Двойные звезды Альбирео (созв. Лебедя) двойная звезда, причем более яркая желтая – тоже двойная, 30.08.2005г. - презентация

1 Двойные звезды Альбирео (созв. Лебедя) двойная звезда, причем более яркая желтая – тоже двойная, г

2 Оптически двойные звезды В древности у легионеров А.Македонского проверяли зрение по Дзета (ζ) Большой Медведицы (Мицар –конь, 78,2 св.г, 2,23 m ) оптически двойной звезды - в 12' от нее 80UMa (Алькор - всадник, 81,2 св.г, 4 m ). Может они физически и связаны, но тогда период обращения вокруг центра масс более 1000 лет. Две физически никак не связанные между собой звезды, случайно проецируемые на очень близкие друг к другу точки небесной сферы, называются оптически-двойными. Первая двойная звезда, увиденная в телескоп, гамма Овна (γ Овен)– физически двойная звезда, оба компонента бело-голубые звезды с Т11000К, находящиеся на угловом расстоянии 8" и имеющие видимую звездную величину 4,7 m и 4,8 m. На сегодняшний день обновленная версия Вашингтонского каталога визуально-двойных звезд (WDS - Washington Double Star) 1996 года содержит данные о двойных, наблюденных до 1995 года. В окрестностях Солнца (d

3 Кратные системы звезд Трапеция Ориона. Звезда θ Ориона представляет собой сложную кратную систему. θ1 и θ2 при наблюдении в небольшой телескоп предстают как четырехкратная система и трехкратная система. В сильный телескоп можно рассмотреть еще больше звезд. 6-кратная звездная система Кастор (Альфа Близнецов). Сириус (три звезды) α Центавра (три звезды) 4 Центавра (4 звезды) Мицар (пять звёзд) Кастор (шесть звёзд) ν Скорпиона (семь звёзд) Траектория движения Сириуса А по небесной сфере, стрелка масштаба 1 угловая секунда Сириус А - М А =2,1М, R А =1,7R, Т=10400К, L=22L,ρ А =0,36г/см 3. Сириус В -белый карлик, открыт в 1862г А.Кларк (США) М В =М, R =0,02R, Т=8000К, L=0,002L,ρ В =180г/см 3. Р=49,9 лет с удалением от 8а.е до 32а.е. Сириус С -красно-коричневый карлик, открыт в 1995г М С =0,05М, Т=2000К, Р= 6,3 года с удалением до 8а.е. СИРИУС ( α Большого Пса) - 8,58св.г

4 Спектрально-двойные звезды выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий Первую Мицар (ζ Б.Медведицы), находящуюся в 78,2 св.г от нас и была первой двойной, которую можно было разрешить в телескопе визуально. По спектроскопическим наблюдениям оказалось, что система Мицара состоит из Мицара А и Мицара Б (открыл Э. Пикеринг (1889г, США), а в 1964г выяснилось что они сами тоже являются спектрально двойными) Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от сут. (гамма Малой Медведицы) до 59.8 лет (визуально двойная кси Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка нескольких суток. К 1980г было открыто более 2500 звезд, а сейчас известно в Галактике более 4000 звезд. Положение двойной звезды Мицар А

5 Затменно-двойные звезды Блеск двойной системы может изменяться вследствие периодически наступаемого для земного наблюдателя затмения одного компонента системы другим. На рисунке показаны кривая блеска затменно-переменной звезды и соответствующие положения ее компонентов. изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды Кривая блеска и взаимное расположение компонентов β Персея. Кривая блеска и положения второй затменной переменной звезды β Лиры, открытой Джоном Гудрайк в 1784 году. Первая открыта в 1669г итальянцем Г. Монтанари ( ) Алголь (β Персея, арабское "эль гуль" - дьявол). Алголь А - бело-голубая, М А =5М, R А =3R. Алголь В - тускло-желтая, М В =М, R В =3,2R. Видимая яркость системы меняется от 2,1 m до 3,4 m c периодом 12,914 дня, установленном в 1782г Дж. Гудрайк ( ), а в 1783г верно объяснил причину изменения блеска. Сейчас известно более 5000 таких звезд. В 1911 году русский астроном С. Н. Блажко ( ) разработал первый общий метод вычисления орбит затменно-двойных звёзд.

6 Астрометрически двойные выявляются по отклонению в движении (колебаниям) главной звезды, вызванное орбитальным движением более слабого спутника. Если одна звезда намного слабее другой (невидимый спутник), ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Этот способ, как и исследование спектральных смещений, позволяет определить наличие планетных систем у звезд (открыты у более 200 звезд). Молодая звезда GQ Lupi и ее планета. Находятся они в южном созвездии Волка на расстоянии около 400 св. лет от Земли. Планета по массе максимум вдвое тяжелее Юпитера и вдвое больше его по размерам. Масса звезды GQ Lupi составляет примерно 70% от массы Солнца. Звезда очень молодая, ей всего около 1 млн лет, поэтому планета у нее очень горячая (температура ее поверхности составляет около 1700 o С). Диск Миры размером около 700 диаметров Солнца имеет неправильную форму (среднее фото). На левом в ультрафиолете виден крючкообразный хвостик, отходящий от Миры, в направлении ее компаньона, что может быть веществом, отсасываемым гравитационно от Миры меньшей звездой. Левый снимок холодного красного гиганта Мира А (справа), или Омикрон Кита в созвездии Кит, и горячего соседа (слева), сделанный 11 декабря 1995 в видимом свете. Звезды отделены всего лишь 0.6, что соответствует расстоянию в 70 а.е.

7 Тесные двойные системы Силы тяготения стремятся растянуть каждую из звезд. В тесных двойных системах, где есть белый карлик, происходит аккреция вещества. Схема затмений и кривая светимости в тесной двойной системе Воображаемый мир планет в двойной звездной системе. ТДС - системы из двух звезд, в которых на некотором этапе эволюции происходит обмен веществом между компонентами

8 Определение масс двойных звезд (М 1 +М 2 )Р 2 / (М о + М з )T з 2 = A 3 / a 3 К системам двойных звезд применимы закон всемирного тяготения и обобщенные Ньютоном законы Кеплера. Пусть массы главной звезды и ее спутника будут М 1 и М 2, Р период обращения спутника, А большая полуось его орбиты. Обозначив через М о и М з массы Солнца и Земли, Т з сидерический период обращения Земли, а большую полуось земной орбиты, тогда обобщенный третий закон Кеплера будет Из рисунка А=α"r=α"/ π " учитывая, что Т з =1 и а=1, а массой Земли можно пренебречь, получим в солнечных массах М 1 +М 2 =А 3 :Т 2 получим М 1 +М 2 =α 3 / π 3 Т 2 Так как расстояние до звезд от центра масс А=А 1 +А 2 то найти массы звезд можно из второго уравнения М 1 :М 2 =А 2 :А 1