Как найти «безымянную звезду»?

В фильме «Безымянная звезда» молодой учитель обнаружил, что рядом со звездой (назовем ее А) есть еще одна НЕВИДИМАЯ «безымянная» звезда (обозначим ее В).

Параллельно в фильме действует земная «звезда», случайно залетевшая и блеснувшая перед молодым учителем. По изяществу, остроумию и задушевности этот фильм вполне можно назвать шедевром. Но для нас фильм служит поводом обсудить возможность открытия невидимых звезд.

Существуют такие близкие друг к другу двойные звезды, что они выглядят, как одна звезда. Их не могут разделить (разрешить) даже современные телескопы.

Возможно ли, что провинциальный учитель в свой старенький телескоп смог обнаружить, что у звезды А есть невидимый спутник - звезда В? Вполне мог. Он заметил, что яркость звезды А через определенные промежутки времени резко падает,  а затем возвращается на прежний уровень. Это возможно, если менее яркая звезда В, вращаясь вокруг звезды А, периодически ее закрывает от земного наблюдателя.

Когда  звезда В заходит за звезду А, суммарный блеск двойной звезды тоже  уменьшается, наступает второй, менее глубокий минимум. На рисунке 1 представлена характерная зависимость яркости (блеска) от времени для двойной затмевающейся пары. В разных двойных системах везды А и В могут находиться на разных расстояниях от общего для них центра масс, иметь разные размеры и яркости. Все эти характеристики проявляются в кривых блеска.

Яркость

             Время

Особенно интересно обнаруживать двойственность звезд при помощи спектров. В спектре видимой звезды могут рядом находиться линии, требующие для своего возбуждения абсолютно разных условий.  Например, наряду с линиями, возникающими при высокой температуре, на том же спектре обнаруживаются линии, соответствующие температуре на насколько тысяч градусов ниже. Соотношение температур компонентов может быть очень разным. Могут быть и одной и той же температуры с одинаковыми, совпадающими спектральными  линиями.  Даже и в этом случае можно обнаружить двойственность, если луч зрения наблюдателя совпадает с плоскостью орбитального движения. Вообще орбиты звезд двойной системы – эллиптические, но мы рассмотрим более простой частный случай -  круговых орбит.

В спектрах двойных звезд линии «танцуют»: сходятся, расходятся, меняются местами, опять сходятся.

Смысл такого «танца»  можно объяснить на примере двойной звезды, изображенной на рисунке 2.

Более массивная и более яркая звезда А расположена ближе к центру масс С, чем менее яркая звезда В, поэтому радиус ее орбиты и скорость движения меньше, чем у звезды В. По принципу Доплера линии в спектре приближающейся  к наблюдателю звезды смещаются в коротковолновую сторону (фиолетовую), а удаляющейся – в длинноволновую (красную). Чем больше скорость, тем дальше отходит линия от своего нормального положения. В случаях 1 и 3 смещение линий максимальное, так как движение компонентов происходит вдоль луча зрения, а в случаях 2 и 4 звезды движутся поперек луча зрния, и их линии при этом возвращаются в несмещенное положение. То, что на рисунке несмещенные линии обоих компонентов сливаются, говорит о том, что в представленном случае набор линий у этих звезд одинаков, и , следовательно, и температуры одинаковые. При разных температурах линии каждой звезды возвращаются на свое несмещенное положение. Интересно, что, если даже спектр звезды В совсем не виден, все-равно о ее существовании можно судить по «танцу» звезды А.

Из наблюдений таких двйных звезд астрофизики извлекают многие характеристики как всей системы, так и каждого компонента, особенно важна оценка масс каждой звезды в отдельности.

Самый современный способ обнаружения невидимых спутников звезд – спекл-интерферометрический, но он пока не получил широкого распространения, а используется только на самых передовых обсерваториях: в России – на Специальной астрофизической обсерватории - САО.