✖


Jump to content

Двойная звезда

Чтобы узнать о группе хип-хопа, см. Binary Star (группа хип-хопа) .
Известная двойная звезда Сириус на фотографии Хаббла 2005 года: Сириус А в центре и белый карлик Сириус Б слева внизу от нее.

Двойная звезда или двойная звездная система — это система двух звезд , которые гравитационно связаны друг с другом и вращаются вокруг друг друга. Двойные звезды ночного неба, которые невооруженным глазом видны как единый объект, часто с помощью телескопа рассматриваются как отдельные звезды , и в этом случае их называют визуальными двойными звездами . Многие визуальные двойные системы имеют длительные орбитальные периоды, составляющие несколько столетий или тысячелетий, и поэтому их орбиты неопределенны или плохо известны. Их также можно обнаружить косвенными методами, такими как спектроскопия ( спектрально-двойные системы ) или астрометрия ( астрометрические двойные системы ). Если двойная звезда вращается по орбите в плоскости вдоль нашего луча зрения, ее компоненты затмят друг друга и пройдут транзитом друг друга; эти пары называются затменно-двойными или, вместе с другими двойными системами, меняющими яркость по мере обращения, фотометрическими двойными .

Если компоненты двойных звездных систем расположены достаточно близко, они могут гравитационно искажать внешние звездные атмосферы друг друга. В некоторых случаях эти тесные двойные системы могут обмениваться массой, что может довести их эволюцию до стадий, недоступных одиночным звездам. Примерами двойных систем являются Сириус и Лебедь X-1 (Лебедь X-1 — известная черная дыра ). Двойные звезды также часто используются в качестве ядер многих планетарных туманностей и являются прародителями как новых , так и сверхновых типа Ia .

Открытие

[ редактировать ]

Двойные звезды , пары звезд, которые кажутся близко друг к другу, наблюдались с момента изобретения телескопа . Ранние примеры включают Mizar и Acrux . Мицар в Большой Медведице ( Большая Медведица ) был замечен Джованни Баттистой Риччоли в 1650 году. [1] [2] (и, вероятно, ранее Бенедетто Кастелли и Галилеем ). [3] Яркая южная звезда Акрукс в Южном Кресте была обнаружена отцом Фонтене в 1685 году как двойная. [1]

Доказательства того, что пары звезд представляют собой нечто большее, чем просто оптическое расположение, появились в 1767 году, когда английский натурфилософ и священнослужитель Джон Мичелл стал первым человеком, применившим математические статистические методы для изучения звезд, продемонстрировав в статье, что гораздо больше звезд встречаются в парах. или группы, чем можно объяснить совершенно случайным распределением и случайным выравниванием. Он сосредоточил свое исследование на скоплении Плеяд и подсчитал, что вероятность найти такую ​​тесную группу звезд составляет примерно одну на полмиллиона. Он пришел к выводу, что звезды в этих двойных или множественных звездных системах могут притягиваться друг к другу гравитационным притяжением, что стало первым доказательством существования двойных звезд и звездных скоплений. [4]

Уильям Гершель начал наблюдать двойные звезды в 1779 году, надеясь найти близкую звезду в паре с далекой звездой, чтобы он мог измерить изменяющееся положение ближней звезды по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца (измерить ее параллакс ), что позволило ему рассчитать расстояние до ближней звезды. звезда. Вскоре он опубликует каталоги около 700 двойных звезд. [5] [6] К 1803 году он наблюдал изменения в относительном положении ряда двойных звезд в течение 25 лет и пришел к выводу, что вместо того, чтобы показывать изменения параллакса, они, похоже, вращались вокруг друг друга в двойных системах. [7] Первая орбита двойной звезды была вычислена в 1827 году, когда Феликс Савари вычислил орбиту Xi Большой Медведицы . [8]

За прошедшие годы было каталогизировано и измерено еще много двойных звезд. По состоянию на июнь 2017 года Вашингтонский каталог двойных звезд , база данных визуальных двойных звезд, составленная Военно-морской обсерваторией США , содержит более 100 000 пар двойных звезд. [9] включая оптические двойники, а также двойные звезды. Орбиты известны лишь нескольким тысячам таких двойных звезд. [10]

Этимология

[ редактировать ]

Термин «двоичный» впервые был использован в этом контексте сэром Уильямом Гершелем в 1802 году. [11] когда он написал: [12]

Если, наоборот, две звезды действительно будут расположены очень близко друг к другу и в то же время настолько изолированы, что не будут подвергаться существенному влиянию притяжения соседних звезд, тогда они составят отдельную систему и останутся соединенными связь их собственного взаимного тяготения друг к другу. Это следует назвать настоящей двойной звездой; и любые две звезды, которые таким образом связаны друг с другом, образуют двойную сидерическую систему, которую мы сейчас рассмотрим.

Согласно современному определению, термин « двойная звезда» обычно ограничивается парами звезд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Двойные звезды, которые можно разрешить с помощью телескопа или интерферометрических методов, известны как визуальные двойные . [13] [14] Для большинства известных визуальных двойных звезд еще не наблюдалось одного полного оборота; скорее, наблюдается, что они путешествовали по изогнутой траектории или частичной дуге. [15]

Затменная двойная система, показывающая разные фазы меньшей вторичной звезды относительно главной звезды (в центре).

Более общий термин « двойная звезда» используется для обозначения пар звезд, находящихся на небе близко друг к другу. [11] Это различие редко проводится в других языках, кроме английского. [13] Двойные звезды могут быть двойными системами или просто двумя звездами, которые кажутся близкими друг к другу на небе, но имеют совершенно разные истинные расстояния от Солнца. Последние называются оптическими двойниками или оптическими парами . [16]

Классификации

[ редактировать ]
Диск газа и пыли, видимый с ребра, вокруг двойной звездной системы HD 106906.

Методы наблюдения

[ редактировать ]

Двойные звезды подразделяются на четыре типа по способу наблюдения: визуально, путем наблюдения; спектроскопически - по периодическим изменениям спектральных линий ; фотометрически — по изменениям яркости, вызванным затмением; или астрометрически , измеряя отклонение положения звезды, вызванное невидимым спутником. [13] [17] Любая двойная звезда может принадлежать к нескольким из этих классов; например, несколько спектроскопических двойных систем также являются затменно-двойными.

Визуальные двоичные файлы

[ редактировать ]
Основная статья: Визуальный двоичный файл

Визуальная двойная звезда — это двойная звезда, угловое расстояние между двумя компонентами которой достаточно велико, чтобы их можно было наблюдать как двойную звезду в телескоп или даже в мощный бинокль . Угловое разрешение телескопа является важным фактором при обнаружении визуальных двойных звезд, и по мере того, как к наблюдениям двойных звезд применяется лучшее угловое разрешение, будет обнаруживаться все большее количество визуальных двойных систем. Относительная яркость двух звезд также является важным фактором, поскольку блики яркой звезды могут затруднить обнаружение присутствия более слабого компонента.

