Учебная работа. Реферат: Двойные звезды

Учебная работа. Реферат: Двойные звезды

Реферат

Школа №41

Двойные звезды — это две (время от времени встречается три и наиболее) звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс (см. Набросок). Есть различные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают различные (как правило, это красноватый гигант и белоснежный лилипут). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды более отлично поддаются исследованию: для их, в отличие от обыденных звезд, анализируя их взаимодействие можно узнать практически все характеристики, включая массу, форму орбит и даже приблизительно узнать свойства близлежащих к ним звезд. Обычно, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие обоюдного притяжения. много таковых звезд открыл и исследовал сначала нашего века российский астролог С. Н. Блажко. Приблизительно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, крутящиеся по орбитам одна вокруг иной, явление очень распространенное.

Принадлежность к двойной системе весьма очень влияет на всю жизнь звезды, в особенности когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таковым, как взрывы новейших и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вкупе обоюдным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некой точки, лежащей меж ними и именуемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить для себя как точки опоры, если вообразить звезды сидячими на детских качелях: любая на собственном конце доски, положенной на бревно. Чем далее звезды друг от друга, тем подольше продолжаются их пути по орбитам. Большая часть двойных звезд (либо просто – двойных) очень близки друг к другу, чтоб их можно было различить по отдельности даже в самые массивные телескопы. Если расстояние меж партнерами довольно велико, орбитальный период может измеряться годами, а время от времени целым столетием либо даже больше. Двойные звезды, которые может быть узреть раздельно, именуются видимыми двойными.

Открытие двойных звезд

Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются зрительно (1-ая и их была открыта еще старыми арабами) по изменению видимого блеска (здесь небезопасно перепутать их с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Время от времени бывает, что две звезды случаем видны , а по сути находятся на значимом расстоянии и не имеют общего центра масс (т.е. оптически двойные звезды), но, это встречается достаточно изредка.

Невооружённым глазом поблизости Мицара (средней звезды в ручке большенный Медведицы) видна наиболее слабенькая звезда – Алькор. Угловое расстояние меж Мицаром и Алькором около 12′, а линейное расстояние меж этими звёздами приблизительно 1,7 • 104 а. е. Это пример оптической двойной звезды: Мицар и Алькор проектируются на небесную сферу, другими словами, видны в одном направлении, но на физическом уровне меж собой не соединены. Если представить, что Мицар и Алькор движутся вокруг общего центра тяжести, то период воззвания составил бы около 2 • 106 лет! Обычно же звёзды, связанные силами тяготения (составляющие двойной системы) образуют наиболее тесноватые пары, а периоды воззвания их компонент не превосходят сотен лет, а время от времени бывают существенно меньше.

Также, когда одна из звезд не видна, можно найти что звезда двойная по линии движения: линия движения видимой звезды будет не ровная, а зигзагообразная; при этом по чертам данной линии движения можно вычислить вторую звезду, как, к примеру, это было в случае с Сириусом.

Если какая-нибудь звезда совершает на небе постоянные колебания, это значит, что у нее есть невидимый партнер. Тогда молвят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная при помощи измерений ее положения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особенным чертам их спектров, диапазон обычной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной бессчетными узенькими нелями – так именуемыми линиями поглощения. Четкие цвета, на которых размещены эти полосы, меняются, если звезда движется к нам либо от нас. Это явление именуется эффектом Допплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В итоге полосы их спектров передвигаются на неком участке радуги. Такие подвижные полосы диапазона молвят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойной системы имеют приблизительно однообразный сияние, в диапазоне можно узреть два набора линий. Если одна из звезд еще ярче иной, ее свет будет доминировать, но постоянное смещение спектральных линий все равно выдаст ее настоящую двойную природу. В качестве примера разглядим звезду α Близнецов (Кастор). Расстояние меж компонентами (A и B) данной системы приблизительно равно 100 а. е., а период воззвания – около 600 лет. Звёзды A и B Кастора в свою очередь тоже двойные, но их двойственность нереально найти при зрительных фотографических наблюдениях, поэтому что составляющие находятся на расстоянии всего только нескольких сотых толикой астрономических единиц (соответственно малы и периоды воззвания). Двойственность таковых тесноватых пар выявляется только в итоге исследования их спектров, в каких наблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплера дозволяет разъяснить раздвоение линий тем, что мы лицезреем суммарный диапазон, получающийся от наложения спектров звёзд, которые движутся в различных направлениях (одна из их удаляется от нас, а иная приближается).

Часто двойственность тесноватых пар звёзд можно выявить, изучая повторяющиеся конфигурации их блеска. Если направление от наблюдающего на центр тяжести двойной звезды проходит поблизости плоскости орбиты, то наблюдающий лицезреет затмения, при которых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звёзды именуются затменными двойными либо затменными переменными.

По неоднократным наблюдениям затменной переменной звезды можно выстроить кривую блеска. Если сопоставить звездные величины в минимуме и максимуме блеска. Измерив просвет времени меж 2-мя поочередными максимумами (либо минимумами), найдём период конфигурации блеска. На рисунке 2 изображена кривая блеска обычной затменной переменной звезды β Персея, нареченной арабами Алголем (глаз Беса).

Из анализа кривых блеска затменных переменных звёзд можно найти ряд важных физических черт звёзд, к примеру их радиусы.

Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона тяготения представляют собой принципиальный способ определения масс звезд. Исследование двойных звезд – это единственный прямой метод вычисления звездных масс. Тем не наименее, в любом определенном случае не так просто получить четкий ответ.

Измерение характеристик двойных звезд.

Если представить, что законглобального тяготения постоянен в хоть какой части нашей галактики, то, может быть, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца+ mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 – массы звезд, P – их период воззвания, T – один год, A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a — расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно отыскать сумму масс двойной звезды, другими словами массу системы. Массу каждой из звезд по отдельности можно отыскать, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра тяжести (x1,x2). Тогда x1/x2=m2/m1.Исследуя массы разных звезд, было выяснено, что их разброс не весьма велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца.

Другие характеристики двойных звезд (температура, яркость, светимость…) исследуются так же, как и у обыденных.

Теплые двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд обоюдные силы тяготения стремятся растянуть каждую из их, придать ей форму груши. Если тяготение довольно очень, наступает критичный момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих 2-ух звезд имеется некая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критичную границу. Эти две грушеобразные фигуры, любая вокруг собственной звезды, именуются полостями Роша. Если одна из звезд растет так, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Нередко звездный материал не опускается прямо на звезду, а поначалу закручивается вихрем, образуя так именуемый аккреционный диск. Если обе звезды так расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и соединяется в шар вокруг 2-ух звездных ядер. Так как в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а почти все звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы – явление частое. Звезда переливается через край

Одним из необыкновенных результатов переноса массы в двойных звездах является так именуемая вспышка новейшей.

одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это значит раздувание внешних слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться иной звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта 2-ая звезда – белоснежный лилипут. в один момент сияние возрастает приблизительно на 10 звездных величин – вспыхивает новенькая. Происходит не что другое, как огромный выброс энергии за весьма куцее время, мощнейший ядерный взрыв на поверхности белоснежного лилипута. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к лилипуту, давление в низвергающемся потоке материи резко увеличивается, а температура под новеньким слоем возрастает до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через 10-ки либо сотки лет вспышки новейших повторялись. Остальные взрывы наблюдались только в один прекрасный момент, но они могут повториться через тыщи лет. На звездах другого типа происходят наименее драматические вспышки – карликовые новейшие, – повторяющиеся через деньки и месяцы.

Когда ядерное горючее звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная вовнутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой жаркого газа.

Предстоящее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную наиболее чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белоснежным лилипутом. Чертовского сжатия не получается благодаря основному свойству электронов. Существует таковая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника термический энергии уже нет. правда, это происходит только тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты неописуемо очень, образуя очень плотную материю.

Белоснежный лилипут с массой Солнца по размеру примерно равен Земле. Всего только чашечка вещества белоснежного лилипута весила бы на Земле сотку тонн. Интересно, что чем массивнее белоснежные лилипуты, тем меньше их размер. Что представляет собой внутренность белоснежного лилипута, вообразить весьма тяжело. Быстрее всего, это нечто вроде одного огромного кристалла, который равномерно остывает, становясь все наиболее мерклым и красноватым. В реальности, хотя астрологи белоснежными лилипутами именуют целую группу звезд, только самые жаркие из их, с температурой поверхности около 10 000 С, по сути белоснежные. В итоге любой белоснежный лилипут перевоплотится в черный шар радиоактивного пепла – мертвые останки звезды. Белоснежные лилипуты так малы, что даже более жаркие из их испускают совершенно незначительно света, и найти их бывает нелегко. Тем не наименее, количество узнаваемых белоснежных карликов на данный момент исчисляется сотками; по оценкам астрологов не наименее десятой части всех звезд Галактики — белоснежные лилипуты. Сириус, самая колоритная звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник — белоснежный лилипут под заглавием Сириус В.

Рентгеновские двойные звезды

В Галактике найдено, по последней мере, 100 массивных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи владеют так большенный энергией, что для появления их источника обязано произойти нечто из ряда вон выходящее. По воззрению астрологов, предпосылкой рентгеновского излучения могла бы служить одна из которых весьма малая, но мощная; это быть может нейтронная звезда, белоснежный лилипут либо темная дыра. Звезда-компаньон быть может или громоздкой звездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, или иметь массу, превосходящую массу Солнца не наиболее чем в два раза. Промежные варианты представляются очень маловероятными. К таковым ситуациям приводит непростая история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финишный итог зависит от исходных масс и исходного расстояния меж звездами.

В двойных системах с маленькими массами вокруг нейтронной звезды появляется газовый диск, В случае же систем с большенными массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Конкретно такие системы нередко оказываются рентгеновскими пульсарами. В одной из рентгеновских двойных систем, именуемой А0620-00 удалось весьма буквально измерить массу малогабаритной звезды (для этого использовались данные различных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намного превосходит способности нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть темная дыра с массой не наименее 6,З солнечной. Не считая темных дыр с массами, обычными для звезд, практически наверное есть и сверхмассивные темные дыры, расположенные в центрах галактик. Только падение вещества в черную дыру быть может источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик.

Соответствующие примеры двойных звезд.

a
Центавра.

a Центавра состоит из 2-ух звезд — a Центавра А и a Центавра В. a Центавра А имеет характеристики, практически подобные характеристикам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, поперечник 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51). Период воззвания – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр масс системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость ориентирована к нам под углом 45o и составляет 31 км/c.

Сириус.

Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из 2-ух звезд – А и В, но в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, как следует, существенно огромную температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Масса Сириуса А – 2,5Mсолнца, Сириуса В – 0,96Mсолнца. Как следует, поверхности схожей площади источают у этих звезд однообразное кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. означает, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он практически таковой же, как Земля. Меж тем масса у него практически таковая же, как и у Солнца. Как следует, белоснежный лилипут имеет гигантскую плотность — около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа таковой плотности было объяснено таковым образом: обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электрической оболочки. При весьма высочайшей температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны стают независящими друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это «крошево» из частиц быть может сжато еще посильнее, чем нейтральный газ. На теоретическом уровне допускается возможность существования при неких критериях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его длительно не могли найти из-за того, что его плотность в 75 тыщ раз больше, чем у Сириуса А, а как следует, размер и светимость ≈ в 10 тыщ раз меньше. Это соединено с тем, что атомы Сириуса B находятся в стопроцентно ионизированном состоянии, а свет, как понятно, излучается лишь при переходе электрона с орбиты на орбиту.

]]>