Двойные звёзды. ( Астрономия@Science_Newworld).

Раньше двойными звездами называли две очень близкие звезды. Но было не совсем ясно, что такая близость лишь видимая или же две рассматриваемые звезды на самом деле связаны силами тяготения: орбита одной пролегает вокруг другой или они вращаются по общей орбите. Сегодня говорят о бинарных системах, если между объектами существует гравитационная связь. Таким образом, если звезд больше двух, то такая система множественная
. Бинарная система может образоваться либо потому, что входящие в нее звезды возникли из одного и того же межзвездного облака, либо, что бывает гораздо реже, из-за того, что одна попадает в гравитационную ловушку к другой вскоре после своего рождения.

Принадлежность к бинарной или множественной системам сильно влияет на последующую эволюцию составляющих их звезд, открытие двойных звёзд.

Существование двойных звезд было одним из важнейших открытий, сделанных с помощью первых астрономических подзорных труб. Одна из первых звезд, которую определили как двойную, была мицар в созвездии большая медведица; это открытие сделано итальянским астрономом Джованни риччоли в 1650 году, а затем в 1804 году великий астроном Уильям Гершель опубликовал плод 24-летних наблюдений: каталог, идентифицировавший около 700 двойных звезд.

Гершель, измеряя расстояния до некоторых двойных звезд методом параллакса, обнаружил, что в некоторых случаях смещение одного компонента по отношению к другому проявляется не просто как ожидаемое симметрическое колебание с периодом 6 месяцев (что связано с обращением земли вокруг солнца), а каждый компонент следует в небе по более сложной траектории эллипсоидной формы. Так как, согласно законам небесной механики, два тела, связанные гравитационно, следуют по одной эллиптической орбите. Наблюдения привели Гершеля к заключению, что эти двойные звезды должны быть связаны и физически, то есть представляют собой настоящую бинарную систему.

Параметры двойной системы.

Когда две звезды образуют двойную систему, параметрами, определяющими систему в целом, являются угловое расхождение и угол положения. Угловое расхождение представляет собой угловое расстояние, обычно измеряемое в угловых минутах и секундах, между наблюдаемыми с земли звездами. А вот угол положения - это угол между вертикальными плоскостями, проходящими через север и через двойную систему, измеренный с севера к Востоку (в градусах. Более яркую в паре звезду обычно обозначают как главную, а менее яркую - как второстепенную. Наблюдение за бинарной системой позволяет реконструировать орбиту второстепенной звезды вокруг основной, но , внимание, только в том случае, если время наблюдения было значительным по сравнению с периодом обращения обоих компонентов вокруг центра их суммарной массы.

Классификация.

Двойные звезды подразделяются на три основных класса: визуальные, фотометрические и спектроскопические. Эта классификация не учитывает сущностной разницы между ними, а описывает способы, которыми они были определены. Визуальные бинарные системы - это двойные звезды, признанные таковыми на основе движения одной звезды относительно предполагаемой другой. На сегодняшний день определено около 70 000 визуальных бинарных систем, но только у одного процента из них можно точно установить их орбитальные параметры.

При реконструкции орбиты надо иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена под некоторым углом по отношению к линии взгляда земного наблюдателя и что, таким образом, видимая орбита является лишь проекцией реальной орбиты на небесную сферу. Во всяком случае, для визуальных бинарных систем, если измерение видимой орбиты достаточно точное, возможно установить реальную орбиту системы, используя первый и второй законы Кеплера. Когда реальная орбита будет определена и установлен ее период можно определить массы обеих звезд исходя из третьего закона Кеплера. Таким образом, бинарные системы имеют основополагающее значение для измерения звездных масс, представляя собой уникальную возможность прямого измерения этого параметра.

Фотометрические бинарные системы - это такие пары звезд, чей бинарный характер определяется единственно на основе наблюдений за периодическими изменениями светимости, возникающими, когда они заслоняют одна другую. По этой причине их также называют затменными двойными звездами. И наконец, бинарные системы с "Твердыми" спектральными характеристиками эффекта доплера называются спектроскопическими бинарными системами. Этот эффект приводит к смещению спектральных линий небесных объектов, то приближающихся, то отдаляющихся от наблюдателя. Для того чтобы проверить смещение доплера в спектре, орбитальная плоскость системы должна быть особенно сориентирована. Когда образуется угол 90\xB0 по отношению к линии взгляда, система видна "Плоско", а орбиты обеих звезд находятся на одинаковом расстоянии от наблюдателя, и эффекта доплера не возникает. Поэтому наклон орбитальной плоскости системы должен быть меньше 90\xB0, в частности, смещение доплера максимально, когда наклон равен нулю, а орбитальная плоскость точно совпадает с линией взгляда. При такой технике возможно определить двойные звезды с компонентами, "Невидимыми" из-за слишком близкого расположения к главной звезде.

Наблюдения показывают, что двойные звезды - феномен довольно распространенный. Трудно точно определить процентное соотношение между двойными и одиночными звездами. Тем не менее резонно предположить, что двойные звезды составляют 30-70% от звездного населения.