Глава 6. Звезды

6.3. Переменные и двойные звезды

6.3.3. Двойные звезды

1

Рисунок 6.3.3.1. По Мицару и Алькору древние греки проверяли зоркость глаза

Многие звездные пары обманчивы. Очень часто на небе они видны рядом, но на самом деле в космосе они разделены огромными расстояниями в десятки парсек. Такие звезды называются оптическими двойными.

С другой стороны, при наблюдении в телескоп многие, кажущиеся одиночными, звезды распадутся на пары, а некоторые, как, например, ε Лиры, даже на несколько звезд. Это уже физические двойные. 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).

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 затменной переменной, а во втором – спектрально-двойной. Например, Мицар является спектрально-двойной звездой, а β Персея (Алголь) – затменной переменной.

Из наблюдений двойных звезд получают информацию о размерах и массах обоих компонент двойной системы.

Модель 6.4. Двойные звезды

По третьему закону Кеплера можно написать пропорцию
где m₁ и m₂ – массы двух звезд, имеющих период обращения T, a – большая полуось орбиты звезды, обращающейся вокруг другой звезды с полуосью A. Массы M и m – массы Солнца и Земли, P = 1 год, a – расстояние от Земли до Солнца.

Эта простая формула дает тогда сумму масс компонент двойной звезды, т.е. членов этой системы. Если еще определить из наблюдений расстояния звезд до их общего центра тяжести, то можно определить массу каждой звезды.

Модель 6.5. Кратные звезды

Кратные системы часто представляются невооруженному глазу как одиночные звезды. В хорошие бинокли и телескопы можно заметить их двойственность или кратность.

Звезда ε Лиры является физической системой, состоящей из двух тесных звездных пар ε₁ и ε₂.

2

Рисунок 6.3.3.2. Трапеция Ориона

Звезда θ Ориона представляет собой сложную кратную систему. θ₁ и θ₂ при наблюдении в небольшой телескоп предстают как четырехкратная система и трехкратная система. В сильный телескоп можно рассмотреть еще больше звезд. Вся система носит название Трапеции Ориона.

3

Рисунок 6.3.3.3. Ригиль Кентаврус – ближайшая к Солнцу звездная система

Примером кратной системы может служить α Центавра (Ригиль Кентаврус), расположенная в 4,3 световых годах от Солнца. Компонент С имеет координаты α = 14^h26^m, δ = –62°28' и является ближайшей звездой к Солнцу. Его собственное имя – Проксима Центавра. Это вспыхивающий небольшой красный карлик, светимость которого в 15 000 раз меньше солнечной. Компоненты А и В имеют координаты α = 14^h36^m, δ = –60°38', их период обращения 79,9 лет. Более яркий компонент – звезда, похожая на Солнце по массе и спектру. Ее спектральный класс G2, абсолютная звездная величина M = +4,35. Более слабая звезда спектрального класса К5 имеет абсолютную звездную величину M = +5,69.

В таблице приведены наиболее известные двойные и кратные звезды.