Бинарная звезда

Для группы хип -хопа см. Бинарную звезду (хип -хоп группа) .

Известная бинарная звезда Сириус , увиденная здесь на фотографии Хаббла с 2005 года, с Сириусом А в центре и белым карлом , Сириусом Б, на левое дно от него

Бинарная звезда или бинарная система звезд - это система из двух звезд , которые гравитационно связаны с орбитой и находящейся на орбите вокруг друг друга. Бинарные звезды в ночном небе, которые рассматриваются как единственный объект для невооруженного глаза, часто решаются как отдельные звезды с использованием телескопа , и в этом случае их называют визуальными двоичными файлами . Многие визуальные двоичные файлы имеют длительные орбитальные периоды в несколько веков или тысячелетий и, следовательно, имеют орбиты, которые являются неопределенными или плохо известными. Они также могут быть обнаружены с помощью косвенных методов, таких как спектроскопия ( спектроскопические бинарные файлы ) или астрометрия ( астрометрические двоичные файлы ). Если бинарная звезда происходит с орбитой в плоскости вдоль нашей линии зрения, ее компоненты будут затмевать и транзиться друг с другом; Эти пары называются затмевающими двоичными файлами или вместе с другими двоичными файлами, которые меняют яркости, когда они вращаются, фотометрические двоичные файлы .

Если компоненты в бинарных звездных системах достаточно близки, они могут гравировать внешние звездные атмосферы друг друга. В некоторых случаях эти близкие бинарные системы могут обмениваться массой, что может привести к их эволюции на этапы, которые не могут достичь отдельных звезд. Примерами двоичных файлов являются Sirius , а Cygnus X-1 (Cygnus X-1-известная черная дыра ). Бинарные звезды также распространены как ядра многих планетарных туманных и являются предшественниками как Novae , так и типа Supernovae .

Открытие

Двойные звезды , пара звезд, которые появляются рядом друг с другом, наблюдались с момента изобретения телескопа . Ранние примеры включают Mizar и Acrux . Мизар, в Большой Медведине ( Урса -майор ), был замечен вдвойне от Джованни Баттиста Риччиоли в 1650 году (и, вероятно, раньше Бенедетто Кастелли и Галилей ). Яркий южный звездный Acrux на южном кресте был обнаружен отцом Фонтенай в два раза в два раза.

Свидетельство того, что звезды в парах были больше, чем просто оптические выравнивания, пришли в 1767 году, когда английский естественный философ и священнослужитель Джон Мичелл стал первым, кто применил математику статистики к изучению звезд, демонстрируя в статье, что многие звезды происходят в парах. или группы, чем совершенно случайное распределение и случайное выравнивание. Он сосредоточил свое расследование на кластере Pleiades и подсчитал, что вероятность найти такую ​​тесную группировку звезд составила около одного за полмиллиона. Он пришел к выводу, что звезды в этих двойных или нескольких звездных системах могут быть привлечены друг к другу путем гравитационного притяжения, что предоставило первое доказательство существования бинарных звезд и звездных кластеров.

Уильям Гершель начал наблюдать за двойными звездами в 1779 году, надеясь найти ближнюю звезду в паре с далекой звездой, чтобы он мог измерить меняющуюся позицию ближней звезды, когда Земля вращалась на солнце (измерьте его параллакс ), что позволило ему рассчитать расстояние до ближнего звезда Вскоре он опубликует каталоги около 700 двойных звезд. К 1803 году он наблюдал изменения в относительных позициях в ряде двойных звезд в течение 25 лет и пришел к выводу, что вместо того, чтобы показывать изменения параллакса, они, казалось, вращались друг с другом в бинарных системах. Первая орбита бинарной звезды была рассчитана в 1827 году, когда Félix Savary вычислил орбиту Xi Ursae Majoris .

За прошедшие годы было каталогизировано и измерено еще много двойных звезд. По состоянию на июнь 2017 года в Вашингтонском каталоге двойной звезды , базе данных визуальных двойных звезд, составленной военно -морской обсерваторией Соединенных Штатов , содержит более 100 000 пар двойных звезд, в том числе оптические удвоения, а также бинарные звезды. Орбиты известны только несколькими тысячами этих двойных звезд.

Этимология

Термин бинар был впервые использован в этом контексте сэром Уильямом Гершелем в 1802 году, Когда он написал:

Если, напротив, две звезды должны быть действительно расположены очень близко друг к другу, и в то же время изолировано, поскольку не пострадали от достопримечательностей соседних звезд, они будут составлять отдельную систему и останутся объединенными связь их собственной взаимной гравитации друг к другу. Это должно называться настоящей двойной звездой; И любые две звезды, которые, таким образом, взаимодействуют, образуют бинарную сидеровую систему, которую мы сейчас можем рассмотреть.

По современному определению термин бинарная звезда , как правило, ограничен пар звезд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Бинарные звезды, которые могут быть разрешены с помощью телескопа или интерферометрических методов, известны как визуальные двоичные файлы . Для большинства известных визуальных бинарных звезд одна целая революция еще не наблюдалась; Скорее, их наблюдается, что они путешествовали по изогнутому пути или частичной дуге.

Затмение бинарного изображения, показывая различные фазы меньшего вторичного по сравнению с первичной звездой (центр)

Более общий термин Double Star используется для пар звезд, которые, как рассматриваются, находятся близко друг к другу в небе. Это различие редко производится на языках, кроме английского. Двойные звезды могут быть бинарными системами или могут быть просто двумя звездами, которые, кажется, находятся близко друг к другу в небе, но имеют совершенно разные истинные расстояния от солнца. Последние называются оптическими двойными или оптическими парами .

Классификации

Edge-On Disc of Gas and Dule, присутствующую вокруг бинарной звездной системы HD 106906

Методы наблюдения

Бинарные звезды классифицируются на четыре типа в соответствии с тем, как они наблюдаются: визуально, путем наблюдения; спектроскопически , периодическими изменениями в спектральных линиях ; фотометрично , изменения яркости, вызванные затмением; или астрометрически , измеряя отклонение в положении звезды, вызванной невидимым компаньоном. Любая бинарная звезда может принадлежать к некоторым из этих классов; Например, несколько спектроскопических двоичных файлов также затмевают двоичные файлы.

Визуальные двоичные файлы

Основная статья: визуальный двоичный файл

Визуальная бинарная звезда-это двоичная звезда, для которой угловое разделение между двумя компонентами достаточно велико, чтобы позволить им наблюдать в виде двойной звезды в телескопе или даже мощных биноклей . Угловое разрешение телескопа является важным фактором в обнаружении визуальных двоичных файлов, и, поскольку для наблюдений бинарных звезд применяются лучшие угловые решения, будет обнаружено увеличение числа визуальных двоичных файлов. Относительная яркость двух звезд также является важным фактором, так как блики от яркой звезды могут затруднить обнаружение присутствия более слабых компонентов.

Более яркая звезда визуального двоичного файла - основная звезда, а диммер считается второстепенным. В некоторых публикациях (особенно более старых) слабый вторичный называется « Приход» ( Comity Comites ; Companion). Если звезды такая же яркости, обозначение «Обнаружение» для первичной работы обычно принимается.

Угол положения вторичного относительно первичной измеряется вместе с угловым расстоянием между двумя звездами. Время наблюдения также записано. После того, как достаточное количество наблюдений зарегистрировано в течение определенного периода времени, они построены в полярных координатах с основной звездой на начале, и наиболее вероятный эллипс протягивается через эти точки, так что Кеплеровский закон областей выполняется. Этот эллипс известен как кажущийся эллипс и представляет собой проекцию фактической эллиптической орбиты вторичной относительно первичной на плоскости неба. Из этого спроецируемого эллипса могут быть рассчитаны полные элементы орбиты, где ось полу-джора может быть выражена только в угловых единицах, если только звездный параллакс и, следовательно, расстояние системы известно.

Спектроскопические двоичные файлы

Алгол В орбит Алгол а . Эта анимация была собрана из 55 изображений интерферометра Chara в ближней инфракрасной H-диапазоне , отсортированных в соответствии с орбитальной фазой.

Иногда единственное свидетельство бинарной звезды исходит от эффекта доплеровского на его испускаемого света. В этих случаях двоичный файл состоит из пары звезд, где спектральные линии в свете, излучаемой из каждой звезды, перемещаются сначала в сторону синего, затем к красному, когда каждый перемещается сначала к нам, а затем от нас, во время его движения об их общем центре массы , с периодом их общей орбиты.

В этих системах разделение между звездами обычно очень мало, а орбитальная скорость очень высока. Если плоскость орбиты не является перпендикулярной линии зрения, орбитальные скорости имеют компоненты в линии обзора, а наблюдаемая радиальная скорость системы периодически варьируется. Поскольку радиальная скорость может быть измерена с помощью спектрометра путем наблюдения за доплеровским сдвигом звезд спектральных линий , двоичные файлы, обнаруженные таким образом, известны как спектроскопические двоичные файлы . Большинство из них не могут быть разрешены как визуальный бинар, даже с телескопами самой высокой существующей разрешающей силы .

В некоторых спектроскопических двоичных файлах спектральные линии обеих звезд видны, а линии попеременно двойные и одинокие. Такая система известна как двойной спектроскопический двоичный файл (часто обозначаемый «SB2»). В других системах наблюдается спектр только одной из звезд, а линии в спектре периодически сдвигаются в сторону синего, затем к красному и обратно. Такие звезды известны как одноклассные спектроскопические двоичные файлы («SB1»).

Орбита спектроскопического двоичного файла определяется путем проведения длинных рядов наблюдений за радиальной скоростью одного или обоих компонентов системы. Наблюдения построены в течение времени, и из полученной кривой определяется период. Если орбита является круглой , то кривая представляет собой синусную кривую. Если орбита является эллиптической , форма кривой зависит от эксцентриситета эллипса и ориентации основной оси со ссылкой на линию обзора.

Индивидуально невозможно определить по полу-джжор оси и наклон плоскости орбиты i . Тем не менее, произведение полуотливой оси и синуса наклона (то есть sin . i ) может быть определен непосредственно в линейных единицах (например, километры) Если A или я может быть определен другими средствами, как в случае затмения двоичных файлов, можно найти полное решение для орбиты.

Бинарные звезды, которые являются как визуальными, так и спектроскопическими двоичными файлами, редки и являются ценным источником информации при обнаружении. Около 40 известны. Визуальные бинарные звезды часто имеют большое истинное разделение, с периодами, измеренными за десятилетия до веков; Следовательно, они обычно имеют скорость орбитали, слишком малые, чтобы измерять спектроскопически. И наоборот, спектроскопические бинарные звезды движутся быстро на своих орбитах, потому что они близки друг к другу, обычно слишком близко, чтобы их можно было обнаружить как визуальные двоичные файлы. Двоичные файлы, которые обнаруживаются как визуальными, так и спектроскопическими, таким образом, должны быть относительно близко к Земле.

Затмевает двоичные файлы

Бинарная звезда затмения - это бинарная звездная система, в которой орбитальная плоскость двух звезд находится почти в пределах зрения наблюдателя, что компоненты подвергаются взаимным затмениям . В случае, когда двоичный файл также является спектроскопическим бинарным, и параллакс системы известен, двоичный файл довольно ценен для звездного анализа. Algol , система Triple Star в созвездии Персей , содержит самый известный пример затмения бинарного.

Это видео показывает впечатление художника о затмении бинарной звездной системы. Когда две звезды вращаются друг с другом, они проходят друг перед другом, и их комбинированная яркость, наблюдаемая на расстоянии, уменьшается.

Затмение двоичных файлов - это переменные звезды, не потому, что свет отдельных компонентов варьируется, а из -за затмений. Кривая света затмения бинарного языка характеризуется периодами практически постоянного света, с периодическими каплями интенсивности, когда одна звезда проходит перед другой. Яркость может упасть дважды во время орбиты, один раз, когда вторичная проходит перед первичной и один раз, когда первичные проходят перед вторичным. Более глубокое из двух затмений называется первичным, независимо от того, какая звезда окрестится, и если происходит неглубокое второе затмение, оно называется вторичным затмением. Размер падения яркости зависит от относительной яркости двух звезд, доля закрытой звезды, которая скрыта, и яркости поверхности (то есть эффективная температура ) звезд. Как правило, оккультирование более горячей звезды вызывает первичное затмение.

Затмение периода бинарного орбиты может быть определена из изучения его кривой света , и относительные размеры отдельных звезд могут быть определены с точки зрения радиуса орбиты, наблюдая, как быстро изменяется яркости как диск ближайшего Звезда скользит по диску другой звезды. Если он также является спектроскопическим бинарным, орбитальные элементы также могут быть определены, и масса звезд может быть определена относительно легко, что означает, что относительная плотность звезд может быть определена в этом случае.

Примерно с 1995 года измерение фундаментальных параметров Extragalactic Fundamental Parameters стало возможным с помощью 8-метровых телескопов. Это делает возможным использовать их для непосредственного измерения расстояний на внешние галактики, процесс, который является более точным, чем использование стандартных свечей . К 2006 году они использовались, чтобы дать прямые оценки расстояния для LMC , SMC , Andromeda Galaxy и Triangulum Galaxy . Затмение двоичных файлов предлагает прямой метод для оценки расстояния до галактик до улучшенного уровня точности 5%.

Неисшипные двоичные файлы, которые могут быть обнаружены с помощью фотометрии

Соседние неэклинальные двоичные файлы также могут быть обнаружены фотометрично, наблюдая, как звезды влияют друг на друга тремя способами. Первый - наблюдение за дополнительным светом, который звезды отражают от своего спутника. Во -вторых, наблюдая за вариациями эллипсоидального света, которые вызваны деформацией формы звезды их спутниками. Третий метод заключается в том, как релятивистское пучок влияет на очевидную величину звезд. Обнаружение двоичных файлов с помощью этих методов требует точной фотометрии .

Астрометрические двоичные файлы

Астрономы обнаружили несколько звезд, которые, казалось бы, орбиты вокруг пустого пространства. Астрометрические двоичные файлы - это относительно близлежащие звезды, которые можно увидеть, чтобы колебаться вокруг точки в космосе, без видимого спутника. Та же самая математика, используемая для обычных двоичных файлов, может быть применена для вывода массы пропавшего компаньона. Компаньон может быть очень тусклым, так что в настоящее время он не обнаруживается или маскирован бликом его первичного, или может быть объектом, который излучает мало или вообще нет электромагнитного излучения , например, нейтронно -звезда .

Положение видимой звезды тщательно измеряется и обнаружена в зависимости от гравитационного влияния его аналога. Положение звезды неоднократно измеряется относительно более отдаленных звезд, а затем проверяется на периодические сдвиги в положении. Как правило, этот тип измерения может быть выполнен только на близлежащих звездах, например, в пределах 10 парсеков . Соседние звезды часто имеют относительно высокое правильное движение , поэтому астрометрические двоичные файлы, по -видимому, следуют за шаткой дорожкой по небу.

Если компаньон достаточно массивен, чтобы вызвать наблюдаемый сдвиг в положении звезды, то его присутствие может быть выведено. Из точных астрометрических измерений движения видимой звезды в течение достаточно длительного периода времени можно определить информацию о массе компаньона и ее орбитального периода. что компаньон не виден, характеристики системы могут быть определены из наблюдений с использованием Кеплера законов Несмотря на то , .

Этот метод обнаружения двоичных файлов также используется для размещения экстразолярных планет, вращающихся на звезде. Тем не менее, требования к выполнению этого измерения очень требовательны из -за большой разницы в массовом соотношении и обычно длительного периода орбиты планеты. Обнаружение сдвигов позиции звезды - очень требовательная наука, и трудно достичь необходимой точности. Космические телескопы могут избежать размывающего эффекта атмосферы Земли , что приведет к более точному разрешению.

Конфигурация системы

Отстраненный

Полузащитный

Контакт

Конфигурации бинарной звездной системы с массовым соотношением 3. Черные линии представляют собой внутренние критические эквипотенциалы Roche, доли Roche.

Другая классификация основана на расстоянии между звездами, относительно их размеров:

Отдельные двоичные файлы - это бинарные звезды, где каждый компонент находится в пределах своей доли Роше , то есть область, где гравитационное притяжение самой звезды больше, чем у другого компонента. В то время как в основной последовательности звезды не оказывают существенного влияния друг на друга и по существу развиваются отдельно. Большинство двоичных файлов принадлежат этому классу.

Двоизные звезды с полутахно -корыстными звездами - это бинарные звезды, где один из компонентов заполняет рош -долю бинарной звезды, а другой - нет. Газ с поверхности компонента, заполняющего Рош-лобе (донор), передается другой, аккреции. Массопередат доминирует в эволюции системы. Во многих случаях приток газа образует аккреционный диск вокруг акцентра.

Контактный двоичный файл - это тип бинарной звезды, в которой оба компонента бинарного заполнения заполняют свои лопары Roche . Самая верхняя часть звездной атмосферы образует общую оболочку , которая окружает обе звезды. По мере того, как трение конверта тормозит орбитальное движение , звезды могут в конечном итоге слиться . Урса мэр - пример.

Катастрофические переменные и рентгеновские двоичные файлы

Концепция художника о катастроической системе переменных

Когда бинарная система содержит компактный объект, такой как белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра , газ от другой (донорской) звезды может нарастать на компактном объекте. Это высвобождает гравитационную потенциальную энергию , заставляя газ стать более горячим и излучать излучение. Катаклианнические переменные звезды , где компактный объект - белый карлик, являются примерами таких систем. В рентгеновских двоичных файлах компактный объект может быть либо нейтронной звездой , либо черной дырой . Эти двоичные файлы классифицируются как с низкой или высокой массой в соответствии с массой донорской звезды. Рентгеновские двоичные файлы с высоким уровнем массы содержат молодую донорскую звезду с высоким уровнем которая переносит массу по его звездному ветру , в то время как рентгеновные двоичные карты с низким уровнем массы-это двоичные файлы с массы , полузащиты Белый карлик переполняет долю Роше и падает в сторону нейтронной звезды или черной дыры. Вероятно, наиболее известным примером рентгеновского двоичного файла является рентгеновский бинарный бинарный цин-1 с высокой массой . В Cygnus X-1 масса невидимого спутника оценивается в девять раз больше, чем у Солнца, намного превышает предел Толмана -Оппенгеймер -Волкофф для максимальной теоретической массы нейтронной звезды. Поэтому считается, что это черная дыра; Это был первый объект, в который это широко верили.

Орбитальный период

Орбитальные периоды могут составлять менее часа (для звезд AM CVN ) или несколько дней (компоненты бета -лира ), но также сотни тысяч лет ( Proxima Centauri вокруг альфа -центаври AB).

Вариации в период

Основная статья: механизм Applegate

Механизм Applegate объясняет долгосрочные вариации орбитального периода, наблюдаемые при определенных двоичных файлах. Поскольку звезда основной последовательности проходит цикл активности, наружные слои звезды подвергаются магнитному крутящему моменту, изменяющему распределение углового импульса, что приводит к изменению уклонности звезды. Орбита звезд в двоичной паре гравитационно связана с их изменениями формы, так что период показывает модуляции (обычно по порядку ∆P/p ~ 10 ⁻⁵ ) в той же шкале времени, что и циклы активности (обычно в порядке десятилетий).

Еще одним явлением, наблюдаемом в некоторых алгольских двоичных файлах, было монотонное увеличение периода. Это очень отличается от гораздо более распространенных наблюдений за изменением периода увеличения и уменьшения, объясняемого механизмом Applegate. Увеличение монотонного периода было связано с массопереносом, обычно (но не всегда) от менее массивных к более массивной звезде

Обозначения

А и б

Впечатление художника о бинарной звездной системе Ar Scorpii

Компоненты бинарных звезд обозначены суффиксами A и B, к обозначению системы, B обозначающим первичный и добавленными вторичный. Суффикс AB может использоваться для обозначения пары (например, бинарная звезда α Centauri AB состоит из звезд α Centauri A и α Centauri B.) Дополнительные буквы, такие как C , D и т. Д., Могут использоваться для систем с более чем двумя звездами. В тех случаях, когда бинарная звезда имеет обозначение Bayer и широко разделена, возможно, что члены пары будут обозначены с помощью суперкриптов; Примером является Zeta Reticuli , компоненты которых являются ζ ¹ Ретикули и ζ ² Ретикули.

Обозначения открывателей

Двойные звезды также обозначены аббревиатурой, давая обнаружения вместе с номером индекса. Например, было обнаружено, что α Centauri был вдвое больше отца Ричауда в 1689 году, и, таким образом, обозначен RHD 1 . Эти коды открывателей можно найти в каталоге двойной звезды в Вашингтоне .

Горячий и холодный

Вторичная звезда в бинарной звездной системе может быть обозначена как горячий компаньон или прохладный компаньон , в зависимости от ее температуры относительно основной звезды.

Примеры:

• Antares (Alpha Scorpii)-это красная супергиантная звезда в бинарной системе с более горячей синей звездой главной последовательности Antares B. Antares B, поэтому можно назвать горячим компаньоном прохладного супергианта.
• Симбиотические звезды , такие как R Aquarii , представляют собой бинарные звездные системы, состоящие из гигантской звезды позднего типа и более горячего компаньона. Поскольку природа компаньона не зарекомендовала себя во всех случаях, его можно назвать «горячим компаньоном».
• Светящая синяя переменная Eta Carineae была определена как бинарная звездная система. Вторичная, по -видимому, имеет более высокую температуру, чем первичная, и поэтому был описан как звезда «горячего компаньона». Это может быть звезда волков -районов .
• обнаружила НАСА Миссия Кеплера примеры затмения бинарных звезд, где вторичная является более горячим компонентом. KOI-74B -это 12 000 K белого карлика COI-74 ( KIC   6889235 ), 9 400 К. KOI-81B -это белый карликовой компаньон 13 000 K COI-81 ( KIC   8823868 ), звезда основной последовательности в 10 000 К.

Эволюция

Полоза художника об эволюции горячей бинарной звезды с высокой массой

Формация

Хотя невозможно, чтобы некоторые двоичные файлы могли быть созданы посредством гравитационного захвата между двумя одиночными звездами, учитывая очень низкую вероятность такого события (на самом деле требуются три объекта, поскольку сохранение энергии исключает одно тяготевое тело, захватывающее другое) и на Высокое количество двоичных файлов в настоящее время существует, это не может быть основным процессом образования. Наблюдение за двоичными файлами, состоящими из звезд, еще не в основной последовательности, подтверждает теорию, которая развивается в формировании звезд . Фрагментация молекулярного облака во время образования протостров является приемлемым объяснением формирования бинарной или нескольких звездных систем.

Результатом проблемы с тремя телами , в которой три звезды имеют сопоставимую массу, заключается в том, что в конечном итоге одна из трех звезд будет выброшена из системы и, если при условии отсутствия существенных дальнейших возмущений оставшиеся два будут сформировать стабильную бинарную систему Полем

Массоперенос и аккреция

По мере того, как звезда основной последовательности увеличивается в размере во время своей эволюции , в какой-то момент она может превышать свою долю Роше , а это означает, что некоторые из ее материи выходят в область, где гравитационное притяжение ее сопутствующей звезды больше, чем его собственная. Результатом является то, что материя будет перенесена из одной звезды в другую через процесс, известный как переполнение Roche Lobe (RLOF), либо поглощается прямым ударом, либо через аккреционный диск . Математическая точка, через которую происходит эта передача, называется первой Лагранжской точкой . Нередко, что аккреционный диск является самым ярким (и, следовательно, иногда единственным видимым) элементом бинарной звезды.

Если звезда растет за пределами своей доли Roche слишком быстро, чтобы все обильные вещи были переданы в другой компонент, также возможно, что материя оставит систему через другие точки Лагранжа или в виде звездного ветра , тем самым будет эффективно утрачен обоим компонентам. Поскольку эволюция звезды определяется ее массой, процесс влияет на эволюцию обоих компаньонов и создает этапы, которые не могут быть достигнуты отдельными звездами.

Исследования затмения тройного алгола привели к парадоксу алгола в теории звездной эволюции : хотя компоненты бинарной звездной формы одновременно, и массивные звезды развиваются намного быстрее, чем менее массивные, было замечено, что более массивный компонент Алгол А все еще находится в основной последовательности , в то время как менее массивный Алгол В является подгинтом на более поздней эволюционной стадии. Парадокс может быть решен с помощью массопереноса : когда более массивная звезда стала подпозицией, она заполнила свою долю Roche , и большая часть массы была перенесена на другую звезду, которая все еще находится в основной последовательности. В некоторых двоичных файлах, похожих на алгол, на самом деле можно увидеть поток газа.

Беги и новэ

Художник рендеринг плазменных эюций из v hydrae

Также возможно, что широко разделенные двоичные файлы теряют гравитационный контакт друг с другом в течение их жизни в результате внешних возмущений. Затем компоненты будут развиваться как одинокие звезды. Тесная встреча между двумя бинарными системами также может привести к гравитационному нарушению обеих систем, причем некоторые из звезд выбрасываются с высокими скоростями, что приводит к безудержным звездам .

Если у белого карлика есть близкая спутниковая звезда, которая переполняет свою долю Roche , белый карлик неуклонно нарастает газы из внешней атмосферы звезды. Они уплотняются на поверхности белого карлика его интенсивной гравитацией, сжатыми и нагретыми до очень высоких температур, когда втягивается дополнительные материалы. Белый карлик состоит из вырожденного вещества и, таким образом, в значительной степени не отвечает на тепло, в то время как настраиваемый водород не является. Слияние водорода может происходить стабильным образом на поверхности через цикл CNO , вызывая огромное количество энергии, освобождаемой этим процессом, чтобы сбить оставшиеся газы вдали от поверхности белого карлика. Результатом является чрезвычайно яркая вспышка света, известная как Новая .

В крайних случаях это событие может привести к тому, что белый карлик превышает предел Чандрасекхара и запустить сверхновое , которое разрушает всю звезду, еще одну возможную причину для беглетов. Примером такого события является SuperNova SN 1572 , который наблюдал Тихо Брахе . Хаббла Космический телескоп недавно сфотографировал остатки этого события.

Астрофизика

Двоичные файлы обеспечивают лучший метод для астрономов, чтобы определить массу далекой звезды. Гравитационное притяжение между ними заставляет их орбиту вокруг своего общего центра масс. Из орбитального рисунка визуального двоичного файла или изменения времени спектра спектроскопического бинарна может быть определена масса его звезд, например, с помощью бинарной массовой функции . Таким образом, связь между появлением звезды (температура и радиус) и ее массой можно найти, что позволяет определить массу необработанных.

Поскольку в бинарных системах существует большая часть звезд, двоичные файлы особенно важны для нашего понимания процессов, с помощью которых образуются звезды. В частности, период и массы бинарны рассказывают нам о количестве углового импульса в системе. Поскольку это консервативное количество в физике, двоичные файлы дают нам важные подсказки об условиях, при которых были образованы звезды.

Расчет центра масс в бинарных звездах

В простом бинарном случае расстояние 1 _или от центра первой звезды до центра массы барицентра дается

$$r_{1}=a\cdot {\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}={\frac {a}{1+{\frac {m_{1}}{m_{2}}}}},$$

где

• А - расстояние между двумя звездными центрами, и
• М ₁ и м ₂ - массы двух звезд.

Если А воспринимается как ось полузащитника орбиты одного тела вокруг другого, то r ₁ - полузащитная ось орбиты первого тела вокруг центра массы или барицентра , а r ₂ = a - r ₁ является полумажным Ось орбиты второго тела. Когда центр масс расположен в более массивном теле, это тело, по -видимому, колеблется, а не следовала заметной орбите.

Центр анимации

Основная статья: Barycenter

Красный Крест отмечает центр масс системы. Эти изображения не представляют какую -либо конкретную реальную систему.

(а) Два тела с той же массой, вращающимися вокруг общего центра масс или барицентра	(б) Два тела с разницей в массовом орбите вокруг общего барицентра, таких как система Харон -Плуто
(c) Два тела с основным различием в массовом орбите вокруг общего барицентра (аналогично системе Земли -Мон )	(D) Два тела с чрезвычайной разницей в массе, вращающейся вокруг общего барицентра (аналогично системе Солнца )
(e) Два тела с одинаковой массовой орбиткой в ​​эллипсе вокруг общего барицентра

Результаты исследований

Вероятность множественности для населения I основной последовательности звезд

Массовый диапазон	Множественность частота	Средний спутники
≤ 0.1  M ☉	22% +6% −4%	0.22 +0.06 −0.04
0.1–0.5  M ☉	26% ± 3%	0.33 ± 0.05
0.7–1.3  M ☉	44% ± 2%	0.62 ± 0.03
1.5–5  M ☉	≥ 50%	1.00 ± 0.10
8–16  M ☉	≥ 60%	1.00 ± 0.20
≥ 16  M ☉	≥ 80%	1.30 ± 0.20

Предполагается, что примерно одна треть звездных систем в Млечном Пути является бинарным или множественным, а оставшиеся две трети являются одиночными звездами. Общая частота множественности обычных звезд является монотонно увеличивающейся функцией звездной массы . То есть вероятность быть в бинарной или многозвездной системе неуклонно увеличивается по мере увеличения массы компонентов.

Существует прямая корреляция между периодом революции бинарной звезды и эксцентриситетом ее орбиты, причем системы короткого периода имеют меньший эксцентриситет. Бинарные звезды могут быть найдены с любым мыслимым разделением, от пар, вращающихся настолько близко, что они практически находятся в контакте друг с другом, до пар, настолько отдаленных разделенных, что их соединение обозначено только их общим правильным движением через пространство. Среди гравитационно связанных бинарных звездных систем существует так называемое нормальное распределение периодов логарифмического, причем большинство этих систем вращаются с периодом около 100 лет. Это подтверждает доказательства теории о том, что бинарные системы формируются во время звездообразования .

В парах, где две звезды имеют одинаковую яркости , они также имеют один и тот же спектральный тип . В системах, где яркости отличаются, более слабая звезда голней, если яркая звезда - гигантская звезда , а красная, если более яркая звезда принадлежит основной последовательности .

Полоза художника о планетах, вращающейся на основной звезде LTT 1445 , системы Triple Star .

Масса звезды может быть непосредственно определен только по ее гравитационной привлекательности. Помимо солнца и звезд, которые действуют как гравитационные линзы , это можно сделать только в бинарных и многократных звездных системах, что делает бинарные звезды важным классом звезд. В случае визуальной бинарной звезды, после того, как орбита и звездный параллакс системы определены, комбинированная масса двух звезд может быть получена путем прямого применения закона Кеплеровского гармоника .

К сожалению, невозможно получить полную орбиту спектроскопического двоичногоина, если только это не визуальное или затмение, поэтому из этих объектов только определение сустава массы и синуса угла наклона относительно линии зрение возможно. В случае затмения двоичных файлов, которые также представляют собой спектроскопические двоичные файлы, можно найти полное решение для спецификаций (масса, плотность , размер, светимость и приблизительная форма) обоих членов системы.

Планеты

Основная статья: обитаемость бинарных звездных систем

Схема бинарной звездной системы с одной планетой на орбите типа S и на орбите P-типа

Хотя было обнаружено, что ряд бинарных звездных систем содержит экстразолярные планеты , такие системы сравнительно редки по сравнению с однозвездочными системами. Наблюдения от космического телескопа Кеплера показали, что большинство одиночных звезд того же типа, что и солнце, имеют много планет, но только треть бинарных звезд. В соответствии с теоретическим моделированием, Даже широко разделенные бинарные звезды часто разрушают диски скалистых зерен, из которых образуются протопланеты . С другой стороны, другие моделирования предполагают, что наличие бинарного спутника может фактически улучшить скорость образования планеты в стабильных орбитальных зонах за счет «разжигания» протопланетического диска, увеличивая скорость аккреции протопланетов внутри.

Обнаружение планет в нескольких Star Systems вносит дополнительные технические трудности, которые могут быть тем, почему их редко встречаются. Примеры включают в себя карлик - пульсар бинарный PSR B1620-26 , двойной гамма -гамма красный карлик -гамма -дварф и белый карликовый бинарный белый дварф , среди прочих.

Исследование четырнадцати ранее известных планетарных систем показало, что три из этих систем являются бинарными системами. Было обнаружено, что все планеты находятся в орбитах S-типа вокруг основной звезды. В этих трех случаях второстепенная звезда была намного тусклой, чем первичная, и поэтому ранее не была обнаружена. Это открытие привело к пересчету параметров как для планеты, так и для основной звезды.

Например , в научной фантастике часто появляются планеты бинарных или тройных звезд в качестве обстановки, например, Tatooine Джорджа Лукаса из «Звездных войн» , и одна заметная история « Независимый », даже подводит это к шестизвездной системе. В действительности, некоторые орбитальные диапазоны невозможны по динамическим причинам (планета была бы изгнана с его орбиты относительно быстро, будучи либо выброшенной из системы, либо перенесено в более внутренний или внешний орбитальный диапазон), в то время как другие орбиты представляют серьезные проблемы для возможного Биосферы из -за вероятных экстремальных изменений температуры поверхности в разных частях орбиты. Говорят, что планеты, которые вращаются только одной звездой в бинарной системе, имеют орбиты «S-типа», тогда как те, которые орбиты вокруг обеих звезд имеют орбиты «P-типа» или « циркубированные ». Предполагается, что 50–60% бинарных систем способны поддерживать обитаемые наземные планеты в пределах стабильных орбитальных диапазонов.

Примеры

Два заметно различимых компонента альбирео

Большое расстояние между компонентами, а также их разница в цвете, делают альбирео одним из самых простых наблюдаемых визуальных двоичных файлов. Самый яркий участник, который является третьей самой яркой звездой в Constellation Cygnus , на самом деле является близким бинарным. Также в Cygnus constellation находится Cygnus X-1 , рентгеновский источник, который считается черной дырой . Это рентгеновский бинар с высокой массой , а оптический аналог является переменной звездой . Сириус - еще одна бинарная и самая яркая звезда в ночном небе, с визуальной кажущейся величиной -1,46. Он расположен в Constellation Canis Major . В 1844 году Фридрих Бессель вышел, что Сириус был бинарным. В 1862 году Альван Грэм Кларк обнаружил компаньона (Сириус Б; видимая звезда - это Сириус А). В 1915 году астрономы в Обсерватории Маунт -Уилсон определили, что Сириус Б был белым карлом , первым, кто был обнаружен. В 2005 году, используя космический телескоп Хаббла , астрономы определили, что Sirius B составляет 12 000 км (7 456 миль) в диаметре, с массой, которая составляет 98% солнца.

Luhman 16 , третья ближайшая Star System, содержит два коричневых карлика .

Примером затмения бинарного является Epsilon aurigae в созвездии Auriga . Видимый компонент принадлежит к спектральному классу F0, другой (затмение) компонент не виден. Последнее такое затмение произошло с 2009 по 2011 год, и есть надежда, что обширные наблюдения, которые, вероятно, будут проводиться, могут дать дальнейшее представление о природе этой системы. Другим затмением бинарного является бета -лира , которая является полуэташной бинарной звездной системой в созвездии Лиры .

Другие интересные двоичные файлы включают 61 Cygni (бинарный в созвездии Cygnus , состоящий из двух класса K (Orange) звезд основной последовательности , 61 Cygni A и 61 Cygni B, которые известны своим большим правильным движением ), Procyon (самая яркая звезда В созвездии Малосной Канис и восьмой самой яркой звезде в ночном небе, которая представляет собой бинарную силу, состоящую из главной звезды со слабым белым дварф- спутником), SS lacertae (затмение бинарного, которое остановило затмение), V907 двоичный файл, который остановился, перезагрузился, затем снова остановился), Bg Geminorum (затмение бинарного, которое, как полагают, содержит черную дыру с звездой K0 на орбите вокруг него) и 2mass J18082002-5104378 (бинар в « тонком диске » Млечный путь и содержащий одну из старейших известных звезд).

Несколько звездных примеров

Планета потерялась в бликах бинарных звезд (иллюстрация)

Системы с более чем двумя звездами называют несколькими звездами . Алгол является наиболее известным тройным (давно считающимся бинарным), расположенным в созвездии Персей . Два компонента системы затмивают друг друга, изменение интенсивности алгола, сначала записанного в 1670 году Geminiano Montanari . Имя Алгол означает «Звезда демона» (от арабского языка : الغول al-ghūl ), что, вероятно, было дано из-за его особого поведения. Другим видимым тройным является альфа Центаври , в южном созвездии Центавра , которая содержит третью яркую звезду в ночном небе, с кажущейся визуальной величиной -0,01. Эта система также подчеркивает тот факт, что никакие поиски обитаемых планет не являются полными, если двоичные файлы скидываются. Alpha Centauri A и B имеют 11 AU расстояние при ближайшем подходе, и оба должны иметь стабильные обитаемые зоны.

Существуют также примеры систем за пределами тройки: Castor является системой Sextuple Star, которая является второй яркой звездой в созвездие Близнецов и одной из самых ярких звезд в ночном небе. Астрономически было обнаружено, что Кастор является визуальным бинарном в 1719 году. Каждый из компонентов Кастора сам по себе является спектроскопическим бинарным. Кастор также имеет слабый и широко разделенный компаньон, который также является спектроскопическим двоичным файлом. Визуальный бинар Alcor -Mizar в Ursa Majoris также состоит из шести звезд: четыре, включающие Mizar и два, составляющие Alcor.

Смотрите также

• 104 Aquarii , возможный бинарный
• 107 Aquarii , «Двойная звезда», около 240 световых лет от Земли
• Бета -Центаври
• Бинарная черная дыра
• Бинарные коричневые карлики
• Целью планеты
• Обитаемость бинарных звездных систем
• HD 30453 , спектроскопический бинар с 3 -м компонентом
• Механизм холмов
• Звезда сердцебиения , тип бинарной звездной системы
• Ротационное движение Браун (астрономия)
• Проблема с двумя телами в общей относительности

Внешние ссылки

• Комиссия по МАУ G1: бинарные и множественные звездные системы
• Список лучших визуальных двоичных файлов для любителей, с орбитальными элементами
• Фотографии и новости о двоичных файлах на hubblesite.org
• Рентгеновская обсерватория Чандра
• Бинарные звезды в Керли
• Выбранные визуальные двойные звезды и их относительная позиция в зависимости от времени, архивированного времени 2007-10-16 на машине Wayback
• AAVSO затмевает бинарные раздела
• Оглу Атлас переменных звездных кривых - затмевать двоичные файлы