Затменные звёзды

Открытие Алькора и новые исследования

Открыл компаньона Мицара в 1617 г. итальянский математик Бенедетто Кастелли (1578 — 1643), ученик знаменитого ученого Галилео Галилея (1564 — 1642). С этого времени Mizar и его напарник Alcor получили в астрономической науке официальный статус двойного светила.

Современные технологии позволили команде астрономов под руководством Эрика Мамажека при помощи мощных спектроскопов сделать очередное открытие. В 2010 г. точные измерения скорости движения Mizar и Alcor указали на гравитационную связь двух неразлучных светил, что позволило выдвинуть гипотезу шестикратной звездной системы этих космических объектов. Это крайне редкие структуры в наблюдаемом человеком космосе. Сегодня в радиусе 130 световых лет от Солнца учеными открыты только 2 таких объекта — Castor в созвездии Близнецов и Mizar и Alcor в ручке ковша Большой Медведицы.

Алькор является тусклым спутником Мицара. Credit: celestial4blog.wordpress.com

Звездное небо в мае 2020 года: направление на юг

Всю южную часть неба (от юго-востока до юго-запада) в мае занимают весенние созвездия. К сожалению, почти все они тусклые и крайне невыразительные. На городском небе, нередко сильно засвеченном фонарями, здесь обычно наблюдаются какие-то разрозненные неяркие звезды.

Созвездие Льва и его соседи

На их фоне выделяется большая трапеция, состоящая из четырех звезд. В мае около полуночи она находится на юго-западе. Это так называемая трапеция Льва, астеризм, являющийся наиболее заметной частью одноименного зодиакального созвездия (Лев).

Трапеция Льва — главный звездный рисунок весеннего неба. Отталкиваясь от него, можно если не найти, то определить положение таких тусклых созвездий, как Рак, Чаша, Малый Лев, Секстант. Под трапецией Льва над горизонтом тянется цепочка неярких звезд. Это созвездие Гидры, самое большое по площади созвездие на всем небе.

Созвездие Льва и его окрестности. Рисунок: Stellarium

Главная звезда в трапеции Льва располагается в правом нижнем углу. Ее имя Регул. На картах она обозначается как альфа Льва. Регул не только ярчайшая звезда созвездия, но и одна из трех самых ярких звезд весны.

Созвездия Волопаса и Девы

Две другие — Арктур и Спика — располагаются гораздо восточнее Регула, в направлении на юго-восток. Спика и Регул — классические звезды первой величины (таких на небе всего штук 15), а вот Арктур в два раза ярче. Начиная с середины мая и всю первую половину лета эта звезда с наступлением темноты находится высоко в южной стороне неба. Не заметить ее в это время очень сложно.

Созвездия Девы и Волопаса майскими вечерами наблюдаются на юге. Рисунок: Stellarium

Арктур возглавляет созвездие Волопаса. Рисунок этого созвездия напоминает воздушного змея или вафельную трубочку мороженого.

Спика — ярчайшее светило в зодиакальном созвездии Девы. Это обширное, однако не слишком запоминающееся созвездие. Наиболее характерный рисунок в Деве — неправильный четырехугольник, образованный Спикой и еще тремя гораздо более тусклыми звездами.

Спутать Арктур и Спику с другими звездами очень трудно, поскольку никаких светил, сравнимых по яркости, поблизости нет. Лишь через 10 лет на этом участке неба в мае окажутся яркие планеты — Юпитер и Марс.

Большой Ковш указывает на Арктур и Спику

Однако если вы хотите быть до конца уверенным, что наблюдаете именно их, поднимите голову вверх. Почти в зените вы увидите Большой Ковш

Обратите внимание: ручка ковша изогнута. Если дугу изгиба продлить мысленно вниз, то она укажет на Арктур

Продлим дальше — и попадем на Спику.

Спика находится примерно на полпути от Арктура к горизонту. Эта звезда нередко мерцает и даже переливается разными цветами.

Поиск Арктура и Спики, двух ярчайших звезд весеннего неба, удобно проводить от ковша Большой Медведицы. Рисунок: Stellarium

Дева и Волопас — основные созвездия на весеннем небе наряду с созвездием Льва. Отталкиваясь от них, также можно определить положение на небе более тусклых весенних созвездий. Правда, нужно учитывать, что Волосы Вероники и Чаша, Секстант и Ворон хорошо видны только на чистом безлунном небе за городом. В меньшей мере это касается таких созвездий, как Весы, Гончие Псы и Гидра.

Альфа созвездия Близнецов

Самой яркой точкой является Поллукс. Однако альфа Близнецов — это именно Кастор. Он занимает второе место по яркости в созвездии и имеет ряд очень любопытных с точки зрения астрономии характеристик.

Кастор представляет собой систему из двух компонентов с периодом обращения 350 лет, причем каждый из компаньонов — спектрально-двойная звезда. Однако этими четырьмя светилами система Кастора не исчерпывается. К ней имеет отношение и YY Близнецов, тусклая затменно-двойная звезда. Условно ее обозначают в научной литературе также Кастор С. Она делает один оборот вокруг системы четырех звезд за огромный период: несколько десятков тысяч лет.

С Кастором связан еще один интересный момент: рядом с ним расположен радиант одного из метеорных потоков (Геминиды). Его можно увидеть в период с 7 по 15 декабря. Наибольшую силу поток набирает 13 числа, когда каждый час проносится до 60 метеоров.

Сириус

Сириус

Первое место по яркости на ночном небе, лучше всего видна с Земли невооруженным взглядом – звезда Сириус. Относится к созвездию Большого пса. Светимость Сириуса сопоставима с 25 Солнцами, а масса около двух масс нашей звезды.

Если вы читали обо всех звездах описанных выше, то могли сделать вывод что Сириус это далеко не самая большая и яркая звезда во вселенной. Однако относительно близкое расстояние к Земле, примерно 8,6 световых лет, делает ее ярчайшей звездой для наблюдателя с нашей планеты.

Система Сириус состоит из двух звезд – Сириус А (класс – Главной последовательности, как и Солнце) и Сириус Б (класс – Белый карлик). Без мощных оптических приборов мы можем наблюдать лишь Сириус А.

Хоть Сириус и считается звездой Южного полушария, при этом его можно наблюдать на широтах современной Украины и даже в более северных регионах мира. Однако, в наших широтах наблюдать за этой звездой можно весной, зимой и осенью, оптимальное время зима, тогда как в летнее время года, Сириус восходит позже солнца и днем лучи нашей звезды затмевают его свечение.

Сириус считается самой яркой звездой наблюдаемой с Земли, однако в зависимости от месторасположения наблюдателя, погоды и времени суток, ярче остальных может светить и другая звезда, например любая из нашего списка. Хотите безошибочно определять Сириус на ночном небе? – Мы расскажем когда и куда нужно смотреть.

Как найти Сириус в небе

Как найти Сириус в небе

Летом найти на ночном небе Сириус не получится – он располагается вблизи Солнца и только днем, разве что во время полного солнечного затмения. Начиная с ноября месяца, за Сириусом можно наблюдать с полуночи и до рассвета. Лучшее время для наблюдений – зима, в январе можно наблюдать за самой яркой звездой с вечера до глубокой ночи.

Восходит Сириус на юго-востоке, заходит за горизонт на юго-западе. Основной ориентир при поиске – Пояс Ориона (группа звезд из созвездия Ориона). Пояс Ориона состоит из трех ярких бело-голубых звезд, которые расположены близко друг к другу и примерно на одинаковом расстоянии. Все 3 звезды образуют прямую линию. 

Когда созвездие Ориона находится в южной части неба, а Пояс Ориона находится под наклоном к линии горизонта, визуальная прямая от Пояса в сторону горизонта – точно указывает на яркую звезду, это и есть Сириус.

Бессмертный брат

Главная светящаяся точка, отличающая созвездие Близнецы, — самая яркая звезда этого небесного рисунка, Поллукс. Светило относится учеными к классу оранжевых гигантов. Оно уже сошло с Главной последовательности и в скором по вселенским масштабам времени исчерпает запас гелия. Произойдет это через сто миллионов лет. Поллукс сбросит газовую оболочку и станет белым карликом.

Бета Близнецов является также и переменной звездой. Кроме того, в 2006 году была обнаружена планета, обращающаяся вокруг оранжевого гиганта с периодом в 589 суток. Масса космического объекта составляет 2,9 массы Юпитера.

Происхождение и эволюция[править | править код]

Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо — это сжатие молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости. Также удалось установить функцию распределения начальных масс. Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять следующие известные факты:

1. Частота двойных. В среднем она составляет 50 %, но различна для звёзд разных спектральных классов. Для О-звёзд это порядка 70 %, для звёзд типа Солнца (спектральный класс G) это близко к 50 %, а для спектрального класса M около 30 %.
2. Распределение периода.
3. Эксцентриситет у двойных звёзд может принимать любое значение 0<e<1, с медианным значением e=0.55. Можно утверждать, что нет какого-либо предпочтительного значения, и орбиты с высоким эксцентриситетом—обычное явление.
4. Соотношение масс. Распределение соотношения масс q= M₁/ M₂ является самым сложным для измерения, так как влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2<q<1. Таким образом, двойные звезды стремятся иметь компоненты одинаковой массы гораздо сильнее, чем предсказывает начальная функция масс.

На данный момент нет окончательного понимания, какие именно надо вносить модификации, и какие факторы и механизмы играют здесь решающую роль. Все предложенные на данный момент теории можно поделить по тому, какой механизм формирования в них используется:

1. Теории с промежуточным ядром
2. Теории с промежуточным диском
3. Динамические теории

Теории с промежуточным ядромправить | править код

Самый многочисленный класс теорий. В них формирование идёт за счёт быстрого или раннего разделения протооблака.

Самая ранняя из них считает, что в ходе коллапсирования из-за различного рода нестабильностей облако распадается на локальные джинсовские массы, растущие до тех пор, пока наименьшая из них перестанет быть оптически прозрачной и более не может эффективно охлаждаться. Но при этом расчётная функция масс звёзд не совпадает с наблюдаемой.

Ещё одна из ранних теорий предполагала размножение коллапсирующих ядер, вследствие деформации в различные эллиптические фигуры.

Современные же теории рассматриваемого типа считают, что основная причина фрагментации — рост внутренней энергии и энергии вращения по мере сжатия облака.

Теории с промежуточным дискомправить | править код

В теориях с динамическим диском образование происходит в ходе фрагментации протозвёздного диска, то есть гораздо позднее, чем в теориях с промежуточным ядром. Для этого необходим довольно массивный диск, восприимчивый к гравитационным нестабильностям, и газ которого эффективно охлаждается. Тогда могут возникнуть несколько компаньонов, лежащих в одной плоскости, которые аккрецируют газ из родительского диска.

В последнее время количество компьютерных расчётов подобных теорий сильно увеличилось. В рамках подобного подхода хорошо объясняется происхождение тесных двойных систем, а также иерархических систем различной кратности.

Динамические теорииправить | править код

Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе динамических процессов, спровоцированных соревновательной аккрецией. В данном сценарии предполагается, что молекулярное облако из-за различного рода турбуленций внутри него формирует сгустки приблизительно джинсовской массы. Эти сгустки, взаимодействуя между собой, соревнуются за вещество исходного облака. В таких условиях хорошо работает как уже упомянутая модель с промежуточным диском, так и иные механизмы, речь о которых пойдёт ниже. Вдобавок динамическое трение протозвёзд с окружающим газом сближает компоненты.

В качестве одного из механизмов, работающего в данных условиях, предлагается комбинация фрагментации с промежуточным ядром и динамической гипотезы. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звёзд в звёздных скоплениях. Однако на данный момент механизм фрагментации точно не описан.

Другой механизм предполагает рост сечения гравитационного взаимодействия у диска до тех пор, пока не будет захвачена близлежащая звезда. Хотя такой механизм вполне подходит для массивных звёзд, но совершенно не годится для маломассивных и вряд ли является доминирующим при образовании двойных звёзд.

Обозначения

Некоторые яркие визуальные двойные звёзды имеют обозначения Байера. В этом случае компоненты могут быть обозначены надстрочными знаками. Примером этого является α Южного Креста (Акрукс), компоненты которого — α1 Южного Креста и α2 Южного Креста являются физически связанной парой звёзд. Верхние индексы также используются для различения более отдалённых, физически не связанных пар звёзд с одинаковым обозначением Байера, таких как α¹,α² Козерога, ξ¹,ξ² Центавра и ξ¹, ξ² Стрельца. Эти оптические пары разрешимы невооружённым глазом.

Помимо этих пар, компоненты двойной звезды обычно обозначаются буквами A (для более яркой, первичной звезды) и B (для более слабой, вторичной звезды), добавляемыми к обозначению любого рода двойной звезды. Например, компонентами α Большого Пса (Сириус) являются α Большого Пса A и α Большого Пса B (Сириус A и Сириус B); компоненты 44 Волопаса — 44 Волопаса A и 44 Волопаса B; компонентами ADS 16402 являются ADS 16402A и ADS 16402B; и так далее. Буквы AB могут использоваться вместе для обозначения пары. В случае нескольких звёзд, буквы C, D и так далее, могут использоваться для обозначения дополнительных компонентов, часто в порядке увеличения степени удалённости от самой яркой звезды — A либо в порядке обнаружения того или иного компонента.

Обозначения оптически-двойная звёзд первооткрывателями

Первооткрыватели	Код первооткрывателя	Код, принятый в WDS
Сиднейская обсерватория	Brs0	BSO
Ш. У. Бёрнхем	β	BU
Дж. Данлоп	Δ	DUN
У. Гершель	H I, II, b и т. д.	H 1, 2, и т. д.
Н. Л. де Лакайль	Lac	LCL
В. Я. Струве	Σ	STF
Каталог приложений Струве I	Σ I	STFA
Каталог приложений Струве II	Σ II	STFB
О. Л. Струве	OΣ	STT
Каталог приложений Пулковской обсерватории	OΣΣ	STTA

Оптически-двойные звёзды также обозначаются сокращением, происходящим от имени их первооткрывателя, за которым следует номер по каталогу, уникальный для этого наблюдателя. Например, пара α Центавра AB была открыта отцом Ришо в 1689 году и поэтому обозначена как RHD 1. В качестве других примеров можно привести Δ65, 65-я оптически-двойная звезда, открытая Дж. Данлопом, и Σ2451, 2451-я оптически-двойная звезда, открытая В. Я. Струве.

Вашингтонский каталог визуально-двойных звёзд, большая база данных оптически-двойных и кранных звёзд, содержит более 100 000 записей, каждая из которых содержит измерения позиционного угла и углового расстояния для разрешения двух компонентов. Каждая двойная звезда образует одну запись в каталоге; кратные звёзды с n компонентами будут представлены записями в каталоге для n − 1 пар, каждая из которых представляет собой одну запись одного компонента кратной звезды. Коды, такие как AC, используются для обозначения того, какие компоненты измеряются — в данном случае компонента C относительно компонента A. Также запись может быть изменена на следующую форму: AB-D, чтобы отделить компонент от близкой пары компонентов (в этом случае компонент D относительно пары AB). Коды, такие как Aa и Ab, могут также использоваться для обозначения компонента, который измеряется относительно другого компонента, в данном случае Aa. Коды первооткрывателей также приведены в каталоге, однако, традиционные аббревиатуры первооткрывателей, такие как Δ и Σ, были приведены к единому виду и были записаны в строку, состоящую из прописных латинских букв и цифр, так что, например, Δ65 стал DUN 65, а Σ2451 стал STF 2451. Дополнительные примеры этого показаны в соседней таблице.

Примечания

1. ↑ Aitken, R. G. (англ.)русск.. The Binary Stars (англ.). — New York: Dover, . — P. 1.
2. ↑ Heintz, W. D. Double Stars (англ.). — Дордрехт: D. Reidel (англ.)русск., . — P. 17. — ISBN 90-277-0885-1.
3. Heintz, W. D. Double Stars (англ.). — Дордрехт: D. Reidel (англ.)русск., . — P. 4—10. — ISBN 90-277-0885-1.

4.  (англ.). HubbleSite. Space Telescope Science Institute.

5. Aitken, Robert G. The Binary Stars (англ.). — New York: McGraw-Hill Education, 1935. — P. 1.
6.  (англ.) См. The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, , pp. 24–25, 38, and p. 61, The present status of double star astronomy, K. Aa. Strand, 59 (), pp. 61–66, .
7.  (англ.) The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, , p. 260.
8. Й. Фраунгофер,
9. Э. Пикеринг,

10.  (англ.). ESA/Hubble Picture of the Week. Дата обращения 25 марта 2013.

11.  (англ.) p. 2, Observing and Measuring Double Stars, Bob Argyle, ed., London: Springer-Verlag, 2004, ISBN 1-85233-558-0.
12. p. 53–67, Observing and Measuring Double Stars, Bob Argyle, ed., London: Springer-Verlag, 2004, ISBN 1-85233-558-0.
13. Heintz, W. D. Double Stars (англ.). — Дордрехт: D. Reidel Publishing Company (англ.)русск., . — P. 12. — ISBN 90-277-0885-1.
14. ↑
15. Heintz, W. D. Double Stars (англ.). — Дордрехт: D. Reidel Publishing Company (англ.)русск., . — P. 17—18. — ISBN 90-277-0885-1.
16. Heintz, W. D. Double Stars (англ.). — Дордрехт: D. Reidel Publishing Company (англ.)русск., . — P. 19. — ISBN 90-277-0885-1.
17. ↑ p. 307–308, Observing and Measuring Double Stars, Bob Argyle, ed., London: Springer-Verlag, 2004, ISBN 1-85233-558-0.

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.

Как найти Сириус в небе?

Сириус хорошо виден в зимнем ночном небе Северного полушария, он такой заметный, потому что относительно близок к Земле (на расстоянии 8,6 световых лет) и светится более чем в 20 раз ярче нашего Солнца. По данным НАСА, его масса в два раза превышает общую массу Солнца и Земли.

Чтобы найти Сириус в небе, используйте пояс Ориона в качестве указателя. Три звезды пояса указывают вниз на Сириус слева (картинка кликабельна).

Наблюдательные данные:

• Прямое восхождение: 6 часов 45 минут 8,9 секунды
• Склонение: -16 градусов 42 минуты 58 секунд
• Видимая звездная величина (блеск): -1,46
• Созвездие: Большой Пес

Классификация

Классификация затменных звёзд является довольно сложной. В четвёртом издании «Общего каталога переменных звёзд» (GCVS4) затменные двойные выделены в отдельный класс (E), который делится на типы по трём признакам:

1. форма кривой блеска;
2. степень заполнения компонентами их полости Роша;
3. физические особенности компонентов.

Классификация по каждому признаку является независимой и имеет отдельные обозначения. Если система классифицирована по более чем одному признаку, она получает два (или даже три) обозначения, которые объединяют через косую черту (например, E/DS или EW/DW/RS).

Классификация по форме кривой блеска

Затмения в двойной системе типа β Лиры

Классификация по форме кривой блеска является традиционной и считается простейшей, хотя и устаревшей. Впрочем, она подходит для наблюдателей. По этому признаку затменные двойные разделяют на три типа:

• типа Алголя (EA) — на кривой блеска чётко выделяются минимумы, вторичный минимум обычно слабее (может вообще отсутствовать); между затмениями блеск системы почти постоянный;
• типа β Лиры (EB) — кривая блеска состоит из двух нечётких минимумов разной глубины, а между ними блеск непрерывно изменяется;
• типа W большой Медведицы (EW) — на кривой блеска два нечётких минимума примерно одинаковой глубины, между ними блеск изменяется непрерывно.

В новейшей редакции «Общего каталога переменных звёзд» в отдельный тип выделены звёзды, которые затмеваются экзопланетами (EP).

Классификация по степени заполнения полостей Роша

Разделение по этому признаку применяется для любых двойных систем (не только затменных). Подразделяют их на следующие типы:

• Разделённые системы (англ. detached binaries; типы D, DM, DS, AR, DW по GCVS4) — обе звезды не заполнили свои полости Роша. Приливные деформации небольшие, звёзды сохраняют шарообразную форму.
• Полуразделённые системы (англ. semi-detached binaries; SD) — лишь одна из звёзд заполнила свою полость Роша, вещество этой звезды через внутреннюю точку Лагранжа начинает перетекать на её спутник, форма звезды искажается.
• Контактные системы (англ. contact binaries; K, KE, KW) — обе звезды заполнили свои полости Роша, они имеют форму деформированного эллипсоида, иногда вся система погружена в общую оболочку.

Эта классификация сосредотачивается на процессах, которые вызывают переменность.

Превращение тесной двойной системы в результате эволюции компонентов из разделённой (a, b) в полураздёленную (c) и далее в контактную (d) с последующим образованием общей оболочки (e)

Классификация по физическим особенностями компонентов

«Общий каталог переменных звёзд» выделяет такие физические особенности двойных звёзд:

• Система содержит по крайней мере один гигант или сверхгигант (GS).
• Система содержит звезду Вольфа — Райе (WR)
• Система содержит белый карлик (DW)
• Одним из компонентов является ядро планетарной туманности (PN)
• Система типа RS Гончих Псов (RS)

Явления и феномены, связанные с двойными звёздами

Парадокс Алголя

Основная статья: Парадокс Алголя

Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами А. Г. Масевич и П. П. Паренаго, обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более

Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный компонент должен проэволюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.

Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д. Кроуфордом. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается.

Обмен массами между звёздами

Основная статья: Полость Роша

Рассмотрим приближение тесной двойной системы (носящие имя приближения Роша):

1. Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
2. Компоненты вращаются синхронно.
3. Орбита круговая

Сечение поверхностей равного потенциала в модели Роша в орбитальной плоскости двойной системы

Тогда для компонентов M₁ и M₂ с суммой больших полуосей a=a₁+a₂ введём систему координат, синхронную с орбитальным вращением ТДС. Центр отсчёта находится в центре звезды M₁, ось X направлена от M₁ к M₂, а ось Z — вдоль вектора вращения. Тогда запишем потенциал, связанный с гравитационными полями компонентов и центробежной силой:

Φ=−GM1r1−GM2r2−12ω2(x−μa)2+y2{\displaystyle \Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\left},

где r₁= √x2+y2+z2 , r₂= √(x-a)2+y2+z2 , μ= M₂/(M₁+M₂), а ω — частота вращения по орбите компонентов. Используя третий закон Кеплера, потенциал Роша можно переписать следующим образом:

Φ=−12ω2a2ΩR{\displaystyle \Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}},

где безразмерный потенциал:

ΩR=2(1+q)(r1a)+2(1+q)(r2a)+(x−μa)2+y2a2{\displaystyle \Omega _{R}={\frac {2}{(1+q)(r_{1}/a)}}+{\frac {2}{(1+q)(r_{2}/a)}}+{\frac {(x-\mu a)^{2}+y^{2}}{a^{2}}}},

где q = M₂/M₁

Эквипотенциали находятся из уравнения Φ(x,y,z)=const. Вблизи центров звёзд они мало отличаются от сферических, но по мере удаления отклонения от сферической симметрии становятся сильнее. В итоге обе поверхности смыкаются в точке Лагранжа L₁. Это означает, что потенциальный барьер в этой точке равен 0, и частицы с поверхности звезды, находящие вблизи этой точки, способны перейти внутрь полости Роша соседней звезды, вследствие теплового хаотического движения.

Новые

Основная статья: Новая звезда

Новыми называют звёзды, кратковременно (недели, месяцы) увеличивающие свою светимость в тысячи (до сотен тысяч) раз. По результатам исследований, все такие звёзды являются двойными, одна из компонент является белым карликом, а вторая — звездой обычной плотности, полностью заполняющей свою полость Роша.

Рентгеновские двойные

Основные статьи: Рентгеновская новая и Рентгеновский пульсар

Рентгеновскими двойными называют тесные пары, где одна из звёзд — компактный объект, нейтронная звезда или чёрная дыра, и жёсткое излучение возникает в результате падения вещества обычной звезды (достигшей границ полости Роша) на аккреционный диск, образующийся вокруг компактного компонента пары.

Симбиотические звёзды

Основная статья: Симбиотические звезды

Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окружённых общей туманностью. Для них характерны сложные спектры, где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п.). Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки, во время которых их блеск увеличивается на две-три звёздных величины.

Симбиотические звёзды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звёздных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1—100 лет.

Барстеры

Основная статья: Барстер

Разновидность рентгеновских двойных, дающих излучение короткими вспышками (секунды) с промежутками в десятки секунд.

Сверхновые типа Ia

Основная статья: Сверхновая типа Ia

Такие сверхновые образуются в двойной системе, когда при аккреции масса компактного компонента (белый карлик) достигает предела Чандрасекара, либо происходит углеродный взрыв.

Прочие интересности

Близнецы — созвездие, в котором располагаются не только примечательные светила. Недалеко от мю и дзеты этого небесного рисунка можно заметить тусклое пятнышко. Это рассеянное скопление М35, состоящее примерно из 120 звезд. Оно доступно для наблюдения обладателям телескопа или мощного бинокля.

Как небольшой шарик выглядит и еще один объект — планетарная туманность Эскимос, или, как ее еще называют, Клоун. Она расположена на расстоянии 2900 световых лет от Солнца.

Для неопытного наблюдателя бывает трудно соотнести две линии звезд с привычными изображениями Близнецов в разной литературе. Однако достаточно яркие светила, его составляющие, и такой ориентир, как Орион, хорошо помогают в поиске. Обладатели же телескопов имеют шанс рассмотреть все объекты небесного рисунка, в полной мере насладиться красотами этой части космоса.