додати матеріал


Подвійні зв зди

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

Реферат
Подвійні зірки.



Зміст


 


"1-2" Зміст ............................................ ....... 2
Подвійні зірки ................................................ . 3
Відкриття подвійних зірок .................................. 4
Вимірювання параметрів подвійних зірок ............. 6
Теплі подвійні зірки .................................... 7
Рентгенівські подвійні зірки ........................ 9
Характерні приклади подвійних зірок ........... 10
a Центавра ................................................ ..... 10
Сіріус ................................................. ........... 10
Список використаної літератури ................. 12


Подвійні зірки

Малюнок SEQ Малюнок \ * ARABIC 1: Орбіта зірки Альфи Центавра.
Підпис: Малюнок 1: Орбіта зірки Альфи Центавра. Подвійні зірки - це дві (іноді зустрічається три і більше) зірки, які обертаються навколо загального центру ваги (див. Малюнок). Існують різні подвійні зірки: бувають дві схожі зірки в парі, а бувають різні (як правило, це червоний гігант та білий карлик). Але, незалежно від їх типу, ці зорі найкраще піддаються вивченню: для них, на відміну від звичайних зірок, аналізуючи їхню взаємодію можна з'ясувати майже всі параметри, включаючи масу, форму орбіт і навіть характеристики близько розташованих до них зірок. Як правило, ці зірки мають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Багато таких зірок відкрив і вивчив на початку нашого століття російський астроном С. Н. Блажко. Приблизно половина всіх зір нашої Галактики належить до подвійних систем, отже подвійні зірки, які працюють по орбітам одна навколо іншої, явище дуже поширене.
Приналежність до подвійної системи дуже впливає на все життя зірки, особливо коли напарники перебувають близько один до одного. Потоки речовини, спрямовуються від однієї зірки на іншу, призводять до драматичних спалахів, таким, як вибухи нових і наднових зірок.
Подвійні зірки утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки подвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякою точки, що лежить між ними і званої центром гравітації цих зірок. Це можна уявити собі як точки опори, якщо уявити зірки сидять на дитячих гойдалках: кожна на своєму кінці дошки, покладеної на колоду. Чим далі зірки один від одного, тим довше тривають їхні шляхи по орбітах. Більшість подвійних зірок (або просто - подвійних) занадто близькі один до одного, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужніші телескопи. Якщо відстань між партнерами дуже багато, орбітальний період може вимірюватися роками, а іноді цілим століттям або навіть більше. Подвійні зірки, які можливо побачити роздільно, називаються видимими подвійними.
 

Відкриття подвійних зірок

Як правило, подвійні зірки на небі виявляються візуально (перша і них була відкрита ще древніми арабами) щодо зміни видимого блиску (тут небезпечно переплутати їх з цефеїд) і близького знаходження один до одного. Іноді буває, що дві зірки випадково видно поруч, а насправді знаходяться на значній відстані і не мають загального центру ваги (тобто оптично подвійні зірки), проте, це зустрічається
досить рідко.
Неозброєним оком поблизу Міцара (середньої зірки в ручці Великої Ведмедиці) видно більш слабка зірка - Алькор. Кутова відстань між Міцар і Алькор близько 12 ', а лінійне відстань між цими зірками приблизно 1,7 • 10 4 а. е. Це приклад оптичної подвійний зірки: Міцар і Алькор поруч проектуються на небесну сферу, тобто, видно в одному напрямку, але фізично між собою не пов'язані. Якщо припустити, що Міцар і Алькор рухаються навколо загального центру мас, то період обертання склав би близько 2 • 10 6 років! Звичайно ж зірки, пов'язані силами тяжіння (компоненти подвійної системи) утворюють більш тісні пари, а періоди обігу їх компонентів не перевищують сотень років, а іноді бувають значно менше.
Також, коли одна з зірок не видно, можна визначити що зірка подвійна по траєкторії: траєкторія видимої зірки буде не пряма, а звивиста; причому за характеристиками цієї траєкторії можна обчислити другу зірку, як, наприклад, це було у випадку з Сіріусом.
Якщо яка-небудь зірка здійснює на небі регулярні коливання, це означає, що у неї є невидимий партнер. Тоді кажуть, що це Астрометрична подвійна зірка, виявлена ​​за допомогою вимірювання її положення. Спектроскопічні подвійні зірки виявляють щодо змін і особливим характеристикам їх спектрів, спектр звичайної зірки, на зразок Сонця, подібний до безперервної веселці, пересіченій численними вузькими нелямі - так званими лініями поглинання. Точні кольору, на яких розташовані ці лінії, змінюються, якщо зірка рухається до нас або від нас. Це явище називається ефектом Допплера. Коли зірки подвійної системи рухаються по своїх орбітах, вони поперемінно то наближаються до нас, то віддаляються. У результаті лінії їх спектрів переміщуються на деякій ділянці веселки. Такі рухомі лінії спектра 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 яскравіша за іншу, її світло буде домінувати, але регулярне зсув спектральних ліній все одно видасть її справжню подвійну природу. В якості прикладу розглянемо зірку α Близнюків (Кастор). Відстань між компонентами (A і B) цієї системи приблизно дорівнює 100 а. е., а період обертання - близько 600 років. Зірки A і B Кастора у свою чергу теж подвійні, але їх двоїстість неможливо виявити при візуальних фотографічних спостереженнях, тому що компоненти знаходяться на відстані всього лише декількох сотих часток астрономічних одиниць (відповідно малі й періоди обертання). Двоїстість 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 в різних напрямках (одна з них віддаляється від нас, а інша наближається).
Нерідко подвійність тісних пар зірок можна виявити, вивчаючи періодичні зміни їх блиску. Якщо напрямок від спостерігача на центр мас подвійної зірки проходить поблизу площини орбіти, то спостерігач бачить затемнення, при яких одна зірка на час затуляє іншу. Такі зірки називаються затемненим подвійними або затемненим змінними.
Малюнок 2: крива зміни блиску Алголя.

Підпис: Малюнок 2: крива зміни блиску Алголя. За багаторазовим спостереженнями затменной змінної зірки можна побудувати криву блиску. Якщо порівняти зоряні величини в мінімумі і максимумі блиску. Вимірявши проміжок часу між двома послідовними максимумами (або мінімумами), знайдемо період зміни блиску. На малюнку 2 зображено крива блиску типовою затменной змінної зірки β Персея, названої арабами Алгол (очей Диявола).
З аналізу кривих блиску затемнюваних змінних зір можна визначити низку найважливіших фізичних характеристик зірок, наприклад їх радіуси.
Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи і застосування закону тяжіння представляють собою важливий метод визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас. Тим не менш, в кожному конкретному випадку не так просто отримати точну відповідь.

Вимірювання параметрів подвійних зірок.

Якщо припустити, що закон всесвітнього тяжіння постійний в будь-якій частині нашої галактики, то, можливо, виміряти масу подвійних зірок виходячи із законів Кеплера. За III законом Кеплера: ((m 1 + m 2) P 2) / ((M сонця + m Землі) T 2) = A 3 / a 3, де m 1 і m 2 - маси зірок, P - їх період обертання , T - один рік, A - велика піввісь орбіти супутника щодо головної зірки, a - відстань від Землі до Сонця. З цього рівняння можна знайти суму мас подвійної зірки, тобто масу системи. Масу кожної з зірок окремо можна знайти, знаючи відстані кожній із зірок від їх загального центру мас (x 1, x 2). Тоді x 1 / x 2 = m 2 / m 1. Досліджуючи маси різних зірок, було з'ясовано, що їх розбіжність не дуже великий: від 40 мас Сонця до 1 / 4 маси Сонця.
Інші параметри подвійних зірок (температура, яскравість, світність ...) досліджуються так само, як і в звичайних.

Теплі подвійні зірки

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжіння прагнуть розтягнути кожну з них, додати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильно, настає критичний момент, коли речовина починає витікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якої представляє собою критичну межу. Ці дві грушоподібні фігури, кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна із зірок виростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї спрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Часто зоряний матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручується вихором, утворюючи так званий акреційний диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулю навколо двох зоряних ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки розбухають, перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, то взаємодіючі подвійні системи - явище нерідке. Зірка переливається через край
Одним з вражаючих результатів перенесення маси в подвійних зірках є так звана спалах нової.
Одна зірка розширюється так, що заповнює свою порожнину Роша, це означає роздування зовнішніх шарів зірки до того моменту, коли її матеріал почне захоплюватися іншою зіркою, підкоряючись її тяжінню. Ця друга зірка - білий карлик. Раптово блиск збільшується приблизно на десять зоряних величин - спалахує нова. Відбувається не що інше, як гігантський викид енергії за дуже короткий час, потужний ядерний вибух на поверхні білого карлика. Коли матеріал з роздуту зірки спрямовується до карликові, тиск у скидається потік матерії різко зростає, а температура під новим шаром збільшується до мільйона градусів. Спостерігалися випадки, коли через десятки або сотні років спалаху нових повторювалися. Інші вибухи спостерігалися лише одного разу, але вони можуть повторитися через тисячі років. На зірках іншого типу відбуваються менш драматичні спалаху - карликові нові, - повторювані через дні і місяці.
Коли ядерне паливо зірки виявляється витраченим і в її глибинах припиняється вироблення енергії, зірка починає стискатися до центру. Сила тяжіння, спрямована всередину, більше не врівноважується виштовхувальної силою гарячого газу.
Подальший розвиток подій залежить від маси стискального матеріалу. Якщо ця маса не перевершує сонячну більш ніж в 1,4 рази, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення не відбувається завдяки основному властивості електронів. Існує такий ступінь стиснення, при якій вони починають відштовхуватися, хоча ніякого джерела теплової енергії вже немає. Щоправда, це відбувається лише тоді, коли електрони й атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайно щільну матерію.
Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі. Всього лише чашка речовини білого карлика важила б на Землі сотню тонн. Цікаво, що чим масивніше білі карлики, тим менше їх обсяг. Що являє собою внутрішність білого карлика, уявити дуже важко. Швидше за все, це щось подібне до єдиного гігантського кристала, який поступово остигає, стаючи все більш тьмяним і червоним. У дійсності, хоча астрономи білими карликами називають цілу групу зірок, лише найгарячіші з них, з температурою поверхні близько 10 000 С, насправді білі. У кінцевому підсумку кожен білий карлик перетвориться на темний кулю радіоактивного попелу - мертві останки зірки. Білі карлики настільки малі, що навіть найбільш гарячі з них випускають зовсім небагато світла, і виявити їх буває нелегко. Тим не менше, кількість відомих білих карликів зараз обчислюється сотнями; за оцінками астрономів не менше десятої частини всіх зірок Галактики - білі карлики. Сіріус, найяскравіша зірка нашого неба, є членом подвійної системи, і його напарник - білий карлик під назвою Сіріус В.

Рентгенівські подвійні зірки

У Галактиці знайдено, принаймні, 100 потужних джерел рентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені мають настільки великою енергією, що для виникнення їх джерела має статися щось надзвичайне. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінювання могла б служити матерія, що падає на поверхню маленької нейтронної зірки.
Можливо, рентгенівські джерела є подвійні зірки, одна з яких дуже маленька, але масивна; це може бути нейтронна зірка, білий карлик або чорна діра. Зірка-компаньйон може бути або масивною зіркою, маса якої перевершує сонячну в 10-20 разів, або мати масу, що перевершує масу Сонця не більш ніж удвічі. Проміжні варіанти є вкрай малоймовірними. До таких ситуацій приводить складна історія еволюції і обмін масами в подвійних системах, Фінальний результат залежить від початкових мас та початкової відстані між зірками.
У подвійних системах з невеликими масами навколо 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 виміряти масу компактної зірки (для цього використовувалися дані різних видів спостережень). Вона виявилася рівною 16 мас Сонця, що набагато перевищує можливості нейтронних зірок. В іншому подвійному рентгенівському джерелі, У404 Лебедя, є чорна діра з масою не менше 6, З сонячною. Крім чорних дірок 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, що виходить з ядер активних галактик.

Характерні приклади подвійних зірок.

a Центавра.

a Центавра складається з двох зірок - a Центавра А і a Центавра В. a Центавра А має параметри, майже аналогічні параметрам Сонця: Спектральний клас G, температура близько 6000 K і таку ж масу і щільність. a Центавра В має масу на 15% менше, спектральний клас K5, температуру 4000 K, діаметр 3 / 4 сонячного, ексцентриситет (ступінь витягнутості еліпса, що дорівнює відношенню відстані від фокуса до центру до довжини більшої півосі, тобто ексцентриситет окружності дорівнює 0 - 0,51). Період обертання - 78,8 року, велика піввісь - 23,3 а. е., площина орбіти нахилена до променя зору під кутом 11, центр ваги системи наближається до нас зі швидкістю 22 км / c, поперечна швидкість 23 км / c, тобто загальна швидкість спрямована до нас під кутом 45 o і становить 31 км / c.
 

Сіріус.

Сіріус, як і a Центавра, теж складається з двох зірок - А і В, проте на відміну від неї обидві зірки мають спектральний клас A (A-A0, B-A7) і, отже, значно більшу температуру (A-10000 K, B-8000 K). Маса Сиріуса А - 2,5 M сонця, Сіріуса У - 0,96 M сонця. Отже, поверхні однакової площі випромінюють у цих зір однакову кількість енергії, але за світністю супутник у 10 000 разів слабкіше, ніж Сіріус. Значить, його радіус менше в 100 разів, тобто він майже такий же, як Земля. Тим часом маса в нього майже така ж, як і у Сонця. Отже, білий карлик має величезну густину - близько 10 59 0 кг / м 53 0. Існування газу такої щільності було пояснено таким чином: зазвичай межа щільності ставить розмір атомів, які є системами, що складаються з ядра та електронної оболонки. При дуже високій температурі в надрах зірок і при повній іонізації атомів їхні ядра й електрони стають незалежними один від одного. При колосальному тиск верхніх шарів це "кришиво" з частинок може бути стисло набагато сильніше, ніж нейтральний газ. Теоретично допускається можливість існування за деяких умов зірок з щільністю, рівною щільності атомних ядер. При дослідженні Сіріуса, навіть знаючи про існування супутника, його довго не могли виявити через те, що його щільність в 75 тисяч разів більше, ніж у Сіріуса А, а отже, розмір і світність ≈ в 10 тисяч разів менше. Це пов'язано з тим, що атоми Сіріуса B знаходяться у повністю іонізованому стані, а світло, як відомо, випромінюється лише при переході електрона з орбіти на орбіту.

Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Реферат
33.9кб. | скачати


Схожі роботи:
Що таке зв зди
Подвійні зірки
Подвійні зірки
Подвійні зірки 2
Подвійні інтеграли і диференціальні рівняння другого порядку
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru