Подвійні зорі

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 кратни-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: обидві зорі описують у просторі подібні (тобто з однаковим ексцентриситетом) еліптичні орбіти навколо спільного центра мас. Атому 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 М - 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.

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 затем-нювано-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 Алголя (Р Персея). їхній представник - зоря Алголь (з арабської - «диявольська»), яка спочатку зберігає майже незмінний блиск 2,2т, потім за 5 годин поступово слабшає до 3,4т, а згодом за такий же час збільшує свою яскравість до початкового блиску. Тривалість періоду Алголя Т = 2 доби 20 год 49 хв.

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.

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. 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?