Двойные и кратные звёздные системы

Вы уже знаете, что звёзды отличаются большим разнообразием. И при первом знакомстве со звёздным небом обращает на себя внимание тот факт, что звёзды разнятся по цвету.

Однако не только цветом и температурой могут отличаться звёзды. Как показали наблюдения, многие из них образуют пары или являются членами сложных систем. При этом только в нашей Галактике примерно половина всех звёзд принадлежит к двойным системам.

Двойными звёздами называют близко расположенные пары звёзд.

Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные. В первом случае две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с другом. Хотя в действительности они могут располагаться на огромном расстоянии друг от друга.

А вот физические двойные звёзды действительно расположены в пространстве рядом друг с другом. Они не только связаны между собой силами тяготения, но и обращаются около общего центра масс.

Впервые идея о существовании двойных звёзд была выдвинута английским учёным и священником Джоном Мичеллом ещё в 1767 году. А наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы в 1802 году Уильямом Гершелем.

А самая первая известная ещё с древности звёздная пара – это Мицар и Алькор, наблюдаемые в ручке «ковша» Большой Медведицы. Эта звёздная пара – хороший пример оптической двойной звезды. Кстати, в древности способность распознавать Мицар и Алькор невооружённым глазом часто использовали для проверки остроты зрения. А арабская литература говорит, что «спутник Мицара может видеть только тот, у кого острое зрение».

Однако если мы посмотрим на Мицар даже в простой телескоп, то сможем заметить, что он состоит из двух очень близко расположенных звёзд, названных Мицаром А и Мицаром В. Эта звёздная пара – пример физической двойной звезды.

Интересно, что подробное изучение этой звёздной пары показало, что звёзды Мицар A и В сами являются двойными системами. То есть по сути – это четырёхкратная звёздная система.

Кстати, по поводу обозначений. Компоненты двойных звёзд обозначаются суффиксами A и B, добавляемыми к обозначению системы: A обозначает первичную (или главную), а B – вторичную звезду. Для обозначения пары может использоваться суффикс AB (например, двойная звезда альфа Центавра AВ состоит из звёзд Альфа Центавра A и Альфа Центавра B). Для систем, в которых находится большее количество звёзд, могут использоваться дополнительные буквы латинского алфавита.

Физические двойные звёзды, в зависимости от способа их наблюдения, принято делить на несколько классов. Рассмотрим их поподробнее.

Визуально-двойные звёзды – это двойные звёзды, компоненты которых можно увидеть раздельно (в телескоп или сфотографировать). Более яркая звезда визуально-двойной системы называется первичной звездой. А более тусклая считается вторичной.

Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа. Поэтому все известные визуально-двойные звёзды расположены в окрестностях Солнца с очень большим периодом обращения (вплоть до нескольких тысяч лет).

А их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов нашей Солнечной системы. В связи с этим, из свыше 110 000 таких объектов менее чем у сотни орбиты определены с большой точностью.

Второй класс двойных систем составляют затменно-двойные или затменно-переменные звёзды. Они представляют собой тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких суток по орбитам, радиус которых сравним с самими звёздами. То есть расстояние между звёздами очень мало. Поэтому мы не можем увидеть компоненты системы по-отдельности.

Однако судить о том, что система действительно является двойственной, можно по периодическим колебаниям её блеска. Предположим, что плоскости орбит звёзд по лучу зрения практически совпадают. Тогда при обращении звёздной пары, когда один из компонентов оказывается впереди или сзади другого, наблюдаются затмения.

Разность звёздных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой. А промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами – периодом переменности.

«Общий каталог переменных звёзд» выделяет такие физические особенности затменно-двойных звёзд:

система содержит по крайней мере один гигант или сверхгигант (GS);

система содержит звезду Вольфа – Райе (WR);

система содержит белый карлик (DW) (Белый карлик – это бывшее ядро звезды, которая сбросила свою внешнюю оболочку);

одним из компонентов является ядро планетарной туманности (PN).

Пока найдено около 5000 затменно-двойных звёзд. А самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея. Она каждые 2,567 суток затмевается на 9,6 часов.

Следующий класс представляют спектрально-двойные звёзды. Это такие звёзды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей.

Представьте, у нас есть две звезды: одна массивная и яркая А, вторая – менее яркая и массивная В. Обе они обращаются вокруг общего центра масс системы, то приближается к наблюдателю, то удаляется от него. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра, то вторая – удаляется, и её линии сдвинуты в красную сторону, и наоборот. Причём период этих смещений будет равен периоду обращения звёзд.

Интересно, что благодаря этому методу в 1995 году у звезды 51 Пегас был обнаружен спутник, масса которого составляла около половины массы Юпитера. Так была найдена первая экзопланета (так называют планеты, находящиеся вне Солнечной системы). По состоянию на середину января 2024 года достоверно подтверждено существование 5573 экзопланет в 4111 планетных системах. Общее же количество экзопланет в галактике Млечный Путь оценивается не менее чем в 100 миллиардов, из которых до 20 миллиардов, возможно, являются «землеподобными».

И последний класс двойственных звёздных систем представляют астрометрически-двойные звёзды. Они представляют собой очень тесные звёздные пары, в которых одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость.

Двойственность такой звезды можно обнаружить лишь по отклонениям яркой компоненты от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону. Вычисления показали, что такие возмущения пропорциональны массе спутника.

Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных систем.

Как мы упоминали ранее, в двойных звёздных системах иногда удаётся обнаруживать и экзопланеты. Однако их очень мало (особенно по сравнению с числом экзопланет, обращающихся вокруг одиночных звёзд). Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит:

экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов. Таковых пока найдено 57.

к P-классу относят планеты, обращающиеся вокруг обоих компонентов. Таковых обнаружено всего 7.

Мы поговорили о двойных системах. Однако в космосе существуют системы с большим количеством звёзд. Когда число звёзд в системе, связанных взаимным тяготением, оказывается больше двух, но меньше десяти, то их называют кратными. Примером кратных звёзд может служить тройная звезда α Центавра. Причём, что интересно, одна из компонент – Проксима – является ближайшей к Земле звездой после Солнца.

Система Кастора состоит из 6 компонентов. А ν Скорпиона – из 7.

Если же в системе насчитывается большее количество звёзд, то её называют звёздным скоплением. Звёздное скопление – это визуально связанная группа звёзд, имеющая общее происхождение и движущаяся как единое целое.

Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли. Выделяется два основных типа звёздных скоплений: шаровые и рассеянные.

Шаровые скопления – это группы звёзд, которые могут состоять от нескольких сотен до нескольких миллионов объектов, гравитационно связанных и старых по возрасту. Они обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации звёзд к центру скопления.

Рассеянное звёздное скопление – это не имеющая правильной формы сравнительно неплотная группа, содержащая от нескольких десятков до нескольких тысяч относительно молодых звёзд.

Звёздные скопления, видимые с Земли невооружённым глазом, включают Плеяды, Гиады и Ясли.

Также в нашей Галактике были обнаружены звёздные сверхскопления. Они представляют собой массивные молодые рассеянные скопления. В них, как правило, содержится очень большое количество молодых массивных звёзд.

Как видим, двойственность и кратность звёзд– это широко распространённое явление в звёздном мире. А их изучение позволяет не только оценивать массу и размеры звёзд, но и их происхождение.