stringtranslate.com

Двойная звезда

Известная двойная звезда Сириус , представленная на фотографии Хаббла 2005 года, с Сириусом А в центре и белым карликом Сириусом B слева внизу от него.

Двойная звезда или двойная звездная система — это система из двух звезд , которые гравитационно связаны друг с другом и вращаются вокруг друг друга. Двойные звезды на ночном небе, которые видны как один объект невооруженным глазом, часто разрешаются как отдельные звезды с помощью телескопа , в этом случае они называются визуально-двойными . Многие визуально-двойные имеют длинные орбитальные периоды в несколько столетий или тысячелетий и, следовательно, имеют орбиты, которые неопределенны или плохо известны. Их также можно обнаружить косвенными методами, такими как спектроскопия ( спектроскопические двойные ) или астрометрия ( астрометрические двойные ). Если двойная звезда оказывается на орбите в плоскости вдоль нашего луча зрения, ее компоненты будут затмевать и проходить друг через друга; эти пары называются затменными двойными или, вместе с другими двойными, которые меняют яркость по мере своего вращения, фотометрическими двойными .

Если компоненты в двойных звездных системах находятся достаточно близко, они могут гравитационно искажать внешние звездные атмосферы друг друга. В некоторых случаях эти тесные двойные системы могут обмениваться массой, что может привести их эволюцию к стадиям, которых не могут достичь отдельные звезды. Примерами двойных звезд являются Сириус и Лебедь X-1 (Лебедь X-1 является хорошо известной черной дырой ). Двойные звезды также распространены как ядра многих планетарных туманностей и являются прародителями как новых , так и сверхновых типа Ia .

Открытие

Двойные звезды , пара звезд, которые кажутся близкими друг к другу, наблюдались с момента изобретения телескопа . Ранние примеры включают Мицар и Акрукс . Мицар в Большом Ковше ( Большая Медведица ) был замечен как двойной Джованни Баттиста Риччоли в 1650 году [1] [2] (и, вероятно, ранее Бенедетто Кастелли и Галилео ). [3] Яркая южная звезда Акрукс в Южном Кресте была обнаружена как двойная отцом Фонтене в 1685 году. [1]

Доказательства того, что звезды в парах — это больше, чем просто оптические выравнивания, появились в 1767 году, когда английский натурфилософ и священнослужитель Джон Мичелл стал первым человеком, который применил математику статистики к изучению звезд, продемонстрировав в своей работе, что гораздо больше звезд встречаются парами или группами, чем могло бы объяснить совершенно случайное распределение и случайное выравнивание. Он сосредоточил свое исследование на скоплении Плеяды и подсчитал, что вероятность обнаружения такой близкой группировки звезд составляет примерно один на полмиллиона. Он пришел к выводу, что звезды в этих двойных или множественных звездных системах могут притягиваться друг к другу гравитационным притяжением, тем самым предоставив первое доказательство существования двойных звезд и звездных скоплений. [4]

Уильям Гершель начал наблюдать двойные звезды в 1779 году, надеясь найти близкую звезду в паре с далекой звездой, чтобы он мог измерить изменяющееся положение ближайшей звезды по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца (измерить ее параллакс ), что позволило бы ему вычислить расстояние до ближайшей звезды. Вскоре он опубликовал каталоги примерно из 700 двойных звезд. [5] [6] К 1803 году он наблюдал изменения в относительном положении ряда двойных звезд в течение 25 лет и пришел к выводу, что вместо того, чтобы показывать изменения параллакса, они, по-видимому, вращаются друг вокруг друга в двойных системах. [7] Первая орбита двойной звезды была вычислена в 1827 году, когда Феликс Савари вычислил орбиту Xi Ursae Majoris . [8]

За эти годы было каталогизировано и измерено гораздо больше двойных звезд. По состоянию на июнь 2017 года Вашингтонский каталог двойных звезд , база данных визуально-двойных звезд, составленная Военно-морской обсерваторией США , содержит более 100 000 пар двойных звезд, [9] включая оптические двойные, а также двойные звезды. Орбиты известны только для нескольких тысяч этих двойных звезд. [10]

Этимология

Термин «двоичный» впервые был использован в этом контексте сэром Уильямом Гершелем в 1802 году [11] , когда он написал: [12]

Если же, напротив, две звезды действительно будут расположены очень близко друг к другу и в то же время настолько изолированы, что не будут материально затронуты притяжением соседних звезд, то они составят отдельную систему и останутся объединенными связью их собственного взаимного тяготения друг к другу. Это следует назвать настоящей двойной звездой; и любые две звезды, которые таким образом взаимно связаны, образуют двойную звездную систему, которую мы теперь рассмотрим.

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 . [13] [14] Для большинства известных визуально-двойных звезд еще не наблюдалось одного полного оборота; скорее, они наблюдаются как движущиеся по изогнутой траектории или частичной дуге. [15]

Затменная двойная звезда, демонстрирующая различные фазы меньшей вторичной звезды относительно главной звезды (в центре)

Более общий термин «двойная звезда» используется для пар звезд, которые видны близко друг к другу на небе. [11] Это различие редко проводится в языках, отличных от английского. [13] Двойные звезды могут быть двойными системами или могут быть просто двумя звездами, которые кажутся близко друг к другу на небе, но имеют значительно разные истинные расстояния от Солнца. Последние называются оптическими двойными или оптическими парами . [16]

Классификации

Ребристый диск газа и пыли, присутствующий вокруг двойной звездной системы HD 106906

Методы наблюдения

Двойные звезды подразделяются на четыре типа в зависимости от способа их наблюдения: визуально, путем наблюдения; спектроскопически , по периодическим изменениям в спектральных линиях ; фотометрически , по изменениям яркости, вызванным затмением; или астрометрически , путем измерения отклонения положения звезды, вызванного невидимым компаньоном. [13] [17] Любая двойная звезда может принадлежать к нескольким из этих классов; например, несколько спектроскопических двойных также являются затменными двойными.

Визуальные двоичные файлы

Визуально -двойная звезда — это двойная звезда, для которой угловое разделение между двумя компонентами достаточно велико, чтобы их можно было наблюдать как двойную звезду в телескоп или даже в мощный бинокль . Угловое разрешение телескопа является важным фактором в обнаружении визуально-двойных звезд, и по мере того, как к наблюдениям за двойными звездами применяются лучшие угловые разрешения, будет обнаружено все большее количество визуально-двойных звезд. Относительная яркость двух звезд также является важным фактором, поскольку блики от яркой звезды могут затруднить обнаружение присутствия более слабого компонента.

Более яркая звезда визуальной двойной звезды является первичной звездой, а более тусклая считается вторичной. В некоторых публикациях (особенно старых) слабая вторичная звезда называется комит ( множественное число comites ; компаньон). Если звезды имеют одинаковую яркость, то обычно принимается обозначение первооткрывателя для первичной звезды. [18]

Измеряется позиционный угол вторичной звезды относительно первичной, а также угловое расстояние между двумя звездами. Время наблюдения также регистрируется. После того, как за определенный период времени записано достаточное количество наблюдений, они наносятся на график в полярных координатах с первичной звездой в начале координат, и через эти точки рисуется наиболее вероятный эллипс таким образом, чтобы выполнялся закон площадей Кеплера . Этот эллипс известен как кажущийся эллипс и является проекцией фактической эллиптической орбиты вторичной звезды относительно первичной на плоскость неба. Из этого спроецированного эллипса можно вычислить полные элементы орбиты, где большая полуось может быть выражена только в угловых единицах, если не известен звездный параллакс , а следовательно, и расстояние системы. [14]

Спектроскопические двойные

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

Иногда единственным доказательством существования двойной звезды является эффект Доплера в излучаемом ею свете. В этих случаях двойная звезда состоит из пары звезд, где спектральные линии в излучаемом каждой звездой свете смещаются сначала к синему, затем к красному, поскольку каждая звезда движется сначала к нам, а затем от нас во время своего движения вокруг общего центра масс с периодом их общей орбиты.

В этих системах расстояние между звездами обычно очень мало, а орбитальная скорость очень высока. Если только плоскость орбиты не перпендикулярна лучу зрения, орбитальные скорости имеют компоненты на луче зрения, а наблюдаемая радиальная скорость системы периодически меняется. Поскольку радиальную скорость можно измерить с помощью спектрометра, наблюдая доплеровское смещение спектральных линий звезд , двойные, обнаруженные таким образом, известны как спектроскопические двойные . Большинство из них не могут быть разрешены как визуально двойные, даже с помощью телескопов с самой высокой существующей разрешающей способностью .

В некоторых спектрально-двойных системах видны спектральные линии от обеих звезд, и линии попеременно двойные и одинарные. Такая система известна как двухлинейная спектрально-двойная (часто обозначается как «SB2»). В других системах виден спектр только одной из звезд, и линии в спектре периодически смещаются к синему, затем к красному и обратно. Такие звезды известны как однолинейные спектрально-двойные («SB1»).

Орбита спектрально-двойной звезды определяется путем проведения длинной серии наблюдений лучевой скорости одного или обоих компонентов системы. Наблюдения наносятся на график в зависимости от времени, и по полученной кривой определяется период. Если орбита круговая , то кривая представляет собой синусоиду . Если орбита эллиптическая , то форма кривой зависит от эксцентриситета эллипса и ориентации большой оси по отношению к лучу зрения.

Невозможно определить по отдельности большую полуось a и наклон плоскости орбиты i . Однако произведение большой полуоси и синуса наклона (т.е. a  sin  i ) можно определить непосредственно в линейных единицах (например, километрах). Если a или i можно определить другими способами, как в случае затменных двойных, можно найти полное решение для орбиты. [19]

Двойные звезды, которые являются как визуальными, так и спектроскопическими двойными, редки и являются ценным источником информации, когда их находят. Известно около 40. Визуальные двойные звезды часто имеют большие истинные разделения с периодами, измеряемыми десятилетиями или столетиями; следовательно, они обычно имеют орбитальные скорости, слишком малые для измерения спектроскопически. И наоборот, спектроскопические двойные звезды быстро движутся по своим орбитам, потому что они находятся близко друг к другу, обычно слишком близко, чтобы их можно было обнаружить как визуальные двойные. Двойные, которые оказываются как визуальными, так и спектроскопическими, таким образом, должны находиться относительно близко к Земле.

Затменные двойные звезды

Затменная двойная звезда — это двойная звездная система, в которой орбитальная плоскость двух звезд лежит так близко к линии зрения наблюдателя, что компоненты испытывают взаимные затмения . [20] В случае, когда двойная звезда является также спектроскопической двойной и параллакс системы известен, двойная звезда весьма ценна для звездного анализа. Алголь , тройная звездная система в созвездии Персея , содержит наиболее известный пример затменной двойной звезды.

В этом видео показано художественное представление затменной двойной звездной системы. Поскольку две звезды вращаются друг вокруг друга, они проходят друг перед другом, и их общая яркость, видимая издалека, уменьшается.

Затменные двойные звезды являются переменными не потому, что свет отдельных компонентов меняется, а из-за затмений. Кривая блеска затменной двойной звезды характеризуется периодами практически постоянного света с периодическими падениями интенсивности, когда одна звезда проходит перед другой. Яркость может упасть дважды во время орбиты, один раз, когда вторичная звезда проходит перед первичной, и один раз, когда первичная звезда проходит перед вторичной. Более глубокое из двух затмений называется первичным независимо от того, какая звезда затмевается, и если также происходит неглубокое второе затмение, оно называется вторичным затмением. Размер падения яркости зависит от относительной яркости двух звезд, доли скрытой затмеваемой звезды и поверхностной яркости (т. е. эффективной температуры ) звезд. Обычно затмение более горячей звезды вызывает первичное затмение. [20]

Период орбиты затменной двойной звезды может быть определен путем изучения ее кривой блеска , а относительные размеры отдельных звезд могут быть определены с точки зрения радиуса орбиты, путем наблюдения за тем, как быстро меняется яркость, когда диск ближайшей звезды скользит по диску другой звезды. [20] Если это также спектроскопическая двойная звезда, элементы орбиты также могут быть определены, и масса звезд может быть определена относительно легко, что означает, что относительные плотности звезд могут быть определены в этом случае. [21]

Примерно с 1995 года измерение фундаментальных параметров внегалактических затменных двойных стало возможным с помощью телескопов 8-метрового класса. Это делает возможным их использование для прямого измерения расстояний до внешних галактик, что является более точным процессом, чем использование стандартных свечей . [22] К 2006 году они использовались для получения прямых оценок расстояний до БМО , ММО , галактик Андромеды и галактики Треугольника . Затменные двойные предлагают прямой метод измерения расстояния до галактик с улучшенным уровнем точности в 5%. [23]

Незатменные двойные, которые можно обнаружить с помощью фотометрии

Близлежащие не затмевающие двойные звезды также могут быть обнаружены фотометрически, путем наблюдения за тем, как звезды влияют друг на друга тремя способами. Первый способ — наблюдение за дополнительным светом, который звезды отражают от своего компаньона. Второй способ — наблюдение за эллипсоидальными изменениями света, которые вызваны деформацией формы звезды их компаньонами. Третий способ — наблюдение за тем, как релятивистское излучение влияет на видимую величину звезд. Обнаружение двойных звезд этими методами требует точной фотометрии . [24]

Астрометрические двойные звезды

Астрономы обнаружили несколько звезд, которые, по-видимому, вращаются вокруг пустого пространства. Астрометрические двойные звезды — это относительно близкие звезды, которые можно увидеть колеблющимися вокруг точки в пространстве, без видимого компаньона. Та же математика, которая используется для обычных двойных звезд, может быть применена для определения массы отсутствующего компаньона. Компаньон может быть очень тусклым, так что в настоящее время его невозможно обнаружить или замаскировать сиянием его основной звезды, или это может быть объект, который испускает мало или совсем не испускает электромагнитного излучения , например нейтронная звезда . [25]

Положение видимой звезды тщательно измеряется и обнаруживается как изменяющееся из-за гравитационного влияния ее коллеги. Положение звезды многократно измеряется относительно более далеких звезд, а затем проверяется на периодические сдвиги положения. Обычно этот тип измерения может быть выполнен только для близких звезд, например, в пределах 10  парсеков . Близлежащие звезды часто имеют относительно высокое собственное движение , поэтому астрометрические двойные будут казаться следующими шаткой траектории по небу.

Если компаньон достаточно массивен, чтобы вызвать заметное смещение положения звезды, то его присутствие может быть выведено. Из точных астрометрических измерений движения видимой звезды за достаточно длительный период времени можно определить информацию о массе компаньона и его орбитальном периоде. [26] Даже если компаньон не виден, характеристики системы можно определить из наблюдений, используя законы Кеплера . [ 27]

Этот метод обнаружения двойных звезд также используется для обнаружения экзопланет, вращающихся вокруг звезды. Однако требования к выполнению этого измерения очень строгие из-за большой разницы в соотношении масс и типично длительного периода орбиты планеты. Обнаружение смещений положения звезды — очень строгая наука, и трудно достичь необходимой точности. Космические телескопы могут избежать эффекта размытия, создаваемого атмосферой Земли , что приводит к более точному разрешению.

Конфигурация системы

Конфигурации двойной звездной системы с отношением масс 3. Черные линии представляют внутренние критические эквипотенциали Роша, полости Роша.

Другая классификация основана на расстоянии между звездами относительно их размеров: [28]

Разделенные двойные звезды — это двойные звезды, в которых каждый компонент находится в своей полости Роша , т. е. области, где гравитационное притяжение самой звезды больше, чем у другого компонента. Находясь на главной последовательности, звезды не оказывают друг на друга существенного влияния и по сути развиваются отдельно. Большинство двойных звезд относятся 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. Перенос массы доминирует в эволюции системы. Во многих случаях втекающий газ образует аккреционный диск вокруг аккретора.

Контактная двойная звезда — это тип двойной звезды, в которой оба компонента двойной звезды заполняют свои полости Роша . Самая верхняя часть звездных атмосфер образует общую оболочку , которая окружает обе звезды. Поскольку трение оболочки тормозит орбитальное движение , звезды в конечном итоге могут слиться . [29] W Большой Медведицы является примером.

Катастрофические переменные и рентгеновские двойные звезды

Художественное представление о катастрофической переменной системе

Когда двойная система содержит компактный объект, такой как белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра , газ от другой (донорской) звезды может аккрецировать на компактный объект. Это высвобождает гравитационную потенциальную энергию , заставляя газ становиться горячее и испускать излучение. Катаклизмические переменные звезды , где компактный объект является белым карликом, являются примерами таких систем. [30] В рентгеновских двойных компактный объект может быть либо нейтронной звездой , либо черной дырой . Эти двойные классифицируются как маломассивные или высокомаршинные в зависимости от массы звезды-донора. Высокомассивные рентгеновские двойные содержат молодую, раннюю , массивную звезду-донор, которая переносит массу своим звездным ветром , в то время как маломассивные рентгеновские двойные являются полуразделенными двойными, в которых газ от поздней звезды-донора или белого карлика переполняет полость Роша и падает в сторону нейтронной звезды или черной дыры. [31] Вероятно, наиболее известным примером рентгеновской двойной звезды является массивная рентгеновская двойная звезда Лебедь X-1 . В Лебеде X-1 масса невидимого компаньона оценивается примерно в девять раз больше массы Солнца, [32] намного превышая предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова для максимальной теоретической массы нейтронной звезды. Поэтому считается, что это черная дыра; это был первый объект, для которого это было широко распространено. [33]

Период обращения

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

Изменения в периоде

Механизм Эпплгейта объясняет долгосрочные изменения орбитального периода, наблюдаемые в некоторых затменных двойных. Когда звезда главной последовательности проходит через цикл активности, внешние слои звезды подвергаются воздействию магнитного момента, изменяющего распределение углового момента, что приводит к изменению сплющенности звезды. Орбита звезд в двойной паре гравитационно связана с изменениями их формы, так что период показывает модуляции (обычно порядка ∆P/P ~ 10−5 ) в том же масштабе времени, что и циклы активности (обычно порядка десятилетий). [34]

Другим явлением, наблюдаемым в некоторых двойных системах Алголя, было монотонное увеличение периода. Это сильно отличается от гораздо более распространенных наблюдений чередующихся увеличений и уменьшений периода, объясняемых механизмом Эпплгейта. Монотонное увеличение периода приписывалось переносу массы, обычно (но не всегда) от менее массивной к более массивной звезде [35]

Обозначения

А и Б

Художественное представление двойной звездной системы AR Скорпиона.

Компоненты двойных звезд обозначаются суффиксами A и B, добавляемыми к обозначению системы, где A обозначает первичную, а B — вторичную звезду. 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. [36] В случаях, когда двойная звезда имеет обозначение Байера и сильно разделена, возможно, что члены пары будут обозначены верхними индексами; примером является Zeta Reticuli , компонентами которой являются ζ 1 Reticuli и ζ 2 Reticuli. [37]

Обозначения первооткрывателей

Двойные звезды также обозначаются аббревиатурой, содержащей имя первооткрывателя и порядковый номер. [38] Например, α Центавра была обнаружена отцом Ришо в 1689 году как двойная, поэтому она обозначена как RHD 1. [ 1] [39] Эти коды первооткрывателей можно найти в Вашингтонском каталоге двойных звезд . [40]

Горячий и холодный

Вторичная звезда в двойной звездной системе может быть обозначена как горячий компаньон или холодный компаньон , в зависимости от ее температуры относительно первичной звезды.

Примеры:

Эволюция

Художественное представление эволюции горячей массивной двойной звезды.

Формирование

Хотя не исключено, что некоторые двойные могут быть созданы посредством гравитационного захвата между двумя одиночными звездами, учитывая очень низкую вероятность такого события (фактически требуется три объекта, поскольку сохранение энергии исключает захват одного гравитирующего тела другим) и большое количество существующих в настоящее время двойных систем, это не может быть первичным процессом формирования. Наблюдение за двойными системами, состоящими из звезд, еще не находящихся на главной последовательности, подтверждает теорию о том, что двойные системы развиваются во время звездообразования . Фрагментация молекулярного облака во время образования протозвезд является приемлемым объяснением образования двойной или множественной звездной системы. [47] [48]

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 отсутствии существенных дальнейших возмущений, оставшиеся две образуют устойчивую двойную систему.

Массоперенос и аккреция

Поскольку звезда главной последовательности увеличивается в размерах в ходе своей эволюции , она может в какой-то момент превзойти свою полость Роша , что означает, что часть ее материи попадает в область, где гравитационное притяжение ее звезды-компаньона больше, чем ее собственное. [49] Результатом является то, что материя будет передаваться от одной звезды к другой посредством процесса, известного как переполнение полости Роша (RLOF), либо поглощаясь прямым ударом, либо через аккреционный диск . Математическая точка, через которую происходит этот перенос, называется первой точкой Лагранжа . [50] Нередко аккреционный диск является самым ярким (и, следовательно, иногда единственным видимым) элементом двойной звезды.

Если звезда растет за пределами своей полости Роша слишком быстро для того, чтобы вся обильная материя успела перейти в другой компонент, также возможно, что материя покинет систему через другие точки Лагранжа или в виде звездного ветра , таким образом фактически теряясь для обоих компонентов. [51] Поскольку эволюция звезды определяется ее массой, этот процесс влияет на эволюцию обоих компаньонов и создает стадии, которые не могут быть достигнуты одиночными звездами. [52] [53] [54]

Исследования затменного тройного Алголя привели к парадоксу Алголя в теории звездной эволюции : хотя компоненты двойной звезды формируются одновременно, а массивные звезды эволюционируют гораздо быстрее менее массивных, было замечено, что более массивный компонент Алголь А все еще находится в главной последовательности , в то время как менее массивный Алголь В является субгигантом на более поздней стадии эволюции. Парадокс можно решить с помощью переноса массы : когда более массивная звезда становится субгигантом, она заполняет свою полость Роша , и большая часть массы передается другой звезде, которая все еще находится в главной последовательности. В некоторых двойных, похожих на Алголь, действительно можно увидеть поток газа. [55]

Беглецы и новые звезды

Художественная визуализация плазменных выбросов из V Гидры

Также возможно, что далеко разнесенные двойные системы могут потерять гравитационный контакт друг с другом в течение своей жизни в результате внешних возмущений. Затем компоненты будут продолжать развиваться как отдельные звезды. Тесное столкновение двух двойных систем также может привести к гравитационному разрушению обеих систем, при этом некоторые звезды будут выброшены на высоких скоростях, что приведет к появлению убегающих звезд . [56]

Если у белого карлика есть близкая звезда-компаньон, которая переполняет его полость Роша , белый карлик будет постоянно аккрецировать газы 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 в значительной степени не реагирует на тепло, в то время как аккрецированный водород — нет. Синтез водорода может происходить стабильным образом на поверхности через цикл CNO , в результате чего огромное количество энергии, высвобождаемое этим процессом, сдувает оставшиеся газы с поверхности белого карлика. Результатом является чрезвычайно яркая вспышка света, известная как новая . [57]

В экстремальных случаях это событие может привести к тому, что белый карлик превысит предел Чандрасекара и спровоцирует вспышку сверхновой , которая уничтожит всю звезду, что является еще одной возможной причиной убегания звезд. [58] [59] Примером такого события является сверхновая SN 1572 , которую наблюдал Тихо Браге . Космический телескоп Хаббл недавно [ когда? ] сфотографировал остатки этого события.

Астрофизика

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

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

Расчет центра масс в двойных звездах

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

где

Если a взять за большую полуось орбиты одного тела вокруг другого, то r 1 — большая полуось орбиты первого тела вокруг центра масс или барицентра , а r 2 = a − r 1 — большая полуось орбиты второго тела. Когда центр масс находится внутри более массивного тела, это тело кажется колеблющимся, а не следующим различимой орбите.

Анимация центра масс

Красный крест обозначает центр масс системы. Эти изображения не представляют какую-либо конкретную реальную систему.

Результаты исследования

Подсчитано, что примерно треть звездных систем в Млечном Пути являются двойными или множественными, а оставшиеся две трети являются одиночными звездами. [61] Общая частота множественности обычных звезд является монотонно возрастающей функцией звездной массы . То есть вероятность нахождения в двойной или множественной звездной системе неуклонно возрастает по мере увеличения масс компонентов. [60]

Существует прямая корреляция между периодом обращения двойной звезды и эксцентриситетом ее орбиты, причем системы с коротким периодом имеют меньший эксцентриситет. Двойные звезды могут быть найдены с любым мыслимым разделением, от пар, вращающихся так близко, что они практически соприкасаются друг с другом, до пар, настолько удаленных друг от друга, что их связь указывается только их общим собственным движением в пространстве. Среди гравитационно связанных двойных звездных систем существует так называемое логнормальное распределение периодов, причем большинство этих систем вращаются с периодом около 100 лет. Это подтверждает теорию о том, что двойные системы образуются во время звездообразования . [62]

В парах, где две звезды имеют одинаковую яркость , они также имеют одинаковый спектральный тип . В системах, где яркость различна, более тусклая звезда более голубая, если более яркая звезда является гигантской звездой , и более красная, если более яркая звезда принадлежит к главной последовательности . [63]

Представление художника о планетах, вращающихся вокруг главной звезды LTT 1445 , тройной звездной системы .

Масса звезды может быть напрямую определена только из ее гравитационного притяжения. Помимо Солнца и звезд, которые действуют как гравитационные линзы , это можно сделать только в двойных и кратных звездных системах, что делает двойные звезды важным классом звезд. В случае визуальной двойной звезды, после определения орбиты и звездного параллакса системы, объединенная масса двух звезд может быть получена путем прямого применения закона гармоники Кеплера . [64]

К сожалению, невозможно получить полную орбиту спектрально-двойной звезды, если только она не является также визуальной или затменной двойной звездой, поэтому для этих объектов возможно только определение совместного произведения массы и синуса угла наклона относительно луча зрения. В случае затменных двойных звезд, которые также являются спектрально-двойными, можно найти полное решение для спецификаций (масса, плотность , размер, светимость и приблизительная форма) обоих членов системы.

Планеты

Схема двойной звездной системы с одной планетой на орбите S-типа и одной на орбите P-типа

Хотя было обнаружено, что ряд двойных звездных систем содержат внесолнечные планеты , такие системы сравнительно редки по сравнению с одиночными звездными системами. Наблюдения с помощью космического телескопа Кеплер показали, что большинство одиночных звезд того же типа, что и Солнце, имеют множество планет, но только одна треть двойных звезд имеет их. Согласно теоретическим расчетам, [65] даже далеко разделенные двойные звезды часто разрушают диски каменистых зерен, из которых образуются протопланеты . С другой стороны, другие расчеты показывают, что присутствие двойного компаньона может фактически улучшить скорость формирования планет в пределах стабильных орбитальных зон, «размешивая» протопланетный диск, увеличивая скорость аккреции протопланет внутри. [66]

Обнаружение планет в системах с несколькими звездами сопряжено с дополнительными техническими трудностями, что может быть причиной того, что их редко находят. [67] Примерами служат двойная система белый карлик - пульсар PSR B1620-26 , двойная система субгигант - красный карлик Gamma Cephei и двойная система белый карлик - красный карлик NN Serpentis и другие. [68]

Исследование четырнадцати ранее известных планетных систем показало, что три из этих систем являются двойными системами. Было обнаружено, что все планеты находятся на орбитах S-типа вокруг первичной звезды. В этих трех случаях вторичная звезда была намного тусклее первичной и поэтому ранее не была обнаружена. Это открытие привело к пересчету параметров как планеты, так и первичной звезды. [69]

Научная фантастика часто представляла планеты двойных или тройных звезд в качестве сеттинга, например, Татуин Джорджа Лукаса из «Звездных войн» , а один известный рассказ, « Nightfall », даже переносит это в систему из шести звезд. В действительности, некоторые орбитальные диапазоны невозможны по динамическим причинам (планета была бы изгнана со своей орбиты относительно быстро, будучи либо выброшенной из системы полностью, либо переведенной в более внутренний или внешний орбитальный диапазон), в то время как другие орбиты представляют серьезные проблемы для возможных биосфер из-за вероятных экстремальных колебаний температуры поверхности на разных участках орбиты. Говорят, что планеты, которые вращаются только вокруг одной звезды в двойной системе, имеют орбиты «S-типа», тогда как те, которые вращаются вокруг обеих звезд, имеют орбиты «P-типа» или « циркулярные ». По оценкам, 50–60% двойных систем способны поддерживать обитаемые планеты земной группы в пределах стабильных орбитальных диапазонов. [66]

Примеры

Два визуально различимых компонента Альбирео

Большое расстояние между компонентами, а также их разница в цвете делают Альбирео одной из самых легко наблюдаемых визуально двойных звезд. Самый яркий член, который является третьей по яркости звездой в созвездии Лебедя , на самом деле сам является тесной двойной звездой. Также в созвездии Лебедя находится Лебедь X-1 , источник рентгеновского излучения , считающийся черной дырой . Это массивная рентгеновская двойная звезда , а ее оптический аналог является переменной звездой . [70] Сириус — еще одна двойная звезда и самая яркая звезда на ночном небе с визуальной видимой величиной −1,46. Она расположена в созвездии Большого Пса . В 1844 году Фридрих Бессель пришел к выводу, что Сириус является двойной звездой. В 1862 году Элван Грэм Кларк открыл компаньона (Сириус B; видимая звезда — Сириус A). В 1915 году астрономы обсерватории Маунт-Вилсон определили, что Сириус B — белый карлик , первый из обнаруженных. В 2005 году с помощью космического телескопа «Хаббл » астрономы определили, что диаметр Сириуса B составляет 12 000 км (7 456 миль), а его масса составляет 98% от массы Солнца. [71]

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

Примером затменной двойной звезды является Эпсилон Возничего в созвездии Возничего . Видимый компонент принадлежит к спектральному классу F0, другой (затменный) компонент не виден. Последнее такое затмение произошло с 2009 по 2011 год, и есть надежда, что обширные наблюдения, которые, вероятно, будут проведены, могут дать дальнейшее понимание природы этой системы. Другой затменной двойной звездой является Бета Лиры , которая является полуразделенной двойной звездной системой в созвездии Лиры .

Другие интересные двойные звезды включают 61 Cygni (двойная звезда в созвездии Лебедя , состоящая из двух звезд главной последовательности класса K (оранжевых) , 61 Cygni A и 61 Cygni B, которая известна своим большим собственным движением ), Процион (самая яркая звезда в созвездии Малого Пса и восьмая по яркости звезда на ночном небе, которая является двойной звездой, состоящей из главной звезды и слабого белого карлика- компаньона), SS Lacertae (затменная двойная, которая прекратила затмение), V907 Sco (затменная двойная, которая остановилась, возобновилась, а затем снова остановилась), BG Geminorum (затменная двойная, которая, как полагают, содержит черную дыру со звездой K0 на орбите вокруг нее) и 2MASS J18082002−5104378 (двойная звезда в « тонком диске » Млечного Пути , содержащая одну из старейших известных звезды). [72]

Примеры с несколькими звездами

Планета, затерянная в сиянии двойных звезд (иллюстрация)

Системы с более чем двумя звездами называются кратными звездами . Алголь является наиболее известной тройной звездой (долгое время считавшейся двойной), расположенной в созвездии Персея . Два компонента системы затмевают друг друга, изменение интенсивности Алголя впервые было зафиксировано в 1670 году Джеминиано Монтанари . Название Алголь означает «звезда-демон» (от арабского : الغول al-ghūl ), что, вероятно, было дано из-за ее своеобразного поведения. Еще одна видимая тройная звезда — Альфа Центавра в южном созвездии Центавра , которая содержит третью по яркости звезду на ночном небе с видимой визуальной величиной −0,01. Эта система также подчеркивает тот факт, что ни один поиск пригодных для жизни планет не будет полным, если не учитывать двойные звезды. Альфа Центавра A и B имеют расстояние 11 а.е. при максимальном сближении, и обе должны иметь стабильные пригодные для жизни зоны. [73]

Существуют также примеры систем, выходящих за рамки тройных: Кастор — это шестеричная звездная система, которая является второй по яркости звездой в созвездии Близнецов и одной из самых ярких звезд на ночном небе. С астрономической точки зрения Кастор был открыт как визуально-двойная в 1719 году. Каждый из компонентов Кастора сам по себе является спектрально-двойной. У Кастора также есть слабый и далеко разделенный компаньон, который также является спектрально-двойной. Визуально-двойная Алькор-Мицар в Большой Медведице также состоит из шести звезд: четыре составляют Мицар, а две составляют Алькор.

Смотрите также

Примечания и ссылки

  1. ^ abc Двойные звезды , Роберт Грант Эйткен , Нью-Йорк: Довер, 1964, стр. 1.
  2. ^ Том. 1, часть 1, с. 422, Almagestum Novum. Архивировано 10 августа 2011 г. в Wayback Machine , Джованни Баттиста Риччоли, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  3. ↑ Новый взгляд на Мицар. Архивировано 7 марта 2008 г. на Wayback Machine , Леос Ондра, доступ онлайн 26 мая 2007 г.
  4. ↑ Этот месяц в истории физики, 27 ноября 1783 г.: Джон Мичелл предвидит появление черных дыр, APS News, ноябрь 2009 г. (том 18, номер 10), www.aps.org
  5. ^ Эйткен, Роберт Грант (1935). Двойные звезды. Нью-Йорк и Лондон: McGraw-Hill Book Company, Inc. стр. 4–9. ISBN 978-1117504094.
  6. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. Дордрехт: D. Reidel Publishing Company. стр. 4. ISBN 978-90-277-0885-4.
  7. ^ Гершель, Уильям (1803). «Отчет об изменениях, которые произошли за последние двадцать пять лет в относительном положении 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.
  8. ^ стр. 291, Французские астрономы, визуально-двойные звезды и рабочая группа по двойным звездам Астрономического общества Франции, Э. Сулье, Третья конференция стран Тихоокеанского региона по недавним разработкам в области исследований двойных звезд , труды конференции, спонсируемой Чиангмайским университетом, Тайским астрономическим обществом и Университетом Небраски-Линкольна, состоявшейся в Чиангмае, Таиланд, 26 октября - 1 ноября 1995 г., Серия конференций ASP 130 (1997), под ред. Кам-Чинг Леунга, стр. 291–294, Bibcode :1997ASPC..130..291S.
  9. ^ «Введение и развитие WDS», Вашингтонский каталог двойных звезд, архив 2008-09-17 на Wayback Machine , Брайан Д. Мейсон, Гэри Л. Уайкофф и Уильям И. Харткопф, Отдел астрометрии, Военно-морская обсерватория США , доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  10. ↑ Шестой каталог орбит визуально-двойных звезд. Архивировано 12 апреля 2009 г. на Wayback Machine , Уильямом И. Харткопфом и Брайаном Д. Мейсоном, Военно-морская обсерватория США . Доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  11. ^ ab Двойные звезды , Роберт Грант Эйткен , Нью-Йорк: Довер, 1964, стр. ix.
  12. ^ Гершель, Уильям (1802). «Каталог 500 новых туманностей, туманных звезд, планетарных туманностей и скоплений звезд; с замечаниями о строении небес». Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 92 : 477–528 [481]. Bibcode :1802RSPT...92..477H. doi : 10.1098/rstl.1802.0021 . JSTOR  107131.
  13. ^ abc Heintz, WD (1978). Двойные звезды. Дордрехт: D. Reidel Publishing Company. стр. 1–2. ISBN 978-90-277-0885-4.
  14. ^ ab «Визуальные двоичные данные». Университет Теннесси.
  15. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. Дордрехт: D. Reidel Publishing Company. стр. 5. ISBN 978-90-277-0885-4.
  16. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. D. Reidel Publishing Company, Дордрехт. стр. 17. ISBN 978-90-277-0885-4.
  17. ^ "Двойные звезды". Астрономия. Корнелльский университет.
  18. ^ Эйткен, РГ (1964). Двойные звезды . Нью-Йорк: Довер. С. 41.
  19. ^ Herter, T. "Stellar Masses". Корнелльский университет. Архивировано из оригинала 17 июня 2012 г.
  20. ^ abc Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Архивировано из оригинала 14 апреля 2007 г.
  21. ^ Worth, M. "Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Архивировано из оригинала ( PowerPoint ) 3 сентября 2003 г.
  22. ^ Wilson, RE (1 января 2008 г.). «Затменные двойные решения в физических единицах и прямая оценка расстояния». The Astrophysical Journal . 672 (1): 575–589. Bibcode :2008ApJ...672..575W. doi : 10.1086/523634 .
  23. ^ Bonanos, Alceste Z. (2006). «Затменные двойные: инструменты для калибровки шкалы внегалактических 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. 
  24. ^ Тал-Ор, Лев; Фаиглер, Симхон; Мазех, Цеви (2014). «Семьдесят две новые не затменные бинарные звезды BEER, обнаруженные в кривых блеска CoRoT и подтвержденные ретрансляторами AAOmega». EPJ Web of Conferences . 101 : 06063. arXiv : 1410.3074 . doi :10.1051/epjconf/201510106063. S2CID  118394510.
  25. ^ Бок, Д. "Столкновение двойных нейтронных звезд". Национальный центр суперкомпьютерных приложений. Иллинойсский университет в Урбане-Шампейне. Архивировано из оригинала 26 апреля 2012 г.
  26. ^ Асада, Х.; Акасака, Т.; Касаи, М. (27 сентября 2004 г.). «Формула инверсии для определения параметров астрометрической двойной звезды». 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.
  27. ^ «Астрометрические двойные звезды». Университет Теннесси.
  28. ^ Нгуен, К. "Модель Роша". Университет штата Сан-Диего. Архивировано из оригинала 23 марта 2007 г.
  29. ^ Восс, Р.; Таурис, ТМ (2003). «Галактическое распределение сливающихся нейтронных звезд и черных дыр». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 342 (4): 1169–1184. arXiv : 0705.3444 . Bibcode : 2003MNRAS.342.1169V. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x . S2CID  14768050.
  30. ^ Смит, Роберт Коннон (ноябрь 2006 г.). «Катаклизмические переменные» (PDF) . Contemporary Physics (Представленная рукопись). 47 (6): 363–386. arXiv : astro-ph/0701654 . Bibcode : 2007astro.ph..1654S. doi : 10.1080/00107510601181175. S2CID  2590482.
  31. ^ Израиль, Джан Лука (октябрь 1996 г.). "Рентгеновские двойные нейтронные звезды". Систематический поиск новых рентгеновских пульсаторов в полях ROSAT (диссертация). Триест. Архивировано из оригинала 10 декабря 2008 г.
  32. ^ 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-y. S2CID  7759638.
  33. ^ "Черные дыры". Представьте себе Вселенную!. NASA . Получено 22 августа 2008 г.
  34. ^ Applegate, James H. (1992). «Механизм модуляции орбитального периода в тесных двойных системах». Astrophysical Journal, Часть 1. 385 : 621–629. Bibcode : 1992ApJ...385..621A. doi : 10.1086/170967 .
  35. ^ Холл, Дуглас С. (1989). «Связь между RS CVn и Алголем». Space Science Reviews . 50 (1–2): 219–233. Bibcode : 1989SSRv...50..219H. doi : 10.1007/BF00215932. S2CID  125947929.
  36. ^ Heintz, WD (1978). Двойные звезды. Дордрехт: D. Reidel Publishing Company. стр. 19. ISBN 978-90-277-0885-4.
  37. ^ "Двойные и множественные звездные системы". Lawrence Hall of Science в Калифорнийском университете. Архивировано из оригинала 2006-02-07.
  38. ↑ стр. 307–308, Наблюдение и измерение двойных звезд , Боб Аргайл, ред., Лондон: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0 . 
  39. ↑ Запись 14396-6050, код первооткрывателя RHD 1AB, Вашингтонский каталог двойных звезд. Архивировано 08.07.2012 в archive.today , Военно-морская обсерватория США . Доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  40. ^ Ссылки и коды первооткрывателей, Вашингтонский каталог двойных звезд. Архивировано 17 мая 2011 г. в Wayback Machine , Военно-морская обсерватория США . Доступ онлайн 20 августа 2008 г.
  41. ^ [1] – см. основные примечания: «Горячий компаньон Антареса в 2,9 угловых секунд; предполагаемый период: 678 лет».
  42. ^ Кеньон, С. Дж.; Веббинк, Р. Ф. (1984). «Природа симбиотических звезд». Astrophysical Journal . 279 : 252–283. Bibcode : 1984ApJ...279..252K. doi : 10.1086/161888.
  43. ^ Айпинг, Розина К.; Зоннеборн, Джордж; Гулл, Теодор Р.; Масса, Дерк Л.; Хиллер, Д. Джон (2005). «Обнаружение горячего двойного компаньона η Carinae». The Astrophysical Journal . 633 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0510581 . Bibcode :2005ApJ...633L..37I. doi :10.1086/498268. S2CID  119350572.
  44. ^ ab Rowe, Jason F.; Borucki, William J.; Koch, David; Howell, Steve B.; Basri, Gibor; Batalha, Natalie; Brown, Timothy M.; Caldwell, Douglas; Cochran, William D.; Dunham, Edward; Dupree, Andrea K.; Fortney, Jonathan J.; Gautier, Thomas N.; Gilliland, Ronald L.; Jenkins, Jon; Latham, David W.; Lissauer, Jack J.; Marcy, Geoff; Monet, David G.; Sasselov, Dimitar; Welsh, William F. (2010). "Kepler Observations of Transiting Hot Compact Objects". The Astrophysical Journal Letters . 713 (2): L150–L154. arXiv : 1001.3420 . Bibcode : 2010ApJ...713L.150R. doi : 10.1088/2041-8205/713/2/L150. S2CID  118578253.
  45. ^ ab van Kerkwijk, Marten H.; Rappaport, Saul A.; Breton, René P.; Justham, Stephen; Podsiadlowski, Philipp; Han, Zhanwen (2010). «Наблюдения за усилением Доплера в кривых блеска Кеплера». The Astrophysical Journal . 715 (1): 51–58. arXiv : 1001.4539 . Bibcode :2010ApJ...715...51V. doi :10.1088/0004-637X/715/1/51. S2CID  15893663.
  46. ^ ab Боренштейн, Сет (4 января 2010 г.). «Телескоп для поиска планет раскрывает горячие тайны» (6:29 вечера EST).
  47. ^ Boss, AP (1992). "Формирование двойных звезд". В J. Sahade; GE McCluskey; Yoji Kondo (ред.). Царство взаимодействующих двойных звезд . Дордрехт: Kluwer Academic. стр. 355. ISBN 978-0-7923-1675-6.
  48. ^ Tohline, JE ; JE Cazes; HS Cohl. «Формирование двойных звезд с общей оболочкой до главной последовательности». Университет штата Луизиана. Архивировано из оригинала 04.06.2016 . Получено 25.06.2006 .
  49. ^ Копал, З. (1989). Проблема Роша . Kluwer Academic. ISBN 978-0-7923-0129-5.
  50. ^ «Контактные двойные звездные оболочки» Джеффа Брайанта, Wolfram Demonstrations Project .
  51. ^ «Передача массы в двойных звездных системах» Джеффа Брайанта с Уэйлиной МакКалли, Демонстрационный проект Вольфрама .
  52. ^ Boyle, CB (1984). «Передача массы и аккреция в тесных двойных системах – обзор». Vistas in Astronomy . 27 (2): 149–169. Bibcode : 1984VA.....27..149B. doi : 10.1016/0083-6656(84)90007-2.
  53. ^ Ванбеверен, Д.; В. ван Ренсберген; К. де Лор (2001). Самые яркие бинарные файлы . Спрингер. ISBN 978-0-7923-5155-9.
  54. ^ Чен, З.; А. Франк; Э. Г. Блэкман; Дж. Нордхаус; Дж. Кэрролл-Нелленбак (2017). «Передача массы и формирование дисков в двойных системах AGB». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 468 (4): 4465–4477. arXiv : 1702.06160 . Bibcode : 2017MNRAS.468.4465C. doi : 10.1093/mnras/stx680 . S2CID  119073723.
  55. ^ Блонден, Дж. М.; М. Т. Ричардс; М. Л. Малиновский. «Передача массы в двойной звезде Алголь». Американский музей естественной истории. Архивировано из оригинала 08.04.2006.
  56. ^ Хугерверф, Р.; де Брюйне, JHJ; де Зеув, PT (декабрь 2000 г.). «Происхождение беглых звезд». Астрофизический журнал . 544 (2): L133. arXiv : astro-ph/0007436 . Бибкод : 2000ApJ...544L.133H. дои : 10.1086/317315. S2CID  6725343.
  57. ^ Приальник, Д. (2001). «Новые». Энциклопедия астрономии и астрофизики . С. 1846–1856.
  58. ^ Ико, И. (1986). «Эволюция двойной звезды и сверхновые типа I». Космогонические процессы . стр. 155.
  59. ^ Фендер, Р. (2002). "Релятивистские потоки из рентгеновских двойных звезд ('Микроквазары')". Релятивистские потоки в астрофизике . Заметки лекций по физике. Том 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.
  60. ^ ab Duchêne, Gaspard; Kraus, Adam (август 2013 г.), «Звездная множественность», Annual Review of Astronomy and Astrophysics , 51 (1): 269–310, arXiv : 1303.3028 , Bibcode : 2013ARA&A..51..269D, doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102602, S2CID  119275313. См. Таблицу 1.
  61. ^ Большинство звезд Млечного Пути — одиночные, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики.
  62. ^ Хаббер, ДА; А. П. Уитворт (2005). «Формирование двойных звезд из фрагментации колец». Астрономия и астрофизика (Представленная рукопись). 437 (1): 113–125. arXiv : astro-ph/0503412 . Bibcode :2005A&A...437..113H. doi :10.1051/0004-6361:20042428. S2CID  118982836.
  63. ^ Шомберт, Дж. «Рождение и смерть звезд». Университет Орегона.
  64. ^ «Движения двойных звезд». Cornell Astronomy.
  65. ^ Краус, Адам Л.; Айрленд, Майкл; Манн, Эндрю; Хубер, Дэниел; Дюпюи, Трент Дж. (2017). «Разрушительное влияние близких двойных компаньонов на планетные системы». Тезисы заседания Американского астрономического общества № 229. 229 : 219.05. Bibcode : 2017AAS...22921905K.
  66. ^ ab Elisa V. Quintana; Jack J. Lissauer (2007). "Формирование планет земного типа в двойных звездных системах". Extreme Solar Systems . 398 : 201. arXiv : 0705.3444 . Bibcode : 2008ASPC..398..201Q.
  67. ↑ Ширбер, М. (17 мая 2005 г.). «Планеты с двумя вероятными общими солнцами». Space.com.
  68. ^ Больше циркумбинарных планет перечислено в: Muterspaugh; Lane; Kulkarni; Maciej Konacki; Burke; Colavita; Shao; Hartkopf; Boss (2010). "The PHASES Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems". The Astronomical Journal . 140 (6): 1657. arXiv : 1010.4048 . Bibcode :2010AJ....140.1657M. doi :10.1088/0004-6256/140/6/1657. S2CID  59585356.
  69. ^ Daemgen, S.; Hormuth, F.; Brandner, W.; Bergfors, C.; Janson, M.; Hippler, S.; Henning, T. (2009). "Двойственность транзитных родительских звезд – Последствия для планетарных параметров" (PDF) . Astronomy and Astrophysics . 498 (2): 567–574. arXiv : 0902.2179 . Bibcode :2009A&A...498..567D. doi :10.1051/0004-6361/200810988. S2CID  9893376.
  70. ^ См. источники на Cygnus X-1
  71. ^ Макгурти, К. (2005-12-14). "Хаббл находит массу белого карлика". BBC News . Получено 2010-01-01 .
  72. ^ Шлауфман, Кевин К.; Томпсон, Ян Б.; Кейси, Эндрю Р. (5 ноября 2018 г.). «Звезда с ультранизким содержанием металлов вблизи предела горения водорода». The Astrophysical Journal . 867 (2): 98. arXiv : 1811.00549 . Bibcode :2018ApJ...867...98S. doi : 10.3847/1538-4357/aadd97 . S2CID  54511945.
  73. ^ Элиза В. Квинтана; Фред К. Адамс; Джек Дж. Лиссауэр; Джон Э. Чемберс (2007). «Формирование планет земного типа вокруг отдельных звезд в двойных звездных системах». Astrophysical Journal . 660 (1): 807–822. arXiv : astro-ph/0701266 . Bibcode : 2007ApJ...660..807Q. doi : 10.1086/512542. S2CID  14394432.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Двойные звезды .
В глоссарии астрономических терминов Wikibook есть страница по теме: двойная звезда