Более яркая звезда визуально-двойной системы является первичной звездой, а более тусклая считается вторичной. В некоторых публикациях (особенно старых) слабый второстепенный элемент называется Comes ( множественное число comites ; компаньон). Если звезды имеют одинаковую яркость, обычно принимается обозначение первооткрывателя главной звезды. [18]

вторичной Измеряется угол положения звезды относительно главной, а также угловое расстояние между двумя звездами. Также фиксируется время наблюдения. После того, как за определенный период времени записано достаточное количество наблюдений, они отображаются в полярных координатах наиболее вероятный эллипс с главной звездой в начале координат, и через эти точки чертится закон площадей Кеплера , такой, что удовлетворяется . Этот эллипс известен как видимый эллипс и представляет собой проекцию фактической эллиптической орбиты вторичной звезды относительно первичной звезды на плоскость неба. По этому проецированному эллипсу можно вычислить полные элементы орбиты, где большая полуось может быть выражена только в угловых единицах, если не известен звездный параллакс и, следовательно, расстояние до системы. [14]

Спектроскопические двойные системы

[ редактировать ]
Алгол B вращается вокруг Алгола А. Эта анимация была собрана из 55 изображений интерферометра CHARA в ближнем инфракрасном H-диапазоне , отсортированных по орбитальной фазе.

Иногда единственным свидетельством существования двойной звезды является эффект Доплера в излучаемом ею свете. В этих случаях двойная система состоит из пары звезд, у которых спектральные линии света, излучаемого каждой звездой, смещаются сначала в сторону синего, затем в сторону красного цвета, поскольку каждая из них во время своего движения движется сначала к нам, а затем от нас. относительно их общего центра масс с периодом их общей орбиты.

В этих системах расстояние между звездами обычно очень мало, а орбитальная скорость очень велика. Если плоскость орбиты не перпендикулярна лучу зрения, орбитальные скорости имеют компоненты на луче зрения, а наблюдаемая лучевая скорость системы периодически меняется. Поскольку лучевую скорость можно измерить с помощью спектрометра, наблюдая доплеровский сдвиг звезд спектральных линий , двойные системы, обнаруженные таким способом, известны как спектрально-двойные системы . Большинство из них невозможно разрешить как визуальную двойную систему даже с помощью телескопов самой высокой разрешающей способности .

В некоторых спектрально-двойных системах видны спектральные линии от обеих звезд, причем линии попеременно двойные и одиночные. Такая система известна как спектрально-двойная система с двойной линией (часто обозначаемая «SB2»). В других системах виден спектр только одной из звезд, причем линии спектра периодически смещаются в сторону синего цвета, затем в сторону красного и обратно. Такие звезды известны как однолинейные спектрально-двойные системы («SB1»).

Орбита спектрально-двойной системы определяется путем длинной серии наблюдений лучевой скорости одного или обоих компонентов системы. Наблюдения строятся в зависимости от времени, и по полученной кривой определяется период. Если орбита круговая , то кривая представляет собой синусоидальную кривую. Если орбита эллиптическая , форма кривой зависит от эксцентриситета эллипса и ориентации большой оси относительно луча зрения.

Невозможно индивидуально определить большую полуось а и наклонение плоскости орбиты i . Однако произведение большой полуоси и синуса наклона (т.е. sin . i ) можно определить непосредственно в линейных единицах (например, километрах) Если либо a, либо i можно определить другими способами, как в случае с затменно-двойными системами, можно найти полное решение для орбиты. [19]

Двойные звезды, которые являются как визуальными, так и спектроскопическими двойными, встречаются редко и в случае обнаружения являются ценным источником информации. Известно около 40. Визуальные двойные звезды часто имеют большие истинные расстояния с периодами, измеряемыми от десятилетий до столетий; следовательно, их орбитальные скорости обычно слишком малы, чтобы их можно было измерить спектроскопически. И наоборот, спектроскопические двойные звезды быстро движутся по своим орбитам, потому что они расположены близко друг к другу, обычно слишком близко, чтобы их можно было обнаружить как визуально двойные звезды. Таким образом, двойные системы, которые оказались как визуальными, так и спектроскопическими, должны находиться относительно близко к Земле.

Затменные двоичные файлы

[ редактировать ]

Затменная двойная звезда — это двойная звездная система, в которой плоскости орбит двух звезд лежат настолько близко к лучу зрения наблюдателя, что компоненты испытывают взаимные затмения . [20] В случае, когда двойная система также является спектрально-двойной и известен параллакс системы, двойная система весьма ценна для звездного анализа. Алголь , тройная звездная система в созвездии Персея , содержит самый известный пример затменно-двойной системы.

В этом видео показано впечатление художника от затменной двойной звездной системы. Когда две звезды вращаются вокруг друг друга, они проходят друг перед другом, и их общая яркость, видимая на расстоянии, уменьшается.

Затменные двойные системы являются переменными звездами не потому, что свет отдельных компонентов различается, а из-за затмений. затменно Кривая блеска -двойной системы характеризуется периодами практически постоянного блеска с периодическими падениями интенсивности, когда одна звезда проходит перед другой. Яркость может упасть дважды за время обращения: один раз, когда вторичная звезда проходит перед первичной, и один раз, когда первичная звезда проходит перед вторичной. Более глубокое из двух затмений называется первичным независимо от того, какая звезда затмевается, а если происходит также неглубокое второе затмение, его называют вторичным затмением. Размер падения яркости зависит от относительной яркости двух звезд, доли скрытой звезды и поверхностной яркости (т. е. эффективной температуры ) звезд. Обычно первичное затмение вызывает затмение более горячей звезды. [20]

Период обращения затменно-двойной системы можно определить, изучая ее кривую блеска , а относительные размеры отдельных звезд можно определить с точки зрения радиуса орбиты, наблюдая, как быстро меняется яркость диска ближайшей к ней звезды. звезда скользит по диску другой звезды. [20] Если это еще и спектроскопическая двойная система, элементы орбит также можно определить, а массу звезд можно определить относительно легко, а это означает, что в этом случае можно определить относительную плотность звезд. [21]

Примерно с 1995 года измерение фундаментальных параметров внегалактических затменных двойных систем стало возможным с помощью телескопов 8-метрового класса. Это делает возможным использовать их для прямого измерения расстояний до внешних галактик — процесс более точный, чем использование стандартных свечей . [22] К 2006 году они использовались для прямой оценки расстояний до БМО , ММО , Галактики Андромеды и Галактики Треугольника . Затменные двойные системы предлагают прямой метод измерения расстояния до галактик с улучшенной точностью до 5%. [23]

Незатменные двойные системы, которые можно обнаружить с помощью фотометрии

[ редактировать ]

Близлежащие незатменные двойные системы также можно обнаружить фотометрически, наблюдая, как звезды влияют друг на друга тремя способами. Первый — наблюдение дополнительного света, который звезды отражают от своего спутника. Во-вторых, наблюдение эллипсоидных изменений света, вызванных деформацией формы звезд их спутниками. Третий метод — посмотреть, как релятивистское излучение влияет на видимую величину звезд. Обнаружение двойных систем этими методами требует точной фотометрии . [24]

Астрометрические двойные системы

[ редактировать ]

