WikiDer > Бинарная звезда

Binary star
Не путать с Двойная звезда. Для группы хип-хоп см. Бинарная звезда (хип-хоп группа).
Хаббл изображение Сириус двоичная система, в которой Сириус Б можно четко различить (внизу слева)

А двойная звезда это звездная система состоящий из двух звезды вращающийся по орбите вокруг их общих барицентр. Системы из двух и более звезд называются множественные звездные системы. Эти системы, особенно когда они находятся на более удаленном расстоянии, часто кажутся невооруженному глазу единой точкой света, а затем обнаруживаются как множественные другими способами.

Период, термин двойная звезда часто используется как синоним двойная звезда; тем не мение, двойная звезда также может означать оптическая двойная звезда. Оптические двойники называются так потому, что две звезды появляются близко друг к другу на небе, если смотреть с Земли; они почти на одном уровне Поле зрения. Тем не менее их «двойственность» зависит только от этого оптического эффекта; сами звезды далеки друг от друга и не имеют физической связи. Двойную звезду можно выявить как оптическую по различию их параллакс измерения, правильные движения, или же лучевые скорости. Большинство известных двойных звезд не были должным образом изучены, чтобы определить, являются ли они оптическими двойниками или двойниками, физически связанными гравитацией в кратную звездную систему.

Двоичные звездные системы очень важны в астрофизика потому что расчеты их орбит позволяют массы составляющих их звезд, которые должны быть определены напрямую, что, в свою очередь, позволяет косвенно оценить другие звездные параметры, такие как радиус и плотность. Это также определяет эмпирическое соотношение масса-светимость (MLR), по которому можно оценить массы одиночных звезд.

Двойные звезды часто рассматриваются как отдельные звезды, и в этом случае они называются визуальные двоичные файлы. Многие визуально-двойные системы имеют длинные орбитальные периоды, составляющие несколько столетий или тысячелетий, и поэтому их орбиты являются неопределенными или малоизвестными. Они также могут быть обнаружены косвенными методами, такими как спектроскопия (спектроскопические двойные системы) или же астрометрия (астрометрические двойные системы). Если двойная звезда окажется на орбите в плоскости вдоль нашего луча зрения, ее компоненты будут затмение и транзит друг друга; эти пары называются затмевающие двоичные файлы, или вместе с другими двойными системами, которые изменяют яркость по орбите, фотометрические двойные системы.

Если компоненты в двойных звездных системах достаточно близки, они могут гравитационно искажать их общие внешние звездные атмосферы. В некоторых случаях эти Закрыть двоичные системы могут обмениваться массой, что может принести их эволюция до стадий, которых не могут достичь одиночные звезды. Примеры двоичных файлов: Сириус, и Лебедь X-1 (Cygnus X-1 - хорошо известный черная дыра). Двойные звезды также распространены как ядра многих планетарные туманности, и являются прародителями обоих новые и сверхновые типа Ia.

Открытие

Период, термин двоичный впервые был использован в этом контексте сэром Уильям Гершель в 1802 г.,[1] когда он написал:[2]

Если, наоборот, две звезды действительно должны быть расположены очень близко друг к другу и в то же время настолько изолированы, чтобы не подвергаться существенному влиянию притяжения соседних звезд, тогда они составят отдельную систему и останутся объединенными. связь их собственного взаимного тяготения друг к другу. Это следует называть настоящей двойной звездой; и любые две звезды, которые таким образом связаны друг с другом, образуют двойную звездную систему, которую мы сейчас должны рассмотреть.

По современному определению термин двойная звезда обычно ограничивается парами звезд, которые вращаются вокруг общего центра масс. Двоичные звезды, которые могут быть решено с телескопом или интерферометрический методы известны как визуальные двоичные файлы.[3][4] Для большинства известных визуальных двойных звезд еще не наблюдалось одно полное вращение, они, как наблюдают, прошли по кривой пути или по частичной дуге.[5]

Двоичная система двух звезд

Более общий термин двойная звезда используется для пар звезд, которые на небе находятся близко друг к другу.[1] Это различие редко проводится на других языках, кроме английского.[3] Двойные звезды могут быть двоичные системы или может быть просто двумя звездами, которые кажутся на небе близко друг к другу, но имеют совершенно разные истинные расстояния от Солнца. Последние называются оптические двойники или же оптические пары.[6]

С момента изобретения телескопнайдено много пар двойных звезд. Ранние примеры включают Мицар и Acrux. Мицар, в Большая Медведица (Большая Медведица), был удвоен Джованни Баттиста Риччоли в 1650 г.[7][8] (и, вероятно, раньше Бенедетто Кастелли и Галилео).[9] Яркая южная звезда Acrux, в Южный КрестДвойник был обнаружен отцом Фонтене в 1685 году.[7]

Джон Мичелл был первым, кто предположил, что двойные звезды могут быть физически связаны друг с другом, когда в 1767 году он утверждал, что вероятность того, что двойная звезда возникла в результате случайного совмещения, мала.[10][11] Уильям Гершель начал наблюдать двойные звезды в 1779 году и вскоре после этого опубликовал каталоги примерно 700 двойных звезд.[12] К 1803 году он наблюдал изменения относительного положения ряда двойных звезд в течение 25 лет и пришел к выводу, что они должны быть двойными системами;[13] первый орбита двойной звезды, однако, не было вычислено до 1827 года, когда Феликс Савари вычислил орбиту Си Большой Медведицы.[14] С этого времени было каталогизировано и измерено еще много двойных звезд. В Каталог двойных звезд Вашингтона, база данных визуальных двойных звезд, составленная Военно-морская обсерватория США, содержит более 100 000 пар двойных звезд,[15] включая оптические двойники, а также двойные звезды. Орбиты известны лишь нескольким тысячам этих двойных звезд,[16] и не было установлено, что большинство из них являются ни истинными двойными, ни оптическими двойными звездами.[17] Это можно определить, наблюдая за относительным движением пар. Если движение является частью орбиты, или если звезды имеют похожие лучевые скорости и разница в их правильные движения мала по сравнению с их обычным собственным движением, пара, вероятно, физическая.[18] Одна из задач, которая остается перед визуальными наблюдателями двойных звезд, - получить достаточное количество наблюдений, чтобы доказать или опровергнуть гравитационную связь.

Классификации

Диск газа и пыли вокруг двойной звездной системы HD 106906

Методы наблюдения

Двойные звезды подразделяются на четыре типа в зависимости от того, как они наблюдаются: визуально, путем наблюдения; спектроскопически, периодическим изменением спектральные линии; фотометрическииз-за изменений яркости, вызванных затмением; или же астрометрически, измеряя отклонение положения звезды, вызванное невидимым спутником.[3][19] Любая двойная звезда может принадлежать к нескольким из этих классов; например, несколько спектрально-двойных систем также являются затменными двойными.

