Dubbelstjärna

En dubbelstjärna , eller ett binärt system , är ett system av två gravitationsbundna stjärnor som cirkulerar i slutna banor runt ett gemensamt masscentrum . Binära stjärnor är mycket vanliga objekt. Ungefär hälften av alla stjärnor i vår galax tillhör binära system [1] . Stjärnor som befinner sig på ett litet vinkelavstånd från varandra på himmelssfären , men som inte är gravitationsbundna, tillhör inte binära; de kallas optiska dubbelgångar .

Genom att mäta rotationsperioden och avståndet mellan stjärnorna är det ibland möjligt att bestämma massorna av komponenterna i systemet. Denna metod kräver praktiskt taget inga ytterligare modellantaganden, och är därför en av de viktigaste metoderna för att bestämma massor i astrofysik. Av denna anledning är binära system vars komponenter är svarta hål eller neutronstjärnor av stort intresse för astrofysik .

Klassificering

Fysiskt kan binära stjärnor delas in i två klasser [2] :

Binära system klassificeras också enligt observationsmetoden; visuella , spektrala , förmörkande , astrometriska binärer kan särskiljas.

Visuella binära stjärnor

Dubbelstjärnor som kan ses separat (eller, som de säger, som kan lösas upp ) kallas synliga binärer eller visuella binärer .

Förmågan att observera en stjärna som en visuell binär bestäms av teleskopets upplösning , avståndet till stjärnorna och avståndet mellan dem. Sålunda är visuella dubbelstjärnor främst stjärnor i solens närhet med en mycket lång rotationsperiod (en följd av det stora avståndet mellan komponenterna). På grund av den långa perioden kan en binärs omloppsbana endast spåras från många observationer under decennier. Hittills finns det över 78 000 och 110 000 objekt i WDS- respektive CCDM-katalogerna, och endast några hundra av dem kan kretsas runt. För mindre än hundra föremål är omloppsbanan känd med tillräcklig noggrannhet för att ge komponenternas massa.

När man observerar en visuell binär stjärna mäts avståndet mellan komponenterna och positionsvinkeln för centrumlinjen, med andra ord vinkeln mellan riktningen till världens nordpol och riktningen för den linje som förbinder huvudstjärnan med sin satellit.

Speckle interferometriska binärer

Speckle-interferometri, tillsammans med adaptiv optik , gör det möjligt att nå diffraktionsgränsen för stjärnupplösning, vilket i sin tur gör det möjligt att detektera binära stjärnor. Således är fläckinterferometriska binärer också visuella binärer. Men om det i den klassiska visuella dubbelmetoden är nödvändigt att erhålla två separata bilder, är det i det här fallet nödvändigt att analysera fläckinterferogram [1] .

Speckle interferometri är effektiv för binärer med en period på flera tiotals år [3] .

Astrometriska binära stjärnor

När det gäller visuella dubbelstjärnor ser vi två objekt som rör sig över himlen samtidigt. Men om vi föreställer oss att en av de två komponenterna inte är synlig för oss av en eller annan anledning, så kan dualiteten fortfarande upptäckas genom en förändring av den andra komponentens position på himlen. I det här fallet talar man om astrometriska dubbelstjärnor.

Om astrometriska observationer med hög precision är tillgängliga, kan dualitet antas genom att fixera rörelsens olinjäritet: den första derivatan av egen rörelse och den andra[ förtydliga ] [4] . Astrometriska dubbelstjärnor används för att mäta massan av bruna dvärgar av olika spektraltyper [5] .

Spektrala binära stjärnor

En spektroskopisk binär är en stjärna vars dualitet detekteras med hjälp av spektrala observationer. För att göra detta observeras hon i flera nätter. Om det visar sig att linjerna i dess spektrum periodiskt skiftar med tiden, betyder det att källans hastighet förändras. Det kan finnas många anledningar till detta: stjärnans variabilitet , närvaron av ett tätt expanderande skal i den, bildat efter en supernovaexplosion , etc.

Om spektrumet för den andra komponenten erhålls, som visar liknande förskjutningar, men i motfas, kan vi med säkerhet säga att vi har ett binärt system. Om den första stjärnan närmar sig oss och dess linjer förskjuts till den violetta sidan av spektrumet, så flyttar den andra sig bort, och dess linjer flyttas till den röda sidan, och vice versa.

