–еферат

ѕодв≥йн≥ з≥рки

ѕодв≥йн≥ з≥рки

ѕодв≥йн≥ з≥рки -- це дв≥ (≥нод≥ зустр≥чаЇтьс¤ три ≥ б≥льш) з≥рки, що звертаютьс¤ навкруги загального центру т¤жкост≥ (див. ћалюнок). ≤снують р≥зн≥ подв≥йн≥ з≥рки: бувають дв≥ схож≥ з≥рки в пар≥, а бувають р≥зн≥ (¤к правило, це червоний г≥гант ≥ б≥лий карлик). јле, незалежно в≥д њх типу, ц≥ з≥рки найб≥льш добре п≥ддаютьс¤ вивченню: дл¤ них, на в≥дм≥ну в≥д звичайних з≥рок, анал≥зуючи њх взаЇмод≥ю можна з'¤сувати майже вс≥ параметри, включаючи масу, форму орб≥т ≥ нав≥ть приблизно з'¤сувати характеристики близько розм≥щених до них з≥рок. як правило, ц≥ з≥рки мають дещо вит¤гнуту форму унасл≥док взаЇмного т¤ж≥нн¤. Ѕагато таких з≥рок в≥дкрив ≥ вивчив на початку нашого стол≥тт¤ рос≥йський астроном «. Ќ. Ѕлажко. ѕриблизно половина вс≥х з≥рок нашоњ √алактики належить до подв≥йних систем, так що подв≥йн≥ з≥рки, що обертаютьс¤ по орб≥тах одна навкруги ≥ншоњ, ¤вище вельми поширене.

ѕриналежн≥сть до подв≥йноњ системи дуже сильно впливаЇ на все житт¤ з≥рки, особливо коли напарники знаход¤тьс¤ близько один до одного. ѕотоки речовини, що спр¤мовуютьс¤ в≥д одн≥Їњ з≥рки на ≥ншу, привод¤ть до драматичних спалах≥в, таким, ¤к вибухи нових ≥ найнов≥ших з≥рок.

ѕодв≥йн≥ з≥рки утримуютьс¤ разом взаЇмним т¤ж≥нн¤м. ќбидв≥ з≥рки подв≥йноњ системи обертаютьс¤ по ел≥птичних орб≥тах навкруги де¤коњ крапки, що лежить м≥ж ними ≥ званоњ центром грав≥тац≥њ цих з≥рок. ÷е можна у¤вити соб≥ ¤к точки опори, ¤кщо у¤вити з≥рки сид¤чими на дит¤чих гойдалках: кожна на своЇму к≥нц≥ дошки, встановленоњ на колоду. „им дал≥ з≥рки один в≥д одного, тим довше тривають њх шл¤хи по орб≥тах. Ѕ≥льш≥сть подв≥йних з≥рок (або просто - подв≥йних) дуже близька один до одного, щоб њх можна було розр≥знити по окремост≥ нав≥ть в наймогутн≥ш≥ телескопи. якщо в≥дстань м≥ж партнерами достатньо велика, орб≥тальний пер≥од може вим≥рюватис¤ прот¤гом рок≥в, а ≥нод≥ ц≥лим стор≥чч¤м або нав≥ть б≥льше. ѕодв≥йн≥ з≥рки, ¤к≥ можливо побачити розд≥льно, називаютьс¤ видимими подв≥йними.

¬≥дкритт¤ подв≥йних з≥рок

як правило, подв≥йн≥ з≥рки на неб≥ ви¤вл¤ютьс¤ в≥зуально (перша ≥ њх була в≥дкрита ще стародавн≥ми арабами) по зм≥н≥ видимого блиску (тут небезпечно переплутати њх з цефењдами) ≥ близькому знаходженню один до одного. ≤нод≥ буваЇ, що дв≥ з≥рки випадково видн≥ пор¤д, а насправд≥ знаход¤тьс¤ на значн≥й в≥дстан≥ ≥ не мають загального центру т¤жкост≥ (тобто оптично подв≥йн≥ з≥рки), проте, це зустр≥чаЇтьс¤ досить р≥дк≥сно.

ЌеозброЇним оком поблизу ћ≥цара (середньоњ з≥рки в ручц≥ ¬еликоњ ¬едмедиц≥) видна б≥льш слабка з≥рка - јлькор.  утова в≥дстань м≥ж ћ≥царом ≥ јлькором близько 12?, а л≥н≥йна в≥дстань м≥ж цими з≥рками приблизно 1,7 * 104 а. е. ÷е приклад оптичноњ подв≥йноњ з≥рки: ћ≥цар ≥ јлькор р¤дом проектуютьс¤ на небесну сферу, тобто, видн≥ в одному напр¤м≥, але ф≥зично м≥ж собою не зв'¤зан≥. якщо припустити, що ћ≥цар ≥ јлькор рухаютьс¤ навкруги загального центру мас, то пер≥од об≥гу склав би близько 2 * 106 рок≥в! «вичайно ж з≥рки, зв'¤зан≥ силами т¤ж≥нн¤ (компоненти подв≥йноњ системи) утворюють б≥льш т≥сн≥ пари, а пер≥оди об≥гу њх компонент≥в не перевищують сотень рок≥в, а ≥нод≥ бувають значно меншими.

“акож, коли одна ≥з з≥рок не видна, можна визначити що з≥рка подв≥йна по траЇктор≥њ: траЇктор≥¤ видимоњ з≥рки не буде пр¤ма, а звивиста; причому по характеристиках ц≥Їњ траЇктор≥њ можна обчислити другу з≥рку, ¤к, наприклад, це було у випадку з —ир≥усом.

якщо ¤ка-небудь з≥рка скоюЇ на неб≥ регул¤рн≥ коливанн¤, це означаЇ, що у нењ Ї невидимий партнер. “од≥ говор¤ть, що це астрометрична подв≥йна з≥рка, знайдена за допомогою вим≥рювань њњ положенн¤. —пектроскоп≥чн≥ подв≥йн≥ з≥рки знаход¤ть по зм≥нах ≥ особливих характеристиках њх спектр≥в, спектр звичайноњ з≥рки, на зразок —онц¤, под≥бний безперервн≥й веселц≥, перетнутоњ численними вузькими нел¤ми - так званими л≥н≥¤ми поглинанн¤. “очн≥ кольори, на ¤ких розташован≥ ц≥ л≥н≥њ, зм≥нюютьс¤, ¤кщо з≥рка рухаЇтьс¤ до нас або в≥д нас. ÷е ¤вище називаЇтьс¤ ефектом ƒоплера.  оли з≥рки подв≥йноњ системи рухаютьс¤ по своњх орб≥тах, вони поперем≥нно то наближаютьс¤ до нас, то в≥ддал¤ютьс¤. ¬ результат≥ л≥н≥њ њх спектр≥в перем≥щаютьс¤ на де¤к≥й д≥л¤нц≥ веселки. “ак≥ рухом≥ л≥н≥њ спектру говор¤ть про те, що з≥рка подв≥йна. якщо обидва учасники подв≥йноњ системи мають приблизно однаковий блиск, в спектр≥ можна побачити два набори л≥н≥й. якщо одна ≥з з≥рок набагато ¤скрав≥ше за ≥ншу, њњ св≥тло дом≥нуватиме, але регул¤рний зсув спектральних л≥н≥й все одно видасть њњ ≥стинну подв≥йну природу. як приклад розгл¤немо з≥рку б близнюк≥в ( астор). ¬≥дстань м≥ж компонентами (ј ≥ B) ц≥Їњ системи приблизно р≥вна 100 а. е., а пер≥од об≥гу - близько 600 рок≥в. «≥рки ј ≥ B  астора у свою чергу теж подв≥йн≥, але њх подв≥йн≥сть неможливо знайти при в≥зуальних фотограф≥чних нагл¤дах, тому що компоненти знаход¤тьс¤ на в≥дстан≥ всього лише дек≥лькох сотих часток астроном≥чних одиниць (в≥дпов≥дно мал≥ ≥ пер≥оди об≥гу). ѕодв≥йн≥сть таких т≥сних пар ви¤вл¤Їтьс¤ лише в результат≥ досл≥дженн¤ њх спектр≥в, в ¤ких спостер≥гаЇтьс¤ пер≥одичне роздвоЇнн¤ спектральних л≥н≥й. ≈фект ƒоплера дозвол¤Ї по¤снити роздвоЇнн¤ л≥н≥й тим, що ми бачимо сумарний спектр, що виходить в≥д накладенн¤ спектр≥в з≥рок, ¤к≥ рухаютьс¤ у р≥зних напр¤мах (одна з них в≥ддал¤Їтьс¤ в≥д нас, а ≥нша наближаЇтьс¤).

Ќер≥дко подв≥йн≥сть т≥сних пар з≥рок можна ви¤вити, вивчаючи пер≥одичн≥ зм≥ни њх блиску. якщо напр¤м в≥д спостер≥гача на центр мас подв≥йноњ з≥рки проходить поблизу площини орб≥ти, то спостер≥гач бачить затьмаренн¤, при ¤ких одна з≥рка на ¤кийсь час затул¤Ї ≥ншу. “ак≥ з≥рки називаютьс¤ затменними подв≥йними або затменними зм≥нними.

«а багатократними спостереженн¤ми затменноњ зм≥нноњ з≥рки можна побудувати криву блиску. якщо пор≥вн¤ти зор¤н≥ величини в м≥н≥мум≥ ≥ максимум≥ блиску. «м≥р¤вши пром≥жок часу м≥ж двома посл≥довними максимумами (або м≥н≥мумами), знайдемо пер≥од зм≥ни блиску. Ќа малюнку 2 зображена крива блиску типовоњ затменноњ зм≥нноњ з≥рки в ѕерсе¤, названоњ арабами јлголем (око ƒи¤вола).

« анал≥зу кривих блиску затменних зм≥нних з≥рок можна визначити р¤д найважлив≥ших ф≥зичних характеристик з≥рок, наприклад њх рад≥уси.

¬им≥рюванн¤ швидкостей з≥рок подв≥йноњ системи ≥ вживанн¤ закону т¤ж≥нн¤ Ї важливим методом визначенн¤ мас з≥рок. ¬ивченн¤ подв≥йних з≥рок - це Їдиний пр¤мий спос≥б обчисленн¤ зор¤них мас. ѕроте, у кожному конкретному випадку не так просто одержати точну в≥дпов≥дь.

¬им≥рюванн¤ параметр≥в подв≥йних з≥рок

якщо припустити, що закон всесв≥тнього т¤ж≥нн¤ пост≥йний в будь-¤к≥й частин≥ нашоњ галактики, то, можливо, зм≥р¤ти масу подв≥йних з≥рок виход¤чи ≥з закон≥в  еплера. ѕо III закону  еплера: ((m1+m2₎P2)/((Mсолнца+ m«емли)T2)=A3/a3, де m1 ≥ m2 - маси з≥рок, P - њх пер≥од об≥гу, T - один р≥к, ј - велика нап≥вв≥сь орб≥ти супутника щодо головноњ з≥рки, а - в≥дстань в≥д «емл≥ до —онц¤. « цього р≥вн¤нн¤ можна знайти суму мас подв≥йноњ з≥рки, тобто масу системи. ћасу кожноњ ≥з з≥рок по окремост≥ можна знайти, знаючи в≥дстан≥ кожноњ ≥з з≥рок в≥д њх загального центру мас (x1,x2). “од≥ x1/x2=m2/m1.»сследу¤ маси р≥зних з≥рок, було з'¤совано, що њх розкид не дуже великий: в≥д 40 мас —онц¤ до 1/4 маси —онц¤.

–ешта параметр≥в подв≥йних з≥рок (температура, ¤скрав≥сть, св≥тим≥сть...) досл≥джуЇтьс¤ так само, ¤к ≥ у звичайних.

“епл≥ подв≥йн≥ з≥рки

¬ систем≥ близько розташованих подв≥йних з≥рок взаЇмн≥ сили т¤ж≥нн¤ прагнуть розт¤гнути кожну з них, надати њй форму груш≥. якщо т¤ж≥нн¤ достатньо сильне, наступаЇ критичний момент, коли речовина починаЇ вит≥кати з одн≥Їњ з≥рки ≥ падати на ≥ншу. Ќавкруги цих двох з≥рок Ї де¤ка область у форм≥ тривим≥рноњ в≥с≥мки, поверхн¤ ¤коњ Ї критичною межею. ÷≥ дв≥ грушопод≥бн≥ ф≥гури, кожна навкруги своЇњ з≥рки, називаютьс¤ порожнинами –оша. якщо одна ≥з з≥рок зростаЇ наст≥льки, що заповнюЇ свою порожнину –оша, то речовина з нењ спр¤мовуЇтьс¤ на ≥ншу з≥рку в т≥й крапц≥, де порожнини стикаютьс¤. „асто зор¤ний матер≥ал не опускаЇтьс¤ пр¤мо на з≥рку, а спочатку закручуЇтьс¤ вихором, утворюючи так званий аккрец≥онний диск. якщо обидв≥ з≥рки наст≥льки розширилис¤, що заповнили своњ порожнини –оша, то виникаЇ контактна подв≥йна з≥рка. ћатер≥ал обох з≥рок перем≥шуЇтьс¤ ≥ зливаЇтьс¤ в кулю навкруги двох зор¤них ¤дер. ќск≥льки к≥нець к≥нцем вс≥ з≥рки розбухають, перетворюючись в г≥ганти, а багато з≥рок Ї подв≥йними, то взаЇмод≥юч≥ подв≥йн≥ системи - ¤вище нер≥дке. «≥рка переливаЇтьс¤ через край

ќдним з вражаючих результат≥в перенесенн¤ маси в подв≥йних з≥рках Ї так званий спалах новоњ.

ќдна з≥рка розшир¤Їтьс¤ так, що заповнюЇ свою порожнину –оша; це означаЇ роздуванн¤ зовн≥шн≥х шар≥в з≥рки до того моменту, коли њњ матер≥ал почне захоплюватис¤ ≥ншою з≥ркою, п≥дкор¤ючись њњ т¤ж≥нню. ÷¤ друга з≥рка - б≥лий карлик. –аптово блиск зб≥льшуЇтьс¤ приблизно на дес¤ть зор¤них величин - спалахуЇ нова. ¬≥дбуваЇтьс¤ не що ≥нше, ¤к г≥гантський викид енерг≥њ за дуже короткий час, могутн≥й ¤дерний вибух на поверхн≥ б≥лого карлика.  оли матер≥ал ≥з з≥рки, що роздулас¤, спр¤мовуЇтьс¤ до карлика, тиск в потоц≥ матер≥њ, що скидаЇтьс¤, р≥зко зростаЇ, а температура п≥д новим шаром зб≥льшуЇтьс¤ до м≥льйона градус≥в. —постер≥галис¤ випадки, коли через дес¤тки або сотн≥ рок≥в спалаху нових повторювалис¤. ≤нш≥ вибухи спостер≥галис¤ лише одного разу, але вони можуть повторитис¤ через тис¤ч≥ рок≥в. Ќа з≥рках ≥ншого типу в≥дбуваютьс¤ менш драматичн≥ спалахи - карликов≥ нов≥, - що повторюютьс¤ через дн≥ ≥ м≥с¤ц≥.

 оли ¤дерне паливо з≥рки ви¤вл¤Їтьс¤ витраченим ≥ в њњ глибинах припин¤Їтьс¤ виробленн¤ енерг≥њ, з≥рка починаЇ стискатис¤ до центру. —ила т¤ж≥нн¤, направлена всередину, б≥льше не вр≥вноважуЇтьс¤ виштовхуючою силою гар¤чого газу.

ѕодальший розвиток под≥й залежить в≥д маси матер≥алу, що стискаЇтьс¤. якщо ц¤ маса не перевершуЇ сон¤чну б≥льш н≥ж в 1,4 рази, з≥рка стаб≥л≥зуЇтьс¤, стаючи б≥лим карликом.  атастроф≥чного стисненн¤ не в≥дбуваЇтьс¤ завд¤ки основн≥й властивост≥ електрон≥в. ≤снуЇ такий ступ≥нь стисненн¤, при ¤кому вони починають в≥дштовхуватис¤, хоча н≥¤кого джерела тепловоњ енерг≥њ вже немаЇ. ѕравда, це в≥дбуваЇтьс¤ лише тод≥, коли електрони ≥ атомн≥ ¤дра стисл≥ неймов≥рно сильно, утворюючи надзвичайно щ≥льну матер≥ю.

Ѕ≥лий карлик з масою —онц¤ за об'Їмом приблизно р≥вний «емл≥. ¬сього лише чашка речовини б≥лого карлика важила б на «емл≥ сотню тонн. ÷≥каво, що чим масивн≥ше б≥л≥ карлики, тим менше њх об'Їм. ўо Ї внутр≥шн≥стю б≥лого карлика, у¤вити дуже важко. Ўвидше за все, це щось на зразок Їдиного г≥гантського кристала, ¤кий поступово остигаЇ, стаючи все б≥льш тьм¤ним ≥ червоним. Ќасправд≥, хоча астрономи б≥лими карликами називають ц≥лу групу з≥рок, лише найгар¤ч≥ш≥ з них, з температурою поверхн≥ близько 10 000 «, насправд≥ б≥л≥. «рештою кожний б≥лий карлик перетворитьс¤ на темну кулю рад≥оактивного попелу - мертв≥ останки з≥рки. Ѕ≥л≥ карлики наст≥льки мал≥, що нав≥ть найгар¤ч≥ш≥ з них випускають зовс≥м небагато св≥тла, ≥ знайти њх буваЇ нелегко. ѕроте, к≥льк≥сть в≥домих б≥лих карлик≥в зараз обчислюЇтьс¤ сотн¤ми; за оц≥нками астроном≥в не менше дес¤тоњ частини вс≥х з≥рок √алактики - б≥л≥ карлики. —ир≥ус, най¤скрав≥ша з≥рка нашого неба, Ї членом подв≥йноњ системи, ≥ його напарник - б≥лий карлик п≥д назвою —ир≥ус ¬.

–ентген≥вськ≥ подв≥йн≥ з≥рки

¬ √алактиц≥ знайдено, принаймн≥, 100 могутн≥х джерел рентген≥вського випром≥нюванн¤. –ентген≥вське пром≥нн¤ волод≥Ї наст≥льки великою енерг≥Їю, що дл¤ виникненн¤ њх джерела повинне в≥дбутис¤ щось з р¤ду що он виходить. Ќа думку астроном≥в, причиною рентген≥вського випром≥нюванн¤ могла б служити матер≥¤, падаюча на поверхню маленькоњ нейтронноњ з≥рки.

ћожливо, рентген≥вськ≥ джерела Ї подв≥йними з≥рками, одна з ¤ких дуже маленька, але масивна; це може бути нейтронна з≥рка, б≥лий карлик або чорна д≥ра. «≥рка-компаньйон може бути або масивною з≥ркою, маса ¤коњ перевершуЇ сон¤чну в 10-20 раз≥в, або мати масу, що перевершуЇ масу —онц¤ не б≥льше н≥ж удв≥ч≥. ѕром≥жн≥ вар≥анти представл¤ютьс¤ украй малов≥рог≥дними. ƒо таких ситуац≥й приводить складна ≥стор≥¤ еволюц≥њ ≥ обм≥н масами в подв≥йних системах, ‘≥нальний результат залежить в≥д початкових мас ≥ початковоњ в≥дстан≥ м≥ж з≥рками.

¬ подв≥йних системах з невеликими масами навкруги нейтронноњ з≥рки утворюЇтьс¤ газовий диск, ” раз≥ ж систем з великими масами матер≥ал спр¤мовуЇтьс¤ пр¤мо на нейтронну з≥рку - њњ магн≥тне поле засмоктуЇ його, ¤к у воронку. —аме так≥ системи часто ви¤вл¤ютьс¤ рентген≥вськими пульсарами. ¬ одн≥й з рентген≥вських подв≥йних систем, званоњ ј0620-00 вдалос¤ дуже точно зм≥р¤ти масу компактноњ з≥рки (дл¤ цього використовувалис¤ дан≥ р≥зних вид≥в нагл¤д≥в). ¬она ви¤вилас¤ р≥вною 16 масам —онц¤, що набагато перевищуЇ можливост≥ нейтронних з≥рок. ¬ ≥ншому подв≥йному рентген≥вському джерел≥, ”404 Ћебед¤, Ї чорна д≥ра з масою не менше 6,« сон¤чноњ. ќкр≥м чорних д≥р з масами, типовими дл¤ з≥рок, майже напевно ≥снують ≥ надмасивн≥ чорн≥ д≥ри, розташован≥ в центрах галактик. Ћише пад≥нн¤ речовини в чорну д≥ру може бути джерелом колосальноњ енерг≥њ, вит≥каючоњ з ¤дер активних галактик.

’арактерн≥ приклади подв≥йних з≥рок

÷ентавра

÷ентавра складаЇтьс¤ з двох з≥рок -- ÷ентавра ј ≥ ÷ентавра ¬. ÷ентавра ј маЇ параметри, майже аналог≥чн≥ параметрам —онц¤: —пектральний клас G, температура близько 6000 ƒо ≥ таку ж масу ≥ густину. ÷ентавра ¬ маЇ масу на 15% менше, спектральний клас K5, температуру 4000 ƒо, д≥аметр 3/4 сон¤чного, ексцентриситет (ступ≥нь вит¤гнутост≥ ел≥пса, р≥вний в≥дношенню в≥дстан≥ в≥д фокусу до центру до довжини б≥льшоњ нап≥вос≥, тобто ексцентриситет кола р≥вний 0 - 0,51). ѕер≥од об≥гу - 78,8 роки, велика нап≥вв≥сь - 23,3 а. е., площина орб≥ти нахилена до промен¤ зору п≥д кутом 11, центр т¤жкост≥ системи наближаЇтьс¤ до нас ≥з швидк≥стю 22 км/с, поперечна швидк≥сть 23 км/с, тобто загальна швидк≥сть направлена до нас п≥д кутом 45o ≥ складаЇ 31 км/с.

—ир≥ус

—ир≥ус, ¤к ≥ ÷ентавра, теж складаЇтьс¤ з двох з≥рок - ј ≥ ¬, проте на в≥дм≥ну в≥д нењ обидв≥ з≥рки мають спектральний клас ј (A-A0, B-A7) ≥, отже, значно велику температуру (A-10000 ƒо, B- 8000 ƒо). ћаса —ир≥усу ј - 2,5Mсолнца, —ир≥усу ¬ - 0,96Mсолнца. ќтже, поверхн≥ однаковоњ площ≥ випром≥нюють у цих з≥рок однакову к-ть енерг≥њ, але по св≥тимост≥ супутник в 10 000 раз≥в слабкий, н≥ж —ир≥ус. «начить, його рад≥ус менше в 100 раз≥в, тобто в≥н майже такий же, ¤к «емл¤. “им часом маса у нього майже така ж, ¤к ≥ у —онц¤. ќтже, б≥лий карлик маЇ величезну густину - близько 10 59 0 кг/м 53 0. ≤снуванн¤ газу такоњ густини було по¤снено таким чином: звичайно межа густини ставить розм≥р атом≥в, що Ї системами, що складаютьс¤ з ¤дра ≥ електронноњ оболонки. ѕри дуже висок≥й температур≥ в надрах з≥рок ≥ при повн≥й ≥он≥зац≥њ атом≥в њх ¤дра ≥ електрони стають незалежними один в≥д одного. ѕри колосальному тиск вище розм≥щених шар≥в це "кришиво" з частинок може бути стисле набагато сильн≥ше, н≥ж нейтральний газ. “еоретично допускаЇтьс¤ можлив≥сть ≥снуванн¤ за де¤ких умов з≥рок з густиною, р≥вноњ густини атомних ¤дер. ѕри досл≥дженн≥ —ир≥усу, нав≥ть знаючи про ≥снуванн¤ супутника, його довго не могли знайти через те, що його густина в 75 тис¤ч раз б≥льше, н≥ж у —ир≥усу ј, а отже, розм≥р ≥ св≥тим≥сть ? в 10 тис¤ч раз менше. ÷е зв'¤зано з тим, що атоми с≥р≥усу B знаход¤тьс¤ в повн≥стю ≥он≥зованому стан≥, а св≥тло, ¤к в≥домо, випром≥нюЇтьс¤ т≥льки п≥д час переходу електрона з орб≥ти на орб≥ту.