Спектрально-двойные звезды

Z zodiac Twelve constellations dividing the ecliptic into approximately equal parts. Each month the Sun is in a different constellation of the zodiac.

Young

X-ray

White dwarf

Weight

Volcano

Volatile

Vent

Vastitas

Vallis

Undae

Umbra

Ultraviolet

Tuff

Troposphere

Trojan satellites

Trailing hemisphere

Tidal heating

The frictional heating of a satellite's interior due to flexure caused by the gravitational pull of its parent planet and possibly neighboring satellites.

The hemisphere that faces backwards, away from the direction of motion of a satellite that keeps the same face toward the planet.

Satellites which orbit at the Lagrangian points, 60° ahead of and 60° behind another satellite. For example, Telesto and Calypso are trojans of Saturn's satellite Tethys.

The lower regions of a planetary atmosphere where convection keeps the gas mixed and maintains a steady increase of temperature with depth. Most clouds are in the troposphere.

The general term for consolidated pyroclastic debris.

U

Electromagnetic radiation at wavelengths shorter than the violet end of visible light; the atmosphere of the Earth effectively blocks the transmission of most ultraviolet light.

The dark central region of a sunspot.

Dunes.

V

A sinuous valley.

Widespread lowlands.

The opening in the crust through which volcanic material erupts.

Compounds with low melting temperatures, such as hydrogen, helium, water, ammonia, carbon dioxide and methane.

(1) A vent in the planetary surface through which magma and associated gases and ash erupt. (2) The form or structure produced by the erupted materials.

W

The gravitational force exerted on a body.

A whitish star of high surface temperature and low intrinsic brightness with a mass approximately equal to that of a Sun but with a density many times larger.

X

Electromagnetic radiation of very short wavelength and very high energy; x-rays have shorter wavelengths than ultraviolet light but longer wavelengths than cosmic rays.

Y

When used to describe a planetary surface, "young" means that the visible features are of relatively recent origin, i.e. that older features have been destroyed by erosion or lava flows. Young surfaces exhibit few impact craters and are typically varied and complex; in contrast, an "old" surface is one that has changed relatively little over geologic time. The surfaces of Earth and Io are young; the surfaces of Mercury and Callisto are old.

В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. В

остальные моменты времени на­блюдается раздвоение спектральных линий, общих для спектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает при наибольшей лучевой скорости ком­понентов, одного - в направлении к наблюдателю, а другого - от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей. Таким образом, комбинацию этих двух параметров, или оба их в отдельности, можно определить, если известна кривая лучевых скоростей. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие от затменных переменных звезд, у которых плоскости их орбит составляют весьма малый угол с лучом зрения (i " 90ё), спектрально-двойные звезды могут наблюдаться и в тех случаях, когда этот угол много больше, т.е. когда i сильно отличается от 90ё. И только если плоскость орбиты близка к картинной плоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогда двойственность звезды обнаружена быть не может. Если плоскость орбиты проходит через луч зрения (i = 90ё), то наибольшее смещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V движения звезд относительно центра масс системы в двух диаметрально противоположных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривой лучевых скоростей. Поскольку долгота периастра w и эксцентриситет известны на основании вида кривой лучевых скоростей, тем самым на основании теории эллиптического движения удается определить все элементы орбиты. Если же i ¹ 90ё, то получаемые из наблюдений значения лучевых скоростей равны Vr

= V sin i. Поэтому, хотя спектроскопически могут быть найдены абсолютные

значения линейных параметров орбиты (выраженных в километрах), все они содержат неопределенный множитель sin i, который нельзя определить из спектроскопических наблюдений.

Из сказанного ясно, что в тех случаях, когда кривая лучевых скоростей

известна для затменно-переменной звезды (для которой можно определить i),

получаются наиболее полные и надежные элементы орбиты и характеристики звезд.

При этом все линейные величины определяются в километрах. Удается найти не

только размеры и формы звезд, но даже и их массы. В настоящее время известно

около 2500 звезд, двойственная природа которых установлена только на

основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получить

кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты.

Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяет

получить представление о массах удаленных. объектов большой светимости и,

следовательно, достаточно массивных звезд.

Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние между

которыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинают

играть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных

сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретают

эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные

горбы, подобно лунным приливам в океане Земли. Форма, которую принимает тело,

состоящее из газа, определяется поверхностью,

проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Эти

поверхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течь

вдольэквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму тела.

Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно,

концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс. Это объясняет

сферичность обычных звезд. Для тесной двойной системы эквипотенциальные

поверхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Характер

их легко представить, если внимательно посмотреть на сечение критических

поверхностей, разделяющих эти семейства Самая внутренняя из них

восьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку .

 

 

Визуально-двойные звёзды

 

Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп(а в редких случаях и невооруженным глазом), эпсилонЛиры визуально-четверная звезда. Системы, состоящие из трех или более звезд, называются кратными.

Многие из визуально-двойных звезд оказываются оптически-двойными, т. е. близость таких двух звезд является результатом случайной проекции их на небо. В пространстве они_далеки друг от друга. В течение многолетних наблюдений можно убедиться, что одна из звезд проходит мимо другой по прямому направлению с постоянной скоростью.

Иногда постепенно выясняется, что более слабая звезда-спутник обращается вокруг более яркой звезды. Систематически меняются расстояния между ними и направление линии, их соединяющей. Такие звезды называются физическими двойными.

Самый короткий из известных периодов обращения визуально-двойных звезд — 5 лет. Изучены пары с периодами обращения в десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат в будущем. Ближайшая к нам звезда a Центавра является двойной. Период обращения ее составляющих (компонентов)—70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и температуре сходны с Солнцем.

Двойные звезды в телескоп нередко представляют собой красивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой. Вообразите себе богатство красок на планете, обращающейся вокруг одной из пары звезд, где на небе сияет то красное Солнце, то голубое, то оба вместе.

 

 

Фотометрические двойные звёзды.

 

Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживаются явлениями затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. Астроном замечает это явление как падение яркости наблюдаемой звезды, которое происходит регулярно с поразительной точностью. Таким образом, фотометрические двойные звезды являются затменно-переменными звездами, интенсивно наблюдаемыми астрономами наряду с другими переменными звездами. В результате наблюдений определяют кривую блеска переменной звезды, отражающую изменение яркости звезды со временем, то есть зависимость вида m(t). Типичным представителем затмен-но-переменных звезд является звезда 2-й величины Р Персея (Алголь), которая регулярно затмевается на 9 часов с периодом 2,86731 суток; падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3 звездной величины. К настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.

Спеклинтерферометрические двойные звезды

Спеклинтерферометрические двойные звезды открыты сравнительно недавно, в 70-х годах , в результате применения современных гигантских телескопов для получения спекл-изображений некоторых ярких звезд. Анализ этих изображений с помощью современной электронной техники позволяет довести разрешающую силу телескопа до естественного предела, который определяется размерами дифракционного изображения звезды, что составляет приблизительно 0,02" для телескопа с диаметром зеркала 6 м. Пионерами спеклинтерферометрических наблюдений двойных звезд являются Э. Мак Алистер в США и Ю.Ю. Балега в России. К настоящему времени методами спеклинтерферометрии измерено несколько сотен двойных звезд с разрешением r < 0,1".

Кратные звёзды

Кратными (по меньшей мере двойными) является большинство известных звёзд. Относительное число известных физических К.з. неуклонно увеличивается; в настоящее время считают, что больше половины звёзд (возможно, более 70%) объединены в системы большей или меньшей кратности; из числа известных кратных около 1/3 оказываются тройными или звёздами большей кратности. Известны шести- и семикратные звёзды. Кроме того, к физической кратности зачастую добавляется оптическая (когда две звезды, не образуя физической системы, просто находятся на одной линии видимости с Земли, т.е. образуют точнейшее соединение). Согласно Д.Куталёву, информационно значимой для астрологов кратность является тогда, когда два (или более) компонента звезды ярче 6.5m визуальной звёздной величины (т.е. потенциально видны невооружённым глазом). Как отмечает Куталёв, оптически кратная звёзда указывает на многоплановость проблем данной звезды, наложение более древней кармы на кажущиеся новыми проблемы. Физические Кратные звезды информируют о том, что реализация принципа звезды подразумевает одновременное участие в разноплановых программах, одновременную проработку кажущихся несвязанными принципов. Таким образом , в целом кратность звёзды затрудняет её проработку.

Характерные примеры двойных звезд.

Центавра.

Центавра состоит из двух звезд — Центавра А и Центавра В. Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 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 обращения – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31км/с.

Сириус.

Сириус, как и Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Масса Сириуса А – 2,5Mсолнца, Сириуса В – 0,96Mсолнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа такой плотности было объяснено таким образом: обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это "крошево" из частиц может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтральный газ. Теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ≈? в 10 тысяч раз меньше. Это связано с тем, что атомы Сириуса B находятся в полностью ионизированном состоянии, а свет, как известно, излучается только при переходе электрона с орбиты на орбиту.

Основные заключения из исследования двойных звезд.

В окрестностях Солнца (D < 20 парсек) более 3000 звезд, среди них около половины - двойные звезды всех типов, включая тесные спектральные и широкие визуальные. Есть все основания считать, что статистические закономерности, установленные с помощью двойных звезд в окрестностях Солнца, должны выполняться также и в Галактике в целом или в той ее части, где нет структурных особенностей. Важнейшие из этих данных следующие

. а) Массы звезд не могут быть ни слишком большие (например, больше массы Солнца в 100 раз), ни слишком малые (например, 1/100 солнечной).

б) Статистическая зависимость "масса - светимость", по-видимому, имеет общую значимость и может различаться только незначительно для звезд, принадлежащих разным типам звездного населения.

в) Из а) и б), в частности, следует, что если обычные звезды сравнительно мало различаются по массе, то они же могут различаться по светимости в тысячу раз.

г) Масса звезды в момент ее формирования является важнейшим параметром, определяющим ее последующую эволюцию.

Данные выводы, сформулированные на основе большого опыта изучений двойных звезд, могут рассматриваться как данные наблюдений и служить материалом для обобщений и развития теорий. Особенно ценны эти данные для создания теорий внутреннего строения звезд и теорий эволюции звезд. В этом и состоит главное значение наблюдений двойных звезд в астрономии.

 

 

Список Литературы.

Стремгрен Э., Стремгрен Б. Астрономия.М.: ОГИЗ, 1941.

 

Струве О., Линдс Б., Пилланс Э. Элементарная астрономия. М.:Наука, 1967.

 

Паннекук А. История астрономии. М.: Наука, 1966.

 

Зигель Ф. Сокровища звёздного неба. Куталёв Д. Общая теория интерпретации звёзд.