La stella doppia originale dell'universo. Stelle binarie fotometriche

Doppio sistema di O-stars nella rappresentazione dell'artista

Una stella binaria, o sistema binario, è un sistema di due stelle legate gravitazionalmente che circolano in orbite chiuse attorno a un centro di massa comune. Le stelle binarie sono oggetti molto comuni. Circa la metà di tutte le stelle appartengono a sistemi binari.

Misurando il periodo di rivoluzione e la distanza tra le stelle è talvolta possibile determinare le masse dei componenti del sistema. Questo metodo praticamente non richiede ulteriori ipotesi di modello e quindi è uno dei metodi principali per determinare le masse in astrofisica. Per questo motivo si tratta di sistemi binari i cui componenti sono o sono di grande interesse per l'astrofisica.

Classificazione

Fisicamente, le stelle binarie possono essere divise in due classi:

• stelle tra le quali lo scambio di massa è impossibile in linea di principio - sistemi binari separati.
• le stelle tra cui va, andranno o c'è stato uno scambio di masse - sistemi binari chiusi. Essi, a loro volta, possono essere suddivisi in:
  • Semi-separato, dove solo una stella riempie il lobo di Roche.
  • Contatto, dove entrambe le stelle riempiono i loro lobi di Roche.

I sistemi binari sono anche classificati in base al metodo di osservazione, si può distinguere visivo, spettrale, eclissante, astrometrico doppi sistemi.

stelle binarie visive

Stelle doppie che possono essere viste separatamente (o, come si suol dire, possono essere consentito), sono chiamati doppio visibile, O doppio visivo.

La capacità di osservare una stella come sistema binario visivo è determinata dalla risoluzione del telescopio, dalla distanza delle stelle e dalla distanza tra loro. Pertanto, le stelle binarie visive sono per lo più stelle vicine con un periodo di rivoluzione molto lungo (una conseguenza della grande distanza tra le componenti). A causa del lungo periodo, l'orbita di una binaria può essere tracciata solo da numerose osservazioni nel corso di decenni. Ad oggi, nei cataloghi WDS e CCDM sono presenti rispettivamente oltre 78.000 e 110.000 oggetti e solo poche centinaia di essi possono essere orbitati. Per meno di un centinaio di oggetti l'orbita è nota con sufficiente precisione per ottenere la massa dei componenti.

Quando si osserva visivamente una stella binaria, si misura la distanza tra le componenti e l'angolo di posizione della linea dei centri, in altre parole, l'angolo tra la direzione del polo nord del mondo e la direzione della linea che collega la stella principale con il suo satellite.

Stelle binarie interferometriche maculate

L'interferometria speckle, insieme all'ottica adattiva, consente di raggiungere il limite di diffrazione della risoluzione stellare, che a sua volta rende possibile rilevare le stelle binarie. Cioè, in sostanza, i binari interferometrici maculati sono gli stessi binari visivi. Ma se nel metodo classico del doppio visivo è necessario ottenere due immagini separate, in questo caso è necessario analizzare gli interferogrammi speckle.

L'interferometria speckle è efficace per i sistemi binari con un periodo di diverse decine di anni.

Stelle doppie astrometriche

Comportamento di una binaria astrometrica nel cielo.

Nel caso delle stelle doppie visive, vediamo due oggetti che si muovono contemporaneamente nel cielo. Se però immaginiamo che una delle due componenti non ci sia visibile per un motivo o per l'altro, allora la dualità potrà comunque essere rilevata da un cambiamento nella posizione della seconda nel cielo. In questo caso si parla di stelle binarie astrometriche.

Se sono disponibili osservazioni astrometriche di alta precisione, allora si può assumere la dualità fissando la non linearità del movimento: la prima derivata del moto proprio e la seconda. Le stelle binarie astrometriche vengono utilizzate per misurare la massa di diversi tipi spettrali.

Stelle binarie spettrali

Un esempio condizionale di biforcazione e spostamento delle linee negli spettri delle stelle binarie spettroscopiche.

doppio spettrale chiamata stella, la cui dualità viene rilevata utilizzando osservazioni spettrali. Per fare questo, viene osservata per diverse notti. Se si scopre che le linee del suo spettro si spostano periodicamente nel tempo, ciò significa che la velocità della sorgente sta cambiando. Le ragioni possono essere molte: la variabilità della stella stessa, la presenza al suo interno di un denso guscio in espansione, formatosi dopo l'esplosione, ecc.

Se si ottiene lo spettro della seconda componente, che mostra spostamenti simili, ma in antifase, allora possiamo dire con sicurezza che abbiamo un sistema binario. Se la prima stella si avvicina a noi e le sue linee si spostano sul lato viola dello spettro, la seconda si allontana e le sue linee si spostano sul lato rosso e viceversa.

Ma se la seconda stella ha una luminosità molto inferiore alla prima, allora abbiamo la possibilità di non vederla, e quindi dobbiamo considerare altre possibili opzioni. La caratteristica principale di una stella binaria è la periodicità delle velocità radiali e la grande differenza tra la velocità massima e quella minima. Ma, in senso stretto, è possibile che . Per scoprirlo, è necessario calcolare la funzione di massa, in base alla quale si può giudicare la massa minima del secondo componente invisibile e, di conseguenza, di cosa si tratta: una stella o addirittura un buco nero.

Inoltre, dai dati spettroscopici, oltre alle masse dei componenti, è possibile calcolare la distanza tra loro, il periodo di rivoluzione e l'eccentricità dell'orbita. Da questi dati è impossibile determinare l'angolo di inclinazione dell'orbita rispetto alla linea di vista. Pertanto la massa e la distanza tra i componenti possono essere considerate solo calcolate fino all'angolo di inclinazione.

Come per ogni tipo di oggetto studiato dagli astronomi, esistono cataloghi di stelle doppie spettroscopiche. Il più famoso e il più esteso è "SB9" (dall'inglese Spectral Binaries). Al momento ci sono 2839 oggetti al suo interno.

eclissare le stelle binarie

Accade che il piano orbitale sia inclinato rispetto alla linea di vista di un angolo molto piccolo: le orbite delle stelle di un tale sistema si trovano, per così dire, sul bordo verso di noi. In un tale sistema, le stelle si eclisseranno periodicamente a vicenda, cioè la luminosità della coppia cambierà. Le stelle binarie in cui si osservano tali eclissi sono chiamate binarie eclissanti o variabili eclissanti. La stella di questo tipo più famosa e scoperta per prima è Algol (L'occhio del diavolo) nella costellazione di Perseo.

Binari con microlente

Se c'è un corpo con un forte campo gravitazionale sulla linea di vista tra la stella e l'osservatore, l'oggetto verrà sottoposto a lente. Se il campo fosse forte, si osserverebbero diverse immagini della stella, ma nel caso degli oggetti galattici, il loro campo non è così forte da consentire all'osservatore di distinguere diverse immagini, nel qual caso si parla di microlente. Se il corpo dell'incisione è una stella binaria, la curva della luce ottenuta passando lungo la linea di vista differisce notevolmente dal caso di una stella singola.

Il microlensing viene utilizzato per cercare stelle binarie in cui entrambi i componenti sono nane brune di piccola massa.

Fenomeni e fenomeni associati alle stelle binarie

Paradosso dell'Algol

Questo paradosso fu formulato a metà del XX secolo dagli astronomi sovietici A. G. Masevich e P. P. Parenago, che attirarono l'attenzione sulla discrepanza tra le masse dei componenti Algol e il loro stadio evolutivo. Secondo la teoria dell'evoluzione stellare, la velocità di evoluzione di una stella massiccia è molto maggiore di quella di una stella con massa paragonabile a quella del sole, o poco più. È ovvio che le componenti della stella binaria si sono formate contemporaneamente, quindi la componente massiccia deve evolversi prima di quella di piccola massa. Tuttavia, nel sistema Algol, la componente più massiccia era più giovane.

La spiegazione di questo paradosso è legata al fenomeno del flusso di massa nei sistemi binari stretti ed è stata proposta per la prima volta dall'astrofisico americano D. Crawford. Se assumiamo che nel corso dell'evoluzione uno dei componenti abbia la possibilità di trasferire massa al suo vicino, il paradosso viene eliminato.

Scambio di massa tra stelle

Sezione trasversale di superfici di uguale potenziale nel modello Roche nel piano orbitale di un sistema binario

Consideriamo l'approssimazione di un sistema binario chiuso (denominato Approssimazioni di Roche):

1. Le stelle sono considerate masse puntiformi e il loro momento angolare può essere trascurato rispetto a quello orbitale.
2. I componenti ruotano in modo sincrono.
3. L'orbita è circolare

Quindi, per le componenti M 1 e M 2 , con la somma dei semiassi maggiori a=a 1 +a 2 , introduciamo un sistema di coordinate sincrono con la rotazione orbitale del TDS. Il centro di riferimento è nel centro della stella M 1 , e l'asse X è diretto da M 1 a M 2 e l'asse Z è diretto lungo il vettore di rotazione. Successivamente scriviamo il potenziale associato ai campi gravitazionali dei componenti e alla forza centrifuga:

Dove r 1 \u003d √ x 2 + y 2 + z 2 , r 2 \u003d √ (x-a) 2 + y 2 + z 2, μ= M 2 /(M 1 +M 2) , e ω è la frequenza orbitale dei componenti. Utilizzando la terza legge di Keplero, il potenziale di Roche può essere riscritto come segue:

dove è il potenziale adimensionale:

dove q = M2 /M1

Gli equipotenziali si trovano dall'equazione Φ(x,y,z)=const . Vicino ai centri delle stelle differiscono poco da quelle sferiche, ma all'aumentare della distanza la deviazione dalla simmetria sferica diventa più forte. Di conseguenza, entrambe le superfici si incontrano nel punto di Lagrange L 1 . Ciò significa che la barriera potenziale in questo punto è pari a 0 e le particelle della superficie della stella situata vicino a questo punto sono in grado di muoversi all'interno del lobo di Roche della stella vicina a causa del movimento caotico termico.

Stelle simbiotiche

Sistemi binari interagenti costituiti e circondati da una nebulosa comune. Sono caratterizzati da spettri complessi, dove, insieme alle bande di assorbimento (ad esempio TiO), sono presenti righe di emissione caratteristiche delle nebulose (OIII, NeIII, ecc. Le stelle simbiotiche sono variabili con periodi di diverse centinaia di giorni, sono caratterizzate da nova -come esplosioni, durante le quali la loro luminosità aumenta di due o tre magnitudini.

Le stelle simbiotiche rappresentano uno stadio relativamente breve, ma estremamente importante e ricco di manifestazioni astrofisiche nell'evoluzione dei sistemi stellari binari di massa moderata con periodi orbitali iniziali di 1-100 anni.

Origine ed evoluzione

Il meccanismo di formazione di una singola stella è stato studiato abbastanza bene: si tratta di compressione dovuta all'instabilità gravitazionale. È stato anche possibile stabilire la funzione di distribuzione delle masse iniziali. Ovviamente, lo scenario di formazione stellare binaria dovrebbe essere lo stesso, ma con ulteriori modifiche. Deve inoltre spiegare i seguenti fatti noti:

1. Doppia frequenza. In media è del 50%, ma è diverso per stelle di diverse classi spettrali. Per le stelle O questo è circa il 70%, per stelle come il Sole (tipo spettrale G) è vicino al 50% e per le stelle come il tipo spettrale M circa il 30%.
2. Distribuzione del periodo.
3. L'eccentricità delle stelle binarie può assumere qualsiasi valore 0
4. Rapporto di massa. La distribuzione del rapporto di massa q= M 1 / M 2 è la più difficile da misurare, poiché l'influenza degli effetti di selezione è ampia, ma al momento si ritiene che la distribuzione sia omogenea e si collochi entro 0,2

Al momento non è ancora chiaro quali modifiche dovrebbero essere apportate e quali fattori e meccanismi svolgono un ruolo decisivo in questo caso. Tutte le teorie finora proposte possono essere suddivise in base al meccanismo di formazione che utilizzano:

1. Teorie con un nucleo intermedio
2. Teorie del disco intermedio
3. Teorie dinamiche

Teorie con un nucleo intermedio

La classe più numerosa di teorie. In essi, la formazione avviene a causa della separazione rapida o precoce della protonuvola.

Il primo di essi ritiene che durante il collasso, a causa di instabilità di vario genere, la nube si frantumi in masse locali di Jeans, che crescono fino a quando la più piccola di esse cessa di essere otticamente trasparente e non può più essere efficacemente raffreddata. Tuttavia, la funzione di massa stellare calcolata non coincide con quella osservata.

Un'altra delle prime teorie ipotizzava la moltiplicazione dei nuclei che collassano, a causa della deformazione in varie forme ellittiche.

Le moderne teorie del tipo in esame, tuttavia, ritengono che la ragione principale della frammentazione sia la crescita dell’energia interna e dell’energia rotazionale mentre la nube si contrae.

Teorie del disco intermedio

Nelle teorie con disco dinamico, la formazione avviene durante la frammentazione del disco protostellare, cioè molto più tardi rispetto alle teorie con nucleo intermedio. Ciò richiede un disco piuttosto massiccio, suscettibile alle instabilità gravitazionali e il cui gas sia effettivamente raffreddato. Quindi possono apparire diversi compagni, che giacciono sullo stesso piano, che raccolgono gas dal disco genitore.

Recentemente, il numero di calcoli computerizzati di tali teorie è notevolmente aumentato. Nell'ambito di questo approccio, è ben spiegata l'origine dei sistemi binari stretti, nonché dei sistemi gerarchici di varia molteplicità.

Teorie dinamiche

Quest'ultimo meccanismo suggerisce che le stelle binarie si siano formate nel corso di processi dinamici provocati dall'accrescimento competitivo. In questo scenario, si assume che la nube molecolare formi ammassi di circa la massa di Jeans a causa di vari tipi di turbolenze al suo interno. Questi grappoli, interagendo tra loro, competono per la sostanza della nuvola originaria. In tali condizioni, funzionano bene sia il modello già citato con un disco intermedio che altri meccanismi, di cui parleremo di seguito. Inoltre, l'attrito dinamico con il gas circostante avvicina i componenti.

Come uno dei meccanismi che funzionano in queste condizioni, viene proposta una combinazione di frammentazione con un nucleo intermedio e un'ipotesi dinamica. Questo ci permette di riprodurre la frequenza di più stelle in . Tuttavia, il meccanismo di frammentazione non è stato ancora descritto accuratamente.

Un altro meccanismo prevede un aumento della sezione trasversale dell'interazione gravitazionale vicino al disco finché non viene catturata una stella vicina. Sebbene un tale meccanismo sia abbastanza adatto per le stelle massicce, è del tutto inadatto per le stelle di piccola massa ed è improbabile che sia dominante nella formazione delle stelle binarie.

Esopianeti nei sistemi binari

Un pianeta extrasolare situato nel sistema binario Kepler-47 attraverso gli occhi di un artista.

Degli oltre 800 esopianeti attualmente conosciuti, il numero di stelle singole orbitanti supera significativamente il numero di pianeti presenti in sistemi stellari di diversa molteplicità. Secondo gli ultimi dati sono 64.

Gli esopianeti nei sistemi binari sono solitamente divisi in base alla configurazione delle loro orbite:

• Gli esopianeti di classe S ruotano attorno a uno dei componenti (ad esempio, OGLE-2013-BLG-0341LB b). Ce ne sono 57.
• La classe P comprende quelli che ruotano attorno ad entrambe le componenti. Sono stati trovati in NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b e Kepler-35 (AB)b.

Se provi a condurre statistiche, risulta:

1. Una parte significativa dei pianeti vive in sistemi in cui i componenti sono separati nell'intervallo da 35 a 100 UA, concentrandosi intorno a un valore di 20 UA. e.
2. I pianeti nei sistemi estesi (> 100 UA) hanno masse da 0,01 a 10 MJ (quasi le stesse delle stelle singole), mentre le masse planetarie per sistemi con separazioni più piccole vanno da 0,1 a 10 MJ
3. I pianeti nei sistemi estesi sono sempre singoli
4. La distribuzione delle eccentricità orbitali differisce da quelle singole, raggiungendo i valori e = 0,925 ed e = 0,935.

Caratteristiche importanti dei processi di formazione

Circoncisione del disco protoplanetario. Mentre nelle stelle singole può estendersi fino a (30-50 UA), nelle stelle binarie la sua dimensione è ridotta dall'influenza della seconda componente. Pertanto, la lunghezza del disco protoplanetario è 2-5 volte inferiore alla distanza tra i componenti.

Curvatura del disco protoplanetario. Il disco rimasto dopo il taglio continua ad essere influenzato dal secondo componente e inizia ad allungarsi, deformarsi, intrecciarsi e persino rompersi. Inoltre, un tale disco inizia a preprocessarsi.

Accorciare la vita di un disco protoplanetario Per i sistemi binari ampi, così come per quelli singoli, la durata di un disco protoplanetario è di 1-10 milioni di anni. Uno per i sistemi divisi< 40 а. е. Время жизни диска должно составлять в пределах 0,1-1 млн лет.

Scenario di formazione planetozimale

Scenari educativi incoerenti

Esistono scenari in cui la configurazione iniziale del sistema planetario, immediatamente dopo la formazione, differisce da quella attuale ed è stata raggiunta nel corso di un'ulteriore evoluzione.

• Uno di questi scenari è la cattura di un pianeta da un'altra stella. Poiché una stella binaria ha una sezione d'urto di interazione molto più grande, la probabilità di una collisione e della cattura di un pianeta da un'altra stella è molto più alta.
• Il secondo scenario suggerisce che durante l'evoluzione di uno dei componenti, già nelle fasi successive alla sequenza principale, si verifichino instabilità nel sistema planetario originario. In conseguenza di ciò il pianeta lascia la sua orbita originaria e diventa comune ad entrambe le componenti.

Dati astronomici e loro analisi

curve di luce

Le eclissi stesse

effetti ellissoidali.

Gli effetti della riflessione, ovvero l'elaborazione della radiazione di una stella nell'atmosfera di un'altra.

Tuttavia, l'analisi delle sole eclissi stesse, quando le componenti sono sfericamente simmetriche e non sono presenti effetti di riflessione, si riduce alla risoluzione del seguente sistema di equazioni:

dove ξ, ρ sono le distanze polari sul disco della prima e della seconda stella, I a è la funzione di assorbimento della radiazione di una stella da parte dell'atmosfera di un'altra, I c è la funzione di luminosità delle aree dσ per le diverse componenti, Δ è la regione di sovrapposizione, r ξc ,r ρc sono i raggi totali della prima e della seconda stella.

La soluzione di questo sistema senza ipotesi a priori è impossibile. Esattamente come l'analisi di casi più complessi con componenti ellissoidali ed effetti di riflessione, significativi in ​​diverse varianti di sistemi binari stretti. Pertanto, tutti i metodi moderni per analizzare le curve di luce in un modo o nell'altro introducono ipotesi di modello, i cui parametri si trovano mediante altri tipi di osservazioni.

Curve di velocità radiale

Se una stella binaria viene osservata spettroscopicamente, cioè è una stella binaria spettroscopica. Quindi è possibile costruire la dipendenza dal tempo della variazione delle velocità radiali dei componenti. Se assumiamo che l'orbita sia circolare, allora possiamo scrivere quanto segue:

dove V s è la velocità radiale del componente, i è l'inclinazione dell'orbita rispetto alla linea di vista, P è il periodo e a è il raggio dell'orbita del componente. Ora, se sostituiamo la terza legge di Keplero in questa formula, abbiamo:

dove M s è la massa del componente in studio, M 2 è la massa del secondo componente. Pertanto, osservando entrambe le componenti, è possibile determinare il rapporto tra le masse delle stelle che compongono la binaria. Se riutilizziamo la terza legge di Keplero, quest'ultima si riduce a quanto segue:

dove G è la costante gravitazionale e f(M 2) è la funzione di massa della stella ed è per definizione pari a:

Se l'orbita non è circolare, ma ha un'eccentricità, allora si può dimostrare che per la funzione di massa il periodo orbitale P deve essere moltiplicato per il fattore .

Se la seconda componente non viene osservata, la funzione f(M 2) funge da limite inferiore della sua massa.

Va notato che studiando solo le curve di velocità radiale è impossibile determinare tutti i parametri di un sistema binario, ci sarà sempre un'incertezza sotto forma di un angolo di inclinazione orbitale sconosciuto.

