Двойные звезды во Вселенной

Вселенная состоит в основном из звезд и газопылевых облаков. Звезды представляют собой горячие тела, содержащие преимущественно водород; они образуются в результате деления и сжатия газовых облаков под действием сил гравитации и излучения. Повышение давления, порождаемое сжатием, приводит к сильному увеличению температуры газа. Фаза собственно звезды наступает с момента начала реакций ядерного синтеза в ее недрах, которые обусловливают собственное излучение звезды.

Звезды имеют самые разнообразные размеры. Солнце, типичная звезда, насчитывает более миллиона километров в диаметре, так что система Земля—Луна полностью поместилась бы внутри его. Некоторые звезды имеют размеры в тысячи раз большие, другие — в тысячи раз меньшие, чем Солнце. Диапазон звездных масс более узок: от 1/а0 до 40 масс Солнца, которое содержит в себе в 300 000 раз больше вещества, чем Земля.

Глубоко в недрах Солнца водород превращается в гелий с ежесекундным расходом 560 миллионов тонн. По сравнению с полной массой Солнца это ничтожное количество, поэтому запасы водорода обеспечивают горение в течение миллиардов лет, но энергия, освобождаемая при этом превращении, наиболее существенна для Солнца как звезды. Выделяемая мощность достигает 500 000 миллиардов миллиардов лошадиных сил и постепенно переносится в приповерхностные слои, в которых она поддерживает температуру, близкую к 5700 К; благодаря этому каждый квадратный сантиметр солнечной поверхности, которая превосходит поверхность Земли более чем в 10 000 раз, излучает в пространство мощность 10 лошадиных сил. Некоторые звезды излучают в 300 000 раз сильнее, например S Золотой Рыбы, другие в 5000 раз слабее, например Проксима Центавра.

Звезды группируются в гигантские системы, называемые галактиками. Это плоские, часто спиральные образования, называемые иногда по этой причине спиральными туманностями.

Размеры галактик таковы, что свет, распространяющийся со скоростью 300 000 км/с, пересекает их за сто тысяч лет. В типичной галактике насчитывается примерно сто миллиардов звезд.
Наше Солнце входит в одну из таких систем, называемую Галактикой. Оно находится на расстоянии 28 000 световых лет от центра, практически в плоскости симметрии системы. Центр Галактики лежит в созвездии Стрельца, хорошо видимом в наших широтах летними вечерами на юге. Млечный Путь есть не что иное, как свечение множества звезд, составляющих Галактику.

Звезды в галактиках не являются неподвижными, они вращаются в общем гравитационном поле вокруг центра системы со скоростью тем большей, чем ближе они к ее центру. Таким образом, Солнце увлекает нас в своем вечном обращении вокруг галактического центра, но соседние звезды также участвуют в этом движении, поэтому оно долго оставалось незамеченным, несмотря на то что скорость этого движения близка к 200 км/с.

Свету требуется четыре года, чтобы преодолеть среднее расстояние, разделяющее две звезды в наших окрестностях. Таким образом, звезды очень удалены друг от друга. Уменьшенные до размеров теннисного мяча, звезды отстояли бы друг от друга на расстояние около 3500 км. Скорость их относительного движения — порядка диаметра в сутки; отсюда видно, что столкновения звезд практически невозможны.

Наблюдения показывают, что очень часто звезды объединены в пары, такая пара называется двойной звездой. Оба компонента пары сильно притягиваются друг к другу, но сила притяжения уравновешивается центробежной силой вращения. Это приводит к орбитальному движению вокруг центра масс, подобному движению Луны в системе Земля—Луна и планет в Солнечной системе. Скорость этого движения и форма орбиту несут информацию о массах небесных тел, поэтому исследования двойных звезд очень важны.

Наше Солнце является одиночной звездой. Кортеж планет, сопровождающих его, был бы невидим астрономам, ведущим наблюдения от близких звезд. А вот наша соседка а Центавра, во всех отношениях подобная Солнцу, даже по возрасту и по размерам, является двойной. Ее спутник — звезда, в два-три раза меньшая,— располагается на расстоянии, которое свет проходит за четыре-пять часов.

Эти системы, вероятно, образовались одновременно с рождением составляющих их звезд в результате сжатия первоначального газового облака и его турбулентной фрагментации. Следовательно, изучение двойных звезд важно для космогонии.

Двойные системы весьма разнообразны. Существуют пары, в которых звезды настолько близки друг к другу, что их поверхности почти соприкасаются. Приливное взаимодействие в таких системах приводит к тому, что компоненты приобретают форму эллипсоидов и с их поверхностей вещество перетекает с одного компонента на другой или даже постепенно выбрасывается за пределы системы. Периоды обращения таких систем очень короткие— порядка нескольких часов. Систем такого типа известно много: например, система^ Большой Медведицы состоит из двух почти одинаковых звезд, которые обращаются вокруг друг друга с периодом 8 часов. Расстояние между их центрами составляет по крайней мере 2 млн. км, а поверхности почти со прикасаются. Двойственность этих систем обнаруживается путем анализа испускаемого ими света с помощью спектрографа, а также путем изучения взаимных затмений, вызывающих переменность их блеска, подобно тому, например, как это наблюдается у звезды Алголь. Расстояние между компонентами в таких системах слишком мало, чтобы можно было видеть две звезды раздельно. Эти системы носят название спектрально-двойных или фотометрических (или затменных) двойных, в зависимости от того, производится ли их изучение с помощью спектрографа, который разлагает свет в спектр, или с помощью фотометра, который позволяет изучать изменения блеска, связанные с взаимными затмениями компонентов.

Когда два компонента двойной звезды разделены сильнее, на расстояние в несколько сотен их радиусов, их можно разрешить в телескоп. В этих случаях их называют визуально-двойными. Наблюдатель может непосредственно исследовать движение звезд по их орбитам, хотя на проведение такого исследования требуются годы, а часто и столетия наблюдений. Он наглядно убеждается, что закон тяготения Ньютона универсален. Он замечает в то же время, что законы Кеплера, которые выводятся из закона Ньютона и управляют движением планет Солнечной системы, применимы и к звездным системам, находящимся на таких далеких расстояниях, на каких мы еще можем их разрешить. Это счастливое обстоятельство — возможность наблюдать двойные звезды — иллюстрирует нам универсальность законов физики и позволяет, кроме того, сравнивать массы звезд.

Иногда две звезды системы одинаковы, как, например, в случае системы у Девы, иногда же компоненты очень непохожи друг на друга, как это имеет место в системе Сириуса или а Большой Медведицы. Бывает даже, что один компонент системы невидим. Он выдает свое присутствие, вызывая аномалии в движении главной звезды. Такие системы называются астро-метрическими двойными. Изучение пар, состоящих из различающихся компонентов, называемых главной звездой и спутником, дает информацию об эволюции звезд. За длительное время эволюции звезды истощают запасы ядерной энергии, что приводит к изменению их внутреннего строения. Однако старение происходит с разной скоростью для звезд разных масс, следовательно, звезды в системе эволюционируют с разной скоростью. Изучение двойных звезд позволяет, таким образом, астроному и физику вплотную подойти к проблемам, связанным с такими загадочными объектами, как звезды.

Итак, двойные подразделяются на несколько типов в зависимости от метода наблюдений. Иногда одну и ту же систему можно отнести одновременно к нескольким типам. Например, а Центавра является визуально-двойной и в то же время спектрально-двойной и парой с невидимым спутником. Мы будем изучать в данной книге исключительно визуально-двойные звезды, поскольку другие типы двойных исследуются совсем иными методами, мало доступными любителям. Тип двойной определяется в основном расстоянием между компонентами и наклонением плоскости орбиты системы по отношению к лучу зрения наблюдателя. Очень тесные системы, компоненты которых находятся почти в соприкосновении, имеют очень большие относительные скорости и дают сильно смещающиеся вследствие эффекта Доплера — Физо спектральные линии, кроме того, в этих системах, велика вероятность обнаружения затмений. Напротив, если расстояние между компонентами системы достаточно, чтобы их можно было наблюдать раздельно, то их относительные , скорости меньше и пара не доступна изучению с помощью спектрографа.

На небе наблюдаются двойные системы всех размеров вплоть до пар, расстояние между компонентами которых столь велико, что их взаимное притяжение очень слабо и притяжение соседних звезд может разрушить систему. Естественно, не все двойные доступны наблюдениям, в то время как многие еще предстоит открыть. Наконец, существуют случайные объединения звезд, когда кажется, что звезды образуют пару вследствие эффекта проекции двух физически не связанных объектов. Такие пары называются оптическими. Их число мало по сравнению с физическими двойными звездами.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: