Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Не путать с двойной звездой . Для группы хип-хопа см. Binary Star (группа хип-хопа) .
Хаббловское изображение двойной системы Сириуса , на котором можно четко выделить Сириус B (внизу слева)

Двойная звезда является звездная система , состоящая из двух звезд , вращающихся вокруг вокруг их общего центра масс . Системы из двух или более звезд называются кратными звездными системами . Эти системы, особенно когда они находятся на более удаленном расстоянии, часто кажутся невооруженному глазу как одна световая точка, а затем обнаруживаются как множественные другими способами.

Термин двойная звезда часто используется как синоним двойной звезды ; однако двойная звезда может также означать оптическую двойную звезду . Оптические двойники называются так потому, что две звезды появляются близко друг к другу на небе, если смотреть с Земли; они почти на одной прямой видимости . Тем не менее их «двойственность» зависит только от этого оптического эффекта; сами звезды далеки друг от друга и не имеют физической связи. Двойную звезду можно определить как оптическую по разнице в измерениях параллакса , собственных движений или лучевых скоростей.. Большинство известных двойных звезд не были должным образом изучены, чтобы определить, являются ли они оптическими двойниками или двойниками, физически связанными гравитацией в кратную звездную систему.

Двойные звездные системы очень важны в астрофизике, потому что расчеты их орбит позволяют напрямую определять массы составляющих их звезд, что, в свою очередь, позволяет косвенно оценивать другие звездные параметры, такие как радиус и плотность. Это также определяет эмпирическую зависимость светимости от массы (MLR), по которой можно оценить массы одиночных звезд.

Двойные звезды часто рассматриваются как отдельные звезды, и в этом случае они называются визуально-двойными . Многие визуальные двойные системы имеют длинные орбитальные периоды, составляющие несколько столетий или тысячелетий, и поэтому их орбиты являются неопределенными или малоизвестными. Их также можно обнаружить с помощью косвенных методов, таких как спектроскопия ( спектроскопические двойные системы ) или астрометрия ( астрометрические двойные системы ). Если двойная звезда окажется на орбите в плоскости, лежащей на нашем луче зрения, ее компоненты затмятся и пересекут друг друга; эти пары называются затменными двойными или вместе с другими двойными системами, которые изменяют яркость при движении по орбите,фотометрические двойные системы .

Если компоненты в двойных звездных системах достаточно близки, они могут гравитационно искажать их общие внешние звездные атмосферы. В некоторых случаях эти тесные двойные системы могут обмениваться массой, что может привести их эволюцию к этапам, недоступным для одиночных звезд. Примерами двойных объектов являются Сириус и Лебедь X-1 (Лебедь X-1 - хорошо известная черная дыра ). Двойные звезды также являются ядрами многих планетарных туманностей и являются прародителями как новых, так и сверхновых типа Ia .

Открытие [ править ]

Термин двоичный впервые был использован в этом контексте сэром Уильямом Гершелем в 1802 году [1], когда он писал: [2]

Если, наоборот, две звезды действительно должны быть расположены очень близко друг к другу и в то же время настолько изолированы, чтобы не подвергаться существенному влиянию притяжения соседних звезд, тогда они составят отдельную систему и останутся объединенными. связь их собственного взаимного тяготения друг к другу. Это следует называть настоящей двойной звездой; и любые две звезды, которые таким образом связаны между собой, образуют двойную звездную систему, которую мы сейчас должны рассмотреть.

Согласно современному определению, термин двойная звезда обычно ограничивается парами звезд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Двойные звезды, которые можно разрешить с помощью телескопа или интерферометрических методов, известны как визуально-двойные . [3] [4] Для большинства известных визуальных двойных звезд еще не наблюдался полный оборот; скорее, они двигались по изогнутой траектории или по частичной дуге. [5]

Двоичная система двух звезд

Более общий термин двойная звезда используется для пар звезд, которые на небе находятся близко друг к другу. [1] Это различие редко проводится на других языках, кроме английского. [3] Двойные звезды могут быть двойными системами или могут быть просто двумя звездами, которые кажутся на небе близко друг к другу, но имеют совершенно разные истинные расстояния от Солнца. Последние называются оптическими двойниками или оптическими парами . [6]

С момента изобретения телескопа было найдено много пар двойных звезд. Ранние примеры включают Mizar и Acrux . Мицар, в Большой Медведицы ( Ursa Major ), было отмечено, что в два раза к Риччоли в 1650 году [7] [8] (и , возможно , ранее Бенедетто Кастелли и Galileo ). [9] Яркая южная звезда Акрукс на Южном Кресте была обнаружена отцом Фонтене как двойная в 1685 году. [7]

Джон Мичелл был первым, кто предположил, что двойные звезды могут быть физически связаны друг с другом, когда в 1767 году он утверждал, что вероятность того, что двойная звезда возникла в результате случайного совмещения, мала. [10] [11] Уильям Гершель начал наблюдать двойные звезды в 1779 году и вскоре после этого опубликовал каталоги примерно 700 двойных звезд. [12] К 1803 году он наблюдал изменения относительного положения ряда двойных звезд в течение 25 лет и пришел к выводу, что они должны быть двойными системами; [13] первая орбита двойной звезды, однако, не была вычислена до 1827 года, когда Феликс Савари вычислил орбиту Xi Большой Медведицы . [14] С этого времени было каталогизировано и измерено еще много двойных звезд. Вашингтон Double Star Catalog , база данных визуальных двойных звезд , собранных в Военно - морской обсерватории США , содержит более 100 тысяч пар двойных звезд, [15] в том числе оптических двойников, а также двойных звезд. Известны орбиты только нескольких тысяч из этих двойных звезд [16], и большинство из них не были установлены ни на истинные двойные, ни на оптические двойные звезды. [17] Это можно определить, наблюдая за относительным движением пар. Если движение является частью орбиты, или если звезды имеют одинаковые лучевые скорости и различие в их собственных движенияхмала по сравнению с их обычным собственным движением, пара, вероятно, физическая. [18] Одной из задач, которая остается перед визуальными наблюдателями двойных звезд, является получение достаточных наблюдений, чтобы доказать или опровергнуть гравитационную связь.

Классификации [ править ]

Диск газа и пыли, окружающий двойную звездную систему HD 106906, с ребра

Методы наблюдения [ править ]

Двойные звезды подразделяются на четыре типа в зависимости от того, как они наблюдаются: визуально, путем наблюдения; спектроскопически - по периодическим изменениям спектральных линий ; фотометрически - по изменениям яркости, вызванным затмением; или астрометрически , измеряя отклонение положения звезды, вызванное невидимым спутником. [3] [19] Любая двойная звезда может принадлежать к нескольким из этих классов; например, несколько спектрально-двойных систем также являются затменными двойными.

Визуальные двоичные файлы [ править ]

Основная статья: Визуальный двоичный файл

Визуальный бинарная звезда является двойной звездой , для которых угловое расстояние между двумя компонентами достаточно велик , чтобы позволить им наблюдать , как двойной звезды в телескоп , или даже мощных биноклей . Угловое разрешение телескопа является важным фактором в обнаружении визуальных бинарных файлов, а также лучше угловое разрешение применяется для двойных звездных наблюдений, будет обнаружено большее количество визуальных бинарных файлов. Относительная яркость двух звезд также является важным фактором, поскольку блики яркой звезды могут затруднить обнаружение более слабого компонента.

