Зірки, їх маса і розміри
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 £ 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 ³3 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 a 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. 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:

Aa. e. = a’’ x Dпк, або Аа. е. = а"/р",

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 МÅ - 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 Допплера 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.

Нехай компоненти займають положення A1, і B1, й А3 і В3, тоді один з них рухається до спостерігача, а другий - від нього. 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 зорі займають положення A2 і В2 чи А4 і В4, то обидва 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 другої зорі, що періодично зміщуються.

При взаємному обертанні компоненти спектрально-подвійної юрі можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголами, за назвою свого типового представника р Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме. 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 Алголом (перекручене ель ґуль), що означає "диявол". Можливо, вони помітили його дивну поведінку: протягом 2 днів 11 год. яскравість Алголу 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 ґрунтовно 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.

Розміри зір. Густина їх речовини. Покажемо на простому прикладі, як можна порівняти розміри зір однакової температури, наприклад Сонця і Капелли (а Візничого). Ці зорі мають однакові спектри, колір і температуру, але світність Капелли в 120 раз перевищує світність Сонця.

Оскільки при однаковій температурі яскравість одиниці поверхні зір теж однакова, то, значить, поверхня Капелли більша за поверхню Сонця в 120 раз, а діаметр і радіус її більші від сонячних у » 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 = sT4, де s — 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, rÓ, iÅ, Т відносяться до Сонця, а LÓ = 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. 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.

У близького до нас і яскравого Сиріуса (у якого радіус приблизно вдвічі більший за сонячний) є супутник, що обертається навколо нього з періодом 50 років. Для цієї подвійної зорі відстань, орбіта і маса добре відомі. Обидві зорі білі, майже однаково гарячі. Отже, поверхні однакової площі випромінюють у цих зір однакову кількість енергії, але за світністю супутник у 10 000 раз слабший від Сиріуса.

Значить, його радіус менший у 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, ніж 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; поки що створити в лабораторії такі умови, як усередині зір, не можна.

Тому астрономічні спостереження допомагають розвивати найважливіші фізичні уявлення. Наприклад, для фізики величезне значення має теорія відносності Ейнштейна. З неї випливає кілька висновків, які можна перевірити за астрономічними даними.) дин з висновків теорії полягає в тому, що в дуже сильному полі тяжіння світлові коливання мають уповільнюватися і лінії спектра зміщуватися до червоного кінця, причому це зміщення тим більше, чим сильніше поле тяжіння зорі.

Червоне зміщення було виявлене І спектрі супутника Сиріуса. Воно спричинене дією сильного поля тяжіння на його поверхні. Спостереження підтвердили цей та ряд інших висновків теорії відносності. Подібні приклади тісної взаємодії фізики й астрономії характерні для сучасної науки.
Случайные рефераты:
Реферати - Життя і творчість Василя Барки
Реферати - Вічна загадка любові (за оповіданням Григора Тютюнника "Зав'язь")
Реферати - Життя і творчість Михайла Семенко
Реферати - Казка як жанр
Реферати - Життєвий і творчий шлях В. Г. Девдюка
Реферати - Літературні течії ХХ ст
Реферати
  • Всі реферати
  • Архітектура
  • Астрономія, авіація
  • Аудит
  • Банківська справа
  • Безпека життєдіяльності
  • Біографія, автобіографія
  • Біологія
  • Бухгалтерський облік
  • Військова кафедра
  • Географія
  • Геологія
  • Гроші і кредит
  • Державне регулювання
  • Діловодство
  • Екологія
  • Економіка підприємства
  • Економічна теорія
  • Журналістика
  • Іноземні мови
  • Інформатика, програмування
  • Історія всесвітня
  • Історія України
  • Історія економічних вчень
  • Краєзнавство
  • Кулінарія
  • Культура
  • Література
  • Макроекономіка
  • Маркетинг
  • Математика
  • Медицина та здоров'я
  • Менеджмент
  • Міжнародні відносини
  • Мікроекономіка
  • Мовознавство
  • Педагогіка
  • Підприємництво
  • Політологія
  • Право
  • Релігієзнавство
  • Промисловість
  • Сільське господарство
  • Сочинения на русском
  • Соціологія
  • Литература на русском
  • Страхування
  • Твори
  • Фізика
  • Фізична культура
  • Філософія
  • Фінанси
  • Хімія
  • Цінні папери
  • Логіка
  • Туризм
  • Психологія
  • Статистика


    Онлайн всего: 22
    Гостей: 22
    Пользователей: 0

    Партнеры сайта