Двойные звезды. Как установить двойственность?


Существуют несколько методов для определения двойственности звезд, компоненты которых не разделяются при наблюдениях с телескопом.

Фотометрический метод.

Этот метод позволяет установить двойственность в тех случаях, когда плоскость орбиты двойной звезды параллельна лучу зрения земного наблюдателя или близка к этому.
Регулярно измеряя блеск звезды, можно заметить моменты, когда один из звездных компонентов проходит перед другим и закрывает от нас часть его поверхности. В это время суммарный блеск звезд для земного наблюдателя ослабевает. Примером такой двойной звезды может служить затменная переменная звезда Алголь (β Персея), блеск которой ослабевает втрое с периодом 2,87 суток. Происходит это в те моменты, когда большой, но тусклый субгигант спектрального класса К почти полностью закрывает собой яркую голубую звезду класса В. В действительности Алголь — тройная система, но плоскость орбиты третьей звезды ориентирована так, что затмений с ее участием не происходит.



Рис.1. Фазовая кривая блеска Алголя.

Астрометрический метод.

Две звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс, могут сильно различаться по яркости: например нормальная звезда и белый карлик. Тогда, тщательно измеряя положение видимого яркого компонента, можно заметить его небольшие покачивания, указывающие на присутствие рядом с ним практически невидимого спутника. Именно так Бессель впервые заподозрил в 1844г. присутствие невидимого спутника рядом с Сириусом. Обнаруженный Кларком в 1862г., этот спутник (Сириус В) оказался первой невидимой звездой, существование которой было бесспорно доказано, и к тому же первым белым карликом. С тех пор эта пара звезд регулярно наблюдается как визуальная двойная, хотя гигантская разница в блеске компонентов сильно затрудняет наблюдения.



Рис.2.Траектория движения Сириуса А по небесной сфере, XIX век.

Спектроскопический метод.

Спектроскопический метод тоже основан на измерении движения звезды, только не поперек луча зрения (как в астрометричемком методе), а вдоль него. Благодаря эффекту Доплера линии в спектре двойной звезды периодически смещаются то к фиолетовому, то к красному концу спектра, указывая на переменность лучевой скорости звезды, вызванную ее орбитальным движением. Если оба компонента системы имеют приблизительно одинаковую светимость, то в спектре видны линии обеих звезд, смещающиеся в противофазе. По амплитуде этих смещений определяется отношение масс компонентов.



Рис.3. Схема изменения лучевых скоростей в системе спектрально-двойной звезды и соответствующего смещения спектральных линий. У более массивной и более яркой звезды А линии в спектре сильнее, а амплитуды колебаний меньше, так как меньше размеры ее абсолютной орбиты.

Близкие к нам спектрально-двойные звезды иногда разрешаются на компоненты и наблюдаются как визуально-двойные. Если орбитальная плоскость спектрально-двойной звезды составляет небольшой угол с лучом зрения наблюдателя, то для него эта система одновременно может быть и затменной двойной, как, например, β Лиры.

Type: 
Популярная астрономия