Если две звезды связаны друг с другом гравитационным действием, а обращаются по орбитам вокруг единого центра масс, то они считаются двойной системой. Двойная звезда — очень распространённый тип звёздного населения. В Млечном Пути около половины звёзд относятся именно к двойным системам. Такие объекты интересны тем, что позволяют определить массы компонентов. Это возможно, если известны расстояние между членами сообщества, а также период обращения. Данная методика считается превалирующей для определения масс звёздных объектов.
Классификация двойных звёзд
Классификация двойных звёзд производится по способу их наблюдения.
Визуально-двойные. К звёздам такого типа относятся объекты, которые реально увидеть раздельно, то есть, они могут быть разрешены. Поскольку наблюдение их происходит с помощью телескопов, то большей частью они расположены не очень далеко от Солнца, а периоды их обращений достаточно велики. Каталоги WDS и CCDM насчитывают соответственно 78 000 и 110 000 подобных объектов. Но лишь для сотни из них точность вычисления орбит позволяет определить массы компонентов.
Спектрально-двойные. Таковыми звёзды считаются, если их двойную природу определили при помощи спектральных наблюдений. С помощью спектроскопических данных вычисляются основные параметры:
- Массы компонентов системы;
- Расстояние между объектами;
- Периоды их обращений;
- Эксцентриситет орбит.
Каталог SB9, считающийся самым известным и обширным, содержит 2839 объектов, относящихся к классу спектрально-двойных звёзд.
Самыми ближайшими к Солнцу двойными звёздами являются двойные системы: Сириус А и Сириус В, UV Кита А и UV Кита В.
Кратные звёздные системы
Тройные. Такие сообщества встречаются уже много реже систем двойных – примерно, в 20 раз. Чаще всего, это главная пара, состоящая из двойной звезды, имеющая отдалённый спутник. Его вращение происходит вокруг этой пары, являющейся для него единым телом. Ближайшая к нам звезда – Проксима созвездия Центавра – как раз и есть спутник двойной системы того же созвездия – Альфа А и Альфа В.
Системы из четырёх звёзд. Для такого сообщества, встречающегося очень редко, необходимо иное строение системы. Это две тесные звёздные пары, разделённые расстоянием, которое не может быть меньше пятикратного расстояния между самими звёздами (пример — Эпсилон созвездия Лиры).
Пять и шесть членов. Это предел для кратности звёздных систем, а встречаются они чрезвычайно редко. Примером может быть Кастор, главная звезда Близнецов. Он состоит из шести объектов – двойной спутник обращается вокруг пары звёзд, которые тоже двойные – Кастор А и Кастор В.
Образование двойных и кратных систем
Формирование двойной звезды немного отличается от формирования одиночной. Вот некоторые общепринятые теории:
- Теория промежуточного ядра. Этот вариант подразумевает, что формирование звёзд происходит вследствие разделения протооблака, которое происходило быстро или очень рано.
- Теория промежуточного диска. В массивном протозвёздном диске, который подвержен гравитационной нестабильности, происходит резкое охлаждение газа. По этой причине в одной плоскости возникают несколько компаньонов.
- Динамические теории. Образование двойных звёзд – это динамические процессы, которые стимулирует соревновательная аккреция (приращение тела веществом из космического пространства).
Взаимодействие двойных и кратных звёзд
В силу того, что расстояния между участниками в двойных и иных звёздных сообществах различны, их взаимодействие имеет разный характер. Если звёзды расположены близко, то возникают явления приливов и перетекания газов от одного компаньона к другому. Поэтому периоды обращения в этих системах могут укладываться в часы и сутки. Если же расстояния в парах очень велики, то периоды обращений могут достигать тысячелетий, а взаимодействие членов сообщества будет практически незаметно. Также имеет значение взаимодействие двойных звёзд с иными объектами. Ими могут стать, например, молекулярные облака гигантских размеров. Не меньше половины звёзд имеют одного или несколько компаньонов.
