Двойная звезда

В наблюдательной астрономии двойная звезда или визуально двойная звезда — это пара звезд , которые кажутся расположенными близко друг к другу при наблюдении с Земли , особенно с помощью оптических телескопов .

Это происходит потому, что пара либо образует двойную звезду (т. е. двойную систему звезд на взаимной орбите , гравитационно связанных друг с другом), либо является оптически двойной , случайным выравниванием линии прямой видимости двух звезд на разных расстояниях от наблюдателя. ^{[1] [2]} Двойные звезды важны для звездных астрономов, поскольку знание их движений позволяет напрямую вычислять звездную массу и другие звездные параметры. Единственный (возможный) случай «двойной звезды», два компонента которой по отдельности видны невооруженным глазом, — это случай Мицара и Алькора (хотя на самом деле это система из нескольких звезд), но точно неизвестно, связаны ли Мицар и Алькор гравитационно. ^[3]

С начала 1780-х годов как профессиональные, так и любительские наблюдатели двойных звезд измеряли с помощью телескопа расстояния и углы между двойными звездами, чтобы определить относительные движения пар. ^[4] Если относительное движение пары определяет изогнутую дугу орбиты или если относительное движение мало по сравнению с общим собственным движением обеих звезд, можно сделать вывод, что пара находится на взаимной орбите как двойная звезда. В противном случае пара является оптической. ^[2] Множественные звезды также изучаются таким образом, хотя динамика множественных звездных систем более сложна, чем динамика двойных звезд.

Ниже приведены три типа парных звезд:

• Оптически двойные звезды — это неродственные звезды, которые кажутся близкими друг к другу из-за случайного расположения относительно Земли.
• Визуально-двойные звезды — это гравитационно связанные звезды, которые можно увидеть по отдельности в телескоп.
• Невизуально двойные звезды — это звезды, чей статус двойности был установлен с помощью более эзотерических методов, таких как затмение ( затменные двойные ), спектроскопия ( спектроскопические двойные ) или аномалии в собственном движении ( астрометрические двойные ).

Усовершенствования телескопов могут преобразовать ранее невидимые двойные звезды в визуальные двойные, как это произошло с Полярной звездой А в 2006 году. ^[5] Только невозможность телескопически наблюдать две отдельные звезды отличает невидимые двойные звезды от визуальных.

Мицар , в Большой Медведице , был замечен как двойной Бенедетто Кастелли и Галилеем . ^[6] Вскоре последовало определение других двойных звезд: Роберт Гук открыл одну из первых двойных звездных систем, Гамму Овна , в 1664 году, ^[7] в то время как яркая южная звезда Акрукс , в Южном Кресте , была открыта как двойная Фонтенеем в 1685 году. ^[1] С тех пор поиски проводились тщательно, и все небо было обследовано на предмет двойных звезд вплоть до предельной видимой величины около 9,0. ^[8] Известно, что по крайней мере 1 из 18 звезд ярче 9,0 величины в северной половине неба являются двойными звездами, видимыми в 36-дюймовый (910 мм) телескоп . ^[9]

Несвязанные категории оптических двойных и истинно двойных звезд объединены по историческим и практическим причинам. Когда было обнаружено, что Мицар является двойной звездой, было довольно сложно определить, является ли двойная звезда двойной системой или только оптически двойной. Улучшенные телескопы, спектроскопия ^[10] и фотография являются основными инструментами, используемыми для проведения различия. После того, как было определено, что это визуально двойная звезда, было обнаружено, что компоненты Мицара сами являются спектроскопическими двойными. ^[11]

Наблюдение визуально-двойных звезд путем визуального измерения даст разделение или угловое расстояние между двумя компонентами звезд на небе и позиционный угол . Позиционный угол указывает направление, в котором звезды разделены, и определяется как направление от более яркого компонента к более слабому, где север равен 0°. ^[13] Эти измерения называются мерами . В мерах визуально-двойной звезды позиционный угол будет постепенно меняться, а разделение между двумя звездами будет колебаться между максимальным и минимальным значениями. Построение мер на плоскости даст эллипс. Это видимая орбита , проекция орбиты двух звезд на небесную сферу; истинная орбита может быть вычислена из нее. ^[14] Хотя ожидается, что большинство каталогизированных визуально-двойных звезд являются визуально-двойными, ^[15] орбиты были вычислены только для нескольких тысяч из более чем 100 000 известных визуально-двойных звезд. ^{[16] [17]}

Подтверждение того, что визуально-двойная звезда является двойной, может быть достигнуто путем наблюдения за относительным движением компонентов. Если движение является частью орбиты , или если звезды имеют схожие лучевые скорости , или разница в их собственных движениях мала по сравнению с их общим собственным движением, пара, вероятно, является физической. При наблюдении в течение короткого периода времени компоненты как оптических двойных, так и долгопериодических визуально-двойных будут казаться движущимися по прямым линиям; по этой причине может быть трудно различить эти две возможности. ^[18]

Некоторые яркие визуально-двойные звезды имеют обозначение Байера . В этом случае компоненты могут быть обозначены верхними индексами. Примером этого является α Crucis (Acrux), компонентами которой являются α ¹ Crucis и α ² Crucis. Поскольку α ¹ Crucis является спектрально-двойной , на самом деле это кратная звезда. Верхние индексы также используются для различения более далеких, физически не связанных пар звезд с одинаковым обозначением Байера, таких как α ^1,2 Capricorni , ξ ^1,2 Centauri и ξ ^1,2 Sagittarii . Эти оптические пары можно различить невооруженным глазом.

Помимо этих пар, компоненты двойной звезды обычно обозначаются буквами A (для более яркой, первичной , звезды) и B (для более слабой, вторичной , звезды), добавляемыми к обозначению, любого вида, двойной звезды. Например, компоненты α Canis Majoris (Сириус) - это α Canis Majoris A и α Canis Majoris B (Сириус A и Сириус B); компоненты 44 Boötis - это 44 Boötis A и 44 Boötis B; компоненты ADS 16402 - это ADS 16402A и ADS 16402B; и так далее. Буквы AB могут использоваться вместе для обозначения пары. В случае нескольких звезд буквы C, D и так далее могут использоваться для обозначения дополнительных компонентов, часто в порядке увеличения расстояния от самой яркой звезды, A. ^[19]

Визуальные двойники также обозначаются аббревиатурой имени их первооткрывателя, за которой следует уникальный для этого наблюдателя каталожный номер. Например, пара α Centauri AB была открыта отцом Ришо в 1689 году, и поэтому обозначена как RHD 1 . ^{[1] [21]} Другие примеры включают Δ65, 65-ю двойную, открытую Джеймсом Данлопом , и Σ2451, открытую Ф. Г. В. Струве .

Каталог двойных звезд Вашингтона , большая база данных двойных и кратных звезд, содержит более 100 000 записей, ^[16] каждая из которых дает меры для разделения двух компонентов. Каждая двойная звезда образует одну запись в каталоге; кратные звезды с n компонентами будут представлены записями в каталоге для n −1 пар, каждая из которых дает разделение одного компонента кратной звезды от другого. Такие коды, как AC, используются для обозначения того, какие компоненты измеряются — в данном случае компонент C относительно компонента A. Это может быть изменено на форму, такую ​​как AB-D, чтобы указать разделение компонента от близкой пары компонентов (в данном случае компонент D относительно пары AB.) Такие коды, как Aa, также могут использоваться для обозначения компонента, который измеряется относительно другого компонента, в данном случае A. ^[22] Также перечислены обозначения первооткрывателей; Однако традиционные сокращения первооткрывателей, такие как Δ и Σ, были закодированы в строку заглавных латинских букв, так что, например, Δ65 превратилось в DUN 65, а Σ2451 превратилось в STF 2451. Дополнительные примеры этого приведены в соседней таблице. ^{[20] [23]}

• Акрукс
• Капелла
• п Эридани
• Полярис
• Процион
• Сириус
• Система Альфа Центавра (AB) и Проксима Центавра (отсюда α Cen C): на самом деле трехзвездная система

• Альфа ¹ и Альфа ² Козерога
• Тета Муска и Тета Муска B
• Эта ¹ и Эта ² Coronae Australis
• Виннеке 4 ( Мессье 40 )
• Полярис и Гамма Цефея , полярные звезды-близнецы; Прецессия предсказывает, что Гамма Цефея должна вернуться к известности к 3000 году. ^[25]

• Альбирео А и Альбирео Б
• Kappa1 Coronae Australis и Kappa2 Coronae Australis
• Система Кастора (Aa/Ab/Ba/Bb) и система YY Близнецов (отсюда Кастор Ca/Cb), как правило, рассматриваются как физическая система.
• Система Мицар (Aa/Ab/Ba/Bb) и система Алькор (отсюда Мицар Ca/Cb), как правило, рассматриваются как физическая система.