Системи подвійних зір. Реферат
Подвійні зорі називаються візуально-подвійними, якщо їхню подвійність можна помітити під час безпосередніх спостережень у телескоп. Безпосереднє визначення маси можливе лише для подвійних зір
Прикладом візуально-подвійної зорі, видимої навіть неозброєним оком, є £ Великої Ведмедиці, друга зоря від кінця "ручки" її "ковша". При нормальному зорі зовсім близько біля неї видно другу слабку зірочку, її помітили ще стародавні араби й назвали Алькор (Вершник). Яскравій зорі вони дали назву Міцар. Міцар і Алькор віддалені одна від одної на 1 Г. У бінокль таких зоряних пар можна знайти чимало.
Системи з кількістю зір n ³3 називаються кратними. Так, у бінокль видно, що г Ліри складається з двох однакових зір 4-ї зоряної величини, відстань між якими 3'. При спостереженні в телескоп Е Ліри - візуально-четверна зоря. Однак деякі зорі виявляються лише оптично-подвійними, тобто близькість таких двох зір е. результатом випадкової проекції їх на небо. Насправді в просторі вони далекі одна від одної. А якщо під час спостереження з'ясовується, що вони утворюють єдину систему і обертаються під дією взаємного притягання навколо спільного центра мас, то їх називають фізичними подвійними.
Багато подвійних зір відкрив і вивчив відомий російський учений В. Я. Струве. Найкоротший відомий період обертання візуально-подвійних зір - кілька років. Вивчено пари, в яких період обертання становить десятки років, а пари з періодами в сотні років вивчать у майбутньому. Найближча до нас зоря a Центавра є подвійною.
Мал. 1. Орбіта супутника подвійної зорі.
Період обертання її складових (компонентів) - 70 років. Обидві зорі в цій парі за масою і температурою подібні до Сонця.
Головна зоря звичайно не знаходиться у фокусі видимого еліпса, який описує супутник, бо ми бачимо його орбіту в проекції викривленою. Але знання геометрії дає змогу встановити справжню форму орбіти й виміряти її велику піввісь а в секундах дуги. Якщо відома відстань О до подвійної зорі в парсеках і велика піввісь орбіти зорі-супутника в секундах дуги дорівнює а", то в астрономічних одиницях вона дорівнюватиме:
Aa. e. = a’’ x Dпк, або Аа. е. = а"/р",
оскільки Dпк = 1/р".
Порівнюючи рух супутника зорі з рухом Землі навколо Сонця (для якої період обертання Тл = 1 рік, а велика піввісь орбіти - а. о.), за третім законом Кеплера можна записати:
де m1, і m2- маси компонентів у парі зір, M© і МÅ - маси Сонця й Землі, а Т - період обертання пари в роках. Нехтуючи масою Землі порівняно з масою Сонця, дістанемо суму мас зір, які становлять пару, у масах Сонця:
m1 + m2 = A3: T2.
Щоб визначити масу кожної зорі, треба вивчити рух компонентів відносно навколишніх зір та обчислити їх відстані А1 і A2 від спільного центра мас. Тоді матимемо друге рівняння:
m1 + m2 = А2: А1,
і із системи двох рівнянь знайдемо обидві маси окремо.
У телескоп подвійні зорі нерідко являють собою гарне видовище: головна зоря жовта або оранжева, а супутник білий або голубий.
Якщо компоненти подвійної зорі при взаємному обертанні підходять близько один до одного, то навіть у найсильніший телескоп їх не можна бачити нарізно. В цьому разі подвійність можна виявити за спектром. Такі зорі називатимуться спектрально-подвійними.
Через ефект Доплера лінії в спектрах зір зміщуватимуться в протилежні боки (коли одна зоря віддаляється від нас, інша наближається).
Зміщення ліній змінюється з періодом, що дорівнює періоду обертання пари. Якщо яскравості й спектри зір, які становлять пару, подібні, то в спектрі подвійної зорі спостерігається періодично повторюване роздвоювання спектральних іній.
Мал. 2. Пояснення роздвоєння, або коливання, ліній у спектрах спектрально подвійних зір.
Нехай компоненти займають положення A1, і B1, й А3 і В3, тоді один з них рухається до спостерігача, а другий - від нього (мал. 74, І, III). У цьому разі спостерігається роздоєння спектральних ліній. У зорі, яка наближається, спектральної лінії зміщуються до синього кінця спектра, а в тієї, що віддаляється. - до червоного. Але якщо компоненти подвійної зорі займають положення A2 і В2 чи А4 і В4 (мал. 2, II, IV), то обидва вони рухаються під прямим кутом до променя зору і роздвоєний спектральних ліній не буде.
Якщо одна із зір світиться слабо, то буде видно лінії тільки другої зорі, що періодично зміщуються.
При взаємному обертанні компоненти спектрально-подвійної юрі можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, за назвою свого типового представника р Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме (положення В і D на мал. 75).
Решту часу в проміжках між затемненнями вона майже стала (положення А і С) і тим довша, чим коротша тривалість затемнень і чим більший радіус орбіти. Якщо супутник великий, але сам дає мало світла, то сумарна яскравість системи зменшується зовсім ненабагато, коли яскрава зоря заступає супутник.
Стародавні араби назвали р Персея Алголем (перекручене ель ґуль), що означає "диявол". Можливо, вони помітили його дивну поведінку: протягом 2 днів 11 год. яскравість Алголя стала, потім за 5 год. вона слабшає від 2,3 до 3,5 зоряної величини, далі за 5 год. яскравість повертається до попереднього значення.
Аналіз кривої зміни видимої зоряної величини у функції часу дає змогу визначити розміри і яскравість зір, розміри орбіти, її форму і нахил до променя зору, а також маси зір. Отже, затемнено-подвійні зорі, що спостерігаються також і як спектрально-подвійні, є найбільш ґрунтовно вивченими системами. На жаль, таких систем відомо ще порівняно мало.
Періоди відомих спектрально-подвійних зір і алголів здебільшого короткі - близько кількох діб.
Взагалі подвійність зір - дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30% усіх зір, очевидно, подвійні.
Література
- Климишин І. А. Астрономія. Львів, 1994.
- Вакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии. 6-е изд. - М., 1990.
- Физика космоса. Маленькая энциклопедия. - М., 1986.
- Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. 5-е изд. - М., 1991.
- Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, разум. - М., 1987.
- Климишин И. А. Открытие Вселенной. - М., 1992.
- Дубошин Т. М. Небесная механика. М., 1963.
- Балк М. Б. Элементы динамики космического полета. М., 1965.
- Рой А. Движение по орбитам. М., 1981.
- Мещерский И. В. Работы по механике тел переменной массы. М., 1952.
14.08.2011