Визуальные двоичные файлы

Основная статья: Визуальный двоичный файл

А визуальный двоичный звезда - это двойная звезда, для которой угловое разделение между двумя компонентами достаточно велико, чтобы их можно было наблюдать как двойную звезду в телескоп, или даже мощный бинокль. В угловое разрешение Телескопа является важным фактором в обнаружении визуально-двойных звезд, и по мере того, как к наблюдениям двойных звезд будут применяться более высокие угловые разрешения, будет обнаруживаться все большее количество визуально-двойных звезд. Относительная яркость двух звезд также является важным фактором, поскольку блики яркой звезды могут затруднить обнаружение более слабого компонента.

Более яркая звезда визуальной двойной системы - это начальный звездой, а диммер считается вторичный. В некоторых публикациях (особенно старых) слабая вторичная приходит (множественное число комитирует; товарищ). Если звезды имеют одинаковую яркость, обычно принимается обозначение первооткрывателя.[20]

В позиционный угол вторичной обмотки относительно первичной измеряется вместе с угловым расстоянием между двумя звездами. Время наблюдения также записывается. После того, как за определенный период времени будет записано достаточное количество наблюдений, они нанесены на график. полярные координаты с главной звездой в начале координат, и наиболее вероятный эллипс проходит через эти точки так, что Кеплеровский закон площадей доволен. Этот эллипс известен как кажущийся эллипс, и является проекцией действительной эллиптической орбиты вторичной обмотки по отношению к первичной на плоскости неба. Из этого спроектированного эллипса можно вычислить полные элементы орбиты, где большая полуось может быть выражено только в угловых единицах, если только звездный параллакс, а значит, и расстояние до системы известно.[4]

Спектроскопические двойные системы

Algol B вращается вокруг Algol A. Эта анимация была собрана из 55 изображений интерферометра CHARA в ближнем инфракрасном H-диапазоне, отсортированных по орбитальной фазе.

Иногда единственное свидетельство наличия двойной звезды исходит от Эффект Допплера на его излучаемый свет. В этих случаях двойная система состоит из пары звезд, где спектральные линии в свете, излучаемом каждой звездой, сначала смещается в сторону синего, затем в сторону красного, поскольку каждая из них движется сначала к нам, а затем от нас во время своего движения вокруг их общего центр массы, с периодом их общего обращения.

В этих системах расстояние между звездами обычно очень мало, а орбитальная скорость очень высока. Если только плоскость орбиты не окажется перпендикуляр к лучу зрения, орбитальные скорости будут иметь компоненты на луче зрения и наблюдаемые радиальная скорость системы будет периодически меняться. Поскольку радиальную скорость можно измерить с помощью спектрометр наблюдая Доплеровский сдвиг звезд ' спектральные линии, двоичные файлы, обнаруженные таким образом, известны как спектроскопические двойные системы. Большинство из них не могут быть разрешены как визуальный двоичный файл, даже если телескопы из самых высоких существующих разрешающая способность.

В некоторых спектрально-двойных системах видны спектральные линии обеих звезд, и линии попеременно двойные и одиночные. Такая система известна как спектроскопическая двойная двойная линия (часто обозначаемая как «SB2»). В других системах виден спектр только одной из звезд, и линии в спектре периодически смещаются в сторону синего, затем в сторону красного и обратно. Такие звезды известны как одинарные спектрально-двойные системы («SB1»).

Орбита спектроскопической двойной системы определяется путем проведения длинной серии наблюдений радиальной скорости одного или обоих компонентов системы. Наблюдения отображаются в зависимости от времени, и по полученной кривой определяется период. Если орбита круговой тогда кривая будет синус изгиб. Если орбита эллиптический, форма кривой будет зависеть от эксцентриситет эллипса и ориентацию большой оси относительно луча зрения.

Невозможно индивидуально определить большая полуось а и наклон плоскости орбиты я. Однако произведение большой полуоси и синуса наклона (т.е. а грех я) могут быть определены непосредственно в линейных единицах (например, километрах). Если либо а или же я можно определить другими способами, как в случае затменных двойных систем, можно найти полное решение для орбиты.[21]

Двойные звезды, которые одновременно являются визуальными и спектрально-двойными, встречаются редко и при обнаружении являются ценным источником информации. Известно около 40. Визуальные двойные звезды часто имеют большие истинные расстояния с периодами от десятилетий до столетий; следовательно, их орбитальные скорости обычно слишком малы, чтобы их можно было измерить спектроскопически. И наоборот, спектрально-двойные звезды движутся по своим орбитам быстро, потому что они расположены близко друг к другу, обычно слишком близко, чтобы их можно было обнаружить как визуально-двойные. Таким образом, двойные системы, которые являются визуальными и спектроскопическими, должны быть относительно близки к Земле.

Затменные двоичные файлы

An затменная двойная звезда представляет собой двойную звездную систему, в которой плоскость орбиты двух звезд лежит настолько близко к лучу зрения наблюдателя, что компоненты претерпевают взаимные затмения.[22] В случае, когда двойная система также является спектрально-двойной и параллакс Система известна, двойная система весьма ценна для звездного анализа. Алгол, тройная звездная система в созвездие Персея, содержит самый известный пример затмевающего двоичного файла.

На этом видео показано, как художник запечатлел затмевающую двойную звездную систему. По мере того как две звезды движутся по орбите друг друга, они проходят друг напротив друга, и их общая яркость, видимая издалека, уменьшается.

Затменные двойные звезды являются переменными звездами не потому, что свет отдельных компонентов меняется, а из-за затмений. В кривая блеска Затменная двойная звезда характеризуется периодами практически постоянного свечения с периодическими падениями интенсивности, когда одна звезда проходит впереди другой. Яркость может упасть в два раза во время движения по орбите: один раз, когда вторичный проходит перед первичным, и один раз, когда первичный проходит перед вторичным. Более глубокое из двух затмений называется первичным, независимо от того, какая звезда скрывается, а если также происходит неглубокое второе затмение, оно называется вторичным. Величина падения яркости зависит от относительной яркости двух звезд, доли скрытой звезды, которая скрыта, и поверхностная яркость (т.е. эффективная температура) звезд. Обычно затмение более горячей звезды вызывает первичное затмение.[22]

Период обращения затменных двойных систем может быть определен на основе изучения их кривая блеска, а относительные размеры отдельных звезд можно определить в терминах радиуса орбиты, наблюдая, как быстро изменяется яркость, когда диск ближайшей звезды скользит по диску другой звезды.[22] Если это также спектрально-двойная система, орбитальные элементы также может быть определена, и масса звезд может быть определена относительно легко, что означает, что в этом случае можно определить относительную плотность звезд.[23]

Примерно с 1995 года измерение фундаментальных параметров внегалактических затменных двойных систем стало возможным с помощью телескопов 8-метрового класса. Это позволяет использовать их для прямого измерения расстояний до внешних галактик, что является более точным процессом, чем использование стандартные свечи.[24] К 2006 году они использовались для получения прямых оценок расстояния до LMC, SMC, Галактика Андромеды, и Галактика Треугольник. Затменные двойные системы предлагают прямой метод измерения расстояний до галактик с улучшенной точностью 5%.[25]

Незатменные двойные системы, которые можно обнаружить с помощью фотометрии

Соседние незатменные двоичные файлы также могут быть фотометрически обнаруживается, наблюдая, как звезды влияют друг на друга тремя способами. Первый - это наблюдение за дополнительным светом, который звезды отражают от своего спутника. Во-вторых, наблюдая эллипсоидальные изменения блеска, которые вызваны деформацией формы звезды их спутниками. Третий метод - посмотреть, как релятивистское излучение влияет на видимую величину звезд. Для обнаружения двоичных файлов с помощью этих методов требуется точное фотометрия.[26]

Астрометрические двоичные системы

Астрономы обнаружили несколько звезд, которые, казалось бы, вращаются вокруг пустого пространства. Астрометрические двоичные системы - относительно близкие звезды, которые можно увидеть, как они колеблются вокруг точки в космосе без видимого спутника. Та же математика, что и для обычных двоичных файлов, может быть применена для вывода масса о пропавшем спутнике. Компаньон может быть очень тусклым, так что в настоящее время его нельзя обнаружить или замаскирован ярким светом основного объекта, или это может быть объект, который излучает мало или совсем не излучает. электромагнитное излучение, например нейтронная звезда.[27]

Положение видимой звезды тщательно измеряется и обнаруживается, что оно меняется из-за гравитационного влияния ее двойника. Положение звезды многократно измеряется относительно более далеких звезд, а затем проверяется на периодические изменения положения. Обычно этот тип измерения может быть выполнен только для ближайших звезд, например, в пределах 10парсек. Ближайшие звезды часто имеют относительно высокий правильное движение, поэтому будет казаться, что астрометрические двойные шаткий путь по небу.

Если спутник достаточно массивен, чтобы вызвать наблюдаемое смещение положения звезды, то его присутствие можно сделать вывод. От точного астрометрический измерения движения видимой звезды за достаточно длительный период времени, информация о массе спутника и его орбитальном периоде может быть определена.[28] Несмотря на то, что спутник не виден, характеристики системы можно определить по наблюдениям, используя Кеплерс законы.[29]

Этот метод обнаружения двоичных файлов также используется для определения местонахождения внесолнечные планеты вращается вокруг звезды. Однако требования к выполнению этого измерения очень строгие из-за большой разницы в соотношении масс и обычно большого периода обращения планеты по орбите. Обнаружение смещения положения звезды - очень сложная наука, и добиться необходимой точности сложно. Космические телескопы могут избежать эффекта размытия Атмосфера Земли, что приводит к более точному разрешению.

Конфигурация системы

Detached binary star system
Отдельно
Semidetached binary star system
Двухквартирный
Contact binary star system
Контакт
Конфигурации двойной звездной системы с отношением масс 3. Черные линии представляют внутренние критические эквипотенциалы Роша, доли Роша.

Другая классификация основана на расстоянии между звездами относительно их размеров:[30]

Отдельные двоичные файлы двойные звезды, где каждый компонент находится в пределах своего Лобе Роша, т.е. область, где гравитационное притяжение самой звезды больше, чем у другого компонента. Звезды не оказывают большого влияния друг на друга и по существу развиваются отдельно. Большинство двоичных файлов принадлежит к этому классу.

Полуразделенные двойные звезды двойные звезды, у которых один из компонентов заполняет полость Роша двойной звезды, а другой нет. Газ с поверхности компонента, заполняющего полость Роша (донора), передается другой аккрецирующей звезде. В массообмен доминирует в эволюции системы. Во многих случаях поступающий газ образует аккреционный диск вокруг аккретора.

А контакт двоичный представляет собой тип двойной звезды, в которой оба компонента двойной заполняют свои Доли Роша. Самая верхняя часть звездные атмосферы образует общий конверт что окружает обе звезды. Поскольку трение оболочки тормозит орбитальное движение, звезды могут в конечном итоге слияние.[31] W Большая Медведица это пример.

Катаклизмические переменные и рентгеновские двойные системы

Художественная концепция катаклизмическая переменная система

Когда двоичная система содержит компактный объект например, белый Гном, нейтронная звезда или же черная дыра, газ от другой (донорной) звезды может срастаться на компактный объект. Это освобождает гравитационно потенциальная энергия, в результате чего газ нагревается и испускает излучение. Катаклизмические переменные звезды, где компактным объектом является белый карлик, являются примерами таких систем.[32] В Рентгеновские двойные системы, компактный объект может быть нейтронная звезда или черная дыра. Эти двоичные файлы классифицируются как маломассивный или же массовый по массе звезды-донора. Рентгеновские двойные системы с большой массой содержат молодой ранний тип, массивная звезда-донор, которая передает массу своим звездный ветер, а маломассивные рентгеновские двойные системы - это полуразделенные двойные системы, в которых газ из поздний тип звезда-донор или белый карлик выходит из полости Роша и падает в сторону нейтронной звезды или черной дыры.[33] Вероятно, самым известным примером рентгеновской двойной системы является массивная рентгеновская двойная система Лебедь X-1. В Лебеде X-1 масса невидимого спутника оценивается примерно в девять раз больше массы Солнца,[34] намного превышает Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова. для максимальной теоретической массы нейтронной звезды. Поэтому считается, что это черная дыра; это был первый объект, в отношении которого так широко верили.[35]

Орбитальный период

Орбитальные периоды может быть меньше часа (для AM CVn звезды) или несколько дней (компоненты Бета Лиры), но и сотни тысяч лет (Проксима Центавра вокруг Альфа Центавра AB).

Вариации периода

Основная статья: Механизм Эпплгейта

Механизм Эпплгейта объясняет долгосрочные вариации орбитального периода, наблюдаемые в некоторых затменных двойных системах. Как звезда главной последовательности проходит цикл активности, внешние слои звезды подвергаются воздействию магнитного момента, изменяющего распределение углового момента, что приводит к изменению сплюснутости звезды. Орбита звезд в двойной паре гравитационно связана с изменениями их формы, поэтому период показывает модуляцию (обычно порядка ∆P / P ∼ 10−5) в той же шкале времени, что и циклы активности (обычно порядка десятилетий).[36]

Другое явление, наблюдаемое в некоторых двойных системах Алгола, - это монотонное увеличение периода. Это сильно отличается от гораздо более распространенных наблюдений чередования увеличения и уменьшения периода, объясняемых механизмом Эпплгейта. Монотонное увеличение периода объясняется переносом массы, обычно (но не всегда) от менее массивной звезды к более массивной.[37]

Обозначения

А и Б

Впечатление художника о двойной звездной системе AR Scorpii

Компоненты двойных звезд обозначаются суффиксами А и B добавляется к обозначению системы, А обозначая первичный и B вторичный. Суффикс AB может использоваться для обозначения пары (например, двойная звезда α Центавра AB состоит из звезд α Центавра A и α Центавра B.) Дополнительные буквы, такие как C, Dи т.д., могут использоваться для систем с более чем двумя звездами.[38] В случаях, когда двойная звезда имеет Обозначение Байера и сильно разнесены, возможно, что члены пары будут обозначены надстрочными индексами; пример Зета Ретикули, компоненты которого равны ζ1 Ретикулы и ζ2 Reticuli.[39]

Обозначения первооткрывателя

Двойные звезды также обозначаются аббревиатурой, дающей первооткрывателю порядковый номер.[40] α Центавра, например, был обнаружен отцом Ришо в 1689 году как двойник, и поэтому он обозначен как Правый руль 1.[7][41] Эти коды первооткрывателей можно найти в Каталог двойных звезд Вашингтона.[42]

Горячий и холодный

Компоненты двойной звездной системы можно обозначить по их относительной температуре как горячий товарищ и крутой товарищ.

Примеры:

  • Антарес (Альфа Скорпиона) - красная звезда-сверхгигант в двойной системе с более горячей синей звездой главной последовательности Антарес B. Поэтому Антарес B можно назвать горячим спутником холодного сверхгиганта.[43]
  • Симбиотические звезды представляют собой двойные звездные системы, состоящие из звезды-гиганта позднего типа и более горячего объекта-компаньона. Поскольку характер компаньона не во всех случаях установлен, его можно назвать «горячим товарищем».[44]
  • В светящаяся синяя переменная Eta Carinae недавно было определено, что это двойная звездная система. Вторичный, кажется, имеет более высокую температуру, чем первичный, и поэтому был описан как «горячий компаньон». Это может быть Звезда Вольфа – Райе.[45]
  • R Водолей показывает спектр, который одновременно отображает как холодную, так и горячую сигнатуру. Эта комбинация - результат холодного красного сверхгиганта в сопровождении более маленького и горячего компаньона. Материя перетекает от сверхгиганта к меньшему и более плотному спутнику.[46]
  • НАСАс Миссия Кеплера обнаружил примеры затменных двойных звезд, у которых вторичный компонент является более горячим. КОИ-74б составляет 12000 К белый Гном спутник КОИ-74 (KIC 6889235), на 9,400 К раньше Звезда главной последовательности А-типа.[47][48][49] КОИ-81б белый карлик 13000 К, компаньон КОИ-81 (KIC 8823868), запаздывание на 10000 К Звезда главной последовательности B-типа.[47][48][49]

Эволюция

Впечатление художника об эволюции горячей массивной двойной звезды

Формирование

Хотя не исключено, что некоторые двоичные файлы могут быть созданы через гравитационный захват между двумя одиночными звездами, учитывая очень низкую вероятность такого события (фактически требуются три объекта, так как сохранение энергии исключает, что одно гравитирующее тело захватывает другое) и большое количество существующих в настоящее время двойных систем, это не может быть первичным процессом формирования. Наблюдение двойных систем, состоящих из звезд, еще не попавших в главная последовательность поддерживает теорию о том, что двоичные файлы развиваются во время звездообразование. Фрагментация молекулярное облако во время формирования протозвезды является приемлемым объяснением образования двойной или кратной звездной системы.[50][51]

Итог проблема трех тел, в котором три звезды имеют сравнимую массу, заключается в том, что в конечном итоге одна из трех звезд будет выброшена из системы, и, при условии отсутствия значительных дальнейших возмущений, оставшиеся две сформируют стабильную двойную систему.

Массообмен и аккреция

Как звезда главной последовательности увеличивается в размерах во время своего эволюция, в какой-то момент может превысить Лобе Роша, что означает, что часть его материи попадает в регион, где гравитационное притяжение звезды-компаньона больше, чем его собственная.[52] В результате материя будет переходить от одной звезды к другой в процессе, известном как переполнение лепестка Роша (RLOF), либо поглощаясь прямым ударом, либо через аккреционный диск. Математическая точка, через которую происходит эта передача, называется первой. Точка лагранжиана.[53] Нередко аккреционный диск является самым ярким (и, следовательно, иногда единственным видимым) элементом двойной звезды.

Если звезда растет за пределами своей полости Роша слишком быстро для того, чтобы все обильное вещество могло быть передано другому компоненту, также возможно, что вещество покинет систему через другие точки Лагранжа или как звездный ветер, таким образом, теряется для обоих компонентов.[54]Поскольку эволюция звезды определяется ее массой, этот процесс влияет на эволюцию обоих спутников и создает стадии, которые не могут быть достигнуты одиночными звездами.[55][56][57]

Исследования затменной тройки Алгол привел к Парадокс Алгола в теории звездная эволюция: хотя компоненты двойной звезды образуются одновременно, а массивные звезды эволюционируют намного быстрее, чем менее массивные, было замечено, что более массивный компонент Алгол А все еще находится в главная последовательность, а менее массивный Алгол B - субгигант на более позднем эволюционном этапе. Парадокс может быть разрешен массообмен: когда более массивная звезда превратилась в субгигант, она заполнила Лобе Роша, и большая часть массы была передана другой звезде, которая все еще находится на главной последовательности. В некоторых двоичных файлах, подобных Algol, действительно можно увидеть поток газа.[58]

Беглецы и новые звезды

Художественный рендеринг плазменные выбросы из V Hydrae

Также возможно, что широко разделенные двойные системы потеряют гравитационный контакт друг с другом в течение своей жизни в результате внешних возмущений. Затем компоненты будут развиваться как одиночные звезды. Тесное столкновение двух двойных систем также может привести к гравитационному разрушению обеих систем, при этом некоторые звезды будут выброшены с высокой скоростью, что приведет к убегающие звезды.[59]

Если белый Гном есть близкая звезда-компаньон, которая переполняет ее Лобе Роша, белый карлик будет неуклонно срастаться газы из внешней атмосферы звезды. Они уплотняются на поверхности белого карлика его интенсивной гравитацией, сжимаются и нагреваются до очень высоких температур по мере втягивания дополнительного материала. Белый карлик состоит из дегенеративная материя и поэтому практически не реагирует на тепло, в то время как образовавшийся водород - нет. Водородный синтез может устойчиво возникать на поверхности через Цикл CNO, заставляя огромное количество энергии, высвобождаемой этим процессом, уносить оставшиеся газы с поверхности белого карлика. В результате получается очень яркая вспышка света, известная как новая звезда.[60]

В крайних случаях это событие может привести к тому, что белый карлик превысит Предел Чандрасекара и вызвать сверхновая звезда который разрушает всю звезду, еще одна возможная причина побегов.[61][62] Примером такого события является сверхновая SN 1572, что наблюдал Тихо Браге. В Космический телескоп Хаббла недавно сфотографировал остатки этого события.

Астрофизика

Двойные системы предоставляют астрономам лучший метод определения массы далекой звезды. Гравитационное притяжение между ними заставляет их вращаться вокруг общего центра масс. По орбитальной схеме визуальной двойной или изменению во времени спектра спектроскопической двойной звезды можно определить массу ее звезд, например, с помощью бинарная функция масс. Таким образом, можно найти связь между внешним видом звезды (температурой и радиусом) и ее массой, что позволяет определить массу небинарных звезд.

Поскольку большая часть звезд существует в двойных системах, двойные системы особенно важны для нашего понимания процессов, посредством которых формируются звезды. В частности, период и массы двоичной системы говорят нам о количестве угловой момент в системе. Потому что это сохраненное количество В физике двойные системы дают нам важные подсказки об условиях, в которых формировались звезды.

Расчет центра масс в двойных звездах

В простом двоичном случае р1, расстояние от центра первой звезды до центра масс или барицентр, дан кем-то:

куда:

а расстояние между центрами двух звезд и
м1 и м2 являются массы из двух звезд.

Если а считается большая полуось орбиты одного тела вокруг другого, то р1 будет большой полуосью орбиты первого тела вокруг центра масс или барицентр, и р2 = а – р1 будет большой полуосью орбиты второго тела. Когда центр масс находится внутри более массивного тела, это тело будет казаться раскачивающимся, а не движущимся по заметной орбите.

Центр массовых анимаций

Основная статья: Барицентр

Положение красного креста указывает на центр масс системы. Эти изображения не представляют собой какую-то конкретную реальную систему.

Orbit1.gif
(а) два тела одинаковой массы, вращающиеся вокруг общего центра масс, или барицентр		Orbit2.gif
(б) Два тела с разной массой, вращающиеся вокруг общего барицентра, как система Харон-Плутон.		Orbit3.gif
(c) Два тела с большой разницей в массе, вращающиеся вокруг общего центра масс (аналогично Система Земля – Луна)		Orbit4.gif
(d.) Два тела с огромной разницей в массе, вращающиеся вокруг общего центра масс (аналогично Система Солнце – Земля)		Orbit5.gif
(e.) Два тела с одинаковой массой, вращающиеся по орбите эллипс вокруг общего центра масс

Результаты исследований

Вероятность множественности для Население I главная последовательность звезды[63]
Диапазон массМножественность

Частота

Средний

Товарищи

≤ 0.1 M☉22%+6%
−4%		0.22+0.06
−0.04
0.1–0.5 M☉26%±3%0.33±0.05
0.7–1.3 M☉44%±2%0.62±0.03
1.5–5 M☉≥ 50%1.00±0.10
8–16 M☉≥ 60%1.00±0.20
≥ 16 M☉≥ 80%1.30±0.20

По оценкам, примерно одна треть звездные системы в Млечный Путь являются двойными или кратными, а остальные две трети - одиночные звезды.[64] Общая кратность частоты обычные звезды это монотонно возрастающий функция звездная масса. То есть вероятность попадания в двойную или мультизвездную систему неуклонно возрастает с увеличением масс компонентов.[63]

Существует прямая зависимость между период революции двойной звезды и эксцентриситет его орбиты, системы с коротким периодом имеют меньший эксцентриситет. Двойные звезды можно найти на любом мыслимом расстоянии от пар, вращающихся так близко, что они практически в контакте друг с другом, на пары, настолько удаленные друг от друга, что их связь указывается только их общими собственное движение через пространство. Среди гравитационно связанных двойных звездных систем существует так называемая логарифм нормального распределения периодов, причем большинство этих систем обращаются по орбите с периодом около 100 лет. Это подтверждает теорию о том, что двойные системы образуются во время звездообразование.[65]

В парах, где две звезды равны яркость, они тоже такие же спектральный класс.В системах с разной яркостью более тусклая звезда синее, если более яркая звезда гигантская звезда, и краснее, если более яркая звезда принадлежит главная последовательность.[66]

Впечатление художника от вида с (гипотетической) луны планеты HD 188753 Ab (вверху слева), который вращается вокруг тройная звездная система. Самый яркий спутник чуть ниже горизонта.

Массу звезды можно напрямую определить только по ее гравитационному притяжению. Помимо Солнца и звезд, которые действуют как гравитационные линзы, это возможно только в двойных и кратных звездных системах, что делает двойные звезды важным классом звезд. В случае визуальной двойной звезды после орбиты и звездный параллакс of the system has been determined, the combined mass of the two stars may be obtained by a direct application of the Keplerian harmonic law.[67]

Unfortunately, it is impossible to obtain the complete orbit of a spectroscopic binary unless it is also a visual or an eclipsing binary, so from these objects only a determination of the joint product of mass and the sine of the angle of inclination relative to the line of sight is possible. In the case of eclipsing binaries which are also spectroscopic binaries, it is possible to find a complete solution for the specifications (mass, density, size, яркость, and approximate shape) of both members of the system.

Планеты

Основная статья: Habitability of binary star systems
Schematic of a binary star system with one planet on an S-type orbit and one on a P-type orbit

While a number of binary star systems have been found to harbor extrasolar planets, such systems are comparatively rare compared to single star systems. Observations by the Kepler space telescope have shown that most single stars of the same type as the солнце have plenty of planets, but only one-third of binary stars do. According to theoretical simulations,[68] even widely separated binary stars often disrupt the discs of rocky grains from which protoplanets форма. On the other hand, other simulations suggest that the presence of a binary companion can actually improve the rate of planet formation within stable orbital zones by "stirring up" the protoplanetary disk, increasing the accretion rate of the protoplanets within.[69]

Detecting planets in multiple star systems introduces additional technical difficulties, which may be why they are only rarely found.[70] Examples include the white dwarf-пульсар двоичный PSR B1620-26, то subgiant-red dwarf двоичный Gamma Cephei, а white dwarf-red dwarf двоичный NN Serpentis; среди прочего.[71]

A study of fourteen previously known planetary systems found three of these systems to be binary systems. All planets were found to be in S-type orbits around the primary star. In these three cases the secondary star was much dimmer than the primary and so was not previously detected. This discovery resulted in a recalculation of parameters for both the planet and the primary star.[72]

Научная фантастика has often featured planets of binary or ternary stars as a setting, for example George Lucas' Tatooine из Звездные войны, and one notable story, "Nightfall", even takes this to a six-star system. In reality, some orbital ranges are impossible for dynamical reasons (the planet would be expelled from its orbit relatively quickly, being either ejected from the system altogether or transferred to a more inner or outer orbital range), whilst other orbits present serious challenges for eventual biospheres because of likely extreme variations in surface temperature during different parts of the orbit. Planets that orbit just one star in a binary system are said to have "S-type" orbits, whereas those that orbit around both stars have "P-type" or "circumbinary" orbits. It is estimated that 50–60% of binary systems are capable of supporting habitable terrestrial planets within stable orbital ranges.[69]

Примеры

The two visibly distinguishable components of Albireo

The large distance between the components, as well as their difference in color, make Albireo one of the easiest observable visual binaries. The brightest member, which is the third-brightest star in the созвездие Cygnus, is actually a close binary itself. Also in the Cygnus constellation is Лебедь X-1, рентгеновский снимок source considered to be a black hole. Это high-mass X-ray binary, with the optical counterpart being a переменная звезда.[73] Сириус is another binary and the brightest star in the night time sky, with a visual apparent magnitude of −1.46. It is located in the constellation Canis Major. In 1844 Friedrich Bessel deduced that Sirius was a binary. In 1862 Алван Грэм Кларк discovered the companion (Sirius B; the visible star is Sirius A). In 1915 astronomers at the Mount Wilson Observatory determined that Sirius B was a white dwarf, the first to be discovered. In 2005, using the Hubble Space Telescope, astronomers determined Sirius B to be 12,000 km (7,456 mi) in diameter, with a mass that is 98% of the Sun.[74]

Luhman 16, the third closest star system, contains two brown dwarfs.

An example of an eclipsing binary is Epsilon Aurigae in the constellation Auriga. The visible component belongs to the spectral class F0, the other (eclipsing) component is not visible. The last such eclipse occurred from 2009–2011, and it is hoped that the extensive observations that will likely be carried out may yield further insights into the nature of this system. Another eclipsing binary is Beta Lyrae, which is a semidetached binary star system in the constellation of Лира.

Other interesting binaries include 61 Cygni (a binary in the constellation Cygnus, composed of two K class (orange) main-sequence stars, 61 Cygni A and 61 Cygni B, which is known for its large proper motion), Procyon (the brightest star in the constellation Canis Minor and the eighth-brightest star in the night time sky, which is a binary consisting of the main star with a faint white dwarf companion), SS Lacertae (an eclipsing binary which stopped eclipsing), V907 Sco (an eclipsing binary which stopped, restarted, then stopped again) and BG Geminorum (an eclipsing binary which is thought to contain a black hole with a K0 star in orbit around it), 2MASS J18082002−5104378 (a binary in the "thin disk" из Млечный Путь, and containing one of the oldest known stars).[75]

Multiple star examples

Systems with more than two stars are termed multiple stars. Algol is the most noted ternary (long thought to be a binary), located in the constellation Персей. Two components of the system eclipse each other, the variation in the intensity of Algol first being recorded in 1670 by Geminiano Montanari. The name Algol means "demon star" (from арабский: الغول‎ al-ghūl), which was probably given due to its peculiar behavior. Another visible ternary is Альфа Центавра, in the southern constellation of Centaurus, which contains the fourth-brightest star in the night sky, with an видимая визуальная величина of −0.01. This system also underscores the fact that no search for habitable planets is complete if binaries are discounted. Alpha Centauri A and B have an 11 AU distance at closest approach, and both should have stable habitable zones.[76]

There are also examples of systems beyond ternaries: Кастор is a sextuple star system, which is the second-brightest star in the constellation Близнецы and one of the brightest stars in the nighttime sky. Astronomically, Castor was discovered to be a visual binary in 1719. Each of the components of Castor is itself a spectroscopic binary. Castor also has a faint and widely separated companion, which is also a spectroscopic binary. В Alcor–Mizar visual binary in Ursa Majoris also consists of six stars, four comprising Mizar and two comprising Alcor.

Смотрите также

Примечания и ссылки

  1. ^ а б The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. ix.
  2. ^ Herschel, William (1802). "Catalogue of 500 New Nebulae, Nebulous Stars, Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; With Remarks on the Construction of the Heavens". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 92: 477–528 [481]. Bibcode:1802RSPT...92..477H. Дои:10.1098/rstl.1802.0021. JSTOR 107131.
  3. ^ а б c Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. стр.1–2. ISBN 978-90-277-0885-4.
  4. ^ а б "Visual Binaries". University of Tennessee.
  5. ^ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. п.5. ISBN 978-90-277-0885-4.
  6. ^ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. п.17. ISBN 978-90-277-0885-4.
  7. ^ а б c The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 1.
  8. ^ Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum, Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  9. ^ A New View of Mizar, Leos Ondra, accessed on line May 26, 2007.
  10. ^ pp. 10–11, Observing and Measuring Double Stars, Bob Argyle, ed., London: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0.
  11. ^ Michell, John (1767). "An Inquiry into the Probable Parallax, and Magnitude of the Fixed Stars, from the Quantity of Light Which They Afford us, and the Particular Circumstances of Their Situation, by the Rev. John Michell, B. D. F. R. S". Philosophical Transactions. 57. pp. 249–250. Bibcode:1767RSPT...57..234M. JSTOR 105952.
  12. ^ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. п.4. ISBN 978-90-277-0885-4.
  13. ^ Herschel, William (1803). "Account of the Changes That Have Happened, during the Last Twenty-Five Years, in the Relative Situation of Double-Stars; with an Investigation of the Cause to Which They Are Owing". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 93: 339–382. Дои:10.1098/rstl.1803.0015. JSTOR 107080. S2CID 109971828.
  14. ^ п. 291, French astronomers, visual double stars and the double stars working group of the Société Astronomique de France, E. Soulié, The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research, proceedings of a conference sponsored by Chiang Mai University, Thai Astronomical Society and the University of Nebraska-Lincoln held in Chiang Mai, Thailand, 26 October-1 November 1995, ASP Conference Series 130 (1997), ed. Kam-Ching Leung, pp. 291–294, Bibcode:1997ASPC..130..291S.
  15. ^ "Introduction and Growth of the WDS", The Washington Double Star Catalog В архиве 2008-09-17 at the Wayback Machine, Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, Astrometry Department, Военно-морская обсерватория США, accessed on line August 20, 2008.
  16. ^ Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars В архиве 2009-04-12 at the Wayback Machine, William I. Hartkopf and Brian D. Mason, Военно-морская обсерватория США, accessed on line August 20, 2008.
  17. ^ The Washington Double Star Catalog В архиве 2011-02-14 at the Wayback Machine, Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, Военно-морская обсерватория США. Accessed on line December 20, 2008.
  18. ^ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. стр.17–18. ISBN 978-90-277-0885-4.
  19. ^ "Binary Stars". Astronomy. Cornell University.
  20. ^ Aitken, R.G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover. п. 41.
  21. ^ Herter, T. "Stellar Masses". Cornell University. Архивировано из оригинал on 17 June 2012.
  22. ^ а б c Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Архивировано из оригинал on 14 April 2007.
  23. ^ Worth, M. "Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Архивировано из оригинал (PowerPoint) on 3 September 2003.
  24. ^ Wilson, R.E. (1 January 2008). "Eclipsing binary solutions in physical units and direct distance estimation". Астрофизический журнал. 672 (1): 575–589. Bibcode:2008ApJ...672..575W. Дои:10.1086/523634.
  25. ^ Bonanos, Alceste Z. (2006). "Eclipsing binaries: Tools for calibrating the extragalactic distance scale". Proceedings of the International Astronomical Union. 2: 79–87. arXiv:astro-ph/0610923. Bibcode:2007IAUS..240...79B. CiteSeerX 10.1.1.254.2692. Дои:10.1017/S1743921307003845. S2CID 18827791.
  26. ^ Tal-Or, Lev; Faigler, Simchon; Mazeh, Tsevi (2014). "Seventy-two new non-eclipsing BEER binaries discovered in CoRoT lightcurves and confirmed by RVs from AAOmega". EPJ Web of Conferences. 101: 06063. arXiv:1410.3074. Дои:10.1051/epjconf/201510106063. S2CID 118394510.
  27. ^ Bock, D. "Binary neutron star collision". National Center for Supercomputing Applications. University of Illinois Urbana-Champaign. Архивировано из оригинал on 26 April 2012.
  28. ^ Asada, H.; Akasaka, T.; Kasai, M. (27 September 2004). "Inversion formula for determining parameters of an astrometric binary". Publ. Astron. Soc. Jpn. 56 (6): L35–L38. arXiv:astro-ph/0409613. Bibcode:2004PASJ...56L..35A. Дои:10.1093/pasj/56.6.L35. S2CID 15301393.
  29. ^ "Astrometric Binaries". University of Tennessee.
  30. ^ Nguyen, Q. "Roche model". San Diego State University. Архивировано из оригинал on 23 March 2007.
  31. ^ Voss, R.; Tauris, T.M. (2003). "Galactic distribution of merging neutron stars and black holes". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 342 (4): 1169–1184. arXiv:0705.3444. Bibcode:2003MNRAS.342.1169V. Дои:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x. S2CID 14768050.
  32. ^ Smith, Robert Connon (November 2006). "Cataclysmic Variables" (PDF). Contemporary Physics (Submitted manuscript). 47 (6): 363–386. arXiv:astro-ph/0701654. Bibcode:2007astro.ph..1654C. Дои:10.1080/00107510601181175. S2CID 2590482.
  33. ^ Israel, Gian Luca (October 1996). "Neutron Star X-ray binaries". A Systematic Search of New X-ray Pulsators in ROSAT Fields (Кандидатская диссертация). Trieste. Архивировано из оригинал on 10 December 2008.
  34. ^ Iorio, Lorenzo (2008). "On the orbital and physical parameters of the HDE 226868 / Cygnus X-1 binary system". Astrophysics and Space Science. 315 (1–4): 335–340. arXiv:0707.3525. Bibcode:2008Ap&SS.315..335I. Дои:10.1007/s10509-008-9839-y. S2CID 7759638.
  35. ^ "Black Holes". Imagine the Universe!. НАСА. Получено 22 августа 2008.
  36. ^ Applegate, James H. (1992). "A mechanism for orbital period modulation in close binaries". Astrophysical Journal, Part 1. 385: 621–629. Bibcode:1992ApJ...385..621A. Дои:10.1086/170967.
  37. ^ Hall, Douglas S. (1989). "The relation between RS CVn and Algol". Обзоры космической науки. 50 (1–2): 219–233. Bibcode:1989SSRv...50..219H. Дои:10.1007/BF00215932. S2CID 125947929.
  38. ^ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. п.19. ISBN 978-90-277-0885-4.
  39. ^ "Binary and Multiple Star Systems". Lawrence Hall of Science at the University of California. Архивировано из оригинал on 2006-02-07.
  40. ^ pp. 307–308, Observing and Measuring Double Stars, Bob Argyle, ed., London: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0.
  41. ^ Entry 14396-6050, discoverer code RHD 1AB,The Washington Double Star Catalog В архиве 2012-07-08 at Archive.today, Военно-морская обсерватория США. Accessed on line August 20, 2008.
  42. ^ References and discoverer codes, The Washington Double Star Catalog В архиве 2011-05-17 at the Wayback Machine, Военно-морская обсерватория США. Accessed on line August 20, 2008.
  43. ^ [1] – see essential notes: "Hot companion to Antares at 2.9arcsec; estimated period: 678yr."
  44. ^ Kenyon, S. J.; Webbink, R. F. (1984). "The nature of symbiotic stars". Astrophysical Journal. 279: 252–283. Bibcode:1984ApJ...279..252K. Дои:10.1086/161888.
  45. ^ Iping, Rosina C.; Sonneborn, George; Gull, Theodore R.; Massa, Derck L.; Hillier, D. John (2005). "Detection of a Hot Binary Companion of η Carinae". Астрофизический журнал. 633 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/0510581. Bibcode:2005ApJ...633L..37I. Дои:10.1086/498268. S2CID 119350572.
  46. ^ Nigel Henbest; Heather Couper (1994). The guide to the galaxy. CUP Archive. п.177. ISBN 978-0-521-45882-5.
  47. ^ а б Rowe, Jason F.; Borucki, William J.; Koch, David; Howell, Steve B.; Basri, Gibor; Batalha, Natalie; Brown, Timothy M.; Caldwell, Douglas; Cochran, William D.; Dunham, Edward; Dupree, Andrea K.; Fortney, Jonathan J.; Gautier, Thomas N.; Gilliland, Ronald L.; Jenkins, Jon; Latham, David W.; Lissauer, Jack J.; Marcy, Geoff; Monet, David G.; Sasselov, Dimitar; Welsh, William F. (2010). "Kepler Observations of Transiting Hot Compact Objects". The Astrophysical Journal Letters. 713 (2): L150–L154. arXiv:1001.3420. Bibcode:2010ApJ...713L.150R. Дои:10.1088/2041-8205/713/2/L150. S2CID 118578253.
  48. ^ а б van Kerkwijk, Marten H.; Rappaport, Saul A.; Breton, René P.; Justham, Stephen; Podsiadlowski, Philipp; Han, Zhanwen (2010). "Observations of Doppler Boosting in Kepler Light Curves". Астрофизический журнал. 715 (1): 51–58. arXiv:1001.4539. Bibcode:2010ApJ...715...51V. Дои:10.1088/0004-637X/715/1/51. S2CID 15893663.
  49. ^ а б Borenstein, Seth (4 January 2010). "Planet-hunting telescope unearths hot mysteries" (6:29 pm EST).
  50. ^ Boss, A. P. (1992). "Formation of Binary Stars". In J. Sahade; G. E. McCluskey; Yoji Kondo (eds.). The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. п. 355. ISBN 978-0-7923-1675-6.
  51. ^ Tohline, J. E.; J. E. Cazes; H. S. Cohl. "The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars". Louisiana State University.
  52. ^ Kopal, Z. (1989). The Roche Problem. Kluwer Academic. ISBN 978-0-7923-0129-5.
  53. ^ "Contact Binary Star Envelopes" by Jeff Bryant, Wolfram Demonstrations Project.
  54. ^ "Mass Transfer in Binary Star Systems" by Jeff Bryant with Waylena McCully, Wolfram Demonstrations Project.
  55. ^ Boyle, C.B. (1984). "Mass transfer and accretion in close binaries – A review". Vistas in Astronomy. 27 (2): 149–169. Bibcode:1984VA.....27..149B. Дои:10.1016/0083-6656(84)90007-2.
  56. ^ Vanbeveren, D.; W. van Rensbergen; C. de Loore (2001). The Brightest Binaries. Springer. ISBN 978-0-7923-5155-9.
  57. ^ Chen, Z; A. Frank; E. G. Blackman; J. Nordhaus; J. Carroll-Nellenback (2017). "Mass Transfer and Disc Formation in AGB Binary Systems". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 468 (4): 4465–4477. arXiv:1702.06160. Bibcode:2017MNRAS.468.4465C. Дои:10.1093/mnras/stx680. S2CID 119073723.
  58. ^ Blondin, J. M.; M. T. Richards; M. L. Malinowski. "Mass Transfer in the Binary Star Algol". American Museum of Natural History. Архивировано из оригинал on 2006-04-08.
  59. ^ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J.H.J.; de Zeeuw, P.T. (December 2000). "The Origin of Runaway Stars". Astrophysical Journal. 544 (2): L133. arXiv:astro-ph/0007436. Bibcode:2000ApJ...544L.133H. Дои:10.1086/317315. S2CID 6725343.
  60. ^ Prialnik, D. (2001). "Novae". Encyclopaedia of Astronomy and Astrophysics. pp. 1846–1856.
  61. ^ Icko, I. (1986). "Binary Star Evolution and Type I Supernovae". Cosmogonical Processes. п. 155.
  62. ^ Fender, R. (2002). "Relativistic Outflows from X-ray Binaries ('Microquasars')". Relativistic outflows from X-ray binaries (a.k.a. 'Microquasars'). Lect.Notes Phys. Lecture Notes in Physics. 589. pp. 101–122. arXiv:astro-ph/0109502. Bibcode:2002LNP...589..101F. Дои:10.1007/3-540-46025-X_6. ISBN 978-3-540-43518-1.
  63. ^ а б Duchêne, Gaspard; Kraus, Adam (August 2013), "Stellar Multiplicity", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51 (1): 269–310, arXiv:1303.3028, Bibcode:2013ARA&A..51..269D, Дои:10.1146/annurev-astro-081710-102602, S2CID 119275313. See Table 1.
  64. ^ Most Milky Way Stars Are Single, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
  65. ^ Hubber, D. A.; A.P. Whitworth (2005). "Binary Star Formation from Ring Fragmentation". Астрономия и астрофизика (Submitted manuscript). 437 (1): 113–125. arXiv:astro-ph/0503412. Bibcode:2005A&A...437..113H. Дои:10.1051/0004-6361:20042428.
  66. ^ Schombert, J. "Birth and Death of Stars". University of Oregon.
  67. ^ "Binary Star Motions". Cornell Astronomy.
  68. ^ Kraus, Adam L.; Ireland, Michael; Mann, Andrew; Huber, Daniel; Dupuy, Trent J. (2017). "The Ruinous Influence of Close Binary Companions on Planetary Systems". American Astronomical Society Meeting Abstracts #229. 229: 219.05. Bibcode:2017AAS...22921905K.
  69. ^ а б Elisa V. Quintana; Jack J. Lissauer (2007). "Terrestrial Planet Formation in Binary Star Systems". Extreme Solar Systems. 398: 201. arXiv:0705.3444. Bibcode:2008ASPC..398..201Q.
  70. ^ Schirber, M (17 May 2005). "Planets with Two Suns Likely Common". Space.com.
  71. ^ More circumbinary planets are listed in: Muterspaugh; Lane; Kulkarni; Maciej Konacki; Burke; Colavita; Shao; Hartkopf; Boss (2010). "The PHASES Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems". Астрономический журнал. 140 (6): 1657. arXiv:1010.4048. Bibcode:2010AJ....140.1657M. Дои:10.1088/0004-6256/140/6/1657. S2CID 59585356.
  72. ^ Daemgen, S.; Hormuth, F.; Brandner, W.; Bergfors, C.; Janson, M.; Hippler, S.; Henning, T. (2009). "Binarity of transit host stars – Implications for planetary parameters" (PDF). Астрономия и астрофизика. 498 (2): 567–574. arXiv:0902.2179. Bibcode:2009A&A...498..567D. Дои:10.1051/0004-6361/200810988. S2CID 9893376.
  73. ^ See sources at Лебедь X-1
  74. ^ McGourty, C. (2005-12-14). "Hubble finds mass of white dwarf". Новости BBC. Получено 2010-01-01.
  75. ^ Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (5 November 2018). "An Ultra Metal-poor Star Near the Hydrogen-burning Limit". Астрофизический журнал. 867 (2): 98. arXiv:1811.00549. Bibcode:2018ApJ...867...98S. Дои:10.3847/1538-4357/aadd97. S2CID 54511945.
  76. ^ Elisa V. Quintana; Fred C. Adams; Jack J. Lissauer & John E. Chambers (2007). "Terrestrial Planet Formation around Individual Stars within Binary Star Systems". Astrophysical Journal. 660 (1): 807–822. arXiv:astro-ph/0701266. Bibcode:2007ApJ...660..807Q. Дои:10.1086/512542. S2CID 14394432.

внешняя ссылка