Падвойныя зоркі

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Сістэма KOI-256, складаецца з чырвонага і белага карлікаў. Ілюстрацыя NASA.

Падвойныя зоркізорная сістэма з 2 зорак, звязаных фізічна (фізічныя падвойныя зоркі) ці размешчаных амаль на адным прамені назірання (аптычныя падвойныя зоркі).

Аптычныя падвойныя зоркі (пары) складаюцца з вельмі далёкіх адна ад адной у прасторы зорак, якія выпадковым чынам праектуюцца на нябесную сферу па прамяні зроку (напр зоркавая пара Міцар і Алькор у сузор'і Вялікай Мядзведзіцы). Фізічныя падвойныя зоркі з прычыны ўзаемнага прыцяжэння рухаюцца па эліптычных арбітах вакол агульнага цэнтра мас.

Класіфікацыя[правіць | правіць зыходнік]

Паводле ўмоў назірання фізічныя падвойныя зоркі падзяляюцца на 4 групы:

  • Візуальна-падвойныя зоркі можна бачыць паасобна простым вокам ці ў тэлескоп. Адлегласць паміж кампанентамі можа быць настолькі вялікая, што прыцяжэнне іншых зорак разбурае падвойную сістэму.
  • Спектральна-падвойныя зоркі выяўляюцца па зменах спектральных ліній (зрушэнне ці раздваеннне) у іх спектрах.
  • Зацьменна-падвойныя зоркі (разнавіднасць спектральна-падвойных) бачныя як пераменныя: перыядычна трапляючы на адну лінію з праменем назірання, яны зацьмяняюць адна адну.
  • Астраметычныя падвойныя зоркі — адна з кампанент вельмі малая і нябачная ў тэлескоп; выяўляецца па анамаліях у руху галоўнай кампаненты.

Існуюць кратныя зорныя сістэмы (складаюцца з некалькіх зорак), напрыклад Кастар. Прыблізна 70% усіх зорак уваходзяць у склад падвойных ці кратных сістэм. Іх даследванне мае важнае значэнне для высвятлення прыроды і эвалюцыі зорак.

Візуальна-падвойныя зоркі[правіць | правіць зыходнік]

Кампаненты гэтых зорак можна бачыць пры дапамозе тэлескопа ці сфатаграфаваць. Напрыклад, Міцар складаецца з дзвюх вельмі блізкіх зорак, нераспазнавальных простым вокам. Кампаненты зоркавай пары Міцар A і Міцар В знаходзяцца адзін ад аднаго на адлегласці 14″ і маюць зорныя велічыні адпаведна 2,4m і 4,0m.

Зацьменна-падвойныя зоркі[правіць | правіць зыходнік]

Зацьменна-падвойныя, ці зацьменна-пераменныя, зоркі ўяўляюць сабой цесныя пары, што абарачаюцца з перыядам ад некалькіх гадзін да некалькіх гадоў па арбітах, вялікая паўвось якіх параўнальная з самімі зоркамі. З гэтай прычыны мы не можам бачыць паасобку іх кампаненты, таму што вуглавая адлегласць паміж зоркамі вельмі малая. Меркаваць пра дваістасць сістэмы можна толькі па перыядычных ваганнях бляску, калі па прамяні зроку плоскасці іх арбіт практычна супадаюць. У гэтым выпадку назіраюцца зацьменні, калі адзін з кампанентаў праходзіць спераду ці ззаду другога.

Змены бляску зацьменна-падвойнай зоркі. Калі закрыта цьмяная зорка, яркасць мяняецца нязначна. Падвойная зорка становіцца цьмянай, калі закрыта паверхня яркага кампанента

Крывая змянення бляску зацьменна-падвойнай зоркі звязана з перыядычнымі зацьменнямі аднаго кампанента другім. Рознасць зорных велічынь у мінімуме і максімуме бляску называецца амплітудай, а прамежак часу паміж двума паслядоўнымі найменшымі мінімумамі — перыядам пераменнасці.

Тыповы прыклад зацьменна-пераменнай зоркі — зорка β Персея (Алголь), якая рэгулярна зацямняецца на 9,6 г з перыядам 2,867 сутак. Падзенне бляску ў мінімуме ў гэтай зоркі складае 2,3m. Усяго вядома каля 4000 зацьменна-падвойных зорак.

Спектральна-падвойныя зоркі[правіць | правіць зыходнік]

Зоркі, падвойнасць якіх устанаўліваецца толькі на падставе спектральных назіранняў, называюцца спектральна-падвойнымі.

Прыклад раздваення і зрушэння ліній у спектрах спектральна-падвойных зорак

Калі назіральнік знаходзіцца ў плоскасці арбіты падвойнай сістэмы, якая складаецца з больш масіўнай і яркай зоркі і менш яркай і масіўнай зоркі, кожны з кампанентаў пры абарачэнні вакол цэнтра мас сістэмы то набліжаецца да назіральніка, то аддаляецца ад яго. З-за эфекту Доплера ў першым выпадку лініі ў спектры зоркі зрушваюцца да фіялетавай часткі спектра, у другім — да чырвонай, прычым перыяд гэтых зрушэнняў роўны перыяду абарачэння.

Пастаяннае ўдасканаленне методыкі вызначэння зруху спектральных ліній дало магчымасць у 1995 г. выявіць у зоркі 51 Пегаса спадарожнік масай у палову масы Юпітэра. Да цяперашняга часу метадам прамянёвых скарасцей больш чым у 600 зорак выяўлены планетныя сістэмы. Яны атрымалі агульную назву — экзапланеты.

Астраметрычна-падвойныя зоркі[правіць | правіць зыходнік]

Сустракаюцца такія цесныя зоркавыя пары, калі адна з зорак ці вельмі малая па памерах, ці мае нізкую свяцільнасць. У гэтым выпадку разгледзець такую зорку няма магчымасці, але выявіць дваістасць усё ж можна. Яркі кампанент будзе перыядычна адхіляцца ад прамалінейнай траекторыі то ў адзін, то ў другі бок, быццам па прамой рухаецца цэнтр мас сістэмы. Такія ўзбурэнні прапарцыянальныя масе спадарожніка.

Даследаванні адной з найбліжэйшых да нас зорак, вядомай пад назвай Рос 614 (яе бляск 11,4m і паралакс 0,25″), паказалі, што амплітуда адхіленняў зоркі ад напрамку, які дапускаўся, дасягае 0,36″. Перыяд абарачэння зоркі адносна цэнтра мас роўны 16,5 года. Сярод блізкіх да Сонца зорак выяўлена каля 20 астраметрычна-падвойных зорак.

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Астраномія: падруч. для 11-га кл. устаноў агул. сярэд. адукацыі з беларус. мовай навучання / І. В. Галуза, У. А. Голубеў, А. А. Шымбалёў; пер. з рус. мовы Т. К. Слауты. — Мн.: Адукацыя і выхаванне, 2015. — 224 с.: іл.ISBN 978-985-471-765-4.
  • Беларуская энцыклапедыя: У 18 т. Т.11: Мугір — Паліклініка / Рэдкал.: Г. П. Пашкоў і інш — Мн.: БелЭн, 2000. — Т. 11. — С. 492. — 560 с. — 10 000 экз. — ISBN 985-11-0188-5 (Т. 11).