Двойные звезды

Диаграммы масса-светимость и радиус-масса

Анализ масс, полученных из наблюдений двойных звезд, и светимостей этих звезд позволил обнаружить чрезвычайно важный эмпирический факт: между массой звезды и ее светимостью существует зависимость. Эта зависимость получила название диаграммы масса-светимость.

Для слабых звезд, у которых светимость L < 0,1 L_¤ зависимость между массой М и

светимостью следующая: , где L и M ¾ безразмерные величины.

Для звезд, у которых 0,1< L<100 .

Для звезд, у которых L>100 .

Из анализа указанных соотношений следует, что чем больше светимость звезды, тем больше ее масса. Следует учитывать, что к белым карликам диаграмма масса-светимость неприменима.

Несложно понять, что между светимостью и радиусом звезды также должна существовать зависимость. Эта зависимость будет своя для каждого класса светимости. В частности, для главной последовательности она имеет следующий вид: .

Сравнивая соотношения и , можно получить после преобразований, что . Полученная последняя зависимость между радиусом и массой называется диаграммой радиус-масса. Диаграмма радиус-масса тем важна, что она позволяет по виду спектра звезды найти ее радиус.

Полученные зависимости позволяют сделать вывод о том, что все основные характеристики звезды взаимосвязаны.

Часто на небе встречаются две или несколько близко расположенных звезд. Некоторые из них на самом деле далеки друг от друга и физически не связаны между собой. Они только проектируются в очень близкие точки на небесной сфере и потому называются оптическими двойными звездами. В отличие от них, физическими двойными называются звезды, образующие единую динамическую систему и обращающиеся под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс. Иногда наблюдаются объединения трех и более звезд (тройные и кратные системы). Двойные звезды, вращающиеся одна вокруг другой, явление очень распространенное. Считается, что из каждой сотни звезд 30 входят в состав двойных систем, а 23 – в состав кратных. Двойные звезды либо одновременно начали эволюцию, либо образовали пару в результате захвата одной звезды другой при тесном сближении (особенно часто это должно происходить в шаровых скоплениях и центральных областях галактик).

Если компоненты двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно (могут быть разрешены), то такие двойные называются визуально-двойными. Возможны случаи, когда двойственность устанавливается только по переменности блеска (одна звезда может затмевать другую), или по спектру, в котором благодаря эффекту Доплера отражается вращение звезд вокруг общего центра масс. В первом случае звезда называется затменно-двойной (или затменной переменной), а во втором – спектрально-двойной. Например, Мицар является спектрально-двойной звездой, а β Персея (Алголь) – затменной переменной.

У визуально-двойных звезд видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений, выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений эти орбиты всегда оказываются эллипсами. В некоторых случаях на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именно таким путем были открыты первые белые карлики — спутники Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально. Видимая орбита визуально-двойной звезды является проекцией истинной орбиты на картинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты прежде всего необходимо знать угол наклонения.

В настоящее время известно около 100 000 визуально-двойных звезд. Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами от наименьшего 2,62 года у e Ceti (Кита) до многих десятков тысяч лет. Однако надежные орбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, не превышающими 500 лет.

В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменно-двойными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. В остальные моменты времени наблюдается раздвоение спектральных линий, общих для спектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного — в направлении к наблюдателю, а другого — от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в фиолетовую часть спектра.

Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными.

В настоящее время известно около 2500 звезд, двойственная природа которых установлена только на основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось найти периоды обращения и форму орбиты.

Затменно-двойными звездами называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары звезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей — спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь (b Персея) и b Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина затменно-двойных звезд меняется периодически.

График, изображающий изменение яркости звезды со временем, называется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую видимую звездную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую — эпохой минимума. Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами — периодом переменности. У Алголя, например, период переменности равен 2^d 20^h 49^m, а у b Лиры — 12^d 21^h 48^m.

По характеру кривой блеска затменно-двойной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а в некоторых случаях даже получить представление об их форме. На рис. 5.9 показаны кривые блеска некоторых затменно-двойных звезд вместе с полученными на их основании схемами движения компонентов. На всех кривых заметны два минимума: глубокий (главный, соответствующий затмению главной звезды спутником), и слабый (вторичный), возникающий, когда главная звезда затмевает спутник.

Рисунок 5.9.Кривые блеска затменно-двойных звезд и схематическое положение звезд во время затмения.

На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие данные о компонентах затменно-двойных звезд: характер затмений (частное, полное или центральное); радиусы компонентов R₁ и R₂ , выраженные в долях большой полуоси орбиты; отношение светимостей и отношение эффективных температур компонентов; форма звезд и др.

В настоящее время известно свыше 4000 затменно-двойных звезд различных типов. Минимальный известный период — порядка минут, наибольший — 57 лет. Информация о затменных звездах становится более полной и надежной при дополнении фотометрических наблюдений спектральными.

Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами. При этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли.

Форма, которую принимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью, проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Эти поверхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течь вдоль эквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму тела. Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно, — концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс. Это объясняет сферичность обычных звезд.

Для тесной двойной системы эквипотенциальные поверхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств (рис. 5.10). Характер их легко представить, если внимательно

Рисунок 5.10.Тесная двойная система b Лиры.

посмотреть на сечение критических поверхностей, разделяющих эти семейства. Самая внутренняя из них восьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку Лагранжа L₁. Эта поверхность ограничивает область, называемую внутренней полостью Роша, состоящую из двух замкнутых объемов, в каждом из которых располагаются эллипсоиды эквипотенциальных поверхностей, определяющих форму деформированных приливным взаимодействием звезд. Две другие критические поверхности проходят соответственно через вторую и третью (внешние) точки Лагранжа, причем последняя поверхность ограничивает еще две полости, содержащие точки Лагранжа L₄ и L₅ . Если внешние слои звезд выходят за пределы внутренней полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во-первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во-вторых, образовать оболочку, охватывающую обе звезды. Классическим

примером такой системы является звезда Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде.

Плавный вид кривой блеска b Лиры (рис. 5.9) можно объяснить тем, что вследствие мощного приливного взаимодействия звезды деформированы и при обращении поворачиваются к наблюдателю то более широкой, то более узкой своей частью.

По типу заполнения полости Роша тесные двойные системы делятся на раздельные (оба объема полости незаполнены веществом звезд), полураздельные (один объем полости полностью заполнен, другой — нет) и контактные (оба объема полости заполнены веществом).