Глава 14. Двойные системы и системы нескольких тел

14.1. Введение

Как мы видели в гл. 1, более половины звезд в нашей Галактике являются составляющими двойных звезд, тройных звезд или систем звезд еще большей кратности. В этой главе мы в основном рассмотрим двойные и тройные системы; системы многих тел будут обсуждены в последней главе. Сначала мы изучим на элементарном уровне двойные системы, начав с применяемых методов наблюдений и основных выводов, сделанных на основе данных наблюдений.

Сам по себе факт объединения звезд в пары проявляет себя тремя различными путями. Прежде всего, видимая близость составляющих многих пар звезд на небе оказывается статистически значительно выше, чем можно было бы предполагать для чисто случайной близости положений звезд, находящихся на разных расстояниях от Земли. В гл. 1 мы видели, что Уильям Гершель опубликовал каталог положений многих пар звезд. Цель проведенной Гершелем работы состояла в выполнении регулярных наблюдений этих звезд и выявлении того, будет ли более яркая звезда пары показывать параллактическое смещение по отношению к более слабому и предположительно более далекому компоненту.

Последующие наблюдения некоторых пар в течение нескольких лет показали, что эти звезды в действительности гравитационно связаны между собой и движутся по орбитам друг относительно друга. Поэтому члены подобных пар близки друг к другу в пространстве настолько, что силы взаимного тяготения оказываются достаточно сильными. Такие звезды называются визуально-двойными.

Если мысленно представить себе звезды, постепенно сближающиеся друг с другом, то их среднее орбитальное движение возрастает в соответствии с III законом Кеплера; наконец наступит ситуация, когда звезды окажутся неразрешимыми для удаленного наблюдателя. Если к тому же звезды обращаются друг относительно друга в плоскости, в которой лежит (или к которой близок) луч зрения, то в соответствии с относительным положением звезд на орбите будут наступать моменты, когда одна звезда станет затмевать другую. Затмение будет регистрироваться

наблюдателем как уменьшение блеска звезды, кажущейся ему одиночной. Звезды меняющегося блеска, причина переменности которых может быть сведена к затмениям, не являются редкостью. Примером может служить звезда Алголь, имеющая регулярные колебания блеска с периодом 2 сут 20 ч 49 мин; этот период был открыт Гудрайком в 1783 г. Наблюдения изменений блеска позволяют построить кривую блеска, из которой можно вывести параметры орбиты и физические свойства затменной пары.

Рис. 14.1.

Таким образом, интерпретация кривых блеска затменных двойных систем обеспечивает второй способ исследования подобных систем.

Третий путь открывается благодаря анализу звездных спектров. У некоторых звезд, которые, по всей видимости, можно было бы считать одиночными, временами появляется двойственность спектральных линий. Каждая линия спектра удваивается, показывая тем самым, что кажущаяся одиночной звезда имеет два компонента и что эти компоненты движутся с различными относительными скоростями по отношению к наблюдателю. На протяжении периода наблюдается изменение относительных положений линий, свидетельствующее об изменении скоростей двух звезд. Это можно интерпретировать только как обращение двух компонентов звезды друг относительно друга. На рис. 14.1 показан эффект, когда две звезды находятся на орбите, которая содержит линию зрения; представлены также типичные спектры для трех эпох на орбите.

В момент (верхний и нижний набор линий для каждой эпохи соответствует лабораторному стандарту) звезда А

удаляется от Земли, а звезда В приближается к Земле. Линии спектра звезды А (обозначенные толстыми линиями) благодаря этому вследствие эффекта Доплера смещаются к красному концу спектра, а аналогичные линии звезды В — к синему. При обе звезды не имеют радиальных скоростей относительно Земли и спектральные линии совмещаются друг с другом. При звезда А приближается к Земле и дает спектр, смещенный к синему концу, в то время как звезда В удаляется от Земли и линии в ее спектре смещаются к красному концу. Регулярное прослеживание спектра показывает, что у звезд периодически меняются знаки лучевых скоростей и что период может быть приписан их орбитальному движению.

Такие системы, показывающие периодические изменения описанного выше характера, именуются спектрально-двойными. Построение графика изменения со временем лучевых скоростей каждого компонента дает нам кривую скоростей. Анализ кривой скоростей позволяет определить орбиту звезды относительно центра масс системы. В некоторых случаях кажущаяся одиночной звезда показывает, как и ожидалось, спектр с единичными линиями, но обнаруживается, что звезда обладает лучевой скоростью, которая подвержена периодическим изменениям. Это снова интерпретируется как случай звезды, входящей в качестве компонента в двойную систему, вторая звезда которой, однако, слишком слаба, чтобы внести сколько-нибудь значительный вклад в общий спектр системы.