Реферат на тему:
“Подвійні зорі”
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 F
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:
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.
Список літератури
Климишин І.А. Астрономія. Львів, 1994.
Вакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. 6-е изд.
– М., 1990.
Физика космоса. Маленькая энциклопедия. – М., 1986.
Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. 5-е 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.
PAGE
PAGE 2
Нашли опечатку? Выделите и нажмите CTRL+Enter
