§ 54. Подвійні, кратні та змінні зорі

Подвійні та кратні зорі. Спочатку подвійними зорями вважали кожні дві дуже близькі на небесній сфері зорі. Але після того як астрономи навчились визначати відстані до зір, з'ясувалося, що деякі з них насправді далекі одна від одної, фізично між собою не пов'язані й лише проєктуються в дуже близькі точки на небесній сфері. Тепер такі зорі називають оптичними подвійними зорями. На відміну від них, фізичними подвійними зорями є зорі, що під дією взаємних сил тяжіння обертаються навколо спільного центра мас, утворюючи єдину динамічну систему. На основі теоретичних моделей припускають, що подвійні зорі охоплюють до 70 % від усієї сукупності зір.

Відповідно до засобів, якими вони були виявлені, фізичні подвійні зорі поділяють на три класи. Якщо подвійність виявлено в наслідок візуальних спостережень (зорі видно окремо за допомогою оптичних засобів), то їх називають візуально-подвійними (мал. 220).

Мал. 220. Візуально-подвійна зоря Міцар і Алькор із сузір'я Великої Ведмедиці

Якщо подвійність виявлено в результаті фотометричних досліджень періодичних змін блиску системи, такі подвійні називають затемнювано-змінними, бо ці зміни виникають, коли компоненти тісної системи затемнюють одна одну. На малюнку 221 показано схему й криву блиску затемнювано-змінної зорі Алголь у сузір'ї Персея.

Мал. 221. Схема затемнення та крива блиску затемнювано-змінної зорі

Спектрально-подвійними зорями називають ті системи, у спектрі яких лінії зазнають періодичних роздвоєнь (мал. 222).

Мал. 222. Роздвоєння ліній у спектрі подвійної зорі

При цьому внаслідок ефекту Доплера найбільшої величини роздвоєння ліній, спільних для спектрів обох зір, спектр подвійної зорі досягає за найбільшої променевої швидкості компонентів: коли один з них рухається в напрямку до спостерігача, а інший — від нього. Часто один з компонентів спектрально-подвійної системи є таким слабким, що його спектральних ліній не видно. Тоді замість роздвоєння ліній спостерігають періодичне зміщення ліній яскравого компонента то в синій, то в червоний бік спектра. Ніні створено дуже точні вимірювальні прилади з високою роздільною здатністю, що дають змогу вимірювати коливання ліній у спектрах, навіть якщо воно зумовлене невидимим компонентом дуже малої в порівнянні з видимою зорею маси. Саме в такий спосіб відкривають планети біля інших зір (екзопланети).

Іноді в подвійній системі зорі перебувають так близько одна до одної, що під дією взаємних сил тяжіння їхня форма спотворюється. При цьому вони активно обмінюються речовиною. Такі пари називають тісними подвійними системами (мал. 223).

Мал. 223. Модель тісної подвійної системи

Сьогодні астрономи мають можливість спостерігати такі незвичайні пари на різних етапах їхнього розвитку. Вони допомагають ученим краще зрозуміти механізм зоряної еволюції. Важливість вивчення подвійних зір, окрім усього іншого, полягає в тому, що в таких системах можна визначити найважливіший параметр зорі — її масу. Найточніше маси визначають у системах, де відбуваються взаємні затемнення зір.

Утворювати єдину динамічну систему можуть не лише дві, а й три та більше зір. Такі зорі називають кратними. Більшість фізично кратних зір — потрійні (зазвичай, це пара близько розташованих зір, і одна зоря досить віддалена від їхнього спільного центру мас). Системи з більшою кількістю компонент загалом є гравітаційно нестабільними й розпадаються, із часом «викидаючи» одну або кілька зір за межі системи.

Змінні зорі. Змінні зорі — це зорі, блиск яких змінюється. Залежно від маси, розмірів, віку, причин змінності їх розділяють на три великі класи:

• пульсуючі — це зорі, які періодично розширюються і стискаються, а їхній блиск синхронно посилюється й послаблюється;

• затемнені — система з двох (іноді трьох або більше) зір, що обертаються довкола одного центру мас;

• еруптивні — зорі, що змінюють блиск нерегулярно (або лише одного разу).

Кожний клас, своєю чергою, поділяється на типи, в окремих випадках виділено підтипи.

Серед пульсуючих змінних найбільш відомі цефеїди, названі так за прототипом — зіркою δ-Цефея. Зміна кольору, світності та швидкості руху поверхневого шару в класичної цефеїди відбувається з певним періодом (мал. 224).

Мал. 224. Коливання блиску цефеїд

Головною особливістю цефеїд є залежність період-світність, відкрита 1908 р. Генрієтою Левітт (США). Ця залежність дає змогу за виявленим зі спостережень періодом змінності обчислити світність цефеїди, а потім і відстань до неї. Завдяки цьому цефеїди стали «маяками» Всесвіту, адже, маючи великі світності, вони помітні з дуже великих відстаней, зокрема й далеко за межами нашої Галактики. Визначивши відстань до цефеїди в іншій галактиці, легко встановити відстань і до самої галактики, у якій її спостерігають.

ЗНАЮ, ВМІЮ, РОЗУМІЮ

1. У чому полягає відмінність між оптичними й фізичними подвійними зорями? 2. Як дізнаються про подвійність зорі, коли з двох зір можна побачити лише одну? 3. Поясніть, у яких випадках у спектрі спектрально-подвійної зорі можна бачити розщеплення ліній, а в яких — зміщення? 4. Поясніть важливість вивчення подвійних зір. 5. Чому цефеїди називають «маяками Всесвіту»?

Зміст