Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Подвійна зірка



План:


Введення

Подвійна з О-зірок у поданні художника

Подвійна зірка, або подвійна система - система з двох гравітаційно пов'язаних зірок, що обертаються по замкнутих орбітах навколо спільного центру мас. Подвійні зірки - явище досить поширене. Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до подвійних систем [1].

Вимірявши період обертання і відстань між зірками, іноді можна визначити маси компонентів системи. Цей метод практично не вимагає додаткових модельних припущень, і тому є одним з головних методів визначення мас в астрофізиці. З цієї причини подвійні системи, компонентами яких є чорні діри чи нейтронні зірки представляють великий інтерес для астрофізики.


1. Види подвійних зірок та їх виявлення

Приклад тісної подвійної системи. На знімку зображення Змінної зірки Світи (Омікрон Кита), зроблене космічним телескопом ім. Хаббла в ультрафіолетовому діапазоні. На фотографії видно аккреційний "хвіст", спрямований від основного компонента - червоного гіганта до компаньйонові - білому карлику

Фізично подвійні зірки можна розділити на два класи:

  • зірки, між якими йде, буде йти або йшов обмін масами - тісні подвійні системи,
  • зірки, між якими обмін мас неможливий в принципі - широкі подвійні системи.

Якщо розділяти подвійні системи за способом спостереження, то можна системи.


1.1. Візуально-подвійні зірки

Подвійні зірки, які можливо побачити роздільно (або, як кажуть, які можуть бути дозволені), називаються видимими подвійними, або візуально-подвійними.

При спостереженнях візуально-подвійної зірки вимірюють відстань між компонентами і позиційний кут лінії центрів, інакше кажучи, кут між напрямком на північний полюс світу і напрямком лінії, що з'єднує головну зірку з її супутником. Визначальні фактори тут - роздільна здатність телескопа, відстань до зірок і відстань між зірками. В сумі три цих фактора дають: 1) що візуально-подвійні зірки - це зірки околиці Сонця, 2) відстань між компонентами значно і згідно законам Кеплера період цієї системи досить великий. Останній факт є найбільш сумним, так як не можна простежити орбіту подвійний, не проводячи численні многодесятилетним спостереження. І якщо на сьогоднішній день в каталогах WDS і CCDM понад 78 000 і 110 000 об'єктів відповідно, то тільки у кількох сотень можна обчислити орбіту, і у менш ніж сотні об'єктів орбіта відома з достатньою точністю, для того щоб отримати масу компонентів.


1.2. Спектрально-подвійні зірки

Умовний приклад роздвоєння і зміщення ліній у спектрах спектрально-подвійних зірок.

Спектрально-подвійний називають систему подвійних зірок, чию подвійність можна виявити за допомогою спектральних спостережень. Для цього протягом декількох ночей спостерігають зірку. Якщо виявляється, що лінії змінюються по спектру - в одну ніч їх виміряні довжини хвиль одні, в іншу - інші, то це означає, що швидкість джерела змінюється. Цьому може бути безліч причин: змінність самої зірки, наявність у неї щільною розширюється оболонки, що утворилася після спалаху наднової, і т. п. Якщо отриманий спектр другої зірки, а зміна її променевої швидкості подібно зміни променевої швидкості першої, то можна з упевненістю говорити, що перед нами подвійна система. Якщо перша зірка до нас наближається і її лінії зміщені в фіолетову частину спектра, то друга-віддаляється, і її лінії зміщені в червону частину спектра, і навпаки.

Але якщо друга зірка сильно поступається за яскравістю першої, то ми маємо шанс її не побачити, і тоді потрібно розглянути всі можливі сценарії. Головна ознака подвійної зірки - періодичність променевих швидкостей і велика різниця між максимальною і мінімальною швидкістю. Але, строго кажучи, можна стверджувати, що виявлена екзопланета. Щоб розвіяти всі сумніви, треба обчислити функцію мас, по якій можна судити про мінімальну масі другого компонента і, відповідно, про те, чим є невидимий об'єкт - планетою, зіркою, або, навіть, чорною дірою.

Також з спектроскопическим даними, крім мас компонентів, можна обчислити відстань між ними, період обертання, ексцентриситет орбіти, а ось кут нахилу до картинної площини спостерігати вже не можна. Тому про масу і відстані між компонентами можна говорити тільки як про обчислених з точністю до кута нахилу.

Як і для будь-якого типу об'єктів, що вивчаються астрономами, існують каталоги спектрально-подвійних зірок. Найвідоміший і самий великий з них - "SB9" (від англ Spectral Binaries). На даний момент в ньому 2839 об'єктів.


1.3. Затемнення-подвійні зірки

Буває, що орбітальна площину проходить або майже проходить через око спостерігача. Орбіти зірок такої системи розташовані як би ребром до нас. Тут зірки будуть періодично затьмарювати один одного, блиск всій пари буде з тим же періодом змінюватися. Цей тип подвійних називається затемнення-подвійними. Якщо ж говорити про змінності зірки, то таку зірку називають затемнення-змінної, що також вказує на її подвійність. Найпершою відкритою і найвідомішою подвійний такого типу є зірка Алголь (Око Диявола) в сузір'ї Персея.


1.4. Астрометричної-подвійні зірки

Зустрічаються такі тісні зоряні пари, коли одна з зірок або дуже мала за розмірами, або має низьку світність. В цьому випадку таку зірку розглянути не вдається, але виявити двоїстість все ж можна. Яскравий компонент буде періодично відхилятися від прямолінійної траєкторії то в одну, то в іншу сторону, наче по прямій рухається центр мас системи. Такі обурення будуть пропорційні масі супутника. Дослідження однієї з найближчих до нас зірок, відомої під назвою Росс 614, показали, що амплітуда відхилення зірки від очікуваного напрямку досягає 0,36 ``. Період обертання зірки відносно центру мас дорівнює 16,5 року. Серед близьких до Сонця зірок виявлено близько 20 астрометричних-подвійних зірок.


2. Гравітаційна взаємодія між компонентами

Практично завжди гравітаційна взаємодія між двома зірками описується з достатньою точністю законами Ньютона і законами Кеплера, які є наслідком законів Ньютона. Але для опису подвійних пульсарів (див. пульсар Тейлора-Халса) доводиться залучати ОТО. Вивчаючи спостережні прояви релятивістських ефектів, можна ще раз перевірити точність теорії відносності.


2.1. Визначення мас компонентів

Третій закон Кеплера пов'язує період поводження з відстанню між компонентами і масою системи:

P = 2 \ pi \ sqrt \ frac {a ^ 3} {G (M_1 + M_2)} ,

де P - період звернення, a - велика піввісь системи, M 1 і M 2 - Маси компонентів, G - гравітаційна стала. Для візуально подвійної системи є можливість повністю побудувати орбіти обох компонентів, визначити період і піввісь, а також ставлення мас. Але часто про подвійність системи можна судити тільки по спектральним даним (спектрально-подвійні). За рухом спектральних ліній можна визначити променеві швидкості одного компонента, а в окремих випадках і відразу двох компонентів. Якщо відома променева швидкість тільки одного компонента, то повну інформацію про маси отримати не можна, але можна побудувати функцію мас і визначити верхню межу маси другого компонента, а значить сказати чи є він, скажімо, чорною дірою або обов'язково повинен бути нейтронної зіркою.


Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
M 40 (подвійна зірка)
Подвійна планета
Тісний подвійна система
Тісний подвійна система
Am-зірка
Q-зірка
Зірка
S2 (зірка)
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru