§ 26. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

1. Оптические двойные  и  физические  двойные  звезды. Невооруженным глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке ковша Большой Медведицы) видна менее яркая звезда (5m) — Алькор. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором около 12', а линейное расстояние между этими звездами примерно 1,7∙104 а. е. Это пример фи­зической двойной звезды. Мицар и Алькор не просто рядом проецируются на небесную сферу как оптические двойные звезды, а движутся вокруг общего центра масс. Период обращения такой физической двойной системы звезд около 2∙106 лет. Обычно же звезды, связанные силами тяготе­ния (компоненты двойной системы), образуют более тес­ные пары, а периоды обращения их компонентов не пре­вышают сотен лет, а иногда бывают значительно меньше. В  телескоп  видно,   что  Мицар   тоже  двойная  звезда.

Двойственность — распространенное явление среди звезд: почти половина звезд входит в состав двойных или более сложных (кратных) систем. В качестве примера рассмотрим звезду α Близнецов (Кастор). Расстояние между компонентами (А и В) этой системы примерно равно 100 а. е., а период обращения — около 600 лет. Звезды А и В Кастора, в свою очередь, тоже двойные. Но их двойственность невозможно    обнаружить при визуальных или фотографических наблюдениях, потому что компонен­ты находятся на расстоянии всего лишь нескольких сотых долей астрономических единиц (соответственно малы и пе­риоды обращения). Двойственность таких тесных пар (их называют спектрально-двойными звездами) выявляется лишь в результате исследования их спектров, в которых наблю­дается периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплера позволяет объяснить раздвоение линий тем, что мы видим суммарный спектр, получающийся от нало­жения спектров звезд, которые движутся в разных направлениях (одна из них в данный момент удаляется от нас, а другая приближается). Обе звезды в система Мицара оказались   спектрально-двойными.

Рис. 85. Кривая блеска β Персея.

Нередко двойственность тесных пар звезд можно выя­вить, изучаяпериодические изменения их блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойной звезды проходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, при которых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звезды называются затменными двойными или затменными   переменными.

По многократным наблюдениям затменной переменной звезды можно построить кривую блеска. Если сравнить звездные величины в минимуме и максимуме блеска, то мы получим амплитуду изменения блеска. Измерив про­межуток времени между двумя последовательными макси­мумами (или минимумами), найдем период изменения блеска звезд.

На рисунке 85 изображена кривая блеска типичной затменной переменной звезды β Персея, названной арабами Алголем (глаз Дьявола), а рядом показано взаимное рас­положение   компонентов.

Из анализа кривых блеска затменных переменных звезд можно определить ряд важных физических характеристик звезд,   например   их  радиусы.

2. Определение масс звезд из наблюдений двой­ных звезд. К системам двойных звезд применимы закон всемирного тяготения и обобщенные Ньютоном законы Кеп­лера.

Остановимся на этом подробнее. Пусть массы главной звезды и ее спутника будут M1 и М2, Р — период обра­щения спутника, А — большая полуось его орбиты. Тогда, обозначив через и  массы Солнца и Земли, — сидерический период обращения Земли, α — большую по­луось  земной орбиты, можно написать:

 

                                                                                                                                      (48)

 

Если принять массу Солнца за единицу (= 1) и учесть, что

 Т = 1 год, a=1 а. е., то

 

                                                                                                             (48')

 

Величина А связана с годичным параллаксом звезды (π) и угловым расстоянием между компонентами (α) простым соотношением:

 

,                                                                                                                           (49)

 

где а и π выражены в секундах дуги, а расстояние А — в астрономических единицах.

Учитывая равенство (48΄), формулу (49) запишем в виде:

 

                                                                                                          (50)

 

Пример 11. Процион (а Малого Пса) — двойная звезда, у которой период обращения спутника около 39 лет, а боль­шая полуось орбиты 13 а. е. Какова сумма масс компонен­тов этой системы?

 

3*. Невидимые спутники звезд. Самая яркая звезда, украшающая наше зимнее небо, — Сириус — представ­ляет собой двойную систему, состоящую из звезды Сириус А и массивного невидимого спутника (белого кар­лика) Сириус В. Спутник Сириуса был открыт в резуль­тате анализа отклонений в наблюдаемом движении Сириуса.

Но не только звезды-карлики могут влиять на движение главной звезды, ведь спутниками звезд могут быть и плане­ты. Об этом догадывались мыслители прошлого. Особенно четко и образно идея о существовании планет у других звезд формулировалась Джордано Бруно. В конце XX в. удалось открыть планеты у десятков звезд, находящихся от нас на расстоянии десятков и даже сотен световых лет. Такие звез­ды, обладающие крупными спутниками (планетами) или пла­нетными системами, обнаружены в созвездиях Лебедя, Пега­са, Андромеды, Большой Медведицы, Геркулеса, Волопаса и некоторых других. Открытие «внесолнечных» планет — одно из важнейших подтверждений идеи о множественности планетных систем во Вселенной. С этой точки зрения особый интерес представляют те планетные системы, которые похо­жи на планетную систему нашего Солнца.