| |||
Реферат: Двойные звёздыШкола №41 Реферат Двойные звёзды. Содержание Содержание 2 Двойные звезды Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды,
обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разные
двойные 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 выяснить почти все
параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить
характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды
имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много
таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд. Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды
двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки,
лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно
представить себе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на
детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем
дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Открытие двойных звезд Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и
них была открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут
опасно перепутать их с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Невооружённым глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке Большой Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная по траектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причем по характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как, например, это было в случае с Сириусом. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это
означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это
астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее
положения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и
особым характеристикам их спектров, спектр обыкновенной звезды, вроде Нередко двойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодические изменения их блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойной звезды проходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, при которых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звёзды называются затменными двойными или затменными переменными. По многократным наблюдениям затменной переменной звезды можно построить кривую блеска. Если сравнить звездные величины в минимуме и максимуме блеска. Измерив промежуток времени между двумя последовательными максимумами (или минимумами), найдём период изменения блеска. На рисунке 2 изображена кривая блеска типичной затменной переменной звезды ? Персея, названной арабами Алголем (глаз Дьявола). Из анализа кривых блеска затменных переменных звёзд можно определить ряд важнейших физических характеристик звёзд, например их радиусы. Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона
тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение
двойных звезд – это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Измерение параметров двойных звезд. Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой
части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из
законов Кеплера. 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 сумму
масс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по
отдельности можно 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 очень велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Теплые двойные звезды В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, 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 грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы – явление нередкое. Звезда переливается через край Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой. Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда – белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин – вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки – карликовые новые, – повторяющиеся через дни и месяцы. Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа. Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Рентгеновские двойные звезды В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной 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 массивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. В одной из рентгеновских двойных систем, называемой А0620-00 удалось очень точно измерить массу компактной звезды (для этого использовались данные разных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намного превышает возможности нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее 6,З солнечной. Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик. Характерные примеры двойных звезд. ( Центавра. ( Центавра состоит из двух звезд — ( Центавра А и ( Центавра В. ( Сириус. Сириус, как и ( Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в
отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и,
следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Список используемой литературы -----------------------
Выполнил: Илларионов Алексей Чебоксары’2002
|
|