§ 22. Подвійні зорі

1. Загальні характеристики. Вивчаючи зоряне небо, можна помітити, що є багато зір, розташованих близько одна від одної. На­справді більшість із них рознесені в просторі на великі відстані і лише проектуються на близькі точки небесної сфери. Такі зорі називають оптично подвійними.

На відміну від них фізичними подвійними або к р а т н и м и називаються системи зір, які під дією сил взаємного тяжіння обер­таються навколо спільного центра мас.

Кратні системи налічують від двох до десяти компонентів. За їхньої більшої кількості говорять про зоряне скупчення.

У Галактиці близько половини зір об'єднані в кратні системи. Якщо компоненти кратної зорі видно в телескоп нарізно, то її називають візуальною кратною зорею.

Компоненти подвійних зір рухаються відповідно до законів Кеплера (§ 9): обидві зорі описують у просторі подібні (тобто з однаковим ексцен­триситетом) еліптичні орбіти навколо спільного центра мас. А тому виз­начення періоду обертання візуально-подвійних зір за відомої відстані до них дозволяє визначити їхні маси.

Іноді різниця зоряних величин компонентів така велика, що побачи­ти близький супутник поряд з яскравою зорею дуже важко, а то й немож­ливо. Та все ж і в цьому випадку можна виявити подвійність. Замість рівномірного прямолінійного руху небосхилом яскравий компонент буде періодично відхилятись від прямолінійної траєкторії то в один, то в інший бік, бо по прямій рухається тільки центр маси системи. Такі відхи­лення будуть тим більшими, чим більша маса невидимого супутника.

У наш час відомі десятки тисяч візуально-подвійних зір.

Головну зорю у кратній системі позначають літерою А, супутник - літерою В, якщо є третій компонент - літерою С тощо.

Типовою кратною зорею є а Кентавра (Таліман), яку з території Ук­раїни не видно. У цій системі дві зорі спектрального класу G2 і К5 оберта­ються навколо спільного центра мас за 80,1 року на відстані 25 а. о., а третій компонент - холодний червоний карлик класу M - рухається навко­ло них на відстані 50 000 а. о. з періодом у 10 000 років. В сучасну епоху ця маленька зоря - Проксима - знаходиться до нас найближче (§ 3).

2. Затемнювано-подвійні зорі. Площини, в яких подвійні зорі обертаються навколо спільного центра мас, орієнтовані довільно відносно центра Галактики. Відомо понад 3 000 систем, для яких Зем­ля перебуває у площині їхнього взаємного руху або недалеко від неї. У цих випадках спостерігаються періодичні затемнення одного компо­нента іншим. Зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим, називаються затемнювано-подвійними або затемнювано-змінними.

Момент часу, коли система має найменшу видиму зоряну величину (найбільшу яскравість), названо епохою масимуму, а найбільшу - епохою мінімуму. Різниця зоряних величин у мінімумі та максимумі блиску називається амплітудою, проміжок часу між двома послідовни­ми максимумами чи мінімумами - періодом затемнювано-змінної. Зо­ря, що має більшу світність - головна, слабкіша - її супутник.

Затемнювано-змінні зорі поділяють на декілька груп або типів.

Найвідоміші серед них - зорі типу А л гол я (B Персея). їхній представник (мал. 22.1) - зоря Алголь (з арабської - «ди­явольська»), яка спочатку зберігає майже незмінний блиск 2,2^m , потім за 5 годин по­ступово слабшає до 3,4^m , а згодом за такий же час збільшує свою яскравість до почат­кового блиску. Тривалість періоду Алголя Мал. 22.1. Зміна блиску Алголя T = 2 доби 20 год 49 хв.

3. Спектрально-подвійні зорі. У спектрах таких зір спос­терігається періодичне роздвоєння спектральних ліній відносно середнього положення. Внаслідок ефекту Допплера—Фізо найбільшої величини розд­воєння досягає за максимальної променевої швидкості компонентів: одного - у напрямку до спостерігача (лінії відхиляються у фіолетовий бік спектра), а іншого - від нього (лінії відхиляються у червоний бік спектра). Промене­ва швидкість зорі - це складова її руху вздовж променя зору спостеріга­ча. Зорі, подвійність яких можна встановити тільки за допомогою спект­ральних спостережень, називаються спектрально-подвійними.

За наявності дуже слабкого компонента у спектрі будуть спостеріга­тись лінії тільки головної зорі. Роздвоєння ліній не буде, але буде періодичне коливання їх відносно середнього положення. Таким мето­дом, який називається методом променевих швидкостей, можна виз­начати наявність у системі невидимих супутників, до яких належать і планети. Останніми роками, використовуючи цей метод, астрономи відкрили близько п'яти десятків планет біля зір у радіусі 200 св. р.

4. Тісні подвійні системи. Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називають тісними подвійними системами. При цьому істотну роль відіграють припливні взаємодії між компонента­ми. Під дією припливних сил поверхні обох зір перестають бути сферични­ми, зорі набувають еліпсоїдальної форми, утво­рюючи спрямовані один до одного припливні горби на зразок місячних припливів в океанах Землі. Іноді зорі у подвійній системі розташо­вані так тісно, що можуть навіть дотикатись між собою. За тісного розташування зір приско­рення сили тяжіння на поверхні, поверненій до «сусідки», значно зменшується і може впасти до нуля. Тоді частинки газу починають належати

не окремому компоненту, а системі в цілому. Починається процес обміну ре­човиною між зорями. Якщо одна зоря розширюється, перетворюючись у червоного гіганта (§ 24), то її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворюючи навколо неї широкий диск (мал. 22.2). Речовина у диску гальмується, нагрівається, починає світитись, і зрештою осідає з внутрішньої частини диска на поверхню «сусідки», збільшуючи її масу і температуру.

1. Що є критерієм для поділу зір на кратні системи і зоряні скупчення? 2. За якої умови подвійна зоря стає затемнювано-подвійною? 3. Яка природа спектрально-подвійних зір? 4. Яким методом користуються для пошуків планет біля інших зір? 5. Про які особливості тісних подвійних систем Ви знаєте?