Школа № 41

Реферат

Галактики.

Зміст

Зміст 2
Подвійні зірки 3
Відкриття подвійних зірок 4
Вимірювання параметрів подвійних зірок. 6
Теплі подвійні зірки 7
Рентгенівські подвійні зірки 9
Характерні приклади подвійних зірок. 10
(Центавра. 10
Сіріус. 10
Список використаної літератури 12

Галактики

Подвійні зірки - це два (іноді зустрічається три і більше) зірки,обертаються навколо спільного центру тяжіння (див. Малюнок). Існують різніподвійні зірки: бувають дві схожі зірки в парі, а бувають різні (якправило, це червоний гігант та білий карлик). Але, незалежно від їхтипу, ці зірки найбільш добре піддаються вивченню: для них, на відміну відзвичайних зірок, аналізуючи їхню взаємодію можна з'ясувати майже всіпараметри, включаючи масу, форму орбіт і навіть приблизно з'ясуватихарактеристики близько розташованих до них зірок. Як правило, ці зіркимають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Багатотаких зірок відкрив і вивчив на початку нашого століття російський астроном С. Н.
Блажко. Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до подвійнихсистемам, так що подвійні зірки, що обертаються по орбітах один навколоіншої, явище дуже поширене.

Приналежність до подвійної системи дуже сильно впливає на все життязірки, особливо коли напарники перебувають близько один до одного. Потокиречовини, кидаються від однієї зірки на іншу, призводять додраматичним спалахів, таким, як вибухи нових і наднових зірок.

Галактики утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зіркиподвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякої точки,що лежить між ними і званої центром гравітації цих зірок. Це можнауявити собі як точки опори, якщо уявити зірки сидять надитячих гойдалках: кожна на своєму кінці дошки, покладеної на колоду. Чимдалі зірки один від одного, тим довше тривають їхні шляхи по орбітах.
Більшість подвійних зірок (або просто - подвійних) дуже близькі один доодному, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужнішітелескопи. Якщо відстань між партнерами досить велика, орбітальнийперіод може вимірюватися роками, а іноді цілим століттям або навіть більше.
Подвійні зірки, які можливо побачити окремо, називають видимимиподвійними.

Відкриття подвійних зірок

Як правило, подвійні зірки на небі виявляються візуально (перший іних була відкрита ще древніми арабами) щодо зміни видимого блиску (тутнебезпечно переплутати їх з цефеїд) і близького знаходження один до одного.
Іноді буває, що дві зірки випадково видно поруч, а насправдізнаходяться на значній відстані і не мають загального центру ваги (тобтооптично подвійні зірки), однак, це зустрічаєтьсядосить рідко.

Неозброєним оком поблизу Міцар (середньої зірки в ручці Великий
Ведмедиці) видна слабша зірка - Алькор. Mag/відстань між
Міцар і Алькор близько 12 ', а лінійне відстань між цими зіркамиприблизно 1,7 • 104 а. е. Це приклад оптичної подвійної зірки: Міцар і
Алькор поруч проектуються на небесну сферу, тобто, видно в одномунапрямі, але фізично між собою не пов'язані. Якщо припустити, що
Міцар і Алькор рухаються навколо спільного центру мас, то період обертаннястановив би близько 2 • 106 років! Звичайно ж зірки, пов'язані силами тяжіння
(компоненти подвійної системи) утворюють більш тісні пари, а періодизвернення їх компонентів не перевищують сотень років, а іноді буваютьзначно менше.

Також, коли одна з зірок не видно, можна визначити що зіркаподвійна по траєкторії: траєкторія видимої зірки буде не пряма, азвивиста; причому за характеристиками цієї траєкторії можна обчислитидругу зірку, як, наприклад, це було у випадку з Сиріусом.

Якщо якась зірка на небі здійснює регулярні коливання, цеозначає, що у неї є невидимий партнер. Тоді кажуть, що цеастрометричні подвійна зірка, виявлена за допомогою вимірів їїположення. Спектроскопічні подвійні зірки виявляють щодо змін таособливим характеристикам їх спектрів, спектр звичайної зірки, на зразок
Сонця, подібний до безперервної радуге, пересіченій численними вузькиминелямі - так званими лініями поглинання. Точні кольору, на якихрозташовані ці лінії, змінюються, якщо зірка рухається до нас або від нас.
Це явище називається ефектом Допплера. Коли зірки подвійної системирухаються по своїх орбітах, вони поперемінно то наближаються до нас, товидаляються. У результаті лінії їх спектрів переміщуються на певній ділянцівеселки. Такі рухомі лінії спектра говорять про те, що зірка подвійна.
Якщо обидва учасники подвійної системи мають приблизно однаковий блиск, вспектрі можна побачити два набори ліній. Якщо одна з зірок набагато яскравішеінший, її світло буде домінувати, але регулярне зсув спектральнихліній все одно видасть її справжню подвійну природу. Як прикладрозглянемо зірку? Близнюків (Кастор). Відстань між компонентами (A і
B) цієї системи приблизно дорівнює 100 а. е., а період обертання - близько 600років. Зірки A і B Кастора в свою чергу теж подвійні, але їх подвійністьнеможливо виявити при візуальних фотографічних спостереженнях, томущо компоненти знаходяться на відстані всього лише кількох сотих частокастрономічних одиниць (відповідно малі і періоди обертання).
Двоїстість таких тісних пар виявляється лише в результаті дослідженняїх спектрів, в яких спостерігається періодичне роздвоєння спектральнихліній. Ефект Доплера дозволяє пояснити роздвоєння ліній тим, що мибачимо сумарний спектр, що виходить від накладення спектрів зірок, якірухаються в різних напрямках (один з них віддаляється від нас, а іншанаближається).

Нерідко подвійність тісних пар зірок можна виявити, вивчаючиперіодичні зміни їх блиску. Якщо напрямок від спостерігача на центрмас подвійної зірки проходить поблизу площини орбіти, то спостерігач бачитьзатемнення, при яких одна зірка на час затуляє іншу. Такі зіркиназиваються затемненим подвійними або затемненим змінними.

За багаторазовим спостереженнями затемнень змінної зірки можнапобудувати криву блиску. Якщо порівняти зоряні величини в мінімумі імаксимумі блиску. Вимірявши проміжок часу між двома послідовнимимаксимумами (або мінімумами), знайдемо період зміни блиску. На малюнку 2зображена крива блиску типовою затемнень змінної зірки? Персея,названої арабами Алголь (око Диявола).

З аналізу кривих блиску затемнених змінних зір можна визначитиряд найважливіших фізичних характеристик зірок, наприклад їх радіуси.

Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи і застосування законутяжіння являють собою важливий метод визначення мас зірок. Вивченняподвійних зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас.
Тим не менш, в кожному конкретному випадку не так просто отримати точнийвідповідь.

Вимірювання параметрів подвійних зірок.

Якщо припустити, що закон всесвітнього тяжіння постійний в будь-якийчастини нашої галактики, то, можливо, виміряти масу подвійних зірок виходячи ззаконів Кеплера. За III законом Кеплера: ((m1 + m2) P2)/((Mсолнца +mЗемлі) T2) = A3/a3, де m1 і m2 - маси зірок, P - їх період обертання, T --один рік, A - велика піввісь орбіти супутника щодо головної зірки,a - відстань від Землі до Сонця. З цього рівняння можна знайти сумумас подвійної зірки, тобто масу системи. Масу кожної із зірок поокремо можна знайти, знаючи відстані кожної з зірок від їх загальноїцентру мас (x1, x2). Тоді x1/x2 = m2/m1.Ісследуя маси різних зірок, булоз'ясовано, що їх розбіжність не дуже великий: від 40 мас Сонця до 1/4 маси
Сонця.
Інші параметри подвійних зірок (температура, яскравість, світність ...)досліджуються так само, як і в звичайних.

Теплі подвійні зірки

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжінняпрагнуть розтягнути кожну з них, надати їй форму груші. Якщо тяжіннядосить сильно, наступає критичний момент, коли речовина починаєвитікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок єдеяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якоїявляє собою критичну межу. Ці два грушоподібні фігури,кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна з зіроквиростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неїспрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Частозоряний матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручуєтьсявихором, утворюючи так званий аккреційному диску. Якщо обидві зірки настількирозширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактнаподвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулюнавколо двох зоряних ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки розбухають,перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, товзаємодіючі подвійні системи - явище нерідке. Зірка переливаєтьсячерез край

Одним з вражаючих результатів перенесення маси в подвійних зіркахє так звана спалах нової.

Одна зірка розширюється так, що заповнює свою порожнину Роша; цеозначає роздування зовнішніх шарів зірки до того моменту, коли їїматеріал почне захоплюватися іншою зіркою, підкоряючись її тяжіння. Цядруга зірка - білий карлик. Раптово блиск збільшується приблизно надесять зоряних величин - спалахує нова. Відбувається не що інше, якгігантський викид енергії за дуже короткий час, потужний ядерний вибух наповерхні білого карлика. Коли матеріал з роздутий зіркиспрямовується до карлику, тиск у спадають потоці матерії різкозростає, а температура під новим шаром збільшується до мільйонаградусів. Спостерігалися випадки, коли через десятки або сотні років спалахунових повторювалися. Інші вибухи спостерігалися лише одного разу, але вони можутьповторитися через тисячі років. На зірках іншого типу відбуваються меншедраматичні спалаху - карликові нові, - що повторюються через дні імісяці.

Коли ядерне паливо зірки виявляється витраченим і в їїглибинах припиняється вироблення енергії, зірка починає стискатися доцентру. Сила тяжіння, спрямована всередину, більше не врівноважуєтьсявиштовхуючі силою гарячого газу.

Подальший розвиток подій залежить від масу стискає матеріалу.
Якщо ця маса не перевершує сонячну більш ніж в 1,4 рази, зіркастабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення невідбувається завдяки основному властивості електронів. Існує такаступінь стиснення, при якій вони починають відштовхуватися, хоча ніякогоджерела теплової енергії вже немає. Щоправда, це відбувається лише тоді,коли електрони і атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайнощільну матерію.

Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі.
Усього лише чашка речовини білого карлика важила б на Землі сотню тонн.
Цікаво, що чим масивніший білі карлики, тим менше їх обсяг. Щоявляє собою нутро білого карлика, уявити дуже важко.
Швидше за все, це щось подібне до єдиного гігантського кристала, якийпоступово охолоджується, стаючи все більш тьмяним і червоним. Удійсності, хоча астрономи білими карликами називають цілу групузірок, лише найгарячіші з них, з температурою поверхні близько 10 000
З, насправді білі. В кінцевому результаті кожен білий карлик перетвориться натемна куля радіоактивного попелу - мертві останки зірки. Білі карликинастільки малі, що навіть найбільш гарячі з них випускають зовсім небагатосвітла, і виявити їх буває нелегко. Тим не менше, кількість відомихбілих карликів зараз обчислюється сотнями; за оцінками астрономів не меншедесятої частини усіх зірок Галактики - білі карлики. Сіріус, найяскравішазірка нашого неба, є членом подвійної системи, і його напарник - білийкарлик під назвою Сіріус В.

Рентгенівські подвійні зірки

У Галактиці знайдено, принаймні, 100 потужних джерелрентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені мають настільки великийенергією, що для виникнення їх джерела має статися щось з рядунадзвичайне. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінюваннямогла б служити матерія, що падає на поверхню маленької нейтронноїзірки.

Можливо, рентгенівські джерела являють собою подвійні зірки,одна з яких дуже маленька, але масивна; це може бути нейтронназірка, білий карлик або чорна діра. Зірка-компаньйон може бути абомасивною зіркою, маса якої перевищує сонячну в 10-20 разів, абомати масу, яка перевищує масу Сонця не більш ніж удвічі. Проміжніваріанти представляються вкрай малоймовірними. До таких ситуацій приводитьскладна історія еволюції і обмін масами в подвійних системах, Фінальнийрезультат залежить від початкових мас та початкової відстані між зірками.

У подвійних системах з невеликими масами навколо нейтронної зіркиутворюється газовий диск, В разі ж систем з великими масами матеріалспрямовується прямо на нейтронну зірку - її магнітне поле засмоктує його,як у воронку. Саме такі системи часто виявляються рентгенівськимипульсарами. В одній з рентгенівських подвійних систем, званої А0620-00вдалося дуже точно виміряти масу компактної зірки (для цьоговикористовувалися дані різних видів спостережень). Вона виявилася рівною 16мас Сонця, що набагато перевищує можливості нейтронних зірок. В іншомуподвійному рентгенівському джерелі, У404 Лебедя, є чорна діра з масою неменше 6, З сонячної. Крім чорних дірок з масами, типовими для зірок, майженапевно існують і надмасивні чорні дірки, розташовані в центрахгалактик. Лише падіння речовини в чорну діру може бути джереломколосальної енергії, що виходить із ядер активних галактик.

Характерні приклади подвійних зірок.

(Центавра.

(Центавра складається з двох зірок - (Центавра А та ( Центавра В. (
Центавра А має параметри, майже аналогічні параметрам Сонця:
Спектральний клас G, температура близько 6000 K і таку ж масу іщільність. (Центавра В має масу на 15% менше, спектральний клас K5,температуру 4000 K, діаметр 3/4 сонячного, ексцентриситет (ступіньвитягнутості еліпса, що дорівнює відношенню відстані від фокуса до центру додовжині більшої півосі, тобто ексцентриситет кола дорівнює 0 - 0,51).
Період звернення - 78,8 року, велика піввісь - 23,3 а. тобто, площинаорбіти нахилена до променя зору під кутом 11, центр ваги системинаближається до нас зі швидкістю 22 км/c, поперечна швидкість 23 км/c, тобтозагальна швидкість направлена до нас під кутом 45o і становить 31 км/c.

Сіріус.

Сіріус, як і (Центавра, теж складається з двох зірок - А і В, однак увідміну від неї обидві зірки мають спектральний клас A (A-A0, B-A7) і,отже, значно вищу температуру (A-10000 K, B-8000 K).
Маса Сіріуса А - 2,5 Mсолнца, Сіріуса В - 0,96 Mсолнца. Отже,поверхні однакової площі випромінюють у цих зір однакову кількістьенергії, але по світності супутник у 10 000 разів слабкіше, ніж Сіріус. Значить,його радіус менший у 100 разів, тобто він майже такий же, як Земля. Міжтим маса в нього майже така ж, як і у Сонця. Отже, білийкарлик має величезну щільність - близько 10 59 0 кг/м 53 0. Існуваннягазу такої щільності було пояснено таким чином: зазвичай межащільності ставить розмір атомів, які є системами, що складаються з ядрата електронної оболонки. При дуже високій температурі в надрах зірок іпри повній іонізації атомів їхні ядра й електрони стають незалежнимиодин від одного. При колосальний тиск верхніх шарів це "суміш" зчастинок може бути стисло набагато сильніше, ніж нейтральний газ.
Теоретично допускається можливість існування за деяких умовзірок з щільністю, рівною щільності атомних ядер. При дослідженні
Сіріуса, навіть знаючи про існування супутника, його довго не могли виявитичерез те, що його щільність в 75 тисяч разів більше, ніж у Сіріуса А, аотже, розмір і світність? в 10 тисяч разів менше. Це пов'язано зтим, що атоми Сіріуса B перебувають у повністю іонізованому стані, асвітло, як відомо, випромінюється лише при переході електрона з орбіти наорбіту.

Список використаної літератури

-----------------------< br>

Малюнок 1: Орбіта зірки альфа Центавра.

Малюнок 2: крива зміни блиску Алгол.

Виконав: Ілларіонов Олексій
Перевірила: ХЗ;)

Чебоксари'2002