ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Двойными звездами в астрономии называют

такие пары звезд, которые заметным образом

выделяются на небе среди окружающих звезд

фона близостью своих видимых положений. 

Оптические пары состоят из весьма далеко

расположенных друг от друга в пространстве

звезд, случайным образом проектирующихся на

небесную сферу вблизи одного направления. 

Физические пары представляют собой системы

близко расположенных в пространстве звезд,

связанных силами тяготения и обращающихся

около общего центра тяжести по законам Кеплера.

У ζ Кассиопеи

(блеск 3,7m) сосед

HIP 2854 (5,1m); на

небе расстояние

между ними 17’, а в

пространстве почти

100 св. лет.

α1 и α2 Козерога (3,6m и 4,3m)

угловое расстояние 6,3’, в

пространстве между ними 580

св. лет.

Примерно 200 лет назад наблюдая в

телескоп некоторые звездные пары

достаточно долго, Гершель заметил, что

звезды обращаются одна вокруг другой.

Двойные системы

классифицируются по

способу наблюдения:

визуальные, 

спектральные, 

затменные, 

астрометрические.

Двойные звезды, которые возможно увидеть

раздельно (разрешить), называются видимыми

двойными, или визуально-двойными.

Возможность наблюдать звезду как визуально-

двойную определяется:

разрешающей способностью телескопа,

расстоянием до звёзд,

расстоянием между ними.

Визуально-двойные звезды — это в основном

звезды окрестностей Солнца с очень большим

периодом обращения (следствие большого

расстояния между компонентами).

Сириус удалён на 8,6 св. лет от Солнечной системы и является одной из ближайших к нам

звёзд.

В 1844 году Фридрих Бессель: Сириус представляет собой двойную звезду.

В 1862 году Альван Кларк обнаружил звезду-компаньона, получившую название Сириус B.

Видимую звезду иногда называют Сириусом A.

Две звезды вращаются вокруг общего центра масс на расстоянии примерно в 20 а. е. с

периодом оборота, близким к 50 годам. В 1915 году астрономами из обсерватории Маунт-

Вильсон было установлено, что Сириус B является белым карликом (это был первый из

обнаруженных белых карликов). Возраст Сириуса от 200 до 300 млн лет.

61 Лебедя (лат. 61 Cygni) — двойная

звезда в созвездии Лебедя, состоящая из

двух оранжевых карликов спектрального класса

К с периодом обращения 659 лет. Система находится

на расстоянии 11,36 светового года от Солнца.

 В 1804 году Джузеппе

Пиацци назвал ее

«Летящей звездой»

К настоящему времени известно около 100000 визуально-двойных звезд.

Фотометрические двойные звезды - очень тесные пары, обращающиеся с периодом от

нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами

самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически

совмещаются. Эти звезды обнаруживают по явлениям затмений, когда одна из

компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. Таким

образом, фотометрические двойные звезды являются затменно-переменными звездами.

В результате наблюдений определяют кривую блеска переменной звезды, то есть

зависимость вида m(t) .

Звезда второй величины

β Персея (Алголь), которая

регулярно затмевается на 9

часов с периодом 2,86731

суток; падение блеска в

минимуме у этой звезды

составляет 2,3 звездной

величины. К настоящему

времени известно более 500

фотометрических двойных

звезд.

Менее массивная звезда Алголь B имеет бо́льший размер и является сильно проэволюционировавшим

субгигантом, тогда как Алголь A — звезда главной последовательности. В то же время известно, что

более массивные звёзды эволюционируют быстрее. Это противоречие, известное как парадокс

Алголя, вызвано перетеканием вещества: когда более массивная звезда стала субгигантом, вещество

стало перетекать на другую компоненту.

Полость Роша — область

вокруг звезды в двойной

системе, границей которой

служит эквипотенциальная

поверхность, содержащая

первую точку Лагранжа L1.

ε Возничего. Это самая долгопериодическая система типа Алголя. Звезда, окруженная пылевым диском,

затмевает, но не до конца центральную звезду, потому затмение не полное. Хороший пример переменной

крайне долгопериодической, но все же такой, когда один человек может отнаблюдать более 1-2 затмений (не

более 5 затмений в столетие!). Такой человек - исследователь Партасарати (Mudumba 

Parthasarathy), у него исследования затмений (статьи в журналах) были в 1983 и 2012 году.

Спектрально-двойные звезды - очень тесные пары, обращающиеся в плоскости, образующей с

направлением луча зрения наблюдателя малый угол. Их не удается разделить на компоненты даже при

использовании больших телескопов.

Но линии в спектрах таких звезд регулярно смещаются или раздваиваются. Это свидетельствует о том,

что наблюдаемая звезда состоит по меньшей мере из двух компонентов, обращающихся вокруг общего

центра масс с большой скоростью.

В результате наблюдений определяют:

кривые лучевых скоростей компонентов (иногда одной компоненты, более яркой),

период этих колебаний

амплитуды.

Типичным представителем спектрально-двойных звезд может служить звезда

ζ Большой Медведицы, у которой наблюдаются спектры обеих компонент,

период колебаний 10 дней, амплитуда около 50 км/с. Это первая исследованная

спектрально-двойная звезда, открытая Э. Пиккерингом в 1888 году. В настоящее

время известно около 1500 спектрально-двойных звезд.

Спекл-интерферометрические двойные звезды

Спекл-интерферометрия (метод, основанный на анализе зернистой структуры изображения

объекта), наряду с адаптивной оптикой позволяет достигнуть дифракционного предела

разрешения звезд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды. То есть по

сути своей, спекл-интерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но

если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных

изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы.

В случае визуально-двойных звезд мы видим перемещение по небу сразу двух

объектов. Если представить, что один из двух компонент не виден, то

двойственность все равно можно обнаружить по изменению положения на небе

второго.

Астрометрические двойные звёзды 

Астрометрические двойные звезды

используются для измерения

массы коричневых карликов разных

спектральных классов.

КРАТНЫЕ СИСТЕМЫ

Кратная звезда состоит из трёх или более звёзд, которые выглядят с

Земли близкими друг к другу. Эта близость может быть просто

видимостью — в этом случае звезда называется оптически кратной,

или является следствием того, что звёзды находятся физически

близко и связаны друг с другом гравитацией — в этом случае звезда

называется физически кратной.

Компоненты физически кратной системы могут быть разрешены,

такая система называется визуально кратной.

Если же кратность звезды может быть определена только с

помощью спектральных (доплеровских) или фотометрических (по

изменению блеска) наблюдений, она называется спектрально

кратной или затменной кратной системой.

Существуют системы с большими кратностями

(система Кастора состоит из 6 компонентов). При этом в звёздную

систему максимально может входить не более 10 звёзд. При их

большем числе считается, что это звёздное скопление.

HD 188753 — физически кратная

звезда с тремя компонентами:

HD 188753A, жёлтый карлик;

HD 188753B, оранжевый карлик,

HD 188753C, красный карлик.

B и C обращаются вокруг друг

друга за 156 дней, и, совместно,

вокруг A за 25,7 лет.

Оптическая

двойственность Кастора была

замечена ещё в 1678 году.

Угловое расстояние между

компонентами с блеском

1,96m (Кастор А) и

2,91m (Кастор B) составляет 4″

(на 2004 год), период

обращения — примерно 350

лет. Каждый из компонентов

является спектрально-двойной

звездой.

Было выяснено, что тусклая переменная звезда 9-ой звёздной величины YY Близнецов

физически связана с Кастором. Она находится на угловом расстоянии 73″ (1010 а. е.) от четырёх

компонентов, ей присвоено условное обозначение Кастор C. Кастор C обращается вокруг

общего центра масс системы за время не меньшее нескольких десятков тысяч лет и тоже

является спектрально-двойной звездой.

 В 2009 году астрономы Рочестерского университета провели более точные измерения и

показали, что обе звезды входят в физически связанную систему, состоящую из 6 звёзд.

Таким образом, кратная система (Мицар-Алькор) состоит из шести компонентов: двойные

звезды Мицар А и Мицар В, и лежащая на расстоянии около 0,3 световых лет от них двойная

звезда Алькор (около 12’).

Альфа Центавра — звёздная система в созвездии Центавра, ближайшая к Солнцу.

Состоит из трёх компонентов: тесная двойная система α Центавра А и α Центавра

B и невидимый невооружённым глазом красный карлик Проксима

Центавра (последнюю звезду обычно рассматривают отдельно). Суммарная видимая

звёздная величина всех компонентов системы составляет −0,27m, и она

является третьей по яркости звездой ночного неба. Звёзды имеют собственные

имена Ригель Кентаврус (от арабского «нога Кентавра»), Бунгула (от лат. ungula —

«копыто») и Толиман.

Физически двойные звезды делятся на два класса:

звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — разделенные

двойные системы.

звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные

двойные системы.

Тесные двойные системы — разновидность двойных систем, в которых на тех или

иных этапах своей эволюции входящие в неё компоненты могут обмениваться массой.

Расстояние между звездами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих

звёзд. Поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто

притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого

компаньона и т. д. Компоненты тесных двойных систем эволюционируют совсем не

так, как обычные звёзды.

Их в свою очередь можно разделить на:

Полуразделенные, где только одна звезда заполняет

свою полость Роша.

Контактные, где обе звезды заполняют свои полости Роша.

НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ

30 апреля (или 1 мая) 1006 года в созвездии Волка зажглась звезда, которая спустя несколько дней

затмила Венеру. Она была видна в течение нескольких лет, а потом исчезла с небосвода. Ее видели

швейцарские монахи, арабские ученые и китайские астрономы. Сейчас мы знаем, что это была самая

яркая из сверхновых, сведения о которых имеются в письменных источниках. Впрочем,

феноменальный блеск этой звезды был обусловлен не исключительной мощностью взрыва,

а относительно малым расстоянием до Солнечной системы — 7100 световых лет, не слишком далеко

даже по меркам нашей Галактики...

SN 1006 была первой сверхновой, упомянутой в летописях многих земель — от Японии до Западной

Европы.

После 1006 года в дотелескопические времена были замечены всего

четыре сверхновые.

4 июля 1054 года, по блеску в 6 раз превзошла Сириус. Взрыв

SN 1054 отметили на Ближнем и Дальнем Востоке.

в начале августа 1181 года в созвездии Кассиопеи, была видна

около полугода. О ней упомянуто не менее чем в восьми

китайских и японских текстах.

6 ноября 1572 года снова в районе Кассиопеи. Зафиксировано во

многих европейских источниках, в том числе и в записях

молодого Тихо Браге. Он написал книгу De Nova Stella («О новой

звезде») — первый астрономический труд на эту тему.

9 октября 1604 года между зодиакальными созвездиями Стрельца

и Змееносца. Ее яркость превосходила яркость всех звезд и планет,

за исключением Венеры. С 17 октября ее стал изучать Иоганн

Кеплер, который изложил свои наблюдения в отдельной книге.

SN 1604 оказалась последней звездой, взорвавшейся в нашей

Галактике, — после нее сверхновые загорались лишь за

пределами Млечного Пути.

ru.wikipedia.org/wiki/Список_остатков_сверхновых

Сверхновая Тихо: термоядерный взрыв, наблюдавшийся знаменитым датским

астрономом Тихо Браге в 1572 г., оставил после себя облака кремния, железа и других

тяжелых элементов, светящихся в рентгеновском диапазоне (зеленый, красный).

Ударная волна (тонкая голубая оболочка) расширяется со скоростью 7500 км/с

Новых сообщений о подобных звездах не было до середины XIX столетия. В 1848 году в

созвездии Змееносца астрономы углядели очень слабую вспышку, видимую почти на пределе

возможностей невооруженного глаза.

Еще одна звездочка всего на девять суток мигнула в созвездии Северной Короны в 1866 году.

Зато в 1885 году астрономы смогли наслаждаться лицезрением долговременной вспышки,

видимой в достаточно мощные телескопы. Позднее выяснилось, что эта звезда принадлежала

М31.

Фриц Цвикки Вальтер Бааде Лев Ландау

Взрыв сверхновой «представляет собой трансформацию обычной звезды в нейтронную, состоящую в

основном из нейтронов. Такая звезда должна обладать очень малым радиусом и состоять из вещества

экстремально высокой плотности»

Первые 12 сверхновых выглядели подобиями друг друга. В 1940 году обнаружили 13-ю сверхновую,

не похожую на прочие. Выяснилось, что и такие звезды вполне типичны. Их назвали сверхновыми типа II,

а предшественниц отнесли к типу I. Почти через полвека в нем выделили семейства Ia, Ib и Ic.

Абсолютная световая яркость большинства сверхновых типа Ia на пике свечения дает относительно

небольшой разброс (что и позволило использовать их как эталонные светильники для измерения

космических расстояний), в то время как у SN II она сильно меняется. Даже в максимуме активности SN II

светят в несколько раз слабее.

SN Ia вспыхивают и в молодых, и

в старых звездных скоплениях, и

даже в эллиптических галактиках,

которые состоят в основном из

маломассивных остывающих

звезд. Напротив, SN II

преимущественно наблюдаются в

рукавах спиральных галактик. 

Модель SN Ia в 1960 году разработали Фред Хойл и Уильям Фаулер.

Несколько позднее большой вклад в понимание их природы внес астроном

из ГАИШ Юрий Псковский. 

Первоначально есть две звезды ГП с массами менее 10

Msun. «B» чуть массивнее «A».

«B» эволюционирует быстрее и раньше становится

красным гигантом.

«B» заполняет свою полость Роша.

Начинается аккреция материи на «A».

«B» потеряла часть массы, а «A» приобрела, повысив

свою температуру и ускорив свою эволюцию.

«B» стала белым карликом. «A» пока остаётся на ГП.

«A» становится красным гигантом, начинается

аккреция на белый карлик.

Белый карлик набирает массу, приближаясь

к чандрасекаровскому пределу.

Происходит коллапс белого карлика и взрыв

сверхновой.

«B» полностью разрушился в результате взрыва

сверхновой.

Предшественники

сверхновых типа II —

молодые звезды с массой

более десяти солнечных,

преимущественно

обитающие в рукавах

спиральных галактик. Они

живут всего несколько

миллионов лет, после чего

у них образуется железное

ядро, которое, как

луковица чешуей, покрыто

слоями кремния и других

легких элементов и

заключено в водородную

оболочку.

В окрестностях ядра продолжаются процессы

термоядерного синтеза, его масса растет и достигает

предела Чандрасекара.

Ядро звезды под давлением вышележащих слоев

сжимается со скоростью, составляющей до 20%

световой.

Электроны прижимаются к ядрам атомов железа и

сливаются с протонами, превращаясь в нейтроны и

нейтрино.

Нейтрино покидают звезду, унося с собой энергию и

охлаждая сердцевину звезды, давление ее вещества

падает, отчего темп сжатия только возрастает. Это

происходит за считаные секунды, поэтому внешние

слои звезды не успевают ничего почувствовать.

На этой стадии возможны два сценария.

Звезды с массой от 20 до 100 солнечных масс

коллапсируют полностью и дают начало черным дырам

(порой даже без вспышки, то есть без рождения

сверхновой).

У звезд в диапазоне 10–20 солнечных масс образуются

несжимаемые ядра из нейтронной материи, плотность

которой в 100 трлн раз превышает плотность воды.

Внешние слои звезды под действием тяготения

обрушиваются на ядро, вызывая взрыв. От звезды остается

деформированный нейтронный шар радиусом в несколько

километров, окруженный разлетающимся облаком

светящейся плазмы.Плазменный сгусток остывает не сразу, так что на первых

порах яркость сверхновой уменьшается весьма медленно.

Обычно она содержит несгоревший водород (который и

обнаруживает себя на спектрограммах). Там может

присутствовать и радиоактивный кобальт, который дает

экспоненциальную световую кривую.

А откуда берутся SN Ib и Iс?

«Такие звезды открыли не так давно, в 1985 году. Фактически это те же SN II, только

бедные водородом (сверхновым Ic не хватает еще и гелия). Принято считать, что они

лишились внешних слоев еще до взрыва, что и объясняет эти аномалии. Так что

сверхновые Ib и Iс похожи на сверхновые Ia лишь по некоторым спектральным

характеристикам, а не по физической природе. Анализ свечения сверхновых типа II

также позволяет подразделить их на группы, но это уже тонкости».

Тип сверхновой определяется

по наличию в спектре

вспышки линий водорода. В

случае их наличия

сверхновую относят ко II

типу, а при отсутствии — к I

типу.

Новые звёзды (лат. nova [ед. число], novae [мн. число]) — звёзды, светимость которых

внезапно увеличивается в ~103—106 раз (в среднем увеличение светимости — в ~104,

блеска — на ~12 звёздных величин).

ТДС: белый карлик и звезда-компаньон, находящаяся

на главной последовательности, либо достигшая

стадии красного гиганта и заполнившая

свою полость Роша;

скорость аккреции на белый карлик постоянна и

определяется параметрами звезды-компаньона и

отношением масс звёзд-компонентов двойной

системы;

состав падающего на белый карлик газа типичен для

внешних слоёв красных гигантов и звёзд главной

последовательности — более 90 % водорода.

Возможна ситуация, когда масса белого карлика в результате умеренной аккреции

вещества обычной звезды не успевает достичь предела Чандрасекара. Это вещество почти

целиком состоит из водорода, который при падении на карлик сжимается, нагревается и

дает начало гелию и более тяжелым элементам. При этом выделяется огромное количество

тепла, и газовая оболочка карлика разлетается по космическому пространству. Это тоже

взрыв, но неизмеримо более слабый, чем взрыв сверхновой.

Изменение блеска новой Лебедя 1975 г. (V1500 Cyg)

Вскоре после вспышки начинается новый цикл

аккреции на белый карлик и накопления

водородного слоя и, через некоторое время,

определяемое темпами аккреции и свойствами

белого карлика, вспышка повторяется.

Интервал между вспышками составляет от

десятков лет у повторных новых до тысяч лет

у классических новых звёзд.