Какими способами можно определить массу двойной звезды

1. Двойные звёзды. Определение массы звёзд

Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. Если же в результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то они называются физическими двойными звёздами.

Первым, кто доказал, что такие звёзды действительно существуют, был известный английский астроном Вильям Гершель (1738—1822). Множество двойных звёзд открыл и исследовал В. Я. Струве. В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звёзд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными. В настоящее время считается, что большинство звёзд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то это визуально-двойная звезда. Если же об этом можно судить только по спектру, то это спектрально-двойная звезда.

Редким примером двойной звезды, оба компонента которой различимы даже невооружённым глазом, являются Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы. Среди ярчайших звёзд также были обнаружены двойные: Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звёзд такой пары сама состоит из нескольких звёзд. Так, Мицар и Капелла имеют в своём составе четыре компонента, а Кастор — шесть. Выяснилось, что а Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого «ближайшая»).

У двойных звезд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких сотен или даже тысяч лет. Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звёзд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.

Несмотря на многочисленность двойных звёзд, достаточно надёжно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

где m₁ и m₂ — массы компонентов звёздной пары; М₁ и М₂ — массы Солнца и Земли; Т₁ — период обращения звёзд; Т₂ — период обращения Земли; А — большая полуось орбиты двойной звезды; а — большая полуось земной орбиты. Выражая период обращения в двойной системе Т в годах (периодах обращения Земли), большую полуось орбиты в а. е. (расстояниях между Солнцем и Землёй), получаем суммарную массу системы в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния А₁ и А₂ (А = А₁ + А₂) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.

У спектрально-двойных звёзд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера 1 . Оно меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яркости и спектры звёзд, составляющих пару, сходны, то в спектре наблюдается периодическое раздвоение линий (рис. 5.16, а). Пусть компоненты A и В занимают положения A₂ или В₂, когда один движется по направлению к наблюдателю, а другой — от него. Спектральные линии приближающейся звезды сместятся к фиолетовому концу спектра, а удаляющейся — к красному. Линии в спектре будут раздвоены. В положениях A₁, и В₁ оба компонента движутся перпендикулярно лучу зрения, и раздвоения линий не наблюдается. Если одна из звёзд настолько слаба, что её линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды (рис. 5.16, б).

1 Напомним, что, согласно этому эффекту, при увеличении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны принимаемого излучения увеличивается, поэтому спектральные линии смещаются к красному концу спектра. При уменьшении расстояния длина волны уменьшается, а линии смещаются к фиолетовому концу спектра.

Источник

Двойные звезды и чем они особенны

Откровенно говоря, двойные звезды это то же самое, что двойные звездные системы. То есть они представляют собой системы, которые состоят из двух светил, которые связаны между собой силами гравитации. Также обязательным условием является их движение по замкнутым орбитам вокруг одного, общего центра масс.

На самом деле, таких астрономических объектов множество во Вселенной. Между прочим, в Млечном Пути примерно половина всех светил это двойные системы звезд.

Двойная звезда Сириус

Как классифицируют двойные звезды

Разумеется, они могут быть разными по составляющим компонентам. По определению, новые и сверхновые звёзды могут быть, причем чаще всего так и есть, бинарными системами. К тому же, если пару образуют красный гигант и белый карлик, то они называются симбиотическими двойными.

Также, например, бывают рентгеновские парные светила, где один небольшой элемент взаимодействует с нейтронным звёздным телом или чёрной дырой.

В основном же, парные звёздные структуры делятся по двум параметрам. Во-первых, по их физическим свойствам. Во-вторых, по способу наблюдения.

Рентгеновская двойная система v404 Лебедя

Физическая классификация

Итак, по этой характеристике выделяют два класса:

1. Разделённые системы, где между компонентами не может происходить обмен масс. То есть они притягиваются, но не передают друг к другу вещество.
2. Тесные системы, наоборот, содержат светила, между которыми на протяжении всего взаимодействия (и в прошлом, и в будущем) осуществляется обмен массами.

В свою очередь, тесные структуры могут быть:

1. Полуразделёнными, где только один компонент получает вещество;
2. Контактными, где оба компонента передают и получают вещество.

По наблюдению

Собственно говоря, существует несколько основных групп:

1. Визуально-двойные звезды рассматриваются раздельно. Их часто называют видимыми двойными. Для них характерны большой период обращения и значительное пространство между составляющими светилами. При наблюдении важными факторами являются мощность телескопа, расстояние до тела и дистанция между его компонентами.
2. Спектральные двойные звезды устанавливают путём спектральных наблюдений. А вот заметить их с помощью телескопа не получится. Потому как компоненты очень близко располагаются друг к другу. При этом методе за ними следят несколько ночей. Если в спектре первого компонента фиксируется смещение линий, то обращают внимание на второй. При условии, что и у него отмечается подобное смещение, но в противоположной фазе, то значит это двойственное светило.
3. Спекл-интерферометрические парные светила устанавливают с помощью адаптивной оптики (увеличения разрешения приборов без искажений). Такой способ удобен и подходит для систем с периодом обращения несколько десятков лет.
4. Астрометрические бинарные объекты очень интересны. Так как их структура скрывает один элемент. Возможно, невидимый сосед слишком мал или обладает малой светимостью. Но, действительно, иногда наблюдается только один из компонентов системы. А вот второй становится заметным лишь при изменении его расположения. Тем самым, обнаруживается их тандем. К слову, астрометрические светила применяют при расчетах массы коричневых карликов.
5. Затменные (фотометрические) парные системы образуют тела, которые периодично затмевают друг друга. Другими словами, закрывают обзор. Происходит это в результате наклона орбитальной плоскости к лучу зрения под маленьким углом. То есть в такой системе звёздные орбиты находятся, можно сказать, ребром к Земле.
6. Микролинзированные двойные отличаются тем, что на луче зрения между ними и наблюдателем лежит какое-либо тело с сильным полем тяготения (гравитацией). Как следствие, объект меняет направление распространения электромагнитного излучения. В таком случае, говорят что он линзирован (подобно линзе отражает изображение, лучи). Однако сила гравитационного поля космических объектов позволяет создать одно отклонение кривой блеска. Поэтому здесь речь идёт о микролинзировании, с помощью которого и ищут бинарные светила.

• Визуально-двойная
• Затменная
• Спектральная система
• Спекл-интерферограммы одиночной и двойной звезды

Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд

Конечно же, изменение блеска зависит от множества причин. Стоит отметить, что не только физические характеристики влияют на яркость. Но и расстояние до тела, и промежуток между его компонентами, и движение, и окружающие объекты и др. Что видно, из существования различных классов и видов бинарных систем.

Каким способом можно определить массу двойной звезды

Как оказалось, измерение параметров двойных звезд имеет важное значение. Например, если определить период обращения и расстояние между звёздными телами, то можно вычислить массы компонентов, образующих систему. Такой способ применяют в астрофизике для расчёта массивности.

Вдобавок, есть такие парные структуры, которые включают в себя не обычные светила. А, например, нейтронные или даже чёрные дыры. Что вызывает особый интерес у астрономов. В частности, такая наука, как астрофизика, занимается изучением и исследованием подобных моделей.

Открытие

Несмотря на то, что гипотеза о существовании двойственных светил была выдвинута в 17 веке, двойные звезды открыли только в 18 веке. Уильям Гершель наблюдал за ними практически 25 лет и составил свой каталог с описанием 700 объектов.

Со временем по всему космическому пространству обнаружили множество таких систем.

Фри́дрих Вильге́льм Ге́ршель

Для примера, самыми популярными двойными звездами являются Мицар и Алькор. По правде говоря, их исследование продолжается до сих пор.

Что интересно, некоторые (не знаю почему) считают, что двойные и кратные звезды это одно и тоже. Наверное, лучше прояснить этот момент. Какие звезды называют двойными уже, надеюсь, понятно. А вот что такое кратные пока нет. Если система объединяет более двух светил, то она кратная. Проще говоря, в ней может быть три, четыре и более компонента. Причем все они связаны гравитационными силами и движутся вокруг общего центра масс.

Итак, мы разобрались с тем, что такое двойные и кратные звезды и какие они бывают.

Источник

Урок по астрономии «Двойные звезды. Масса звезд.»

Урок по астрономии. Двойные звезды. Масса звезд.

Цель: Рассмотреть понятие и различные виды двойных звезд: визуальные, спектральные, затменные, астрометрические. Рассмотреть способы определения масс звезд в системах.

1. Обучающая: Ввести понятия: двойная звезда (визуально-двойная, спектрально-двойная), затменно-двойная звезда (ее кривая блеска, период, амплитуда), звезды-гиганты, сверхгиганты, карлики, белые карлики, компоненты двойной звезды. Изложить сущность определения масс звезд на основе обобщенного третьего закона Кеплера и показать, как это делается на конкретных примерах.

2. Воспитывающая: Акцентировать внимание учащихся на том, что размеры (и средние плотности звезд) меняются в широких, а массы – в ограниченных пределах. Указать, что Солнце по своим физическим характеристикам (размерам, массе, средней плотности, а также по температуре, цвету, спектру и химическому составу) ничем особенным не выделяется среди множества других звезд. Подчеркнуть, что выяснение природы звезд – один из примеров познаваемости мира. Отметить, что открытие двойных звезд астрономы успешно используют не только для определения их размеров и масс (причем масса – важнейшая физическая характеристика звезды, связанная с ее светимостью; от массы зависит также темп и характер эволюции звезды) но и для поиска таких экзотических объектов, как черные дыры. Обосновать идею о всемирности закона тяготения Ньютона (и законов Кеплера).

3. Развивающая: Важны следующие главные положения: во-первых, существование возможности определения радиусов и массы звезд с помощью соответствующих методов (причем масса звезды – ее важнейшая физическая характеристика), во-вторых, сумма знаний, полученных на предыдущем и данном уроках, позволяет заключить, что Солнце – рядовая звезда. Продолжить формирование умения работать с иллюстрациями. Использовать возможность создания эмоциональной ситуации, сообщая данные об экстремальных размерах и средних плотностях звезд. Учащимся, интересующимся астрономией, предложить подготовить реферат, составить презентацию.

1. Умение самостоятельно определять цели своего обучения, ставить и формировать для себя новые задачи в учебе и познавательной деятельности;

2. Умение самостоятельно планировать пути достижения целей;

3.Умение соотносить свои действия с планируемыми результатами, осуществлять контроль своей деятельности в процессе достижения результата;

4. Умение оценивать правильность выполнение учебной задачи, собственные возможности ее решения.

Тип урока: комбинированный урок.

1) Организационный момент. Актуализация знаний.

2) Изучение нового материала.

3) Закрепление изученного. Итог урока.

Тип урока: комбинированный.

1) Организационный момент.

Объявление темы и цели урока.

Нам нужно повторить вопросы, которые будут необходимы нам для изучения нового материала.

Повторение материала

Экспресс-опрос (перед собой иметь диаграмму “Гершпрунга -Расселла”, используется для показа мультимедийный проектор). Оценивается каждый ученик по количеству правильных ответов (по ходу отмечается каждым учеником в тетради +). На каждый вопрос для ответа отводится не более 1 сек. Продолжительность экспресс-опроса 10 минут. Итак, вопросы.

1. Существуют ли звезды спектрального класса А с абсолютной звездной величиной +4m. (нет)

2. Какие звезды самые горячие? (спектрального класса О, W — голубого цвета)

3. Может ли светимость звезды спектрального класса В превышать светимость Солнца в 10000 раз? (да)

4. Существуют ли звезды, светимость которых в 100 раз меньше солнечной, а температура на поверхности 30000К? (может, белый карлик)

5. Оцените по диаграмме абсолютную звездную величину Денеба (A2) [-7]

6. Какие звезды самые холодные? (спектрального класса М, L, T — красного цвета)

7. Благодаря чему звезды светят (происходящей в недрах звезд термоядерной реакции)

8. Звезды каких спектральных классов наиболее массивны? (М)

9. Какие звезды называются гигантами? (больших размеров и светимости)

10. Звезды каких спектральных классов имеют наибольшую скорость вращения? (О и В)

11. К какому спектральному классу звезд относится Солнце? (G2V)

12. Какова абсолютная звездная величина Бетельгейзе (M2) [-6]

13. Какова светимость Солнца в ваттах? (LV¤ = 3,876·1026 Вт)

14. Какие звезды называются карликами? (малых размеров, как Солнце и меньше)

15. Что называется светимостью звезды? (мощность излучения звезды – полная энергия, излучаемая звездой в 1 секунду суммарно во всех диапазонах)

16. Почему светимости звезд обычно определяют в светимостях Солнца? (удобней для сравнения)

17. Какую температуру имеют желтые карлики? (от 5000К до 7000К)

18. Каковы размеры звезд? (10км

19. Какую температуру имеют голубые гиганты? (свыше 30000К)

20. Как связана температура с размерами звезды? (чем больше температура, тем больше размер – для главной последовательности)

21. Какие звезды имеют маленькую светимость? (карлики)

22. Сравните Бетельгейзе и Солнце (гигант и карлик)

23. Каков цвет Бетельгейзе? (красный)

24. Блеск звезды 6-й величины по сравнению с блеском звезды 1 величины (в 100 раз меньше)

25. Абсолютная звездная величина равна видимой, если звезда расположена на расстоянии (10 пк)

26. Самую большую светимость имеют звезды? (сверхгиганты)

27. Что является индикатором температуры наружных слоев звезды? (ее цвет)

28. Какой цвет звезд класса О? (белый)

29. Полная энергия излучаемая звездой в единицу времени? (светимость)

30. Каково время жизни звезд, подобных Солнцу? (10 млрд.лет)

31. Какие звезды имеют большую продолжительность жизни? (карлики)

32. Как зависит возраст звезды от ее массы? (с увеличением массы возраст уменьшается)

33. Сравните средние плотности Бетельгейзе, Солнца и белого карлика Сириус В. Вывод? (чем меньше размер звезды, тем больше ее плотность)

34. Что нужно знать, чтобы определить расстояние до звезды? (параллакс)

35. Каков цвет Солнца? (желтый)

36. От чего зависит светимость звезд? (их размера)

37. Чем отличается красный карлик от коричневого? (температурой)

2) Изучение нового материала.

Среди звезд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звезды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ — две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех”звезд» на самом деле — двойные или кратные (несколько, не менее 3-х звезд) системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.

Изучение двойных звезд началось в середине 17в, когда Г. Галилей (1564-1642, Италия) открыл несколько звезд и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К середине 18в было обнаружено всего около 20 двойных звезд; тогда же начались и первые измерения позиционного угла и расстояния между компонентами. К 1803 году У. Гершель (1738-1822, Англия) опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. В дальнейшем наблюдения двойных звезд продолжил сын Вильяма – Джон Гершель (1792-1871, Англия), перенесший свой телескоп в Южную Африку. В Европе планомерные наблюдения двойных звезд организовал русский астроном В. Я. Струве (1793-1864, Россия) на обсерватории в Тарту.

На сегодняшний день одним из самых полных сборников является Вашингтонский каталог визуально-двойных звезд (обозначаются порядковым номером с приставкой WDS — Washington Double Star). Впервые появившись в 1984 году, каталог насчитывал 73610 двойных звезд всего неба, для которых имелось хотя бы одно точное измерение, опубликованное до 1983 года. В 1996 году появилась обновленная версия WDS, в которой уже можно найти данные о 78100 двойных, наблюденных до 1995 года. В окрестностях Солнца (d

В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звезд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными. В настоящее время считается, что большинство звезд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то визуально-двойной. Если же об этом можно судить только по спектру, то спектрально-двойной.

Существуют Оптически двойные — рядом проецируются на воображаемую сферу, но физически не связаны. Так в древности у легионеров А.Македонского проверяли зрение по Дзета (ζ) Большой Медведицы (Мицар –конь, предпоследняя в ручке ковша, 78 св.г, 2,23m) оптически двойной звезды в 12′ от нее 80 UMa (Алькор — всадник, 81,2 св.г, 4,02m). Может они физически и связаны, но если период обращения очень большой. Зато при наблюдении в телескоп Мицар сам по себе виден как двойная звезда, включающая Мицар A и Мицар B. Мицар B имеет звёздную величину 4.0 и спектральный класс A7, расстояние между Мицаром A и Мицаром B — 380 а.е., период обращения — несколько тысяч лет.

Среди ярчайших звезд также были обнаружены двойные : Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звезд такой пары сама состоит из нескольких звезд. Так, Мицар и Капелла имеют в своем составе четыре компонента, а Кастор — шесть. Выяснилось, что α Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого — «ближайшая»).

У двойных звезд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких десятков лет (в редких случаях превышают 100 лет). Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звезд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.

Типы двойных (физически двойных) звезд:

1. Визуально-двойные звезды , двойственность которых может быть видна в телескоп. На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов. Чем дальше звезды друг от друга, тем медленнее движутся. Пары, в которых угловое расстояние достаточно велико для того, чтобы звезды можно было разрешить при наблюдении в телескоп, часто имеют период обращения 50 -100 лет.

СИРИУС ( α Большого Пса) — самая яркая звезда видимая у нас на небе. Это тройная звезда в 8,56св. годах от нас. Системы из более чем двух звезд называют кратными.

2. Спектрально-двойные звёзды — выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий. Поскольку члены двойной системы движутся по орбитам, их скорость по отношению к Земле регулярно изменяется. Вариация скорости приводит к изменению длин волн в объединенном спектре системы (так называемый доплеровский эффект). Изучение таких спектров позволяет выяснить детали строения звезд и их орбит. Эти двойные звезды распознаются только спектроскопическими методами. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель. Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой. Когда потоки вещества устремляются к компактной вращающейся звезде двойной системы, может образоваться аккреционный диск. Освободившаяся энергия излучается в рентгеновском диапазоне.

3. Затменные двойные звёзды — изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды. Это происходит, если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Сейчас известно более 5000 таких звезд. Самая известная и первая открытая в 1669г итальянцем Г. Монтанари(1632-1687) Алголь (β Персея, арабское «эль гуль» — дьявол). Алголь А — бело-голубая.

4. Астрометрически двойные – выявляются по отклонению в движении (колебаниям) главной звезды, вызванное орбитальным движением более слабого спутника. Если одна звезда намного слабее другой (невидимый спутник), ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Этот способ, как и исследование спектральных смещений, позволяет определить наличие планетных систем у звезд (открыты у более 180 звезд).

Некоторые звёздные системы:

· Сириус (две звезды);

· α Центавра (три звезды);

· 4 Центавра (4 звезды);

· Мицар (пять звёзд);

· Кастор (шесть звёзд);

· ν Скорпиона (семь звёзд);

· Лебедь X-1 (одна звезда и одна чёрная дыра).

Определение масс звезд в двойных системах. Несмотря на многочисленность двойных звезд, достаточно надежно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

где m ₁ и т₂ — массы компонентов звездной пары; M ₁ и М₂ — массы Солнца и Земли; Т₁ — период обращения звезд; Т₂— период обращения Земли; А — большая полуось орбиты двойной звезды; а — большая полуось земной орбиты. Приняв период обращения Земли и величину большой полуоси ее орбиты равными 1, и пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим, что в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния А₁ и А₂ (А = А₁ + А₂) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.

Определение масс звезд на основе исследований двойных звезд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.

В последние годы тщательные спектральные наблюдения более 100 близких звезд типа Солнца и холоднее его позволили обнаружить в спектрах некоторых звезд незначительные смещения линий, по-видимому, связанные с обращением вокруг них тел планетного типа, масса которых порядка массы Юпитера и даже меньше. Возможно, что дальнейшие поиски приведут к открытию других планетных систем, сходных с Солнечной системой или непохожих на нее.

Размеры звезд. Плотность их вещества (дополнительно)***

К сожалению, звезды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна.

В большинстве случаев размеры звезд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

Отношениесветимостей звезды и Солнца будет равно:

Приняв, что = 1 и = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца)

Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звезд, расстояния до которых невелики.

Звезды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру. Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звездами являются белые карлики, диаметр которых несколько тысяч километров

Расчеты средней плотности звезд различных типов, проведенные на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10 -3 кг/м 3 , что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 10 9 кг/м 3 .

В зависимости от массы и размеров звезды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).

Звезды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. У более горячих звезд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует.

Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объем (9/10 радиуса) составляет протяженная конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотической» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмется до размеров, примерно равных размерам Земли. Внутри белого карлика температура достигает 10 млн К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.

Понять, как связаны между собой различные типы звезд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звезд, образующих огромные звездные системы — галактики.

3) Закрепление изученного. Итог урока.

1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд?

2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звезд сверхгигантов и карликов?

3. Каковы размеры самых маленьких звезд?

Если Вы считаете, что материал нарушает авторские права либо по каким-то другим причинам должен быть удален с сайта, Вы можете оставить жалобу на материал.

Источник