Астрономический сайт

Загадки земли и вселенной

Тяготение и звезды

Звезды

В 1827 г. французский физик Феликс Савари (1797—1841) впервые сумел доказать, что звезды могут образовывать связанные двойные системы, компоненты которых обращаются в соответствии с законами Кеплера и положениями закона всемирного тяготения Ньютона. Звезды двойной системы вращаются вокруг общего центра масс под действием сил взаимного притяжения, но в некоторых случаях удобно считать одну из них неподвижной, а другую—движущейся относительно нее по эллиптической орбите.

Если принять массу неподвижной звезды равной М1, то, согласно теории Ньютона, ее «компаньон» массой М2 должен двигаться таким образом, будто на него действует притяжение тела массой M1+M2, находящегося на месте неподвижной звезды. Если известны периоды обращения звезд R (в годах) и среднее расстояние между компонентами системы d (в астрономических единицах), то суммарную массу двух звезд, выраженную в единицах массы Солнца, можно найти из простого соотношения: M1 + M2=d3/P2. А это есть не что иное, как формулировка третьего закона Кеплера, только применительно не к Солнечной системе, а к двум массивным телам. Для определения массы каждой звезды в отдельности необходимо найти относительные расстояния d1 и d2 звезд с массами M1 и M2 от центра масс рассматриваемой двойной системы (рис. 25). Представим себе штангу, грузы на концах которой имеют различные массы. Чтобы штанга была в равновесии, нужно держать ее в точке, расположенной ближе к более тяжелому грузу. Рассуждая аналогичным образом, мы находим, что отношение масс двух звезд в двойной системе определяется как M1/M2=d2/d1 Зная сумму масс и их отношение, нетрудно вычислить массу каждой из звезд






Рис. 25. Центр масс двойной системы. Два тела М1, и М2обращаются вокруг общего центра масс С, который расположен ближе к более массивному телу (d1/d2=M2 /M1).






Рис. 26. Астрометрические двойные. Звезды А и В составляют двойную систему, причем звезда A массивнее и гораздо ярче звезды В; с Земли звезда В непосредственно не видна. Центр масс двойной системы движется в пространстве по прямолинейной траектории, тогда как звезды A и В в силу своего орбитального движения периодически смещаются относительно этой прямой линии. Таким образом, «виляния» траектории звезды А указывают на наличие у нее невидимого компаньона.

двойной системы. Однако этот единственный прямой способ определения массы звезд трудно применять на практике, и, как это ни удивительно, с его помощью было сделано очень мало точных измерений масс звезд. В некоторых двойных системах (так называемых астрометрических двойных) присутствие компонента, невидимого в ослепительном свете яркой звезды, выдает траектория последней, «виляющая» под действием гравитационного поля более слабого компонента системы (рис. 26). Согласно первому закону Ньютона, одиночная звезда должна двигаться в пространстве равномерно и прямолинейно (если не принимать во внимание действия поля тяготения всей Галактики); этому закону следует и центр масс двойной звезды. Как видно из рис. 26, траектории движения самих звезд будут периодически удаляться от прямой линии и приближаться к ней. Наблюдая именно такое поведение самой яркой звезды земного неба—Сириуса, немецкий астроном Фридрих Бессель (1784—1846) пришел к выводу о наличии у нее невидимой звезды-компаньона. Но хотя Бессель обнаружил «виляние» Сириуса в 1834 г., только в 1862 г. американский астроном и создатель телескопов Элвин Кларк (1832—1897) смог разглядеть в телескоп едва заметный спутник Сириуса; это была первая обнаруженная звезда класса так называемых белых карликов—плотных горячих звезд очень малого размера. Следует заметить, что среди близких к нам звезд лишь очень немногие совершают в своем движении настолько заметные колебания, чтобы их можно было с уверенностью причислить к двойным системам; но как бы ни были сложны наблюдения такого рода, они позволили открыть даже несколько крупных планет, гравитационные поля которых вносят возмущения в движения центральных светил. Наиболее известный объект такого типа—звезда Барнарда, находящаяся на расстоянии всего 6 св. лет от Земли. Эта темно-красная звезда, как доказал в результате длительных наблюдений Петер ван де Камп из Спраулской обсерватории, имеет две планеты, по массе сравнимые с Юпитером (не исключено, что имеется еще несколько планет меньшей массы). В большинстве двойных систем звезды расположены столь близко друг к другу, что их невозможно разглядеть по отдельности: телескоп дает изображение только одной «звезды», в которой сливается свет обоих компонентов. Установить наличие двух компонентов часто помогают исследования спектра их суммарного излучения: в каждый момент времени при вращении звезд вокруг общего центра масс (рис. 27) одна из них приближается к наблюдателю, другая—удаляется от него. В полном соответствии с эффектом Доплера спектральные линии приближающегося компонента смещаются в фиолетовую область, а удаляющегося—в красную. Таким образом, длины волн спектральных линий каждой звезды будут периодически колебаться в некотором интервале, выдавая тем самым наличие двойной системы. , С помощью наблюдений такого рода можно определить период обращения звездной пары и приблизительные значения скорости движения звезд по орбитам. Однако такие наблюдения дают только радиальную составляющую скорости (направленную к нам или от нас), а ее отношение к величине полной орбитальной скорости зависит от угла, под которым орбита наблюдается с Земли. Обычно удается приблизительно оценить орбитальную скорость на основании данных о предельных значениях угла наклона орбиты; а зная период обращения звезд и величину орбитальной скорости, можно достаточно точно установить суммарную массу двойной звезды. Если плоскости орбит звезд видны с ребра, то в этом




Рис. 27. Спектрально-двойные. Две звезды обращаются вокруг общего центра масс С, причем их орбиты расположены так, что мы видим, плоскости орбит как бы «с ребра». Каждая звезда имеет непрерывный спектр излучения, на который наложены темные линии поглощения. Для простоты мы считаем (так изображено и на рисунке), что у обеих звезд спектры одинаковы. В положении 1 обе звезды находятся на луче зрения и не приближаются к Земле, и не удаляются от нее. Спектральные линии звезд в этом случае не претерпевают ни красного, ни фиолетового смещения, поэтому в спектроскоп мы увидим только один набор линий поглощения (так как Спектральные линии двух звезд точно накладываются друг на друга). В положении 2 звезда А удаляется, а звезда В приближается к нам, в результате спектральные линии звезды А смещаются в красную область, а линии звезды В—в фиолетовую. Теперь наборы линий поглощения звезд разделяются, и их можно по отдельности зарегистрировать с помощью спектроскопа. В положении 3 звезды снова пересекают луч зрения, а в положении 4 уже звезда А приближается к нам, а звезда В удаляется: на рисунке изображен результирующий наблюдаемый спектр. Итак, по мере обращения звезд вокруг общего центра масс их спектральные линии периодически смещаются, что позволяет судить» о наличии в системе двух звезд.





рис. 28. Перенос массы в двойной системе. Линия в форме «восьмерки» изображает поверхность равного гравитационного потенциала в тесной двойной системе (звезда А имеет большую массу, чем звезда В); эта поверхность носит название полости Роша. Обе звезды целиком находятся внутри объемов, ограниченных полостями Роша, и сохраняютсвое вещество (а). Если звезда А расширяется почти до своих полостей Роша (б), то какая-то доля частиц покидает ее поверхность, образуя так называемый «звездный ветер»; при этом частицы, пролетающие через точку L (внутреннюю Лагранжеві точку), должны захватываться звездой В. Если звезда А расширяется до полости Роша (в), то она теряетзначительную часть своей массы: вещество, пересекающее полость Роша, уходит в космос, но та его часть, которая проходит через точку L, падает на звезду В.



случае каждая из звезд поочередно закрывает другую, вызывая заметное изменение яркости (затмение) видимой звезды. Так называемые затменные двойные—это поистине клад информации: угол наклона их орбиты к лучу зрения известен, а по периодичности и характеру затмений можно судить и о размерах каждого из компонентов пары. Таким образом, гравитация дает нам способ «взвешивания» звезд. Кроме того, в тесных двойных системах она играет еще одну очень важную роль—г вызывает перетекание вещества из одного компонента системы в другой. Бели вокруг одиночной звезды нарисовать некую сферическую оболочку, то во всех ее точках величина гравитационного поля звезды будет одинаковой. Если же аналогичную поверхность (эквипотенциальную поверхность) мы захотим найти для двойной звезды, то ее форма окажется сложнее; особое значение имеет здесь эквипотенциальная поверхность в форме «восьмерки» (рис. 28). Две петли кривой, в каждой из которых заключена одна звезда, образуют полости Роша, названные так в честь французского астронома Э. Роша (1820—1883), изучавшего гравитационные приливные эффекты. Вещество, заключенное в полости Роша, находится в зоне притяжения расположенной здесь звезды и не может покинуть эту область, но то вещество, которое оказалось вне «восьмерки», улетает в пространство. Как мы увидим в дальнейшем, на поздних стадиях своей жизни большинство звезд расширяется, и если вещество пересечет границу полости Роша данной звезды, то последняя может лишиться . значительной части своей массы. Какая-то часть вещества звезды пройдет через «талию» восьмерки (внутреннюю лагранжеву точку) и будет захвачена другим компонентом» Таким способом расширяющаяся звезда может прямо-таки «завалить» веществом своего компаньона по двойной системе, а это, конечно же, не может не отразиться на его эволюции. Но значительная потеря массы не обязательно является следствием истечения за пределы полости Роша, так как вещество, выброшенное звездой в виде «звездного ветра», также может уйти в космос и быть захваченным другим компонентом системы. Перенос массы в двойных звездных системах играет исключительно важную роль в наблюдаемом разнообразии астрофизических явлений.





Страниц : 1