Реферат на тему Подвійні зорі - Астрономія, авіація, космонавтика - Реферати - Каталог статей

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 3 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  Центавра є подвійною. 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 (мал. 73). 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. = 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 М — 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. 74). 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. 74, 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 грунтовно 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.
1 2 3 4 5 Категория: Астрономія, авіація, космонавтика \| Добавил: Professor (02.06.2012)
Просмотров: 1268 \| Рейтинг: 0.0/0

Всего комментариев: 0


Имя *:
Email *:

Код *: