Бинарная звезда

история

Первые двойные звезды были известны еще в древности, хотя в то время не следовало ожидать разницы между визуальной и физической сферой . Звездный каталог из Птолемея (около 150 AD) перечисляет (оптическая) двойная звезда ν 1 и ν 2 Стрельца : «звезда на глазах , которая является туманной и дважды». Звездная пара МицарАлькор в Большой Медведице также была известна и стала предметом мифов.

Затем изобретение телескопа сделало возможным открытие многих двойных звезд. О первом таком наблюдении сообщил Иоганн Баптист Цисат в 1619 году . В 1651 году Джованни Риччоли опубликовал информацию о том, что вышеупомянутый Мицар состоит из двух компонентов (теперь называемых Мицар А и В). Придворный астроном Мангейма Кристиан Майер с 1777 года назвал двойные звезды физически связанными объектами. Однако другие астрономы сомневались в его так называемых «неподвижных спутниках звезд». В 1779 году Майер опубликовал первый каталог двойных звезд с 72 объектами, включая их расстояния и небесные координаты.

В 1782 году Джон Гудрик подозревал, что « затменная переменная » Алгол, известная с 1667 года, также могла быть двойной звездой . Он очень внимательно наблюдал за периодом изменения освещенности (2,87 дня) и подозревал, что он был закрыт большим телом или неровной поверхностью с пятнами, похожими на те, что на солнце. В письме от Джон Мичелл к Генри Кавендиш в июле 1783 года , это явление было объяснено с двумя разными звездами.

До статистики звезд Кристиана Майера (1777 г.) и Вильгельма Гершеля (с 1780 г.) двойные звезды считались только перспективным эффектом. Вильгельм Гершель подтвердил существование физических двойных звезд около 1800 года, когда заметил орбитальное движение четырех из них за 20 лет. Поэтому его можно рассматривать как настоящего «первооткрывателя двойных звезд» — хотя подобные мысли и раньше были у Иоганна Генриха Ламберта, Джона Митчелла или Кристиана Майера. Гершель ввел термин » двойная звезда», который обычно используется в англоязычной астрономии (на немецком языке некоторое время также использовался термин «двойная t- звезда»). Его первый двойной звездный каталог (1782) содержал 269 объектов, которые он увеличил до 850 к 1803 году. С тех пор все больше и больше астрономов имели дело с ними и, таким образом, смогли доказать справедливость закона тяготения Ньютона на больших расстояниях.

Фридрих Вильгельм Струве провел микрометрические измерения 2714 двойных звезд с 1824 по 1837 год. В 1827 году он опубликовал Catalogus novus stellarum duplicium, расширенный в 1837 году за счет включения Stellarum duplicium et multiplicium. Для звездной пары 61 Лебедя Фридрих Вильгельм Бессель впервые рассчитал звездный параллакс в году с двумя удобно расположенными фоновыми звездами, что позволило провести особенно точную серию измерений.

Вплоть до 1880 года только системы с угловой разницей 0,5 ″ могли быть хорошо измерены, но с новыми гигантскими телескопами из Вены и Пулково этот предел можно было уменьшить вдвое. Шерберн Бернхэм даже снизил его до 0,16 дюйма на 91-сантиметровом рефракторе обсерватории Лик в 1890 году . Большим достижением в 1889 году было обнаружение близких пар звезд по их периодическому смещению спектральных линий в результате эффекта Доплера . Сегодня их называют спектрально-двойными звездами . Такие смещения линий первоначально наблюдались только у ярких звезд, таких как Мицар , Спика , Алгол и Бета Возничего .

К 1895 году было уже известно 11 000 двойных звезд, 800 из них имели точно измеренные орбиты. Около 50 оказались четырех- или шестикратными звездами, некоторые с очень эксцентричными орбитами. Томас Си модифицировал гипотезу Канта-Лапласа в 1893 году, чтобы объяснить образование двойных и кратных звездных систем из первичной туманности и вращающихся фигур равновесия . В то время несколько звезд также были опубликованы как множественные системы , которые позже не были подтверждены — например, Б. Джемма , α Delphini или o Orionis . На рубеже веков спектроскопия еще не была полностью развита, так что сдвиги одного спектра нельзя было надежно отличить от других аномалий.

К концу 19 века доля вращающихся двойных звезд составляла чуть менее 20% от всех неподвижных звезд. Однако согласно современным данным, от 60 до 70% всех звезд Млечного Пути являются частью двойных или кратных звездных систем, что связано с физическими условиями во время звездообразования . Они реже встречаются в плотных звездных скоплениях из-за взаимных орбитальных возмущений .

В 2016 году с помощью Einstein @ home была открыта двойная звезда, состоящая из двух нейтронных звезд.

Таблица и алфавит

Алфавит двоичной системы счисления состоит всего из двух знаков: 0 и 1. Однако это нисколько не усложняет выполнение арифметических действий.

Кроме того, двоичная система является самой удобной для быстрого перевода в другие системы счисления.

Так, чтобы перевести двоичное число в десятичное, необходимо найти значение его развернутой формы. Например:

1001102 = 1 ∙ 25 + 0 ∙ 24 + 0 ∙ 23 + 1 ∙ 22 + 1 ∙ 22 + 0 ∙ 2 = 32 + 0 + 0 + 4 + 2 + 0 = 3810

Чтобы наоборот перевести число в двоичную из десятичной, необходимо выполнить его деление на 2 с остатком, а затем записать все остатки в обратном порядке, начиная с частного:

Делимое 38 19 9 4 2
Делитель 2 2 2 2 2
Частное 19 9 4 2 1
Остаток 1 1

3810 = 1001102

Для перевода в другие системы необходимо:

  • Перевести двоичный код в десятичный.
  • Выполнить деление десятичного числа на основание той системы, в которую требуется перевести.

Однако можно воспользоваться и более быстрым и удобным способом: разделить знаки двоичного числа на условные группы слева на право (для восьмеричной — по 3 знака; для шестнадцатеричной — по 4 знака), а затем воспользоваться таблицей перевода:

Двоичная Восьмеричная Шестнадцатеричная
001 1 1
010 2 2
011 3 3
100 4 4
101 5 5
110 6 6
111 7 7
1000 8
1001 9
1010 A
1011 B
1100 C
1101 D
1110 E
1111 F

Например:

110010012 = 11 001 001 = 011 001 001 = 3118

110010012 = 1100 1001 = С916

Происхождение и эволюция двойных звезд

Происхождение и эволюция двойных звезд происходит, в принципе, по тому же сценарию, что и у обычных звезд. Однако есть некоторые нюансы, которые отличают происхождение и эволюцию двойных систем от происхождения и эволюции одиночных светил.

Эволюция тесной двойной системы в представлении художника

Как и одинарные звезды, двойные системы образуются под влиянием гравитационных сил из газопылевого облака. В современной астрономии существует три наиболее популярных теории образования двойных звезд. Первая из них связывает образование двойных систем с разделением на раннем этапе общего ядра протооблака, которое послужило материалом для возникновения двойной системы. Вторая теория связана с фрагментацией протозвездного диска, в результате чего могут появиться не только двойные, но и многократные системы звезд. Происходит фрагментация протозвездного диска на более позднем этапе, чем фрагментация ядра. Последняя теория гласит, что образование двойных звезд возможно путем динамических физико-химических процессов внутри протооблака, которое служит материалом для образования звезд.

Исследование визуально-двойных звезд

Наблюдения визуально-двойных звезд имеют фундаментальное
значение для астрономии. Честь первооткрывателя двойных звезд
бесспорно принадлежит английскому астроному Вильяму Гершелю
(1738-1822 годы). Гершель больше известен как астроном, который
самостоятельно строил гигантские для того времени
телескопы-рефлекторы, начал систематические исследования Млечного
Пути
и открыл планету Уран. Наблюдения двойных звезд Гершель
предпринял в 1770-1780 годах при попытке измерить звездные
параллаксы, используя идею Галилея о возможности
определить параллакс яркой звезды, составляющей оптическую пару со
слабой. Однако уже первые наблюдения таких пар подтвердили догадку
Гершеля, что многие из наблюдаемых им пар – физические двойные
звезды
.

Повторные наблюдения этих звезд через 20 лет показали наличие
относительных смещений компонентов, похожие на орбитальное
движение. К 1803 году Гершель опубликовал списки нескольких сотен
двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось
смещение компонентов. В дальнейшем наблюдения двойных звезд
продолжил сын Вильяма – Джон Гершель, перенесший свой телескоп в
Южную Африку. В Европе планомерные наблюдения двойных звезд
организовал В. Струве на обсерватории в Тарту. В 1824 году Струве
применил для своих наблюдений телескоп-рефрактор с объективом
Фраунгофера диаметром D=24 см и
фокусным расстоянием F=410 см (

D/F=24/410) на экваториальной установке
с часовым механизмом, который можно считать прототипом современных
телескопов-рефракторов. Телескопы Гершелей были смонтированы на
азимутальной установке, что делало их очень неудобными в обращении.
С новым инструментом В. Струве открыл 3134 звездные пары.
Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах, из которых
наибольшей известностью пользуется каталог «Двойные и кратные
звезды, измеренные микрометрически», опубликованный в 1837 году.
Этот каталог сохраняет свое значение и в наше время как первая
эпоха взаимных положений компонентов нескольких тысяч двойных
звезд. Точность измерений В. Струве – на уровне лучших современных
визуально-микрометрических наблюдений.

В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд
перехватили американские астрономы, использовавшие в своих
наблюдениях новейшие рефракторы высшего класса с объективами
Кларка: рефрактор обсерватории Дирборн с диаметром объектива D=47
см, рефрактор Вашингтонской
морской обсерватории (D=65 см) и
рефрактор Ликской обсерватории (D=91
см). Заслугой американских астрономов было то, что они не только
наблюдали двойные звезды, но собрали и систематизировали громадный
наблюдательный материал по этим звездам. Эта работа воплощена в
«Общем каталоге 13665 звезд» Ш.У.
Бернхема (1906 год), охватывающем все известные к тому времени
наблюдения двойных звезд в зоне склонений от
-30° до Северного полюса. В
новое время эта традиция продолжена американским астрономом Р.Дж.
Айткеном, создавшим «Новый общий каталог 17180
двойных звезд» (1934 год) и астрономами Ликской
обсерватории Г.М. Джефферсом и В.Х. ван ден Босом, составившими
«Индекс каталог 64247 двойных
звезд» (1961 год). В новое время наблюдения визуально-двойных
звезд продолжались во многих странах мира как прежними,
визуальными, так и новыми, фотографическими и фотоэлектрическими
методами. После пионерских работ Э. Герцшпрунга (1914 год) широкое
распространение получили фотографические наблюдения двойных звезд с
применением старых – визуальных рефракторов и фотографических
пластинок, сенсибилизированных (то есть сделанных особенно
чувствительными) к визуальным лучам (орто- и панхром). Особенно
интенсивно фотографические наблюдения двойных звезд производились
на обсерваториях США Дирборн и Вашингтон, в России в Пулкове на
26-дюймовом рефракторе Цейсса после второй мировой войны.
Возрастающий интерес к наблюдениям двойных звезд непосредственно
связан с теми новыми знаниями, которые стало возможным получать по
мере накопления наблюдательных данных о двойных звездах.

Визуально-двойные звезды

Те парные звезды, которые можно увидеть в телескоп или даже без приспособлений, принято называть визуально-двойными. Альфа-Центавра, к примеру, именно такая система. Звездное небо богато подобными примерами. Третье светило этой системы — самая ближайшая из всех к нашей собственной — Проксима Центавра. Чаще всего, такие половинки пары различаются по цвету. Так, Антарес имеет красную и зеленую звезду, Альбирео — голубую и оранжевую, Бета Лебедя — желтую и зеленую. Все перечисленные объекты легко наблюдать в линзовый телескоп, что дает возможность специалистам уверенно вычислять координаты светил, их скорость и направление движения.

Микроквазар

Впечатление художника от микроквазара SS 433 .

Микроквазар (или радио излучающих рентгеновские двойной) являются меньшими кузнями из квазара . Микроквазары названы в честь квазаров, поскольку у них есть некоторые общие характеристики: сильное и переменное радиоизлучение, часто разрешаемое в виде пары радиоструй, и аккреционный диск, окружающий компактный объект, который является черной дырой или нейтронной звездой . В квазарах черная дыра сверхмассивна (миллионы солнечных масс ); в микроквазарах масса компактного объекта составляет всего несколько масс Солнца. В микроквазарах аккреционная масса исходит от нормальной звезды, а аккреционный диск очень светится в оптической и рентгеновской областях. Микроквазары иногда называют рентгеновскими двойными радиоструйными системами, чтобы отличить их от других рентгеновских двойных систем. Часть радиоизлучения исходит от релятивистских струй , часто демонстрирующих очевидное сверхсветовое движение .

Микроквазары очень важны для изучения релятивистских джетов . Струи формируются вблизи компактного объекта, и шкала времени вблизи компактного объекта пропорциональна массе компактного объекта. Следовательно, обычным квазарам требуются столетия, чтобы претерпеть изменения, которые микроквазар испытывает за один день.

Примечательные микроквазары включают SS 433 , в котором эмиссионные линии атомов видны из обоих джетов; GRS 1915 + 105 с особенно высокой скоростью струи и очень яркий Cygnus X-1 , обнаруженный вплоть до гамма-лучей высоких энергий (E> 60 МэВ). Чрезвычайно высокие энергии частиц, излучающих в полосе VHE, могут быть объяснены несколькими механизмами ускорения частиц (см. Ускорение Ферми и Центробежный механизм ускорения ).

Открытие двойных звезд

Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта астрономом из Италии Ричолли. Поскольку во Вселенной находится невероятное количество звезд, ученые решили, что Мицар не может быть единственной двойной системой. И их предположение оказалось полностью оправданным будущими наблюдениями.

Смещения линии в спектрах двойных звёзд

В 1804 году Вильям Гершель, знаменитый астроном, который вел научные наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звезд. Но и тогда не было сведений о том, есть ли физическая связь между звездами в такой системе.

Экзопланеты в двойных системах[править | править код]

См. также: Образование планет и планетарных систем

Экзопланета, находящаяся в двойной системе Kepler-47, в представлении художника.

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звёзд значительно превышает число планет, найденных в звёздных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64.

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит:

  • Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов (например OGLE-2013-BLG-0341LB b). Таковых 57.
  • К P-классу относят планеты, обращающиеся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b и Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится:

  1. Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
  2. Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от 0,01 до 10 MJ (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0,1 до 10 MJ
  3. Планеты в широких системах всегда одиночные
  4. Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0,925 и e = 0,935.

Важные особенности процессов формирования

Обрезание протопланетного диска.

В то время как у одиночных звёзд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а. е.), то в двойных звёзд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяжённость протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска.

Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращения время жизни протопланетного диска.

Для широких двойных, как и для одиночных время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет, однако для систем с разделением < 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

Планетезимальный сценарий образования

Этот раздел статьи ещё не написан.

Согласно замыслу одного или нескольких участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел. Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.

Несовместные сценарии образования

Существуют сценарии, в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

  • Один из таких сценариев — захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
  • Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

История

Есть три типа парных звезд:

  • двойная оптика: это несвязанные звезды, которые появляются близко в небе из-за совпадения с Землей из-за случайности;
  • визуально-двойные: звезды, связанные гравитацией, которые можно разрешить в телескоп;
  • невизуальные двоичные файлы: те, чей статус двоичных объектов определяется более сложными средствами, такими как затенение , спектроскопия или обнаружение аномалий в собственном движении системы. Концептуально, нет никакой разницы между двумя последними категориями, и улучшение характеристик телескопа может привести к тому, что двойные звезды, ранее классифицированные как невидимые, в класс визуальных, таких как Полярная звезда в 2006 году. Таким образом, это наша неспособность правильно наблюдать звезды третьей группы, которая их различает.

В году Джованни Баттиста Риччоли (и, вероятно, даже раньше, Бенедетто Кастелли и Галилей ) заметил, что звезда Мицар в созвездии Большой Медведицы является двойной звездой. Вскоре последовало определение других двойных звезд. Роберт Гук открыл одну из первых двойных звездных систем, Гамма Ариетис , в 1664 году, а отец Фонтене в 1685 году обнаружил, что яркая северная звезда Акрукс в созвездии Южного Креста была двойной звездой. С тех пор поиски велись настойчиво, и все небо было исследовано на предмет звезд, предельная величина которых упала до 9,0.

