повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее
драматические вспышки – карликовые новые, – повторяющиеся через дни и
месяцы.
Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее
глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к
центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается
выталкивающей силой горячего газа.
Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала.
Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда
стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не
происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая
степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого
источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда,
когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно
плотную материю.
Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.
Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн.
Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что
представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно.
Скорее всего, это нечто вроде единого гигантского кристалла, который
постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В
действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу
звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000
С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в
темный шар радиоактивного пепла – мертвые останки звезды. Белые карлики
настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного
света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее, количество известных
белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов не менее
десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая
звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый
карлик под названием Сириус В.
Рентгеновские двойные звезды
В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников
рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой
энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда
вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения
могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной
звезды.
Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды,
одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная
звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо
массивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо
иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные
варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит
сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный
результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.
В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды
образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал
устремляется прямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его,
как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими
пульсарами. В одной из рентгеновских двойных систем, называемой А0620-00
удалось очень точно измерить массу компактной звезды (для этого
использовались данные разных видов наблюдений). Она оказалась равной 16
массам Солнца, что намного превышает возможности нейтронных звезд. В другом
двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не
менее 6,З солнечной. Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти
наверняка существуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах
галактик. Лишь падение вещества в черную дыру может быть источником
колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик.
Спектрально-двойные звезды
В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или
колебание
положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными
переменными,
то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска.
При этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к
лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно
нулю. В остальные моменты времени наблюдается раздвоение спектральных
линий, общих для спектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий
достигает при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного - в
направлении к наблюдателю, а другого - от него. Если наблюдаемый спектр
принадлежит только одной звезде (а спектр второй не виден из-за ее
слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную,
то в синюю часть спектра. Зависимость от времени лучевой скорости,
определенной по смещениям линий, называется кривойлучевых скоростей. Таким
образом, комбинацию этих двух параметров, или оба их в отдельности, можно
определить, если известна кривая лучевых скоростей.
Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании
спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие от
затменных переменных звезд, у которых плоскости их орбит составляют весьма
малый угол с лучом зрения (i " 90ё), спектрально-двойные звезды могут
наблюдаться и в тех случаях, когда этот угол много больше, т.е. когда i
сильно отличается от 90ё. И только если плоскость орбиты близка к картинной
плоскости, движение звезд не вызывает заметного смещения линий, и тогда
двойственность звезды обнаружена быть не может.
Если плоскость орбиты проходит через луч зрения (i = 90ё), то наибольшее
смещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости V
движения звезд относительно центра масс системы в двух диаметрально
противоположных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривой
лучевых скоростей. Поскольку долгота периастра w и эксцентриситет известны
на основании вида кривой лучевых скоростей, тем самым на основании теории
эллиптического движения удается определить все элементы орбиты. Если же i №
90ё, то получаемые из наблюдений значения лучевых скоростей равны Vr = V
sin i. Поэтому, хотя спектроскопически могут быть найдены абсолютные
значения линейных параметров орбиты (выраженных в километрах), все они
содержат неопределенный множитель sin i, который нельзя определить из
спектроскопических наблюдений.
Из сказанного ясно, что в тех случаях, когда кривая лучевых скоростей
известна для затменно-переменной звезды (для которой можно определить i),
получаются наиболее полные и надежные элементы орбиты и характеристики
звезд. При этом все линейные величины определяются в километрах. Удается
найти не только размеры и формы звезд, но даже и их массы. В настоящее
время известно около 2500 звезд, двойственная природа которых установлена
только на основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них
удалось получить кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды
обращения и форму орбиты.
Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяет
получить представление о массах удаленных. объектов большой светимости и,
следовательно, достаточно массивных звезд.
Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние
между которыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль
начинают играть приливные взаимодействия между компонентами. Под действием
приливных сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды
приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к
другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли. Форма,
которую принимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью,
проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала.
Эти поверхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течь
вдольэквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму
тела. Для одиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности,
очевидно, концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс. Это
объясняет сферичность обычных звезд. Для тесной двойной системы
эквипотенциальные поверхности имеют сложную форму и образуют несколько
семейств кривых. Характер их легко представить, если внимательно посмотреть
на сечение критических поверхностей, разделяющих эти семейства (см. рис.
206). Самая внутренняя из них восьмеркой охватывает обе звезды и проходит
через первую (внутреннюю) точку
Визуально-двойные звезды
Двойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственных
наблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбиту
звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам
наблюдений, выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений
эти орбиты всегда оказываются эллипсами (рис. 203). В некоторых случаях на
основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно
звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-
за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей
светимости (темный спутник). Именно таким путем были открыты первые белые
карлики - спутники Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные
визуально.
Видимая орбита визуально-двойной звезды является проекцией истинной орбиты
на картинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты
прежде всего необходимо знать угол наклонения . Этот угол можно найти, если
видны обе звезды. Его определение основано на том, что в проекции на
плоскость, перпендикулярную лучу зрения, главная звезда оказывается не в
фокусе эллипса видимой орбиты, а в какой-то другой его внутренней точке.
Положение этой точки однозначно определено углом наклонения i и долготой
периастра w. Таким образом, определение элементов i и w, а также
эксцентриситета е является чисто
геометрической задачей. Элементы Р, Т и р получаются непосредственно из
наблюдений. Наконец, истинное значение большой полуоси орбиты а и видимое
а’ связаны очевидным соотношением
а' = a cos i.(11.24)
Из наблюдений а' и, следовательно, а получаются в угловой мере. Только зная
параллакс звезды, можно найти значение большой полуоси в астрономических
единицах (а.е.).
В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем.
Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами
от
наименьшего 2,62 года у e Ceti до многих десятков тысяч лет. Однако
надежные
орбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, но превышающими 500
лет.
Фотометрические двойные звезды
Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары,
обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам,
радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд
и луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживаются
явлениями затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади
другой относительно наблюдателя. Астроном замечает это явление как падение
яркости наблюдаемой звезды, которое происходит регулярно с поразительной
точностью. Таким образом, фотометрические двойные звезды являются затменно-
переменными звездами, интенсивно наблюдаемыми астрономами наряду с другими
переменными звездами. В результате наблюдений определяют кривую блеска
переменной звезды, отражающую изменение яркости звезды со временем, то есть
зависимость вида m(t). Типичным представителем затменно-переменных звезд
является звезда 2-й величины [pic]Персея (Алголь), которая регулярно
затмевается на 9 часов с периодом 2,86731 суток; падение блеска в минимуме
у этой звезды составляет 2,3 звездной величины. К настоящему времени
известно более 500 фотометрических двойных звезд.
Спеклинтерферометрические двойные звезды
Спеклинтерферометрические двойные звезды открыты сравнительно недавно, в 70-
х годах , в результате применения современных гигантских телескопов для
получения спекл-изображений некоторых ярких звезд. Анализ этих изображений
с помощью современной электронной техники позволяет довести разрешающую
силу телескопа до естественного предела, который определяется размерами
дифракционного изображения звезды, что составляет приблизительно 0,02" для
телескопа с диаметром зеркала 6 м. Пионерами спеклинтерферометрических
наблюдений двойных звезд являются Э. Мак Алистер в США и Ю.Ю. Балега в
России. К настоящему времени методами спеклинтерферометрии измерено
несколько сотен двойных звезд с разрешением r < 0,1".
Кратные звёзды
Кратными (по меньшей мере двойными) является большинство известных звёзд.
Относительное число известных физических К.з. неуклонно увеличивается; в
настоящее время считают, что больше половины звёзд (возможно, более 70%)
объединены в системы большей или меньшей кратности; из числа известных
кратных около 1/3 оказываются тройными или звёздами большей кратности.
Известны шести- и семикратные звёзды. Кроме того, к физической кратности
зачастую добавляется оптическая (когда две звезды, не образуя физической
системы, просто находятся на одной линии видимости с Земли, т.е. образуют
точнейшее соединение).
Согласно Д.Куталёву, информационно значимой для астрологов кратность
является тогда, когда два (или более) компонента звезды ярче 6.5m
визуальной звёздной величины (т.е. потенциально видны невооружённым
глазом). Как отмечает Куталёв, оптически кратная звёзда указывает на
многоплановость проблем данной звезды, наложение более древней кармы на
кажущиеся новыми проблемы. Физические Кратные звезды информируют о том, что
реализация принципа звезды подразумевает одновременное участие в
разноплановых программах, одновременную проработку кажущихся несвязанными
принципов. Таким образом , в целом кратность звёзды затрудняет её
проработку.
Основные заключения из исследования двойных звезд
В окрестностях Солнца (D < 20 парсек) более 3000 звезд, среди них около
половины - двойные звезды всех типов, включая тесные спектральные и широкие
визуальные. Есть все основания считать, что статистические закономерности,
установленные с помощью двойных звезд в окрестностях Солнца, должны
выполняться также и в Галактике в целом или в той ее части, где нет
структурных особенностей. Важнейшие из этих данных следующие.
а) Массы звезд не могут быть ни слишком большие (например, больше массы
Солнца в 100 раз), ни слишком малые (например, 1/100 солнечной).
б) Статистическая зависимость "масса - светимость", по-видимому, имеет
общую значимость и может различаться только незначительно для звезд,
принадлежащих разным типам звездного населения.
в) Из а) и б), в частности, следует, что если обычные звезды сравнительно
мало различаются по массе, то они же могут различаться по светимости в
тысячу раз.
г) Масса звезды в момент ее формирования является важнейшим параметром,
определяющим ее последующую эволюцию.
Данные выводы, сформулированные на основе большого опыта изучений двойных
звезд, могут рассматриваться как данные наблюдений и служить материалом для
обобщений и развития теорий. Особенно ценны эти данные для создания теорий
внутреннего строения звезд и теорий эволюции звезд. В этом и состоит
главное значение наблюдений двойных звезд в астрономии.
Литература:
|Стремгрен Э., Стремгрен Б. Астрономия.М.: ОГИЗ, 1941.|
| |
|Струве О., Линдс Б., Пилланс Э. Элементарная |
|астрономия. М.:Наука, 1967. |
|Паннекук А. История астрономии. М.: Наука, 1966. |
| Зигель Ф. Сокровища звёздного неба. |
|Куталёв Д. Общая теория интерпретации звёзд. |
-----------------------
[pic]
Рисунок 1: Орбита звезды альфа Центавра.
Рисунок 2: кривая изменения блеска Алголя.
Страницы: 1, 2
