Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов (стр. 21 из 31)

Множество двойных звезд открыл и изучил известный русский
ученый В. Я. Струве. Самый короткий из известных периодов обраще-
ния визуально-двойных звезд — 5 лет. Изучены пары с периодами
обращения в десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат
в будущем. Ближайшая к нам звезда а Центавра является двой-
ной. Период обращения ее составляющих (компонентов) 70 лет.
Обе звезды в этой паре по массе и температуре сходны с Солнцем.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эллипса,
описываемого спутником, потому что мы видим его орбиту в проекции
искаженной (рис. 80). Но знание геометрии позволяет восстановить
истинную форму орбиты и измерить ее большую полуось а в секун-
дах дуги. Если известно расстояние D до двойной звезды в пар-
секах и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги,
равная ато в астрономических единицах (поскольку 1 :р" = D пк)
она будет равна:

Важнейшей характеристикой звезды наряду со светимостью яв-
ляется ее масса. Прямое определение массы возможно лишь для
двойных звезд. По аналогии с § 9.4, сравнивая движение спутника

Рис. 80. Орбита спутника двойной
звезды (v Девы) относи-
тельно главной звезды,
расстояние которой от нас
составляет 10 пк. (Точки
отмечают измеренные
положения спутника в ука-
занные годы. Их отклоне-
ния от эллипса вызваны
погрешностями наблюде-
ний.)

звезды с движением Земли вокруг Солнца (для которой период
обращения 1 год, а большая полуось орбиты 1 а. е.), мы по треть-
ему закону Кеплера можем написать:

где ш, и /п2 — массы компонентов в паре звезд, Ме и М @ — массы
Солнца и Земли, а Т — период обращения пары в годах Пренеб-
регая массой Земли в сравнении с массой Солнца, мы получаем
сумму масс звезд, составляющих пару, в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды отдельно, надо изучить
движение каждой из них относительно окружающих звезд и вычис-
лить их расстояния Л, и Л2 от общего центра масс. Тогда имеем
второе уравнение:

и из системы двух уравнений находим обе массы отдельно.

Двойные звезды в телескоп нередко представляют собой кра-
сивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник
белый или голубой. Вообразите себе богатство красок на планете,
обращающейся вокруг одной из пары звезд, где на небе сияет то
красное Солнце, то голубое, то оба вместе.

Определенные описанными методами массы звезд различаются
гораздо меньше, чем их светимости, примерно от 0,1 до 100 масс
Солнца. Большие массы встречаются крайне редко. Обычно звезды
обладают массой меньше пяти масс Солнца. Мы видим, что с точки
зрения светимости и температуры наше Солнце является рядовой,
средней звездой, ничем особым не выделяющейся.

24 1- У двойной звезды период обращения 100 лет. Большая полуось видимой
орбиты а = 2,0", а параллакс р = 0,05". Определите сумму масс и массы
звезд в отдельности, если звезды отстоят от центра масс на расстояниях, отно-
сящихся как 1 : 4.

Если бы по орбите Земли двигалась звезда с такой же массой, как у
Солнца, каков был бы период ее обращения?

По рисунку 80 оцените период обращения спутника, большую полуось
орбиты и вычислите сумму масс компонентов. Считать, что большая полуось
орбиты лежит в плоскости рисунка.

2. Спектрально-двойные звезды. Если звезды при взаимном обра-
щении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный
телескоп их нельзя видеть раздельно, в этом случае двойствен-
ность может быть определена по спектру. Если плоскость орбиты
такой пары почти совпадает с лучом зрения, а скорость обраще-
ния велика, то скорость каждой звезды в проекции на луч зрения
будет быстро меняться. Спектры двойных звезд при этом накла-
дываются друг на друга, а так как разница в скоростях этих

Рис. 81. Объяснение раздвоения, или колебания, линий в спектрах спектрально-
двойных звезд.

звезд велика, то линии в спектре каждой из них будут смещаться
в противоположные стороны Величина смещения меняется с перио-
дом, равным периоду обращения пары Если яркости и спектры
звезд, составляющих пару, сходны, то в спектре двойной звезды
наблюдается периодически повторяющееся раздвоение спектральных
линий (рис. 81). Пусть компоненты занимают положения Ах и Вх
или А3 и В3, тогда один из них движется к наблюдателю, а дру-
гой— от него (рис. 81, I, III). В этом случае наблюдается раз-
двоение спектральных линий. У приближающейся звезды спектраль-
ные линии сместятся к синему концу спектра, а у удаляющейся —
к красному. Когда же компоненты двойной звезды занимают поло-
жения А2 и В2 или А4 и В4 (рис 81, II, IV), то оба они движутся под
прямым углом к лучу зрения и раздвоения спектральных линий не
получится.

Если одна из звезд светится слабо, то будут видны линии
только другой звезды, смещающиеся периодически.

Один из компонентов Мицара сам является спектрально-двой-
ной звездой.

3. Затменно-двойные звезды — алголи. Если луч зрения лежит
почти в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, то
звезды такой пары будут поочередно загораживать друг друга.
Во время затмений общая яркость пары, компонентов которой мы
по отдельности не видим, будет ослабевать (положения В и D
на рис. 82). В остальное же время в промежутках между затме-
ниями она почти постоянна (положения А и С) и тем дольше,
чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты.
Если спутник большой, но сам дает мало света, то, когда яркая

звезда затмевает его, суммарная яркость системы будет умень
шаться лишь ненамного.

Минимумы яркости затменно-двойных звезд происходят при дви
жении их компонентов поперек луча зрения. Анализ кривой изме-
нения видимой звездной величины в функции времени позволяет
установить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и
наклон к лучу зрения, а также массы звезд Таким образом, затменно-
двойные звёзды, наблюдаемые также и в качестве спектрально-
двойных, являются наиболее хорошо изученными системами. К со
жалению, таких систем известно пока сравнительно мало

Затменно-двойные звезды называются еще алголями, по наз-
ванию своего типичного представителя р Персея. Древние арабы
назвали р Персея Алголем (испорченное эль гуль), что значит
«дьявол». Возможно, что они заметили ее странное поведение: в
течение 2 дней 11 ч яркость Алголя постоянна, затем за 5 ч она
ослабевает от 2,3 до 3,5 звездной величины, а затем за 5 ч яркость
ее возвращается к прежнему значению.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголей в
основном короткие — около нескольких суток. В общей сложности
двойственность звезд очень распространенное явление. Статистика
показывает, что до 30% всех звезд, вероятно, являются двойными
Получение разнообразных данных об отдельных звездах и их
системах из анализа спектрально-двойных и затменно-двойных
звезд — примеры неограниченной возможности человеческого по-
знания

Рис. 82. Изменения видимои яркости (5 Лиры и схема движения ее спутника
(Форма звезд, близко расположенных друг к другу, вследствие их при
ливного воздействия может сильно отличаться от сферической )

1. Переменные звезды. Для на-
блюдателей на Земле изменения
яркости в системах алголей вызва-
ны периодическими затмениями звезд.
Из точек пространства, откуда пло-
скость орбиты данной пары видна
под большим углом, никаких затме-
ний и изменений яркости не будет.
Но существует множество физиче-
ских переменных звезд, у которых
яркость меняется физически, реаль-
но меняется светимость. Светимость
одних меняется строго периодически,
других — неправильным образом или
с периодичностью, часто нарушае-
мой. Для всех физических перемен-
ных звезд типично, что вместе с из-
менением яркости происходят те или

иные изменения в спектре, т. е. в состоянии их атмосферы.

Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды.
Цефеиды характеризуются амплитудами изменения яркости не более
1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до не-
скольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоя-
нен с точностью до долей секунды.

Цефеиды — белые или желтоватые звезды. Их яркость плавно
поднимается до максимума и затем более медленно спадает, тоже
плавно или с одной волной на спуске кривой изменения яркости.

Название цефеиды получили по своей типичной представитель-
нице — звезде б Цефея. Период ее переменности 5,37 сут и амплитуда
изменения яркости от 4,6 до 3,7 звездной величины.

На рисунке 83 представлены изменения яркости и сопутствую-
щие им изменения температуры и лучевой скорости цефеид.

С изменением температуры несколько меняется и спектральный
класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды —
пульсирующие звезды. Период их пульсации обратно про-
порционален корню квадратному из их плотности. Они периодически
расширяются и сжимаются. Расширения фотосферы, дающей свет,
и хромосферы, вызывающей соответствующий сдвиг линий в спектре,
происходят неодновременно. Сжатие наружных слоев вызывает их
нагрев, а наивысшая температура соответствует наибольшей ско-
рости приближения обращенной к нам части хромосферы. Колебания
лучевой скорости в спектрах цефеид впервые изучил А. А. Бело-
польский.