Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8 | Следующая страница реферата

Таким образом, будем ли мы для вычисления масс пользоваться формулами или более простыми формулами в обоих случаях, кроме элементов орбиты [pic] и Т, необходимо знать также и параллакс звезды (.

В качестве примера рассмотрим двойную звезду Сириус, для которой отношение масс компонентов оказалось приблизительно равным 2,5. Элементы Т и [pic] истинной орбиты спутника относительно главной звезды и параллакс оказались: Т= 50,0 лет, [pic] = 7",57 и ( = 0",375.

Подставляя эти величины в формулы, находим: [pic] = 20,1 и [pic] 3,2, а так как [pic]: [pic]= 2,5, то [pic]= 2,3 и [pic]= 0,9, т. е. масса спутника немногим меньше массы Солнца. Известно, что спутник Сириуса является белым карликом. [16]

2 Спектрально – двойные звезды

Звезды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений, называются спектрально – двойными.

Характер и причина изменения спектров спектрально-двойных звезд объясняются рис. 2. Если очень близкие компоненты двойной звезды, движущиеся вокруг общего центра масс, мало отличаются друг от друга по спектру и по блеску, то в спектре такой звезды должно наблюдаться периодически повторяющееся раздвоение спектральных линий.

Если один компонент занимает положение А1, а другой – положение В1, то оба они будут двигаться под прямым углом к лучу зрения, направленному к наблюдателю, и раздвоения спектральных линии не получится. Но если компоненты занимают положение А2 и В2, то компонент А движется к наблюдателю, а компонент В – от наблюдателя и раздвоение спектральных линий наблюдаться будет, так как у первого компонента спектральные линии сместятся к фиолетовому концу спектра, а у второго – к красному концу.
Затем при дальнейшем движении компонентов раздвоение спектральных линий постепенно исчезнет (оба компонента будут опять двигаться под прямым углом к лучу зрения) и снова повторится, когда компонент А будет двигаться от наблюдателя, а компонент В – к наблюдателю. Таким образом, спектральные линии компонентов А и В будут колебаться около некоторых средних своих положений, при которых они будут совпадать и которые соответствуют лучевой скорости центра масс системы.

В случае же, если один из компонентов значительно уступает по блеску другому (правая часть рис. 2), раздвоение спектральных линий наблюдаться не будет (из-за слабости спектра спутника), но линии спектра главной звезды колебаться будут так же, как и в первом случае.

Периоды изменений, происходящих в спектрах спектрально-двойных звезд, очевидно, являющиеся и периодами их обращения, бывают весьма различны.
Наиболее короткий из известных периодов 2,4Ч (( Малой Медведицы), а наиболее длинные – десятки лет.

Для определения элементов орбиты какой-либо спектрально-двойной звезды необходимо иметь достаточно большое количество спектрограмм этой звезды, дающих возможность построить так называемую кривую лучевых скоростей. При построении этой кривой по оси абсцисс откладывается время, а по оси ординат
– лучевые скорости. Форма кривой лучевых скоростей зависит только от двух элементов – эксцентриситета е и угла (, определяющего положение периастра.
Характерные образцы кривых лучевых скоростей для некоторых частных значений е и ( изображены на рисунке 3. Положение горизонтальной прямой у всех кривых этого рисунка соответствует лучевой скорости, которую компоненты имеют при своем движении под прямым углом к лучу зрения (т.е., иными словами, лучевой скорости центра масс системы).

Независимо от применяемого способа из числа элементов орбит спектрально-двойных звезд могут быть определены только (, [pic], Т и t.
Совершенно нельзя определить позиционный угол и нельзя определить в отдельности наклонение i плоскости орбиты и большую полуось а, так как одни и те же лучевые скорости могут получиться при движении звезды по орбитам с различными наклонениями и соответственно различными большими полуосями. [2,
4, 23]

1.3. Затменно–двойные звезды

Затменными переменными называются неразрешимые в телескопы тесные пары звезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей – спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды
Алголь (( Персея) и ( Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина затменных переменных звезд меняется периодически.

Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами – периодом переменности. У Алголя, например, период переменности равен 2d20h49m, а у ( Лиры– 12d21h48m.

По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а в некоторых случаях даже получить представление об их форме.
На рис. 4 показаны кривые блеска некоторых затменных переменных звезд вместе с полученными на их основании схемами движения компонентов. На всех кривых заметны два минимума: глубокий (главный, соответствующий затмению главной звезды спутником), и слабый (вторичный), возникающий, когда главная звезда затмевает спутник.

На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие данные о компонентах затменных переменных звезд:

1. Характер затмений (частное, полное или центральное) определяется наклонением i и размерами звезд. Когда i = 90°, затмение центральное, как у
( Лиры (рис. 5). В тех случаях, когда диск одной звезды полностью перекрывается диском другой, соответствующие области кривой блеска имеют характерные плоские участки (как у IH Кассиопеи), что говорит о постоянстве общего потока излучения системы в течение некоторого времени, пока меньшая звезда проходит перед или за диском большей. В случае только частных затмений минимумы острые (как у RX Геркулеса или ( Персея).

2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы компонентов R1 и R2, выраженные в долях большой полуоси орбиты, так как продолжительность затмения пропорциональна диаметрам звезд.

3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно найти отношение светимостей, а при известных радиусах,– также и отношение эффективных температур компонентов.

4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до середины вторичного минимума и от вторичного минимума до следующего главного минимума зависит от эксцентриситета орбиты е и долготы периастра
(. Точнее, фаза наступления вторичного минимума зависит от произведения
[pic]. Если вторичный минимум лежит посередине между двумя главными минимумами (как у RX Геркулеса), то орбита симметрична относительно луча зрения и, в частности, может быть круговой. Асимметрия положения вторичного минимума позволяет найти произведение [pic].

5. Наклон кривой блеска, иногда наблюдаемый между минимумами, позволяет количественно оценить эффект отражения одной звездой излучения другой, как, например, у ( Персея.

6. Плавное изменение кривой блеска, как, например, у ( Лиры, говорит об эллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень близких компонентов двойных звезд. К таким системам относятся звезды типа ( Лиры и
W Большой Медведицы (см. рис. 5). В этом случае по форме кривой блеска можно установить форму звезд.

7. Детальный ход кривой блеска в минимумах иногда позволяет судить о законе потемнения диска звезды к краю. Выявить этот эффект, как правило, очень трудно. Однако это единственный имеющийся в настоящее время метод изучения распределения яркости по дискам звезд.

В итоге на основании вида кривой блеска затменной переменной звезды в принципе можно определить следующие элементы и характеристики системы: i – наклонение орбиты; Т – период; [pic] – эпоху главного минимума; е – эксцентриситет орбиты; ( – долготу периастра; R1 и R2 – радиусы компонентов, выраженные в долях большой полуоси; для звезд типа ( Лиры – эксцентриситеты эллипсоидов, представляющих форму звезд; L1/L2 – отношение светимостей компонентов или их температур [pic].

В настоящее время известно свыше 4000 затменных переменных звезд различных типов. Минимальный известный период – около часа, наибольший – 57 лет. Информация о затменных звездах становится более полной и надежной при дополнении фотометрических наблюдений спектральными. [4,6].

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: конспект, реферат роль.





Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8 | Следующая страница реферата