Массы и размеры зрение

1. Двойные звезды. Массы звезд. Как мы убедились на примере Солнца, масса звезды е той из важнейших характеристик, от которой зависят физических условиях в ее недрах. Непосредственное определение массы возможно лишь для двойных звезд.

Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность можно заметить во время непосредственных наблюдений в телескоп.

Примером визуально-двойной звезды, видимой даже невооруженным глазом, является £ Большой Медведицы, вторая звезда от конца «ручки» ее «ковша». При нормальном звезды совсем близко от нее виден второй слабую звездочку, ее заметили еще древние арабы и назвали Алькор (Всадник). Яркой звезды они дали название Мицар. Мицар и Алькор отдаленные друг от друга на 1 Г. В бинокль таких звездных пар можно найти немало.

Системы с количеством звезд n ³ 3 называются кратными. Так, в бинокль видно, что г Лиры состоит из двух одинаковых звезд 4-й звездной величины, расстояние между которыми 3 '. При наблюдении в телескоп Е Лиры — визуально-четверня звезда. Однако некоторые звезды оказываются лишь оптически двойными, то есть близость таких двух зрение э результатом случайной проекции их на небо. В действительности в пространстве они далеки друг от друга. А если во время наблюдения выясняется, что они образуют единую систему и вращаются под действием взаимного притяжения вокруг общего центра масс, то их называют физическими двойными.

Многие двойных звезд открыл и изучил известный российский ученый В. Я. Струве. Кратчайший известный период обращения визуально-двойных звезд — несколько лет. Изучены пары, в которых период обращения составляет десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат в будущем. Ближайшая к нам звезда a Центавра является двойной.

 

Период обращения ее составляющих (компонентов) — 70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и температурой подобные Солнцу.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эллипса, который описывает спутник, потому что мы видим его орбиту в проекции искривленной (рис. 73). Но знания геометрии позволяет установить истинную форму орбиты и измерить ее большую полуось а в секундах дуги. Если известно расстояние О к двойной звезды в парсеках и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги равна а ", то в астрономических единицах она будет равна:

Aa.e. = A''x Dпк или Аа.е. =

поскольку Dпк = 1 / р ".

Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца

(для которой период обращения Тл = 1 год, а большая полуось орбиты — а.е.), по третьим законом Кеплера можно записать:

 

где m1 и m2-массы компонентов в паре зрение, M © и МÅ — массы Солнца и Земли, а Т — период обращения пара в годах. Пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим сумму масс звезд, которые составляют пару, в массах Солнца:

m1 + m2 = A3: T2

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение компонентов относительно окружающих звезд и вычислить их расстояния А1 и A2 от общего центра масс. Тогда будем иметь второго уравнения

m1 + m2 = А2: А1

и из системы двух уравнений найдем обе массы отдельно.

В телескоп двойные звезды нередко представляют собой красивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой.

Если компоненты двойной звезды при взаимном вращении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный телескоп их нельзя видеть врозь. В этом случае двойственность можно обнаружить по спектру. Такие звезды называться спектрально-двойными. За эффекта Доплера линии в спектрах звезд змищуватимуться в противоположные стороны (когда одна звезда удаляется от нас, другая приближается). Смещение линий изменяется с периодом, равным периоду вращения пары. Если яркости и спектры звезд, которые составляют пару, подобные, то в спектре двойной звезды наблюдается периодически повторяющееся роздвоювання спектральных иней (рис. 74).

 

Пусть компоненты занимают положение A1 и B1, и А3 и В3, тогда один из них движется к наблюдателю, а второй — ид него (рис. 74, I, III). В этом случае наблюдается роздоення спектральных линий. У звезды, которая приближается, спектральной линии смещаются к синему концу спектра, а в той, что удаляется — к красному. Но если компоненты двойной со-II занимают положение A2 и В2 или А4 и В4 (рис. 74, II, IV), то Ибидва они двигаются под прямым углом к лучу зрения и раздвоенный спектральных линий не будет.

Если одна из звезд светится слабо, то будет видно линии только фугой звезды, периодически смещаются.

При взаимном вращении компоненты спектрально-двойной юри могут по очереди заменять друг друга. Такие звезды называются затемнено-двойными или Алгол, по названию своего типичного представителя г Персея. Во время затмений общая яркость пары, компонентов которой мы врозь не видим, слабеть (положение В и D на рис. 75). Остальное время в промежутках между затмениями она почти стала (положение А и С) и тем длиннее, чем короче продолжительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то суммарная яркость системы уменьшается совсем ненамного, когда яркая звезда заслоняет спутник.

Древние арабы назвали р Персея Алгол (искаженное эль шишек), что означает «дьявол». Возможно, они заметили его странное поведение: в течение 2 дней 11 час яркость Алголь стала, потом за 5 ч она слабеет от 2,3 до 3,5 звездной величины, далее по 5 часов яркость возвращается к предыдущему значению.

Анализ кривой изменения видимой звездной величины в функции времени дает возможность определить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд. Итак, затемнено-двойные звезды, которые наблюдаются также и как спектрально-двойные, наиболее основательно изученными системами. К сожалению, таких систем известно еще сравнительно мало.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и Алгол основном короткие — около нескольких суток.

Вообще двойственность зрение — очень распространенное явление. Статистика показывает, что около 30% всех звезд, очевидно, двойные.

Определены описанными методами массы звезд различаются гораздо меньше, чем их светимости: примерно от 0,1 до 100 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко. Конечно звезды имеют массу, меньшую от пяти масс Солнца.

Именно масса звезд предопределяет их существование и природу как особого типа небесных тел, для которых характерна высокая температура недр (свыше 107 К). Ядерные реакции превращения водорода в гелий, происходящие при такой температуре, в большинстве звезд является источником излучаемой ими энергии. При меньшей массе температура внутри небесных тел не достигает тех значений, которые необходимы для протекания термоядерных реакций.

Эволюция химического состава вещества во Вселенной происходила и происходит в настоящее время главным образом благодаря звездам. Именно в их недрах протекает необратимый процесс синтеза более тяжелых химических элементов из водорода.

2. Размеры зрение. Плотность их вещества. Покажем на простом примере, как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы (а Возничего). Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, но светимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Поскольку при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше поверхность Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше от солнечных у »11 раз. Определить размеры других звезд позволяет знание законов излучения.

Так, в физике установлено, что полная энергия, излучаемая за единицу времени с 1 м2 поверхности нагретого тела, равно: i = sT4, где s — коэффициент пропорциональности, а Т — абсолютная температура '. Относительный линейный диаметр зрение, имеющих известную температуру Т, находят по формуле

 

где r — радиус звезды, и — излучения единицы поверхности звезды, rÓ, iÅ, Т относятся к Солнцу, а LÓ = 1. Звидсиу радиусах Солнца.

 

1 Закон Стефана — Больцмана установили австрийские физики Й. Стефан (экспериментально) и Л. Больцман.

 

Результаты таких вычислений размеров светил полностью подтвердились, когда стало возможным измерять угловые диаметры зрение с помощью особого оптического прибора (звездного интерферометра).

Звезды очень большой светимости называются сверхгигантами. Красные сверхгиганты оказываются такими, самими и по размерам (рис. 76). Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более отдаленная от нас УУ Цефея имеет такие огромные размеры, что внутри ее разместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно! Однако массы сверхгигантов больше массу Солнца лишь в 30 — 40 раз. Поэтому даже средняя плотность красных сверхгигантов в тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха.

При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Наименьшими среди обычных звезд являются красные карлики, их массы и радиусы — десятые доли солнечных, а средняя плотность в 10-100 раз выше плотности воды. Еще меньше, чем красные, белые карлики, но это уже необычные звезды.

У близкого к нам и яркого Сириуса (у которого радиус примерно вдвое больше солнечного) есть спутник, вращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние, орбита и масса хорошо известны. Обе звезды белые, почти одинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое количество энергии, но при светимость спутник в 10 000 раз слабее Сириуса. Значит, его радиус меньше в = 100 раз, т.е. он почти такой, как Земля. Между тем масса у него почти такая, как у Солнца! Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность — около 109 кг/м3. Существование газа такой плотности объясняется так: обычно пределом плотности является размер атомов, составляющих системы, состоящие из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. От колоссального давления верхних слоев это «крошево» из атомов может быть сжатый значительно сильнее, иж нейтральный газ. Теоретически допускается существование при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. На примере белых карликов мы еще раз видим, как астрофизические исследования расширяют представления о строении вещества; оки что создать в лаборатории такие условия, как внутри звезд, нельзя. Поэтому астрономические наблюдения помогают развивать айважливиши физические представления. Например, для физики огромное значение имеет теория относительности Эйнштейна. Из нее вытекает. Илька выводов, которые можно проверить с астрономическими данными. ) дин из выводов теории состоит в том, что в очень сильном поле яжиння световые колебания имеют замедляться и линии спектра мищуватися к красному концу, причем это смещение тем более. Иим сильнее поле тяготения звезды. Красное смещение было обнаружено И спектре спутника Сириуса. Оно вызвано действием сильного поля яжиння на его поверхности. Наблюдения подтвердили этот и ряд других выводов теории относительности. Подобные примеры тесного взаимодействия физики и астрономии характерные для современной науки.