Уникальный астрономический объект SS 433

Уникальный астрономический объект SS 433

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РОССИИ

БИРСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ПЕДАГОГИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ

ФИЗИКО – МАТЕМАТИЧЕСКИЙ ФАКУЛЬТЕТ

Кафедра МПФ и ТСО

ДИПЛОМНАЯ РАБОТА

Уникальный астрономический объект

SS 433

студентки V курса физико-математического факультета

Рахматуллина Динара Раушановича

Научный руководитель:

Кандидат физико-математических наук доцент Салавенюк Г.М.

Бирск 2004 г.

ОГЛАВЛЕНИЕ

Введение 3

Глава 1. Двойные звезды 5

1.1. Методы изучения физических и оптических визуально-двойных звезд

7

1.2. Спектрально – двойные звезды 11

1.3. Затменно–двойные звезды 14

1.4. Черные дыры 18

Глава 2. Физические процессы в тесных звездных системах 21

2.1. Модели течения вещества в двойных звездах 23

2.2. Обмен веществом в полуразделенных системах 25

2.3. Массообмен посредством звездного ветра 28

2.4. Эволюция одиночной звезды 31

2.5. Особенности эволюции звезд в паре 32

Глава 3. Уникальный объект SS 433 34

3.1. Загадка SS 433 34

3.2. Джеты 54

3.4. Черная дыра или нейтронная звезда? 60

3.5. Прецессия джетов 62

Глава 4. Оценка амплитуды эффекта отражения для рентгеновской звезды

звездной системы Her X-1. 64

Заключение 68

Литература 69

Введение

Двойные звезды весьма часто встречаются в природе, поэтому их

изучение существенно не только для выяснения природы самих звезд, но и для

космогонических проблем происхождения и эволюции звезд. Двойные звезды не

являются редкостью; наоборот, одиночные звезды не входящие в состав двойных

систем (или кратных) скорее исключение, чем правило.

Движение компонентов двойных звезд происходит в соответствии с

законами Кеплера: оба компонента описывают в пространстве подобные (т. е.

одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты вокруг общего центра

масс. Таким же эксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника

относительно главной звезды, если последнюю считать неподвижной. Большая

полуось орбиты относительно движения спутника вокруг главной звезды равна

сумме больших полуосей орбит движения обеих звезд относительно центра масс.

С другой стороны, величины больших полуосей этих двух эллипсов обратно

пропорциональны массам звезд. Таким образом, если из наблюдений известна

орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов

двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд

относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и,

следовательно, массу каждой звезды в отдельности, в этом заключается

огромная роль изучения двойных звезд в астрономии: оно позволяет определить

важную характеристику звезды – массу, знание которой необходимо для

исследования внутреннего строения звезды и ее атмосферы.

В двойных и кратных звездных системах вследствие происходящих в них

физических процессов (переток вещества с одной компоненты на другую,

формирование «шлейфов», общих оболочек, потоков, аккреционных дисков)

значительно ускоряется эволюция компонентов (ТДС). Это позволяет глубоко

понять физические процессы и эволюцию обычных звезд.

Двойные звезды – единственный способ зарегистрировать черную дыру,

если она является одной из компонентов тесной двойной системы.

Цель: рассмотрение физических процессов в тесных двойных системах с

релятивистским объектом.

Дипломная работа состоит из введения, четырех глав, заключения и

списка литературы, содержащего 24 наименования.

В первой главе говорится о двойных звездах, их классификации

(физические и оптические визуально-двойные звезды, спектрально-двойные и

затменно-двойные звезды) и черных дырах.

Во второй главе рассматриваются: физические процессы в тесных

двойных системах, модели вещества в двойных звездах, обмен веществом в

полуразделенных системах, массообмен посредством звездного ветра,

особенности эволюции звезд в паре.

Третья глава посвящена уникальному объекту SS 433. Раскрывается в

чем же загадка этого объекта, как проявляют себя джеты в диапазонах

электромагнитного спектра, модель SS 433, нерешенный вопрос о природе

компактного объекта в SS 433 и причина 164-дневной прецессии джетов.

В четвертой главе оценивается амплитуда эффекта отражения для

рентгеновской звезды звездной системы Her X-1.

Глава 1. Двойные звезды

Вопрос о спутниках звёзд останется

нерешённым до тех пор, пока кто-нибудь,

владеющий искусством производить

необычайно точные наблюдения, не откроет

их.

И.Кеплер. 1610 г.

В середине XVII в. были обнаружены звезды, которые, ничем не отличаясь

от других звезд при наблюдениях невооруженным глазом, в телескоп

представляются в виде двойных или даже кратных (т. е. тройных или

четверных) звезд. Однако впервые серьезное внимание на такие звезды обратил

лишь Вильям Гершель, который в 1784 г. составил каталог, содержащий данные

наблюдений около 700 двойных и кратных звезд. В. Гершель, основываясь на

ряде своих наблюдений одних и тех же двойных звезд, а также на более старых

наблюдениях, установил со всей очевидностью наличие орбитальных движений

(т. е. движений по орбитам вокруг общего центра масс) у нескольких двойных

звезд. Это открытие Гершеля было первым в истории астрономии фактом,

показавшим распространение закона всемирного тяготения за пределы солнечной

системы (1803 г.).

В. Я. Струве впервые произвел точные измерения расстояний между

компонентами двойных звезд и направлений линий, соединяющих компоненты. Он

наблюдал свыше 2600 двойных звезд и почти в 100 случаях обнаружил у них

орбитальные движения. Каталоги и многочисленные наблюдения двойных звезд В.

Я. Струве и его сына О. В. Струве до сих пор имеют огромную ценность.

Двойные звезды носят название визуально-двойных, если их

двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в

телескоп (а в редких случаях и невооруженным глазом, например: ( и g

Большой Медведицы, находящиеся друг от друга на расстоянии около 12'). В

результате работ ряда наблюдателей (среди которых видную роль сыграли

работы астрономов Пулковской обсерватории) в каталоги к настоящему времени

занесено около 40 000 визуально-двойных звезд.

Применение спектрального анализа привело к открытию в 1889 г. звезд с

переменными лучевыми скоростями (линии в спектрах этих звезд периодически

смещаются по принципу Доплера – Физо). Изучение этого явления показало, что

каждая из таких звезд представляет собой двойную систему, компоненты

которой настолько близки друг к другу, что их не удается рассмотреть в

отдельности даже при помощи наиболее мощных телескопов. Такие звезды

получили название спектрально-двойных.

Еще задолго до открытия спектрально-двойных звезд внимание астрономов

привлекла звезда Алголь (( Персея), замечательная правильным наступлением

периодов, в течение которых ее блеск уменьшается более чем втрое, а затем

снова увеличивается до прежней величины. Изменение блеска Алголя было

замечено в 1669 г., а в 1782 г., т. е. более чем 100 лет спустя, глухонемой

юноша – любитель астрономии Джон Гудрайк – высказал остроумную догадку, что

блеск Алголя изменяется вследствие затмения его темным спутником.

Предположение это в дальнейшем получило полное подтверждение. В настоящее

время известно почти 2,5 тыс. звезд, блеск которых периодически изменяется

по тем же причинам, что и у Алголя. Эти звезды были названы звездами типа

Алголя. Они составляют большую часть так называемых затменно-двойных звезд.

Таким образом, известно три типа двойных звезд: визуально-двойные,

спектрально-двойные и затменно-двойные. Изучение звезд, входящих в каждый

из этих типов, имеет очень важное значение уже потому, что до сих пор

только двойные звезды (и, конечно, Солнце) служат источником наших знаний о

звездных массах. [5, 24]

1 Методы изучения физических и оптических визуально-двойных звезд

Двойные звезды, у которых обнаружено орбитальное движение обоих

компонентов вокруг общего центра масс, называются физическими двойными;

звезды, у которых наблюдаемая близость компонентов происходит оттого, что

эти компоненты, находясь на совершенно различных от нас расстояниях,

расположены почти в точности по одному лучу зрения, называются оптическими

двойными. В некоторых случаях взаимное линейное расстояние между

компонентами физической двойной звезды настолько велико (например, третий

компонент звезды Капелла из созвездия Возничего, находящийся на расстоянии

12' от двух ярких компонентов), что их орбитальные движения происходят

чрезвычайно медленно. В таком случае судить о том, представляет ли данная

двойная звезда физическую или оптическую двойную, можно на основе сравнения

собственных движений ее компонентов. Если эти собственные движения близки

друг к другу и по величине, и по направлению, значит, двойная звезда

физическая, в противном случае–оптическая.

Орбитальное движение физических двойных звезд можно изучать, определяя

изменение экваториальных координат обоих компонентов, происходящее с

течением времени. Для этой цели можно пользоваться так называемыми

абсолютными методами (наблюдение в меридиане), так и дифференциальными

методами (например, определяя положение каждого из компонентов относительно

фона слабых звезд). Однако проще и точнее можно изучать относительное

движение компонентов. С этой целью один из компонентов (обычно более яркий,

называемый главной звездой) принимают за неподвижный и изучают

относительное движение другого компонента (менее яркого, называемого

спутником). При этом с помощью окулярного микрометра или по

фотографическому снимку измеряют две величины: расстояние между

компонентами, обозначаемое буквой р и выражаемое в секундах дуги, так

называемый позиционный угол ( между направлением от главной звезды к

северному полюсу мира и линией, соединяющей главную звезду со спутником.

Угол ( отсчитывается от направления к полюсу мира против хода часовой

стрелки от 0 до 360°.

Если повторять такие измерения одной и той же двойной звезды спустя

достаточно продолжительные промежутки времени, можно, получив ряд положений

спутника относительно главной звезды, определить сначала видимую, а затем и

истинную орбиты спутника.

Некоторые из двойных звезд чрезвычайно красивы вследствие резкого

различия в окраске компонентов. Так, у двойной звезды ( Андромеды главная

звезда оранжевая, а спутник голубой. У двойной ( Кассиопеи главная звезда

желтая, а спутник пурпуровый и т. п. Такая разница в окраске объясняется

главным образом причинами физиологического характера (контрастностью) и

лишь отчасти зависит от действительного различия цвета компонентов.

Видимые орбиты, спутников визуально-двойных звезд всегда имеют форму

эллипса (рис. 1). Однако главная звезда обычно оказывается не в фокусе

такого эллипса. Происходит это вследствие того, что истинная орбита

спутника рассматривается земным наблюдателем наискось и видимая орбита

представляет собой ее проекцию на плоскость, перпендикулярную к лучу

зрения. И только в тех редких случаях, когда эта плоскость совпадает с

плоскостью истинной орбиты, видимая и истинная орбиты тоже совпадают и

главная звезда оказывается в фокусе видимой орбиты спутника.

Построив видимую орбиту, можно определить истинную орбиту. Для этого

обычно находят следующие 7 элементов истинной орбиты: T – период обращения,

выраженный в годах; t – момент прохождения спутника через периастр

(ближайшую к главной звезде точку истинной орбиты); е – эксцентриситет; а –

большую полуось орбиты, выраженную в секундах дуги; i–наклонение орбиты,

т.е. угол наклона плоскости орбиты к плоскости, перпендикулярной лучу

зрения; ? – позиционный угол одного из узлов орбиты, т. е. тех двух ее

точек, в которых она пересекает плоскость, проходящую через главную звезду

и перпендикулярную лучу зрения (обычно берется тот позиционный угол,

который меньше 180°); ( – угол в плоскости орбиты от узла до периастра,

считаемый в направлении движения спутника. [2, 23]

Значительно сложнее обстоит дело с определением орбит кратных звезд в

тех случаях, когда три (или более) компонента находятся друг от друга на

сравнительно небольших расстояниях и приходится, таким образом, иметь дело

с задачей трех тел.

Третий закон Кеплера в форме, полученной Ньютоном для случая движения

спутника относительно центрального тела, дает следующее выражение для суммы

масс центрального тела и спутника:

[pic], (1.1)

где k2 – гравитационная постоянная, a – большая полуось орбиты спутника, а

T – период его обращения.

Применим выражение для определения суммы масс компонентов визуально-

двойной звезды и напишем подобное выражение для суммы масс Солнца [pic] и

Земли [pic]:

[pic], (1.2)

где [pic] – астрономическая единица, а [pic] – период обращения Земли

вокруг Солнца, т. е. звездный год.

Разделим выражение (1.1) на (1.2), пренебрегая массой Земли из-за ее

малости, получим:

[pic]. (1.3)

Зная величину отношений [pic] и [pic], можно по формуле (1.3)

вычислить, во сколько раз сумма масс компонентов двойной звезды больше

массы Солнца.

Если принять за единицу длины астрономическую единицу, за единицу

времени – звездный год (время полного оборота Земли вокруг Солнца) и за

единицу массы – массу Солнца, выражение принимает очень простой вид:

[pic]. (1.4)

Период Т является одним из семи элементов истинной орбиты, а большая

полуось а связана следующим очевидным соотношением с большой полуосью

истинной орбиты [pic], выраженной в секундах дуги и с параллаксом (:

[pic]. (1.5)

Если за единицу длины принять астрономическую единицу, то

[pic]. (1.6)

Таким образом, будем ли мы для вычисления масс пользоваться формулами

или более простыми формулами в обоих случаях, кроме элементов орбиты [pic]

и Т, необходимо знать также и параллакс звезды (.

В качестве примера рассмотрим двойную звезду Сириус, для которой

отношение масс компонентов оказалось приблизительно равным 2,5. Элементы Т

и [pic] истинной орбиты спутника относительно главной звезды и параллакс

оказались: Т= 50,0 лет, [pic] = 7",57 и ( = 0",375.

Подставляя эти величины в формулы, находим: [pic] = 20,1 и [pic] 3,2,

а так как [pic]: [pic]= 2,5, то [pic]= 2,3 и [pic]= 0,9, т. е. масса

спутника немногим меньше массы Солнца. Известно, что спутник Сириуса

является белым карликом. [16]

2 Спектрально – двойные звезды

Звезды, двойственность которых устанавливается лишь на основании

спектральных наблюдений, называются спектрально – двойными.

