Подвійні зірки

Подвійні зірки

Реферат

Подвійні зірки

Подвійні зірки -- це дві (іноді зустрічається три і більш) зірки, що звертаються навкруги загального центру тяжкості (див. Малюнок). Існують різні подвійні зірки: бувають дві схожі зірки в парі, а бувають різні (як правило, це червоний гігант і білий карлик). Але, незалежно від їх типу, ці зірки найбільш добре піддаються вивченню: для них, на відміну від звичайних зірок, аналізуючи їх взаємодію можна з'ясувати майже всі параметри, включаючи масу, форму орбіт і навіть приблизно з'ясувати характеристики близько розміщених до них зірок. Як правило, ці зірки мають дещо витягнуту форму унаслідок взаємного тяжіння. Багато таких зірок відкрив і вивчив на початку нашого століття російський астроном З. Н. Блажко. Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до подвійних систем, так що подвійні зірки, що обертаються по орбітах одна навкруги іншої, явище вельми поширене.

Приналежність до подвійної системи дуже сильно впливає на все життя зірки, особливо коли напарники знаходяться близько один до одного. Потоки речовини, що спрямовуються від однієї зірки на іншу, приводять до драматичних спалахів, таким, як вибухи нових і найновіших зірок.

Подвійні зірки утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки подвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навкруги деякої крапки, що лежить між ними і званої центром гравітації цих зірок. Це можна уявити собі як точки опори, якщо уявити зірки сидячими на дитячих гойдалках: кожна на своєму кінці дошки, встановленої на колоду. Чим далі зірки один від одного, тим довше тривають їх шляхи по орбітах. Більшість подвійних зірок (або просто - подвійних) дуже близька один до одного, щоб їх можна було розрізнити по окремості навіть в наймогутніші телескопи. Якщо відстань між партнерами достатньо велика, орбітальний період може вимірюватися протягом років, а іноді цілим сторіччям або навіть більше. Подвійні зірки, які можливо побачити роздільно, називаються видимими подвійними.

Також, коли одна із зірок не видна, можна визначити що зірка подвійна по траєкторії: траєкторія видимої зірки не буде пряма, а звивиста; причому по характеристиках цієї траєкторії можна обчислити другу зірку, як, наприклад, це було у випадку з Сиріусом.

Якщо яка-небудь зірка скоює на небі регулярні коливання, це означає, що у неї є невидимий партнер. Тоді говорять, що це астрометрична подвійна зірка, знайдена за допомогою вимірювань її положення. Спектроскопічні подвійні зірки знаходять по змінах і особливих характеристиках їх спектрів, спектр звичайної зірки, на зразок Сонця, подібний безперервній веселці, перетнутої численними вузькими нелями - так званими лініями поглинання. Точні кольори, на яких розташовані ці лінії, змінюються, якщо зірка рухається до нас або від нас. Це явище називається ефектом Доплера. Коли зірки подвійної системи рухаються по своїх орбітах, вони поперемінно то наближаються до нас, то віддаляються. В результаті лінії їх спектрів переміщаються на деякій ділянці веселки. Такі рухомі лінії спектру говорять про те, що зірка подвійна. Якщо обидва учасники подвійної системи мають приблизно однаковий блиск, в спектрі можна побачити два набори ліній. Якщо одна із зірок набагато яскравіше за іншу, її світло домінуватиме, але регулярний зсув спектральних ліній все одно видасть її істинну подвійну природу. Як приклад розглянемо зірку б близнюків (Кастор). Відстань між компонентами (А і B) цієї системи приблизно рівна 100 а. е., а період обігу - близько 600 років. Зірки А і B Кастора у свою чергу теж подвійні, але їх подвійність неможливо знайти при візуальних фотографічних наглядах, тому що компоненти знаходяться на відстані всього лише декількох сотих часток астрономічних одиниць (відповідно малі і періоди обігу). Подвійність таких тісних пар виявляється лише в результаті дослідження їх спектрів, в яких спостерігається періодичне роздвоєння спектральних ліній. Ефект Доплера дозволяє пояснити роздвоєння ліній тим, що ми бачимо сумарний спектр, що виходить від накладення спектрів зірок, які рухаються у різних напрямах (одна з них віддаляється від нас, а інша наближається).

Нерідко подвійність тісних пар зірок можна виявити, вивчаючи періодичні зміни їх блиску. Якщо напрям від спостерігача на центр мас подвійної зірки проходить поблизу площини орбіти, то спостерігач бачить затьмарення, при яких одна зірка на якийсь час затуляє іншу. Такі зірки називаються затменними подвійними або затменними змінними.

За багатократними спостереженнями затменної змінної зірки можна побудувати криву блиску. Якщо порівняти зоряні величини в мінімумі і максимумі блиску. Змірявши проміжок часу між двома послідовними максимумами (або мінімумами), знайдемо період зміни блиску. На малюнку 2 зображена крива блиску типової затменної змінної зірки в Персея, названої арабами Алголем (око Диявола).

З аналізу кривих блиску затменних змінних зірок можна визначити ряд найважливіших фізичних характеристик зірок, наприклад їх радіуси.

Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи і вживання закону тяжіння є важливим методом визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас. Проте, у кожному конкретному випадку не так просто одержати точну відповідь.

Вимірювання параметрів подвійних зірок

Якщо припустити, що закон всесвітнього тяжіння постійний в будь-якій частині нашої галактики, то, можливо, зміряти масу подвійних зірок виходячи із законів Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца+ mЗемли)T2)=A3/a3, де m1 і m2 - маси зірок, P - їх період обігу, T - один рік, А - велика напіввісь орбіти супутника щодо головної зірки, а - відстань від Землі до Сонця. З цього рівняння можна знайти суму мас подвійної зірки, тобто масу системи. Масу кожної із зірок по окремості можна знайти, знаючи відстані кожної із зірок від їх загального центру мас (x1,x2). Тоді x1/x2=m2/m1.Исследуя маси різних зірок, було з'ясовано, що їх розкид не дуже великий: від 40 мас Сонця до 1/4 маси Сонця.

Решта параметрів подвійних зірок (температура, яскравість, світимість...) досліджується так само, як і у звичайних.

В подвійних системах з невеликими масами навкруги нейтронної зірки утворюється газовий диск, У разі ж систем з великими масами матеріал спрямовується прямо на нейтронну зірку - її магнітне поле засмоктує його, як у воронку. Саме такі системи часто виявляються рентгенівськими пульсарами. В одній з рентгенівських подвійних систем, званої А0620-00 вдалося дуже точно зміряти масу компактної зірки (для цього використовувалися дані різних видів наглядів). Вона виявилася рівною 16 масам Сонця, що набагато перевищує можливості нейтронних зірок. В іншому подвійному рентгенівському джерелі, У404 Лебедя, є чорна діра з масою не менше 6,З сонячної. Окрім чорних дір з масами, типовими для зірок, майже напевно існують і надмасивні чорні діри, розташовані в центрах галактик. Лише падіння речовини в чорну діру може бути джерелом колосальної енергії, витікаючої з ядер активних галактик.