Двойные системы

Автор – Ефремов И. В.

Двойная система – это система из двух гравитационно связанных тел, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс (обычно, употребляя данный термин, подразумевают систему из двух звёзд).

В дальнейшем под термином «Двойная система» мы будем подразумевать именно систему из двух гравитационно связанных звёзд.

В нашей галактике они распространены достаточно широко – примерно половина всех звёзд принадлежат к двойным системам.

Классификация двойных звёзд

Существует два вида классификации двойных звёзд – по физическим параметрам и по наблюдательным.

Физически они делятся просто:

  1. Разделённые двойные звёзды (обмен масс между компонентами невозможен)
  2. Тесные двойные звёзды (обмен масс между компонентами возможен)

Нас, конечно, будут интересовать лишь тесные двойные звёзды. Их мы разберём позднее.

Теперь перейдём к классификации по способу наблюдения. Она будет немного сложнее и шире предыдущей.

Визуально-двойные звёзды – это звёзды, которые возможно наблюдать раздельно друг от друга.

Конечно, чтобы наблюдать их, необходимо их разрешить. Т. е. возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа, расстоянием до системы (до каждой из звёзд в частности) и расстоянием между ними. Из-за этого количество визуально-двойных звёзд больше всего в окрестностях Солнечной Системы. Всего зарегистрировано около 100000 таких систем, и только у сотен из них можно вычислить орбиту, а массу с адекватной точностью можно оценить только у десятков из них.

Спектрально-двойные звёзды – это двойные звёзды, которые были обнаружены при помощи спектральных наблюдений за одной из ранее найденных из них звёзд. Сама суть метода проста – если при наблюдениях за звездой оказывается, что линии её спектра периодически смещаются, то это значит, что скорость источника периодически изменяется. Причин на это, как вы сами понимаете, немало – переменность самой звезды, наличие расширяющейся оболочки (наблюдается после взрыва сверхновой). Чтобы быть уверенным, что наблюдается именно двойная система, необходимо получить спектр второй компоненты. Если он меняется в противофазе с полученным ранее спектром, то с уверенностью можно заявлять, что найденные звёзды образуют двойную систему.

Правда, бывают и такие случаи, когда одну из звёзд наблюдать просто невозможно (к примеру, вторая звезда слишком яркая и «затмевает» своим светом первую). Тут необходимо будет проверить звезду на периодичность лучевых скорость и большую разницу между минимальной и максимальной скоростями, а затем, если так и оказалось, воспользоваться функцией масс, по которой можно судить о минимальной массе невидимого компонента, и уже исходя из полученной массы делать выводы – звезда ли это, или что-то другое (планета, к примеру). Вычислить из спектроскопических данных можно почти всё (массы, расстояние между компонентами, период обращения, эксцентриситет), кроме угла наклона орбиты к лучу зрения.

Количество зарегистрированных спектрально-двойных звёзд на данный момент равно примерно 3000.

Затменно-двойные звёзды – это очень редкий вид двойных звёзд. Иногда бывает так, что орбитальная плоскость системы наклонена к лучу зрения на настолько небольшой угол, что периодически звёзды в этой системе затмевают друг друга (т. е. будет изменяться блеск пары). Иногда эти звёзды ещё называют затменно-переменными.

Часто в олимпиадной астрономии встречаются задачи именно на такой тип звёзд. Приведем одну из таких задач в качестве примера и решим её.

«Главный минимум затменно-переменной двойной звезды имеет глубину 1m. Какой может быть величина вторичного минимума этой звезды? Звезды считать сферическими, эффектами отражения света от поверхности звезд и потемнением их дисков к краю пренебречь.»

Нам уже известно, что затменно-двойная звезда – это двойная система, в которой звёзды периодически затмевают друг друга. Очевидно, что если звёзды имеют сферическую форму, орбиты их круговые и находятся от нас они намного дальше, чем их размеры, то они будут периодически угловую площадь поверхности друг друга. Но если орбиты будут эллиптическими, эта площадь уже не будет одинаковой.

По условию, в момент главного минимума общая яркость системы уменьшается на одну звёздную величину, или же в 2.512 раза. Для удобства примем уменьшение яркости равным 2.5

Очевидно, что яркость уменьшается из-за уменьшения видимой поверхности источника света, то есть из-за уменьшения светового потока, приходящего к нам. Попытаемся изобразить описанную в условии ситуации на рисунке:

Будем считать, что во время главного минимума закрылась часть первой звезды; обозначим эту часть как F1. Если яркость от первой звезды обозначить как J1, а от второй – как J2, то получим это:

Теперь перейдём ко вторичному минимуму. Введём ещё одну переменную, суть которой подобна сути , это будет переменная  (площадная фаза затмения для вторичного минимума). Только на этот раз нам неизвестно, каково будет падение яркости – его и надо найти. Поскольку ранее мы вывели, что

Если же рассмотреть другой крайний случай, когда F2=0, то изменение звёздной величины во время вторичного минимума не произойдёт.

