Реферат на тему:

МАСИ І РОЗМІРИ ЗІР

1. Подвійні зорі. Маси зір. Як ми переконалися на прикладі Сонця, маса
зорі е тією з найважливіших характеристик, від якої залежать фізичні
умови в її надрах. Безпосереднє визначення маси можливе лише для
подвійних зір.

Подвійні зорі називаються візуально-подвійними, якщо їхню подвійність
можна помітити під час безпосередніх спостережень у телескоп.

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 — ід 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
зо-Іі займають положення A2 і В2 чи А4 і В4 (мал. 74, II, IV), то Ібидва
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 фугої 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.

Визначені описаними методами маси зір розрізняються набагато менше, ніж
їх світності: приблизно від 0,1 до 100 мас Сонця. Дуже великі маси
зустрічаються надто рідко. Звичайно зорі мають масу, меншу від п’яти мас
Сонця.

Саме маса зір зумовлює їх існування і природу як особливого типу
небесних тіл, для яких характерна висока температура надр (понад 107 К).
Ядерні реакції перетворення водню в гелій, що відбуваються при такій
температурі, у більшості зір є джерелом випромінюваної ними енергії. При
меншій масі температура всередині небесних тіл не досягає тих значень,
які необхідні для перебігу термоядерних реакцій.

Еволюція хімічного складу речовини у Всесвіті відбувалася й відбувається
нині головним чином завдяки зорям. Саме в їхніх надрах протікає
необоротний процес синтезу більш важких хімічних елементів з водню.

( 11 раз. Визначити розміри інших зір дає змогу знання законів
випромінювання.

Так, у фізиці встановлено, що повна енергія, яка випромінюється за
одиницю часу з 1 м2 поверхні нагрітого тіла, дорівнює: i = (T4, де ( —
коефіцієнт пропорційності, а Т — абсолютна температура ‘. Відносний
лінійний діаметр зір, що мають відому температуру Т, знаходять за
формулою

де r — радіус зорі, і — випромінювання одиниці поверхні зорі, r( ,
i(, Т відносяться до Сонця, а L( = 1. Звідсиу радіусах Сонця.

1 Закон Стефана — Больцмана встановили австрійські фізики Й. Стефан
(експериментально) і Л. Больцман.

Результати таких обчислень розмірів світил повністю підтвердилися, коли
стало можливим вимірювати кутові діаметри зір за допомогою особливого
оптичного приладу (зоряного інтерферометра) .

Зорі дуже великої світності називаються надгігантами. Червоні надгіганти
виявляються такими, самими й за розмірами (мал. 76). Бетельгейзе та
Антарес у сотні разів більші від Сонця за діаметром. Більш віддалена від
нас УУ Цефея має такі величезні розміри, що всередині її розмістилася б
Сонячна система з орбітами планет до орбіти Юпітера включно! Проте маси
надгігантів більші за масу Сонця лише в 30 — 40 раз. Тому навіть середня
густина червоних надгігантів у тисячі разів менша за густину кімнатного
повітря.

При однаковій світності розміри зір тим менші, чим ці зорі гарячіші.
Найменшими серед звичайних зір є червоні карлики, їхні маси й радіуси —
десяті частки сонячних, а середня густина в 10—100 раз вища від густини
води. Ще менші, ніж червоні, білі карлики, але це вже незвичайні зорі.

= 100 раз, тобто він майже такий, як Земля. Тим часом маса в нього
майже така, як у Сонця! Отже, білий карлик має величезну густину—близько
109 кг/м3. Існування газу такої густини пояснюється так: звичайно
границею густини є розмір атомів, які становлять системи, що складаються
з ядра та електронної оболонки. При дуже високій температурі в надрах
зір і при повній іонізації атомів їхні ядра й електрони стають
незалежними одні від одних. Від колосального тиску верхніх шарів це
«кришиво» з атомів може бути стиснене значно сильніше, іж нейтральний
газ. Теоретично допускається існування за деяких умов зір з густиною, що
дорівнює густині атомних ядер. На прикладі білих карликів ми ще раз
бачимо, як астрофізичні дослідження розширюють уявлення про будову
речовини; оки що створити в лабораторії такі умови, як усередині зір, не
можна. Тому астрономічні спостереження допомагають розвивати айважливіші
фізичні уявлення. Наприклад, для фізики величезне значення має теорія
відносності Ейнштейна. З неї випливає .ілька висновків, які можна
перевірити за астрономічними даними. )дин з висновків теорії полягає в
тому, що в дуже сильному полі яжіння світлові коливання мають
уповільнюватися і лінії спектра міщуватися до червоного кінця, причому
це зміщення тим більше. Іим сильніше поле тяжіння зорі. Червоне зміщення
було виявлене І спектрі супутника Сіріуса. Воно спричинене дією сильного
поля яжіння на його поверхні. Спостереження підтвердили цей та ряд нших
висновків теорії відносності. Подібні приклади тісної взаємодії фізики й
астрономії характерні для сучасної науки.

Приклад розв’язування задачі

Похожие записи