Подвійні зірки

МОУ середньої школи № 1.

Тема: Подвійні і кратні звезды.

Виконав: Волков Арсентий.

Перевірив: Кожевникова Т.М.

р. Чебаркуль.

Содержание Содержание 2 Подвійні зірки 3 Відкриття подвійних зірок 3 Вимірювання параметрів подвійних зірок. 4 Теплі подвійні зірки 5 Рентгенівські подвійні зірки 6 Спектрально двойные…6 Визуально-двойные … … 7 Фотометрические подвійні зірки… 8 Спеклинтерферометрические подвійні зірки… 8 Кратні зірки… 9 Основні укладання з дослідження подвійних зірок …9 Список використовуваної литературы…10.

Подвійні звезды Двойные зірки — це дві (іноді зустрічається три і більше) зірки, які звертаються навколо загального центру ваги (див. Малюнок). Є різні подвійні зірки: бувають дві схожі зірки у парі, а є різні (як правило, це червоний гігант та білий карлик). Але, незалежно від своїх типу, ці зірки найкраще піддаються вивченню: їм, на відміну звичайних зірок, аналізуючи їхню взаємодію бачимо майже всі параметри, включаючи масу, форму орбіт і навіть приблизно з’ясувати характеристики близькорозташованих до них зірок. Зазвичай, ці зірки мають кілька витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Багато таких зірок відкрив і вивчив на початку ХХ століття російський астроном З. М. Блажко. Приблизно половину всіх зірок нашої Галактики належить до подвійним системам, отже подвійні зірки, які працюють по орбітам одна навколо інший, явище дуже распространенное.

Належність до подвійний системі дуже впливає все життя зірки, особливо коли напарники перебувають близько друг до друга. Потоки речовини, устремляющиеся від однієї зірки в іншу, призводять до драматичним вибухів, таких як вибухи нові й наднових звезд.

Подвійні зірки утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки подвійний системи обертаються по эллиптическим орбітам навколо деякою точки, лежачої з-поміж них і званої центром гравітації цих зірок. Це можна уявити як точки опори, якщо уявити зірки сидячими на дитячих гойдалках: кожна своєму кінці дошки, належної на колоду. Чим далі зірки друг від друга, тим довше тривають шляху по орбітам. Більшість подвійних зірок (чи навіть — подвійних) занадто близькі друг до другу, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужніші телескопи. Якщо відстань між партнерами дуже багато, орбітальний період може вимірюватися роками, інколи ж цілим століттям чи більше. Подвійні зірки, які можна побачити роздільно, називаються видимими двойными.

Відкриття подвійних звезд.

Зазвичай, подвійні зірки на небі виявляються візуально (перша і них було відкрито ще древніми арабами) зі зміни видимого блиску (тут небезпечно переплутати його з цефеидами) і близькому віднайденню друг до друга. Іноді буває, дві зірки випадково видно поруч, а справі перебувають у значній відстані не мають загального центру ваги (тобто. оптично подвійні зірки), проте, це зустрічається досить редко.

Неозброєним оком поблизу Мицара (середньої зірки в ручці Великий Медведицы) видно слабша зірка — Алькор. Углове відстань між Мицаром і Алькором близько 12-ї «, а лінійне відстань між тими зірками приблизно 1,7 • 104 а. е. Це приклад оптичної подвійний зірки: Мицар і Алькор поруч проектуються на небесну сферу, тобто, видно щодо одного напрямі, але фізично між собою пов’язані. Якщо припустити, що Мицар і Алькор рухаються навколо загального центру мас, то період обертання становив би близько двох • 106 років! Звичайно ж зірки, пов’язані силами тяжіння (компоненти подвійний системи) утворюють тісніші пари, а періоди звернення їх компонентів становить сотень років, інколи ж бувають значно меньше.

Також, коли одне з зірок не видно, можна визначити що зірка подвійна небалістичною траєкторією: траєкторія видимої зірки буде пряма, а звивиста; причому за льотно-технічними характеристиками цієї траєкторії можна визначити другу зірку, як, наприклад, це було випадку з Сириусом.

Якщо зірка робить на небі регулярні коливання, це означає, що вона є невидимий партнер. Тоді кажуть, що це астрометрическая подвійна зірка, виявлена з допомогою вимірів її становища. Спектроскопічні подвійні зірки виявляють за змінами і особливим характеристикам їх спектрів, спектр звичайної зірки, на кшталт Сонця, подібний до безупинної веселці, пересіченій численними вузькими нелями — так званими лініями поглинання. Точні кольору, у яких розташовані ці лінії, змінюються, якщо зірка йде до нам чи то з нас. Це називається ефектом Допплера. Коли зірки подвійний системи рухаються за своїми орбітам, вони поперемінно то наближаються до нас, то видаляються. Через війну лінії їх спектрів переміщаються на деякому ділянці веселки. Такі рухливі лінії спектра свідчать, що зірка подвійна. Якщо обидва учасника подвійний системи мають приблизно однаковий блиск, в спектрі помітні два набору ліній. Якщо один із зірок набагато яскравіше інший, її світло домінуватиме, але регулярне усунення спектральних ліній однаково видасть її справжню подвійну природу. Як приклад розглянемо зірку? Близнюків (Кастор). Відстань між компонентами (A і B) цією системою приблизно дорівнює 100 а. е., а період обертання — близько 600 років. Зірки A і B Кастору своєю чергою теж подвійні, та їх двоїстість неможливо знайти при візуальних фотографічних спостереженнях, оскільки компоненти перебувають у відстані лише кількох сотої частки астрономічних одиниць (відповідно малі й періоди звернення). Двоїстість таких тісних пар виявляється лише результаті було їх спектрів, у яких спостерігається періодичне роздвоєння спектральних ліній. Ефект Доплера дозволяє пояснити роздвоєння ліній тим, що ми бачимо сумарний спектр, получающийся від накладення спектрів зірок, які рухаються у різних напрямах (одне з них видаляється ми, іншу приближается).

Нерідко двоїстість тісних пар зірок можна виявити, вивчаючи періодичні зміни їх блиску. Якщо напрям від спостерігача на центр мас подвійний зірки проходить поблизу площині орбіти, то спостерігач бачить затемнення, у яких одна зірка тимчасово заступає іншу. Такі зірки називаються затменными подвійними чи затменными переменными.

По багаторазовим спостереженням затменной перемінної зірки можна побудувати криву блиску. Якщо порівняти зоряні величини в мінімумі і максимумі блиску. Вимірявши проміжок часу між двома послідовними максимумами (чи мінімумами), знайдемо період зміни блеска.

Вимірювання швидкостей зірок подвійний системи та застосування закону тяжіння є важливий метод визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок — це єдине пряме спосіб обчислення зоряних мас. Проте, у кожному даному випадку непросто отримати точний ответ.

Вимірювання параметрів подвійних звезд.

Якщо припустити, що довгоочікуваний Закон всесвітнього тяжіння постійний будь-який частини нашої галактики, то, можливо, виміряти масу подвійних зірок з законів Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца+ mЗемли) T2)=A3/a3, де m1 і m2 — маси зірок, P — їх період обертання, T — рік, A — велика полуось орбіти супутника щодо головною зірки, a — відстань від Землі до Сонця. На цьому рівняння можна знайти суму мас подвійний зірки, тобто масу системи. Безліч кожної із зірок по окремішності можна знайти, знаючи відстані кожної із зірок від їх загальної центру мас (x1,x2). Тоді x1/x2=m2/m1.Исследуя маси різних зірок, було з’ясовано, що й розкид невідь що великий: від 40 мас Сонця до ¼ маси Сонця. Інші параметри подвійних зірок (температура, яскравість, світність…) досліджуються як і, як і в обычных.

Теплі подвійні звезды.

