Подвійні зірки

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

скачати

Оренбурзький Державний Педагогічний Університет
Кафедра загальної фізики та методики викладання фізики
Курсова робота
«Подвійні зірки»
Виконав: студентка 3 курсу
фізико-математичного
факультету
Косарєва Є.В.
Перевірив:
Бєляєв І.П.
Оренбург 2005р.
                                
Зміст
Введення ------------------------------------------------- ------------------- 3
1.Тип подвійних зірок і методи їх вивчення ---------------------- 8
2.Обмен речовиною в тісних подвійних системах ------------------ 19
3.Характерние приклади подвійних зірок ----------------------------- 21
Висновок ------------------------------------------------- --------------- 23
Література ------------------------------------------------- ---------------- 25
Введення.
Питання про супутники зірок залишиться невирішеним до тих пір, поки хто-небудь, що володіє мистецтвом виробляти надзвичайно точні спостереження, не відкриє їх.
І. Кеплер. 1610
Усередині величезної зоряної системи - Галактики багато зірок об'єднані в системи меншої чисельності. Кожна з цих менших систем може розглядатися як колективний член Галактики. Найменші колективні члени Галактики - це подвійні і кратні зірки.
Подвійні зірки вельми часто зустрічаються в природі, тому їх вивчення істотно як для з'ясування природи самих зірок, так і для вивчення проблем походження й еволюції зірок. Подвійні зірки не є рідкістю, навпаки, одиночні зірки не входять до складу подвійних систем (або кратних) швидше виняток, ніж правило.
У середині XVII ст. були виявлені зірки, які, нічим не відрізняючись від інших зірок при спостереженнях неозброєним оком, в телескоп представляються у вигляді подвійних або навіть кратних (тобто потрійних або четверні) зірок. Проте вперше серйозну увагу на такі зірки звернув лише Вільям Гершель, який у 1784 р. склав каталог, що містить дані спостережень близько 700 подвійних і кратних зірок. В. Гершель, грунтуючись на ряді своїх спостережень одних і тих же подвійних зірок, а також на більш старих спостереженнях, встановив з усією очевидністю наявність орбітальних рухів (тобто рухів по орбітах навколо загального центру мас) у кількох подвійних зірок. Це відкриття Гершеля було першим в історії астрономії фактом, що показав поширення закону всесвітнього тяжіння за межі сонячної системи (1803 р.).
В. Я. Струве вперше провів точні вимірювання відстаней між компонентами подвійних зірок і напрямків ліній, що з'єднують компоненти. Він спостерігав понад 2600 подвійних зірок і майже в 100 випадках виявив у них орбітальні руху. Каталоги і численні спостереження подвійних зірок В. Я. Струве та його сина О. В. Струве до цих пір мають величезну цінність.
В останні роки дослідження їх особливо приваблює вчених, адже нові зірки, деякі типи спалахують, джерела космічного рентгенівського випромінювання опинилися компонентами подвійних зірок. Серед 30 найближчих до нас зірок 13 входять до складу подвійних і потрійних систем. [6,12]
Дана курсова робота є невеликим посібником для вивчення подвійних зірок. Мета роботи - перш за все, ознайомитися з основними поняттями пов'язаними з подвійними зірками (ДЗ), розглянути процеси в ДЗ,
Подвійні зірки - пари зірок, пов'язані в одну систему силами тяжіння. Компоненти таких систем описують свої орбіти навколо загального центру мас. Існують потрійні, четверні зірки; їх називають, кратні ми зірками.
У залежності від розмірів і розташування орбіт в просторі, а також від відстані від нас подвійні зірки вивчають різними методами, їх спостереження ведуть за допомогою різних інструментів. [1]
Рис. SEQ Рисунок \ * ARABIC 1. Орбіта зірки Альфи Центавра.
Підпис: Рис. 1. Орбіта зірки Альфи Центавра. 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.
Як правило, подвійні зірки на небі виявляються візуально (перша і них була відкрита ще древніми арабами) щодо зміни видимого блиску 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.
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 Доплера. 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.
Нерідко подвійність тісних пар зірок можна виявити, вивчаючи періодичні зміни їх блиску.
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. [3]
Виявилося, що маси у зірок різні. Деякі з них за масою поступаються Сонцю, а інші перевершують його. При цьому для всіх зірок, в тому числі і для Сонця, виконується умова - чим більше світимість зірки, тобто чим більша зірка випромінює в одиницю часу енергії у простір, тим більше і її маса. Удвічі більшій масі відповідає приблизно вдесятеро більша світність, так що різниця в світністях у зірок набагато більше, ніж розходження в масах. [2]
Вимірювання подвійних зірок складається у визначенні полярних координат спутніва по відношенню до головної зірку, прийнятої за початок відліку. В астрономії існує велика кількість приладів для вимірювання подвійних зірок: мікрометри (нитяні, мікрометри із зіркою порівняння, зоряні інтерферометри, мікрометри подвійного зображення, інтерференційні мікрометри, що працюють в режимі напівхвилі). Також для спостереження подвійних зірок користуються методом місячних покриттів і методом фотоелектричного сканування зображення. [9]
1.Тип подвійних зірок і методи їх вивчення.
Подвійні зірки носять назву візуально-подвійних, якщо їх двоїстість може бути помічена при безпосередніх спостереженнях в телескоп (а в окремих випадках і неозброєним оком, наприклад: x і g Великої Ведмедиці, що знаходяться один від одного на відстані близько 12 '). У результаті робіт ряду спостерігачів (серед яких значну роль зіграли роботи астрономів Пулковської обсерваторії) в каталоги до теперішнього часу занесено близько 40 000 візуально-подвійних зірок.
Застосування спектрального аналізу привело до відкриття в 1889 р. зірок з змінними променевими швидкостями (лінії в спектрах цих зірок періодично зміщуються за принципом Доплера - Физо). Вивчення цього явища показало, що кожна з таких зірок є подвійною системою, компоненти якої настільки близькі один до одного, що їх не вдається розглянути окремо навіть за допомогою найпотужніших телескопів. Такі зірки отримали назву спектрально-подвійних.
Ще задовго до відкриття спектрально-подвійних зірок увагу астрономів залучила зірка Алголь (b Персея), чудова правильним настанням періодів, протягом яких її блиск зменшується більш ніж втричі, а потім знову збільшується до колишньої величини. Зміна блиску Алголя було відмічено в 1669 р., а в 1782 р., тобто більш як 100 років, глухонімий юнак - любитель астрономії Джон Гудрайк - висловив дотепну здогад, що блиск Алголя змінюється внаслідок затемнення його темним супутником. Припущення це в подальшому отримало повне підтвердження. В даний час відомо майже 2,5 тис. зірок, блиск яких періодично змінюється з тих же причин, що і у Алголя. Ці зірки були названі зірками типу Алголя. Вони складають більшу частину так званих затемнення-подвійних зірок.
Таким чином, відомо три типи подвійних зірок: візуально-подвійні, спектрально-подвійні і затемнено-подвійні. Вивчення зірок, що входять в кожний з цих типів, має дуже важливе значення вже тому, що до цих пір тільки подвійні зірки (і, звичайно, Сонце) є джерелом наших знань про зоряних масах. [6,12]
З еволюційної точки зору ДЗ ділять на тісні і широкі. Тісними подвійними називають системи, в яких компоненти на деякому етапі життя здатні обмінюватися речовиною. А у широких подвійних систем відстань між компонентами таке велике, що вони не надають один на одного іншого впливу, крім гравітаційної. [10]
1.1.Фізіческіе та оптичні візуально-подвійні зірки.
Подвійні зірки, у яких виявлено орбітальний рух обох компонентів навколо загального центру мас, називаються фізичними подвійними; зірки, у яких спостерігається близькість компонентів відбувається тому, що ці компоненти, перебуваючи на абсолютно різних від нас відстанях, розташовані майже в точності по одному променю зору, називаються оптичними подвійними. У деяких випадках взаємне лінійне відстань між компонентами фізичної подвійної зірки настільки велике (наприклад, третій компонент зірки Капела із сузір'я Візничого, що знаходиться на відстані 12 'від двох яскравих компонентів), що їх орбітальні рухи відбуваються надзвичайно повільно. У такому випадку судити про те, чи представляє дана подвійна зірка фізичну чи оптичну подвійну, можна на основі порівняння власних рухів її компонентів. Якщо ці власні рухи близькі один до одного і по величині, і по напрямку, значить, подвійна зірка фізична, в іншому випадку-оптична.
Орбітальний рух фізичних подвійних зірок можна вивчати, визначаючи зміна екваторіальних координат обох компонентів, що відбувається з часом. Для цієї мети можна скористатися так званими абсолютними методами, так і диференціальними методами. Однак простіше й точніше можна вивчати відносний рух компонентів. З цією метою один з компонентів (зазвичай більш яскравий, званий головною зіркою) приймають за нерухомий і вивчають відносний рух іншого компонента (менш яскравого, званого супутником). При цьому за допомогою окулярного мікрометра або за фотографічному знімку вимірюють дві величини: відстань між компонентами, що позначається буквою р. І яке виражається у секундах дуги, так званий позиційний кут Q між напрямком від головної зірки до північного полюса світу і лінією, що з'єднує головну зірку зі супутником . Кут Q відраховується від напрямку до полюса світу проти годинникової стрілки від 0 до 360 °.
Якщо повторювати такі вимірювання однієї і тієї ж подвійний зірки через досить тривалі проміжки часу, можна, отримавши ряд положень супутника щодо головної зірки, визначити спочатку видиму, а потім і справжню орбіти супутника.
Рис. 2. Видима і справжня орбіти візуально-подвійної зірки

Деякі з подвійних зірок надзвичайно красиві внаслідок різкого розходження у фарбуванні компонентів. Так, в подвійний зірки g Андромеди головна зірка помаранчева, а супутник блакитний. У подвійний h Кассіопеї головна зірка жовта, а супутник пурпуровий і т. п. Така різниця в забарвленні пояснюється головним чином причинами фізіологічного характеру (контрастністю) і лише частково залежить від дійсного відмінності кольору компонентів.
Видимі орбіти, супутників візуально-подвійних зірок завжди мають форму еліпса (рис. 2). Однак головна зірка зазвичай виявляється не в фокусі такого еліпса. Відбувається це внаслідок того, що справжня орбіта супутника розглядається земним спостерігачем навскіс і видима орбіта являє собою її проекцію на площину, перпендикулярну до променя зору. І тільки в тих рідкісних випадках, коли ця площина збігається з площиною істинної орбіти, видима і справжня орбіти теж збігаються і головна зірка перебувають у фокусі видимої орбіти супутника.
Побудувавши видиму орбіту, можна визначити справжню орбіту. Для цього зазвичай знаходять наступні 7 елементів істинної орбіти: T - період обертання, виражений в роках; t - момент проходження супутника через периастра (найближчу до головної зірку точку істинної орбіти); е - ексцентриситет, а - велику піввісь орбіти, виражену в секундах дуги ; i-нахил орбіти, тобто кут нахилу площини орбіти до площини, перпендикулярної променю зору; d - позиційний кут одного з вузлів орбіти, тобто тих двох її точок, в яких вона перетинає площину, що проходить через головну зірку і перпендикулярну променю зору (зазвичай береться той позиційний кут, який менше 180 °); w - кут у площині орбіти від вузла до периастра, рахований в напрямку руху супутника. [4,11]
Значно складніше йде справа з визначенням орбіт кратних зірок у тих випадках, коли три (або більш) компонента знаходяться один від одного на порівняно невеликих відстанях, і доводиться, таким чином, мати справу з завданням трьох тіл.
Третій закон Кеплера у формі, отриманої Ньютоном для випадку руху супутника щодо центрального тіла, дає такий вираз для суми мас центрального тіла і супутника:
, (1.1)
де k 2 - гравітаційна постійна, a - Велика піввісь орбіти супутника, а T - Період його звернення.
Застосуємо вираз для визначення суми мас компонентів візуально-подвійної зірки і напишемо подібне вираз для суми мас Сонця і Землі :
, (1.2)
де - Астрономічна одиниця, а - Період обертання Землі навколо Сонця, тобто зоряний рік.
Розділимо вираз (1.1) на (1.2), нехтуючи масою Землі через її малість, отримаємо:
. (1.3)
Знаючи величину відносин і , Можна за формулою (1.3) обчислити, у скільки разів сума мас компонентів подвійної зірки більше маси Сонця.
Якщо прийняти за одиницю довжини астрономічну одиницю, за одиницю часу - зоряний рік (час повного оберту Землі навколо Сонця) і за одиницю маси - масу Сонця, вираз приймає дуже простий вигляд:
. (1.4)
Період Т є одним з семи елементів істинної орбіти, а велика піввісь а пов'язана наступним очевидним співвідношенням з великої півосі істинної орбіти , Вираженої в секундах дуги і з параллаксом p:
. (1.5)
Якщо за одиницю довжини прийняти астрономічну одиницю, то
. (1.6)
Таким чином, чи будемо ми для обчислення мас користуватися формулами чи більш простими формулами в обох випадках, крім елементів орбіти і Т, необхідно знати також і паралакс зірки p.
1.2.Спектрально-подвійні зірки.
Зірки, двоїстість яких встановлюється лише на підставі спектральних спостережень, називаються спектрально - подвійними.
Характер і причина зміни спектрів спектрально-подвійних зірок пояснюються рис.3. Якщо дуже близькі компоненти подвійної зірки, що рухаються навколо загального центру мас, мало відрізняються один від одного по спектру і з бле ску, то в спектрі такої зірки повинно спостерігатися періодично повторюється роздвоєння спектральних ліній.
Якщо один компонент займає положення А 1, а інший - положення В 1, то обидва вони будуть рухатися під прямим кутом до променя зору, спрямованому до спостерігача, і роздвоєння спектральних лінії не вийде. Але якщо компоненти займають положення А 2 і В 2, то компонент А - рухається до спостерігача, а компонент В - від спостерігача і роздвоєння спектральних ліній спостерігатися буде, тому що в першого компонента спектральні лінії змістяться до фіолетового кінця спектра, а в другого - до червоного кінця. Потім при подальшому русі компонентів роздвоєння спектральних ліній поступово зникне (обидва компоненти будуть знову рухатися під прямим кутом до променя зору) і знову повториться, коли компонент А буде рухатися від спостерігача, а компонент В - до спостерігача. Таким чином, спектральні лінії компонентів А і В будуть коливатися близько деяких середніх своїх положень, при яких вони будуть збігатися і які відповідають променевої швидкості центру мас системи.
Рис. 3. Пояснення змін у спектрах спектрально-подвійних зірок

У разі ж, якщо один з компонентів значно поступається за блиском іншому (права частина рис. 3), роздвоєння спектральних ліній спостерігатися не буде (через слабкість спектру супутника), але лінії спектру головної зірки коливатися будуть так само, як і в першому випадку.
Рис. 4. Залежність кривих променевих швидкостей від елементів орбіт спектрально-подвійних зірок

Періоди змін, що відбуваються в спектрах спектрально-подвійних зірок, очевидно, є та періодами їх обігу, бувають дуже різні. Найбільш короткий з відомих періодів 2,4 Ч (g Малої Ведмедиці), а найбільш довгі - десятки років.
Для визначення елементів орбіти якої-небудь спектрально-подвійної зірки необхідно мати досить велику кількість спектрограм цієї зірки, що дають можливість побудувати так звану криву променевих швидкостей. При побудові цієї кривої по осі абсцис відкладається час, а по осі ординат - променеві швидкості. Форма кривої променевих швидкостей залежить тільки від двох елементів - ексцентриситету і кута w, що визначає положення периастра. Характерні зразки кривих променевих швидкостей для деяких приватних значень і і w зображені на малюнку 4. Положення горизонтальної прямої у всіх кривих цього малюнка відповідає променевої швидкості, яку компоненти мають при своєму русі під прямим кутом до променя зору (тобто, іншими словами, променевої швидкості центру мас системи).
Незалежно від застосовуваного способу з числа елементів орбіт спектрально-подвійних зірок можуть бути визначені тільки w, , Т і t. Цілком не можна визначити позиційний кут і не можна визначити окремо нахил i площині орбіти і велику піввісь а, так як одні й ті ж променеві швидкості можуть вийти при русі зірки по орбітах з різними наклонениями і відповідно великими різними півосями. [4,5,12]
1.3.Затменно-подвійні зірки.
Затемненим змінними називаються нерозв'язні в телескопи тісні пари зірок, видима зоряна величина яких змінюється внаслідок періодично наступаючих для земного спостерігача затемнень одного компонента системи іншим. У цьому випадку зірка з більшою світністю називається головною, а з меншою - супутником. Типовими прикладами зірок цього типу є зірки Алголь (b Персея) і b Ліри. Внаслідок регулярно відбуваються затемнень головної зірки супутником, а також супутника головною зіркою сумарна видима зоряна величина затемнюваних змінних зір змінюється періодично.
Різниця зоряних величин в мінімумі і максимумі називається амплітудою, а проміжок часу між двома послідовними максимумами або мінімумами - періодом змінності. У Алголя, наприклад, період змінності дорівнює 2 d 20 h 49 m, ​​а у b Ліри-12 d 21 h 48 m. За характером кривої блиску затменной змінної зірки можна знайти елементи орбіти однієї зірки щодо іншої, відносні розміри компонентів, а в деяких випадках навіть отримати уявлення про їхній формі.
На рис. 5 показані криві блиску деяких затемнюваних змінних зірок разом з отриманими на їх підставі схемами руху компонентів. На всіх кривих помітні два мінімуму: глибокий (головний, відповідний затемненню головної зірки супутником), і слабкий (вторинний), що виникає, коли головна зірка затьмарює супутник.
Рис. 5. Криві блиску затемнюваних змінних зірок і схематичне положення зірок під час затемнення.

На підставі детального вивчення кривих блиску можна отримати наступні дані про компоненти затемнюваних змінних зірок:
1. Характер затемнень (приватне, повне або центральне) визначається нахилом i і розмірами зірок. Коли i = 90 °, затемнення центральне, як у b Ліри (рис. 5). У тих випадках, коли диск однієї зірки повністю перекривається диском інший, відповідні області кривої блиску мають характерні плоскі ділянки (як у IH Кассіопеї), що говорить про сталість загального потоку випромінювання системи протягом деякого часу, поки менша зірка проходить перед або за диском більшої . У випадку тільки приватних затемнень мінімуми гострі (як у RX Геркулеса або b Персея).
2. На підставі тривалості мінімумів знаходять радіуси компонентів R 1 і R 2, виражені в частках від Юпітера, так як тривалість затемнення пропорційна діаметрам зірок.
3. Якщо затемнення повне, то по відношенню глибин мінімумів можна знайти ставлення светимостей, а при відомих радіусах, - також і ставлення ефективних температур компонентів.
4. Нахил кривої блиску, іноді спостерігається між мінімумами, дозволяє кількісно оцінити ефект відображення однією зіркою випромінювання інший, як, наприклад, у b Персея.
5. Плавне зміна кривої блиску, як, наприклад, у b Ліри, говорить про еліпсоїдального зірок, викликаної приливним впливом дуже близьких компонентів подвійних зірок. У цьому випадку за формою кривої блиску можна встановити форму зірок.
6. Детальний хід кривої блиску в мінімумах іноді дозволяє судити про закон потемніння диска зірки до краю. Виявити цей ефект, як правило, дуже важко. Однак це єдиний наявний у даний час метод вивчення розподілу яскравості по дисках зірок.
У підсумку на підставі виду кривої блиску затменной змінної зірки в принципі можна визначити наступні елементи і характеристики системи: i - нахил орбіти; Т - період; - Епоху головного мінімуму; е - ексцентриситет орбіти; w - довготу периастра; R 1 і R 2 - радіуси компонентів, виражені в частках великої півосі; для зірок типу b Ліри - ексцентриситети еліпсоїдів, що представляють форму зірок; L 1 / L 2 - Відношення светимостей компонентів або їх температур .
В даний час відомо понад 4000 затемнюваних змінних зір різних типів. Мінімальний відомий період - близько години, найбільший - 57 років. Інформація про затемнюваних зірках стає більш повної і надійної при доповненні фотометричних спостережень спектральними. [5,7].
2.Обмен речовиною в тісних подвійних системах.
Якщо дві зірки утворюють тісну систему, таку, що відстань між зірками порівнянно з їх радіусами, взаємодія зірок-партнерів не обмежується тільки тим, що вони обертаються навколо загального центру мас. У такій системі можливе перетікання речовини з однієї зірки на іншу під дією гравітаційного тяжіння.
У такій системі 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. Ці порожнини повинні, очевидно, стикатися в одній точці на лінії, що з'єднує центри зірок: в ній сила тяжіння відсутня, бо одна зірка створює в ній силу тяжіння, точно таку ж по величині, що й інша, по протилежну за напрямом (рис.7 ).
Рис. 7. Подвійна система зірок. 1, 2 - порожнини Роша,
3 - внутрішня точка Лагранжа.

Для цієї точки теж є спеціальну назву - внутрішня точка Лагранжа (на ім'я іншого французького вченого, знаменитого математика і механіка XVIII - початку XIX ст.). Якщо маси зірок однакові, то точка Лагранжа лежить посередині між ними; якщо маси різні, то вона, природно, ближче до менш масивної зірки, так як порожнину Роша тим ширший, чим більше маса зірки. [8]
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. [3]
Обмін речовиною між зірками можливий двома шляхами: або «зоряний вітер» проникає з порожнини Роша «своєї» зірки в порожнину Роша зірки-компаньйона. Або одна із зірок переповнює свою порожнину Роша. [8]
3. 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. [3]
PRIVATE "TYPE = PICT; ALT ="

Висновок.

В околицях Сонця більше 3000 зірок, серед них близько половини - подвійні зірки всіх типів. Є всі підстави вважати, що статистичні закономірності, встановлені за допомогою подвійних зірок на околицях Сонця, повинні виконуватися також і в Галактиці в цілому або в тій її частині, де немає структурних особенностей.Аналізіруя характеристики подвійних зірок, астрономи вже в XIX столітті переконалися, що видиме відносний рух компонент відбувається по еліпсу і задовольняє закону площ, тобто відбувається у злагоді із законами Кеплера, звідки випливає, що звернення в системах подвійних зірок підкоряється закону всесвітнього тяжіння Ньютона, так як закони Кеплера, як довів ще сам Ньютон, є наслідком єдиного закону тяжіння. Цей висновок не був несподіваним для астрономів ХІХ століття, які вже переконалися у правильності закону тяжіння в процесі створення стрункої теорії рухів планет Сонячної системи. Перед астрономами відкрилася реальна можливість "зважувати" зірки, тобто визначати їх маси, спираючись тільки на закон Ньютона і спостереження. Для вирішення поставленої задачі досить було визначити з спостережень період обертання подвійної зірки P і велику піввісь її орбітального еліпса a.

Успіхи, досягнуті астрономами в області визначення орбіт і паралаксів близьких подвійних зірок, дозволили отримати надійні оцінки мас для великої кількості зірок і навіть вивести деякі статистичні залежності.

· Найважливіші з цих даних наступні. Маси 90% зірочок укладені в межах від 0,4 до 2,0 маси Сонця. Маси зірок не можуть бути ні занадто великі (наприклад, більше маси Сонця в 100 разів), ні занадто малі (наприклад, 1 / 100 сонячної).
· Компоненти подвійних зірок частіше бувають представлені зірками однієї світності і одного спектрального класу, але бувають і сильні відмінності. Є вагомі підстави вважати, що компоненти подвійної зірки сформувалися одночасно і надалі еволюціонували паралельно, залишаючись в системі.
· Маса зірки в момент її формування є найважливішим параметром, що визначає її подальшу еволюцію.
Дані висновки, сформульовані на основі великого досвіду вивчень подвійних зірок, можуть розглядатися як дані спостережень і служити матеріалом для узагальнень і розвитку теорій. Особливо цінні ці дані для створення теорій внутрішньої будови зірок і теорій еволюції зірок. У цьому й полягає головне значення спостережень подвійних зірок в астрономії.
Література:

1.http: / / www.astronet.sai.msu.ru

2.http: / / www.Galactis.freenet.uz
3.http: / / www.referat.2000.bizforum.ru
4.Бакулін П.І., Кононович Е.В., Мороз В.І. Курс загальної астрономії. - М.: Наука, 1983. - 560с.
5.Гуревін Л.Е., Чернин А.Д. Походження Галактик і зірок. - М.: Наука, 1983. - 192с.
6.Гурштейн А.А. Відомі таємниці неба: книга для учнів. - М.: Просвещение, 1984. - 272с.
7.Дагаев М.М., Дьомін В.Г., Климин І.А., Чаругін В.М. Астрономія: навчальний посібник для студентів фізмату. - М.: Просвещение. 1983. - 384с.
8.Каплан С.А. Фізика зірок. М.: Наука. 1977. - 208с.
9.Куто П. Спостереження візуально-подвійних зірок; Пер. з фр. А. М. Черепащук. - М.: Світ, 1981. - 238с.
10.Сурдін В.Г. Народження зірок: Навчально-наукова монографія. М.: УРСС. 1997. - 208с.
11.Шакура Н.І., Постнов К.А. Ультратестние подвійні зірки / / Земля і Всесвіт. 1987. - № 3. - С. 24-30.
12.Енціклопедія для дітей. Астрономія. М.: Аванта 2003. Т.8.

Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Курсова
72.2кб. | скачати


Схожі роботи:
Подвійні зірки 2
Подвійні зв зди
Подвійні інтеграли і диференціальні рівняння другого порядку
Зірки
Народження зірки
Зірки та їх вивчення
Змінні зірки
Що таке зірки
© Усі права захищені
написати до нас