Лекция
Привет, Вы узнаете о том , что такое двойные звёзды, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое двойные звёзды , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.
В 1905 году Эйнар Герцшпрунг и в 1910 году Генри Рэссел установили существование зависимости между видом спектра и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, по другой - абсолютная звездная величина. Эта диаграмма называется диаграммой спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга - Рэссела.
Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость, а вместо спектральных классов - показатели цвета или эффективную температуру.
Положение каждой звезды на диаграмме определяется ее физической природой
и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд.
Диаграмма позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими
физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками. С помощью диаграммы можно исследовать химический состав и эволюцию звезд.
Верхняя часть диаграммы соответствует звездам большой светимости, которые
при данном значении температуры отличаются большими размерами. Здесь
располагаются гиганты и сверхгиганты.
Нижняя часть диаграммы занята звездами малой светимости. Здесь находятся
карлики.
В левой части располагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой - более холодные звезды, соответствующие более поздним спектральным классам.
Диагональ, идущая слева вниз направо, называется главной последовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих до наиболее
холодных.
Детальное изучение диаграммы позволяет выделить несколько последовательностей, помимо главной, но обладающих большей дисперсией. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых звездных групп индивидуальной зависимости светимости от температуры.
Эти последовательности называются классами светимости (от I до VII).
I - Сверхгиганты. Занимают на диаграмме верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей.
II - яркие гиганты. | располагаются на диаграмме
III - слабые (нормальные) гиганты. | между сверхгигантами и главной
IV - субгиганты. | последовательностью.
V - карлики (большинство звезд главной последовательности).
VI- субкарлики. Образуют последовательность, проходящую ниже главной
примерно на одну звездную величину, начиная от класса А0 вправо.
VIIa и VIIb - белые карлики. Занимают нижнюю часть диаграммы.
Принадлежность звезды к данному классу светимости устанавливается на основании специальных дополнительных признаков спектральной классификации.
Сверхгиганты обладают узкими и глубокими линиями, а белые карлики - очень
широкими линиями.
В спектрах карликов линии некоторых металлов относительно слабее, чем у
гигантов тех же спектральных классов. Спектры субкарликов отличаются сла-
бостью всех металлических линий, что связано с меньшим содержанием металлов в этих звездах.
Определение класса светимости может служить основой для спектроскопического определения абсолютных звездных величин и расстояний.
Метод определения расстояний, основанный на эмпирической зависимости
светимости звезд от отношения интенсивностей определенных линий в спектре, называется методом спектральных параллаксов.
Спектральные параллаксы могут быть определены для очень удаленных объектов, если изучены их спектры.
Например, если известно, что звезда принадлежит к какому-то спектральному
классу, мы по линиям спектра заключаем к какому классу светимости она относится: гигантам, главной последовательности или карликам. Определив таким
образом абсолютную звездную величину и измерив визуальную, можем найти
расстояние до звезды по формуле:
lg r = (m - М + 5)/5.
Ошибка определения расстояния по этому методу составляет 20% и не зависит
от расстояния.
Из формулы
lgR = 1/2 lg L + 2 lg (Tс/Tэфф).
следует, что радиусы, светимости и эффективные температуры звезд связаны
зависимостью.
Для каждой последовательности звезд на диаграмме спектр - светимость можно
установить определенное соотношение между спектральным классом и радиусом.
Отложим по одной оси абс. болометрическую зв. величину и логарифм зв. температуры по другой. На такой диаграмме положение всех звезд, имеющих одинаковые радиусы, изобразится прямыми линиями, т.к. зависимость между lgL и
lgT линейная. На рисунке показаны линии постоянных радиусов, позволяющие
легко найти размеры звезды по ее светимости и спектру.
Радиусы различных звезд меняются в больших пределах: от сотен и тысяч радиусов Солнца до тысячной доли радиуса Солнца.
Главная последовательность и последовательность сверхгигантов изобразились
почти прямыми линиями. Это позволяет установить для данных звезд эмпирическую зависимость между болометрической светимостью и радиусом. Для
звезд главной последовательности выполняется формула:
Lbol = R5,2
Масса не может быть определена для одиночных звезд. Поэтому известны лишь
немногие массы звезд, находящихся в двойных системах. Для немногих звезд
обнаружена эмпирическая зависимость между массой и болометрической светимостью.
Lbol = M3,9
Из этой формулы следует, что в верхней части главной последовательности находятся самые массивные звезды с массами в десятки раз большими солнечной.
По мере движения вниз массы убывают.
Наиболее густо населенные участки диаграммы Герцшпрунга - Рэссела соответствуют наиболее длительным этапам эволюции звезд. Меняя светимость, звезды
с течением времени меняют свое положение на диаграмме.
Наблюдения показывают, что некоторые звезды объединены в физически связанные между собой пары. Они называются физическими двойными звездами.
Существуют также случайные объединения звезд, когда кажется, что звезды
образуют пару вследствие эффекта проекции двух физически не связанных
объектов. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . Такие пары называются оптическими.
Двойные звезды встречаются очень часто. Их изучение важно для выяснения
природы звезд и для космогонических проблем происхождения и эволюции
звезд.
Оба компонента пары сильно притягиваются друг к другу, но сила притяжения
уравновешивается центробежной силой вращения. Это приводит к орбитальному движению вокруг общего центра масс. Скорость этого движения и форма
орбиты несут информацию о массах небесных тел, поэтому исследования двойных звезд очень важны. Двойные звезды, вероятно, образовались одновременно
с рождением составляющих их звезд в результате сжатия первоначального газового облака.
Двойные системы очень многообразны. Существуют пары настолько близкие
друг к другу, что их поверхности почти соприкасаются. приливное взаимодействие приводит к тому, что компаненты приобретают форму эллипсоидов и с их
поверхностей вещество перетекает с одного компонента на другой или даже
постепенно выбрасывается за пределы системы. Периоды обращения таких систем составляют несколько часов.
Например, звезда W Большой Медведицы состоит из двух одинаковых звезд,
которые обращаются вокруг общего центра масс с периодом 8 часов. Расстояние между их центрами около 2 млн. км., а поверхности почти соприкасаются.
Двойственность такой системы обнаруживается с помощью спектрографа, а
также путем изучения взаимных затмений, вызывающих переменность блеска.
Эти звезды нельзя увидеть раздельно. Такие системы называются спектрально-
двойными или фотометрическими двойными, в зависимости от того, с помощью
спектрографа или фотометра устанавливается двойственность.
Когда два компонента разделены сильнее, на расстояние в несколько сотен радиусов, их можно разрешить в телескоп. Такие пары называют визуальнодвойными.
Расстояния между компонентами этих пар могут быть столь велики, что притяжение других звезд способно разрушить двойную систему.
Компоненты могут быть одинаковыми, могут быть совсем разными. Иногда
одна из звезд настолько мала, что не видна и выдает свое присутствие, вызывая
аномалии в движении главной звезды. Такие системы называются астрометрическими двойными.
Часто встречаются кратные звездные системы, состоящие из нескольких звезд.
При этом такие пары могут быть одновременно визуально-двойными, спектрально-двойными и иметь невидимые спутники. Например, звезда Альфа Центавра.
Движения компонентов двойных звезд происходит в соответствии с законами
Кеплера, оба компонента описывают в пространстве подобные эллиптические
орбиты вокруг общего центра масс. Если одна из звезд значительно меньше
другой, то она движется по эллипсу вокруг массивной звезды. Величины больших полуосей двух эллипсов обратно пропорциональны массам звезд. Таким
образом, если из наблюдений известна орбита относительного движения, то
можно вычислить сумму масс компонентов двойной звезды по формуле:
Если известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра
масс, то можно найти еще отношение масс и массу каждой звезды.
Допустим, что главная звезда находится в фокусе эллипса. Точка орбиты спутника, ближайшая к главной звезде, называется периастром, противоположная -
апоастром.
Движение спутника характеризуется элементами орбиты: длиной большой полуоси, эксцентриситетом орбиты, углом наклонения орбиты (т.е. углом, который она составляет с перпендикулярной лучу зрения картинной плоскостью),
периодом обращения спутника, моментом прохождения спутника через периастр, долготой периастра.
Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по
длительным наблюдениям, выполненным в различные эпохи, на протяжении
десятилетий.