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сила тяжіння прагнуть розтягнути кожну їх, дати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильно, настає критичного моменту, коли речовина починає витікати з одного зірки й падати в іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область у вигляді тривимірної вісімки, поверхню якої є критичну кордон. Ці дві грушеобразные постаті, кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо один із зірок виростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї рухається в іншу зірку у тому точці, де порожнини торкаються одна одної. Часто зоряний матеріал не опускається безпосередньо в зірку, а спочатку закручується вихором, створюючи так званий аккреционный диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулю навколо двох зоряних ядер. Оскільки в рахунку всі зірки розбухають, перетворюючись на гіганти, а багато зірки є подвійними, то взаємодіючі подвійні системи — явище нерідкісне. Зірка переливається через край.

Однією з разючих результатів перенесення маси подвійних зірках є так звана спалах новой.

Одна зірка розширюється отже заповнює свою порожнину Роша; це означає роздування зовнішніх верств зірки доти, коли її матеріал почне захоплюватися інший зіркою, підпорядковуючись її тяжіння. Ця друга зірка — білий карлик. Раптом блиск збільшується приблизно десять зоряних величин — спалахує нова. Відбувається нічим іншим, як гігантський викид енергії за короткий термін, потужний ядерний вибух на поверхні білого карлика. Коли матеріал з раздувшейся зірки рухається до карлику, тиск у низвергающемся потоці матерії різко зростає, а температура під новим шаром збільшується мільйон градусів. Спостерігалися випадки, коли через десятки або сотню років спалахи нових повторювалися. Інші вибухи спостерігалися лише один раз, однак вони можуть повторитися через тисячі років. На зірках іншого типу відбуваються менш драматичні спалахи — карликові нові, — повторювані через дні і месяцы.

Коли ядерного палива зірки виявляється витраченим і її глибинах припиняється вироблення енергії, зірка починає стискатися до центру. Сила тяжіння, спрямована всередину, большє нє врівноважується яка викидає силою гарячого газа.

Подальший розвиток подій залежить від безлічі сжимающегося матеріалу. Якщо це маса не перевершує сонячну більш ніж 1,4 разу, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стискування не завдяки основному властивості електронів. Є така ступінь стискування, коли вони починають відштовхуватися, хоча ніякого джерела теплової енергії ми маємо. Щоправда, це відбувається буде лише тоді, коли електрони і атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, створюючи надзвичайно щільну материю.

Білий карлик з безліччю Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі. Лише чашка речовини білого карлика важила на Землі сотню тонн. Цікаво, що замість массивнее білі карлики, тим менше їх обсяг. Що є внутрішність білого карлика, уявити дуже важко. Найімовірніше, це щось на кшталт єдиного гігантського кристала, який поступово вистигає, стаючи дедалі більше тьмяним і червоним. У дійсності, хоча астрономи білими карликами називають цілу групу зірок, лише гарячі їх, з температурою поверхні близько 20 000 З, насправді білі. У остаточному підсумку кожен білий карлик перетвориться на темний кулю радіоактивного попелу — мертві останки зірки. Білі карлики акцій настільки малі, що й найгарячіші їх випускають зовсім небагато світла, і відшукати їх буває нелегко. Проте, кількість відомих білі карлики зараз налічує сотні; за оцінками астрономів щонайменше десятої частині від усіх зірок Галактики — білі карлики. Сиріус, найяскравіша зірка нашого неба, дійсних членів подвійний системи, та її напарник — білий карлик під назвою Сиріус В.

Рентгенівські подвійні звезды.

У Галактиці знайдено, по крайнього заходу, 100 потужне джерело рентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені мають така велика енергією, що з виникнення їх джерела має відбутися щось із низки он що виходить. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінювання могло б прислужитися матерія, падаюча на поверхню маленькій нейтронної звезды.

Можливо, рентгенівські джерела є подвійні зірки, одній із яких дуже мала, але масивна; це то, можливо нейтронна зірка, білий карлик чи чорна діра. Зірка-компаньйон може або масивною зіркою, маса якої перевершує сонячну в 10−20 раз, або мати масу, перевищує масу Сонця лише вдвічі. Проміжні варіанти видаються вкрай малоймовірними. До таких ситуацій наводить складна історія еволюції та обмін масами у подвійних системах, Фінальний результат залежить від початкових мас і початкового відстані між звездами.

У подвійних системах з невеликими масами навколо нейтронної зірки утворюється газовий диск, У разі систем з більшими на масами матеріал рухається безпосередньо в нейтронну зірку — її магнітне полі засмоктує його, як і вирву. Саме через такі системи часто виявляються рентгенівськими пульсарами. У одній з рентгенівських подвійних систем, званої А0620−00 вдалося якраз виміряти масу компактній зірки (при цьому використовувалися дані різних видів спостережень). Вона опинилася рівної 16 масам Сонця, що перевищує можливості нейтронних зірок. У другому подвійному рентгенівському джерелі, У404 Лебєдя, є чорна діра з безліччю не менш 6, З сонячної. Крім чорних дір з масами, типовими для зірок, майже напевно є і сверхмассивные чорні діри, які працюють у центрах галактик. Лише падіння речовини в чорну діру то, можливо джерелом колосальної енергії, яка з ядер активних галактик.

Спектрально-двойные звезды.

У спектрах деяких зірок спостерігається періодичне роздвоєння чи коливання становища спектральних ліній. Якщо такі зірки є затменными перемінними, то коливання ліній походять з тим самим періодом, як і зміна блиску. Причому у моменти сполук, коли обидві зірки рухаються перпендикулярно до променю зору, відхилення спектральних ліній від середнього становища одно нулю. У інші моменти часу спостерігається роздвоєння спектральних ліній, загальних для спектрів обох зірок. Найбільшою величини роздвоєння ліній сягає при найбільшої променевої швидкості компонентів, самого напрямі до спостерігачеві, а іншого — від цього. Якщо спостережуваний спектр належить лише одній зірці (а спектр другий непомітний через її слабкості), то замість роздвоєнь ліній спостерігається їх усунення то червону, то синю частина спектра. Залежність від часу променевої швидкості, певної по смещениям ліній, називається кривойлучевых швидкостей. Таким чином, комбінацію цих двох параметрів, чи обидва в окремішності, можна визначити, якщо відома крива променевих швидкостей. Зірки, двоїстість яких може бути встановлена основі спектральних спостережень, називаються спектрально-двойными. На відміну від затменных змінних зірок, які мають площині їх орбіт становлять дуже малий кут з променем зору (і «90ё), спектрально-двойные зірки можуть спостерігатися й у випадках, коли цей кут значно більше, тобто. коли і відрізняється від 90ё. І якщо площину орбіти близька до картинної площині, рух зірок не викликає помітного усунення ліній, і тоді двоїстість зірки виявлено не може. Якщо площину орбіти проходить через промінь зору (і = 90ё), то найбільше усунення спектральних ліній дозволяє визначити значення повній швидкості V руху зірок щодо центру мас системи у двох діаметрально протилежних точках орбіти. Ці значення є экстремумами кривою променевих швидкостей. Оскільки довгота периастра w і ексцентриситет відомі виходячи з виду кривою променевих швидкостей, цим виходячи з теорії еліптичного руху вдається визначити все елементи орбіти. Якщо ж і № 90ё, то отримані з спостережень значення променевих швидкостей рівні Vr = V sin і. Тому, хоча спектроскопически вдасться знайти абсолютні значення лінійних параметрів орбіти (виражених у кілометрів), усі вони містять невизначений множник sin і, який можна висунути зі спектроскопических спостережень. З сказаного ясно, що в випадках, коли крива променевих швидкостей відома для затменно-переменной зірки (на яку можна визначити і), виходять найбільш повні та надійні елементи орбіти і характеристики зірок. У цьому все лінійні величини визначаються кілометрів. Вдається знайти лише розміри і форми зірок, а й навіть їх маси. У цей час відомі близько 2500 зірок, двоїста природа яких встановлено основі спектральних спостережень. Приблизно для 750 їх удалося одержати криві променевих швидкостей, дозволяють знайти періоди обігу євро і форму орбіти. Вивчення спектрально-двойных зірок особливо важливо, бо вона дозволяє скласти уявлення масах віддалених. об'єктів великий світності і, отже, досить масивних зірок. Тісні подвійні системи представляють собою такі пари зірок, відстань між якими можна з їх розмірами, У цьому істотну роль починають грати приливні взаємодії між компонентами. Під впливом припливних сил поверхні обох зірок перестають бути сферичними, зірки набувають эллипсоидальную форму і виникають спрямовані друг до другу приливні горби, подібно місячним припливам в океані Землі. Форма, яку приймає тіло, що складається з газу, визначається поверхнею, що проходить через точки з значеннями гравітаційного потенціалу. Ці поверхні називаються эквипотенциальными. Газ вільний текти вдольэквипотенциальной поверхні, що визначає рівноважну форму тіла. Для одиночній невращающейся зірки эквипотенциальные поверхні, очевидно, концентричні сфери, з центром, співпадаючим з центром мас. Це пояснює сферичність звичайних зірок. Для тісній подвійний системи эквипотенциальные поверхні мають складну форму й творять кілька сімейств кривих. Характер їх легко уявити, якщо уважно подивитися на перетин критичних поверхонь, поділяючих ці сімейства (див. рис. 206). Найбільш внутрішня їх вісімкою охоплює обидві зірки й проходить через першу (внутрішню) точку.

Визуально-двойные звезды.

Подвійні зірки, двоїстість яких можна знайти при безпосередніх спостереженнях в телескоп, називаються визуально-двойными. Видиму орбіту звезды-спутника щодо головною зірки знаходять по тривалим рядах спостережень, виконаним у різні епохи. З точністю до помилок спостережень ці орбіти завжди виявляються эллипсами (рис. 203). У окремих випадках на підставі складного власного руху одиночній зірки щодо зірок фону можна будувати висновки про наявності в неї супутника, який невидимий або зза близькості до головною зірці, або через свою значно меншою світності (темний супутник). Саме такою шляхом було відкрито перші білі карлики — супутники Сиріуса і Проциона, згодом виявлені візуально. Видима орбіта визуально-двойной зірки є проекцією істинної орбіти на картинну площину. Тож визначення всіх елементів орбіти насамперед потрібно знати кут нахилення. Цей кут можна знайти, якщо видно обидві зірки. Його визначення грунтується у тому, що у проекції на площину, перпендикулярну променю зору, головна зірка не в фокусі еліпса видимої орбіти, а якоїсь іншої його внутрішньої точці. Становище цієї точки однозначно визначено кутом нахилення і і довготою периастра w. Отже, визначення елементів і і w, і навіть эксцентриситета е є суто геометричній завданням. Елементи Р, Т і р виходять безпосередньо з спостережень. Нарешті, справжнє значення великий полуоси орбіти чи видиме а' пов’язані очевидним співвідношенням, а «= a co i.(11.24).

Из спостережень, а «і, отже, а виходять в кутовий мері. Тільки знаючи паралакс зірки, можна знайти значення великий полуоси в астрономічних одиницях (а.е.).

В час зареєстровано понад 60 000 визуально-двойных систем. Приблизно в 2000 їх вдалося знайти орбітальні руху від періодами від найменшого 2,62 року в e Ceti до багатьох десятків тисячі років. Проте надійні орбіти враховано приблизно для 500 об'єктів із періодами, але перевищують 500 лет.

Фотометрические подвійні звезды Фотометрические подвійні зірки є дуже тісні пари, котрі з періодом і від кількох годин за кілька днів по орбітам, радіус яких сумірний з розмірами самих зірок. Площині орбіт цих зірок і промінь зору спостерігача практично поєднуються. Ці зірки виявляються явищами затемнень, коли одне з компонент проходить попереду чи ззаду інший щодо спостерігача. Астроном помічає це явище як падіння яскравості що спостерігається зірки, що відбувається регулярно з разючою точністю. Отже, фотометрические подвійні зірки є затменноперемінними зірками, інтенсивно наблюдаемыми астрономами поряд з іншими перемінними зірками. Через війну спостережень визначають криву блиску перемінної зірки, яка відображатиме зміна яскравості зірки згодом, тобто залежність виду m (t). Типовим представником затменно-переменных зірок є зірка 2-ї величини [pic]Персея (Алголь), яка регулярно затьмарюється на 9 годинників із періодом 2,86 731 діб; падіння блиску в мінімумі в цій зірки становить 2,3 зоряної величини. На цей час відоме понад 500 фотометричні подвійних звезд.

Спеклинтерферометрические подвійні звезды Спеклинтерферометрические подвійні зірки відкриті порівняно недавно, в 70- x роках, у результаті застосування сучасних гігантських телескопів для отримання спекл-изображений деяких яскравих зірок. Аналіз цих зображень з допомогою сучасної електронної техніки дозволяє довести розрізнювальну силу телескопа до природного краю, що визначається розмірами дифракційного зображення зірки, що становить приблизно 0,02 «для телескопа з діаметром дзеркала 6 м. Піонерами спеклинтерферометрических спостережень подвійних зірок є Еге. Мак Алистер до й Ю. Ю. Балега в Росії. На цей час методами спеклинтерферометрии обмірювано кілька сотень подвійних зірок з дозволом r < 0,1 » .

Кратні звёзды Кратными (по меншою мірою подвійними) є більшість відомих зірок. Відносне число відомих фізичних К.з. неухильно зростає; в час вважають, що понад половину зірок (можливо, понад 70 відсотків%) об'єднують у системи більшої або меншої кратності; у складі відомих кратних близько 1/3 виявляються потрійними чи зірками більшої кратності. Відомі шестиі семиразові зірки. З іншого боку, до фізичного кратності найчастіше додається оптична (коли дві зірки, не створюючи фізичної системи, просто перебувають у однієї лінії видимості з Землі, тобто. утворюють точнейшее з'єднання). Відповідно до Д. Куталёву, інформаційно значимої для астрологів кратність є тоді, коли два (чи більше) компонента зірки яскравіше 6.5m візуальної звёздной величини (тобто. потенційно видно неозброєним оком). Як справедливо зазначає Куталёв, оптично кратна звёзда свідчить про багатоплановість проблем відкритої зірки, накладення більш древньої карми на удавані новими проблеми. Фізичні Кратні зірки інформують у тому, що реалізація принципу зірки передбачає одночасне що у різнопланових програмах, одночасну опрацювання що здаються чомусь незв’язаними принципів. Отже, загалом кратність зірки утрудняє її проработку.

Основні укладання з дослідження подвійних звезд.

Довкола Сонця (D < 20 парсек) більш 3000 зірок, у тому числі близько половини — подвійні зірки всіх типів, включаючи тісні спектральні і широкі візуальні. Є підстави вважати, що статистичні закономірності, установлені з допомогою подвійних зірок навколо Сонця, повинні виконуватися й у Галактиці у цілому або у тому її частки, де немає на структурні особливості. Найважливіші з цих даних такі. а) Маси зірок неможливо знайти ні дуже великі (наприклад, більше маси Сонця 100 раз), ні занадто малі (наприклад, 1/100 сонячної). б) Статистична залежність «маса — світність », очевидно, має загальну значимість і може різнитися лише незначно для зірок, що належать різним типам зоряного населення. в) З чи б), зокрема, слід, що й звичайні зірки порівняно мало різняться щодо маси, всі вони ж можуть різнитися по світності в тисячу разів. р) Маса зірки в останній момент її формування є найважливішим параметром, визначальним її наступну еволюцію. Дані висновки, сформульовані з урахуванням великого досвіду вивчень подвійних зірок, можна розглядати як дані спостережень і бути матеріалом для узагальнень та розвитку теорій. Особливо цінні ці дані до створення теорій внутрішнього будівлі зірок і теорій еволюції зірок. У цьому полягає головне, значення спостережень подвійних зірок в астрономии.

|Стремгрен Еге., Стремгрен Б. Астрономия.М.: ОГИЗ, 1941.| | | | | |Струве Про., Линдс Б., Пилланс Еге. Елементарна | |астрономія. М.:Наука, 1967. | | | |Паннекук А. Історія астрономії. М.: Наука, 1966. | | | | Зігель Ф. Скарби звёздного неба. | | | |Куталёв Д. Загальна теорія інтерпретації зірок. | | |.

———————————- [pic].

Малюнок 1: Орбіта зірки альфа Центавра.

[pic].

Малюнок 2: крива зміни блиску Алголя.