Астронет > Звёзды

Астронет: Ю. А. Насимович Звёзды
http://variable-stars.ru/db/msg/1222187/sect27.html

ДВОЙНЫЕ И КРАТНЫЕ ЗВЁЗДЫ

ОДИНОЧНЫЕ ЗВЁЗДЫ рассматриваются в этой главе только для того, чтобы им можно было противопоставить системы из двух и большего числа звёзд. Вроде бы считается, что в диске Галактики одиночны не более 30% звёзд, т.е. наша Солнечная система хоть в каком-то отношении не относится к числу наиболее тривиальных объектов. Бытует, правда, мнение, что в галактическом гало доля одиночных звёзд выше, что, тем не менее, пока не доказано [Сурдин, 1999]. В другой части той же книги В.Г.Сурдин приводит данные, из которых следует, что одиночные звёзды вроде бы составляют порядка 70% всех звёзд, но, конечно, в таком вопросе как определение кратности особенно важна методика, при помощи которой это делает тот или иной автор (ведь маленькие объекты могут быть не видны). Важно также, где именно проводится грань между звёздами и планетами. Когда были изучены спектры 166 похожих на Солнце жёлтых карликов, то выяснилось, что 65% из них имеют звезду-спутник массой 10% главной звезды, а у половины остальных звёзд есть спутник массой от 10 до 1% - тоже звезда, а не планета. Значит, одиночных звёзд не более одной пятой от числа всех [Звёзды не любят одиночества, 1991]. Среди ближайших к нам 14 звёзд одиночны 7 звёзд, т.е. половина (см. ниже). В общем, пока можно сказать только то, что одиночных звёзд всё- таки очень много, как и звёзд входящих в те или иные системы.

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ. Если две звезды, наблюдаемые на небе близко одна от другой, не являются оптическими двойными, а на самом деле находятся рядом, то речь идёт о простейшей звёздной системе - физически двойной звезде, или системе из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс.

В середине 20 в. были известны двойные звёзды с периодами обращения компонентов друг вокруг друга от 2 лет до нескольких миллионов лет, но в большинстве своём такие периоды близки к 1000 годам [Дагаев, 1955]. Теперь известен рекордно малый период - 11 минут: белый карлик со скоростью 1200 км/с "носится" вокруг 19- километровой нейтронной звезды, по массе соответствующей Солнцу [Природа, 1988, N5]. Диапазон взаимных расстояний у двойных звёзд составляет от 10 в 10-й степени м (в 15 раз меньше расстояния от Солнца до Земли) до 10 в 16-й степени м (1 световой год) [Сурдин, 2004б].

По периоду вращения и взаимным расстояниям компонентов легко определяются их массы.

Различаются визуально-двойные и спектрально-двойные звёзды. Двойственность первых выявляется при наблюдении в телескоп, а вторых - по характерному периодическому расхождению и схождению спектральных линий. Разумеется, отнесение двойной звезды к той или иной категории зависит не столько от неё самой, сколько от мощности наших телескопов... Частным случаем спектрально-двойных звёзд являются затменно-переменные звёзды (в этом случае луч нашего зрения лежит в плоскости их орбитального вращения) [Дагаев, 1955].

4 из 14 ближайших к нам звёзд образуют двойные системы (Сириус А и Сириус B, UV Кита A и UV Кита B).

ТРОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ встречаются в 20 раз реже двойных [Дагаев, 1955]. Они, как правило, состоят из тесной двойной звезды (главной пары) и их далёкого спутника, который вращается вокруг главной пары, как вокруг единого тела. За примерами далеко "ходить" не нужно, т.к. подобной "тройкой" являются ближайшие наши соседки. Это двухкомпонентная Альфа Центавра (Альфа Центавра A и Альфа Центавра B), а также удалённая от них Проксима Центавра. Только при таком строении система из трёх звёзд устойчива.