Determinazione delle masse dei componenti

Quasi sempre l'interazione gravitazionale tra due stelle è descritta con sufficiente precisione dalle leggi di Newton e dalle leggi di Keplero, che sono una conseguenza delle leggi di Newton. Ma per descrivere le pulsar binarie bisogna usare la relatività generale. Studiando le manifestazioni osservative degli effetti relativistici, si può ancora una volta verificare l'accuratezza della teoria della relatività.

La terza legge di Keplero mette in relazione il periodo di rivoluzione con la distanza tra i componenti e la massa del sistema:

,

dove è il periodo di rivoluzione, è il semiasse maggiore del sistema, e sono le masse dei componenti, è la costante gravitazionale. Per un sistema binario visivo, è possibile determinare le orbite di entrambi i componenti, calcolare il periodo e il semiasse, nonché il rapporto di massa. Tuttavia, la natura binaria di un sistema spesso può essere giudicata solo dai dati spettrali (dati binari spettrali). Dal movimento delle linee spettrali è possibile determinare le velocità radiali di una componente e, in rari casi, di due componenti contemporaneamente. Se si conosce la velocità radiale di un solo componente non è possibile ottenere informazioni complete sulle masse, ma è possibile costruire una funzione massa e determinare il limite superiore della massa del secondo componente, cioè dire se può essere un buco nero o una stella di neutroni.

Storia della scoperta e dello studio

Il primo a proporre l'idea dell'esistenza delle stelle binarie fu John Michell (reverendo John Michell). In un discorso alla Royal Society nel 1767, suggerì che molte stelle viste come binarie potrebbero effettivamente essere fisicamente correlate. Le prove osservative per questa ipotesi furono pubblicate da Sir William Herschel nel 1802.

Le stelle binarie sono oggetti abbastanza comuni nell'universo osservabile. Ma nonostante ciò, rivestono un vero interesse per gli astronomi di tutto il mondo.

Gli scienziati affermano che le stelle doppie costituiscono circa la metà di tutte le stelle della nostra galassia. Una stella binaria è un sistema costituito da due oggetti (stelle) collegati da forze gravitazionali. Entrambe le stelle del sistema ruotano attorno al loro centro di massa comune. Le distanze tra le stelle possono variare, così come la massa di queste stelle, così come le loro dimensioni. Entrambe le stelle incluse nel sistema gravitazionale possono avere caratteristiche simili e distintive. Ad esempio, la stella A potrebbe avere una massa o una dimensione maggiore della stella B.

Le stelle doppie sono tradizionalmente contrassegnate con lettere latine. Di solito, la lettera "A" indica un compagno più luminoso e massiccio. La lettera "B" è una stella meno luminosa e massiccia.

Un esempio lampante di sistema stellare doppio è il sistema stellare più vicino a noi: A e B. È un sistema integrale di due stelle. La stessa Alpha Centauri è composta da tre componenti. Se guardi questa stella senza ricorrere a vari strumenti ottici, ad occhio nudo verrà percepita visivamente come un'unica stella. Se lo osserviamo attraverso un telescopio, vedremo chiaramente due o anche tre componenti di questo sistema. Altri esempi di stelle doppie includono il sistema Beta Lyrae, il sistema Beta Perseus (Algol) e altre stelle.

Classificazione

Gli astronomi hanno scoperto da tempo che le stelle binarie possono differire nel tipo di origine, nei parametri fisici e in altre caratteristiche. Per questo motivo gli scienziati hanno proposto di classificare questi oggetti della sfera celeste. Convenzionalmente le stelle binarie si dividono in due tipologie: stelle tra le quali non c'è scambio di massa, e stelle tra le quali avviene, si è verificato o si verificherà in futuro. Questi ultimi, a loro volta, si dividono in contatti e semiseparati. Nei sistemi di contatto, entrambe le stelle riempiono i loro lobi di Roche. In semidiviso - solo una stella.

Oltre alla classificazione di cui sopra, le stelle binarie possono essere suddivise in base al modo in cui vengono osservate. Quindi ci sono stelle doppie astrometriche, oscurate, spettrali e visive.

Le stelle binarie astrometriche vengono rilevate nel cielo osservando i cambiamenti e la non linearità nel movimento dell'oggetto visibile del sistema. In questo modo gli astronomi spesso scoprono nane brune che non possono essere rilevate in altri modi. Le stelle binarie oscurate possono essere rilevate fissando il cambiamento di luminosità in una coppia di stelle. Durante la rotazione, le stelle compagne, per così dire, si eclissano a vicenda e per questo si presentano come una stella doppia. Il metodo per individuare una stella doppia consiste nel misurare per diverse notti. Lo spostamento delle linee dello spettro della stella nel tempo, la grande differenza tra le velocità minima e massima della stella, il cambiamento delle velocità radiali: tutto ciò può indicare che il corpo celeste che osserviamo è una stella doppia. Il metodo visivo per rilevare le stelle doppie è il più semplice. Con un potente telescopio possiamo rilevare stelle binarie convenienti per l'osservazione visiva e che si trovano a una distanza relativamente vicina da noi.

Fenomeni e fenomeni associati alle stelle doppie

Un fenomeno interessante strettamente correlato alle stelle binarie è il paradosso di Algol. Algol è una stella doppia situata nella costellazione del Perseo. Secondo la teoria generale dell'evoluzione dei corpi celesti, maggiore è la massa di una stella, più velocemente attraversa tutte le fasi dell'evoluzione. Ma il paradosso di Algol sta nel fatto che Algol B, un componente di una stella binaria che ha una massa inferiore, è evolutivamente più antico del componente più massiccio di questo sistema, Algol A. Gli scienziati ritengono che questo paradosso sia direttamente correlato all'effetto del flusso di massa in sistemi binari stretti, per cui la stella più piccola potrebbe essersi evoluta più velocemente della componente più massiccia del sistema.

Un altro interessante fenomeno astronomico inerente alle stelle binarie è strettamente correlato al paradosso di Algol: questo è lo scambio di massa tra di loro. I componenti delle stelle binarie sono in grado di scambiare tra loro le loro masse e particelle. Ciascuno dei componenti ha un lobo di Roche, una regione in cui le forze gravitazionali di un compagno predominano sulle forze gravitazionali dell'altro. Il punto in cui si incontrano i lobi di Roche delle due stelle è detto punto di Lagrange. Attraverso questo punto la sostanza di un compagno può fluire verso un altro.

Un fenomeno interessante associato alle stelle binarie può anche essere considerato un sistema simbiotico di stelle binarie. Questi sistemi sono costituiti, di regola, da una gigante rossa e da una nana bianca, che ruotano attorno a un centro di massa comune. La durata di tali sistemi è relativamente breve. Tuttavia, sono caratterizzati da bagliori simili a nova che possono aumentare la luminosità di una stella di 2-3 volte. Inoltre, le stelle binarie simbiotiche hanno altre interessanti caratteristiche astrofisiche che stanno affascinando le menti degli astronomi di tutto il mondo.

Origine ed evoluzione delle stelle binarie

L'origine e l'evoluzione delle stelle binarie avviene, in linea di principio, secondo lo stesso scenario delle stelle ordinarie. Ci sono però alcune sfumature che distinguono l'origine e l'evoluzione dei sistemi binari dall'origine e l'evoluzione dei singoli luminari.

L'evoluzione di un sistema binario stretto visto da un artista

Come le stelle singole, i sistemi binari si formano sotto l'influenza delle forze gravitazionali di una nube di gas e polvere. Ci sono tre teorie più popolari sulla formazione stellare binaria nell'astronomia moderna. Il primo collega la formazione dei sistemi binari con la separazione in una fase iniziale del nucleo comune della protonube, che è servita da materiale per l'emergere del sistema binario. La seconda teoria è legata alla frammentazione del disco protostellare, a seguito della quale possono apparire non solo sistemi binari, ma anche multipli di stelle. La frammentazione del disco protostellare avviene in una fase successiva rispetto alla frammentazione del nucleo. L'ultima teoria afferma che la formazione di stelle binarie è possibile attraverso processi fisici e chimici dinamici all'interno della protonube, che funge da materiale per la formazione delle stelle.

Esopianeti attorno a stelle binarie

Saggio

Scuola №41

Le stelle binarie sono due (a volte se ne verificano tre o più) stelle che orbitano attorno a un centro di gravità comune (vedi figura). Esistono diverse stelle binarie: ci sono due stelle simili in una coppia, ma ce ne sono di diverse (di regola, queste sono una gigante rossa e una nana bianca). Ma, indipendentemente dal loro tipo, queste stelle si prestano meglio allo studio: per loro, a differenza delle stelle ordinarie, analizzando la loro interazione, puoi scoprire quasi tutti i parametri, compresa la massa, la forma delle orbite, e anche scoprire approssimativamente il caratteristiche delle stelle a loro vicine. Di norma, queste stelle hanno una forma un po' allungata a causa dell'attrazione reciproca. Molte di queste stelle furono scoperte e studiate all'inizio del nostro secolo dall'astronomo russo S. N. Blazhko. Circa la metà di tutte le stelle della nostra Galassia appartengono a sistemi binari, quindi le stelle binarie che orbitano l'una attorno all'altra sono un fenomeno molto comune.

L'appartenenza a un sistema binario influisce notevolmente sulla vita di una stella, soprattutto quando i partner sono vicini tra loro. I flussi di materia che corrono da una stella all'altra portano a esplosioni drammatiche, come esplosioni di nuove e supernove.

Le stelle binarie sono tenute insieme dalla gravità reciproca. Entrambe le stelle del sistema binario ruotano su orbite ellittiche attorno a un certo punto che si trova tra loro e chiamato centro di gravità di queste stelle. Questi possono essere pensati come fulcri se si immaginano le stelle sedute su un'altalena per bambini, ciascuna alla propria estremità di un'asse posta su un tronco. Più le stelle sono distanti l'una dall'altra, più a lungo durano i loro percorsi orbitali. La maggior parte delle stelle doppie (o semplicemente binarie) sono troppo vicine tra loro per essere viste individualmente anche con i telescopi più potenti. Se la distanza tra i partner è sufficientemente grande, il periodo orbitale può essere misurato in anni, e talvolta in un intero secolo o anche di più. Le stelle binarie che possono essere viste separatamente sono chiamate binarie visibili.

Di norma, le stelle doppie nel cielo vengono rilevate visivamente (la prima fu scoperta dagli antichi arabi) cambiando la luminosità apparente (qui è pericoloso confonderle con le Cefeidi) e essendo vicine l'una all'altra. A volte capita che due stelle vengano viste accidentalmente una accanto all'altra, ma in realtà si trovano a una distanza considerevole e non hanno un centro di gravità comune (cioè stelle binarie ottiche), tuttavia questo è piuttosto raro.

Ad occhio nudo, vicino a Mizar (la stella centrale nell'impugnatura dell'Orsa Maggiore), è visibile una stella più debole, Alcor. La distanza angolare tra Mizar e Alcor è di circa 12′ e la distanza lineare tra queste stelle è di circa 1,7 104 UA. e) Questo è un esempio di stella doppia ottica: Mizar e Alcor vengono proiettate sulla sfera celeste una accanto all'altra, cioè sono visibili nella stessa direzione, ma non sono fisicamente collegate tra loro. Se assumiamo che Mizar e Alcor si muovano attorno ad un centro di massa comune, il periodo di rivoluzione sarebbe di circa 2.106 anni! Di solito, le stelle collegate dalla gravità (componenti di un sistema binario) formano coppie più vicine e i periodi di rivoluzione dei loro componenti non superano le centinaia di anni, e talvolta sono molto inferiori.

Inoltre, quando una delle stelle non è visibile, si può determinare che la stella è binaria lungo la traiettoria: la traiettoria della stella visibile non sarà diritta, ma tortuosa; inoltre le caratteristiche di questa traiettoria possono essere utilizzate per calcolare la seconda stella, come, ad esempio, è avvenuto con Sirio.

Se una stella fa oscillazioni regolari nel cielo significa che ha un partner invisibile. Poi dicono che si tratta di una stella doppia astrometrica, scoperta utilizzando le misurazioni della sua posizione. Le stelle binarie spettroscopiche si trovano attraverso cambiamenti e caratteristiche speciali dei loro spettri, lo spettro di una stella ordinaria, come il Sole, è come un arcobaleno continuo, attraversato da numerosi campi stretti - le cosiddette linee di assorbimento. I colori esatti su cui si trovano queste linee cambiano se la stella si avvicina o si allontana da noi. Questo fenomeno è chiamato effetto Doppler. Quando le stelle del sistema binario si muovono nelle loro orbite, si avvicinano alternativamente a noi, poi si allontanano. Di conseguenza, le linee dei loro spettri si spostano in qualche parte dell'arcobaleno. Tali linee in movimento dello spettro indicano che la stella è binaria. Se entrambi i membri di un sistema binario hanno approssimativamente la stessa luminosità, nello spettro si possono vedere due serie di linee. Se una delle stelle è molto più luminosa dell'altra, la sua luce dominerà, ma lo spostamento regolare delle linee spettrali rivelerà comunque la sua vera natura binaria. Ad esempio, consideriamo la stella α Gemini (Castore). La distanza tra i componenti (A e B) di questo sistema è di circa 100 AU. e., e il periodo di circolazione è di circa 600 anni. Anche le stelle A e B di Castore sono doppie, ma la loro dualità non può essere rilevata con osservazioni fotografiche visive, perché le componenti distano solo poche centesimi di unità astronomiche (i periodi di rivoluzione sono corrispondentemente piccoli). La dualità di coppie così strette viene rivelata solo come risultato dello studio dei loro spettri, in cui si osserva una divisione periodica delle linee spettrali. L'effetto Doppler ci permette di spiegare la biforcazione delle linee dal fatto che vediamo lo spettro totale ottenuto dalla sovrapposizione degli spettri di stelle che si muovono in direzioni diverse (una si allontana da noi e l'altra si avvicina). .

Spesso la binarietà di coppie di stelle vicine può essere rivelata studiando i cambiamenti periodici della loro luminosità. Se la direzione dall'osservatore al centro di massa della stella binaria passa vicino al piano dell'orbita, l'osservatore vede delle eclissi, in cui una stella oscura temporaneamente l'altra. Tali stelle sono chiamate binarie a eclisse o variabili a eclisse.

Da molteplici osservazioni di una stella variabile ad eclisse, è possibile tracciare una curva di luce. Se confrontiamo le magnitudini stellari alla luminosità minima e massima. Misurando l'intervallo di tempo tra due massimi (o minimi) successivi, troviamo il periodo di variazione della luminosità. La figura 2 mostra la curva di luce di una tipica stella variabile ad eclisse β Perseo, chiamata dagli arabi Algol (occhio del diavolo).

Dall'analisi delle curve di luce delle stelle variabili ad eclisse è possibile determinare alcune delle caratteristiche fisiche più importanti delle stelle, ad esempio il loro raggio.

Misurare la velocità delle stelle in un sistema binario e applicare la legge di gravità è un metodo importante per determinare le masse delle stelle. Lo studio delle stelle binarie è l'unico modo diretto per calcolare le masse stellari. Tuttavia, in ogni caso non è così facile ottenere una risposta esatta.

Se assumiamo che la legge di gravitazione universale sia costante in qualsiasi parte della nostra galassia, allora è possibile misurare la massa delle stelle binarie in base alle leggi di Keplero. Secondo la III legge di Keplero: ((m1+m2)P2)/((Msole+mTerra)T2)=A3/a3, dove m1 e m2 sono le masse delle stelle, P è il loro periodo di rivoluzione, T è un anno , A è il semiasse maggiore dell'orbita del satellite rispetto alla stella principale, a è la distanza dalla Terra al Sole. Da questa equazione puoi trovare la somma delle masse della stella binaria, cioè la massa del sistema. La massa di ciascuna stella separatamente può essere trovata conoscendo le distanze di ciascuna stella dal centro di massa comune (x1,x2). Allora x1/x2=m2/m1 Studiando le masse di varie stelle, si è scoperto che la loro diffusione non è molto grande: da 40 masse solari a 1/4 di massa solare.

I restanti parametri delle stelle binarie (temperatura, luminosità, luminosità...) vengono studiati allo stesso modo di quelle ordinarie.

In un sistema di stelle binarie ravvicinate, le forze gravitazionali reciproche tendono ad allungare ciascuna di esse, per darle la forma di una pera. Se la gravità è abbastanza forte, arriva un momento critico in cui la materia inizia a fluire da una stella e cadere su un'altra. Intorno a queste due stelle si trova una certa area a forma di otto tridimensionale, la cui superficie costituisce un confine critico. Queste due figure a forma di pera, ciascuna attorno alla propria stella, sono chiamate lobi di Roche. Se una delle stelle cresce così tanto da riempire il suo lobo di Roche, la materia da essa si precipita verso l'altra stella nel punto in cui le cavità si toccano. Spesso il materiale stellare non cade direttamente sulla stella, ma viene prima fatto roteare in un vortice, formando quello che è noto come disco di accrescimento. Se entrambe le stelle si sono espanse così tanto da riempire i lobi di Roche, si forma una stella binaria di contatto. Il materiale di entrambe le stelle si mescola e si fonde in una palla attorno ai due nuclei stellari. Poiché alla fine tutte le stelle si gonfiano, trasformandosi in giganti, e molte stelle sono binarie, i sistemi binari che interagiscono non sono rari. La stella trabocca

Un risultato sorprendente del trasferimento di massa nelle stelle binarie è la cosiddetta esplosione di una nova.

Una stella si espande fino a riempire il lobo di Roche; ciò significa rigonfiamento degli strati esterni della stella fino al momento in cui il suo materiale comincia ad essere catturato da un'altra stella, obbedendo alla sua gravità. Questa seconda stella è una nana bianca. All'improvviso, la luminosità aumenta di circa dieci magnitudini: ne lampeggia una nuova. Ciò che accade non è altro che un gigantesco rilascio di energia in brevissimo tempo, una potente esplosione nucleare sulla superficie di una nana bianca. Quando il materiale della stella gonfia si precipita verso la nana, la pressione nel flusso di materia in caduta aumenta bruscamente e la temperatura sotto il nuovo strato sale a un milione di gradi. Sono stati osservati casi in cui, dopo decine o centinaia di anni, si sono ripetuti focolai di nuovi focolai. Altre esplosioni sono state osservate solo una volta, ma potrebbero ripetersi tra migliaia di anni. Altri tipi di stelle sperimentano esplosioni meno drammatiche, le novae nane, che si ripetono a giorni alterni o mesi.

Stelle binarie (binarie fisiche)

- due stelle unite da forze gravitazionali e circolanti in orbite ellittiche (in un caso particolare - circolari) attorno a un centro di massa comune. Ci sono anche molteplici fisici. stelle: triple, quadruple, ecc., ma il loro numero è significativamente inferiore a quello fisico. D.h. Se i componenti di Physical D.h. può essere visto direttamente attraverso un telescopio o in fotografie (ottenute a questo scopo utilizzando astrografi a lungo fuoco), quindi viene chiamato. doppia stella visiva. Le DZ strette, la cui dualità non può essere rilevata nemmeno con i telescopi più grandi, potrebbero rivelarsi binarie spettroscopiche o binarie eclissanti (in altre parole, variabili eclissanti, vedi ). I primi mostrano la loro dualità periodica. fluttuazioni o biforcazioni dello spettro. linee, la seconda - periodica. cambiamenti nella luminosità totale delle stelle. In alcuni casi, la dualità può essere stabilita con i metodi , o mediante registrazione ad alta velocità delle occultazioni delle stelle da parte della Luna (le curve fotometriche dei cambiamenti nella luminosità delle stelle singole e binarie risultano diverse). A D. h. Includono inoltre: stelle astrometriche con satelliti oscuri (tra le stelle vicine al Sole sono state trovate circa 20 stelle astrometriche); stelle con spettri complessi (combinazioni di due spettri diversi); le coppie larghe sono stelle con un grande autovalore comune. movimento (cioè con un grande spostamento angolare della stella attraverso la sfera celeste, espresso in secondi d'arco all'anno). Nello spazio, i componenti possono essere separati da decine di migliaia di UA, e i periodi di rivoluzione possono raggiungere diversi. milioni di anni. Fotometrico D. h. a volte chiamato. anche sistemi binari (multipli), la cui molteplicità è rivelata dai metodi di fotometria multicolore delle stelle basati sul suo confronto su diagrammi bicolore (multicolore) (vedi ).

Si riferisce il numero di stelle binarie (e multiple) conosciute è in costante aumento; attualmente si ritiene che la maggior parte (forse più del 70%) delle stelle siano combinate in sistemi di maggiore o minore molteplicità; dal noto D. h. circa 1/3 risultano essere stelle con molteplicità tripla o superiore. Sono note stelle a sei e sette volte.

Di grande interesse sono D. z., To-rykh include il fisico. stelle variabili (ad esempio ), e forse perché in questo caso è possibile stimare le masse di questi oggetti.

Quando si osserva visivamente una stella binaria, si misura la distanza tra i componenti e l'angolo di posizione della linea dei centri, in altre parole, l'angolo tra la direzione del polo nord del mondo e la direzione della linea che collega il principale ( più luminosa) stella con il suo satellite (Fig. 1). Le osservazioni a lungo termine possono rivelare la curvilinearità della traiettoria del movimento relativo del satellite e consentire di stimare i periodi orbitali.

Il numero di sistemi binari visivi scoperti (comprese le coppie larghe) supera i 60.000, di cui solo 10.000 sono stati misurati più o meno regolarmente. Si è già scoperto che più di 500 di essi hanno una curvatura del percorso sufficiente per tentare di determinare la forma della relazione. orbite. Circa per 150 D. z. le orbite sono definite, cioè in base alla traiettoria apparente del satellite attorno alla stella principale, si calcolano gli elementi dell'orbita vera, indicando la forma e le dimensioni dell'orbita, i suoi spazi. orientamento. Questi dati possono essere utilizzati per prevedere la posizione del satellite in orbita (Fig. 2). Orbita solo 80 D. z. possono essere considerati sufficientemente certi da poterli utilizzare per cercare di determinare le masse delle stelle - componenti binarie. L'applicazione della terza legge di Keplero alla mozione di D. z. con le loro distanze note rende possibile (quasi l'unico) determinare le masse delle stelle (vedi).

Cambiamenti negli offset o nelle biforcazioni dello spettro. le linee spettrali delle stelle binarie permettono di determinare , che è la proiezione della velocità orbitale sulla linea di vista (Fig. 3). Le curve della velocità radiale (Fig. 4) - una componente o entrambe, se il satellite non differisce troppo in luminosità dalla stella principale e le linee di entrambe le componenti sono visibili nello spettro e possono essere misurate - permettono di calcolare gli elementi dell'orbita vera (della componente luminosa attorno al comune centro di massa, o di una componente più debole attorno a quella luminosa, posta a fuoco rispetto all'orbita, o, infine, ciascuna componente relativa al centro di massa del sistema , Figura 5). Alcuni periodi delle stelle binarie spettroscopiche vanno da 0,1084 giorni (Orsa Minore) a 59,8 anni (visivamente, la DZ dell'Orsa Maggiore). La stragrande maggioranza delle stelle binarie spettroscopiche ha periodi dell'ordine di diversi. giorno In totale, sono state scoperte più di 3000 binarie spettroscopiche e per circa 1000 di esse sono stati calcolati gli elementi orbitali.

La curva di luce dell'eclisse D. mostra periodico. la luminosità diminuisce - una o due per periodo e una luminosità costante tra i minimi (per stelle come Algol) o il suo cambiamento continuo (per stelle come la Lira o la W Ursa Major, in quest'ultimo caso i minimi hanno quasi la stessa profondità, vedi). Il numero di eclissi aperte D. z. supera i 5mila

Riso. 4. Influenza della forma e dell'orientamento dell'orbita sulla forma curva della velocità radiale: 1 - orbita circolare; 2 - eccentricità orbitale e=- 0,5, longitudine del periastro; 3 - eccentricità orbitale e=0,5, ; a, b, c, d - posizioni della stella satellite e le rispettive velocità radiali.

L'analisi delle curve permette di determinare non solo gli elementi dell'orbita della DZ eclissante, ma anche alcune caratteristiche dei componenti stessi (forma, dimensioni, espresse o in frazioni del semiasse maggiore dell'orbita, o in chilometri , se sono disponibili anche misurazioni della velocità radiale). Moderno di alta precisione fotoelettrico le misurazioni della luce in alcuni casi consentono di identificare e tenere conto dell'effetto della cosiddetta curva di luce sulla curva di luce. effetti sottili, ad es. oscuramento al bordo del disco della stella, nonché per esprimere quantitativamente il grado di deviazione della forma delle componenti dalla forma sferica per binarie molto vicine (tipi Lyra e W Orsa Maggiore). Con una notevole eccentricità dell'orbita, è possibile rilevare l'effetto di rotazione della linea absidale (cioè la linea che collega il periastro e l'apoaster, vedi), che potrebbe essere dovuto all'esistenza di un terzo componente, non ancora scoperto del sistema, o con una notevole differenza nella forma delle stelle da quella sferica a causa delle deformazioni mareali dei componenti vicini. Se uno dei componenti dell'eclissato D. z. - una stella calda, e l'altra è una supergigante con un'atmosfera estesa, allora è possibile studiare in grande dettaglio la struttura e la composizione dell'atmosfera supergigante dai cambiamenti nello spettro dell'eclisse, quando una stella calda brillerà attraverso l'atmosfera di la supergigante durante un'eclissi. Le linee di assorbimento cambieranno man mano che la stella calda "affonda" negli strati più densi dell'atmosfera estesa della supergigante. Esempi di tali coppie sono Auriga (un periodo di 27 anni, di cui l'eclissi dura circa 2 anni!) e Auriga (periodo di 972 giorni, l'eclissi dura circa 40 giorni).

Sono necessarie stelle di ogni tipo, stelle di ogni tipo sono importanti... Ma le stelle nel cielo non sono tutte uguali? Stranamente, no. I sistemi stellari hanno strutture diverse e diverse classificazioni dei loro componenti. E anche il luminare di un altro sistema potrebbe non esserlo. È su questa base che gli scienziati distinguono innanzitutto i sistemi stellari della galassia.

Prima di procedere direttamente alla classificazione, vale la pena chiarire cosa verrà discusso in generale. Quindi, i sistemi stellari sono unità galattiche, costituite da stelle che ruotano lungo un percorso stabilito e collegate gravitazionalmente tra loro. Inoltre, ci sono sistemi planetari che, a loro volta, sono costituiti da asteroidi e pianeti. Quindi, ad esempio, un ovvio esempio di sistema stellare è il Sistema Solare, a noi familiare.

Tuttavia, non l’intera galassia è piena di tali sistemi. I sistemi stellari differiscono principalmente nella molteplicità. È chiaro che questo valore è molto limitato, poiché un sistema con tre o più stelle equivalenti non può esistere per molto tempo. Solo la gerarchia può garantire la stabilità. Ad esempio, affinché la terza componente stellare non sia "fuori dal cancello", non dovrebbe avvicinarsi al sistema binario stabile a meno di 8-10 raggi. Allo stesso tempo, non è necessario che sia singola: potrebbe benissimo essere una doppia stella. In generale, su 100 stelle, circa trenta sono singole, quarantasette sono doppie, ventitré sono multiple.

Stelle multiple

A differenza delle costellazioni, più stelle sono interconnesse dalla gravità reciproca, pur essendo situate a piccola distanza l'una dall'altra. Si muovono insieme, ruotando attorno al loro sistema, il cosiddetto baricentro.

Un esempio lampante è Mizar, a noi noto da: vale la pena prestare attenzione al suo "manico": la sua stella centrale. Qui puoi vedere il bagliore più fioco della sua coppia. Mizar-Alcor è una stella doppia, puoi vederla senza accorgimenti particolari. Se usi un telescopio, diventa chiaro che Mizar stesso è un doppio, costituito dai componenti A e B.

stelle doppie

I sistemi stellari in cui si trovano due luminari sono detti binari. Un tale sistema sarà abbastanza stabile se non ci saranno effetti di marea, trasferimento di massa da parte delle stelle e disturbi di altre forze. In questo caso, i luminari si muovono su un'orbita ellittica quasi indefinitamente, ruotando attorno al centro di massa del loro sistema.

Stelle doppie visive

Quelle stelle gemelle che possono essere viste attraverso un telescopio o anche senza dispositivi sono comunemente chiamate doppie visive. Alpha Centauri, ad esempio, è uno di questi sistemi. Il cielo stellato è ricco di tali esempi. La terza stella di questo sistema, la più vicina a noi, Proxima Centauri. Molto spesso, tali metà della coppia differiscono nel colore. Quindi, Antares ha una stella rossa e verde, Albireo - blu e arancione, Beta Cygnus - gialla e verde. Tutti questi oggetti sono facili da osservare in un telescopio a lenti, che consente agli specialisti di calcolare con sicurezza le coordinate dei luminari, la loro velocità e la direzione del movimento.

Stelle binarie spettrali

Accade spesso che una stella di un sistema stellare si trovi troppo vicina a un'altra. Tanto che anche il telescopio più potente non è in grado di catturarne la dualità. In questo caso, uno spettrometro viene in soccorso. Passando attraverso il dispositivo, la luce viene scomposta in uno spettro delimitato da linee nere. Queste bande si spostano quando il luminare si avvicina o si allontana dall'osservatore. Quando lo spettro di una stella binaria viene scomposto, si ottengono due tipi di linee, che si spostano mentre entrambe le componenti si muovono l'una attorno all'altra. Pertanto, Mizar A e B, Alcor sono binarie spettroscopiche. Allo stesso tempo, sono anche combinati in un grande sistema di sei stelle. Inoltre, le componenti doppie visive di Castore - una stella nella costellazione dei Gemelli - sono doppie spettrali.

Stelle doppie vistose

Ci sono altri sistemi stellari nella galassia. Ad esempio, quelli i cui componenti si muovono in modo tale che il piano delle loro orbite sia vicino alla linea di vista di un osservatore dalla Terra. Ciò significa che si oscurano a vicenda, creando eclissi reciproche. Durante ciascuno di essi possiamo osservare solo uno dei luminari, mentre la loro luminosità totale diminuisce. Nel caso in cui una delle stelle sia molto più grande, questa diminuzione è evidente.

Una delle stelle doppie più famose è Algol di Con una periodicità chiara di 69 ore, la sua luminosità scende alla terza magnitudine, ma dopo 7 ore aumenta nuovamente alla seconda. Questa stella viene spesso chiamata "The Winking Devil". Fu scoperto nel 1782 dall'inglese John Goodryke.

Dal nostro pianeta, una stella notevolmente doppia sembra una variabile che cambia luminosità dopo un certo intervallo di tempo, che coincide con il periodo di rivoluzione delle stelle l'una attorno all'altra. Tali stelle sono anche chiamate variabili evidenti. Oltre a loro, ci sono luminari fisicamente variabili: cyfeidi, la cui luminosità è regolata da processi interni.

Evoluzione delle stelle binarie

Molto spesso, una delle stelle del sistema binario è più grande e attraversa rapidamente il suo ciclo di vita. Mentre la seconda stella rimane ordinaria, la sua “metà” si trasforma in La cosa più interessante in un sistema del genere inizia quando la seconda stella si trasforma in una nana rossa. Il bianco in questa situazione attira i gas accumulati del "fratello" in espansione. Sono sufficienti circa 100mila anni perché la temperatura e la pressione raggiungano il livello necessario per la fusione dei nuclei. L'involucro di gas del luminare esplode con una forza incredibile, a seguito della quale la luminosità del nano aumenta di quasi un milione di volte. Gli osservatori della Terra chiamano questo la nascita di una nuova stella.

Agli astronomi capita anche di trovare situazioni in cui uno dei componenti è una stella ordinaria, e il secondo è molto massiccio, ma invisibile, con una valida sorgente di potenti raggi X. Ciò suggerisce che il secondo componente sia un buco nero, i resti di una stella un tempo massiccia. Qui, secondo gli esperti, accade quanto segue: sfruttando la gravità più potente, attira i gas della stella. Mentre si muovono a spirale a grande velocità, si riscaldano, rilasciando energia sotto forma di raggi X prima di scomparire nel buco.

Gli scienziati hanno concluso che la potente prova dell'esistenza dei buchi neri.

Sistemi stellari tripli

Il sistema stellare solare, come puoi vedere, non è l'unica versione della struttura. Oltre alle stelle singole e doppie, nel sistema se ne possono osservare altre. La dinamica di tali sistemi è molto più complessa anche di quella di un sistema binario. Tuttavia, a volte esistono sistemi stellari con un numero limitato di luminari (comunque superiore a due unità), che hanno una dinamica piuttosto semplice. Tali sistemi sono detti multipli. Se nel sistema ci sono tre stelle, si chiama tripla.

Il tipo più comune di sistemi multipli è triplo. Quindi, nel 1999, nel catalogo delle stelle multiple, su 728 sistemi multipli, più di 550 sono tripli. Secondo il principio della gerarchia, la composizione di questi sistemi è la seguente: due stelle sono vicine, una è molto lontana.

In teoria, il modello di un sistema stellare multiplo è molto più complesso di quello binario, poiché tale sistema può mostrare un comportamento caotico. Molti di questi ammassi risultano, infatti, molto instabili, il che porta all'espulsione di una delle stelle. Solo i sistemi in cui le stelle si trovano secondo un principio gerarchico riescono a evitare uno scenario del genere. In questi casi, i componenti sono divisi in due gruppi, che ruotano attorno al centro di massa in un'ampia orbita. Anche all’interno dei gruppi dovrebbe esserci una chiara gerarchia.

Molteplicità superiori

Gli scienziati conoscono sistemi stellari con un gran numero di componenti. Quindi, lo Scorpione ha più di sette luminari nella sua composizione.

Quindi, si è scoperto che non solo i pianeti del sistema stellare, ma anche i sistemi stessi nella galassia non sono gli stessi. Ognuno di loro è unico, diverso ed estremamente interessante. Gli scienziati stanno scoprendo sempre più stelle e forse presto impareremo dell'esistenza di vita intelligente non solo sul nostro pianeta.