Более яркая звезда визуально двойной звезды - это первичная звезда, а более тусклая - вторичная. В некоторых публикациях (особенно старшего возраста), слабый вторичный называется приходит ( во множественном числе comites , компаньон). Если звезды имеют одинаковую яркость, обычно принимается обозначение первооткрывателя. [20]

Угловое положение вторичной по отношению к первичной измеряется вместе с угловым расстоянием между этими двумя звездами. Время наблюдения также записывается. После того, как в течение определенного периода времени записано достаточное количество наблюдений, они наносятся на график в полярных координатах с главной звездой в начале координат, и через эти точки проводится наиболее вероятный эллипс , при котором выполняется закон площадей Кеплера . Этот эллипс известен как кажущийся эллипс и является проекцией действительной эллиптической орбиты вторичной обмотки относительно первичной на плоскости неба. Из этого спроецированного эллипса можно вычислить полные элементы орбиты, гдеБольшая полуось может быть выражена только в угловых единицах, если звездный параллакс и, следовательно, расстояние до системы не известны. [4]

Спектроскопические двойные системы [ править ]

Algol B вращается вокруг Algol A. Эта анимация была собрана из 55 изображений интерферометра CHARA в ближнем инфракрасном H-диапазоне, отсортированных по орбитальной фазе.

Иногда единственное свидетельство наличия двойной звезды - это эффект Доплера на излучаемый ею свет. В этих случаях двойная система состоит из пары звезд, где спектральные линии света, излучаемого каждой звездой, смещаются сначала в сторону синего, а затем в сторону красного, поскольку каждая из них сначала движется к нам, а затем от нас во время своего движения. об их общем центре масс с периодом их общей орбиты.

В этих системах расстояние между звездами обычно очень мало, а орбитальная скорость очень высока. Если плоскость орбиты не перпендикулярна лучу зрения, орбитальные скорости будут иметь компоненты на луче зрения, а наблюдаемая радиальная скорость системы будет периодически меняться. Поскольку лучевая скорость может быть измерена с помощью спектрометра , наблюдая доплеровский сдвиг спектральных линий звезд , двойные системы, обнаруженные таким образом, известны как спектроскопические двойные системы . Большинство из них не могут быть разрешены как визуальные двоичные изображения даже с помощью телескопов с самой высокой разрешающей способностью из существующих .

В некоторых спектрально-двойных системах видны спектральные линии обеих звезд, причем линии попеременно двойные и одиночные. Такая система известна как двухстрочная спектроскопическая двойная система (часто обозначаемая «SB2»). В других системах виден спектр только одной из звезд, и линии в спектре периодически смещаются в сторону синего, затем в сторону красного и снова обратно. Такие звезды известны как одинарные спектрально-двойные системы («SB1»).

Орбита спектроскопической двойной системы определяется путем проведения длинной серии наблюдений лучевой скорости одного или обоих компонентов системы. Наблюдения отображаются в зависимости от времени, и по полученной кривой определяется период. Если орбита круглая, кривая будет синусоидальной . Если орбита эллиптическая , форма кривой будет зависеть от эксцентриситета эллипса и ориентации большой оси относительно луча зрения.

Невозможно по отдельности определить большую полуось a и наклон плоскости орбиты i . Тем не менее, продукт большой полуоси и синус угла наклона (т.е. грешить I ) могут быть определены непосредственно в линейных единицах (например , километры). Если a или i можно определить другими способами, как в случае затменных двоичных файлов, можно будет найти полное решение для орбиты. [21]

Двойные звезды, которые одновременно являются визуальными и спектрально-двойными, встречаются редко и при обнаружении являются ценным источником информации. Известно около 40. Визуальные двойные звезды часто имеют большие истинные расстояния с периодами от десятилетий до столетий; следовательно, их орбитальные скорости обычно слишком малы, чтобы их можно было измерить спектроскопически. И наоборот, спектрально-двойные звезды быстро движутся по своим орбитам, потому что они расположены близко друг к другу, обычно слишком близко, чтобы их можно было обнаружить как визуально-двойные. Таким образом, двойные системы, которые являются визуальными и спектроскопическими, должны быть относительно близки к Земле.

Затменные двоичные файлы [ править ]

Затмевая двойную звездой является двойной звездной системой , в которой плоскость орбиты два звезды лежат так почти в прямой видимости наблюдателя , что компоненты претерпевают взаимные затмения . [22] В случае, когда двойная двойная система также является спектрально-двойной и параллакс системы известен, двойная система весьма ценна для звездного анализа. Алгол , тройная звездная система в созвездии Персея , содержит самый известный пример затменной двойной системы.

Воспроизвести медиа
На этом видео показано, как художник запечатлел затмевающую двойную звездную систему. По мере того как две звезды движутся по орбите друг друга, они проходят друг перед другом, и их общая яркость, видимая с расстояния, уменьшается.

Затменные двойные звезды являются переменными звездами не потому, что свет отдельных компонентов меняется, а из-за затмений. Кривая блеска из затменных двойных характеризуется периодами практически постоянным светом, с периодическими каплями по интенсивности , когда одна звезда проходит перед другой. Яркость может упасть в два раза во время движения по орбите: один раз, когда вторичный проходит перед первичным, и один раз, когда первичный проходит перед вторичным. Более глубокое из двух затмений называется первичным, независимо от того, какая звезда скрывается, а если также происходит неглубокое второе затмение, оно называется вторичным. Размер падения яркости зависит от относительной яркости двух звезд, доли скрытой звезды и поверхностной яркости.(т.е. эффективная температура ) звезд. Обычно затмение более горячей звезды вызывает первичное затмение. [22]

Период орбиты затменной двойной системы можно определить, изучив ее кривую блеска , а относительные размеры отдельных звезд можно определить в терминах радиуса орбиты, наблюдая, как быстро изменяется яркость диска ближайшего к нему диска. звезда скользит по диску другой звезды. [22] Если это также спектроскопическая двойная система, элементы орбиты также могут быть определены, и масса звезд может быть определена относительно легко, что означает, что в этом случае можно определить относительные плотности звезд. [23]

Примерно с 1995 года измерения фундаментальных параметров внегалактических затменных двойных систем стали возможны с помощью телескопов 8-метрового класса. Это позволяет использовать их для прямого измерения расстояний до внешних галактик, что является более точным процессом, чем использование стандартных свечей . [24] К 2006 году они были использованы , чтобы дать прямые оценки расстояния к LMC , SMC , Андромеды и Треугольника Галактики . Затменные двойные системы предлагают прямой метод измерения расстояний до галактик с улучшенной точностью 5%. [25]

Незатменные двоичные файлы, которые можно обнаружить с помощью фотометрии [ править ]

Соседние незатменные двойные системы также можно обнаружить фотометрически , наблюдая, как звезды влияют друг на друга тремя способами. Первый - это наблюдение за дополнительным светом, который звезды отражают от своего спутника. Во-вторых, наблюдая эллипсоидальные изменения блеска, которые вызваны деформацией формы звезды их спутниками. Третий метод - посмотреть, как релятивистское излучение влияет на видимую величину звезд. Обнаружение двойных файлов этими методами требует точной фотометрии . [26]

Астрометрические двоичные файлы [ править ]

Астрономы обнаружили несколько звезд, которые, казалось бы, вращаются вокруг пустого пространства. Астрометрические двойные звезды - это относительно близкие звезды, которые, как видно, колеблются вокруг точки в космосе без видимого спутника. Та же математика, что и для обычных двоичных файлов, может быть применена для определения массы пропавшего спутника. Компаньон может быть очень тусклым, так что в настоящее время его невозможно обнаружить или замаскирован бликами своего основного источника, или это может быть объект, который излучает мало или совсем не излучает электромагнитное излучение , например нейтронная звезда . [27]

Положение видимой звезды тщательно измеряется и обнаруживается, что оно меняется из-за гравитационного влияния ее двойника. Положение звезды многократно измеряется относительно более далеких звезд, а затем проверяется периодическое изменение положения. Обычно этот тип измерения может быть выполнен только для ближайших звезд, например, в пределах 10  парсеков . Близлежащие звезды часто имеют относительно высокое собственное движение , поэтому будет казаться, что астрометрические двойные звезды движутся по небу по шаткой траектории.

Если спутник достаточно массивен, чтобы вызвать наблюдаемое изменение положения звезды, то его присутствие можно сделать вывод. Из точных астрометрических измерений движения видимой звезды за достаточно длительный период времени можно получить информацию о массе спутника и его орбитальном периоде. [28] Несмотря на то, спутник не виден, характеристики систем могут быть определены из наблюдений с помощью Kepler «s законов . [29]

Этот метод обнаружения двойных звезд также используется для определения местоположения внесолнечных планет, вращающихся вокруг звезды. Однако требования к выполнению этого измерения очень строгие из-за большой разницы в соотношении масс и, как правило, длительного периода обращения планеты по орбите. Обнаружение сдвигов положения звезды - очень сложная наука, и добиться необходимой точности сложно. Космические телескопы могут избежать эффекта размытия атмосферы Земли , что приводит к более точному разрешению.

Конфигурация системы [ править ]

Двухквартирный
Контакт
Конфигурации двойной звездной системы с отношением масс 3. Черные линии представляют внутренние критические эквипотенциалы Роша, доли Роша.

Другая классификация основана на расстоянии между звездами относительно их размеров: [30]

Обособленные двойные системы - это двойные звезды, в которых каждый компонент находится в пределах своей полости Роша , то есть области, где гравитационное притяжение самой звезды больше, чем у другого компонента. Звезды не оказывают большого влияния друг на друга и, по сути, развиваются отдельно. Большинство двоичных файлов принадлежат к этому классу.

Полуразделенные двойные звезды - это двойные звезды, в которых один из компонентов заполняет полость Роша двойной звезды, а другой - нет. Газ с поверхности компонента, заполняющего полость Роша (донора), переносится на другую аккрецирующую звезду. Массоперенос доминирует над эволюцией системы. Во многих случаях втекающий газ образует аккреционный диск вокруг аккретора.

Контакт двоичное представляет собой тип двойной звезды , в котором оба компонента бинарного заполнения их полости Роша . Самая верхняя часть звездной атмосферы образует общую оболочку , окружающую обе звезды. Поскольку трение оболочки тормозит орбитальное движение , звезды в конечном итоге могут слиться . [31] W Ursae Majoris является примером.

Катаклизмические переменные и рентгеновские двойные файлы [ править ]

Представление художника о катаклизмической системе переменных

Когда двойная система содержит компактный объект, такой как белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра , газ от другой (донорной) звезды может аккрецироваться на компактный объект. Это высвобождает гравитационную потенциальную энергию , в результате чего газ становится более горячим и испускает излучение. Катаклизмические переменные звезды , компактным объектом которых является белый карлик, являются примерами таких систем. [32] В рентгеновских двойных системах компактным объектом может быть нейтронная звезда или черная дыра . Эти двойные системы классифицируются как маломассивные или большие.по массе звезды-донора. Рентгеновские двойные с большой массой содержат молодую звезду-донор с большой массой раннего типа , которая передает массу своим звездным ветром , в то время как рентгеновские двойные системы с малой массой представляют собой полуразделенные двойные системы, в которых газ от звезды - донора позднего типа или белый карлик выходит из полости Роша и падает в сторону нейтронной звезды или черной дыры. [33] Вероятно, наиболее известным примером рентгеновской двойной системы является массивная рентгеновская двойная система Cygnus X-1 . В Лебеде X-1 масса невидимого спутника оценивается примерно в девять раз больше массы Солнца [34], что намного превышает предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова.для максимальной теоретической массы нейтронной звезды. Поэтому считается, что это черная дыра; это был первый объект, в отношении которого так широко верили. [35]

Орбитальный период [ править ]

Орбитальные периоды могут быть меньше часа (для звезд AM CVn ) или нескольких дней (компоненты Бета Лиры ), но также могут составлять сотни тысяч лет ( Проксима Центавра вокруг Альфы Центавра ).

Вариации периода [ править ]

Основная статья: механизм Эпплгейта

Механизм Эпплгейта объясняет долгосрочные вариации орбитального периода, наблюдаемые в некоторых затменных двойных системах. Когда звезда главной последовательности проходит цикл активности, внешние слои звезды подвергаются воздействию магнитного момента, изменяющего распределение углового момента, что приводит к изменению сжатия звезды. Орбита звезд в двойной паре гравитационно связана с изменениями их формы, так что период показывает модуляцию (обычно порядка ∆P / P ∼ 10 −5 ) в том же масштабе времени, что и циклы активности (обычно на порядка десятилетий). [36]

Другое явление, наблюдаемое в некоторых двойных системах Алгола, - это монотонное увеличение периода. Это сильно отличается от гораздо более распространенных наблюдений за чередованием увеличения и уменьшения периода, объясняемых механизмом Эпплгейта. Монотонное увеличение периода объясняется переносом массы, обычно (но не всегда) от менее массивной звезды к более массивной [37].

Обозначения [ править ]

A и B [ править ]

Впечатление художника о двойной звездной системе AR Scorpii

Компоненты двойных звезд обозначаются суффиксами A и B, добавленными к обозначению системы, где A обозначает первичную, а B - вторичную. Суффикс AB может использоваться для обозначения пары (например, двойная звезда α Центавра AB состоит из звезд α Центавра A и α Центавра B.) Дополнительные буквы, такие как C , D и т. Д., Могут использоваться для систем с более чем двумя звездами. [38] В случаях, когда двойная звезда имеет обозначение Байера и сильно разнесена, возможно, что члены пары будут обозначены надстрочными индексами; примером является Zeta Reticuli, компонентами которого являются ζ 1 Reticuli и ζ 2 Reticuli. [39]

Обозначения первооткрывателя [ править ]

Двойные звезды также обозначаются аббревиатурой, указывающей первооткрывателю вместе с порядковым номером. [40] Альфа Центавра, например, была обнаружена отцом Ришо в 1689 году как двойная, и поэтому обозначена как RHD 1 . [7] [41] Эти коды первооткрывателей можно найти в Вашингтонском каталоге двойных звезд . [42]

Горячий и холодный [ править ]

Компоненты двойной звездной системы могут быть обозначены по их относительной температуре как горячий спутник и холодный спутник .

Примеры:

  • Антарес (Альфа Скорпиона) - красная звезда-сверхгигант в двойной системе с более горячей синей звездой главной последовательности Антарес B. Поэтому Антарес B можно назвать горячим спутником холодного сверхгиганта. [43]
  • Симбиотические звезды - это двойные звездные системы, состоящие из звезды-гиганта позднего типа и более горячего объекта-компаньона. Поскольку характер компаньона не во всех случаях установлен, его можно назвать «горячим товарищем». [44]
  • Светящаяся синяя переменная Эта Киля недавно была определена как двойная звездная система. Вторичный, кажется, имеет более высокую температуру, чем первичный, и поэтому был описан как «горячий компаньон». Это может быть звезда Вольфа – Райе . [45]
  • R Водолей показывает спектр, который одновременно показывает как холодную, так и горячую сигнатуру. Эта комбинация является результатом холодного красного сверхгиганта в сопровождении более горячего компаньона меньшего размера. Материя перетекает от сверхгиганта к меньшему и более плотному спутнику. [46]
  • Миссия НАСА « Кеплер » обнаружила примеры затменных двойных звезд, у которых вторичный компонент является более горячим. KOI-74b является 12000 K белого карлика спутника KOI-74 ( KIC  6889235 ), 9400 К раннему А-типу звезда главной последовательности . [47] [48] [49] КОИ-81b является 13,000 К белым карликом спутник Кой-81 ( KIC  8823868 ), 10000 К в конце В-типа главной последовательности звезд . [47] [48] [49]

Эволюция [ править ]

Воспроизвести медиа
Впечатление художника об эволюции горячей массивной двойной звезды

Формирование [ править ]

Хотя не исключено, что некоторые двойные системы могут быть созданы посредством гравитационного захвата между двумя одиночными звездами, учитывая очень низкую вероятность такого события (на самом деле требуются три объекта, поскольку сохранение энергии исключает, что одно гравитирующее тело захватывает другое) и в настоящее время существует большое количество двоичных файлов, это не может быть первичным процессом формирования. Наблюдение за двойными звездами, еще не попавшими на главную последовательность, подтверждает теорию о том, что двойные системы развиваются во время звездообразования . Фрагментация молекулярного облака во время образования протозвезд является приемлемым объяснением образования двойной или кратной звездной системы.[50] [51]

Результатом задачи трех тел , в которой три звезды имеют сопоставимую массу, является то, что в конечном итоге одна из трех звезд будет выброшена из системы, и, при условии отсутствия значительных дальнейших возмущений, оставшиеся две сформируют стабильную двойную систему. .

Массообмен и аккреция [ править ]

По мере того, как звезда главной последовательности увеличивается в размерах во время своей эволюции , она может в какой-то момент превысить свою полость Роша , а это означает, что часть ее вещества направляется в область, где гравитационное притяжение ее звезды-компаньона больше, чем ее собственная. [52] В результате материя будет переходить от одной звезды к другой в процессе, известном как переполнение полости Роша (RLOF), либо при прямом ударе, либо через аккреционный диск . Математическая точка, через которую происходит этот перенос, называется первой точкой Лагранжа . [53] Нередко аккреционный диск является самым ярким (и, следовательно, иногда единственным видимым) элементом двойной звезды.

Если звезда растет за пределами своей полости Роша слишком быстро, чтобы все обильное вещество могло быть передано другому компоненту, также возможно, что вещество покинет систему через другие точки Лагранжа или в виде звездного ветра , таким образом, эффективно теряется для обоих компонентов. [54] Поскольку эволюция звезды определяется ее массой, этот процесс влияет на эволюцию обоих спутников и создает стадии, которые не могут быть достигнуты одиночными звездами. [55] [56] [57]

Исследования затменного тройного Алгола привели к парадоксу Алгола в теории звездной эволюции : хотя компоненты двойной звезды образуются одновременно, а массивные звезды эволюционируют намного быстрее, чем менее массивные, было замечено, что более массивный компонент Алгол A все еще находится в главной последовательности , в то время как менее массивный Алгол B - субгигант на более поздней стадии эволюции. Парадокс может быть разрешен с помощью массопереноса : когда более массивная звезда стала субгигантом, она заполнила свою полость Роша , и большая часть массы была передана другой звезде, которая все еще находится в главной последовательности. В некоторых двоичных файлах, подобных Algol, действительно можно увидеть поток газа.[58]

Беглецы и новые [ править ]

Художественная визуализация плазменных выбросов из V Hydrae

Также возможно, что широко разделенные двойные системы потеряют гравитационный контакт друг с другом в течение своей жизни в результате внешних возмущений. Затем компоненты будут развиваться как одиночные звезды. Тесное столкновение двух двойных систем также может привести к гравитационному разрушению обеих систем, при этом некоторые из звезд будут выброшены с высокой скоростью, что приведет к бегству звезд . [59]

Если у белого карлика есть близкая звезда-компаньон, которая выходит за пределы его полости Роша , белый карлик будет постепенно срастаться с газами из внешней атмосферы звезды. Они уплотняются на поверхности белого карлика его интенсивной гравитацией, сжимаются и нагреваются до очень высоких температур по мере втягивания дополнительного материала. Белый карлик состоит из вырожденной материи и поэтому практически не реагирует на тепло, в то время как сросшийся водород - нет. Синтез водорода может происходить стабильно на поверхности через цикл CNO., в результате чего огромное количество энергии, высвобождаемой в этом процессе, уносит оставшиеся газы с поверхности белого карлика. В результате получается чрезвычайно яркая вспышка света, известная как новая звезда . [60]

В крайних случаях это событие может привести к тому, что белый карлик превысит предел Чандрасекара и вызовет сверхновую, которая уничтожит всю звезду, что еще одна возможная причина побегов. [61] [62] Примером такого события является сверхновая SN 1572 , которую наблюдал Тихо Браге . Космический телескоп Хаббл недавно сфотографировал остатки этого события.

Астрофизика [ править ]

Двойные системы предоставляют астрономам лучший метод определения массы далекой звезды. Гравитационное притяжение между ними заставляет их вращаться вокруг общего центра масс. Из орбитальной картины визуальной двойной или изменения во времени спектра спектроскопической двойной, масса ее звезд может быть определена, например, с помощью функции масс двойной . Таким образом можно найти связь между внешним видом звезды (температурой и радиусом) и ее массой, что позволяет определить массу небинарных звезд.

Поскольку большая часть звезд существует в двойных системах, двойные системы особенно важны для нашего понимания процессов, посредством которых формируются звезды. В частности, период и масса двойной системы говорят нам о величине углового момента в системе. Поскольку это постоянная величина в физике, двойные системы дают нам важные подсказки об условиях, в которых формировались звезды.

Расчет центра масс в двойных звездах [ править ]

В простом двойном случае r 1 , расстояние от центра первой звезды до центра масс или барицентра , определяется как:

куда:

а - расстояние между центрами двух звезд и
m 1 и m 2 - массы двух звезд.

Если взять a за большую полуось орбиты одного тела вокруг другого, тогда r 1 будет большой полуосью орбиты первого тела вокруг центра масс или барицентра , а r 2 = a - r 1 будет большой полуосью орбиты второго тела. Когда центр масс находится внутри более массивного тела, это тело будет казаться раскачивающимся, а не движущимся по заметной орбите.

Центр масс анимации [ править ]

Основная статья: Барицентр

Положение красного креста указывает на центр масс системы. Эти изображения не представляют собой какую-либо конкретную реальную систему.


(а.) Два тела одинаковой массы, вращающиеся вокруг общего центра масс или барицентра.
(б) Два тела с разной массой, вращающиеся вокруг общего барицентра, как система Харон-Плутон.
(c) Два тела с большой разницей в массе, вращающиеся вокруг общего барицентра (аналогично системе Земля – Луна ).
(d.) Два тела с огромной разницей в массе, вращающиеся вокруг общего барицентра (аналогично системе Солнце-Земля ).
(e) Два тела с одинаковой массой, вращающиеся по эллипсу вокруг общего центра масс.

Результаты исследования [ править ]

Вероятность множественности для звезд главной последовательности населения I [63]
Диапазон массМножественность

Частота

Средний

Товарищи

≤ 0,1  М ☉22%+ 6%
−4%		0,22+0,06
-0,04
0,1-0,5  М ☉26% ± 3%0,33 ± 0,05
0,7-1,3  М ☉44% ± 2%0,62 ± 0,03
1,5-5  М ☉≥ 50%1,00 ± 0,10
8-16  М ☉≥ 60%1,00 ± 0,20
≥ 16  М ☉≥ 80%1,30 ± 0,20

По оценкам, примерно одна треть звездных систем в Млечном Пути являются двойными или кратными, а остальные две трети - одиночные звезды. [64] Общая частота множественности обычных звезд является монотонно возрастающей функцией звездной массы . То есть вероятность нахождения в двойной или мультизвездной системе неуклонно возрастает по мере увеличения масс компонентов. [63]

Существует прямая корреляция между периодом обращения двойной звезды и эксцентриситетом ее орбиты, при этом системы с коротким периодом имеют меньший эксцентриситет. Двойные звезды могут быть найдены с любым мыслимым разделением, от пар, вращающихся так близко друг к другу, что они практически соприкасаются друг с другом, до пар, разделенных настолько далеко, что на их связь указывает только их общее собственное движение в пространстве. Среди гравитационно связанных двойных звездных систем существует так называемое логнормальное распределение периодов, при этом большинство этих систем обращаются по орбите с периодом около 100 лет. Это подтверждает теорию о том, что двойные системы образуются во времязвездообразование . [65]

В парах, где две звезды имеют одинаковую яркость , они также относятся к одному спектральному классу . В системах с разной яркостью более тусклая звезда будет более синей, если более яркая звезда является гигантской звездой , и более красной, если более яркая звезда принадлежит к главной последовательности . [66]

Впечатление художника от изображения (гипотетической) луны планеты HD 188753 Ab (вверху слева), которая вращается вокруг тройной звездной системы . Самый яркий спутник чуть ниже горизонта.

Массу звезды можно напрямую определить только по ее гравитационному притяжению. За исключением Солнца и звезд, которые действуют как гравитационные линзы , это возможно только в двойных и множественных звездных системах, что делает двойные звезды важным классом звезд. В случае визуальной двойной звезды, после определения орбиты и звездного параллакса системы, совокупная масса двух звезд может быть получена прямым применением гармонического закона Кеплера . [67]

К сожалению, невозможно получить полную орбиту спектроскопической двойной системы, если она также не является визуальной или затменной двойной, поэтому по этим объектам определяется только совместное произведение массы и синуса угла наклона относительно линии. зрения возможно. В случае затменных двойных систем, которые также являются спектроскопическими двойными, можно найти полное решение для характеристик (масса, плотность , размер, светимость и приблизительная форма) обоих членов системы.

Планеты [ править ]

Основная статья: Обитаемость двойных звездных систем
Схема двойной звездной системы с одной планетой на орбите S-типа и одной на орбите P-типа

Хотя было обнаружено, что у ряда двойных звездных систем есть внесолнечные планеты , такие системы сравнительно редки по сравнению с одиночными звездными системами. Наблюдения с помощью космического телескопа Кеплера показали, что у большинства одиночных звезд того же типа, что и Солнце, есть множество планет, но только у одной трети двойных звезд их есть. Согласно теоретическим расчетам [68], даже далеко разделенные двойные звезды часто разрушают диски каменистых зерен, из которых протопланетыформа. С другой стороны, другие симуляции предполагают, что присутствие двойного компаньона может фактически улучшить скорость образования планет в стабильных орбитальных зонах, «взбудораживая» протопланетный диск, увеличивая скорость аккреции протопланет внутри. [69]

Обнаружение планет в множественных звездных системах создает дополнительные технические трудности, которые могут быть причиной того, что они встречаются редко. [70] Примеры включают в себя белый карлик - пульсар двоичное PSR B1620-26 , в субгигант - красный карликовый бинарный Гамма Цефея , а белый карлик - красный карликовый двоичный NN Змеи ; среди прочего. [71]

Исследование четырнадцати ранее известных планетных систем показало, что три из этих систем являются двойными. Было обнаружено, что все планеты находятся на орбитах S-типа вокруг главной звезды. В этих трех случаях вторичная звезда была намного тусклее первичной и поэтому ранее не обнаруживалась. Это открытие привело к пересчету параметров как планеты, так и главной звезды. [72]

В научной фантастике в качестве декораций часто фигурируют планеты с двойными или тройными звездами, например Татуин Джорджа Лукаса из « Звездных войн» , а в одной известной истории « Сумрак » даже переносится в шестизвездную систему. В действительности, некоторые орбитальные диапазоны невозможны по динамическим причинам (планета могла бы быть изгнана со своей орбиты относительно быстро, либо полностью выброшенная из системы, либо переведенная на более внутренний или внешний орбитальный диапазон), в то время как другие орбиты представляют собой серьезные проблемы для возможного биосферыиз-за вероятных экстремальных колебаний температуры поверхности на разных участках орбиты. Считается, что планеты, вращающиеся вокруг одной звезды в двойной системе, имеют орбиты "S-типа", тогда как планеты, вращающиеся вокруг обеих звезд, имеют орбиты "P-типа" или " околумбинарные ". Подсчитано, что 50–60% двойных систем способны поддерживать обитаемые планеты земной группы в пределах стабильных орбитальных диапазонов. [69]

Примеры [ править ]

Два явно различимых компонента Альбирео

Большое расстояние между компонентами, а также их различие в цвете делают Albireo одним из самых простых для обозрения визуальных двоичных файлов. Самый яркий член, который является третьей по яркости звездой в созвездии Лебедя , на самом деле сам является близкой двойной звездой . Также в созвездии Лебедя находится Лебедь X-1 , источник рентгеновского излучения, который считается черной дырой . Это массивная рентгеновская двойная система , оптическим двойником которой является переменная звезда . [73] Сириус - еще одна двойная и самая яркая звезда в ночном небе с видимой визуальной величиной.-1,46. Он находится в созвездии Большого Пса . В 1844 году Фридрих Бессель пришел к выводу, что Сириус является двоичным. В 1862 году Альван Грэм Кларк открыл спутника (Сириус B; видимая звезда - Сириус A). В 1915 году астрономы обсерватории Маунт Вильсон определили, что Сириус B был первым обнаруженным белым карликом . В 2005 году с помощью космического телескопа Хаббл астрономы определили, что диаметр Сириуса B составляет 12 000 км (7 456 миль), а масса составляет 98% от массы Солнца. [74]

Luhman 16 , третья ближайшая звездная система, содержит два коричневых карлика .

Примером затменной двоичной системы является Эпсилон Возничего в созвездии Возничего . Видимая составляющая относится к спектральному классу F0, другая (затменная) составляющая не видна. Последнее такое затмение произошло с 2009 по 2011 год, и есть надежда, что обширные наблюдения, которые, вероятно, будут выполнены, могут дать дальнейшее понимание природы этой системы. Еще одна затменная двойная система - это Бета Лиры , которая представляет собой полураздельную двойную звездную систему в созвездии Лиры .

Другие интересные двойные системы включают 61 Лебедя (двойная звезда в созвездии Лебедя , состоящая из двух звезд главной последовательности класса K (оранжевые) , 61 Лебедя A и 61 Лебедя B, известного своим большим собственным движением ), Процион (самая яркая звезда. в созвездии Малого Пса и восьмой по яркости звездой в ночном небе, которая представляет собой двойную систему, состоящую из главной звезды со слабым белым карликом- компаньоном), SS Lacertae (затменная двойная система, которая прекратила затмение), V907 Sco (затмение) двоичный файл, который остановился, перезапустился, затем снова остановился) и BG Geminorum(затменная двойная система, которая, как считается, содержит черную дыру со звездой K0 на орбите), 2MASS J18082002-5104378 (двойная система в « тонком диске » Млечного Пути , содержащая одну из старейших известных звезд). [75]

Примеры с несколькими звездами [ править ]

Системы с более чем двумя звездами называются множественными звездами . Алгол - наиболее известная тройка (долгое время считавшаяся двоичной), находящаяся в созвездии Персея . Два компонента системы затмевают друг друга, изменение интенсивности Алгола впервые было зарегистрировано в 1670 году Джеминиано Монтанари . Имя Алгол означает «демон звезда» (от арабского языка : الغول аль-Гуль ), который , вероятно , данные из - за его поведения своеобразно. Еще одна видимая тройка - это Альфа Центавра в южном созвездии Центавра , которая содержит четвертую по яркости звезду в ночном небе.видимая визуальная величина -0,01. Эта система также подчеркивает тот факт, что поиск пригодных для жизни планет не будет полным, если не учитывать двойные файлы. Альфа Центавра A и B имеют расстояние 11 а.е. при ближайшем приближении, и оба должны иметь устойчивые жилые зоны. [76]

Есть также примеры систем помимо троичных: Кастор - это шестикратная звездная система, которая является второй по яркости звездой в созвездии Близнецов и одной из самых ярких звезд на ночном небе. Астрономически Кастор был обнаружен как визуальная двойная система в 1719 году. Каждый из компонентов Кастора сам по себе является спектрально-двойной. У Кастора также есть слабый и широко разнесенный спутник, который также является спектрально-двойной звездой. Алькор-Мицар визуальный двоичный в Медведице Майорисе также состоит из шести звезд, четыре , содержащих MIZAR и двух содержащих Алькор.

См. Также [ править ]

  • 104 Водолея , возможно двоичное
  • 107 Водолея , двойная звезда, примерно в 240 световых годах от Земли.
  • Бета Центавра
  • Двоичная черная дыра
  • Бинарные коричневые карлики
  • Бинарные звезды в художественной литературе
  • HD 30453 , спектрально-двойная система с 3-м компонентом
  • Механизм холмов
  • Звезда сердцебиения , тип двойной звездной системы
  • Вращательное броуновское движение (астрономия)
  • Задача двух тел в общей теории относительности

Примечания и ссылки [ править ]

  1. ^ a b Двойные звезды , Роберт Грант Эйткен , Нью-Йорк: Довер, 1964, стр. ix.
  2. ^ Гершель, Уильям (1802). "Каталог 500 новых туманностей, туманностей звезд, планетарных туманностей и скоплений звезд; с замечаниями о строительстве Небес" . Философские труды Лондонского королевского общества . 92 : 477–528 [481]. Bibcode : 1802RSPT ... 92..477H . DOI : 10.1098 / rstl.1802.0021 . JSTOR  107131 .
  3. ^ a b c Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейдел. С.  1–2 . ISBN 978-90-277-0885-4.
  4. ^ a b «Визуальные двоичные файлы» . Университет Теннесси.
  5. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейдел . п. 5 . ISBN 978-90-277-0885-4.
  6. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. п. 17 . ISBN 978-90-277-0885-4.
  7. ^ a b c Двойные звезды , Роберт Грант Эйткен , Нью-Йорк: Довер, 1964, стр. 1.
  8. ^ Vol. 1, часть 1, с. 422, Almagestum Novum , Джованни Баттиста Риччоли, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  9. ↑ A New View of Mizar , Leos Ondra, доступ на сайте 26 мая 2007 г.
  10. ^ стр. 10–11, Наблюдение и измерение двойных звезд , Боб Аргайл, изд., Лондон: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0 . 
  11. ^ Мичелл, Джон (1767). «Исследование вероятного параллакса и величины неподвижных звезд на основе количества света, которое они нам дают, и особых обстоятельств их положения, преподобный Джон Мичелл, BDFR S». Философские труды . 57 . С. 249–250. Bibcode : 1767RSPT ... 57..234M . JSTOR 105952 . 
  12. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейдел. п. 4 . ISBN 978-90-277-0885-4.
  13. ^ Гершель, Уильям (1803). «Отчет об изменениях, произошедших за последние двадцать пять лет в относительной ситуации двойных звезд; с исследованием причины, которой они обязаны». Философские труды Лондонского королевского общества . 93 : 339–382. DOI : 10.1098 / rstl.1803.0015 . JSTOR 107080 . S2CID 109971828 .  
  14. ^ стр. 291, французские астрономы, визуальные двойные звезды и рабочая группа по двойным звездам Société Astronomique de France, Э. Суле, Третья конференция Тихоокеанского региона по последним разработкам исследований двойных звезд , материалы конференции, спонсируемой Университетом Чиангмая, Thai Astronomical Общество и Университет Небраски-Линкольн, проходивший в Чиангмае, Таиланд, 26 октября - 1 ноября 1995 г., серия конференций ASP 130 (1997), изд. Кам-Чинг Леунг, стр. 291–294, Bibcode : 1997ASPC..130..291S .
  15. ↑ «Введение и развитие WDS», Вашингтонский каталог двойных звезд, архивированный 17 сентября 2008 г.на Wayback Machine , Брайан Д. Мейсон, Гэри Л. Вайкофф и Уильям И. Харткопф, Департамент астрометрии, Военно-морская обсерватория США , доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  16. ^ Шестой Каталог орбитам Визуальная Binary Stars Архивированные 2009-04-12 в Wayback Machine , Уильям И. Hartkopf и Брайан Д. Мейсон, США Военно - морской обсерватории , доступ по линии 20 августа 2008 года.
  17. ↑ Вашингтонский каталог двойных звезд, заархивированный 14 февраля 2011 г.в Wayback Machine , Брайан Д. Мейсон, Гэри Л. Вайкофф и Уильям И. Харткопф, Военно-морская обсерватория США . Дата обращения: 20 декабря 2008 г.
  18. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейдел. С.  17–18 . ISBN 978-90-277-0885-4.
  19. ^ «Двойные звезды» . Астрономия. Корнелл Университет.
  20. Перейти ↑ Aitken, RG (1964). Двойные звезды . Нью-Йорк: Дувр. п. 41.
  21. ^ Гертер, Т. "Звездные массы" . Корнелл Университет. Архивировано из оригинального 17 июня 2012 года.
  22. ^ a b c Брутон, Д. "Затменные двойные звезды" . Государственный университет Стивена Ф. Остина. Архивировано из оригинального 14 апреля 2007 года.
  23. ^ Уорт, М. "Двойные звезды" . Государственный университет Стивена Ф. Остина. Архивировано из оригинала ( PowerPoint ) 3 сентября 2003 года.
  24. Перейти ↑ Wilson, RE (1 января 2008 г.). «Затмевающие бинарные решения в физических единицах и прямая оценка расстояния» . Астрофизический журнал . 672 (1): 575–589. Bibcode : 2008ApJ ... 672..575W . DOI : 10.1086 / 523634 .
  25. ^ Bonanos, Alceste Z. (2006). «Затменные двойные системы: инструменты для калибровки внегалактической шкалы расстояний». Труды Международного астрономического союза . 2 : 79–87. arXiv : astro-ph / 0610923 . Bibcode : 2007IAUS..240 ... 79B . CiteSeerX 10.1.1.254.2692 . DOI : 10.1017 / S1743921307003845 . S2CID 18827791 .  
  26. ↑ Тал-Ор, Лев; Файглер, Симхон; Мазех, Цеви (2014). «Семьдесят две новые незатменные двойные системы BEER обнаружены на кривых блеска CoRoT и подтверждены RV от AAOmega». Сеть конференций EPJ . 101 : 06063. arXiv : 1410.3074 . DOI : 10.1051 / epjconf / 201510106063 . S2CID 118394510 . 
  27. ^ Бок, Д. "Столкновение двойных нейтронных звезд" . Национальный центр суперкомпьютерных приложений. Университет Иллинойса Урбана-Шампейн. Архивировано из оригинального 26 апреля 2012 года .
  28. ^ Асада, H .; Akasaka, T .; Касаи, М. (27 сентября 2004 г.). «Формула обращения для определения параметров астрометрической двойной системы». Publ. Astron. Soc. Jpn . 56 (6): L35 – L38. arXiv : astro-ph / 0409613 . Bibcode : 2004PASJ ... 56L..35A . DOI : 10.1093 / pasj / 56.6.L35 . S2CID 15301393 . 
  29. ^ "Astrometric Binaries" . Университет Теннесси.
  30. ^ Нгуен, Q. "Модель Рош" . Государственный университет Сан-Диего. Архивировано из оригинала 23 марта 2007 года.
  31. ^ Voss, R .; Таурис, ТМ (2003). «Галактическое распределение сливающихся нейтронных звезд и черных дыр». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 342 (4): 1169–1184. arXiv : 0705.3444 . Bibcode : 2003MNRAS.342.1169V . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06616.x . S2CID 14768050 . 
  32. ^ Смит, Роберт Коннон (ноябрь 2006 г.). «Катаклизмические переменные» (PDF) . Современная физика (Представлена ​​рукопись). 47 (6): 363–386. arXiv : astro-ph / 0701654 . Bibcode : 2007astro.ph..1654C . DOI : 10.1080 / 00107510601181175 . S2CID 2590482 .  
  33. ^ Израиль, Джан Лука (октябрь 1996). «Рентгеновские двойные нейтронные звезды» . Систематический поиск новых рентгеновских пульсаторов на месторождениях РОСАТ (кандидатская диссертация). Триест. Архивировано из оригинала 10 декабря 2008 года.
  34. ^ Иорио, Лоренцо (2008). «Об орбитальных и физических параметрах двойной системы HDE 226868 / Cygnus X-1». Астрофизика и космическая наука . 315 (1–4): 335–340. arXiv : 0707.3525 . Bibcode : 2008Ap & SS.315..335I . DOI : 10.1007 / s10509-008-9839-у . S2CID 7759638 . 
  35. ^ «Черные дыры» . Представьте себе Вселенную !. НАСА . Проверено 22 августа 2008 года .
  36. ^ Эпплгейт, Джеймс Х. (1992). «Механизм модуляции орбитального периода в тесных двойных системах». Астрофизический журнал, часть 1 . 385 : 621–629. Bibcode : 1992ApJ ... 385..621A . DOI : 10.1086 / 170967 .
  37. ^ Холл, Дуглас С. (1989). «Связь между RS CVn и Algol». Обзоры космической науки . 50 (1-2): 219-233. Bibcode : 1989SSRv ... 50..219H . DOI : 10.1007 / BF00215932 . S2CID 125947929 . 
  38. ^ Хайнц, WD (1978). Двойные звезды . Дордрехт: Издательство Д. Рейдел. п. 19 . ISBN 978-90-277-0885-4.
  39. ^ "Двоичные и множественные звездные системы" . Зал науки Лоуренса в Калифорнийском университете. Архивировано из оригинала на 2006-02-07.
  40. ^ стр. 307–308, Наблюдение и измерение двойных звезд , Боб Аргайл, изд., Лондон: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0 . 
  41. ^ Вступление 14396-6050, открыватель код RHD 1AB, The Washington Double Star Catalog архивации 2012-07-08 в Archive.today , ВМС США обсерватория . Доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  42. ↑ Ссылки и коды первооткрывателей, Вашингтонский каталог двойных звезд, заархивированный 17 мая 2011 г. в Wayback Machine , Военно-морская обсерватория США . Доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  43. ^ [1] - см. Основные примечания: «Горячий спутник Антареса в 2,9 угловой секунды; расчетный период: 678 лет».