Иногда сначала обнаруживается двойственность звезды по аномалиям в движении среди звезд фона главной компоненты, а потом удается разрешить пару в
телескоп.
Видимая орбита визуально-двойной звезды является проекцией истинной орбиты на картинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты
нужно знать угол наклонения i. Угол наклонения и долгота периастра находятся
геометрическим методом. Период обращения, момент прохождения спутника
через периастр и позиционный угол находят из наблюдений.
Истинное значение большой полуоси орбиты а и видимое а’ связаны формулой:
а’ = а √ (1 - sin2ω sin2
i).
Значение большой полуоси можно найти только если известен параллакс звезды.
В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем.
У 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами от 2,62
года до десятков тысяч лет. Однако надежные орбиты вычислены примерно для
500 объектов с периодами, не превышающими 500 лет.
Затменными переменными называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары звезд, видимая зв. величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случае звезда с большей светимостью называется главной,
а с меньшей - спутником. Типичные примеры - Алголь (β Персея) и β Лиры.
Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а
также спутника главной звездой суммарная видимая зв. величина меняется периодически.
График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем называется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую
видимую звездную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую -
эпохой минимума.
Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а
промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами - периодом переменности.
По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, представление об их форме.
На кривой блеска видны два минимума - глубокий, соответствующий затмению
главной звезды и слабый, возникающий, когда главная звезда затмевает спутник.
главное орбита
На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие
данные о компонентах затменных переменных звезд:
1. Характер затмений определяется наклонением и размерами звезд. Когда диск
одной звезды полностью перекрывается диском другой, соответствующие области кривой блеска имеют плоские участки, что говорит о постоянстве излуче-
ния системы в течение некоторого времени. Если затмения частные - минимумы
острые.
2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы компонентов
выраженные в долях большой полуоси орбиты, так как продолжительность затмения пропорциональна диаметрам звезд.
3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно найти
отношение светимостей, а при известных радиусах - отношение эффективных
температур звезд.
4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до середины вторичного минимума и от вторичного минимума до следующего главного зависят от эксцентриситета орбиты и долготы периастра. Ассиметрия положения вторичного минимума позволяет найти e cosω.
5. Плавное изменение кривой блеска говорит об эллипсоидальности, вызванной
приливным воздействием очень близких компонентов двойных звезд.
В настоящее время известно около 4000 затменных звезд различных типов. Минимальный известный период - около часа, максимальный более 57 лет.
В спектрах некоторых звезд наблюдаются периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными
переменными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно 0. Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде, то
вместо раздвоения линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю
область спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по
смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей.
В настоящее время известно около 2500 звезд, двойственная природа которых
установлена только на основании спектральных наблюдений. Для 750 из них
получены кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения
и форму орбиты.
Согласно современным теориям о происхождении планет, они должны формироваться вместе со звездами. Большинство звезд в процессе образования должны приобретать несколько планет.
Увидеть в телескоп планеты даже у ближайших звезд невозможно. Поэтому
приходится использовать косвенные методы.
1. Если мы находимся в плоскости планетной системы звезды, то можно наблюдать, как звезда частично затмевается планетой. При прохождении поанеты типа
Юпитера по диску звезды блеск изменяется на 0,01 зв. вел. Эти изменения можно измерить современными электрофотометрами. Но если плоскость орбиты
планеты ориентирована произвольно, то изменения блеска звезды не будет.
2. Другой способ состоит в том, чтобы наблюдать малые возмущения в положении звезды, обязанные гравитационному притяжению достаточно массивной
планеты. Движение звезды носило бы волновой характер. Рассчеты О. Струве
показали, что отклонение собственного движения от прямолинейного не превышает 0,0005” в год, т.е. находится за пределами точности телескопов.
3. Спектроскопический метод позволяет выявлять периодические колебания
составляющей скорости звезды по лучу зрения. Будут такие промежутки времени, когда орбитальная скорость будет направлена по лучу зрения к нам и от нас.
Период колебания лучевых скоростей будет равен периоду обращения планеты.
Такие ничтожно малые изменения длины волны измерить невозможно.
Все эти эффекты очень малы и находятся на пределе возможностей лучших инструментов. Ситуацию можно изменить при наблюдениях на орбитальном телескопе.
