МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД
Пусть компоненты занимают положение A1, и B1, и А3 и В3, тогда один из них двигается к наблюдателю, а второй - ід его (рис. 74, І, III). В этом случае наблюдается роздоєння спектральных линий. В зрении, которая приближается, спектральной линии смещаются до синего конца спектра, а в той, что отдаляется.- к красному. Но если компоненты двойной зо-іі занимают положение A2 и В2 или А4 и В4 (рис. 74, II, IV), то Ібидва они двигаются под прямым углом к лучу зрения и раздвоенный спектральных линий не будет.
Если одна из зрение светится слабо, то будет видно линии только фугої звезды, которые периодически смещаются.При взаимном обращении компоненты двойной-спектрально-двойной юре могут поочередно заступать друг друга. Такие звезды называются двойными-затменно-двойными или алголями, по названию своего типичного представителя р Персея. Во время затемнений общая яркость пары, компонентов которой мы врозь не видим, будет слабеть (положение В і D на рис. 75). Сдачу времени в промежутках между затемнениями она почти стала (положение А і С) и тем длинная, чем менее короткая продолжительность затемнений и чем больший радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то суммарная яркость системы уменьшается совсем ненамного, когда яркая звезда заступает супутник.
Старинные арабы назвали р Персея Алголем (искаженное эль шишек), что означает «дьявол». Возможно, они заметили его странное поведение: на протяжении 2 дней 11 ч яркость Алголя стала, потом за 5 ч она слабеет от 2,3 до 3,5 звездной величины, дальше за 5 ч яркость возвращает 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, двойные-затменно-двойные звезды, которые наблюдаются также и как спектрально-двойные, есть наиболее грунтовно изученными системами. К сожалению, таких систем известно еще сравнительно имело.
Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголів большей частью короткие - около нескольких діб.
Вообще двойственность звезд - сильное распространенное явление. Статистика показывает, что около 30 % всех зрение, очевидно, двойные.
Определенные описанными методами массы зрение различаются намного меньше, чем их светимости: приблизительно от 0,1 до 100 масс Солнца. Очень большие массы встречаются весьма редко. Обычно звезды имеют массу, меньше пяти масс Солнца.
Именно масса звезд предопределяет их существование и природу как особого типа небесных тел, для которых характерная высокая температура недр (свыше 107 К). Ядерные реакции превращения водорода в гелий, которые происходят при такой температуре, в большинстве звезд является источником излучаемой ими энергии. При меньшей массе температура внутри небесных тел не достигает тех значений, которые необходимые для хода термоядерных реакций.
Эволюция химического состава вещества во Вселенной происходила и происходит ныне главным образом благодаря звездам. Именно в их недрах протекает необратимый процесс синтеза более трудных химических элементов из водорода.
2. Размеры звезд. Плотность их вещества. Покажем на простом примере, как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капелли (а Візничого). Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, но светимость Капелли в 120 раз превышает светимость Солнца. Поскольку при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинаковая, то, значит, поверхность Капелли большая за поверхность Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в 11 раз. Определить размеры других зрение дает возможность знания законов излучения.
Так, в физике установлено, что полная энергия, которая излучается за единицу времени с 1 м2 поверхности нагретого тела, равняется: i = T4, где - коэффициент пропорциональности, а Т - абсолютная температура '. Относительный линейный диаметр звезд, которые имеют известную температуру Т, находят за формулой
где r - радиус звезды, и - излучение единицы поверхности звезды, r , i, Т относятся к Солнцу, а L = 1. Звідсиу 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 звезд с помощью особого оптического прибора (звездного интерферометра) .
Вернуться назад