Реферат: Двойные звёзды

Школа №41

Реферат

Двойные звёзды.

Выполнил:  Илларионов Алексей

Проверила:  ХЗ ;)

<img src="/cache/referats/12468/image001.gif" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1030"> <div v:shape="_x0000_s1031">

Чебоксары’2002

Содержание

 TOC o «1-2» Содержание… PAGEREF _Toc7264870 h 2

Двойные звезды… PAGEREF _Toc7264871 h 3

Открытие двойных звезд… PAGEREF _Toc7264872 h 4

Измерение параметров двойныхзвезд… PAGEREF _Toc7264873 h 6

Теплые двойные звезды… PAGEREF _Toc7264874 h 7

Рентгеновские двойные  звезды… PAGEREF _Toc7264875 h 9

Характерные примеры двойныхзвезд… PAGEREF _Toc7264876 h 10

a Центавра… PAGEREF _Toc7264877 h 10

Сириус… PAGEREF _Toc7264878 h 10

Список используемойлитературы… PAGEREF _Toc7264879 h 12

Двойныезвезды

<img src="/cache/referats/12468/image003.gif" align=«left» v:shapes="_x0000_s1026">

Рисунок  SEQ Рисунок * ARABIC 1

<img src="/cache/referats/12468/image004.gif" align=«left» v:shapes="_x0000_s1027">Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды,обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разныедвойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик).Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению:для них, в отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснитьпочти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить  характеристики близкорасположенных к нимзвезд. Как правило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимногопритяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русскийастроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежитк двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокругдругой, явление весьма распространенное.

 Принадлежность к двойной системе очень сильновлияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг кдругу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят кдраматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

 Двойные звезды удерживаютсявместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическиморбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центромгравитации этих звезд. Это можно представить себе как точки опоры, если вообразитьзвезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной набревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути поорбитам.  Большинство двойных звезд (илипросто – двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить поотдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерамидостаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целымстолетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно,называются видимыми двойными.

Открытиедвойных звезд

Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая иних была открыта еще  древними арабами)по изменению видимого блеска (тут опасно перепутать их с цефеидами) и близкомунахождению друг к другу. Иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, ана самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центратяжести (т.е. оптически двойные звезды), однако, это встречается

довольно редко.

          Невооружённым глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке БольшойМедведицы) видна более слабая звезда – Алькор. Угловое расстояние между Мицароми Алькором около 12′, а линейноерасстояние между этими звёздами примерно 1,7 • 104  а. е. Это пример оптической двойной звезды: Мицар и Алькор рядом проектируютсяна небесную сферу, то есть, видны в одном направлении, но физически между собойне связаны. Если предположить, что Мицар и Алькор движутся вокруг общего центрамасс, то период обращения составил бы около 2 • 106 лет! Обычноже звёзды, связанные силами тяготения (компоненты двойной системы) образуютболее тесные пары, а периоды обращения их компонентов не превышают сотен лет, аиногда бывают значительно меньше.

Также,когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная потраектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причем похарактеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как, например,это было в случае с Сириусом.

Есликакая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что унее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойнаязвезда, обнаруженная с помощью измерений ее положения.  Спектроскопические двойные звездыобнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, спектробыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченноймногочисленными узкими нелями – так называемыми линиями поглощения. Точныецвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к намили от нас. Это явление называется эффектом Допплера.  Когда звезды двойной системы движутся посвоим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. Врезультате линии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такиеподвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участникадвойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть дванабора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будетдоминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ееистинную двойную природу.  В качествепримера рассмотрим звезду α Близнецов (Кастор). Расстояние между компонентами(A и B) этой системы примерно равно 100 а. е., а период обращения –около 600 лет. Звёзды A и B Кастора в свою очередь тоже двойные, но их двойственность невозможнообнаружить при визуальных фотографических наблюдениях, потому что компонентынаходятся на расстоянии всего лишь нескольких сотых долей астрономическихединиц (соответственно малы и периоды обращения). Двойственность таких тесныхпар выявляется лишь в результате исследования их спектров, в которыхнаблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплерапозволяет объяснить раздвоение линий тем, что мы видим суммарный спектр,получающийся от наложения спектров звёзд, которые движутся в разныхнаправлениях (одна из них удаляется от нас, а другая приближается).

Нередкодвойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодические измененияих блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойной звездыпроходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, при которыходна звезда на время заслоняет другую. Такие звёзды называются затменнымидвойными или затменными переменными.

Рисунок 2: кривая изменения блеска Алголя.

<img src="/cache/referats/12468/image005.gif" align=«left» v:shapes="_x0000_s1029"><img src="/cache/referats/12468/image007.gif" align=«right» hspace=«6» v:shapes="_x0000_s1028">По многократным наблюдениям затменной переменной звезды можно построитькривую блеска. Если сравнить звездные величины в минимуме и максимуме блеска.Измерив промежуток времени между двумя последовательными максимумами (илиминимумами), найдём период изменения блеска. На рисунке 2 изображена криваяблеска типичной затменной переменной звезды β Персея, названной арабамиАлголем (глаз Дьявола).

Изанализа кривых блеска затменных переменных звёзд можно определить ряд важнейшихфизических характеристик звёзд, например их радиусы.

Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона тяготенияпредставляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд– это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее, вкаждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

Измерениепараметров двойных звезд.

Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой частинашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законовКеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца+ mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 – массы звезд, P – их период обращения, T – один год, A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a — расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти суммумасс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по отдельностиможно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра масс (x1,x2). Тогда x1/x2=m2/m1.Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не оченьвелик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца.

Остальные параметры двойныхзвезд (температура, яркость, светимость...) исследуются так же, как и уобычных.

Теплыедвойные звезды

 В системе близко расположенныхдвойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них,придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критическиймомент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую.Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки,поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразныефигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна иззвезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нееустремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Частозвездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручиваетсявихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолькорасширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойнаязвезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двухзвездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь вгиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойныесистемы – явление нередкое. Звезда переливается через  край

  Одним из поразительныхрезультатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышкановой.

 Одна звезда расширяется так, чтозаполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды дотого момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясьее тяготению. Эта вторая звезда – белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примернона десять звездных величин – вспыхивает новая. Происходит не что иное, какгигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв наповерхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется ккарлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, атемпература под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдалисьслучаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другиевзрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. Назвездах иного типа происходят менее драматические вспышки – карликовые новые, –повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ееглубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру.Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающейсилой горячего газа.

 Дальнейшее развитие событийзависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечнуюболее чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом.Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов.Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотяникакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда,когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайноплотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн.Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Чтопредставляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скореевсего, это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенноостывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотяастрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие изних, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечномитоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла –мертвые останки звезды.  Белые карликинастолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немногосвета, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее, количество известных белыхкарликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов не менее десятойчасти всех звезд Галактики — белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашегонеба, является членом двойной системы, и его напарник — белый карлик под названиемСириус В.

Рентгеновскиедвойные  звезды

  В Галактике найдено, по крайнеймере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучиобладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должнопроизойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновскогоизлучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькойнейтронной звезды.

Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды,одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда,белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивнойзвездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо иметь массу,превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляютсякрайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции иобмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масси начального расстояния между звездами.

 В двойных системах с небольшими массами вокругнейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большимимассами материал устремляется прямо на нейтронную звезду — ее магнитное полезасасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываютсярентгеновскими пульсарами. В одной из рентгеновских двойных систем, называемойА0620-00 удалось очень точно измерить массу компактной звезды (для этогоиспользовались данные разных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массамСолнца, что намного превышает возможности нейтронных звезд. В другом двойномрентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее 6, Зсолнечной. Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти навернякасуществуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишьпадение вещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии,исходящей из ядер активных галактик.

Характерные примеры двойных звезд.aЦентавра.

a Центавра состоит из двух звезд — a Центавра А и a Центавра В. a Центавра А имеет параметры, почти аналогичныепараметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K итакую же массу и плотность. a Центавра В имеет массу на15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K,диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутостиэллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большейполуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51). Период обращения –78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучузрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22км/c, поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скоростьнаправлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c.

Сириус.

Сириус,как и a Центавра, тоже состоит из двухзвезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и,следовательно, значительно большую температуру (A-10000K, B- 8000 K).Масса Сириуса А – 2,5Mсолнца, Сириуса В – 0,96Mсолнца. Следовательно, поверхностиодинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но посветимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в100 раз,  т.е.  он почти такой же, как Земля.  Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белыйкарлик имеет огромную плотность — около 10 59 0 кг/м 53 0.  Существование газа  такой плотности было объяснено такимобразом:  обычно предел плотности ставитразмер атомов,  являющихсясистемами,  состоящими из ядра и электронной  оболочки. При  очень высокой температуре в недрахзвезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны  становятся  независимыми друг от друга. При колоссальномдавление вышележащих слоев это «крошево» из частиц может быть сжатогораздо сильнее,  чем нейтральный  газ. Теоретически допускается возможностьсуществования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотностиатомных ядер. При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, егодолго 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. Этосвязано с тем, что атомы Сириуса B находятся в полностьюионизированном состоянии, а свет, как известно, излучается только при переходеэлектрона с орбиты на орбиту.

Список используемой литературы