Глава 21. Двойные и кратные звезды. Звездные скопления

Внутри огромной системы – Галактики – многие звезды объединены в системы меньшей численности.

Самые маленькие коллективные члены Галактики – это двойные и кратные звезды. Так называются группы звезд, состоящие из 2, 3, 4 и так далее до 10 звезд, в которых звезды удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному притяжению согласно закону всемирного тяготения. Это физические системы тел, связанных между собой силами тяготения. Доля двойных и кратных звезд в Галактике значительна.

Расстояния, разделяющие компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. В зависимости от расстояния двойные звезды можно условно разделить на группы.

1. Широкие двойные. Это системы, в которых расстояния между компонентами пары составляют десятки тысяч астрономических единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тысячелетиями, и орбитальное движение при наблюдениях не удается обнаружить. Связанность компонентов в таких системах определяют по относительно близости их на небе и по общности собственного движения, то есть, по близости значений лучевых скоростей.

2. Визуальные двойные. Это системы, в которых расстояние между компонентами таково, что связанность пары можно обнаружить путем наблюдений за движением компонентов по их орбитам относительно друг друга.

 

 

Рис.103. Орбита компонентов двойной звезды ξ (кси) Большой Медведицы (Мицар – Алькор)

 

Если пройденные такими звездами за время их изучения дуги составляют значительную часть всей орбиты (эллипса), то можно достаточно надежно вычислить элементы всей орбиты – величину большой оси, эксцентриситет, период обращения и так далее. Можно также определить массы компонентов пары. В настоящее время элементы орбиты вычислены для более чем 500 визуальных двойных звезд, а общее число зарегистрированных визуальных двойных превзошло 60 тысяч.

 

 

Рис.104. Визуальная двойная звезда Мицар – Алькор в созвездии Большой Медведицы.

 

3. Спектральные двойные. Это системы, в которых расстояния между компонентами настолько малы, что блеск их сливается в общий блеск, и они неразличимы отдельно даже в сильные телескопы. Однако, при движении компонентов относительно друг друга их лучевые скорости то увеличиваются, то уменьшаются, что вызывает смещение линий спектра, по которому и можно установить элементы орбит таких пар.

 

 

Рис.105. Спектральная двойная звезда η (Бенетнаш) в созвездии Большой Медведицы

В настоящее время известны элементы орбит более чем у 750 спектроскопических двойных, а общее число обнаруженных спектроскопических двойных превзошло 2500.

4. Затменные двойные. Это системы, расстояния между компонентами которых настолько мало, что они периодически затмевают друг друга для наблюдателя. Блеск такой звезды все время меняется. Кривая блеска для таких систем обнаруживает два минимума – один, более глубокий, когда затмевается компонент, имеющий более высокую температуру поверхности, и второй, менее глубокий, когда затмевается менее горячий компонент.

 

 

Рис.106. Схема затменной двойной звезды.

 

 

По форме кривой блеска для такой двойной звезды можно определить элементы орбиты в двойной системе. В настоящее время открыто более 4000 затменных двойных звезд. Наиболее известной затменной двойной, или, как еще называют такие пары, затменно-переменных звезд, является звезда Алголь в созвездии Персея.

 

 

Рис.107. Алголь – затменно-переменная звезда в созвездии Персея.

Среди ближайших к Солнцу звезд 13 входят в состав двойных и тройных систем. Проксима Центавра является тройной звездой, состоящей из желтого, оранжевого и красного компонентов с разными температурами поверхности.

 

 

Рис.108. Схематическое изображение компонентов тройной звезды α Центавра

 

Специальные наблюдения двойных и кратных звезд ведутся уже более 150 лет. Двойные и кратные звезды очень часто состоят из компонентов разных типов, например, звезда – белый гигант может комбинироваться с красным карликом, а желтая звезда средней светимости с красным гигантом.

 

 

Рис.109. Тройная звезда в созвездии Эридан. (Снимок телескопа «Хаббл»)

 

 

Более крупными коллективными членами Галактики являются рассеянные звездные скопления, содержащие от нескольких десятков до двух тысяч звезд. Наиболее известным рассеянным скоплением являются Плеяды, которые можно наблюдать невооруженным глазом в средних широтах в осенние месяцы, когда они в вечерние часы видны высоко над горизонтом.

 

 

Рис.110. Местоположение Плеяд на небе.

 

Это кучка слабых звезд в созвездии Тельца. Число видимых звезд в Плеядах зависит от остроты зрения наблюдателя. При отличном зрении можно насчитать 7 звезд. Наблюдения в телескоп показывают, что Плеяды содержат более сотни звезд, а также газовые туманности.

 

 

Рис.111. Фотография рассеянного звездного скопления Плеяды в созвездии Тельца.

Состав рассеянных скопления своеобразен. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совершенно отсутствуют красные и желтые сверхгиганты. В то же время, непременными членами рассеянных скоплений являются белые и голубые сверхгиганты, то есть звезды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости. Практически все известные нам рассеянные звездные скопления расположены близко к плоскости симметрии Галактики, либо точно в этой плоскости. Число занесенных в каталоги рассеянных скоплений превышает в настоящее время тысячу. Однако, даже при помощи телескопов мы можем наблюдать только достаточно близкие к нам рассеянные скопления, поэтому общее число таких скоплений в Галактике оценивается примерно в 30 000.

Еще более крупными коллективными членами Галактики являются шаровые звездные скопления. Это очень богатые системы, насчитывающие иногда более миллиона звезд. Внешне эти скопления имеют правильную форму, создавая впечатление достигнутого системой покоя и равновесия.

 

 

Рис.112. Шаровое звездное скопление NGC 6752 в созвездии Центавра.

 

В центре шарового скопления звездная плотность весьма высока. Состав шаровых скоплений сильно отличается от состава рассеянных. Здесь очень много красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но совершенно отсутствуют белые и голубые гиганты и сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений относится к иному типу, чем звездное население рассеянных.

Различия проявляются во всем, например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, а в рассеянных очень мало, причем даже те переменные, которые встречаются в рассеянных скоплениях, другого типа. В рассеянных скоплениях обычно много газо-пылевой материи, а в шаровых газа вовсе нет, а пыль, если и наблюдается, то в очень малых количествах.

 

 

Рис.113. Диаграмма состояния звездных скоплений. Линии рассеянных скоплений обозначены черным цветом, шаровых – прозрачным.

 

В настоящее время открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав Галактики. Практически все они расположены далеко от плоскости симметрии, и образуют сферическую составляющую Галактики.

 

Рис.114. Шаровое скопление М13 в созвездии Геркулеса.

 

Видимое расположение шаровых скоплений на небе обнаруживает явное смещение к одной из его половин. Это своеобразное расположение шаровых скоплений на небе впервые обнаружил Шепли в 1918 году. До этого господствовала точка зрения, что Солнце расположено в центре Галактики. Обнаруженное Шепли смещение всех шаровых скоплений в одну половину неба послужило доказательством того, что Солнце находится не в центре Галактики, а ближе к ее краю.

 

 

Рис.115. Схематическое изображение взаиморасположения центра Галактики и Солнца.

 

Определив примерное направление на центр совокупности наблюдаемых шаровых скоплений и примерное расстояние до него, Шепли указал, где находится центр Галактики. Это стало очередным ударом по антропоцентризму – представлению о том, что человек занимает центральное место во Вселенной.

Академик В.А. Амбарцумян в 50-х годах XX века обнаружил, что наиболее горячие звезды-гиганты расположены на небе как бы отдельными гнездами. Обычно в таком «гнезде» два-три десятка звезд – горячих гигантов спектральных классов О и В0, В1, В2. Он назвал такое явление ОВ-ассоциации.

 

 

Рис.116. Звездная ОВ-ассоциация в созвездии Лисички. Фото инфракрасного орбитального телескопа «Гершель», 2013 год.

 

Ассоциация, как правило, занимает большой объем, размером в несколько десятков парсек, в котором кроме гигантов есть в большом количестве и обычные звезды-карлики и звезды средней светимости.

Расчеты соотношения общей массы ассоциации и скоростей движения звезд-гигантов показали, что ассоциации такого рода являются очень молодыми формированиями, и сами гиганты в таких ассоциациях недавно сформировались как звезды, и не успели еще покинуть ассоциацию. Первый список О-ассоциаций был составлен еще в 1952 году, и содержал 25 обнаруженных ассоциаций. В 1958 году в списке значилось уже 82 О-ассоциации. Общее число таких ассоциаций в Галактике можно примерно оценить в 2700. Все они лежат около главной плоскости Галактики.

Именно открытие звездных ассоциаций привело Амбарцумяна к утверждению, которое стало впоследствии общепринятым, что наряду со старыми есть и молодые, и очень молодые звезды, что звездообразование в Галактике было длительным процессом и продолжается до сих пор.

Рис.117. Звездная ассоциация «Колыбель» в созвездии Орла.