Метод редукции

Некоторые астрономы, например ван де Камп, используют метод редукции, называемый методом зависимостей, вводя веса в функции расстояния изучаемой звезды от звезд сравнения.

Координаты, определяемые уравнениями (6.51) для каждой эпохи наблюдений, служат для построения соотношения (6.47). Четыре неизвестные величины определяются решением этих уравнений методом наименьших квадратов. Решение дает три параметра: собственное движение, параллакс, отношение масс.

Такая работа требует весьма продолжительных наблюдений двойной звезды, порой длящихся десятки лет. Обсерватория Спрул около Филадельфии и Флагстаффская станция Морской обсерватории США специализируются на измерениях звездных масс и параллаксов. Под руководством ван де Кампа, Липпин-котта и Странда там накоплены десятки тысяч фотографий близких звезд. Таким образом были вычислены тысячи параллаксов. Добавим, что этот метод может служить для изучения орбит двойных звезд, которые не разрешаются из-за их малого разделения или слишком слабого блеска. Эти работы увенчались также открытием первых планет за пределами Солнечной системы.

Прежде чем привести таблицу наилучшим образом известных звездных масс, для полноты изложения познакомимся со звездной классификацией.

Звезды различаются не только по размерам и массе, но и по температуре, химическому составу и физическим свойствам. Астрономы классифицируют звезды подобно тому, как ботаники растения. Классификация — это разделение звезд по каким-то признакам, которое служит для выявления законов, позволяющих лучше объяснить их природу. Классификации звезд посвящены обширные труды. Для читателя, не знакомого с ее основами, мы дадим ее краткое описание.

Звезды имеют различные цвета, в зависимости от температуры их поверхности. Это легко заметить с простым биноклем. Например, Вега и Сириус белые, Капелла желтая, как Солнце и Бетельгейзе красные. Эти разные цвета подсказывают нам способ классификации, подобный тому, который Секки применил в 1868 г., распределив звезды по четырем классам — от более горячих до более холодных. Позднее, в 1890 г., Пиккеринг и Флемминг, используя точные спектральные наблюдения, классифицировали звезды по температурному признаку, обозначив классы прописными латинскими буквами. В начале века Кэн-нон на Гарвардской обсерватории установила основные принципы спектральной классификации,  используемые и по сей день.

Спектральные классы звезд от более горячих к более холодным таковы: О, В, A, F, G, К, М. Каждый класс разделен на 10 подклассов. Согласно этой классификации, Солнце есть звезда класса G2, Сириус— класса   А1. Оказалось   возможным связать точные измерения температуры поверхности звезд с этими спектральными классами. Эти температуры меняются от 20 000 К для звезд класса ВО до 3000 К для звезд класса М4.

Одну и ту же температуру или спектральный класс могут иметь объекты разных размеров. Например, Солнце и Капелла имеют одинаковый спектральный класс, но Капелла есть система из двух приблизительно одинаковых звезд, каждая из которых в тысячу раз больше Солнца, хотя общая масса при этом едва ли превышает в пять раз массу нашего светила. Это звезды-гиганты, для которых характерны слабое ускорение силы тяжести на поверхности и низкое давление. Таким образом вводится новый параметр — давление, — который характеризует размеры звезды. Этот новый параметр определяет так называемый класс светимости. Он обозначается римской цифрой, I соответствует звездам-сверхгигантам очень высокой светимости, VI — звездам-субкарликам. Солнце принадлежит к классу светимости V. Этот класс наиболее многочисленный и образует главную последовательность. Следовательно, полная классификация Солнца есть G2 V. Капелла состоит из двух звезд-гигантов классов G5 III и GO III.

Все звезды укладываются в рамки этой классификации, за исключением звезд очень высокой плотности, достигаемой на конечной стадии эволюции, таких, как белые карлики и нейтронные звезды или пульсары. Эти объекты, впрочем, трудно наблюдать, и о них известно весьма мало.

Следующая таблица дает список, включающий 48 пар, общие массы которых надежно измерены.  В ней приведены:

номер по каталогу Эйткена ADS или же ссылка на другой каталог,

обозначение или название,

прямое восхождение и склонение для эпохи 1950,0,

автор вычисленной орбиты и год вычисления; данные взяты из картотеки обсерватории в Ницце,

звездные величины компонентов по каталогу Финсена и Уорли (1970),

спектральный класс и класс светимости по каталогу Глизе (1969),

период в годах,

тригонометрический параллакс, взятый из того же каталога,

большая полуось видимой орбиты в секундах дуги,

масса системы в солнечных массах, вычисленная с помощью третьего закона  Кеплера,

отношение масс R = МВ/(МА + Мв), взятое из Empirical data on stellar masses, luminosities and radii Харриса III, Странда и Уорли (Basic Astronomical Data 1963), но с другими обозначениями.

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: :???: :?: :!: