ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ

обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием

сил тяготения.
Приблизительно половина всех «звезд» на самом деле - двойные или кратные системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.

ними, массы и размеры этих звезд отличаются;
А – более яркая,

В – менее яркая;
Визуально воспринимаются как одна звезда.

видимого блеска (можно перепутать с цефеидами) и близкому нахождению друг

к другу. Иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптически двойные звезды), однако, это встречается довольно редко.

таких звезд открыл и изучил в начале XX века русский

астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.
Виды двойных звезд:
визуально двойные 
астрометрически двойные
затменно-двойные
спектрально двойные

Виды двойных звезд:

образуют тесные пары. Периоды обращения компонентов двойной звезды не превышают

сотни лет, иногда бывают значительно меньше.

Виды двойных звезд:

но физически они между собой не связаны. По Мицару и

Алькору древние греки проверяли зоркость глаза. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором 12 мин., а линейное расстояние между этими звездами порядка 17000 а.е.,

телескопы, их видимая звездная величина периодически меняется из-за затмений одного

компонента другим.

Затменно-переменные звезды

звездочку затмевает блеском яркая. Иногда в таких случаях астрономы узнают

о двойственности звезды по отклонениям в движении  яркой звезды под действием невидимого спутника от рассчитанной для одиночной звезды траектории в пространстве. Такие пары называют астрометрически двойными. В частности, Сириус  долго относился к такому типу двойных, пока мощность телескопов не позволила разглядеть невидимый доселе спутник - Сириус В. Эта пара  стала визуально двойной.

затменно-переменная звезда – Алголь (β Персея) – была открыта в

1669 году итальянским астрономом Монтанари
Кривая блеска Алголя повторяется каждые 2 суток 20 часов и 49 минут. В 1784 году Гудрайк открывает вторую затменную звезду – β Лиры. Ее период 12 суток 21 час и 56 минут, и, в отличие от Алголя, блеск изменяется плавно.

Затменно-двойные звёзды
Алголи

масс проходит или почти  проходит  через глаз наблюдателя. Орбиты звезд

такой  системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск  всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной,  что также указывает на ее двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда  Алголь  (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

при изучении спектра звезды, в котором замечаются периодические смещения линий

поглощения или видно, что линии являются двойными, на чем основывается  вывод о двойственности звезды.

силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму

груши. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу.

одной газопылевой туманности, у них один возраст, но часто -

разные массы. Более массивные звезды живут "быстрее", следовательно, более массивная звезда в процессе эволюции обгонит свою «сверстницу».
Она расширится, превращаясь в гиганта. В этом случае, размер звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды (раздувшейся) начнет перетекать на другую. Как следствие, масса первоначально более легкой звезды может стать больше первоначально тяжелой!
Получим две звезды одинакового возраста: более массивная звезда еще находится на главной последовательности, (т.е. в ее центре продолжается синтез гелия из водорода, а более легкая звезда уже израсходовала свой водород, в ней образовалось геливое ядро.
В мире одиночных звезд такого произойти не может. Из-за несоответствия возраста звезды её массе это явление названо парадоксом Алголя.

пульсары, излучающие в более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение

связано с аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником аккреции служат частицы звездного ветра, испускаемые второй звездой (та же природа и у солнечного ветра).
Если звезда имеет большие размеры, звездный ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Рентгеновский пульсар - единственный способ косвенного обнаружения черной дыры, которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений.
Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и вещество начнет перетекать на соседку. И это - уже второй обмен веществом в двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает "возвращать" забранное при первом обмене.

тремя и более компонентами. Однако движение трех и более взаимодействующих

тел неустойчиво. В системе, скажем, из трех звезд  всегда можно выделить, двойную подсистему и третью звезду,  вращающуюся вокруг этой пары. В системе из четырех звезд могут существовать две двойные подсистемы, вращающиеся вокруг общего центра масс.

Солнца по массе (сверхгигант);
Имеет два «спутника».

из двух звезд и отдаленного спутника, который вращается вокруг этой

пары.
Системы из четырех звезд – встречаются редко; две звездные пары.
Пять и шесть звезд – предел кратности звездных систем.

Пример кратной звездной системы

Роша.
Если одна из звёзд вырастает настолько, что заполняет свою

полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются.
Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск.

источников рентгеновского излучения. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла

бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.
В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.

в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных

звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера:


где
m1 и m2 – массы звезд
P – их период обращения
T – один год
A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды
a - расстояние от Земли до Солнца.

Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы.
Пусть М солнца = 1, учитывая, что М⊙>> М⊕, Т = 1 год, а – 1 а.е.
Тогда

Учитывая, что , получим

такое затменно-двойные звезды?
Назовите известные вам системы с истинно двойными звездами?
Почему,

с точки зрения астрофизики, рентгеновские пульсары так названы?
Какие звездные системы называют переменными и почему?
В чем особенность кратных звездных систем?
Подчиняются ли движения звезд в двойных и кратных системах законам Кеплера?

Вопросы для закрепления изученного материала