Men om den andra stjärnan är mycket sämre i ljusstyrka än den första, har vi en chans att inte se den, och då måste vi överväga andra möjliga alternativ. Huvuddragen hos en binär stjärna är periodiciteten för radiella hastigheter och den stora skillnaden mellan maximala och lägsta hastigheter. Men strängt taget är det möjligt att en exoplanet har upptäckts . För att ta reda på det måste du beräkna massfunktionen , genom vilken du kan bedöma minimimassan för den osynliga andra komponenten och följaktligen vad det är - en planet, en stjärna eller till och med ett svart hål .

Från spektroskopiska data är det, förutom komponenternas massor, också möjligt att beräkna avståndet mellan dem, rotationsperioden och omloppsbanans excentricitet. Det är omöjligt att bestämma banans lutningsvinkel mot siktlinjen från dessa data. Därför kan massan och avståndet mellan komponenterna endast talas om beräknat upp till lutningsvinkeln.

Som med alla typer av föremål som studerats av astronomer finns det kataloger över spektroskopiska dubbelstjärnor. Den mest kända och mest omfattande av dem är "SB9" (från engelska Spectral Binaries). Från och med 2013 har den 2839 objekt.

Förmörkande binärer

Det händer att orbitalplanet lutar mot siktlinjen i en mycket liten vinkel: banorna för stjärnorna i ett sådant system ligger så att säga på en kant mot oss. I ett sådant system kommer stjärnorna periodvis att överglänsa varandra, det vill säga parets ljusstyrka kommer att förändras. Binära stjärnor där sådana förmörkelser observeras kallas förmörkande binärer eller förmörkande variabler. Den mest kända och först upptäckta stjärnan av denna typ är Algol (djävulens öga) i stjärnbilden Perseus .

Mikrolinsade binärer

Om det finns en kropp med ett starkt gravitationsfält på siktlinjen mellan stjärnan och observatören, kommer objektet att linsas . Om fältet var starkt skulle flera bilder av stjärnan observeras, men när det gäller galaktiska objekt är deras fält inte så starkt att observatören skulle kunna urskilja flera bilder, och i ett sådant fall talar man om mikrolinsning . Om gravyrkroppen är en dubbelstjärna, skiljer sig ljuskurvan som erhålls när den passerar den längs siktlinjen mycket från fallet med en enda stjärna [6] .

Mikrolinsning används för att söka efter binära stjärnor, där båda komponenterna är bruna dvärgar med låg massa [7] .

Fenomen och fenomen förknippade med dubbelstjärnor

Algols paradox

Denna paradox formulerades i mitten av 1900-talet av de sovjetiska astronomerna A. G. Masevich och P. P. Parenago , som uppmärksammade diskrepansen mellan massorna av Algolkomponenterna och deras evolutionära skede. Enligt teorin om stjärnutveckling är utvecklingshastigheten för en massiv stjärna mycket större än för en stjärna med en massa som är jämförbar med solens, eller något mer. Det är uppenbart att binärstjärnans komponenter bildades samtidigt, därför måste den massiva komponenten utvecklas tidigare än den med låg massa. Men i Algol-systemet var den mer massiva komponenten yngre.

Förklaringen till denna paradox är relaterad till fenomenet massflöde i nära binära system och föreslogs först av den amerikanske astrofysikern D. Crawford. Om vi ​​antar att en av komponenterna under evolutionens gång har möjlighet att överföra massa till en granne, så tas paradoxen bort [8] .

Massutbyte mellan stjärnor

Betrakta approximationen av ett nära binärt system (som bär namnet på Roche-approximationen ):

  1. Stjärnor anses vara punktmassor och deras egen rörelsemängd kan försummas i jämförelse med den orbitala.
  2. Komponenter roterar synkront.
  3. Banan är cirkulär

Sedan för komponenterna M 1 och M 2 med summan av de stora halvaxlarna a=a 1 +a 2 introducerar vi ett koordinatsystem som är synkront med omloppsrotationen av det nära binära systemet. Referenscentrum är i mitten av stjärnan Mi , X - axeln är riktad från Mi till M2 och Z - axeln  är längs rotationsvektorn. Sedan skriver vi potentialen förknippad med komponenternas gravitationsfält och centrifugalkraften [2] :

,

där r 1 = √ x 2 + y 2 +z 2 , r 2 = √ (xa) 2 + y 2 +z 2 , μ= M 2 /(M 1 +M 2 ) och ω  är orbitalfrekvensen för komponenterna . Med Keplers tredje lag kan Roche-potentialen skrivas om enligt följande:

,

var finns den dimensionslösa potentialen:

,

där q = M2 / M1

Ekvipotentialerna hittas från ekvationen Φ(x,y,z)=const . Nära stjärnornas centrum skiljer de sig lite från sfäriska, men när avståndet ökar blir avvikelserna från sfärisk symmetri starkare. Som ett resultat möts båda ytorna vid Lagrangepunkten L 1 . Detta betyder att den potentiella barriären vid denna punkt är lika med 0, och partiklar från stjärnans yta som ligger nära denna punkt kan röra sig inuti grannstjärnans Roche-lob på grund av termisk kaotisk rörelse [2] .

Ny

Nya stjärnor kallas för att under en kort tid (veckor, månader) öka sin ljusstyrka tusentals (upp till hundratusentals) gånger. Enligt forskningsresultaten är alla sådana stjärnor binära, en av komponenterna är en vit dvärg, och den andra är en stjärna med vanlig densitet, som helt fyller sin Roche-lob.

Röntgen fördubblar

Nära par kallas röntgenbinärer, där en av stjärnorna är ett kompakt föremål, en neutronstjärna eller ett svart hål, och hård strålning uppstår som ett resultat av fall av materia från en vanlig stjärna (som har nått gränserna av Roche-loben) på en ackretionsskiva formad runt den kompakta komponenten i paret.

Symbiotiska stjärnor

Interagerande binära system som består av en röd jätte och en vit dvärg omgiven av en gemensam nebulosa. De kännetecknas av komplexa spektra , där det tillsammans med absorptionsband (till exempel TiO ) finns emissionslinjer som är karakteristiska för nebulosor (OIII, NeIII, etc.). Symbiotiska stjärnor är varierande med perioder på flera hundra dagar, de kännetecknas av novaliknande utbrott , under vilka deras ljusstyrka ökar med två till tre magnituder.

Symbiotiska stjärnor är ett relativt kortsiktigt, men extremt viktigt och rikt stadium i sina astrofysiska manifestationer i utvecklingen av binära stjärnsystem med måttlig massa med initiala omloppsperioder på 1–100 år.

Bursters

En mängd olika röntgenbinärer som sänder ut strålning i korta skurar (sekunder) med tiotals sekunders intervall.

Typ Ia supernovor

Sådana supernovor bildas i ett binärt system när massan av en kompakt komponent (vit dvärg) under ackretion når Chandrasekhar-gränsen, eller en kolexplosion inträffar.

Ursprung och utveckling

Mekanismen för bildandet av en enda stjärna har studerats ganska väl - detta är kompressionen av ett molekylärt moln på grund av gravitationsinstabilitet . Det var också möjligt att etablera den initiala massdistributionsfunktionen . Självklart bör det binära stjärnbildningsscenariot vara detsamma, men med ytterligare modifieringar. Den bör också förklara följande kända fakta [9] :

  1. Dubbel frekvens. I genomsnitt är det 50 %, men det är olika för stjärnor av olika spektraltyper. För O-stjärnor är det cirka 70 %, för stjärnor som solen (spektraltyp G) är det nära 50 % och för spektraltyp M cirka 30 %.
  2. Periodfördelning.
  3. Excentriciteten hos binära stjärnor kan anta vilket värde som helst 0<e<1 , med ett medianvärde på e=0,55 . Det kan hävdas att det inte finns något föredraget värde, och banor med hög excentricitet är vanliga.
  4. Massförhållande. Fördelningen av massförhållandet q= M 1 / M 2 är svårast att mäta, eftersom påverkan av selektionseffekter är stor, men för närvarande tror man att fördelningen är homogen och ligger inom 0,2<q<1 . Således tenderar binära stjärnor att ha komponenter med samma massa mycket starkare än vad den initiala massfunktionen förutsäger.

För närvarande finns det ingen slutgiltig förståelse för vilken typ av modifieringar som bör göras, och vilka faktorer och mekanismer som spelar en avgörande roll här. Alla teorier som hittills föreslagits kan delas in enligt den bildningsmekanism de använder [10] :

  1. Teorier med en mellanliggande kärna
  2. Mellanskiva teorier
  3. Dynamiska teorier

Teorier med en mellanliggande kärna

Den mest talrika klassen av teorier. Hos dem sker bildningen på grund av den snabba eller tidiga separationen av protomolnet.

Den tidigaste av dem tror att molnet under kollapsen, på grund av olika typer av instabilitet, bryts upp i lokala jeansmassor, som växer tills den minsta av dem upphör att vara optiskt transparent och inte längre kan kylas effektivt. Den beräknade stjärnmassfunktionen sammanfaller dock inte med den observerade.

En annan av de tidiga teorierna antog multiplikationen av kollapsande kärnor, på grund av deformation till olika elliptiska former.

Moderna teorier av den typ som diskuteras menar dock att huvudorsaken till fragmentering är tillväxten av intern energi och rotationsenergi när molnet drar ihop sig [10] .

Teorier för mellanliggande skivor

I teorier med en dynamisk skiva sker bildningen under fragmenteringen av den protostellära skivan, det vill säga mycket senare än i teorier med en mellanliggande kärna. Detta kräver en ganska massiv skiva, mottaglig för gravitationsinstabilitet, och vars gas effektivt kyls. Då kan flera följeslagare dyka upp, liggande i samma plan, som samlar upp gas från moderskivan.

På senare tid har antalet datorberäkningar av sådana teorier ökat kraftigt. Inom ramen för detta tillvägagångssätt är ursprunget till nära binära system, såväl som hierarkiska system av olika mångfald, väl förklarat.

Dynamiska teorier

Den senare mekanismen antyder att binära stjärnor bildades under loppet av dynamiska processer som provocerades av konkurrenskraftig tillväxt. I det här scenariot antas det att molekylmolnet bildar kluster med ungefär jeansmassa på grund av olika slags turbulenser inuti det. Dessa gäng, som interagerar med varandra, tävlar om substansen i det ursprungliga molnet. Under sådana förhållanden fungerar både den redan nämnda modellen med en mellanliggande skiva och andra mekanismer, som kommer att diskuteras nedan, bra. Dessutom för protostjärnornas dynamiska friktion med den omgivande gasen komponenterna närmare varandra.

Som en av de mekanismer som fungerar under dessa förhållanden föreslås en kombination av fragmentering med en mellanliggande kärna och en dynamisk hypotes. Detta gör det möjligt att reproducera frekvensen av flera stjärnor i stjärnhopar. Men fragmenteringsmekanismen har ännu inte beskrivits exakt.

En annan mekanism involverar en ökning av tvärsnittet av gravitationsinteraktion nära skivan tills en närliggande stjärna fångas. Även om en sådan mekanism är ganska lämplig för massiva stjärnor, är den helt olämplig för lågmassa och är osannolikt att vara dominerande i bildandet av dubbelstjärnor [10] .

Exoplaneter i binära system

Av de mer än 800 för närvarande kända exoplaneterna överstiger antalet kretsande enstaka stjärnor betydligt antalet planeter som finns i stjärnsystem av olika mångfald. Enligt de senaste uppgifterna finns det 64 [11] .

Exoplaneter i binära system är vanligtvis uppdelade enligt konfigurationerna av deras banor [11] :

Om du försöker föra statistik visar det sig [11] :

  1. En betydande del av planeterna lever i system där komponenterna är separerade i intervallet från 35 till 100 AU. e. koncentrera sig kring ett värde av 20 a. e.
  2. Planeter i breda system (> 100 AU) har massor mellan 0,01 och 10 MJ (nästan samma som för enstaka stjärnor), medan planetmassorna för system med mindre separationer sträcker sig från 0,1 till 10 M J
  3. Planeter i breda system är alltid singel
  4. Fördelningen av orbitala excentriciteter skiljer sig från enstaka och når värdena e = 0,925 och e = 0,935.