С помощью телескопа 900  мм было установлено, что по крайней мере одна из 18 звезд ярче 9,0 в северной половине неба является двойной звездой. Несвязанные категории оптических двойных звезд и истинных двойных звезд сгруппированы вместе по практическим и историческим причинам. Когда было обнаружено, что Мицар — двойная звезда, было очень трудно определить, была ли это двойная система или только двойная оптика. Развитие телескопов, спектроскопии и фотографии являются основными инструментами, позволяющими провести это различие. После того, как было определено, что это визуальная двойная система, было обнаружено, что компоненты Мицара сами по себе были спектрально-двойными. Кроме того, Мицар образует двойную оптику со звездой Алькор . С разделением на 3 световых года сомнительно, но не до конца доказано, что между ними существует какое-либо гравитационное взаимодействие. Таким образом, «двойная звезда» остается полезной терминологией для пар, статус которых полностью не выяснен.

Как классифицируют двойные звезды

Разумеется, они могут быть разными по составляющим компонентам. По определению, новые и сверхновые звёзды могут быть, причем чаще всего так и есть, бинарными системами. К тому же, если пару образуют красный гигант и белый карлик, то они называются симбиотическими двойными.

Также, например, бывают рентгеновские парные светила, где один небольшой элемент взаимодействует с нейтронным звёздным телом или чёрной дырой.

В основном же, парные звёздные структуры делятся по двум параметрам. Во-первых, по их физическим свойствам. Во-вторых, по способу наблюдения.

Рентгеновская двойная система v404 Лебедя

Физическая классификация

Итак, по этой характеристике выделяют два класса:

  1. Разделённые системы, где между компонентами не может происходить обмен масс. То есть они притягиваются, но не передают друг к другу вещество.
  2. Тесные системы, наоборот, содержат светила, между которыми на протяжении всего взаимодействия (и в прошлом, и в будущем) осуществляется обмен массами.

В свою очередь, тесные структуры могут быть:

  1. Полуразделёнными, где только один компонент получает вещество;
  2. Контактными, где оба компонента передают и получают вещество.

По наблюдению

Собственно говоря, существует несколько основных групп:

Визуально-двойные звезды рассматриваются раздельно. Их часто называют видимыми двойными. Для них характерны большой период обращения и значительное пространство между составляющими светилами. При наблюдении важными факторами являются мощность телескопа, расстояние до тела и дистанция между его компонентами.

Спектральные двойные звезды устанавливают путём спектральных наблюдений. А вот заметить их с помощью телескопа не получится. Потому как компоненты очень близко располагаются друг к другу. При этом методе за ними следят несколько ночей

Если в спектре первого компонента фиксируется смещение линий, то обращают внимание на второй. При условии, что и у него отмечается подобное смещение, но в противоположной фазе, то значит это двойственное светило.

Спекл-интерферометрические парные светила устанавливают с помощью адаптивной оптики (увеличения разрешения приборов без искажений)

Такой способ удобен и подходит для систем с периодом обращения несколько десятков лет.

Астрометрические бинарные объекты очень интересны. Так как их структура скрывает один элемент. Возможно, невидимый сосед слишком мал или обладает малой светимостью. Но, действительно, иногда наблюдается только один из компонентов системы. А вот второй становится заметным лишь при изменении его расположения. Тем самым, обнаруживается их тандем. К слову, астрометрические светила применяют при расчетах массы коричневых карликов.

Затменные (фотометрические) парные системы образуют тела, которые периодично затмевают друг друга. Другими словами, закрывают обзор. Происходит это в результате наклона орбитальной плоскости к лучу зрения под маленьким углом. То есть в такой системе звёздные орбиты находятся, можно сказать, ребром к Земле.

Микролинзированные двойные отличаются тем, что на луче зрения между ними и наблюдателем лежит какое-либо тело с сильным полем тяготения (гравитацией). Как следствие, объект меняет направление распространения электромагнитного излучения. В таком случае, говорят что он линзирован (подобно линзе отражает изображение, лучи). Однако сила гравитационного поля космических объектов позволяет создать одно отклонение кривой блеска. Поэтому здесь речь идёт о микролинзировании, с помощью которого и ищут бинарные светила.

  • Визуально-двойная
  • Затменная
  • Спектральная система
  • Спекл-интерферограммы одиночной и двойной звезды

Классификационные особенности

С физической точки зрения, рассматриваемые двойные звёзды могут быть разделены на 2 категории.

  1. Звёзды, между которыми массовые обменные реакции невозможны. Они являются разделёнными.
  2. Звёзды, между которыми наблюдался, наблюдается или будет наблюдаться массовый обмен. Они могут быть разделёнными наполовину или контактными.

Разделение по категориям осуществляется и в зависимости от способа наблюдения. Двойные звёзды могут быть выделены спектральные, астрономические, визуальные, затменные системы двойного типа.

Тесная двойная система, система KOI-256, состоящая из красного и белого карликов. Иллюстрация NASA.

Визуальные

Двойные звёзды, которые наблюдаются раздельно, называются видимыми объектами. Возможность их видимости определяется разрешающей опцией телескопа, а также дистанцией до космических объектов. Они обладают большим по продолжительности периодом обращения, поэтому отслеживание орбиты допустимо исключительно спустя несколько десятков лет. В настоящее время из сотен тысяч объектов выделить орбиту можно только в сотнях единиц.

Спекл-интерферометрические

Как и адаптивная оптика, данное направление способствует достижению максимального значения дифракционного предела разрешения. А это способствует обнаружить двойные звёзды без проблем. Представители данной группы также являются двойными. Но если в случае с первой группой требуется получение двух отдельных изображений (для наблюдения), то в ситуации со второй категорией приходится обеспечивать анализ спекл-интерферограмм.

Астрономические

Говоря о первой группе, по небу можно заметить перемещение двух объектов одновременно. Но если представить, что один из двух элементов является незаметным, двойственность может быть обнаружена в любом случае (при изменении положения второго объекта на небе). В этой ситуации речь ведётся об астрономических-двойных звёздах. Если имеют место высокоточные наблюдения, двойственность может быть определена посредством фиксации движения. Представители этой группы на практике используются для определения массовых значений коричневых карликов.

B Cyq — бета Лебедя. Альбирео. Звездная пара в созвездии Лебедя. Голубоватый спутник, который в 200 раз ярче Солнце, вращается вокруг желтой звезды, превосходящая Солнце по яркости в 1000 раз

Спектральные

Такими звёздами называют светила, двойственность которых может быть обнаружена посредством использования спектральных аналитических исследований. Для этого наблюдения организуются на протяжении нескольких ночей. Если происходит смещение линий спектра с течением времени, это говорит об изменении скорости источника. Причин тому может быть несколько:

  • переменный характер светила;
  • присутствие у него плотной оболочки, которая появилась вследствие вспышки сверхновой звезды.

Имея спектроскопические сведения, не составит труда определить массы компонентов. Наряду с этим, можно запросто определить дистанции между ними, выявить период обращения, орбитальный эксцентриситет. Что касается угла, который имеет наклон орбиты, определить его на основании этих сведений невозможно.

Затменно-двойные

Нередко случается такое, что орбитальная плоскость имеет наклон к лучу зрения, и он является небольшим. В итоге можно наблюдать, что орбиты располагаются будто бы ребром. В рамках подобной системы двойные звёзды будут, затмевать друг друга. Это приведёт к изменению блеска пары.

Мицар и Алькор. Мицар справа — двойная звезда. Слева — спутник Алькор. Между ними всего один световой год

Микролинзированные

Если луч зрения, образованный между светилом и человеком, который за ним наблюдает, содержит тело, обладающее мощным полем гравитации, объект входит в данную категорию. Если бы поле было чрезмерно сильным, наблюдалось бы одновременно несколько звёздных изображений. Однако в случае с галактическими объектами поле является не настолько сильным, чтобы наблюдателю было доступно делать различия между несколькими изображениями.

Если в качестве гравирующего тела выступает двойные звёзды, кривая блеска, образуемая в процессе прохождения вдоль луча зрения, заметно отличается от одиночного светила. За счёт микролинзирования осуществляется поиск двойных звёзд, в рамках которых оба компонента являются недостаточно массивными и именуются коричневыми карликами.