§8. Двойные звезды

Часто на небе встречаются две или несколько близко расположенных звезд. Некоторые из них на самом деле далеки друг от друга и физически не связаны между собой. Они только проектируются в очень близкие точки на небесной сфере и потому называются оптически двойными звездами. В Отличие от них, физически двойными называются звезды, образующие единую динамическую систему и обращающиеся под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс. Иногда наблюдаются объединение трех и более звезд (тройные и кратные звезды). Если компоненты двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно, такие двойные звезды называются визуально двойными, а если не видны в отдельности и может быть обнаружена фотометрически затменно переменными или спектроскопически спектрально двойными звездами.

Изучение двойных звезд существенно для выяснения природы звезд и для космогонических проблем происхождения и эволюции звезд.

Движение компонентов двойных звезд происходит в соответствии с законами Кеплера. Таким образом если из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти массу каждой звезды в отдельности. В этом заключается огромная роль изучения двойных звезд в астрономии.

Затменно переменными называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары звезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случаи звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей – спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь ( Персея)  Лиры. Вследствие затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина меняется периодически.

График, изображающий изменение потока излучения со временем называется кривой блеска. (эпохи максимума, минимума; амплитуда, период переменности) У Алголя период 2^д 20^ч 49^м, у  Лиры 12^д 21^ч 48^м. В настоящие время известно свыше 4000 затменных переменных звезд различных типов. Минимальный известный период около часа, наибольшей – 57 лет.

Спектрально двойные звезды. В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основани спектральных наблюдений, называются спектрально – двойными.

§9. Физически переменные звезды

Физически переменными называются звезды, которые меняют свою светимость за относительно короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаются пульсирующие переменные и эруптивные переменные, а так же новые и сверхновые звезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных.

Пульсирующие переменные

Цефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска. Видимая звездная величина которой периодически плавно меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц – звезды  Цефея.

Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы – Галактики.

Период – одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды он постоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды различны (от суток до нескольких десятков суток).

Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем в пределах одного спектрального класса. Это озночает. Что изменение светимости цефеид сопровождается изменением температуры в среднем на 1500 К. В спектрах по смещению линий обнаружена периодическое изменение радиуса звезды.

Эруптивные переменные, пульсары и нейтронные звезды

Среди звезд меньшей светимости (карликов) имеются переменные различных типов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества – эрупциями. Эту большую группу звезд с новыми звездами называют эруптивно переменными.

Звезды типа Т Тельца. Наиболее молодые звезды спектральных классов F-G у которых еще не завершен этап гравитационного сжатия. Изменение светимости происходит хаотически с амплитудами достигающих 3^m , иногда до 1^m на протяжении часа.

Звезды типаUV Кита. – карлики спектральных классов К и М Отличаются они необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек: менее чем за минуту поток излучения может увеличится в десятки раз. После этого за полчаса – час он возвращается к исходному уровню. Характер явления напоминает хромосферную вспышку на Солнце но значительно большими масштабами.

Новые звезды. Термин «новая» не означает появление вновь возникшей звезды, а отражает определенную стадию переменности звезд. Новыми звездами принято называть горящие карликовые звезды спектрального классов О - В у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка) не менее чем на 7 – 8 звездных величин. Чаче всего звездная величена уменьшается на 10^m - 13^m что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимуме достигает - 8^m,5. За время вспышки новая излучает энергию 10³⁸Дж.

Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины

18^m и даже -21^m. Возрастание светимости происходит более дисятки миллионов раз (в миллиарды раз превышает светимость Солнца). Общая энергия, излучаемая за время вспышки составляет около 10⁴² – 10⁴⁴ Дж.

Пульсары. Пульсарами (от англ. импульс) называют источники импульсного радиоизлучения (поляризованное излучение, нетепловой природы). Первый пульсар открыт 1967 г, продолжительность импульса около 0^с,3 повторяется через каждые 1^с,3373011168. Этот период даже на протяжении полугода выдерживается с точностью до 10^-8 с, хотя амплитуда сигнала меняется. Периоды большинства пульсаров близки к 0^с,75. Наибольший Р=4^с,8, а наименьшей Р=0^с,033. Наблюдения показывают, что периоды пульсаров о временем медленно увеличиваются. Это позволило сделать вывод о том, что чем меньше период, тем меньше время стадии пульсара. Оценки показывают, что возраст пульсаров, у которых Р=0^с,5 - 2^с, достигает 10⁶ – 3 10⁷ лет. Можно предположить что пульсары нейтронные звезды (образовавшие после вспышки сверхновой) при массе порядка 2 М Солнца, радиусом примерно 10 км , вращающиеся вокруг своей оси с частотой до нескольких десятков оборотов в секунду. Пульсации объясняются наличием неоднородностей, своеобразных горячих пятен, на поверхности этих звезд.