Таким образом, наш ответ: глубина вторичного минимума может составлять от 0m, до 0.55m (при этом мы считаем, что затмения полные, размеры звёзд одинаковы, а яркости их относятся как 3:2).

Астрометрические двойные звёзды – можно сказать, что это частный случай визуально-двойных звёзд. Бывают такие случаи, когда двойственность некоторой звезды можно обнаружить благодаря высокоточным астрометрическим наблюдениям. Т. е. если у звезды наблюдается нелинейность движения, то можно сделать некоторый анализ и сделать вывод, что это двойная система. 

Происхождение и эволюция двойных звёзд

Нам давно известен процесс образования одиночной звезды (сжатие молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости). Логично, что двойные звёзды должны образовываться подобным образом, лишь с некоторыми отличиями. Проблема в том, что эти отличия до сих пор точно не выявлены. В связи с этим у нас на данный момент имеется три вида теорий:

  1. С промежуточным ядром (самые многочисленные)
  2. С промежуточным диском
  3. Динамические

Теории образования двойных звёзд с промежуточным ядром

Современные теории такого типа предполагают, что основная причина образования состоит в том, что «коллапсирующие ядра» размножаются вследствие роста внутренней энергии и энергии вращения по мере сжатия молекулярного облака.

Теории образования двойных звёзд с промежуточным диском

В таких теориях образование происходит гораздо позже, чем в предыдущем типе – в ходе фрагментации диска. Все такие теории предполагают наличие довольно массивного диска, сильно восприимчивого ко всякого рода гравитационным нестабильностям и с эффективно охлаждающимся газом. Вследствие фрагментации такого диска могут возникнуть несколько компаньонов, находящихся в одной плоскости, которые аккрецируют газ из родительского диска.

В частности, такого типа теории хорошо объясняют и описывают происхождение тесных двойных систем.

Динамические теории образования двойных звёзд

В данных теориях предполагается, что молекулярное облако из-за различного рода беспорядочных потоков внутри него формирует сгустки приблизительно джинсовской массы (масса, заключённая в критическом объёме). Полученные сгустки, взаимодействуя между собой, «соревнуются» за вещество исходного облака.

К сожалению, на данный момент нет «хороших» теорий такого типа.

Тесные двойные системы

Как мы уже писали ранее, это разновидность двойных систем, компоненты которых могут на каком-либо этапе эволюции системы обмениваться друг с другом массой. Возможно это, в первую очередь, из-за расстояния между звёздами в таких системах – оно сравнимо с размерами самих звёзд. Обмен веществом вносит большие коррективы в ход звёздной эволюции, из-за чего нам будет интересно рассмотреть эволюцию звёзд в таких системах.

Эволюция в тесных двойных системах

Эволюция звёзд в таких системах зависит от расстояния между компонентами, а также от изначальных их масс.

В качестве примера эволюции рассмотрим образование сверхновой типа Ia.

  1. Первоначально есть две звезды главной последовательности с массами менее 10 масс Солнца. При этом компонент «B» чуть массивнее компонента «A».
  2. Компонент «B» эволюционирует быстрее и, естественно, раньше становится красным гигантом.
  3. Компонент «B» заполняет свою полость Роша. Начинается аккреция материи на компонент «A».
  4. Звезда «B» теряет часть массы, а звезда «A» приобретает, повышая свою температуру и ускоряя свою эволюцию.
  5. Звезда «B» становится белым карликом. Компонент «A» пока остаётся на главной последовательности.
  6. Компонент «A» становится красным гигантом, начинается аккреция на белый карлик. К слову, такая система может проявляться как карликовая новая, поляр или какой-либо другой тип катаклизмических переменных.
  7. Белый карлик набирает массу, приближаясь к чандрасекаровскому пределу.
  8. Происходит коллапс белого карлика и взрыв сверхновой.
  9. Компонент «B» полностью разрушается в результате взрыва сверхновой.

Разбирать обмен массами между звёздами в тесной двойной системе мы не будем, поскольку это требует нешкольных знаний.