Характер и причина изменения спектров спектрально-двойных звезд

объясняются рис. 2. Если очень близкие компоненты двойной звезды,

движущиеся вокруг общего центра масс, мало отличаются друг от друга по

спектру и по блеску, то в спектре такой звезды должно наблюдаться

периодически повторяющееся раздвоение спектральных линий.

Если один компонент занимает положение А1, а другой – положение В1, то

оба они будут двигаться под прямым углом к лучу зрения, направленному к

наблюдателю, и раздвоения спектральных линии не получится. Но если

компоненты занимают положение А2 и В2, то компонент А движется к

наблюдателю, а компонент В – от наблюдателя и раздвоение спектральных линий

наблюдаться будет, так как у первого компонента спектральные линии

сместятся к фиолетовому концу спектра, а у второго – к красному концу.

Затем при дальнейшем движении компонентов раздвоение спектральных линий

постепенно исчезнет (оба компонента будут опять двигаться под прямым углом

к лучу зрения) и снова повторится, когда компонент А будет двигаться от

наблюдателя, а компонент В – к наблюдателю. Таким образом, спектральные

линии компонентов А и В будут колебаться около некоторых средних своих

положений, при которых они будут совпадать и которые соответствуют лучевой

скорости центра масс системы.

В случае же, если один из компонентов значительно уступает по блеску

другому (правая часть рис. 2), раздвоение спектральных линий наблюдаться не

будет (из-за слабости спектра спутника), но линии спектра главной звезды

колебаться будут так же, как и в первом случае.

Периоды изменений, происходящих в спектрах спектрально-двойных звезд,

очевидно, являющиеся и периодами их обращения, бывают весьма различны.

Наиболее короткий из известных периодов 2,4Ч (( Малой Медведицы), а

наиболее длинные – десятки лет.

Для определения элементов орбиты какой-либо спектрально-двойной звезды

необходимо иметь достаточно большое количество спектрограмм этой звезды,

дающих возможность построить так называемую кривую лучевых скоростей. При

построении этой кривой по оси абсцисс откладывается время, а по оси ординат

– лучевые скорости. Форма кривой лучевых скоростей зависит только от двух

элементов – эксцентриситета е и угла (, определяющего положение периастра.

Характерные образцы кривых лучевых скоростей для некоторых частных значений

е и ( изображены на рисунке 3. Положение горизонтальной прямой у всех

кривых этого рисунка соответствует лучевой скорости, которую компоненты

имеют при своем движении под прямым углом к лучу зрения (т.е., иными

словами, лучевой скорости центра масс системы).

Независимо от применяемого способа из числа элементов орбит

спектрально-двойных звезд могут быть определены только (, [pic], Т и t.

Совершенно нельзя определить позиционный угол и нельзя определить в

отдельности наклонение i плоскости орбиты и большую полуось а, так как одни

и те же лучевые скорости могут получиться при движении звезды по орбитам с

различными наклонениями и соответственно различными большими полуосями. [2,

4, 23]

1.3. Затменно–двойные звезды

Затменными переменными называются неразрешимые в телескопы тесные пары

звезд, видимая звездная 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. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды

Алголь (( Персея) и ( Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений

главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная

видимая звездная величина затменных переменных звезд меняется периодически.

Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется

амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными максимумами

или минимумами – периодом переменности. У Алголя, например, период

переменности равен 2d20h49m, а у ( Лиры– 12d21h48m.

По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти

элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры

компонентов, а в некоторых случаях даже получить представление об их форме.

На рис. 4 показаны кривые блеска некоторых затменных переменных звезд

вместе с полученными на их основании схемами движения компонентов. На всех

кривых заметны два минимума: глубокий (главный, соответствующий затмению

главной звезды спутником), и слабый (вторичный), возникающий, когда главная

звезда затмевает спутник.

На основании детального изучения кривых блеска можно получить

следующие данные о компонентах затменных переменных звезд:

1. Характер затмений (частное, полное или центральное) определяется

наклонением i и размерами звезд. Когда i = 90°, затмение центральное, как у

( Лиры (рис. 5). В тех случаях, когда диск одной звезды полностью

перекрывается диском другой, соответствующие области кривой блеска имеют

характерные плоские участки (как у IH Кассиопеи), что говорит о постоянстве

общего потока излучения системы в течение некоторого времени, пока меньшая

звезда проходит перед или за диском большей. В случае только частных

затмений минимумы острые (как у RX Геркулеса или ( Персея).

2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы

компонентов R1 и R2, 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,– также и отношение

эффективных температур компонентов.

4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до

середины вторичного минимума и от вторичного минимума до следующего

главного минимума зависит от эксцентриситета орбиты е и долготы периастра

(. Точнее, фаза наступления вторичного минимума зависит от произведения

[pic]. Если вторичный минимум лежит посередине между двумя главными

Страницы: 1, 2, 3, 4