Dvoinye zvezdy

1. Vvedenie

Dvoinymi zvezdami v astronomii nazyvayut takie pary zvezd, kotorye zametnym obrazom vydelyayutsya na nebe sredi okruzhayushih zvezd fona blizost'yu svoih vidimyh polozhenii. V kachestve ocenok blizosti vidimyh polozhenii prinimayut sleduyushie granicy uglovyh rasstoyanii r mezhdu komponentami pary, zavisyashie ot vidimoi zvezdnoi velichiny m:

Sredi dvoinyh zvezd razlichayut fizicheskie i opticheskie pary. Fizicheskie pary predstavlyayut soboi sistemy blizko raspolozhennyh v prostranstve zvezd, svyazannyh silami tyagoteniya i obrashayushihsya okolo obshego centra tyazhesti po zakonam Keplera. Opticheskie pary, naoborot, sostoyat iz ves'ma daleko raspolozhennyh drug ot druga v prostranstve zvezd, sluchainym obrazom proektiruyushihsya na nebesnuyu sferu vblizi odnogo napravleniya. Dlya astronomii takie pary ne predstavlyayut interesa.

Fizicheskie dvoinye zvezdy imeyut dlya astronomii kak nauki v celom fundamental'noe znachenie. Astronomy mnogih stran izuchayut eti zvezdy uzhe bolee dvuh vekov, i interes k nim ne oslabevaet. Imenno izuchenie dvoinyh zvezd pozvolilo odnoznachno ustanovit' edinstvo zakona vsemirnogo tyagoteniya N'yutona vo Vselennoi i poluchit', opirayas' na nablyudeniya, fundamental'nye znaniya o massah zvezd, ih svetimosti i evolyucii.

2. Tipy dvoinyh zvezd

Dvoinye zvezdy podrazdelyayut v zavisimosti ot sposoba ih nablyudenii na vizual'no-dvoinye, fotometricheskie dvoinye, spektral'no-dvoinye i spekl-interferometricheskie dvoinye zvezdy.

Vizual'no-dvoinye zvezdy. Vizual'no-dvoinye zvezdy predstavlyayut soboi dovol'no shirokie pary, uzhe horosho razlichimye pri nablyudeniyah s teleskopom umerennyh razmerov. Eti zvezdy v osnovnom udovletvoryayut usloviyam (1). Nablyudeniya vizual'no-dvoinyh zvezd proizvodyatsya libo vizual'no s pomosh'yu teleskopov, snabzhennyh mikrometrom, libo fotograficheski s pomosh'yu teleskopov-astrografov. V rezul'tate nablyudenii opredelyayut vzaimnoe uglovoe rasstoyanie r komponentov dvoinoi zvezdy AB, a takzhe pozicionnyi ugol s napravleniya na nebesnoi sfere dugi AB otnositel'no kruga skloneniya, prohodyashego cherez komponentu A (sm. ris. 1). Eti dannye po mere ih nakopleniya ispol'zuyut dlya postroeniya dugi vidimoi orbity zvezdy-sputnika B otnositel'no bolee yarkoi glavnoi zvezdy A. Esli nablyudeniya prodolzhayutsya dostatochno dolgo (neskol'ko desyatkov let i bolee), mozhno prosledit' polnoe obrashenie zvezdy B otnositel'no A . Tipichnymi predstavitelyami vizual'no-dvoinyh zvezd mogut sluzhit' zvezdy γ Devy (r=1″-6″, period obrasheniya P=140 let) ili horosho izvestnaya lyubitelyam astronomii blizkaya k Solncu zvezda 61 Lebedya ( r=10″-35″, P P=350 let). K nastoyashemu vremeni izvestno okolo 100000 vizual'no-dvoinyh zvezd.

Ris. 1. Shema vizual'no-dvoinoi sistemy. Ukazany pozicionnyi ugol s polozheniya sputnika B otnositel'no glavnoi (bolee yarkoi) zvezdy A i rasstoyanie r mezhdu nimi

Fotometricheskie dvoinye zvezdy. Fotometricheskie dvoinye zvezdy predstavlyayut soboi ochen' tesnye pary, obrashayushiesya s periodom ot neskol'kih chasov do neskol'kih dnei po orbitam, radius kotoryh sravnim s razmerami samih zvezd. Ploskosti orbit etih zvezd i luch zreniya nablyudatelya prakticheski sovmeshayutsya. Eti zvezdy obnaruzhivayut po yavleniyam zatmenii, kogda odna iz komponent prohodit vperedi ili szadi drugoi otnositel'no nablyudatelya. Astronom zamechaet eto yavlenie kak padenie yarkosti nablyudaemoi zvezdy, kotoroe proishodit regulyarno s porazitel'noi tochnost'yu. Takim obrazom, fotometricheskie dvoinye zvezdy yavlyayutsya zatmenno-peremennymi zvezdami. Astronomy intensivno nablyudayut ih naryadu s drugimi peremennymi zvezdami. V rezul'tate nablyudenii opredelyayut krivuyu bleska peremennoi zvezdy, otrazhayushuyu izmenenie yarkosti zvezdy so vremenem, to est' zavisimost' vida m(t) . Tipichnym predstavitelem zatmenno-peremennyh zvezd yavlyaetsya zvezda vtoroi velichiny β Perseya (Algol'), kotoraya regulyarno zatmevaetsya na 9 chasov s periodom 2,86731 sutok; padenie bleska v minimume u etoi zvezdy sostavlyaet 2,3 zvezdnoi velichiny. K nastoyashemu vremeni izvestno bolee 500 fotometricheskih dvoinyh zvezd.

Spektral'no-dvoinye zvezdy. Spektral'no-dvoinye zvezdy, tak zhe kak i fotometricheskie dvoinye, predstavlyayut soboi ochen' tesnye pary, obrashayushiesya v ploskosti, obrazuyushei s napravleniem lucha zreniya nablyudatelya malyi ugol. Spektral'no-dvoinye zvezdy, kak pravilo, ne udaetsya razdelit' na komponenty dazhe pri ispol'zovanii teleskopov s samymi bol'shimi diametrami, odnako prinadlezhnost' sistemy k etomu tipu dvoinyh zvezd legko obnaruzhivaetsya pri spektroskopicheskih nablyudeniyah luchevyh skorostei. Okazalos', chto linii v spektrah takih zvezd regulyarno smeshayutsya ili razdvaivayutsya. Eto svidetel'stvuet o tom, chto nablyudaemaya zvezda sostoit po men'shei mere iz dvuh komponentov, obrashayushihsya vokrug obshego centra mass s bol'shoi skorost'yu. V rezul'tate nablyudenii opredelyayut krivye luchevyh skorostei komponentov (inogda odnoi komponenty, bolee yarkoi), harakterizuyushie periodicheskie kolebaniya ih luchevyh skorostei, a takzhe period etih kolebanii i amplitudy. Tipichnym predstavitelem spektral'no-dvoinyh zvezd mozhet sluzhit' zvezda ζ Bol'shoi Medvedicy, u kotoroi nablyudayutsya spektry obeih komponent, period kolebanii 10 dnei, amplituda okolo 50 km/s. Eto pervaya issledovannaya spektral'no-dvoinaya zvezda, otkrytaya E. Pikkeringom v 1888 godu. V nastoyashee vremya izvestno okolo 1500 spektral'no-dvoinyh zvezd.

Spekl-interferometricheskie dvoinye zvezdy. Spekl-interferometricheskie dvoinye zvezdy otkryty sravnitel'no nedavno, v 70-h godah nashego veka, v rezul'tate ispol'zovaniya sovremennyh bol'shih teleskopov dlya polucheniya spekl-izobrazhenii nekotoryh yarkih zvezd. Analiz etih izobrazhenii s pomosh'yu elektronnoi tehniki pozvolyaet dovesti razreshayushuyu sposobnost' teleskopa do estestvennogo predela, kotoryi opredelyaetsya razmerami difrakcionnogo izobrazheniya zvezdy, chto sostavlyaet priblizitel'no 0″,02 dlya teleskopa s diametrom zerkala 6 m. Pionerami spekl-interferometricheskih nablyudenii dvoinyh zvezd yavlyayutsya E. Mak Alister v SShA i Yu.Yu. Balega v Rossii. K nastoyashemu vremeni metodami spekl-interferometrii izmereno neskol'ko soten dvoinyh zvezd s razresheniem r<0″,1.

3. Issledovanie vizual'no-dvoinyh zvezd

Nablyudeniya vizual'no-dvoinyh zvezd imeyut fundamental'noe znachenie dlya astronomii. Chest' pervootkryvatelya dvoinyh zvezd bessporno prinadlezhit angliiskomu astronomu Vil'yamu Gershelyu (1738-1822 gody). Gershel' bol'she izvesten kak astronom, kotoryi samostoyatel'no stroil gigantskie dlya togo vremeni teleskopy-reflektory, nachal sistematicheskie issledovaniya Mlechnogo Puti i otkryl planetu Uran. Nablyudeniya dvoinyh zvezd Gershel' predprinyal v 1770-1780 godah pri popytke izmerit' zvezdnye parallaksy, ispol'zuya ideyu Galileya o vozmozhnosti opredelit' parallaks yarkoi zvezdy, sostavlyayushei opticheskuyu paru so slaboi. Odnako uzhe pervye nablyudeniya takih par podtverdili dogadku Gershelya, chto mnogie iz nablyudaemyh im par – fizicheskie dvoinye zvezdy.

Povtornye nablyudeniya etih zvezd cherez 20 let pokazali nalichie otnositel'nyh smeshenii komponentov, pohozhie na orbital'noe dvizhenie. K 1803 godu Gershel' opublikoval spiski neskol'kih soten dvoinyh zvezd i otmetil sredi nih 50, u kotoryh obnaruzhilos' smeshenie komponentov. V dal'neishem nablyudeniya dvoinyh zvezd prodolzhil syn Vil'yama – Dzhon Gershel', perenesshii svoi teleskop v Yuzhnuyu Afriku. V Evrope planomernye nablyudeniya dvoinyh zvezd organizoval V. Struve na observatorii v Tartu. V 1824 godu Struve primenil dlya svoih nablyudenii teleskop-refraktor s ob'ektivom Fraungofera diametrom D=24 sm i fokusnym rasstoyaniem F=410 sm ( D/F=24/410) na ekvatorial'noi ustanovke s chasovym mehanizmom, kotoryi mozhno schitat' prototipom sovremennyh teleskopov-refraktorov. Teleskopy Gershelei byli smontirovany na azimutal'noi ustanovke, chto delalo ih ochen' neudobnymi v obrashenii. S novym instrumentom V. Struve otkryl 3134 zvezdnye pary. Rezul'taty ego nablyudenii opublikovany v treh katalogah, iz kotoryh naibol'shei izvestnost'yu pol'zuetsya katalog "Dvoinye i kratnye zvezdy, izmerennye mikrometricheski", opublikovannyi v 1837 godu. Etot katalog sohranyaet svoe znachenie i v nashe vremya kak pervaya epoha vzaimnyh polozhenii komponentov neskol'kih tysyach dvoinyh zvezd. Tochnost' izmerenii V. Struve – na urovne luchshih sovremennyh vizual'no-mikrometricheskih nablyudenii.

