Воспользуйтесь поиском к примеру Реферат        Грубый поиск Точный поиск
Вхід в абонемент


Интернет реклама УБС






Реферат на тему:

"Двойные звезды"

Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность можно заметить во время непосредственных наблюдений в телескоп. Непосредственное определение массы возможно лишь для двойных звезд.

Примером визуально-двойной звезды, видимой даже неозбро-еним глазом, заборов Большой Медведицы, вторая звезда от конца «ручки» ее «ковша». При нормальном зрении совсем близко возле нее видно вторую слабую звездочку, ее заметили еще древние арабы и назвали Алькор (Всадник). Яркой звезды они дали название Мицар. Мицар и Алькор отдаленные друг от друга на 1 Г. В бинокль таких звездных пар можно найти немало.

Системы с количеством зрение n 3 называются кратными. Так, в бинокль видно, что г Лиры состоит из двух одинаковых звезд 4-й звездной величины, расстояние между которыми 3 '. При наблюдении в телескоп Е Лиры - визуально-четверной звезда. Однако некоторые звезды оказываются только оптически двойными, то есть близость таких двух зрение е. результатом случайной проекции их на небо. На самом деле в пространстве они далеки друг от друга. А если во время наблюде-ния выясняется, что они образуют единую систему и вращаются под действием взаимного притяжения вокруг общего центра масс, то их называют физическими двойными.

Многие двойных звезд открыл и изучил известный российский ученый В. Я. Струве. Кратчайший известный период вращения визуально-двойных звезд - несколько лет. Изучены пары, в которых период обращения составляет десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат в будущем. Ближайшая к нам звезда Центавра является двойной.

Период обращения ее составляющих (компонент) - 70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и температурой подобные Солнцу.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эллипса, который описывает спутник, потому что мы видим его орбиту в проекции искривленной (рис. 73). Но знание геометрии позволяет установить истинную форму орбиты и измерить ее большую пол-ось а в секундах дуги. Если известно расстояние О до двойной звезды в парсеках и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги равна а ", то в астрономических единицах она равна-дет:

Aa.e. = A'' x Dпк или Аа.е. =

поскольку Dпк = 1 /р ".

Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца

(для которой период обращения Тл = 1 год, а большая полуось орбиты - а.е.), по третьему закону Кеплера можно записать:

где m1 и m2- массы компонентов в паре зрение, M © и М - массы Солнца и Земли, а Т - период вращения пары в годах. Нех-тующих массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим сумму масс звезд, которые составляют пару, в массах Солнца:

m1 + m2 = A3: T2

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение компонент относительно окружающих звезд и вычислить их расстояния А1 и A2 от общего центра масс. Тогда получим второе уравнение

m1 + m2 = А2: А1

и из системы двух уравнений найдем обе массы отдельно.

В телескоп двойные звезды нередко представляют собой хорошее видо-выше: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой.

Если компоненты двойной звезды при взаимном вращении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный телескоп их можно видеть в отдельности. В этом случае двойственность можно обнаружить по спектру. Такие звезды называться Спектраль-но-двойными. Из-за эффекта Доплера линии в спектрах звезд змищу-ватимуться по сторонам (когда одна звезда удаляется от нас, другая приближается). Смещение линий меняется с периодом равным периоду вращения пары. Если яркости и спектры звезд, которые составляют пару, подобные, то в спектре двойной звезды-блюдается периодически повторяющееся раздваивание спектральных иней (рис. 74).

Пусть компоненты занимают положение A1 и B1, и А3 и В3, тогда один из них движется к наблюдателю, а второй - от него (рис. 74, I, III). В этом случае наблюдается раз-доення спектральных линий. В звезды, которая приближается, спектральной линии смещаются к синему концу спектра, а в той, что от-даляеться. - докрасна. Но если компоненты двойной звезды занимают положение A2 и В2 или А4 и В4 (рис. 74, II, IV), то оба они движутся под прямым углом к лучу зрения и раздвоенный спектральных линий не будет.

Если одна из звезд светится слабо, то будет видно линии только второй звезды, периодически смещаются.

При взаимном вращении компоненты спектрально-двойной юре могут поочередно заступать друг друга. Такие звезды называются затемнено-двойными или Алголь, по названию своего типичного представителя р Персея. Во время затмений общая яркость пары, компонентов которой мы врозь не видим, ослабевать (положение В и D на рис. 75). Остальное время в промежутках между затмениями она почти стала (положение А и С) и тем длиннее, чем короче продолжительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то суммарная яркость системы уменьшается совсем ненамного, когда звезда заслоняет спутник.

Древние арабы назвали р Персея Алголь (искаженное эль шишек), что означает «дьявол». Возможно, они заметили его странное поведение: в течение 2 дней 11 часов яркость Алголя стала, потом за 5 ч она слабеет от 2,3 до 3,5 звездной величины, дальше 5 часов яркость возвращается к предыдущему значения.

Анализ кривой изменения видимой звездной величины в функции времени позволяет определить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд. Итак, затемнено-двойные звезды, наблюдаемые также и как спектрально-двойные, наиболее основательно изученными системами. К сожалению, таких систем известно еще сравнительно мало.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и Алголь по большей-шего короткие - около нескольких суток.

Вообще двойственность зрение - очень распространенное явление. Статистика показывает, что около 30% всех звезд, очевидно, двойные.

Список литературы

Климишин И.А. Астрономия. Львов, 1994.

Вакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. Шестое изд. - М., 1990.

Физика космоса. Маленькая энциклопедия. - М., 1986.

Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. Пятый 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.


Страницы: 1 2