Двойная звезда

Согласно современному определению, термин бинарная звезда обычно ограничивается парами звезд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Бинарные звезды, которые могут быть разрешены с помощью телескопа или интерферометрических методов, известны как визуальные бинарные звезды. Для большинства известных визуальных бинарных звезд полный оборот (полный круг) еще не наблюдался, они проходят по изогнутому пути или частичной дуге.

Некоторые звезды движутся по орбите вокруг пустого пространства и, похоже, не имеют компаньона. В этом случае звезда-компаньон либо очень маленькая и слабая, либо это нейтронная звезда или черная дыра. Самым известным примером звезды с невидимым спутником является Cygnus X-1, в которой видимый спутник звезды оказывается черной дырой.

Более общий термин "двойная звезда" используется для пар звезд, которые видны на небе близко друг к другу. Это различие редко проводится в других языках, кроме английского. Двойные звезды могут быть бинарными системами или просто двумя звездами, которые кажутся близко расположенными друг к другу на небе, но имеют совершенно разные истинные расстояния от Солнца. Последние называются оптическими двойными звездами или оптическими парами.

Визуальная бинарная звезда - это звезда, у которой разделение двух звезд можно увидеть в телескоп. Более яркая звезда является первичной, а более тусклая - вторичной. Визуальные двойные звезды обращаются друг вокруг друга в течение длительного времени, исчисляемого сотнями и даже тысячами лет.

Спектроскопическая двойная - это такая звезда, в которой две звезды нельзя увидеть по отдельности даже в телескоп. Они находятся очень близко друг к другу и движутся вокруг друг друга очень быстро, в течение нескольких недель или даже нескольких дней. Однако их можно увидеть как две отдельные звезды с помощью спектроскопа, который способен регистрировать доплеровское изменение цвета света, посылаемого звездами, быстро движущимися к Земле или от нее.

Некоторые спектроскопические бинары имеют орбиту, обращенную к Земле. Когда это происходит, звезды по очереди проходят перед звездой-партнером и затмевают ее, что называется затмевающей двойной. В этом случае количество света, которое мы видим от двойной звезды, немного уменьшается в то время, когда одна звезда находится перед другой.

Астрометрический бинар - это бинар, в котором виден только один компаньон. Для астрометрических двойных звезд, расположенных довольно близко к Земле (до 10 парсек), можно наблюдать "колебания" видимой спутницы, когда она движется вокруг своей невидимой спутницы. Проводя измерения в течение длительного периода времени, можно рассчитать массу видимой звезды и длительность ее орбиты. Этот метод также используется для обнаружения крупных планет, вращающихся вокруг звезды; по состоянию на 2007 год таким образом было открыто более двухсот планет.

Большинство бинарных систем являются отделенными бинарами. Кроме гравитационного притяжения друг к другу, они не оказывают друг на друга никакого влияния.

Некоторые двойные звезды расположены так близко друг к другу, что одна или обе звезды способны вытягивать материал из другой. Контактные бинары имеют одну и ту же звездную атмосферу, и по мере того, как трение замедляет их движение в течение длительного периода времени, они могут слиться в одну звезду. Это бурное событие временно заставляет их светить ярче, ярче, чем новая звезда, но менее ярко, чем сверхновая.

Хотя возможно, что двоичные звезды могут образовываться, когда одна звезда проходит очень близко к другой, это крайне маловероятно (поскольку для того, чтобы две звезды могли соединиться, необходимо, чтобы три звезды приблизились друг к другу), и происходит только в местах, где звезды плотно упакованы вместе. В настоящее время мы понимаем, что почти все двойные звезды образуются вместе в плотных газовых облаках, где рождаются звезды.

Возможно (хотя и маловероятно), что проходящая мимо звезда нарушит бинарную систему и создаст гравитационную силу, достаточную для разделения бинарной системы. Такие разделенные звезды продолжают жить как обычные одиночные звезды. Иногда, однако, гравитационная сила оказывается достаточной для того, чтобы два компаньона удалялись друг от друга с огромной скоростью, что приводит к появлению так называемых "убегающих звезд".

Иногда звезда находится на орбите вокруг звезды-карлика. Если она достаточно велика и находится достаточно близко к белому карлику, карлик может высасывать газы из атмосферы своего компаньона. За определенный период времени на белом карлике может скопиться большое количество газа. Когда этот газ уплотнится под действием гравитации белого карлика, он в конце концов подвергнется ядерному синтезу, что приведет к очень яркой вспышке света, известной как новая звезда. В некоторых случаях белый карлик может собрать так много газа, что взрыв полностью уничтожит его, что называется сверхновой звездой. Такое событие может также привести к появлению бегущих звезд, поскольку у более крупной звезды больше нет тяжелого компаньона, который удерживает ее на орбите.

Бинарные Х-лучи производят большое количество рентгеновского излучения. Они возникают в результате того, что массивная звезда пожирает менее массивную звезду. Меньшая звезда становится донором, ее вещество высасывается и попадает в более массивную (но более компактную) звезду - аккретор. При этом высвобождаются фотоны высокой энергии, например, в рентгеновском диапазоне длин волн. Рентгеновские лучи также исходят от потребления материала на поверхности более массивной звезды в процессе, называемом термоядерным горением. При этом могут происходить 10-секундные вспышки.