V konce XIX veka iniciativu v issledovaniyah dvoinyh zvezd perehvatili amerikanskie astronomy, ispol'zovavshie v svoih nablyudeniyah noveishie refraktory vysshego klassa s ob'ektivami Klarka: refraktor observatorii Dirborn s diametrom ob'ektiva D=47 sm, refraktor Vashingtonskoi morskoi observatorii (D=65 sm) i refraktor Likskoi observatorii (D=91 sm). Zaslugoi amerikanskih astronomov bylo to, chto oni ne tol'ko nablyudali dvoinye zvezdy, no sobrali i sistematizirovali gromadnyi nablyudatel'nyi material po etim zvezdam. Eta rabota voploshena v "Obshem kataloge 13665 zvezd" Sh.U. Bernhema (1906 god), ohvatyvayushem vse izvestnye k tomu vremeni nablyudeniya dvoinyh zvezd v zone sklonenii ot -30° do Severnogo polyusa. V novoe vremya eta tradiciya prodolzhena amerikanskim astronomom R.Dzh. Aitkenom, sozdavshim "Novyi obshii katalog 17180 dvoinyh zvezd" (1934 god) i astronomami Likskoi observatorii G.M. Dzheffersom i V.H. van den Bosom, sostavivshimi "Indeks katalog 64247 dvoinyh zvezd" (1961 god). V novoe vremya nablyudeniya vizual'no-dvoinyh zvezd prodolzhalis' vo mnogih stranah mira kak prezhnimi, vizual'nymi, tak i novymi, fotograficheskimi i fotoelektricheskimi metodami. Posle pionerskih rabot E. Gercshprunga (1914 god) shirokoe rasprostranenie poluchili fotograficheskie nablyudeniya dvoinyh zvezd s primeneniem staryh – vizual'nyh refraktorov i fotograficheskih plastinok, sensibilizirovannyh (to est' sdelannyh osobenno chuvstvitel'nymi) k vizual'nym lucham (orto- i panhrom). Osobenno intensivno fotograficheskie nablyudeniya dvoinyh zvezd proizvodilis' na observatoriyah SShA Dirborn i Vashington, v Rossii v Pulkove na 26-dyuimovom refraktore Ceissa posle vtoroi mirovoi voiny. Vozrastayushii interes k nablyudeniyam dvoinyh zvezd neposredstvenno svyazan s temi novymi znaniyami, kotorye stalo vozmozhnym poluchat' po mere nakopleniya nablyudatel'nyh dannyh o dvoinyh zvezdah.

4. Glavnye rezul'taty nablyudenii dvoinyh zvezd

Rezul'taty prodolzhitel'nyh sistematicheskih nablyudenii vizual'no-dvoinyh zvezd vyrazhayutsya tablicami dannyh (t, r, s), harakterizuyushih dlya kazhdoi zvezdy vidimoe orbital'noe dvizhenie ee komponentov. Analiziruya eti dannye, astronomy uzhe v XIX veke ubedilis', chto vidimoe otnositel'noe dvizhenie komponentov sovershaetsya po ellipsu i udovletvoryaet zakonu ploshadei, to est' proishodit v soglasii s zakonami Keplera. Otsyuda sleduet, chto obrashenie v sistemah dvoinyh zvezd podchinyaetsya zakonu vsemirnogo tyagoteniya N'yutona, tak kak zakony Keplera, kak dokazal eshe sam N'yuton, yavlyayutsya sledstviem edinogo zakona tyagoteniya. Etot vyvod ne byl neozhidannym dlya astronomov HIH veka, kotorye uzhe ubedilis' v pravil'nosti zakona tyagoteniya v processe sozdaniya stroinoi teorii dvizhenii planet Solnechnoi sistemy. Odnako podtverzhdenie deistvennosti zakona tyagoteniya v zvezdnom okolosolnechnom prostranstve bezuslovno imelo gromadnoe nauchnoe i filosofskoe znachenie. Pered astronomami otkrylas' real'naya vozmozhnost' "vzveshivat'" zvezdy, to est' opredelyat' ih massy, opirayas' tol'ko na zakon N'yutona i nablyudeniya. Dlya resheniya postavlennoi zadachi dostatochno bylo opredelit' iz nablyudenii period obrasheniya dvoinoi zvezdy P i bol'shuyu poluos' ee orbital'nogo ellipsa a. Dalee sledovalo vospol'zovat'sya tret'im zakonom Keplera v n'yutonovskom obobshenii:

Tempy nakopleniya orbit vizual'no-dvoinyh zvezd ne vozrastali do 70-h godov nashego veka nesmotrya na progress tehniki nablyudenii i ih massovost'. Eto ne udivitel'no, tak kak bol'shinstvo nablyudaemyh vizual'no ili fotograficheski dvoinyh zvezd ( r>0″,5) imeyut periody obrashenii ot sotni do neskol'kih tysyach let.

Vtoraya trudnost' na puti k opredeleniyu mass zvezd po formule (2) preodolevaetsya posredstvom izmerenii trigonometricheskih parallaksov issleduemyh dvoinyh zvezd, ibo mezhdu a (v astronomicheskih edinicah) v formule (1) i a (v uglovyh sekundah) sushestvuet prostoe sootnoshenie

Odnako do konca HIH veka astronomy ne nauchilis' opredelyat' trigonometricheskie parallaksy zvezd s dostatochnoi tochnost'yu (to est' s oshibkoi, men'shei 0″,010) i eto sushestvenno povliyalo na razvitie zvezdnoi astronomii. Tol'ko razvitie astrofotografii, tochnee ee specializacii – fotograficheskoi astrometrii, obespechilo priemlemuyu tochnost' opredeleniya parallaksov iz nablyudenii. V seredine nashego veka trigonometricheskie parallaksy zvezd stali opredelyat' so srednei kvadraticheskoi oshibkoi ±(0″,005-0″,008), a pozdnee (1960 god), v svyazi s vvodom v stroi special'nogo astrometricheskogo reflektora vo Flagstafe (SShA) – (D=150 sm, F=18 m) – s tochnost'yu do ±(0″,003-0″,004). Takim obrazom, k nastoyashemu vremeni parallaksy zvezd, nahodyashihsya na rasstoyaniyah do 20 pk ot Solnca ( p>0″,040), mogut opredelyat'sya s otnositel'noi oshibkoi poryadka 10 %, sootvetstvuyushie oshibki opredeleniya summy mass komponentov vozrastayut v 3 raza, to est' do 30 %, kak eto sleduet iz formul (2) i (3). Dlya blizhaishih zvezd, nahodyashihsya na rasstoyanii do 10 pk ( p>0″,100), oshibka v opredelenii summy mass sostavit ne bolee 15 %. Ot summy mass komponentov dvoinoi zvezdy estestvenno bylo pereiti k ocenkam mass komponentov. V otdel'nyh sluchayah i etu zadachu udalos' reshit', ishodya tol'ko iz zakonov mehaniki i ispol'zuya nablyudeniya luchevyh skorostei.

Uspehi, dostignutye astronomami v oblasti opredeleniya orbit i parallaksov blizkih dvoinyh zvezd, pozvolili poluchit' nadezhnye ocenki mass dlya neskol'kih desyatkov zvezd i dazhe vyvesti nekotorye statisticheskie zavisimosti. Vazhneishie rezul'taty v etoi oblasti zaklyuchayutsya v sleduyushem.

a) Massy vseh issledovannyh zvezd zaklyucheny v predelah ot 0,07 do 20,0 mass Solnca M_ʘ.

b) Massy 90 % zvezd zaklyucheny v predelah ot 0,4 do 2,0 M_ʘ.

v) Dlya zvezd glavnoi posledovatel'nosti (statisticheskaya obshnost' zvezd, k kotoroi prinadlezhit Solnce) imeet mesto statisticheskaya zavisimost'

Ris. 2. Shematicheskoe izobrazhenie diagrammy Gercshprunga-Ressela. Osnovnaya massa zvezd (pokazana krasnym cvetom) gruppiruetsya vozle glavnoi posledovatel'nosti (GP)

Na ris. 2 predstavlena diagramma Gercshprunga-Ressela, predstavlyayushaya soboi zavisimost' mezhdu absolyutnoi zvezdnoi velichinoi zvezd M_V (kotoraya po opredelennomu zakonu zavisit ot svetimosti L zvezdy) i ih pokazatelyami cveta (B-V ) i (U-B), kotorye mozhno izmerit' s tochnost'yu do 0,001 zvezdnoi velichiny (pokazatel' ( B-V) – eto raznost' zvezdnyh velichin zvezdy v golubom (B), ~4400 , i zheltom (V), ~5500, diapazonah spektra, pokazatel' (U-B) – sootvetstvenno v sinem (U), ~3600, i golubom (B) diapazonah). Osnovnaya massa zvezd (pokazana krasnym cvetom) gruppiruetsya vozle glavnoi posledovatel'nosti (GP).

g) Komponenty dvoinyh zvezd chashe byvayut predstavleny zvezdami odnoi svetimosti i odnogo spektral'nogo klassa, no byvayut i sil'nye razlichiya. Est' veskie osnovaniya schitat', chto komponenty dvoinoi zvezdy sformirovalis' odnovremenno i v dal'neishem evolyucionirovali parallel'no, ostavayas' v sisteme. Sledovatel'no, esli (4) spravedlivo, to prihoditsya zaklyuchit', chto raspredelenie pervonachal'noi massy mezhdu komponentami bylo faktorom, opredelyayushim hod evolyucii.

5. Zaklyuchenie

V okrestnostyah Solnca (d<20 pk) nahoditsya bolee 3000 zvezd, sredi nih okolo poloviny – dvoinye zvezdy vseh tipov, vklyuchaya tesnye spektral'nye i shirokie vizual'nye. Est' vse osnovaniya schitat', chto statisticheskie zakonomernosti, ustanovlennye s pomosh'yu dvoinyh zvezd v okrestnostyah Solnca, dolzhny vypolnyat'sya takzhe i v Galaktike v celom ili v toi ee chasti, gde net strukturnyh osobennostei. Vazhneishie rezul'taty sleduyushie.

a) Massy zvezd ne mogut byt' ni slishkom bol'shimi (naprimer, bol'she massy Solnca v 100 raz), ni slishkom malymi (naprimer, men'she 1/100 solnechnoi).

b) Statisticheskaya zavisimost' massa-svetimost', po-vidimomu, imeet obshuyu znachimost' i mozhet razlichat'sya tol'ko neznachitel'no dlya zvezd, prinadlezhashih raznym tipam zvezdnogo naseleniya.

v) Iz a) i b), v chastnosti, sleduet, chto esli obychnye zvezdy sravnitel'no malo razlichayutsya po masse, to po svetimosti oni mogut razlichat'sya v tysyachu raz.

g) Massa zvezdy v moment ee formirovaniya yavlyaetsya vazhneishim parametrom, opredelyayushim ee posleduyushuyu evolyuciyu.

Literatura

1. Aslanov A.A., Kolosov D.E., Lipunova N.A., Hruzina T.S., Cherepashuk A.M. Katalog tesnyh dvoinyh sistem na pozdnih stadiyah evolyucii. M.: MGU, 1989.
2. Kuto P. Nablyudeniya vizual'no-dvoinyh zvezd / Per. s fr. M.: Mir, 1981.
3. Pannekuk A. Istoriya astronomii / Per. s angl. M.: Nauka, 1966.
4. Stremgren E., Stremgren B. Astronomiya. M.: OGIZ, 1941.
5. Struve O., Linds B., Pillans E. Elementarnaya astronomiya. M.: Nauka, 1967.