениям в движении броской звезды под действием невидимого спутника от рассчитанной для одиночной звезды линии движения в пространстве. Такие пары именуют астрометрически-двойными. А именно, Сириус длительно относился к такому типу двойных, пока мощность телескопов не позволила рассмотреть невидимый доныне спутник — Сириус В. Эта пара стала визуально-двойной. Бывает, что плоскость воззвания звезд вокруг их общего центра тяжести проходит либо практически проходит через глаз наблюдающего.
Орбиты звезд таковой системы размещены, вроде бы, ребром к нам. Тут звезды будут временами затмевать друг дружку, сияние всей пары будет с этим же периодом изменяться. Этот тип двойных именуется затменно-двойными. Если же гласить о переменности звезды, то такую звезду именуют затменно-переменной, что также показывает на ее двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такового типа является звезда Алголь (Глаз Беса) в созвездии Персея. Последним типом двойных являются спектрально-двойные. Их двойственность определяется при исследовании диапазона звезды, в каком замечаются повторяющиеся смещения линий поглощения либо видно, что полосы являются двойными, на чем основывается вывод о двойственности звезды. Чем все-таки увлекательны двойные звезды? Во-1-х, они дают возможность выяснить массы звезд, потому что легче всего и надежнее всего она рассчитывается по видимому взаимодействию 2-ух тел.
Прямые наблюдения позволяют выяснить общий «вес» системы, если добавить к ним известные соотношения меж массами звезд и их светимостями, о которых говорилось выше в рассказе о судьбе звезд, то можно узнать массы компонент, проверить теорию. Одиночные звезды таковой способности нам не предоставляют. Не считая того, как тоже было упомянуто ранее, судьба звезд в таких системах может разительно отличаться от судьбы таких же одиночных звезд. Об этом мы и побеседуем подробнее. Нетесные пары, расстояния меж которыми значительны, по сопоставлению с размерами самих звезд, на всех стадиях собственной жизни живут по этим же законам, что и одиночные звезды, не мешая друг дружке.
В этом смысле, их двойственность никак не проявляется. Тесноватые пары: 1-ый обмен массами По другому складывается судьба тесноватых пар, о их, фактически, речь и пойдет. Тесноватыми астрологи именуют пары, которые могут в процессе собственной эволюции обмениваться веществом. Как это происходит? Звезды двойной появляются совместно из одной газопылевой туманности, у их один возраст, но нередко — различные массы. Мы уже знаем, что более мощные звезды живут «резвее», как следует, более мощная звезда в процессе эволюции опередит свою сверстницу. Она расширится, превращаясь в гиганта. В данном случае, размер звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды (раздувшейся) начнет перетекать на другую.
Как следствие, масса сначало более легкой звезды может стать больше сначало тяжеленной! Не считая того, мы получим две звезды схожего возраста, при этом более мощная звезда еще находится на главной последовательности, другими словами в ее центре как и раньше длится синтез гелия из водорода, а более легкая звезда уже израсходовала собственный водород в ядре, в ней образовалось геливое ядро. Вспомним, что в мире одиночных звезд такового произойти не может.
За несоответствие возраста звезды с ее массой это явление названо финоменом Алголя, в честь той же самой затменно-двойной. Звезда Бета Лиры — еще одна пара, в какой прямо на данный момент происходит обмен массами. Вещество с раздувшейся звезды, перетекая на наименее громоздкую компоненту, попадает на нее не сходу (этому мешает обоюдное вращение звезд), а поначалу образует крутящийся диск вещества вокруг наименьшей звезды.
Силы трения в этом диске будут уменьшать скорость частиц вещества, и оно будет оседать на поверхность звезды. Таковой процесс именуется аккрецией, а образовавшийся диск — аккреционным. В итоге, сначало более мощная звезда имеет необыкновенный хим состав: весь водород наружных ее слоев перетекает к другой звезде, а остается только гелиевое ядро с примесями более томных частей. Такая звезда, именуемая гелиевой, стремительно эволюционирует, образуя белоснежный лилипут либо релятивистскую звезду, зависимо от собственной массы. При всем этом, в двойной системе в целом произошла принципиальная перемена: сначало более мощная звезда уступила это свое перевенство.