Главное меню



Нестационарные и двойные звёзды, определение масс звезд


Наряду с исследованиями двойных звезд важную роль в развитии представлений о физической природе звезд сыграли исследования переменных звезд. В отличие от затменно-переменных речь идет о физических переменных звездах, у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде. В настоящее время известно несколько десятков тысяч переменных звезд различных типов. Светимость некоторых меняется строго периодически, у других периодичность часто нарушается или не соблюдается так строго, а есть и такие, у которых светимость меняется неправильным образом, и пока не удалось найти определенных закономерностей в этих изменениях. К сожалению, звезды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна. В большинстве случаев размеры звезд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

L=4(pi)R2(sig)T4

Отношение светимостей звезды и Солнца будет равно:

L/Lo=(R/Ro)2(T/To)4

Приняв, что Ro=1 и Lo=1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца) Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звезд, расстояния до которых невелики. Звезды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру. Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звездами являются белые карлики, диаметр которых несколько тысяч километров. Hасчеты средней плотности звезд различных типов, проведенные на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10-3 кг/м3 , что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов - около 10-9 кг/м3. Среди звезд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звезды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. Если же в результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то их называют физическими двойными звездами. Первым, кто доказал, что такие звезды действительно существуют, был известный английский астроном Вильям Гершель (1738-1822). Множество двойных звезд открыл и исследовал В. Я. Струве. В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звезд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными. В настоящее время считается, что большинство звезд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то визуально-двойной. Если же об этом можно судить только по спектру, то спектрально-двойной. Редким примером двойной звезды, оба компонента которой различимы даже невооруженным глазом, являются Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы. Среди ярчайших звезд также были обнаружены двойные: Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звезд такой пары сама состоит из нескольких звезд. Так, Мицар и Капелла имеют в своем составе четыре компонента, а Кастор - шесть.

Выяснилось, что a Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого - «ближайшая»). У двойных звезд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких десятков лет (в редких случаях превышают 100 лет). Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звезд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5-7 млн. км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч. Несмотря на многочисленность двойных звезд, достаточно надежно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

m1+m2/A^3*T1^2 = M1+M2/a^3*T2^2

где m1 и m2 - массы компонентов звездной пары; М1 и М2 - массы Солнца и Земли; Т1 - период обращения звезд; Т2 - период обращения Земли; А - большая полуось орбиты двойной звезды; а - большая полуось земной орбиты. Приняв период обращения Земли и величину большой полуоси ее орбиты равными 1 и пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим, что в массах Солнца:

m1+m2=A^3/T1^2

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния А1 и А2 (А = А1 + А2) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

m1/m2=A2/А1.

Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.

У спектрально-двойных звезд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера. Оно меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яркости и спектры звезд, составляющих пару, сходны, то в спектре наблюдается периодическое раздвоение линий. Пусть компоненты А и В занимают положения А2 или В2, когда один движется по направлению к наблюдателю, а другой - от него. Спектральные линии приближающейся звезды сместятся к фиолетовому концу спектра, а удаляющейся - к красному. Линии в спектре будут раздвоены. В положениях А1 и В1 оба компонента движутся перпендикулярно к лучу зрения, и раздвоения линий не наблюдается. Если одна из звезд настолько слаба, что ее линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды. Для наблюдателя, который находится в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, ее компоненты будут поочередно загораживать, «затмевать» друг друга.


Такие звезды называют затменно-двойными или алголями - по названию наиболее известной звезды этого типа звезде Персея. Ее арабское название «эль гуль» (дьявол) постепенно превратилось в Алголь. Возможно, что еще древние арабы заметили странное поведение этой звезды: в течение 2 суток 11 часов ее яркость остается постоянной, но затем за 5 часов она ослабевает от 2,3 до 3,5 звездной величины, а за следующие 5 часов ее прежняя яркость восстанавливается. В настоящее время известно более 5 тыс. затменно-двойных звезд. Их изучение позволяет определить не только характеристики орбиты, но также получить некоторые сведения о самих звездах. Продолжительность затмения дает возможность судить о размерах звезды. Рекордсменом здесь является звезда Возничего, в системе которой при периоде 27 лет затмение продолжается 2 года. Когда во время затмения свет одной звезды проходит через атмосферу другой, можно детально исследовать строение и состав этой атмосферы. Форма кривой блеска некоторых звезд свидетельствует о том, что их форма существенно отличается от сферической. Близкое расположение компонентов приводит к тому, что газы из атмосферы одной звезды перетекают на другую. Иногда эти процессы принимают катастрофический характер, и наблюдается вспышка Новой звезды.

Определение масс звезд на основе исследований двойных звезд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко. В последние годы тщательные спектральные наблюдения более 100 близких звезд типа Солнца и холоднее его позволили обнаружить в спектрах некоторых звезд незначительные смещения линий, повидимому связанные с обращением вокруг них тел планетного типа, масса которых порядка массы Юпитера и даже меньше. Возможно, что дальнейшие поиски приведут к открытию других планетных систем, сходных с Солнечной системой или непохожих на нее.

Теория горячей Вселенной

Первые принципиально новые революционные космологические следствия общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик-теоретик Александр Александрович Фридман (1888—1925). Основными уравнениями общей теории относительности являются «мировые уравнения» Эйнштейна, которые описывают геометрические свойства, или метрику, четырехмерного искривленного пространства ...

Задание 1

Задание 1 Обращаясь к ученику, учитель говорит: "Сейчас я буду называть различные звуки. Будь внимателен: если среди этих звуков услышишь звук Ш, то подними руку. Слушай: Т, Ш, Ч, Ж, Щ, Ш". После выполнения учеником этой части задания учитель продолжает инструкцию: "А теперь подними руку тогда, когда среди звуков, которые я буду произносить, ты услышишь звук 3' (зъ) ...

О черных дырах

Изучая рентгеновские снимки орбитальной обсерватории Chandra астрономы впервые обнаружили устойчивое излучение из супермассивной черной дыры, находящейся в 250 миллионах световых лет от Земли. Рентгеновская обсерватория обнаружила такое излучение впервые из супермассивной черной дыры. Огромное количество энергии принесенное этим излучением может решить некоторые ...

Англия

Соединенное Королевство Великобритании и Северной Ирландии, Великобритания или Англия (по  названию  основной  части страны) государство,  расположенное у западного побережья Европы на двух крупных -Великобритания и Ирландия - и примыкающих к ним многочисленных мелких островах. Территория - 244,1 тыс. кв. км. Население - 58,2 млн (1992 г.),  в т.ч. 80% - англичане, 15% - шотландцы, уэльсцы (или ...