Двойная звезда, или двойная система — система из двух гравитационно связанных звезд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам^[1].

Измерив период обращения и расстояние между звездами, иногда можно определить массы компонентов системы. Этот метод практически не требует дополнительных модельных предположений, и поэтому является одним из главных методов определения масс в астрофизике. По этой причине двойные системы, компонентами которых являются чёрные дыры или нейтронные звезды, представляют большой интерес для астрофизики.

Виды двойных звёзд и их обнаружение

Физически двойные звезды можно разделить на два класса^[2]:

• звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — разделенные двойные системы.
• звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы. Их в свою очередь можно разделить на:
  • Полу разделенные, где только одна звезда заполняет свою полость Роша.
  • Контактные, где обе звезды заполняют свои полости Роша.

Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения, то можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звёзды

Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.

Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа, расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким образом, визуально-двойные звезды — это в основном звезды окрестностей Солнца с очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между компонентами). Из-за большого периода проследить орбиту двойной можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет. На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. У менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.

При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную звезду с её спутником.

Спекл-интерферометрические двойные звезды

Спекл-интерферометрия, наряду с адаптивной оптикой позволяет достигнуть дифракционного предела разрешения звезд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды. То есть по сути своей, спекл-интерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы^[1].

Спектрально-двойные звёзды

Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется. Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.

Если получен спектр второй компоненты, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. 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.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда нужно рассмотреть другие возможные варианты. Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Но, строго говоря, не исключено, что обнаружена экзопланета. Чтобы это выяснить, надо вычислить функцию масс, по которой можно судить о минимальной массе невидимого второго компонента и, соответственно, о том, чем он является — планетой, звездой или даже чёрной дырой.

Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения и эксцентриситет орбиты. Угол наклона орбиты к лучу зрения выяснить по этим данным невозможно. Поэтому о массе и расстоянии между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Как и для любого типа объектов, изучаемых астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный из них — «SB9» (от англ. Spectral Binaries). На данный момент в нём 2839 объектов.

Затменно-двойные звёзды

Бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Астрометрические двойные звёзды

Встречаются такие тесные звёздные пары, где одна из звёзд очень мала по размерам или имеет низкую светимость. Такую звезду рассмотреть не удаётся, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться то в одну, то в другую сторону от прямолинейной траектории, по которой движется центр масс системы. Амплитуда таких возмущений будет пропорциональна массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614, показали, что амплитуда отклонения звезды от ожидаемого направления достигает 0,36``. Период обращения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрических двойных звёзд.

Классификация тесных двойных звезд

Новые

Ренгеновские двойные

Симбиотические звезды

Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окруженных общей туманностью. Для них характерны сложные спектры, где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п. Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки, во время которых их блеск увеличивается на 2-3 звездных величины.

Симбиотические звёзды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звездных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1—100 лет.

Барстеры

Происхождение и эволюция

Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо - это сжатие молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости. Также удалось установить функцию распределения начальных масс. Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять следующие известные факты^[3]:

1. Частота двойных. В среднем она составляет 50%, но различна для звезд разных спектральных классов. Для О-звезд это порядка 70%, для звезд типа Солца(спекртальный класс G) это близко к 50%, а для спектрального класс M около 30%.
2. Распределение периода.
3. Эксцентриситет у двойных звезд может принимать любое значение 0<e<1, с медианным значением e=0.55 . И. можно утверждать, что нет какого-либо предпочтительного значения и орбиты с высоким эксцентриситетом обычное явление
4. Соотношение масс. Распределение соотношение масс q= M₁/ M₂ является самым сложным для измерения, т.к. влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2<q<1. таким образом двойные звезды стремятся иметь компоненты одинаковый массы гораздо сильнее, чем предсказывает начальная функция масс.

На данный момент нет окончательного понимания какие именно надо вносить модификации и какие факторы и механизмы играют здесь решающую роль. Все предложенные на данный момент теории можно поделить по тому, какой механизм формирования в них используется^[4]:

1. Теории с промежуточным ядром
2. Теории с промежуточным диском
3. Динамические теории

Теории с промежуточным ядром

Самый многочисленный класс теорий. В них формирование идет засчет быстрого или раннего разделение протооблака.

Самая ранняя из них считает, что в ходе коллапсирования из-за различного рода нестабильностей облако распадается на лоакльные джинсовские массы, растущие до тех пор, пока анименьший из них перестанет быть оптическим прозрачным и более не может эффективно охлаждаться. Но при этом расчетная функция масс звезд не совпадает с наблюдаемой.

Ещё одна из ранних теорий предполагало размножение коллапсирующих ядер, вследствии деформации в различные эллептические фигуры.

Современные же теории рассматриваемого типа считают, что основная причина фрагментация это рост внутренней энергии и энергии вращения по мере сжатия облака.^[4]

Теории с промежуточным диском

В теориях с динамическим диском образование происходит в ходе фрагментации протозвездного диска, т.е. гораздо позднее, чем в теориях с промежуточным ядром. Для этого необходим довольно массивный диск, восприимчивый к гравитационным нестабильностям и газ которого эффективно охлаждается. Тогда могут возникнуть несколько компаньонов, лежащих в одной плоскости, которые акрецируют газ из родительского диска.

В последнее время количество компьютерных расчетов подобных теорий сильно увеличилось. В рамках подобного подхода хорошо объясняется происхождения тесных двойных систем, а также иерархических систем различной кратности.

Динамические теории

Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе динамических процессов, спровоцированных соревновательной аккрецией. В данном сценарии предполагается, что молекулярное из-за различного рода турбуленций внутри нее формирует сгустки приблизительно джинсовской массы. Эти сгустки, взаимодействуя между собой, соревнуются за вещество исходного облака. В таких условиях хорошо работает как уже упомянутая модель с промежуточным диском, так и иные механизмы, речь о которых пойдет ниже. В добавок динамическое трение протозвезд с окружающим газом сближает компоненты.

В качестве одного из механизмов, работающего в данных предлагается комбинация фрагментации с промежуточным ядром и гипотезе динамической гипотезе. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звезд в звездных скоплениях. Однако на данный момент механизм фрагментации точно не описан.

Другой механизм предполагает рост сечения гравитационного взаимодействия у диска до тех пор, пока не будет захвачена близлежащая звезда. Хотя такой механизм вполне подходит для массивных звезд, но совершенно не годится для маломассивных и вряд ли ли является доминирующим при образовании двойных звезд.^[4]

Экзопланеты в двойных системах

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звезд значительно превышает число планет найденных в звездных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64^[5].

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит^[5]:

• Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов. Таковых 57.
• К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b, and Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится^[5]:

1. Значительная часть планет обитают в сисетмах, где компонеты разделены в пределах от 35 до 100 а.е. , концетрируясь вокруг значения в 20 а.е.
2. Планеты в широких системах (> 100 а.е.) имеют массу от от 0.01 до 10 M_J (почти как и для одиночных звезд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0.1 до 10 M_J
3. Планеты в широких системах всегда одиночные
4. Распределение эксцентриситеттов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0.925 и e = 0.935.

Важные особенности процессов формирования

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звезд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а.е.), то в двойных звезд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяженность протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращения время жизни протопланетного диска Для широких двойных, как и для одиночных время жизни протопланетного диска составялет 1-10 млн лет. Одна для систем с разделением < 40 а.е. Время жизни диска должно сотавоять в пределах 0.1-1 млн лет.

Плантозимальный сценарий образования

Несовместные сценарии образования

Существуют сценарии в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

• Один из таких сценариев - захват планеты у другой звезды. Т.к. двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
• Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покедает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Астрономические данные и их анализ

Кривые блеска

В случае, когда двойная звезда является затменной, то становится возможным построить зависимость интегрального блеска от времени. Переменность блеска на этой кривой будет зависеть от ^[6]:

1. Самих затмений
2. Эффектов элипсоидальности.
3. Эффектов отражения, а вернее переработки излучения одной звезды в атмосфере другой.

Однако, анализ только самих затмений, когда компоненты сферически симметричны и отсутствует эффекты отражения, сводится к решению следующей системы уравнений^[6]:

где ξ, ρ - полярные расстояния на диске первой и второй звезды, I_a - функция поглощения излучения одной звезды атмосферой другой, I_c - функция яркости площадок dσ у различных компонентов, Δ - область перекрытия, r_ξc,r_ρc - полные радиусы первой и второй звезды.

Решение этой системы без априорных предположений невозможно. Ровно как и анализ более сложных случаев с элипсоидальной формой компонентов и эффектами отражения, существенных в различных вариантах тесных двойных систем. Поэтому все современные способы анализа кривых блеска тем или иным образом вводят модельные предположения, параметры которых находят путем другого рода наблюдений^[6].

Кривые лучевых скоростей

Если двойная звезда наблюдается спектроскопически, то есть является спектроскопической двойной звездой. То можно построить зависимость изменения лучевых скоростей компонентов от времени. Если предположить, что орбита круговая, то можно записать следующее^[2]:

,

где V_s — лучевая скорость компонента, i — наклонение орбиты к лучу зрения, P — период, a — радиус орбиты компонента. Теперь, если в эту формулу подставить третий закон Кеплера имеем:

,

где M_s — масса исследуемого компонента, M₂ — масса второго компонента. Таким образом, наблюдая оба компонента можно определить соотношение масс звезд, составляющих двойную. Если повторно использовать третий закон Кеплера, то последние приводится к следующему:

,

где G -гравитационная постоянна, а f(M₂) - функция масс звезды и по определению равна:

.

В случае, если орбита не круговая, а имеет эксцентриситет, то можно показать, что для функции масса орбитальный период P должен быть домножен на фактор .

Если второй компонент не наблюдается, то функция f(M₂) служит нижним пределом его массы.

Стоит отметить, что изучая только кривые лучевых скоростей невозможно определить все параметры двойной системы, всегда будет присутствовать неопределённость в виде неизвестного угла наклонения орбиты^[2].

Определение масс компонентов

Практически всегда гравитационное взаимодействие между двумя звездами описывается с достаточной точностью законами Ньютона и законами Кеплера, являющимися следствием законов Ньютона. Но для описания двойных пульсаров (см. пульсар Тейлора-Халса) приходится привлекать ОТО. Изучая наблюдательные проявления релятивистских эффектов, можно ещё раз проверить точность теории относительности.

Третий закон Кеплера связывает период обращения с расстоянием между компонентами и массой системы:

,

где  — период обращения,  — большая полуось системы, и  — массы компонентов,  — гравитационная постоянная. Для визуально двойной системы есть возможность определить орбиты обоих компонентов, рассчитать период и полуось, а также отношение масс. Но часто о двойственности системы можно судить только по спектральным данным (спектрально-двойные). По движению спектральных линий можно определить лучевые скорости одного компонента, а в редких случаях и сразу двух компонентов. Если известна лучевая скорость только одного компонента, то полную информацию о массах получить нельзя, но можно построить функцию масс и определить верхнюю границу массы второго компонента, а значит сказать, может ли он, например, являться чёрной дырой или нейтронной звездой.

История открытия и изучения

Первым выдвинул идею о существовании двойных звезд Джон Мечел (Reverend John Michell). На вступлении ы Королевском обществе в 1767 году он предположил, что многие звезды видимые как двойные, действительно могут физически связаны. Наблюдательные подтверждения этой гипотезе были опубликованы сэром Уильмом Гершелем в 1802^[7] .

См. также

• Кратная звезда
• Тесная двойная система
• PSR J0737-3039
• PSR B1913+16
• Обсерватория Ветцикон — в этой обсерватории в 1970-х годах проведено наибольшее число измерений затменных переменных

Примечания