Рентгеновские двойные звезды

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновскогоизлучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что длявозникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. Помнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служитьматерия, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна изкоторых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда,белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивнойзвездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо иметь массу,превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные вариантыпредставляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложнаяистория эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результатзависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуетсягазовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляетсяпрямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку.Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. В одной изрентгеновских двойных систем, называемой А0620-00 удалось очень точноизмерить массу компактной звезды (для этого использовались данные разныхвидов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намногопревышает возможности нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновскомисточнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее 6,З солнечной.Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют исверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падениевещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящейиз ядер активных галактик.

Спектрально-двойные звезды

В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебаниеположения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными,то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Приэтом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучузрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. Востальные моменты времени на­блюдается раздвоение спектральных линий, общихдля спектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает принаибольшей лучевой скорости ком­понентов, одного - в направлении кнаблюдателю, а другого - от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит толькоодной звезде (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместораздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю частьспектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениямлиний, называется кривойлучевых скоростей. Таким образом, комбинацию этихдвух параметров, или оба их в отдельности, можно определить, если известнакривая лучевых скоростей.Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основанииспектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие отзатменных переменных звезд, у которых плоскости их орбит составляют весьмамалый угол с лучом зрения (i " 90ё), спектрально-двойные звезды могутнаблюдаться и в тех случаях, когда этот угол много больше, т.е. когда iсильно отличается от 90ё. И только если плоскость орбиты близка к картиннойплоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогдадвойственность звезды обнаружена быть не может.Если плоскость орбиты проходит через луч зрения (i = 90ё), то наибольшеесмещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости Vдвижения звезд относительно центра масс системы в двух диаметральнопротивоположных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривойлучевых скоростей. Поскольку долгота периастра w и эксцентриситет известны наосновании вида кривой лучевых скоростей, тем самым на основании теорииэллиптического движения удается определить все элементы орбиты. Если же i¹ 90ё, то получаемые из наблюдений значения лучевых скоростей равны Vr= V sin i. Поэтому, хотя спектроскопически могут быть найдены абсолютныезначения линейных параметров орбиты (выраженных в километрах), все онисодержат неопределенный множитель sin i, который нельзя определить изспектроскопических наблюдений.Из сказанного ясно, что в тех случаях, когда кривая лучевых скоростейизвестна для затменно-переменной звезды (для которой можно определить i),получаются наиболее полные и надежные элементы орбиты и характеристики звезд.При этом все линейные величины определяются в километрах. Удается найти нетолько размеры и формы звезд, но даже и их массы. В настоящее время известнооколо 2500 звезд, двойственная природа которых установлена только наосновании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получитькривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты.Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяетполучить представление о массах удаленных. объектов большой светимости и,следовательно, достаточно массивных звезд.Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние междукоторыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинаютиграть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливныхсил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретаютэллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливныегорбы, подобно лунным приливам в океане Земли. Форма, которую принимает тело,состоящее из газа, определяется поверхностью,проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Этиповерхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течьвдольэквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму тела.Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно,концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс. Это объясняетсферичность обычных звезд. Для тесной двойной системы эквипотенциальныеповерхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Характерих легко представить, если внимательно посмотреть на сечение критическихповерхностей, разделяющих эти семейства (см. рис. 206). Самая внутренняя из нихвосьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку

Визуально-двойные звезды

Двойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственныхнаблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений,выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений эти орбитывсегда оказываются эллипсами (рис. 203). В некоторых случаях на основаниисложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можносудить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-за близости кглавной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темныйспутник). Именно таким путем были открыты первые белые карлики - спутникиСириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.Видимая орбита визуально-двойной звезды является проекцией истинной орбиты накартинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты преждевсего необходимо знать угол наклонения . Этот угол можно найти, если видныобе звезды. Его определение основано на том, что в проекции на плоскость,перпендикулярную лучу зрения, главная звезда оказывается не в фокусе эллипсавидимой орбиты, а в какой-то другой его внутренней точке. Положение этойточки однозначно определено углом наклонения i и долготой периастра w. Такимобразом, определение элементов i и w, а также эксцентриситета е являетсячистогеометрической задачей. Элементы Р, Т и р получаются непосредственно изнаблюдений. Наконец, истинное значение большой полуоси орбиты а и видимое а’связаны очевидным соотношениема' = a cos i.(11.24)Из наблюдений а' и, следовательно, а получаются в угловой мере. Только знаяпараллакс звезды, можно найти значение большой полуоси в астрономическихединицах (а.е.).В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем.Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами отнаименьшего 2,62 года у e Ceti до многих десятков тысяч лет. Однако надежныеорбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, но превышающими 500 лет.