Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
VII
цэнтра мас.
Зоркі фізічных падвойных пар часта маюць розны колер. Так, у Антарэса — вельмі яркай чырвонай зоркі ў сузор’і Скарпіёна — ёсць слабы зялёны (пры назіранні ў тэлескоп) спадарожнік.
Першая вядомая яшчэ са старажытнасці зоркавая пара — гэта Міцар (Конь) і Алькор (Коннік). Міцар — сярэдняя зорка ручкі «каўша» сузор’я Вялікай Мядзведзіцы, бачная зорная велічыня якой 2,2'". На вуглавой адлегласці 12' ад яе знаходзіцца слабая зорка Аль-кор, зорная велічыня якой 4,0'". Зоркавая пара Міцар і Алькор — прыклад аптычнай падвойнай зоркі. У сваю чаргу, нават у школь-ны тэлескоп добра бачна: Міцар складаецца з дзвюх вельмі блізкіх зорак, нераспазнавальных простым вокам. Кампаненты зоркавай пары Міцар А і Міцар В знаходзяцца адзін ад аднаго на адлегласці 14" і маюць зорныя велічыні адпаведна 2,4” і 4,0'”. Зоркавая пара Міцар — прыклад фізічнай падвойнай зоркі.
Фізічныя падвойныя зоркі ў залежнасці ад спосабу іх назірання падзяляюцца на візуальна-падвойныя зоркі (іх кампаненты можна бачыць пры дапамозе тэлескопа ці сфатаграфаваць), зацьменна-падвойныя зоркі (іх кампаненты перыядычна загароджваюць адзін аднаго ад назіральніка), спектральна-падвойныя зоркі (дваістасць
149
выяўляецца ў перыядычных зрушэннях ці раздваеннях ліній іх спек-траў), астраметрычна-падвойныя зоркі (адна зорка не бачная і ўзбу-рае правільны рух суседняй).
Першы спіс падвойных зорак склаў у 1803 г. англійскі астраном Уільям Гершэль. У ім было некалькі соцень аб’ектаў. Сістэматычныя назіранні падвойных зорак праводзіў заснавальнік Пулкаўскай абсерваторыі В. Я. Струвэ. У яго каталозе, апублікаваным у 1827 г., было 3110 зоркавых пар. На сучасны момант вядома каля 100 тыс. візуальна-падвойных зорак.
Перыяды абарачэння кампанентаў у візуальна-падвойных сістэм знаходзяцца ў межах ад некалькіх гадоў да некалькіх тысяч гадоў.
Падвойныя зоркі з’яўляюцца асобным выпадкам кратных зорак, якія складаюцца часам з некалькіх кампанентаў. Існуюць зоркі па-тройныя, чацвярныя і нават большай кратнасці. Да кратных зорак звычайна адносяць зоркі, якія маюць менш за 10 кампанентаў. Сістэ-мы з большай колькасцю зорак называюцца зоркавымі скопішчамі.
Падвойнасць і кратнасць у зорным свеце — шырока распаўсю-джаная з’ява.
2. Зацьменна-падвойныя зоркі. Зацьменна-падвойныя, ці зацьменна-пераменныя, зоркі ўяўляюць сабой цесныя пары, што абарачаюцца з перыядам ад некалькіх гадзін да некалькіх гадоў па арбітах, вялі-кая паўвось якіх параўнальная з самімі зоркамі. 3 гэтай прычыны мы не можам бачыць паасобку іх кампаненты, таму што вуглавая адлегласць паміж імі вельмі малая. Меркаваць пра дваістасць сістэ-мы можна толькі па перыядычных ваганнях бляску. Паколькі пра-мень зроку пры назіранні такіх зорак і плоскасці іх арбіт практыч-на супадаюць, то ў такіх зорак выяўляецца з’ява зацьменняў, калі адзін з кампанентаў праходзіць паперадзе ці ззаду другога адносна назіральніка. Разгледжаную сітуацыю растлумачвае рыс. 24.1, на якім прыведзена крывая змен бляску т зацьменна-падвойнай зоркі, звязаных з перыядычнымі зацьменнямі аднаго кампанента другім.
ЗОРКІ
VII
Крывая свяцільнасці зацьменна-пераменнай
Калі закрыта цьмяная зорка, яркасць мяняецца нязначна
ф
калі закрыта паверхня яркага кампанента
Час—►
Падвойная зорка становіцца цьмянай,
Перыяд абарачэння
Рыс. 24.1. Змены бляску зацьменна-падвойнай зоркі
150
ЗОРКІ
VII
Лічбы на графіку адносяцца да адпаведных месцазнаходжанняў аднаго з кампанентаў зоркі на арбіце. Рознасць зорных велічынь у мінімуме і максімуме бляску называюць амплітудай, а прамежак часу паміж двума паслядоўнымі найменшымі мінімумамі — перыядам пераменнасці.
Тыповы прыклад зацьменна-пераменнай зоркі — зорка [3 Пер-сея (Алголь), якая рэгулярна зацямняецца на 9,6 г з перыядам 2,867 сутак. Падзенне бляску ў мінімуме складае 2,3 зорнай велі-чыні.
Змена выгляду крывой бляску зацьменна-пераменнай зоркі дае магчымасць вызначыць характарыстыкі яе кампанентаў: нахіл пло-скасці арбіты, эксцэнтрысітэт, перыяд абарачэння. Калі ў зацьмен-на-пераменнай зоркі вядомы гадавы паралакс, да таго ж яна назіра-ецца як спектральна-падвойная зорка, то можна вызначыць свяцільнасць кампанентаў, ацаніць іх масы, памеры і адхіленні іх форм ад шарападобнай.
Усяго вядома каля 4000 зацьменна-падвойных зорак.
3. Спектральна-падвойныя зоркі. Спектральна-падвойныя зоркі, як і зацьменна-падвойныя, уяўляюць сабой вельмі цесныя пары. Кампаненты (зоркі) пары абарачаюцца ў плоскасці, слаба нахіле-най да напрамку прамяня зроку назіральніка. Спектральна-падвой-ныя зоркі не бачныя паасобку нават у магутныя тэлескопы, але лёгка выяўляюцца пры спектраскапічных назіраннях прамянёвых скарасцей.
Зоркі, падвойнасць якіх устанаўліваецца толькі на падставе спек-тральных назіранняў, называюцца спектральна-падвойнымі.
Дапусцім, што назіральнік знаходзіцца ў плоскасці арбіты па-двойнай сістэмы, якая складаецца з больш масіўнай і яркай зоркі А і менш яркай і масіўнай зоркі В (рыс. 24.2). Кожны з кампанен-таў — A \ В пры абарачэнні вакол цэнтра мас сістэмы то набліжа-ецца да назіральніка, то аддаляецца ад яго. 3-за эфекту Доплера ў першым выпадку лініі ў спектры зоркі зрушваюцца да фіялета-вай часткі спектра, у другім — да чырвонай, прычым перыяд гэтых зрушэнняў роўны перыяду абарачэння. На рысунку рымскія лічбы абазначаюць адпаведнасць спектраў месцазнаходжанням зорак на арбітах.
Пастаяннае ўдасканаленне методыкі вызначэння зруху спект-ральных ліній дало магчымасць у 1995 г. выявіць у зоркі 51 Пегаса спадарожнік масай у палову масы Юпітэра. Да 2000 г. метадам прамянёвых скарасцей у 32 зорак выяўлены ад аднаго да некалькіх спадарожнікаў. Яны атрымалі агульную назву — экзапланеты.
4. Астраметрычна-падвойныя зоркі. Сустракаюцца такія цесныя зоркавыя пары, калі адна з зорак ці вельмі малая па памерах, ці мае
151
нізкую свяцільнасць. У гэтым вы-падку разгледзець такую зорку няма магчымасці, але выявіць дваістасць усё ж можна. Яркі кам-панент перыядычна адхіляецца ад прамалінейнай траекторыі то ў адзін, то ў другі бок (рыс. 24.3), быццам бы па прамой рухаецца цэнтр мас сістэмы. Такія ўзбурэнні прапарцыянальныя масе спада-рожніка.
Даследаванні адной з найбліжэй-шых да нас зорак, вядомай пад на-звай Рос 614 (яе бляск 11,4"' і пара-лакс 0,25"), паказалі, што амплітуда адхіленняў зоркі ад напрамку, які дапускаўся, дасягае 0,36". Перыяд абарачэння зоркі адносна цэнтра мас роўны 16,5 года.
Сярод блізкіх да Сонца зорак выяўлена каля 20 астраметрычна-
IV
падвойных зорак.
5. Маса зорак. Працяглыя назіранні візуальна-падвойных зорак
пераканалі астраномаў у тым, што бачны адносны рух кампанентаў зоркавай пары адбываецца па эліпсе і адпавядае закону плошчаў. 3 гэтага вынікае, што ў падвойных сістэмах абарачэнні зорак адбы-ваюцца ў адпаведнасці з законамі Кеплера і падпарадкоўваюцца закону сусветнага прыцягнення Ньютана.
Атрыманы ацэнкі мас прыблізна для ста зорак розных тыпаў. Аналіз гэтых звестак прывёў да наступных вынікаў:
1. Масы зорак знаходзяцца ў межах ад 0,03 да 60 мас Сонца.
VII
Найбольшая колькасць зорак маюць ад 0,4 да 3 мас Сонца.
2. Залежнасць паміж масамі зорак і іх свяцільнасцю дае маг-чымасць ацэньваць масы адзіноч-ных зорак па іх свяцільнасцях. У інтэрвале мас 0,5М&< М < 1ОЛ/0 свяцільнасць зоркі прапарцыя-нальная чацвёртай ступені яе масы L~ М4. Пры М> ЮА/0 паказчык ступені роўны 2, для свяцільнасці £= М2.
Рыс. 24.3. Адхіленні ў руху Сірыуса, выкліканыя гравітацыйным узбурэн-нем спадарожніка
152
ЗОРКІ
3. Маса зоркі ў момант яе фарміравання з’яўляецца найважней-шым параметрам, які вызначае далейшую эвалюцыю зоркі.
Радыусы зорак маюць вельмі шырокія межы, таму сярэдняя шчыльнасць зорак вагаецца ад 510 2 да 3108 кг/м3 (параўнайце з Сонцам — 1,4-103 кг/м3).
Пытанні і практыкаванні
1. Якія зоркі называюцца падвойнымі? Прывядзіце іх класіфікацыю і прыклады назваў зорак. 2. Што такое амплітуда і перыяд перамен-насці зацьменна-пераменных зорак? 3. Дайце падрабязнае тлумачэнне, чаму адбываецца зрушэнне ліній у спектрах спектральна-пераменных зорак.
25.
ЭВАЛЮЦЫЯ ЗОРАК
VII
1. Дыяграма «спектр— свяцільнасць». Існуе залежнасць паміж асноўнымі фізічнымі характарыстыкамі зорак. На аснове назіранняў вызначаюцца спектральныя класы зорак, а па вядомай адлегласці — абсалютныя зорныя велічыні, ці свяцільнасці зорак.
У пачатку XX ст. незалежна адзін ад аднаго дацкі астраном Эйнар Герцшпрунг, а крыху пазней амерыканскі астрафізік Генры Рэсел устанавілі сувязь паміж гэтымі характарыстыкамі. Гэту залежнасць можна падаць у выглядзе дыяграмы: па гарызанталь-най восі адкладваецца спектральны клас (ці тэмпература) зорак, а па вертыкальнай — іх свяцільнасць (у абсалютных велічынях ці ў адзінках свяцільнасці Сонца). Кожнай зорцы адпавядае пункт на гэтай дыяграме. Такая дыяграма называецца дыяграмай Герц-шпрунга — Рэсела ui дыяграмай «спектр — свяцільнасць» (гл. рыс. на форзацы).
Зоркі на дыяграме не размяркоўваюцца выпадковым чынам па ўсёй яе плошчы, а ўтвараюць некалькі груп, названых паслядоўнас-цямі. Гэтыя паслядоўнасці, названыя класамі свяцільнасці, гавораць аб наяўнасці ў некаторых зоркавых груп індывідуальнай залежнасці свяцільнасці ад тэмпературы.
Большасць зорак на дыяграме знаходзіцца ў межах паласы, вы-разна выяўленай і выцягнутай ад левага верхняга да правага ніжняга вугла, якая называецца галоўнай паслядоўнасцю.
У левай ніжняй частцы галоўнай паслядоўнасці знаходзяцца самыя гарачыя зоркі класа О, свяцільнасць якіх у дзесяткі тысяч разоў большая за сонечную. Такія зоркі называюць блакітнымі
153
звышгігантамі. 3 памяншэннем тэмпературы свяцільнасць зорак $ падае. Затым паласа галоўнай паслядоўнасці праходзіць праз зону, ° дзе знахоДзяцца падобныя на Сонца зоркі класа G. I нарэшце, галоўная паслядоўнасць апускаецца да ніжняй правай часткі дыяграмы. Тут знаходзяцца зоркі класа М з малой масай і ад-носна нізкай тэмпературай. Гэтыя зоркі называюцца чырвонымі карлікамі.
Да зорак галоўнай паслядоўнасці адносяцца добра вядомыя зоркі — Сірыус (а Вялікага Пса), Вега (а Ліры), наша Сонца. Зоркі з адносна нізкай тэмпературай фотасферы (3^510’К) і свяцільнас-цю ў 100—1000 разоў большай за свяцільнасць Сонца ўтвараюць паслядоўнасць чырвоных гігантаў. Да гэтай паслядоўнасці адносяцца, напрыклад, Арктур (а Валапаса), Альдэбаран (а Цяльца).
КНІГІ ОНЛАЙН
