Когда две звезды вращаются вместе

поскольку Наша Солнечная система имеет один звезда в своей основе логично предположить, что все звезды образуются независимо и путешествуют по галактике в одиночку. Однако оказывается, что около трети (или, возможно, даже больше) всех звезд, рожденных в нашей галактике (и в других галактиках), существуют в системах с несколькими звездами. Может быть две звезды (называемые двойными), три звезды или даже больше.

Двоичные (две звезды, вращающиеся вокруг общего центра масс) очень распространены в небе. Большая из двух звезд в такой системе называется первичной звездой, а меньшая - компаньоном или вторичной звездой. Одна из самых известных двойных звезд в небе - яркая звезда Сириус, у которой очень тусклый спутник. Другой фаворит - Albireo, часть созвездия Лебедя, Лебедя. И то, и другое легко обнаружить, но для просмотра компонентов каждой двоичной системы требуется телескоп или бинокль.

Срок двойная звездная система не следует путать с термином двойная звезда Такие системы обычно определяются как две звезды, которые кажутся взаимодействующими, но на самом деле очень далеки друг от друга и не имеют физической связи. Различать их может быть непонятно, особенно на расстоянии.

Также может быть довольно сложно идентифицировать отдельные звезды двойной системы, так как одна или обе звезды могут бытьоптический (другими словами, не особенно яркий в видимом свете). Однако, когда такие системы обнаруживаются, они обычно попадают в одну из четырех следующих категорий.

Как следует из названия, визуальные двоичные файлы - это системы, в которых звезды можно идентифицировать индивидуально. Интересно, что для этого необходимо, чтобы звезды были «не слишком яркими». (Конечно, расстояние до объектов также является определяющим фактором, если они будут решаться индивидуально или нет.) Если одна из звезд имеет высокую яркость, то ее яркость «заглушит» вид компаньон. Это мешает видеть. Визуальные двоичные файлы обнаруживаются с помощью телескопов, а иногда и в бинокль.

Во многих случаях другие двоичные файлы, такие как перечисленные ниже, могут быть определены как визуальные двоичные файлы при наблюдении с помощью достаточно мощных инструментов. Таким образом, список систем в этом классе постоянно растет, поскольку все больше наблюдений делается с помощью более мощных телескопов.

Спектроскопия - мощный инструмент в астрономии. Это позволяет астрономам определять различные свойства звезд, просто изучая их свет в мельчайших деталях. Однако в случае двойных систем спектроскопия также может выявить, что звездная система может фактически состоять из двух или более звезд.

Как это работает? Когда две звезды вращаются вокруг друг друга, они время от времени будут двигаться к нам, а от нас - к другим. Это приведет к их светлый быть смещены в фиолетовую тогда красное смещение несколько раз. Измеряя частоту этих сдвигов, мы можем рассчитать информацию об их параметры орбиты.

Поскольку спектроскопические двоичные файлы часто находятся очень близко друг к другу (настолько близко, что даже хороший телескоп не может «разделить» их на части, они редко являются также визуальными двоичными файлами. В нечетных случаях, когда они есть, эти системы, как правило, очень близки к Земле и имеют очень длинные периоды (чем они дальше друг от друга, тем больше времени уходит им на орбиту их общей оси). Близость и длительные периоды облегчают поиск партнеров каждой системы.

Астрометрические двойные звезды - это звезды, которые, кажется, находятся на орбите под воздействием невидимой гравитационной силы. Довольно часто вторая звезда является очень тусклым источником электромагнитного излучения, либо маленьким коричневым карликом, либо, возможно, очень старой нейтронной звездой, которая вращалась ниже линии смерти.

Информация о «пропавшей звезде» может быть установлена ​​путем измерения орбитальных характеристик оптической звезды. Методология поиска астрометрических двоичных файлов также используется для поиска экзопланет (планеты вне нашей солнечной системы) ища "колебания" в звезде. На основе этого движения могут быть определены массы и орбитальные расстояния планет.

В затменных двойных системах орбитальная плоскость звезд находится прямо на нашей прямой видимости. Поэтому звезды проходят друг перед другом, когда они вращаются. Когда диммерная звезда проходит перед более яркой звездой, наблюдается значительный «провал» в наблюдаемой яркости системы. Затем, когда диммерная звезда движется за другой, есть меньшее, но все еще измеримое снижение яркости.

На основе масштаба времени и величины этих провалов могут быть определены орбитальные характеристики, а также информация об относительных размерах и массах звезд.

Затмевающие двоичные файлы также могут быть хорошими кандидатами на спектроскопические двоичные файлы, хотя, подобно этим системам, они редко, если вообще когда-либо обнаруживаются, являются визуальными двоичными системами.

Двойные звезды могут многое рассказать астрономам об их отдельных системах. Они также могут дать подсказки об их образовании и условиях, при которых они родились, поскольку в туманности рождения должно было быть достаточно материала, чтобы оба могли сформироваться, а не разрушить друг друга. Кроме того, поблизости не было крупных «родных» звезд, поскольку они «съели бы» материал, необходимый для формирования двойных файлов. Наука о двоичных файлах по-прежнему является очень активной темой в астрономических исследованиях.

Отредактировано и обновлено Кэролин Коллинз Петерсен.