Запущенный в 1983 году инфракрасный телескоп ИКАС получил данные о существовании около 10 планетных систем, находящихся в стадии образования,
удаленных от Солнца на расстояние до 100 св. лет.
Было обнаружено излучение, исходящее от Веги, но в 10 раз большее ожидаемого. При этом анализ инфракрасного излучения показал, что оно приходит от
кольца пылевых частиц, вращающихся вокруг главной звезды.
Расстояние от кольца до центра равно 85 а.е., а масса кольца = 300 масс Земли.
Этим же телескопом была обнаружена пыль в туманности Ориона, из которой,
возможно, формируются планеты.
Наблюдения с орбитального телескопа можно проводить и в видимых лучах.
Такая планета как Юпитер, находящаяся на расстоянии 10 пс. будет видна как
звезда 24 величины. Такой объект можно обнаружить на орбитальном телескопе.
Исследования звезды Барнарда ван де Кампом показали, что возле нее находится невидимый спутник малой массы. Звезда Барнарда - расположена на расстоянии 1,8 пс. от нас и движется очень быстро. Изучение траектории ее движения
позволило обнаружить волнообразный характер движения звезды. Период колебаний собственного движения равен 24 годам. Спутник расположен на расстоянии 4,4 а.е. Масса спутника в 1,5 раза больше массы Юпитера.
По современным статистическим подсчетам около 10% всех звезд типа Солнца
имеют планетные системы.
В последние годы было проведено несколько исследований на космическом
телесскопе им. Э. Хаббла, обнаруживших планеты возле ближайших звезд.
1. Деформированный диск звезды β Pictoris свидетельствует о наличии возле
нее планеты. (Исследования января 1995 г.)
Это изображение Телескопа показывает внутреннюю область пылевого диска
диаметром 350 млрд. Км. вокруг звезды β Pictoris. Диск - немного деформирован. Эта деформация может быть вызвана наличием планеты. Звезда находится
на расстоянии 50 св. лет и немного горячее Солнца.
(Верхняя часть рисунка - видимое световое изображение диска. Он состоит из
микроскопических ледяных и силикатных пылинок, светящихся отраженным
светом звезды. Нижняя часть фальшиво раскрашена, чтобы подчеркнуть детали
в дисковой структуре.)
2. Космический телескоп обнаружил много протопланетных дисков вокруг рождающихся звезд в Туманности Ориона.
По материалам космического телескопа было изучено около 100 звезд в Туманности Ориона и возле около 56 из них найдены протопланетные диски.
HST ясно разрешает молодую звезду в центре каждого пылевого диска. Измерена масса некоторых из дисков. Она достаточна, чтобы образовать планеты, подобные Земле и в несколько раз превышает земную. Диски имеют размеры от 2
до 8 размеров нашей Солнечной системы. Центральные красные звезды приблизительно составляет от 30 % до 150 % массы нашего Солнца.
Пылевые диски в Туманности Ориона возможно содержат те же самые материалы, из которых состоят планеты Солнечной системы - углерод, силикаты и др.
Эти результаты позволяют сделать вывод, что существование планет - это общая закономерность и поднимают вероятность существования жизни вне Земли.
Единственая подтвержденная планетарная система до настоящего времени состоит из трех схожих с Землей тел, обращающихся вокруг нейтронной
звезды, находящейся на расстоянии 1 000 св. лет.
Звезды в скоплении Ориона очень молодые - имеют меньше миллиона лет,
поэтому у планет не было достаточно времени для формирования.
Диски вокруг молодых звезд состоят из газа на 99 % и пыли на 1 %. Даже это
маленькое количество пыли достаточно, чтобы делать диски непрозрачными и
темными в видимом излучении.
Перед исследованием Hubble пылевые диски были обнаружены только вокруг
четырех звезд: β Pictoris, Альфа Lyrae, Альфа Piscis Austrini, и Epsilon Eridani.
Эти диски составляют часть массы дисков в Орионе и могли бы быть остаточным материалом процесса формирования планеты.
Исследование, описанное в статье про двойные звёзды, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое двойные звёзды и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия
Комментарии
Оставить комментарий
Астрономия
Термины: Астрономия