Mówi się, że gwiazdy binarne są wizualnie binarne, jeśli ich dwoistość można zobaczyć podczas bezpośrednich obserwacji przez teleskop. Bezpośrednie wyznaczenie masy jest możliwe tylko dla gwiazd podwójnych

Przykładem wizualnej gwiazdy podwójnej, widocznej nawet gołym okiem, jest Wielka Niedźwiedzica, druga gwiazda od końca „uchwytu” jej „wiadra”. O normalnym świcie można zobaczyć drugą słabą gwiazdę bardzo blisko niej, została zauważona przez starożytnych Arabów i nazwana Alcor (Jeździec). Nazwali jasną gwiazdę Mizar. Mizar i Alcor dzieli od siebie 1 G. W lornetkach takich gwiezdnych par można znaleźć bardzo dużo.

Układy o liczbie gwiazd n ³3 nazywane są wielokrotnościami. W ten sposób lornetki pokazują, że Pan Leary składa się z dwóch identycznych gwiazd wielkości 4, których odległość wynosi 3′. Obserwowana w teleskopie E Leary – wizualnie gwiazda poczwórna. Jednak niektóre gwiazdy są tylko optycznie binarne, tzn. bliskość takich dwóch gwiazd jest wynikiem ich przypadkowego rzutu na niebo. W rzeczywistości w kosmosie są od siebie daleko. A jeśli podczas obserwacji okaże się, że tworzą one jeden układ i obracają się pod wpływem wzajemnego przyciągania wokół wspólnego środka masy, nazywamy je sobowtórami fizycznymi.

Wiele gwiazd podwójnych zostało odkrytych i zbadanych przez słynnego rosyjskiego naukowca V. Ya Struve. Najkrótszy znany okres rotacji wizualnych gwiazd podwójnych to kilka lat. Badano pary, w których okres rotacji wynosi dziesiątki lat, a pary z okresami setek lat będą badane w przyszłości. Najbliższa nam gwiazda, Centaurus, jest podwójna.

Figa. 1. Orbita satelity dwugwiazdowego.

Okres rotacji jego elementów (elementów) – 70 lat. Obie gwiazdy w tej parze mają masę i temperaturę podobną do Słońca.

Główna gwiazda zwykle nie znajduje się w centrum widocznej elipsy opisującej satelitę, ponieważ widzimy jej zniekształconą orbitę w projekcji. Ale znajomość geometrii umożliwia ustalenie prawdziwego kształtu orbity i zmierzenie jej głównej półosi w sekundach łuku. Jeśli odległość O do gwiazdy podwójnej w parsekach i główna półosi orbity gwiazdy w sekundach łuku wynosi „, to w jednostkach astronomicznych będzie równa:

Aa. mi. = a ” x Dpk lub Aa. e. = „/ p”,

ponieważ Dpk = 1 / p ”.

Porównując ruch satelity gwiazdy z ruchem Ziemi wokół Słońca (dla którego okres obrotu Tl = 1 rok, a główna półoś orbity – AU), zgodnie z trzecim prawem Keplera, mamy potrafi pisać:

gdzie m1 i m2 to masy składników pary gwiazd, M © i MÅ to masy Słońca i Ziemi, a T to okres rotacji pary w latach. Pomijając masę Ziemi w porównaniu do masy Słońca, otrzymujemy sumę mas gwiazd tworzących parę w masach Słońca:

m1 + m2 = A3: T2.

Aby określić masę każdej gwiazdy, konieczne jest zbadanie ruchu składników względem otaczających gwiazd i obliczenie ich odległości A1 i A2 od wspólnego środka masy. Następnie mamy drugie równanie:

m1 + m2 = A2: A1,

a z układu dwóch równań znajdujemy obie masy oddzielnie.

W teleskopie gwiazdy podwójne są często pięknym widokiem: główna gwiazda jest żółta lub pomarańczowa, a satelita jest biały lub niebieski.

Jeśli składniki gwiazdy podwójnej w bliskiej rotacji są blisko siebie, to nawet w najsilniejszym teleskopie nie można ich zobaczyć osobno. W tym przypadku dualność można wykryć za pomocą widma. Takie gwiazdy będą nazywane spektralno-binarnymi.

Ze względu na efekt Dopplera, linie w widmach gwiazd przesuną się w przeciwnych kierunkach (gdy jedna gwiazda oddala się od nas, zbliża się kolejna).

Przesunięcie linii zmienia się z okresem równym okresowi obrotu pary. Jeśli jasności i widma gwiazd tworzących parę są podobne, to w widmie gwiazdy podwójnej występuje okresowo powtarzająca się bifurkacja widmowego szronu.

Figa. 2. Wyjaśnienie bifurkacji lub oscylacji linii w widmach spektralnie podwójnych gwiazd.

Niech składniki zajmują pozycje A1, B1, A3 i B3, wtedy jeden z nich przesuwa się do obserwatora, a drugi – od niego (ryc. 74, I, III). W tym przypadku obserwuje się separację linii widmowych. W zbliżającej się gwieździe linie widmowe są przesunięte na niebieski koniec widma, a na oddalającym się. – na czerwono. Ale jeśli składniki gwiazdy podwójnej zajmują pozycje A2 i B2 lub A4 i B4 (ryc. 2, II, IV), to obie poruszają się pod kątem prostym do linii widzenia, a rozwidlone linie widmowe nie będą.

Jeśli jedna z gwiazd świeci słabo, widoczne będą jedynie przesuwające się okresowo linie drugiej gwiazdy.

W przypadku wzajemnej rotacji, składy spektralno-podwójnej ławy przysięgłych mogą na przemian zachodzić na siebie. Takie gwiazdy nazywane są niejasnymi podwójnymi lub algolami, od imienia ich typowego przedstawiciela Perseusza. Podczas zaćmień ogólna jasność pary, której składników nie widzimy osobno, zmniejszy się (pozycje B i D na ryc. 75).

Przez resztę czasu między zaćmieniami prawie się stawał (pozycje A i C), a im dłuższy, tym krótszy czas trwania zaćmień i większy promień orbity. Jeśli satelita jest duży, ale sam daje mało światła, całkowita jasność systemu zmniejsza się tylko nieznacznie, gdy jasna gwiazda zastępuje satelitę.

Starożytni Arabowie nazywali Perseus Algol (zniekształcony el gul), co oznacza „diabeł”. Być może zauważyli jego dziwne zachowanie: przez 2 dni 11 godzin. jasność Algola stała się, a następnie za 5 godzin. słabnie od 2,3 do 3,5 magnitudo, potem 5 godzin. jasność powraca do poprzedniej wartości.

Analiza krzywej zmian jasności pozornej gwiazdy w funkcji czasu pozwala określić wielkość i jasność gwiazd, wielkość orbity, jej kształt i nachylenie do promienia widzenia, a także masę gwiazd. gwiazdy. Tak więc, niejasne gwiazdy podwójne, które są również obserwowane jako podwójne spektralne, są najdokładniej zbadanymi układami. Niestety, wciąż znanych jest stosunkowo niewiele takich systemów.

Okresy znanych widmowych gwiazd podwójnych i algoli są przeważnie krótkie – około kilku dni.

Ogólnie rzecz biorąc, dwoistość widzenia jest bardzo powszechnym zjawiskiem. Statystyki pokazują, że około 30% wszystkich gwiazd jest oczywiście podwójnych.

literatura

  1. Klimyszyn IA Astronomia. Lwów, 1994.
  2. Vakulin PI, Kononovich E. V., Moroz VI Kurs astronomii ogólnej. 6 wyd. – M., 1990.
  3. Fizyka kosmiczna. Mała encyklopedia. – M., 1986.
  4. Kulikovsky PG Podręcznik astronomii amatorskiej. wyd. – M., 1991.
  5. Shklovsky JEST Wszechświat, życie, umysł. – M., 1987.
  6. Klimishin IA Odkrycie Wszechświata. – M., 1992.
  7. Duboshin TM Niebiańska mechanika. M., 1963.
  8. Balk MB Elementy dynamiki lotów kosmicznych. M., 1965.
  9. Roy A. Ruch na orbitach. M., 1981.
  10. Meshchersky IV Zajmuje się mechaniką ciał o zmiennej masie. M., 1952.

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany.