Двойни и кратни системи от звезди оптично двойни звезди



Дата25.07.2016
Размер132.13 Kb.
#6526
НАРОДНА АСТРОНОМИЧЕСКА ОБСЕРВАТОРИЯ

“Юрий Гагарин”

Стара Загора
КУРС ПО ОБЩА АСТРОНОМИЯ ЗА АСТРОНОМИ-ЛЮБИТЕЛИ

Надя Кискинова




СИСТЕМИ ОТ ЗВЕЗДИ

ДВОЙНИ И КРАТНИ СИСТЕМИ ОТ ЗВЕЗДИ



Оптично двойни звезди
При внимателно вглеждане в звездното небе се натъкваме на близко разположени една до друга звезди. На око не може да се прецени разстоянието до звездите. Изглеждащите близо разположени две или повече звезди на небето в действителност може да са на огромни разстояния в пространството.

Класически пример за такива оптично-двойни звезди са Мицар и Алкор от съзвездието Голяма мечка. Днес този пример е свързан с оптично-двойните звезди по-скоро исторически. Юношите трябвало да ги виждат, за да станат бойци. Може би с този тест за нормално зрение е свързано тълкуването на имената – средната ярка звезда от опашката на Голямата мечка ζ Мицар от 2,07 зв. в. и спектрален клас А2V е “кон”, а по-слабата над нея Алкор от 3,95 зв.в. и спектрален клас А5V, отстояща видимо на 12 дъгови минути – “ездач”. Имената и на двете звезди обаче са арабски и са стигнали до нас някъде от Средните векове. Мицар /Мизар/ се превежда като “средна част” /в случая - на опашката на Голямата мечка/ и още като “свод” - място, където е извивката на “дръжката на черпака” или неестествено дългата меча опашка, а Алкор на арабски е “черен кон”.

И днес тези звезди могат да бъдат тест за добро зрение, но всъщност системите от звезди, наричани Мицар и Алкор са доста интересни и се причисляват към друг тип звездни системи.


Съзвездието Голяма мечка

Визуално-двойни звезди
Еднични звезди като Слънцето, които са достатъчно далеч от звездните си съседи не са много – едва около 15%. Статистиката сочи, че ако средно на всеки 100 звездни системи се падат 200 звезди, то само 30 са единичните, 90 влизат в състава на двойни звезди и останалите са в 3,4,5...- кратни звезди системи.

В звездните системи компонентите са достатъчно близо една до друга и си влияят гравитационно съществено. Това се отразява на траекториите, които описват в пространството и именно това често ги разкрива като системи от звезди.



Странните криволици на Сириус
Класически пример тук е най-ярката звезда на цялото ни небе Сириус. В средата на ХІХ век Фридрих Бесел внимателно следял собственото движение на Сириус спрямо съседните звезди и забелязал, че вместо да описва малка дъга, Сириус криволичи странно. Предположението му, че това се дължи на невидим спътник на звездата, се оказало вярно. Двайсет години по-късно, изпитвайки качествата на оптиката на нов телескоп Кларк установил, че Сириус се вижда не като точка, а издължен. Чрез по-мощен телескоп се вижда спътника на Сириус – Сириус В, който е един от първите наблюдавани бели джуджета.


Космическият телескоп “Хъбъл” получи това ясно изображение на най-ярката звезда на небето Сириус. Екранираната яркост на ярката гигантска звезда Сириус А дава възможност добре да се различи неярката компонента Сириус В в тази тясна звездна система, която е бяло джудже, в каквото ще се превърне и Слънцето в края на своя живот. Качеството на изображението позволява да се уточнят характеристиките на бялото джудже – размери като земните – 12 000 км; плътност 10 000 пъти повече от Сириус А; околослънчева маса - 98% маси на Слънцето; температура на повърхността 25 000 С.

Двете компоненти обикалят една около друга с период от 50 години и са на разстояние до нас само 8,6 св. години.

Дори и любителски телескоп показва Мицар двоен – компонентите Мицар А от 2,4 зв.в и Мицар В от 4 зв.в. отстоят на 14 дъгови секунди една от друга. Това може да ни послужи да определим големината на зрителното поле на нашия телескоп. Мицар е визуално-двойна звезда.

Известната Полярна звезда от Малка мечка също е визуално-двойна. Компонентите й отстоят един от друг на 18 дъгови секунди. Главната по-ярка звезда е Киносура /дойката на Зевс/ и е от 2,02 зв.в и спектрален клас F8 Ib. Системата е на 333 пс разстояние.

Прието е по-малката звезда да се нарича спътник, но рядко тя обикаля като истински спътник около по-голямата звезда. Най-кратък период на обикаляне на една звезда около друга при този тип двойни звезди е 2,6 години в системата Епсилон от Кит. Обикновено периодите са от порядъка на няколко до хиляди години.





Орбити на звезда-спътник около главната звезда.

По-често срещани са системите от звезди със сравними маси и тогава те обикалят около общ център на масите.

На около 2 000 визуално-двойни звезди са определени масите.

Законът на Нютон за всеобщото привличане и третият закон на Кеплер позволяват, ако се знае периода на въртене на звездите една около друга по наблюдения да се изчисли масата на визуално двойната звезда. Това е единственият точен метод за “претегляне” на звезди в астрономията.




Дали ще бъде открита като кратна една звездна система от значение е наблюдателният метод. Това се отразява в класификацията на звездните системи.



Затъмнително-двойни, затъмнително-променливи или фотометрично двойни звезди.
Дори и в телескоп двойни звезди, чиято орбитална равнина съвпада със зрителния лъч не могат да се разграничат една от друга. В такъв случай обаче се наблюдава периодична промяна в блясъка на системата, поради настъпващите звездни затъмнения при обикалянето на едната звезда около другата. Това дава основание такива звездни системи да се наричат още затъмнително-променливи.

Типична тук е звездата Алгол – β от Персей. В превод от арабски - Дяволска звезда.




Съзвездието Персей

Компонентата Алгол А е от спектрален клас В 8 с радиус 3 пъти и маса 5 пъти повече от слънчевите, а Алгол В е от спектрален клас К 0 с радиус 3,2 пъти повече от слънчевия, но с неговата маса. Като по-малко масивна звезда Алгол В обикаля около почти колкото нея по размери, но 3 пъти по-масивната главна звезда Алгол А с орбитален период от почти 3 денонощия – 2,867 д. Блясъкът на системата се изменя с 1,2 зв. в. /от 2,2 зв.в. в максимум до 3,4 зв.в. главния минимум/, което е чувствително забележимо с просто око. Алгол е една от ярките звезди на небето, а “намигванията” й я правят една от най-забележителните звезди. Освен това тя все още е доста загадъчна. Оказа се, че има и трета компонента в тази звездна система – Алгол С е от спектрален клас F 2 , почти колкото Слънцето голяма и тежка – 1,2 слънчеви радиуса и 1,3 слънчеви маси. Върти се около общия център на масите с период 1,873 години. Така че Алгол може да се причисли и към визуално кратните звездни системи. Има съмнение за наличие и на 4-та компонента с маса 3,8 маси на Слънцето.


Може да се построи крива на блясъка – изменение на блясъка с времето.

Спад в блясъка на системата се наблюдава в случай, че звездата-спътник е на една права пред или зад главната звезда. По-дълбокият, първичен минимум в кривата на блясъка е, когато звездата-спътник е пред главната звезда – това е моментът на главното затъмнение и от него е прието да се отчита продължителността на периода на променливо-двойните звезди. По-плиткият минимум съответства на положението наблюдател - главна звезда - спътник. Когато двете звезди са една до друга блясъкът на системата е максимален. Получавайки крива на блясъка на затъмнително-двойната звезда, може да се определи орбиталния период на звездата-спътник и елементите на орбитата й.




Кривата на блясъка дава информация за самите звезди – сравнителните им размери и формата, а също - дали равнината на орбитата на звездата-спътник е точно по зрителния лъч или тя минава малко под или над видимия център на главната звезда.

Тъй като кривите на блясъка на повечето затъмнително-двойни или затъмнително-променливи звезди се установява по фотометрични методи, прието е те са се наричат още и фотометрично двойни звезди.

Известните и изучени затъмнително двойни звездни системи са около 4 000.

Тесни двойни системи или спектрално двойни звезди
Разстоянията между компонентите в такива звездни системи са сравними с размерите на самите звезди. По никакъв друг начин не може да се установи дали това са системи освен по раздвояване на спектралните им линии , затова се наричат още спектрално двойни. Когато едната звезда при орбиталното си движение се отдалечава спрямо нас като наблюдатели, спектърът й като цяло “почервенява” съгласно ефекта на Доплер и “посинява”, когато се движи към нас. Тогава линии от спектъра на системата се раздвояват и това е сигурен признак, че се наблюдава не единична звезда, а тясна звездна система.

В такива тесни звездни системи, където звездите почти се докосват протичат процеси на обмяна на вещество между двете звезди. Формата на самите звезди е странна и често се наблюдава вещество, в което са потопени двете звезди и което изтича от системата във вид на концентрични пръстените.



Типичен пример за такава звездна близост е близката до Вега, но не толкова ярка Бета от Лира от около 2 зв.в., която е и затъмнително-променлива. В такъв случай може да се построи крива на блясъка.

Двете звезди на Бета от Лира са елипсовидни и гигантски по размер, изпълнили вътрешната повърхност на Рош. Едната е от спектрален клас В 8 и е с маса 60 слънчеви маси и радиус 50 млн. км, а другата е от спектрален клас F и е с маса 40 слънчевии радиус 30 млн. км. През вътрешната точка на Лагранж, която в случая е някакъв обем от пространство като през пролука изтичат потоци вещество от едната към другата звезда.


Системата Бета от Лира
Главната по-масивна звезда изсмуква вещество от по-малко масивната компонента. Потокът се ускорява, обикаляйки около масивната компонента и преминавайки повторно през същото място, той прави полуоборот около немасивната звезда като част от веществото изтича от системата в другата лагранжова точка от страна на немасивната компонента. Спектралните данни дават скорост на изтичане на потоците вещество от порядъка на 400 км/сек. Същевременно двете звезди се въртят около общ център на масите с период от 12,9 денонощия. Именно този период дава промяната в блясъка на системата, поради което още през 1784 г. Джон Гудрайк е причислил ярката Бета от Лира към променливите звезди и е забелязал, че промените в блясъка стават плавно с амплитуда от повече от половин звездна величина – границата на чувствителност в относителната промяна на блясъка доловима с просто око. Сега знаем, че плавните промени се дължат на елипсовидната форма на звездите.


Крива на блясъка на β Лира


Широки двойки звезди
За разлика от тесните звездни системи има и такива, които трудно се разпознават като системи, защото компонентите са на големи разстояния една от друга. Тогава единствено паралаксите и лъчевите им скорости могат да издадат, че звездите всъщност са звездна двойка. Към такива широки двойки звезди спадат отново Мицар и Алкор. Приеманите дълго време за оптично двойни звезди всъщност се оказват наистина двойни.

Освен, че Мицар видимо се разделя на компоненти Мицар А и Мицар В в неголям телескоп, оказва се че самите компоненти са спектрално двойни. Т.е. Мицар е система от 4 звезди.

От друга страна, Алкор също е спектрално-двойна звезда. Двойката звезди, наречена Алкор обикаля около системата Мицар на голямо разстояние от порядъка на повече от 1000 години.

Разстоянието до Мицар е 78 св.г., а до Алкор – 81 св.г.

В парсеци разстоянието до Мицар и Алкор спрямо нас е 27 пс. – сравнително немного и затова на нашето небе тези звездни системи се открояват на цели 12 дъгови минути една от друга.

Също така сложна, състояща се 6 звезди е системата, наречена Кастор – Алфата от съзвездието Близнаци.




Двата главни компонента на Кастор – А, В, както и YY от Близнаци, всяка от които е спектрално-двойна и образуват система от 6 звезди.

Двата бяло-сини компонента А и В са с яркост 1,9 и 2 зв.в. и са на ъглово разстояние един от друг на 3,5 дъгови секунди. Въртят се около общ център на масите с период от 420 години на разстояние една от друга 100 а.е., като разстоянието между тях все повече ще нараства, достигайки максимално отдалечение през 2085 година – 7,3 дъгови сек.



Кастор все повече ще се откроява дори и в неголям телескоп като двоен. Третата компонента на системата е на цели минута и 12 дъгови секунди ъглово отстояние от останалите и е отбелязана като звездичка от 9 зв.в. с обозначението УУ Близнаци. Впоследствие се оказва, че спада към системата на Кастор. Тя е на разстояние от останалите компоненти 1000 а.е. Орбиталният период около центъра на масите в системата на тази компонента възлиза на 1 000 години. Освен това оказва се, че всяка от компонентите на Кастор е спектрално-двойна звезда, с периоди на въртене една около друга съответно 9,2; 2,9 и 0,8 денонощия.


И още една интересна широка двойка – звездата Проксима /в превод – най-близка/ и Алфа от Центавър. Разстоянието между тях в пространството възлиза едва на 10 000 а.е., но поради близостта си до нас /само 4,6 св.г./ те са на цели 2 градуса ъглово отстояние на небето ни.


Най-близката до нас звезда Проксима от Центавър е член на тройна звездна система Алфа Центавър. Самата система е известна отдавна. Тя се вижда добре от южното полукълбо като третата по яркост звезда. Най-ярката звезда от системата е подобна на Слънцето.

Малката червена звездичка в центъра на това изображение е толкова слаба, че е наблюдава едва през 1915 г. Оказва се, че именно тя е най-близката до нас от системата. Това е Проксима от Центавър, чиято светлина достига до нас за 4,22 години. Останалите звезди от това изображение са звезди от различни типове, принадлежащи на Млечния път.


Дори неголям телескоп показва втората по яркост звезда от съзвездието Лебед – Бета, наречена Албирео като двойна звезда. Двете й звезди са на ъглово разстояние една от друга 34 дъгови секунди и се различават видимо по цвят. По-ярката жълта звезда е от 3 зв.в., спектрален клас К 3 и от своя страна също е двойна. Звездите й обаче са неразличими в телескоп. Астрометричният спътник “Хипаркос” установи точното разстояние до всяка от видимите компоненти на Албирео, които явно можем да причислим към така наречените широки двойки звезди. Разстоянието до жълтата компонента е 350 св. г., а до синия гигант от спектрален клас В 8 – 410 св. г. Орбиталният период на тази широка двойка звезди се оказва, че е от порядъка на 100 000 години.


ЕВОЛЮЦИЯ НА ЗВЕЗДИ В ТЕСНИ ДВОЙНИ СИСТЕМИ

През 1951 г. Паренаго и Масевич обърнали внимание на факта, че при тесните двойки звезди звездата с по-висока светимост е с по-малка маса. По-масивната компонента е обикновено звезда от Главната последователност, а немасивната е звезда-гигант или свръхгигант към крайните стадии на своята еволюция. Теорията на звездообразуване и наблюдателният материал, който я подкрепя хвърлят достатъчно светлина върху произхода на звездните системи и защо те са по-скоро закономерност в звездния свят. В случая е важно да се има предвид, че звездите кратни системи са на приблизително еднаква възраст.

Ако звездата е единична и има голяма маса, тя еволюира по-бързо от не дотам масивната звезда.

При тесните звездни системи излиза, че обратно – по-малко масивната звезда еволюира по-бързо.

Всъщност, самите етапи на звездна еволюция на отделните звезди са същите, но чрез близостта си звездите си влияят една на друга и това се отразява в забавянето или ускоряването на един или друг стадий на звездно превъплъщение. Освен това има явления, присъщи само за тези системи.

През 1955 г. тази странност при звездните системи намерила своето обяснение:

обмен на вещество или обмен на маси между двете звезди.

В зависимост в какъв стадий на обмен на масите се наблюдава тясната звездна система, те биват разделени, полуразделени и контактни.




Механизмът:

Когато по-масивната звезда в системата извърви по-бързо етапите на своята еволюция и стигне до стадия червен гигант, тя не може да се разширява безпрепятствено. Запълва областта си на Рош – там, където поради привличането от съседната близка звезда скоростта на частиците от разширявата се повърхност стане нулева. Формата на червения гигант се изражда в крушовидна, а веществото му започва да изтича към съседната звезда през вътрешната за двете звезди точка на Лагранж. Със загубата на вещество, а значи и на маса, по-бързо еволюиралата и първоначално по-масивна звезда променя и остналите си характеристики. Забавя се по-нататъшното й развитие. Променят се и параметрите на системата – орбитален период, разстояние между компонентите В същото време по-малко масивната първоначално звезда ускорява еволюцията си за сметка на привлеченото от съседката си вещество.

Освен това системата губи като цяло от масата си за сметка на изтичане на вещество в околното пространство, отделящо се във вид на концентрични пръстени, за което има достатъчно наблюдателен материал.

След стадия на червен гигант, първоначално по-масивната звезда следва логиката на своето развитие и в крайна сметка се превръща в бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка в зависимост от масата вещество, останало при нея. В същото време съседната звезда се наблюдава като червен гигант.

След това малкият, но оказал се по-масивен остатък на първоначално по-масивната звезда в системата започва да притегля вещество от червения гигант.

Образува се акреционен диск, който именно се наблюдава като ярък оптически, радио-, рентгенов, а може би и гама източник отстрани.





Това е компютърна симулация на веществото, падащо по спирални траектории върху компактния обект, който може да е бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка от съседната не толкова масивна звезда в двойна система.Такива акреционни дискове са източници на мощно рентгеново излъчване в нашата Галактика. Те са с характерни размери от порядъка на слънчевите /140 000 км/ или сравними с диаметъра на лунната орбита

/800 000 км/.

Тук е изобразен един резултат на компютърното моделиране – развитие на нестабилности в диска – причина за размитост на спиралната ударна вълна.


Голяма част от звездите влизат в състава на кратни звездни системи, които понякога са толкова тесни, че вещесството от едната звезда се увлича и увива около другата, образувайки акреционен диск. Малцина са обаче звездите, спадащи към промеждутъчните поляри – системи, в които едната звезда е бяло джудже със силно магнитно поле, което отблъсква вътрешния акреционен диск и веществото попада само при полюсите му.

На тази рисунка е изобразен промеждутъчния поляр DQ Херкулес. На преден план е бялото джудже, което е толкова близо до звездната си съседка, че свлича от нея външните й слоеве. Бялото джудже се върти и завихря веществото, падащо върху него. Промеждутъчните поляри спадат към катаклизмично променливите и са наречени така поради наличието на акреционния си диск, който липсва при другите подобни тесни звездни системи – полярите.


В двойната система J0806, намираща се на разстояние от 1 600 св.г. от нас две плътни бели джуджета се въртят едно около друго само за 321 секунди! Интерпретирайки резултатите от рентгеновата орбитална обсерватория “Чандра” астрономите твърдят, че орбиталният им период намалява с времето и звездите все повече ще се сближават. Сега разстоянието между тях е 80 000 км /за сравнение разстоянието Земя-Луна е около 400 000 км/. След време те ще се слеят. Изобразената тук “спирала на смъртта” е следствие от Общата теория на относителността на Айнщайн, според която белите джуджета ще изгубят енергията от орбиталното си движение, излъчвайки гравитационни вълни. Наистина, системата J0806 може би е един от най-мощните източници на гравитационни вълни в Галактиката, който ще бъде открит с бъдещите детектори на гравитационни вълни.




Получен е един от първите резултати от работата на новия инструмент GMRT (Giant :etrewave Radio Telescope) – открит е първият двоен милисекунден радиопулсар в кълбовидния звезден куп 1851. Такива вече са открити, но в други кълбовидни купове.

На графиката е показано излъчването на купа на честота 327 МХц, а с кръгче е оградено мястото, съдържащо половината маса на купа.

Милисекундни пулсари възникват в двойна система, тогава, когато акрецията от малкомасивната компонента завърта вече немладата неутронна звезда. Когато акрецията спре, става наблюдаем милисекундния радиопулсар.

При този пулсар странното е,че компаньонът му е с маса поне 0,9 маси на Слънцето, т.е. доста масивен. Може да се предположи, че в “задушевната дружеска атмосфера” в кълбовидните звездни купове, където звездите са толкова плътно една до друга, възможно е пулсарът да смени своя малкомасивен с по-тежък спътник. Дали не е “предпочел” придружител да му бъде черна дупка?
Обмена на маси на моменти води до катастрофични взривове в системата, наблюдаващи се като Нови и Свръхнови звезди.

Понякога след взрив на Сръхнова особено системата може да се разруши като такава, а ако се запази след време може да се набюдава тясна система от неутронни звезди или черни дупки – интересни обекти, към които е насочено вниманието на теоретици и наблюдатели през последните години.







Каталог: Materials -> Pritnt -> starts
Materials -> Съюз на математиците в българия-секция русе коледно математическо състезание – 12. 2006 г. 8 клас
Materials -> Великденско математическо състезание 12. 04. 2008г. 3 клас
Materials -> К а т е д р а " информатика"
Materials -> Зад. 2 Отг.: 5- 3т Зад. 3 Отг.: (=,-);(+,=);(+,=) по 1т., общо 3т. За
Materials -> Іv клас От 1 до 5 зад по 3 точки, от 6 до 10 – по 5 и от 11 до 15 – по 7
starts -> Строеж и структура на слънчевата атмосфера нао “Ю. Гагарин”, Стара Загора
Pritnt -> Поясът на куйпер


Сподели с приятели:




©obuch.info 2022
отнасят до администрацията

    Начална страница