Массы и размеры звезд

Главная - Астрономия, авиация, космонавтика - Массы и размеры звезд

Массы и размеры звезд

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

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

Примером визуально-двойной звезды, видимой даже невооруженным глазом, есть £ Большой Медведицы, вторая звезда от конца «ручки» ее «ковша». При нормальном зрении совсем близко возле нее видно другу слабую звездочку, ее заметили еще старинные арабы и назвали Алькор (Всадник). Яркой звезде они дали название Міцар. Міцар и Алькор отдаленные одна от одной на 1 Г. В бинокль таких звездных пар можно найти немало.

Системы с количеством звезд n ³3 называются кратными. Так, в бинокль видно, что г Лиры состоит из двух одинаковых 4-зрение ї звездной величины, расстояние между которыми 3'. При наблюдении в телескоп Е Лиры - визуально-четвертная звезда. Однако некоторые звезды оказываются лишь оптически-двойными, т.е. близость таких двух зрение э. результатом случайной проекции их на небо. На самом деле в пространстве они далекие одна от одной. А если во время наблюдения выясняется, что они образовывают единую систему и оборачиваются под действием взаимного притягивания вокруг общего центра масс, то их называют физическими двойными.

Много двойных звезд открыл и выучил известный русский ученый В. Я. Струве. Кратчайший известный период обращения визуально-двойных звезд - несколько лет. Изучены пара, в которых период обращения представляет десятки лет, а пары с периодами в сотне лет выучат в будущем. Ближайшая к нам звезда a Центавра есть двойной.

Период обращения ее составляющих (компонентов) - 70 лет. Обе звезды в этой пари за массой и температурой подобный Солнцу.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эллипса, который описывает спутник, так как мы видим его орбиту в проекции искривленной (рис. 73). Но знание геометрии дает возможность установить настоящую форму орбиты и измерить ее большую полуось а в секундах дуги. Если известное расстояние О к двойной звезде в парсеках и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги равняется а", то в астрономических единицах она будет равнять:

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.о.), по третьему закону Кеплера можно записать:

где m1, и m2- массы компонентов в пари звезд, M© и МÅ - массы Солнца и Земли, а Т - период обращения пары в годах. Пренебрегая массой Земли сравнительно с массой Солнца, достанем печали масс звезд, которые представляют пара, в массах Солнца:

m1 + m2 = A3 : T2

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

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.