Астрономы обнаружили несколько звезд, которые, по-видимому, вращаются вокруг пустого пространства. Астрометрические двойные системы — это относительно близкие звезды, которые можно увидеть колеблющимися вокруг точки в пространстве без видимого спутника. можно применить ту же математику, что и для обычных двойных систем Для определения массы недостающего компаньона . Компаньон может быть очень тусклым, так что в настоящее время его нельзя обнаружить или замаскировать бликами его основного объекта, или это может быть объект, излучающий мало или вообще не излучающий электромагнитное излучение , например нейтронная звезда . [25]

Положение видимой звезды тщательно измеряется и обнаруживается, что оно меняется из-за гравитационного влияния ее коллеги. Положение звезды неоднократно измеряется относительно более далеких звезд, а затем проверяется на предмет периодических смещений положения. Обычно измерения такого типа можно выполнять только на близлежащих звездах, например, в пределах 10 парсеков . Близлежащие звезды часто имеют относительно высокое собственное движение , поэтому астрометрические двойные системы кажутся движущимися шаткой по небу по траектории.

Если компаньон достаточно массивен, чтобы вызвать наблюдаемый сдвиг положения звезды, то о его присутствии можно сделать вывод. Из точных астрометрических измерений движения видимой звезды за достаточно длительный период времени можно определить информацию о массе спутника и периоде его обращения. [26] что спутник не виден, характеристики системы можно определить из наблюдений с помощью Кеплера Несмотря на то , законов . [27]

Этот метод обнаружения двойных звезд также используется для обнаружения внесолнечных планет, вращающихся вокруг звезды. Однако требования для проведения этого измерения очень строгие из-за большой разницы в соотношении масс и, как правило, длительного периода обращения планеты. Обнаружение смещения положения звезды — очень требовательная наука, и в ней сложно добиться необходимой точности. Космические телескопы могут избежать эффекта размытия земной атмосферы , что приводит к более точному разрешению.

Конфигурация системы

[ редактировать ]
Отдельная двойная звездная система
Отдельностоящий
Полуразделенная двойная звездная система
Сблокированный
Контактная двойная звездная система
Контакт
Конфигурации двойной звездной системы с отношением масс 3. Черные линии представляют внутренние критические эквипотенциалы Роша, доли Роша.

Другая классификация основана на расстоянии между звездами относительно их размеров: [28]

Отделённые двойные системы — это двойные звёзды, в которых каждый компонент находится внутри своей полости Роша , то есть области, где гравитационное притяжение самой звезды больше, чем гравитационное притяжение другого компонента. На главной последовательности звезды не оказывают существенного влияния друг на друга и, по сути, развиваются отдельно. Большинство двоичных файлов относятся к этому классу.

Полуразделенные двойные звезды — это двойные звезды, у которых один из компонентов заполняет полость Роша двойной звезды, а другой — нет. Газ с поверхности заполняющего полость Роша компонента (донора) передается другой, аккрецирующей звезде. Массоперенос доминирует в эволюции системы. Во многих случаях входящий газ образует аккреционный диск вокруг аккретора .

Контактная двойная звезда — это тип двойной звезды, в которой оба компонента двойной системы заполняют свои доли Роша . Самая верхняя часть звездных атмосфер образует общую оболочку , окружающую обе звезды. Поскольку трение оболочки тормозит орбитальное движение , звезды могут в конечном итоге слиться . [29] W Большой Медведицы Примером может служить .

Катаклизмические переменные и рентгеновские двойные системы

[ редактировать ]
Художественная концепция катастрофической переменной системы.

Когда двойная система содержит компактный объект, такой как белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра , газ другой звезды (донора) может аккрецироваться на компактный объект. Это высвобождает гравитационную потенциальную энергию , в результате чего газ становится более горячим и испускает радиацию. катаклизмические переменные звезды , где компактным объектом является белый карлик. Примерами таких систем являются [30] В рентгеновских двойных системах компактный объект может быть либо нейтронной звездой , либо черной дырой . Эти двойные системы классифицируются как маломассивные или высокомассивные в зависимости от массы звезды-донора. Рентгеновские двойные системы с большой массой содержат молодую звезду-донор с большой массой раннего типа , которая переносит массу своим звездным ветром , тогда как рентгеновские двойные системы с малой массой представляют собой полуразделенные двойные системы, в которых газ из звезды-донора позднего типа или белый карлик переполняет полость Роша и падает в сторону нейтронной звезды или черной дыры. [31] Вероятно, самым известным примером рентгеновской двойной системы является массивная рентгеновская двойная система Лебедь X-1 . По оценкам, масса невидимого спутника Лебедя X-1 примерно в девять раз превышает массу Солнца. [32] намного превышает предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова для максимальной теоретической массы нейтронной звезды. Поэтому считается, что это черная дыра; это был первый объект, относительно которого в это поверили. [33]

Орбитальный период

[ редактировать ]

Орбитальные периоды могут составлять менее часа (для звезд AM CVn ) или нескольких дней (компоненты Беты Лиры ), но также и сотни тысяч лет ( Проксима Центавра вокруг Альфы Центавра AB).

Изменения в периоде

[ редактировать ]
Основная статья: Механизм Эпплгейт

Механизм Эпплгейта объясняет долгосрочные изменения орбитального периода, наблюдаемые в некоторых затменно-двойных системах. Когда звезда главной последовательности проходит цикл активности, внешние слои звезды подвергаются воздействию магнитного момента, изменяющего распределение углового момента, что приводит к изменению сжатия звезды. Орбита звезд двойной пары гравитационно связана с изменением их формы, так что период демонстрирует модуляции (обычно порядка ∆P/P ~ 10 −5 ) в том же временном масштабе, что и циклы активности (обычно порядка десятилетий). [34]

Еще одним явлением, наблюдаемым в некоторых двойных системах Алгола, является монотонное увеличение периода. Это совершенно отличается от гораздо более распространенных наблюдений попеременного увеличения и уменьшения периода, объясняемых механизмом Эпплгейта. Монотонное увеличение периода объясняется переносом массы, обычно (но не всегда) от менее массивной звезды к более массивной. [35]

Обозначения

[ редактировать ]

А и Б

[ редактировать ]
Двойная звездная система AR Скорпиона в представлении художника.

Компоненты двойных звезд обозначаются суффиксами A и B, добавляемыми к обозначению системы: A обозначает первичную, а B - вторичную. суффикс AB Для обозначения пары может использоваться дополнительные буквы, такие как C , D (например, двойная звезда α Центавра AB состоит из звезд α Центавра A и α Центавра B.) Для систем могут использоваться и т. д. с более чем двумя звездами. [36] В тех случаях, когда двойная звезда имеет обозначение Байера и находится далеко друг от друга, возможно, что члены пары будут обозначаться верхними индексами; примером является Zeta Reticuli , компоненты которого — ζ 1 Ретикулы и ζ 2 Ретикулы. [37]

Обозначения первооткрывателя

[ редактировать ]

Двойные звезды также обозначаются аббревиатурой, обозначающей первооткрывателя вместе с порядковым номером. [38] Например, отец Ришо в 1689 году обнаружил, что α Центавра двойная, поэтому ей присвоено обозначение RHD 1 . [1] [39] Эти коды первооткрывателя можно найти в Вашингтонском каталоге двойных звезд . [40]

Горячий и холодный

[ редактировать ]

Вторичную звезду в двойной звездной системе можно назвать горячим компаньоном или холодным компаньоном , в зависимости от ее температуры относительно первичной звезды.

Примеры:

Эволюция

[ редактировать ]
Эволюция горячей двойной звезды большой массы: взгляд художника

Формирование

[ редактировать ]

Хотя не исключено, что некоторые двойные системы могут быть созданы в результате гравитационного захвата между двумя одиночными звездами, учитывая очень низкую вероятность такого события (на самом деле требуются три объекта, поскольку сохранение энергии исключает захват одного гравитирующего тела другого) и В настоящее время существует большое количество двоичных файлов, это не может быть первичным процессом формирования. Наблюдения за двойными звездами, еще не входящими в главную последовательность, подтверждают теорию о том, что двойные системы развиваются во время звездообразования . Фрагментация молекулярного облака при образовании протозвезд является приемлемым объяснением образования двойной или кратной звездной системы. [47] [48]

Результатом задачи трех тел , в которой три звезды имеют сравнимую массу, является то, что в конечном итоге одна из трех звезд будет выброшена из системы, и, при условии отсутствия значительных дальнейших возмущений, оставшиеся две сформируют стабильную двойную систему. .

Массообмен и аккреция

[ редактировать ]

Поскольку звезда главной последовательности увеличивается в размерах в ходе своей эволюции , в какой-то момент она может превысить свою полость Роша , а это означает, что часть ее вещества попадает в область, где гравитационное притяжение ее звезды-компаньона больше, чем ее собственное. [49] В результате материя будет перемещаться от одной звезды к другой посредством процесса, известного как переполнение полости Роша (RLOF), поглощаясь либо прямым ударом, либо через аккреционный диск . Математическая точка, через которую происходит этот перенос, называется первой точкой Лагранжа . [50] Нередко аккреционный диск является самым ярким (а иногда и единственным видимым) элементом двойной звезды.

Если звезда растет за пределами своей полости Роша слишком быстро, чтобы все обильное вещество могло быть передано другому компоненту, также возможно, что вещество покинет систему через другие точки Лагранжа или в виде звездного ветра , таким образом фактически потерявшись для обоих компонентов. [51] Поскольку эволюция звезды определяется ее массой, этот процесс влияет на эволюцию обоих спутников и создает стадии, которые не могут быть достигнуты одиночными звездами. [52] [53] [54]

Исследования затменного тройного Алголя привели к парадоксу Алголя в теории звездной эволюции : хотя компоненты двойной звезды образуются одновременно, а массивные звезды эволюционируют гораздо быстрее, чем менее массивные, было замечено, что более массивный компонент Алгол А все еще находится в главной последовательности , тогда как менее массивный Алгол Б является субгигантом на более поздней стадии эволюции. Парадокс можно решить путем переноса массы : когда более массивная звезда стала субгигантом, она заполнила свою полость Роша , и большая часть массы перешла к другой звезде, которая все еще находится на главной последовательности. В некоторых двойных системах, подобных Алголю, действительно можно увидеть поток газа. [55]

Беглецы и новые звезды

[ редактировать ]
Художественная визуализация выбросов плазмы из V Гидры

Также возможно, что широко разделенные двойные системы в течение своей жизни потеряют гравитационный контакт друг с другом в результате внешних возмущений. Затем компоненты начнут развиваться как одиночные звезды. Тесное столкновение двух двойных систем также может привести к гравитационному разрушению обеих систем, при этом некоторые звезды будут выброшены с высокой скоростью, что приведет к бегству звезд . [56]

Если у белого карлика есть близкая звезда-компаньон, которая выходит за пределы его полости Роша , белый карлик будет постепенно аккрецировать газы из внешней атмосферы звезды. Они уплотняются на поверхности белого карлика под действием сильной гравитации, сжимаются и нагреваются до очень высоких температур по мере втягивания дополнительного материала. Белый карлик состоит из выродившегося вещества и поэтому практически не реагирует на тепло, а аккрецированный водород - нет. Синтез водорода может стабильно происходить на поверхности в ходе цикла CNO , в результате чего огромное количество энергии, высвобождаемой в этом процессе, выдувает оставшиеся газы с поверхности белого карлика. Результатом является чрезвычайно яркая вспышка света, известная как новая . [57]

В крайних случаях это событие может привести к тому, что белый карлик превысит предел Чандрасекара и вызовет появление сверхновой , которая уничтожит всю звезду, что является еще одной возможной причиной побега. [58] [59] Примером такого события является сверхновая SN 1572 , которую наблюдал Тихо Браге . Хаббл Космический телескоп недавно [ когда? ] сфотографировал остатки этого события.

Астрофизика

[ редактировать ]

Двойные системы предоставляют астрономам лучший метод определения массы далекой звезды. Гравитационное притяжение между ними заставляет их вращаться вокруг общего центра масс. По структуре орбит визуальной двойной системы или изменению во времени спектра спектральной двойной системы можно определить массу ее звезд, например, с помощью функции массы двойной системы . Таким образом можно найти связь между внешним видом звезды (температурой и радиусом) и ее массой, что позволяет определить массу недвойных звезд.

Поскольку большая часть звезд существует в двойных системах, двойные системы особенно важны для нашего понимания процессов формирования звезд. В частности, период и масса двойной системы говорят нам о величине углового момента в системе. Поскольку в физике это сохраняющаяся величина , двойные системы дают нам важные подсказки об условиях формирования звезд.

Вычисление центра масс двойных звезд

[ редактировать ]

В простом случае двойной системы расстояние r 1 от центра первой звезды до центра масс или барицентра определяется выражением

где

  • а - расстояние между двумя звездными центрами, а
  • m 1 и m 2 — массы двух звезд.

Если за a взять большую полуось орбиты одного тела вокруг другого, то r 1 — это большая полуось орбиты первого тела вокруг центра масс или барицентра , а r 2 = a − r 1 — большая полуось ось орбиты второго тела. Когда центр масс расположен внутри более массивного тела, кажется, что это тело колеблется, а не следует по заметной орбите.

Анимация центра масс

[ редактировать ]
Основная статья: Барицентр

Красный крест отмечает центр масс системы. Эти изображения не представляют какой-либо конкретной реальной системы.


а) Два тела одинаковой массы, вращающиеся вокруг общего центра масс или барицентра.
(б) Два тела с разной массой, вращающиеся вокруг общего барицентра, например система Харон-Плутон.

(в) Два тела с существенной разницей в массе, вращающиеся вокруг общего барицентра (аналогично системе Земля – Луна ).
(г) Два тела с чрезвычайной разницей масс, вращающихся вокруг общего барицентра (аналогично системе Солнце–Земля ).

(д) Два тела одинаковой массы, вращающиеся по эллипсу вокруг общего барицентра.

Результаты исследования

[ редактировать ]
Вероятность множественности для популяции I главной последовательности звезд [60]
Массовый диапазон Множественность
частота 		Средний
компаньоны
≤ 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

Подсчитано, что примерно треть звездных систем Млечного Пути являются двойными или кратными, а остальные две трети являются одиночными звездами. [61] Общая частота множественности обычных звезд представляет собой монотонно возрастающую функцию звездной массы . То есть вероятность попадания в двойную или многозвездную систему неуклонно возрастает по мере увеличения масс компонентов. [60]

Существует прямая корреляция между периодом обращения двойной звезды и эксцентриситетом ее орбиты, причем системы с коротким периодом имеют меньший эксцентриситет. Двойные звезды могут быть обнаружены с любым мыслимым расстоянием: от пар, вращающихся настолько близко, что они практически соприкасаются друг с другом, до пар, настолько удаленных друг от друга, что на их связь указывает только их общее собственное движение в пространстве. Среди гравитационно связанных двойных звездных систем существует так называемое логнормальное распределение периодов, при этом большинство этих систем обращаются по орбите с периодом около 100 лет. Это подтверждает теорию о том, что двойные системы образуются во время формирования звезд . [62]

В парах, где две звезды имеют одинаковую яркость , они также принадлежат к одному и тому же спектральному классу .В системах, где яркость различна, более тусклая звезда имеет более синий цвет, если более яркая звезда является звездой-гигантом , и более красную, если более яркая звезда принадлежит к главной последовательности . [63]

Впечатление художника о планетах, вращающихся вокруг главной звезды LTT 1445 , тройной звездной системы .

Массу звезды можно непосредственно определить только по ее гравитационному притяжению. Помимо Солнца и звезд, которые действуют как гравитационные линзы , это можно сделать только в двойных и кратных звездных системах, что делает двойные звезды важным классом звезд. В случае визуальной двойной звезды после определения орбиты и звездного параллакса системы объединенная масса двух звезд может быть получена путем прямого применения гармонического закона Кеплера . [64]

К сожалению, невозможно получить полную орбиту спектрально-двойной системы, если она не является еще и визуальной или затменно-двойной, поэтому по этим объектам лишь определение совместного произведения массы и синуса угла наклона относительно линии зрения возможно. В случае затменно-двойных систем, которые также являются спектрально-двойными, можно найти полное решение для характеристик (масса, плотность , размер, светимость и приблизительная форма) обоих членов системы.

Планеты

[ редактировать ]
Основная статья: Обитаемость двойных звездных систем
Схема двойной звездной системы с одной планетой на орбите S-типа и одной на орбите P-типа.

Хотя было обнаружено, что в ряде двойных звездных систем есть внесолнечные планеты , такие системы сравнительно редки по сравнению с одиночными звездными системами. Наблюдения космического телескопа «Кеплер» показали, что большинство одиночных звезд того же типа, что и Солнце, имеют множество планет, но только треть двойных звезд имеют их. Согласно теоретическому моделированию, [65] даже широко разделенные двойные звезды часто разрушают диски каменистых зерен, из которых формируются протопланеты . С другой стороны, другие моделирования предполагают, что присутствие двойного компаньона может фактически улучшить скорость формирования планет в стабильных орбитальных зонах за счет «разжигания» протопланетного диска, увеличивая скорость аккреции протопланет внутри. [66]

Обнаружение планет в нескольких звездных системах сопряжено с дополнительными техническими трудностями, поэтому, возможно, их находят очень редко. [67] Примеры включают систему белый карлик - пульсар двойную PSR B1620-26 , двойную систему субгигант - красный карлик Гамма Цефея и двойную систему белый карлик - красный карлик NN Serpentis , среди других. [68]

Исследование четырнадцати ранее известных планетных систем показало, что три из этих систем являются двойными. Было обнаружено, что все планеты находятся на орбитах S-типа вокруг главной звезды. В этих трех случаях вторичная звезда была намного тусклее первичной и поэтому ранее не была обнаружена. Это открытие привело к перерасчету параметров как планеты, так и главной звезды. [69]

В научной фантастике в качестве места действия часто фигурируют планеты с двойными или тройными звездами, например, «Татуин » Джорджа Лукаса из «Звездных войн» , а в одном известном рассказе « Сумерки » это даже переносится на шестизвездную систему. В действительности, некоторые орбитальные диапазоны невозможны по динамическим причинам (планета будет изгнана со своей орбиты относительно быстро, будучи либо вообще выброшена из системы, либо переведена в более внутренний или внешний орбитальный диапазон), в то время как другие орбиты представляют собой серьезные проблемы для возможного биосферы из-за вероятных резких изменений температуры поверхности на разных участках орбиты. Говорят, что планеты, вращающиеся вокруг одной звезды в двойной системе, имеют орбиты «S-типа», тогда как те, которые вращаются вокруг обеих звезд, имеют орбиты «P-типа» или « круговые » орбиты. По оценкам, 50–60% двойных систем способны поддерживать обитаемые планеты земной группы в стабильных орбитальных диапазонах. [66]

Примеры

[ редактировать ]
Два заметно различимых компонента Альбирео

Большое расстояние между компонентами, а также их разница в цвете делают Альбирео одной из самых легко наблюдаемых визуально-двойных систем. Самая яркая звезда, третья по яркости звезда в созвездии Лебедя , на самом деле сама является тесной двойной системой. Также в созвездии Лебедя находится Лебедь X-1 , источник рентгеновского излучения, считающийся черной дырой . Это массивная рентгеновская двойная система , оптическим аналогом которой является переменная звезда . [70] Сириус — еще одна двойная и самая яркая звезда ночного неба с видимой визуальной величиной −1,46. Он расположен в созвездии Большого Пса . В 1844 году Фридрих Бессель пришел к выводу, что Сириус — двойная система. В 1862 году Алван Грэм Кларк открыл спутник (Сириус Б; видимая звезда — Сириус А). В 1915 году астрономы обсерватории Маунт-Вилсон определили, что Сириус B был белым карликом , первым из открытых. В 2005 году с помощью космического телескопа «Хаббл » астрономы определили, что Сириус Б имеет диаметр 12 000 км (7 456 миль) и массу, составляющую 98% массы Солнца. [71]

Луман 16 , третья ближайшая звездная система, содержит два коричневых карлика .

Примером затменно-двойной системы является Эпсилон Возничего в созвездии Возничего . Видимый компонент принадлежит спектральному классу F0, другой (затмевающий) компонент не виден. Последнее такое затмение произошло в период с 2009 по 2011 год, и есть надежда, что обширные наблюдения, которые, вероятно, будут проведены, смогут дать дальнейшее понимание природы этой системы. Другая затменно-двойная система — Бета Лиры , полуотдельная двойная звездная система в созвездии Лиры .

Другие интересные двойные системы включают 61 Лебедя (двойная система в созвездии Лебедя , состоящая из двух класса K (оранжевого цвета) звезд главной последовательности , 61 Лебедя A и 61 Лебедя B, известная своим большим собственным движением ), Процион (самая яркая звезда в созвездии Малого Пса и восьмая по яркости звезда ночного неба, представляющая собой двойную звезду, состоящую из главной звезды со слабым компаньоном -белым карликом ), SS Lacertae (затменная двойная звезда, прекратившая затмение), V907 Sco (затменная двойная звезда, прекратившая затмение) двойная система, которая остановилась, перезапустилась и затем снова остановилась), BG Geminorum (затменная двойная система, которая, как полагают, содержит черную дыру со звездой K0 на орбите вокруг нее) и 2MASS J18082002−5104378 (двойная система в « тонком диске » Млечный Путь и содержащий одну из старейших известных звезд). [72]

Примеры с несколькими звездами

[ редактировать ]
Планета, затерянная в сиянии двойных звезд (иллюстрация)

Системы с более чем двумя звездами называются кратными звездами . Алголь — наиболее известная тройная звезда (долгое время считалась двойной), расположенная в созвездии Персея . Два компонента системы затмевают друг друга, причем изменение интенсивности Алголя впервые было зафиксировано в 1670 году Джеминиано Монтанари . Имя Алгол означает «звезда демона» (от арабского : الغول al-ghūl ), которое, вероятно, было дано из-за его своеобразного поведения. Другая видимая тройка — Альфа Центавра в южном созвездии Центавра , которая содержит третью по яркости звезду на ночном небе с видимой визуальной величиной −0,01. Эта система также подчеркивает тот факт, что поиск пригодных для жизни планет не будет полным, если не принимать во внимание двойные системы. Расстояние до Альфа Центавра A и B при максимальном приближении составляет 11 а.е., и обе должны иметь стабильные обитаемые зоны. [73]

Есть также примеры систем, выходящих за рамки тройных: Кастор — шестикратная звездная система, вторая по яркости звезда в созвездии Близнецов и одна из самых ярких звезд на ночном небе. Астрономически Кастор был обнаружен как визуальная двойная система в 1719 году. Каждый из компонентов Кастора сам по себе является спектроскопической двойной системой. У Кастора также есть слабый и далеко отстоящий спутник, который также является спектрально-двойной звездой. Визуальная двойная система Алькор -Мицар в Большой Медведице также состоит из шести звезд: четыре составляют Мицар, а две - Алькор.

См. также

[ редактировать ]

Примечания и ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с Двойные звезды , Роберт Грант Эйткен , Нью-Йорк: Дувр, 1964, с. 1.
  2. ^ Том. 1, часть 1, с. 422, Almagestum Novum. Архивировано 10 августа 2011 г. в Wayback Machine , Джованни Баттиста Риччоли, Бонония: Ex typographia haeredis Victorius Benatij, 1651.
  3. ↑ Новый вид Мицара. Архивировано 7 марта 2008 г. в Wayback Machine , Леос Ондра, доступ в Интернете 26 мая 2007 г.
  4. ^ Этот месяц в истории физики, 27 ноября 1783 г.: Джон Мичелл предвидит черные дыры, APS News, ноябрь 2009 г. (том 18, номер 10), www.aps.org
  5. ^ Эйткен, Роберт Грант (1935). Двойные звезды . Нью-Йорк и Лондон: McGraw-Hill Book Company, Inc., стр. 4–9. ISBN  978-1117504094 .
  6. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейделя. п. 4 . ISBN  978-90-277-0885-4 .
  7. ^ Гершель, Уильям (1803). «Отчет об изменениях, произошедших за последние двадцать пять лет в относительном положении двойных звезд; с исследованием причины, которой они обусловлены». Философские труды Лондонского королевского общества . 93 : 339–382. дои : 10.1098/rstl.1803.0015 . JSTOR   107080 . S2CID   109971828 .
  8. ^ с. 291, французские астрономы, визуальные двойные звезды и рабочая группа по двойным звездам Астрономического общества Франции, Э. Сулье, Третья конференция Тихоокеанского региона по недавнему развитию исследований двойных звезд , материалы конференции, спонсируемой Университетом Чиангмая, Тайский астрономический университет Общество и Университет Небраски-Линкольна, состоявшееся в Чиангмае, Таиланд, 26 октября - 1 ноября 1995 г., серия конференций ASP 130 (1997), изд. Кам-Чинг Леунг, стр. 291–294, бибкод : 1997ASPC..130..291S .
  9. ^ «Введение и рост WDS», Вашингтонский каталог двойных звезд. Архивировано 17 сентября 2008 г. в Wayback Machine , Брайан Д. Мейсон, Гэри Л. Вайкофф и Уильям И. Харткопф, Департамент астрометрии, Военно-морская обсерватория США , доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  10. ^ Шестой каталог орбит визуальных двойных звезд. Архивировано 12 апреля 2009 г. в Wayback Machine , Уильям И. Харткопф и Брайан Д. Мейсон, Военно-морская обсерватория США , доступ в Интернете 20 августа 2008 г.
  11. ^ Перейти обратно: а б Двойные звезды , Роберт Грант Эйткен , Нью-Йорк: Дувр, 1964, с. ix.
  12. ^ Гершель, Уильям (1802). «Каталог 500 новых туманностей, туманных звезд, планетарных туманностей и скоплений звезд; с замечаниями по строению небес» . Философские труды Лондонского королевского общества . 92 : 477–528 [481]. Бибкод : 1802RSPT...92..477H . дои : 10.1098/rstl.1802.0021 . JSTOR   107131 .
  13. ^ Перейти обратно: а б с Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейделя. стр. 1–2 . ISBN  978-90-277-0885-4 .
  14. ^ Перейти обратно: а б «Визуальные двоичные файлы» . Университет Теннесси.
  15. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Д. Рейделя Издательство . п. 5 . ISBN  978-90-277-0885-4 .
  16. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Издательство Д. Рейделя, Дордрехт. п. 17 . ISBN  978-90-277-0885-4 .
  17. ^ «Двойные звезды» . Астрономия. Корнелльский университет.
  18. ^ Эйткен, Р.Г. (1964). Двойные звезды . Нью-Йорк: Дувр. п. 41.
  19. ^ Гертер Т. «Звездные массы» . Корнелльский университет. Архивировано из оригинала 17 июня 2012 года.
  20. ^ Перейти обратно: а б с Брутон, Д. «Затменные двойные звезды» . Государственный университет Стивена Ф. Остина. Архивировано из оригинала 14 апреля 2007 года.
  21. ^ Ворт, М. «Двойные звезды» . Государственный университет Стивена Ф. Остина. Архивировано из оригинала ( PowerPoint ) 3 сентября 2003 года.
  22. ^ Уилсон, Р.Э. (1 января 2008 г.). «Затменные бинарные решения в физических единицах и прямая оценка расстояния» . Астрофизический журнал . 672 (1): 575–589. Бибкод : 2008ApJ...672..575W . дои : 10.1086/523634 .
  23. ^ Бонанос, Альцест З. (2006). «Затменные двойные системы: инструменты для калибровки шкалы внегалактических расстояний». Труды Международного астрономического союза . 2 : 79–87. arXiv : astro-ph/0610923 . Бибкод : 2007IAUS..240...79B . CiteSeerX   10.1.1.254.2692 . дои : 10.1017/S1743921307003845 . S2CID   18827791 .
  24. ^ Таль-Ор, Лев; Файглер, Симхон; Мазе, Цеви (2014). «Семьдесят две новые незатменные двойные системы BEER обнаружены на кривых блеска CoRoT и подтверждены космическими аппаратами AAOmega». Сеть конференций EPJ . 101 : 06063. arXiv : 1410.3074 . дои : 10.1051/epjconf/201510106063 . S2CID   118394510 .
  25. ^ Бок, Д. «Столкновение двойной нейтронной звезды» . Национальный центр суперкомпьютерных приложений. Университет Иллинойса Урбана-Шампейн. Архивировано из оригинала 26 апреля 2012 года.
  26. ^ Асада, Х.; Акасака, Т.; Касаи, М. (27 сентября 2004 г.). «Формула обращения для определения параметров астрометрической двойной системы». Опубл. Астрон. Соц. Япония . 56 (6): L35–L38. arXiv : astro-ph/0409613 . Бибкод : 2004PASJ...56L..35A . дои : 10.1093/pasj/56.6.L35 . S2CID   15301393 .
  27. ^ «Астрометрические двойные системы» . Университет Теннесси.
  28. ^ Нгуен, К. «Модель Роша» . Государственный университет Сан-Диего. Архивировано из оригинала 23 марта 2007 года.
  29. ^ Восс, Р.; Таурис, ТМ (2003). «Галактическое распределение сливающихся нейтронных звезд и черных дыр» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 342 (4): 1169–1184. arXiv : 0705.3444 . Бибкод : 2003MNRAS.342.1169V . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x . S2CID   14768050 .
  30. ^ Смит, Роберт Коннон (ноябрь 2006 г.). «Катаклизмические переменные» (PDF) . Современная физика (Представлена ​​рукопись). 47 (6): 363–386. arXiv : astro-ph/0701654 . Бибкод : 2007astro.ph..1654S . дои : 10.1080/00107510601181175 . S2CID   2590482 .
  31. ^ Израиль, Джан Лука (октябрь 1996 г.). «Рентгеновские двойные нейтронные звезды» . Систематический поиск новых рентгеновских пульсаторов в полях ROSAT (кандидатская диссертация). Триест. Архивировано из оригинала 10 декабря 2008 года.
  32. ^ Иорио, Лоренцо (2008). «Об орбитальных и физических параметрах двойной системы HDE 226868/Лебедь X-1». Астрофизика и космическая наука . 315 (1–4): 335–340. arXiv : 0707.3525 . Бибкод : 2008Ap&SS.315..335I . дои : 10.1007/s10509-008-9839-y . S2CID   7759638 .
  33. ^ «Чёрные дыры» . Представьте Вселенную!. НАСА . Проверено 22 августа 2008 г.
  34. ^ Эпплгейт, Джеймс Х. (1992). «Механизм модуляции орбитального периода в тесных двойных системах» . Астрофизический журнал, Часть 1 . 385 : 621–629. Бибкод : 1992ApJ...385..621A . дои : 10.1086/170967 .
  35. ^ Холл, Дуглас С. (1989). «Связь между RS CVn и Алголом». Обзоры космической науки . 50 (1–2): 219–233. Бибкод : 1989ССРв...50..219Х . дои : 10.1007/BF00215932 . S2CID   125947929 .
  36. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейделя. п. 19 . ISBN  978-90-277-0885-4 .
  37. ^ «Двойные и кратные звездные системы» . Зал науки Лоуренса Калифорнийского университета. Архивировано из оригинала 7 февраля 2006 г.
  38. ^ стр. 307–308, Наблюдение и измерение двойных звезд , Боб Аргайл, изд., Лондон: Springer, 2004, ISBN   1-85233-558-0 .
  39. ^ Запись 14396-6050, код первооткрывателя RHD 1AB, Вашингтонский каталог двойных звезд . Архивировано 8 июля 2012 г. в archive.today , Военно-морская обсерватория США . Доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  40. ↑ Ссылки и коды первооткрывателей, Вашингтонский каталог двойных звезд . Архивировано 17 мая 2011 г. в Wayback Machine , Военно-морская обсерватория США . Доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  41. ^ [1] - см. важные примечания: «Горячий спутник Антареса на расстоянии 2,9 угловых секунд; расчетный период: 678 лет».
  42. ^ Кеньон, С.Дж.; Уэббинк, РФ (1984). «Природа симбиотических звезд». Астрофизический журнал . 279 : 252–283. Бибкод : 1984ApJ...279..252K . дои : 10.1086/161888 .
  43. ^ Айпинг, Розина К.; Зоннеборн, Джордж; Галл, Теодор Р.; Масса, Дерк Л.; Хиллер, Д. Джон (2005). «Обнаружение горячего двойного компаньона η Киля». Астрофизический журнал . 633 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0510581 . Бибкод : 2005ApJ...633L..37I . дои : 10.1086/498268 . S2CID   119350572 .
  44. ^ Перейти обратно: а б Роу, Джейсон Ф.; Боруки, Уильям Дж.; Кох, Дэвид; Хауэлл, Стив Б.; Басри, Гибор; Баталья, Натали; Браун, Тимоти М.; Колдуэлл, Дуглас; Кокран, Уильям Д.; Данэм, Эдвард; Дюпри, Андреа К.; Фортни, Джонатан Дж.; Готье, Томас Н.; Гиллиланд, Рональд Л.; Дженкинс, Джон; Лэтэм, Дэвид В.; Лиссауэр, Джек Дж.; Марси, Джефф; Моне, Дэвид Г.; Саселов, Димитар; Уэлш, Уильям Ф. (2010). «Кеплеровские наблюдения транзитных горячих компактных объектов». Письма астрофизического журнала . 713 (2): Л150–Л154. arXiv : 1001.3420 . Бибкод : 2010ApJ...713L.150R . дои : 10.1088/2041-8205/713/2/L150 . S2CID   118578253 .
  45. ^ Перейти обратно: а б ван Керквейк, Мартен Х.; Раппапорт, Сол А.; Бретон, Рене П.; Джастэм, Стивен; Подсядловский, Филипп; Хан, Жанвэнь (2010). «Наблюдения за доплеровским усилением кривых блеска Кеплера». Астрофизический журнал . 715 (1): 51–58. arXiv : 1001.4539 . Бибкод : 2010ApJ...715...51В . дои : 10.1088/0004-637X/715/1/51 . S2CID   15893663 .
  46. ^ Перейти обратно: а б Боренштейн, Сет (4 января 2010 г.). «Телескоп, охотящийся за планетами, раскрывает горячие тайны» (18:29 по восточному стандартному времени).
  47. ^ Босс, АП (1992). «Образование двойных звезд». В Дж. Сахаде; Дж. Е. Маккласки; Ёдзи Кондо (ред.). Царство взаимодействующих двойных звезд . Дордрехт: Клювер Академик. п. 355. ИСБН  978-0-7923-1675-6 .
  48. ^ Тохлин, JE ; Дж. Э. Казес; Х.С. Кол. «Формирование двойных звезд с общей оболочкой до главной последовательности» . Университет штата Луизиана. Архивировано из оригинала 4 июня 2016 г. Проверено 25 июня 2006 г.
  49. ^ Копал, З. (1989). Проблема Роша . Клювер Академик. ISBN  978-0-7923-0129-5 .
  50. ^ « Контактные конверты бинарных звезд » Джеффа Брайанта, Демонстрационный проект Wolfram .
  51. ^ « Перенос массы в двойных звездных системах » Джеффа Брайанта с Уэйленой Маккалли, Демонстрационный проект Вольфрама .
  52. ^ Бойл, CB (1984). «Массообмен и аккреция в тесных двойных системах - обзор». Перспективы в астрономии . 27 (2): 149–169. Бибкод : 1984ВА.....27..149Б . дои : 10.1016/0083-6656(84)90007-2 .
  53. ^ Ванбеверен, Д.; В. ван Ренсберген; К. де Лор (2001). Самые яркие бинарные файлы . Спрингер. ISBN  978-0-7923-5155-9 .
  54. ^ Чен, З; А. Франк; Э.Г. Блэкман; Дж. Нордхаус; Дж. Кэрролл-Нелленбек (2017). «Массообмен и образование дисков в бинарных системах AGB» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (4): 4465–4477. arXiv : 1702.06160 . Бибкод : 2017MNRAS.468.4465C . дои : 10.1093/mnras/stx680 . S2CID   119073723 .
  55. ^ Блонден, Дж. М.; М.Т. Ричардс; М. Л. Малиновский. «Массообмен в двойной звезде Алголь» . Американский музей естественной истории. Архивировано из оригинала 8 апреля 2006 г.
  56. ^ Хугерверф, Р.; де Брюйне, JHJ; де Зеув, PT (декабрь 2000 г.). «Происхождение беглых звезд». Астрофизический журнал . 544 (2): L133. arXiv : astro-ph/0007436 . Стартовый код : 2000ApJ...544L.133H . дои : 10.1086/317315 . S2CID   6725343 .
  57. ^ Пряльник, Д. (2001). «Нова». Энциклопедия астрономии и астрофизики . стр. 1846–1856.
  58. ^ Ико, И. (1986). «Эволюция двойных звезд и сверхновые I типа». Космогонические процессы . п. 155.
  59. ^ Фендер, Р. (2002). «Релятивистские истечения из рентгеновских двойных систем («микроквазаров»)». Релятивистские потоки в астрофизике . Конспект лекций по физике. Том. 589. стр. 101–122. arXiv : astro-ph/0109502 . Бибкод : 2002LNP...589..101F . дои : 10.1007/3-540-46025-X_6 . ISBN  978-3-540-43518-1 .
  60. ^ Перейти обратно: а б Дюшен, Гаспар; Краус, Адам (август 2013 г.), «Звездная множественность», Ежегодный обзор астрономии и астрофизики , 51 (1): 269–310, arXiv : 1303.3028 , Bibcode : 2013ARA&A..51..269D , doi : 10.1146/annurev-astro -081710-102602 , S2CID   119275313 . См. Таблицу 1.
  61. ^ Большинство звезд Млечного Пути одиночные , Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики.
  62. ^ Хаббер, Д.А.; А. П. Уитворт (2005). «Образование двойной звезды в результате фрагментации кольца» . Астрономия и астрофизика (Представлена ​​рукопись). 437 (1): 113–125. arXiv : astro-ph/0503412 . Бибкод : 2005A&A...437..113H . дои : 10.1051/0004-6361:20042428 . S2CID   118982836 .
  63. ^ Шомберт, Дж. «Рождение и смерть звезд» . Университет Орегона.
  64. ^ «Движение двойной звезды» . Корнеллская астрономия.
  65. ^ Краус, Адам Л.; Ирландия, Майкл; Манн, Эндрю; Хубер, Дэниел; Дюпюи, Трент Дж. (2017). «Губительное влияние близких двойных спутников на планетные системы». Тезисы докладов собрания Американского астрономического общества № 229 . 229 : 219.05. Бибкод : 2017AAS...22921905K .
  66. ^ Перейти обратно: а б Элиза В. Кинтана; Джек Дж. Лиссауэр (2007). «Формирование планет земной группы в двойных звездных системах». Экстремальные солнечные системы . 398 : 201. arXiv : 0705.3444 . Бибкод : 2008ASPC..398..201Q .
  67. ^ Ширбер, М. (17 мая 2005 г.). «Планеты с двумя солнцами, вероятно, общими» . Space.com.
  68. ^ Другие околоземные планеты перечислены в: Мутерспо; Переулок; Кулкарни; Мацей Конацкий; Берк; Колавита; Шао; Харткопф; Босс (2010). «Архив данных дифференциальной астрометрии PHASES. V. Кандидаты в субзвездные спутники двойных систем». Астрономический журнал . 140 (6): 1657. arXiv : 1010.4048 . Бибкод : 2010AJ....140.1657M . дои : 10.1088/0004-6256/140/6/1657 . S2CID   59585356 .
  69. ^ Дэмген, С.; Хормут, Ф.; Бранднер, В.; Бергфорс, К.; Янсон, М.; Хипплер, С.; Хеннинг, Т. (2009). «Двойственность транзитных родительских звезд – последствия для планетарных параметров» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 498 (2): 567–574. arXiv : 0902.2179 . Бибкод : 2009A&A...498..567D . дои : 10.1051/0004-6361/200810988 . S2CID   9893376 .
  70. ^ См. источники на Cygnus X-1.
  71. ^ МакГурти, К. (14 декабря 2005 г.). «Хаббл нашел массу белого карлика» . Новости Би-би-си . Проверено 1 января 2010 г.
  72. ^ Шлауфман, Кевин С.; Томпсон, Ян Б.; Кейси, Эндрю Р. (5 ноября 2018 г.). «Звезда со сверхбедным содержанием металлов вблизи предела горения водорода» . Астрофизический журнал . 867 (2): 98. arXiv : 1811.00549 . Бибкод : 2018ApJ...867...98S . дои : 10.3847/1538-4357/aadd97 . S2CID   54511945 .
  73. ^ Элиза В. Кинтана; Фред К. Адамс; Джек Дж. Лиссауэр; Джон Э. Чемберс (2007). «Формирование планет земной группы вокруг отдельных звезд в двойных звездных системах». Астрофизический журнал . 660 (1): 807–822. arXiv : astro-ph/0701266 . Бибкод : 2007ApJ...660..807Q . дои : 10.1086/512542 . S2CID   14394432 .
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы, связанные с двойными звездами .
Wikibook В словаре астрономических терминов есть страница на тему: двойная звезда.
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Binary_star&oldid=1238472764#Spectroscopic_binaries"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 96b4c3d78cf48fdd48ac3b72b46de2e5__1722725340
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/96/e5/96b4c3d78cf48fdd48ac3b72b46de2e5.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Binary star - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)