12.01.2003 г. программа "Маяк" сообщила, что мексиканским учёным удалось наблюдать "распад звёздного скопления", но далее речь шла о распаде системы из трёх звёзд. За 8 лет до этого события было замечено, что одна из звёзд кратной системы с большой скоростью устремилась к двум другим звёздам, которые, надо понимать, относительно массивны и вращаются вокруг общего центра масс близко одна от другой. Далёкая звезда разогналась и промчалась вблизи главной пары со скоростью, достаточной, чтобы покинуть систему.

ЧЕТЫРЁХКРАТНЫЕ ЗВЁЗДЫ редки и для устойчивости нуждается в иерархическом строении системы. Так, например, видимая невооружённым глазом двойная звезда Мицар-Алькор является визуально-тройной (Мицар из двух компонентов, открытых Галилеем) и даже четырёхкратной, если применить спектральный анализ, т.к. яркий компонент Мицара сам состоит из двух спектрально-двойных звёзд. Другой пример - Эпсилон Лиры из двух тесных звёздных пар, которые удалены одна от другой на большое расстояние. Расстояние между звёздными парами должно быть не менее, чем в 5 раз больше, чем между звёздами одной пары [Дагаев, 1955].

Кратные системы бывают и неустойчивыми, но в этом случае они состоят из очень молодых O- и B-звёзд. Пример - 4-кратная звезда в туманности Ориона. Её называют Трапецией Ориона, а другие неустойчивые системы - системами типа Трапеции [Дагаев, 1955]. Пример неустойчивой системы - ранее описанное "скопление", распавшееся на глазах учёных.

ПЯТИ- И ШЕСТИКРАТНЫЕ ЗВЁЗДЫ встречаются исключительно редко, а звёзд большей кратности пока не найдено. Одна из самых сложных систем - "звезда" Кастор (Альфа Близнецов), состоящая из 6 звёзд, образующих трёхуровневую систему [Сурдин, 2001а]: далёкий двойной спутник вращается вокруг двух двойных звёзд - Кастор А и Кастор B [Сурдин, 2004б].

ОБОБЩЕНИЯ ПО ДВОЙНЫМ И КРАТНЫМ ЗВЁЗДНЫМ СИСТЕМАМ. В диске Галактики, как достоверно выяснено, при понижении кратности на единицу число систем возрастает примерно в 4 раза [Сурдин, 1999]. Это означает, что двойные системы составляют примерно 75% всех систем, тройные - чуть менее 20%, четверные - примерно 5%, пятерные - 1,2%, шестерные - 0,3%. Если говорить не о системах, а о звёздах, то получаются следующие цифры: какой бы ни была доля одиночных звёзд от числа всех звёзд, но среди членов двойных и кратных систем члены двойных систем составляют примерно 65%, тройных - примерно 25%, четверных - примерно 8%, пятерных - примерно 2,5%, а шестерных - примерно 0,75% (расчёты Ю.Н. по приведённым выше данным).

Распределение звёзд по двойным и кратным системам складывается ещё до попадания их на главную последовательность, т.е. очень рано, что доказывается чуть большей степенью кратности у молодых звёзд в сравнении со старыми, т.е. по мере своей жизни звёзды чаще "расходятся", чем образуют "новую семью" [Сурдин, 1999]. Значит, кратные звёзды образуются ещё на протозвёздной стадии [Сурдин, 2004б].

С эволюционной точки зрения различают тесные и широкие двойные звёзды. Тесные двойные на каком-то этапе могут обмениваться веществом, а широкие двойные влияют друг на друга только гравитационно [Сурдин, 2004б].

Интересно также, что тесные двойные звёзды, как правило, бывают похожи по массе и другим показателям, что естественно для "родных сестёр". Что же касается широких двойных, то у них наблюдается почти случайное распределение масс и других характеристик. Последнее говорит либо о случайном объединении таких звёзд в систему, либо о слабом взаимном влиянии в процессе звездообразования из одного родительского облака [Сурдин, 1999, 2004б].

Изначально считалось, что двойные звёзды возникали в процессе деления быстро вращающихся тел (А.Пуанкаре, Дж.Дарвин, Дж.Джинс). Потом стали рассматриваться также вихревые движения в протозвёздном облаке (турбулентность) и другие процессы. Ясно было также, что сжимающиеся тела как-то должны избавляться от чудовищно большого вращательного момента (теоретически при коллапсе вращающихся молекулярных облаков скорость вращения должна возрастать до 10 миллионов км/с, что абсурдно, т.к. превышает скорость света). Позднее выяснилось, что основную роль в этом процессе играет магнитное торможение, но и оно не столь всесильно, чтобы воспрепятствовать фрагментации с образованием двойных и кратных звёзд [Сурдин, 1999, 2004б]. Компьютерное моделирование показывает, что при образовании двойных и кратных звёзд коллапс протозвёздного облака в зависимости от начальных параметров может протекать по-разному: 1) с распадом на двойную систему, окружённую общим диском; 2) со сжатием в диск и его распадом на многокомпонентную систему; 3) со сжатием в сильно вытянутый эллипсоид (бар); 4) со сжатием в бар и его распад на массивную часть и отходящий от неё спиральный рукав, который затем распадается на множество мелких объектов [Сурдин, 2004б].

Оказалось также, что плотность протозвёзд и молодых звёзд в ядрах гигантских молекулярных облаков столь высока, что даже за краткий период "звёздной молодости" они успевают повзаимодействовать друг с другом гравитационно. Так, например, тесное сближение двойной звезды с одиночной может закончиться: 1) увеличением компактности двойной звезды; 2) уменьшением компактности двойной звезды вплоть до распада системы; 3) обменом, т.е. вхождением налетевшей звезды в систему и одновременным вылетом одной из исходных звёзд [Сурдин, 1999].

Двойная звезда может образоваться и при тройном сближении одиночных звёзд. В этом случае одна звезда разгоняется и уносит излишки кинетической энергии, а две другие образуют широкую двойную систему. Тем не менее, этот механизм не очень эффективен и может играть заметную роль только в самых плотных звёздных скоплениях и в ядре Галактики [Сурдин, 2004б].

В редких случаях возможен также приливной захват, когда часть кинетической энергии расходуется на деформацию звёзд, и тогда возможно объединение двух одиночных звёзд в систему (орбиты таких звёзд вытянуты, а потом округляются, т.к. при каждом сближении возникают те же приливы). Для приливного захвата необходимо очень тесное сближение звёзд. Такой захват приводит к образованию тесных двойных систем [Сурдин, 1999, 2004б].

Ещё один механизм взаимодействия - это взаимодействие звезды с чужим звёздным диском. Звезда при этом теряет кинетическую энергию, что тоже может привести к образованию системы. Кроме того, может произойти отклонение оси вращения диска от оси вращения звезды (так, например, ось вращения Солнца наклонена на 7 градусов к эклиптике) [Сурдин, 1999, 2004б].

Максимальный известный размер двойных систем - 0,1 парсека, или 0,3 световых года [Сурдин, 1999], хотя позднее приводилась несколько большая величина - 1 световой год [Сурдин, 2001а]. Если расстояние между двойными звёздами больше, система должна разрушаться под действием приливных сил при взаимодействии с другими звёздами. Но, если бы имело значение только приливное разрушение, расстояние между недавно родившимися массивными двойными звёздами могло быть и больше, чего не наблюдается. Значит, ограничение на размер двойных систем накладывается и механизмом их формирования [Сурдин, 1999].

Звёздные скопления тоже подвержены разрушающему воздействию со стороны приливных сил, но в качестве их "разрушителей" выступают гигантские молекулярные облака, которые рассматриваются в конспекте о галактиках.

<< Что такое звёздные системы?

| Оглавление |

Затменно-переменные звёзды >>