  44. ^ Кеньон, SJ; Уэббинк, РФ (1984). «Природа звезд-симбиотиков». Астрофизический журнал . 279 : 252–283. Bibcode : 1984ApJ ... 279..252K . DOI : 10.1086 / 161888 .
  45. ^ Iping, Rosina C .; Соннеборн, Джордж; Gull, Theodore R .; Massa, Derck L .; Хиллер, Д. Джон (2005). «Обнаружение горячего двойного спутника η килей». Астрофизический журнал . 633 (1): L37 – L40. arXiv : astro-ph / 0510581 . Bibcode : 2005ApJ ... 633L..37I . DOI : 10.1086 / 498268 . S2CID 119350572 . 
  46. ^ Найджел Хенбест; Хизер Купер (1994). Путеводитель по галактике . КУБОК Архив. п. 177 . ISBN 978-0-521-45882-5.
  47. ^ a b Роу, Джейсон Ф .; Боруки, Уильям Дж .; Кох, Дэвид; Хауэлл, Стив Б .; Басри, Гибор; Баталья, Натали; Браун, Тимоти М .; Колдуэлл, Дуглас; Кокран, Уильям Д .; Данэм, Эдвард; Дюпри, Андреа К .; Фортни, Джонатан Дж .; Готье, Томас Н .; Гиллиланд, Рональд Л .; Дженкинс, Джон; Латам, Дэвид В .; Лиссауэр, Джек Дж .; Марси, Джефф; Моне, Дэвид Дж .; Сасселов, Димитар; Валлийский, Уильям Ф. (2010). "Кеплеровские наблюдения пролетающих горячих компактных объектов". Письма в астрофизический журнал . 713 (2): L150 – L154. arXiv : 1001.3420 . Bibcode : 2010ApJ ... 713L.150R . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 713/2 / L150 . S2CID 118578253 .
  48. ^ a b van Kerkwijk, Marten H .; Раппапорт, Саул А .; Бретон, Рене П .; Джастхэм, Стивен; Подсядловский, Филипп; Хан, Чжанвэнь (2010). «Наблюдения доплеровского усиления в кривых блеска Кеплера». Астрофизический журнал . 715 (1): 51–58. arXiv : 1001,4539 . Bibcode : 2010ApJ ... 715 ... 51V . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 715/1/51 . S2CID 15893663 . 
  49. ^ a b Боренштейн, Сет (4 января 2010 г.). «Телескоп для поиска планет открывает горячие тайны» (18:29 EST).
  50. Перейти ↑ Boss, AP (1992). «Формирование двойных звезд». В J. Sahade; Дж. Э. Маккласки; Ёдзи Кондо (ред.). Сфера взаимодействующих двойных звезд . Дордрехт: Kluwer Academic. п. 355. ISBN 978-0-7923-1675-6.
  51. ^ Tohline, JE; JE Cazes; HS Cohl. "Формирование двойных звезд с общей оболочкой, предшествующих основной последовательности" . Государственный университет Луизианы.
  52. ^ Копала, Z. (1989). Проблема Роша . Kluwer Academic. ISBN 978-0-7923-0129-5.
  53. ^ " Контактные двоичные звездные конверты " Джеффа Брайанта, Wolfram Demonstrations Project .
  54. ^ " Массоперенос в двойных звездных системах " Джеффа Брайанта с Уэйленой Маккалли, Вольфрам Демонстрационный проект .
  55. Перейти ↑ Boyle, CB (1984). «Массоперенос и аккреция в тесных двойных системах - обзор». Перспективы в астрономии . 27 (2): 149–169. Bibcode : 1984VA ..... 27..149B . DOI : 10.1016 / 0083-6656 (84) 90007-2 .
  56. ^ Vanbeveren, D .; В. ван Ренсберген; К. де Лур (2001). Самые яркие двоичные файлы . Springer. ISBN 978-0-7923-5155-9.
  57. ^ Чен, Z; А. Франк; EG Blackman; Дж. Нордхаус; Дж. Кэрролл-Нелленбэк (2017). «Массоперенос и формирование диска в двоичных системах AGB». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (4): 4465–4477. arXiv : 1702.06160 . Bibcode : 2017MNRAS.468.4465C . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx680 . S2CID 119073723 . 
  58. ^ Blondin, JM; MT Ричардс; М.Л. Малиновский. «Массоперенос в двойном звездном алгебре» . Американский музей естественной истории. Архивировано из оригинала на 2006-04-08.
  59. ^ Hoogerwerf, R .; де Брюйне, JHJ; de Zeeuw, PT (декабрь 2000 г.). «Происхождение убегающих звезд». Астрофизический журнал . 544 (2): L133. arXiv : astro-ph / 0007436 . Bibcode : 2000ApJ ... 544L.133H . DOI : 10.1086 / 317315 . S2CID 6725343 . 
  60. ^ Prialnik, D. (2001). «Новые». Энциклопедия астрономии и астрофизики . С. 1846–1856.
  61. ^ Ико, И. (1986). «Эволюция двойных звезд и сверхновые типа I». Космогонические процессы . п. 155.
  62. Перейти ↑ Fender, R. (2002). «Релятивистские истечения из рентгеновских двойных систем (« микроквазаров »)». Релятивистские истечения из рентгеновских двойных систем (также известных как «микроквазары») . Lect.Notes Phys . Конспект лекций по физике. 589 . С. 101–122. arXiv : astro-ph / 0109502 . Bibcode : 2002LNP ... 589..101F . DOI : 10.1007 / 3-540-46025-X_6 . ISBN 978-3-540-43518-1.
  63. ^ a b Дюшен, Гаспар; Краус, Адам (август 2013 г.), «Звездная множественность», Ежегодный обзор астрономии и астрофизики , 51 (1): 269–310, arXiv : 1303.3028 , Bibcode : 2013ARA & A..51..269D , doi : 10.1146 / annurev-astro -081710-102602 , S2CID 119275313 .  См. Таблицу 1.
  64. ^ Большинство звезд Млечного Пути одиночные , Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики
  65. ^ Хаббер, DA; А. П. Уитворт (2005). «Двойное звездообразование от фрагментации кольца» . Астрономия и астрофизика (Представленная рукопись). 437 (1): 113–125. arXiv : astro-ph / 0503412 . Бибкод : 2005A & A ... 437..113H . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042428 .
  66. ^ Шомберт, Дж. «Рождение и смерть звезд» . Университет Орегона.
  67. ^ "Движение двоичных звезд" . Корнеллская астрономия.
  68. ^ Краус, Адам L .; Ирландия, Майкл; Манн, Эндрю; Хубер, Даниэль; Дюпюи, Трент Дж. (2017). «Разрушительное влияние близких двойных спутников на планетные системы». Тезисы собрания Американского астрономического общества № 229 . 229 : 219,05. Bibcode : 2017AAS ... 22921905K .
  69. ^ a b Элиза В. Кинтана; Джек Дж. Лиссауэр (2007). "Формирование планет земной группы в двойных звездных системах". Экстремальные солнечные системы . 398 : 201. arXiv : 0705.3444 . Bibcode : 2008ASPC..398..201Q .
  70. ^ Schirber, M (17 мая 2005). «Вероятно, общие планеты с двумя солнцами» . Space.com.
  71. ^ Другие околоземные планеты перечислены в: Muterspaugh; Переулок; Кулькарни; Мацей Конацки; Берк; Колавита; Шао; Харткопф; Босс (2010). "Архив данных дифференциальной астрометрии PHASES. V. Кандидаты в субзвездные спутники двойных систем". Астрономический журнал . 140 (6): 1657. arXiv : 1010.4048 . Bibcode : 2010AJ .... 140.1657M . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 140/6/1657 . S2CID 59585356 . 
  72. ^ Daemgen, S .; Hormuth, F .; Бранднер, В .; Bergfors, C .; Janson, M .; Hippler, S .; Хеннинг, Т. (2009). «Бинарность транзитных родительских звезд - Влияние на планетарные параметры» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 498 (2): 567–574. arXiv : 0902.2179 . Бибкод : 2009A & A ... 498..567D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200810988 . S2CID 9893376 .  
  73. ^ См. Источники на Cygnus X-1
  74. ^ McGourty, С. (2005-12-14). «Хаббл находит массу белого карлика» . BBC News . Проверено 1 января 2010 .
  75. ^ Шлауфман, Кевин С.; Томпсон, Ян Б.; Кейси, Эндрю Р. (5 ноября 2018 г.). "Ультра-бедная металлами звезда, близкая к пределу горения водорода". Астрофизический журнал . 867 (2): 98. arXiv : 1811.00549 . Bibcode : 2018ApJ ... 867 ... 98S . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aadd97 . S2CID 54511945 . 
  76. ↑ Элиза В. Кинтана; Фред С. Адамс; Джек Дж. Лиссауэр и Джон Э. Чемберс (2007). "Формирование планет земной группы вокруг отдельных звезд в двойных звездных системах". Астрофизический журнал . 660 (1): 807–822. arXiv : astro-ph / 0701266 . Bibcode : 2007ApJ ... 660..807Q . DOI : 10.1086 / 512542 . S2CID 14394432 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Библиотека двойной звезды в Военно-морской обсерватории США
  • ianridpath.com: Список лучших визуальных двоичных файлов для любителей с орбитальными элементами
  • Фотографии и новости о двоичных файлах на Hubblesite.org
  • Рентгеновская обсерватория Чандра
  • Двойные звезды в Керли
  • Выбранные визуальные двойные звезды и их относительное положение как функция времени
  • Затменные двойные системы в 21 веке - возможности для астрономов-любителей