Viktiga funktioner i bildningsprocesser

Omskärelse av den protoplanetära skivan. Medan den protoplanetära skivan i enstaka stjärnor kan sträcka sig upp till Kuiperbältet (30-50 AU), är dess storlek avskuren i dubbelstjärnor av inverkan av den andra komponenten. Således är längden på den protoplanetära skivan 2-5 gånger mindre än avståndet mellan komponenterna.

Krökning av den protoplanetära skivan. Skivan som återstår efter skärningen fortsätter att påverkas av den andra komponenten och börjar sträckas, deformeras, flätas ihop och till och med gå sönder. En sådan skiva börjar också precessera.

Minskar livslängden för den protoplanetära skivan. För breda binärer, såväl som för enstaka, är livslängden för en protoplanetär skiva 1–10 Myr, dock för system med en separation på <40 AU. e. Skivans livslängd bör vara i intervallet 0,1–1 miljon år.

Planetesimal bildningsscenario

Inkonsekventa utbildningsscenarier

Det finns scenarier där den initiala, omedelbart efter bildandet, konfigurationen av planetsystemet skiljer sig från det nuvarande och uppnåddes under loppet av vidare utveckling.

Astronomiska data och deras analys

Ljuskurvor

Exempel på ljuskurvor för ett separerat och nära binärt system

I fallet när binärstjärnan förmörkar, blir det möjligt att plotta beroendet av den integrerade ljusstyrkan i tid. Ljusstyrkans variation på denna kurva kommer att bero på [12] :

  1. Själva solförmörkelserna
  2. ellipsoidala effekter.
  3. Effekterna av reflektion, eller snarare behandlingen av strålningen från en stjärna i en annans atmosfär.

Analysen av endast själva solförmörkelserna, när komponenterna är sfäriskt symmetriska och det inte finns några reflektionseffekter, reducerar till att lösa följande ekvationssystem [12] :

där ξ, ρ  är de polära avstånden på skivan för den första och andra stjärnan, I a  är absorptionsfunktionen för strålningen från en stjärna från den andras atmosfär, I c  är ljusstyrkans funktion för områdena dσ för olika komponenter , Δ  är överlappningsområdet, r ξc , r ρc  är de totala radierna för den första och den andra stjärnan.

Lösningen av detta system utan a priori antaganden är omöjlig. Precis som analysen av mer komplexa fall med ellipsoida komponenter och reflektionseffekter, som är signifikanta i olika varianter av nära binära system. Därför introducerar alla moderna metoder för att analysera ljuskurvor på ett eller annat sätt modellantaganden, vars parametrar hittas med hjälp av andra typer av observationer [12] .

Radiella hastighetskurvor

Om en dubbelstjärna observeras spektroskopiskt, det vill säga det är en spektroskopisk binärstjärna, är det möjligt att plotta förändringen i komponenternas radiella hastigheter med tiden. Om vi ​​antar att banan är cirkulär kan vi skriva följande [2] :

,

där V s  är komponentens radiella hastighet, i  är banans lutning mot siktlinjen, P  är perioden och a  är radien för komponentens bana. Om vi ​​nu ersätter Keplers tredje lag i denna formel, har vi:

,

där M s  är massan av den komponent som studeras, M 2  är massan av den andra komponenten. Genom att observera båda komponenterna kan man alltså bestämma förhållandet mellan massorna av stjärnorna som utgör binären. Om vi ​​återanvänder Keplers tredje lag, reduceras den senare till följande:

,

där G  är gravitationskonstanten och f(M 2 )  är stjärnans massfunktion och är per definition lika med:

.

Om omloppsbanan inte är cirkulär, utan har en excentricitet, så kan det visas att för massfunktionen måste omloppsperioden P multipliceras med faktorn .

Om den andra komponenten inte observeras, fungerar funktionen f(M2 ) som den nedre gränsen för dess massa.

Det bör noteras att genom att endast studera de radiella hastighetskurvorna är det omöjligt att bestämma alla parametrar för ett binärt system, det kommer alltid att finnas osäkerhet i form av en okänd orbital lutningsvinkel [2] .

Bestämma massan av komponenter

Nästan alltid beskrivs gravitationsinteraktionen mellan två stjärnor med tillräcklig noggrannhet av Newtons lagar och Keplers lagar , som är en konsekvens av Newtons lagar. Men för att beskriva dubbla pulsarer (se Taylor-Hulse-pulsaren ) måste man tillgripa allmän relativitetsteori . Genom att studera de observationella manifestationerna av relativistiska effekter kan man återigen kontrollera riktigheten av relativitetsteorin.

Keplers tredje lag relaterar rotationsperioden till avståndet mellan komponenterna och systemets massa:

,

där  är rotationsperioden,  är systemets halvstora axel, och  är komponenternas massor,  är gravitationskonstanten . För ett visuellt binärt system är det möjligt att bestämma banorna för båda komponenterna, beräkna perioden och halvaxeln samt massförhållandet. Den binära karaktären hos ett system kan emellertid ofta endast bedömas utifrån spektraldata (spektral binär data). Från rörelsen av spektrallinjer kan man bestämma de radiella hastigheterna för en komponent, och i sällsynta fall, två komponenter samtidigt. Om den radiella hastigheten för endast en komponent är känd, kan fullständig information om massorna inte erhållas, men det är möjligt att konstruera en massfunktion och bestämma den övre gränsen för massan av den andra komponenten, vilket betyder att säga om den kan vara ett svart hål eller en neutronstjärna.

Historia om upptäckter och studier

Den förste som lade fram idén om existensen av binära stjärnor var John Michell (pastor John Michell). I ett tal till Royal Society 1767 föreslog han att många stjärnor som ses som binärer verkligen kan vara fysiskt relaterade. Observationsbevis för denna hypotes publicerades av Sir William Herschel 1802 [13] .

Se även

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 A.A. Kiselev. Dubbla stjärnor . Astronet (12 december 2005). Hämtad 27 april 2013. Arkiverad från originalet 5 april 2013.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Allmän astrofysik . - Fryazino: CENTURY 2, 2006. - S.  208 -223. — 398 sid. - 1500 exemplar.  — ISBN 5-85099-169-7 .
  3. ↑ Speckle Interferometry och banor för "snabba" visuella binärer
  4. ↑ VV Makarov och GH Kaplan. Statistiska begränsningar för astrometriska binärer med icke-linjär rörelse . - .
  5. ↑ Pope, Benjamin; Martinache, Frantz; Tuthill, Peter. Dancing in the Dark: New Brown Dwarf Binaries från Kernel Phase Interferometry. - 2013. - .
  6. ↑ Gravitationsmikrolinsning av binära stjärnor: Ljuskurvasyntes . - 1997.  (otillgänglig länk)
  7. ↑ Choi, J.-Y.; Han, C.; Udalski, A.; Sumi, T osv. Mikrolinsning upptäckt av en population av mycket snäva, mycket låga binära bruna dvärgar. - 2013. - .
  8. ↑ V.M. Lipunov. Algol-paradoxen . Hämtad 11 maj 2013. Arkiverad från originalet 4 mars 2016.
  9. ↑ Richard B. Larson. Implikationer av binära egenskaper för teorier om stjärnbildning  (engelska) . - 2001. Arkiverad 28 maj 2008.
  10. ↑ 1 2 3 Kaitlin M. Kratter. Bildandet av binärer (engelska) . - 2011. - . - arXiv : 1109.3740 .  
  11. ↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sun, Yi-Sui. Bildar olika planetsystem .
  12. ↑ 1 2 3 A.V. Goncharsky, A.M. Cherepashchuk, A.G. Yagola. Illa ställda problem med astrofysik. - Moskva: Nauka, 1985. - S. 68-101. — 351 sid. - 2500 exemplar.
  13. ↑ Hans Zinnecker. Binary Stars: Historical Millestones  (engelska)  : konferenshandlingar. - Bildandet av binära stjärnor IAU symposium, 2001. - Vol. 200 . Arkiverad från originalet den 28 maj 2008.

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk