рефераты бесплатно

МЕНЮ


Что такое звёзды

непосредственно влияет и на вторую.

Открытие.

Открытие двойных звёзд, в настоящее время их именно так называют, стало

одним из первых открытий, осуществлённых при помощи астрономического

бинокля. Первой парой этого типа звёзд стала Мицар из созвездия Большой

Медведицы. Открытие сделал итальянский астроном Риччоли. Учитывая огромное

количество звёзд во Вселенной, учёные пришли к выводу, что Мицар среди них

не единственная двойная система, и оказались правы, вскоре наблюдения

подтвердили эту гипотезу. В 1804 году известный астроном Вильям Гершель,

посвятивший 24 года научным наблюдениям, опубликовал каталог, содержащий

описание примерно 700 двойных звёзд. Вначале учёные не знали точно, связаны

ли физически друг с другом компоненты двойной системы.

Некоторые светлые умы полагали, что на двойные звёзды действует звёздная

ассоциация в целом, тем более в паре блеск составляющих был неодинаков. В

связи с этим создавалось впечатление, что они находятся не рядом. Для

выяснения истинного положения тел было необходимо измерить параллактические

смещения звёзд. Этим и занялся Гершель. К величайшему удивлению,

параллактическое смещение одной звезды по отношению к другой при измерении

дало неожиданный результат. Гершель заметил, что вместо симметрического

колебания с периодом в 6 месяцев каждая звезда следует по сложному

эллипсоидному пути. В соответствии с законами небесной механики два тела,

связанных силой притяжения, двигаются по эллиптической орбите. Наблюдения

Гершеля подтвердили тезис о том, что двойные звёзды связаны физически, то

есть силами тяготения.

Классификация двойных звёзд.

Различают три основных класса двойных звёзд: визуально-двойные, двойные

фотометрические и спектрально-двойственные. Эта классификация не отражает в

полной мере внутренние различия классов, но даёт представление о звёздной

ассоциации.

Двойственность визуально-двойных звёзд хорошо видна в телескоп по мере их

движения. В настоящее время идентифицировано около 70000 визуально-двойных,

но только у 1% из них была точно определена орбита.

Такая цифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды

могут составлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить

путь по орбите – очень кропотливый труд, требующий проведения

многочисленных расчётов и наблюдений из разных обсерваторий. Очень часто

учёные располагают лишь фрагментами движения по орбите, остальной путь они

восстанавливают дедуктивным методом, используя имеющиеся данные. Следует

иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена к лучу

зрения. В таком случае воссозданная орбита (видимая) будет значительно

отличаться от истинной.

Если определена истинная орбита, известны период обращения и угловое

расстояние между двумя звёздами, можно, применив третий закон Кеплера,

определив сумму масс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас

при этом тоже должно быть известно.

Двойные фотометрические звёзды.

О двойственности этой системы звёзд можно судить лишь по периодическим

колебаниям блеска. При движении такие звёзды переменно загораживают друг

друга. Их также называют «затменно-двойные звёзды». У этих звёзд плоскости

орбит близки к направлению луча зрения. Чем большую площадь занимает

затмение, тем более выражен блеск. Если проанализировать кривую блеска

двойных фотометрических звёзд, можно определить наклон орбитальной

плоскости.

С помощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы.

Если зафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два

снижения (минимума). Период времени, за который фиксируются три

последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному

периоду.

Периоды двойных фотометрических звёзд значительно короче по сравнению с

периодами визуально-двойных звёзд и составляют срок несколько часов или

несколько дней.

Спектрально-двойственные звёзды.

С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий

вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой

слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений

одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной

звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи

телескопа как визуально-двойные звёзды. Двойные звёзды, определяемые с

помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально-

двойственные. Не все двойные звёзды являются спектральными. Два компонента

двойных звёзд могут отдаляться и приближаться в радиальном направлении.

Наблюдения свидетельствуют о том, что двойные звёзды встречаются в

основном в нашей Галактике. Сложно определить процентное соотношение

двойных и одинарных звёзд. Если действовать методом вычитания и из всего

звёздного населения вычесть число идентифицированных двойных звёзд, можно

сделать вывод, что они составляют меньшинство. Этот вывод может быть

ошибочным. В астрономии есть понятие «эффект отбора». Для определения

двойственности звёзд надо идентифицировать их основные характеристики. Для

этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложно определить

двойные звёзды. Например, визуально-двойные звёзды не всегда можно увидеть

на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние между

компонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксировать

фотометрические и спектрально-двойственные звёзды, их блеск должен быть

достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного

измерения длины волн в спектральных линиях.

Число звёзд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так

велико. По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойные

звёзды составляют от 30% до 70% звёздного населения.

НОВЫЕ ЗВЁДЫ.

Переменные взрывные звёзды состоят из белого карлика и звезды Главной

последовательности, как Солнце, или постпоследовательности, как красный

гигант. Обе звезды следуют по узкой орбите с периодичностью в несколько

часов. Они находятся на близком расстоянии друг от друга, в связи с чем они

тесно взаимодействуют и вызывают эффектные явления.

С середины XIX века учёные фиксируют на оптической полосе переменных

взрывных звёзд преобладание фиолетового цвета в определённое время, это

явление совпадает с наличием пиков на кривой блеска. По этому принципу

звёзды разделили на несколько групп.

Классические новые звёзды.

Классические новые звёзды отличаются от переменных взрывных тем, что их

оптические вспышки не имеют повторяющегося характера. Амплитуда кривой их

блеска выражена чётче, и подъём к максимальной точке происходит значительно

быстрее. Обычно они достигают максимального блеска за несколько часов, за

этот период времени новая звезда приобретает звёздную величину равную

примерно 12, то есть световой поток увеличивается на 60000 единиц.

Чем медленнее происходит процесс подъёма к максимуму, тем менее заметно и

изменение блеска. Новая звезда недолго остаётся в положении «максимум»,

обычно этот период занимает время от нескольких дней до нескольких месяцев.

Затем блеск начинает уменьшаться, сначала быстро, затем медленнее до

обычного уровня. Длительность этой фазы зависит от разных обстоятельств, но

её продолжительность составляет не менее нескольких лет.

У новых классических звёзд все эти явления сопровождаются

неконтролируемыми термоядерными реакциями, происходящими в поверхностных

слоях белого карлика, именно там находится «позаимствованный» водород от

второго компонента звезды. Новые звёзды всегда двойные, один из компонентов

обязательно – белый карлик. Когда масса компонента звезды перетекает к

белому карлику, слой водорода начинает сжиматься и разогревается,

соответственно температура повышается, гелий разогревается. Всё это

происходит быстро, резко, в результате имеет место вспышка. Излучающая

поверхность увеличивается, блеск звезды становится ярким, на кривой блеска

фиксируется всплеск.

Во время активной фазы вспышки новая звезда достигает максимального

блеска. Максимальная абсолютная звёздная величина составляет порядка от -6

до -9. у новых звёзд эта цифра достигается медленнее, у переменных взрывных

звёзд – быстрее.

Новые звёзды существуют и в других галактиках. Но то, что мы наблюдаем,

это лишь их видимая звёздная величина, абсолютную определить нельзя, так

как неизвестно их точное расстояние до Земли. Хотя в принципе можно узнать

абсолютную звёздную величину новой, если она находится в максимальной

близости от другой новой звезды, расстояние до которой известно.

Максимальная абсолютная величина высчитывается по уравнению:

M=-10.9+2.3log (t).

t – это время, за которое кривая блеска новой звезды падает до 3 звёздных

величин.

Карликовые новые звёзды и повторяющиеся новые.

Ближайшими родственниками новых звёзд являются карликовые новые звёзды,

их прототип «U Близнецов». Их оптические вспышки практически аналогичны

вспышкам новых звёзд, но имеются различия в кривых блесках: их амплитуды

меньше. Отмечаются различия и в повторяемости вспышек – у новых карликовых

звёзд они случаются более или менее регулярно. В среднем раз в 120 дней, но

иногда и через несколько лет. Оптические вспышки новых длятся от нескольких

часов до нескольких дней, после чего за несколько недель блеск уменьшается

и, наконец, достигает обычного уровня.

Существующую разницу можно объяснить различными физическими механизмами,

провоцирующими оптическую вспышку. В «U Близнецов» вспышки происходят из-за

внезапного изменения процентного соотношения материи на белом карлике – её

увеличения. В результате имеет место огромный выброс энергии. Наблюдения за

карликовыми новыми звёздами в фазе затмения, то есть когда белый карлик и

диск, окружающий его, закрываются звездой – компонентом системы, точно

свидетельствуют о том, что именно белый карлик, вернее, его диск является

источником света.

Повторяющиеся новые звёзды представляют собой нечто среднее между

классическими новыми и карликовыми новыми звёздами. Как следует из

названия, их оптические вспышки повторяются регулярно, что роднит их с

новыми карликовыми звёздами, но происходит это через несколько десятков

лет. Усиление блеска во время вспышки более выражено и составляет около 8

звёздных величин, эта черта приближает их к классическим новым звёздам.

РАССЕЯНЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.

Рассеянные звёздные скопления найти несложно. Их называют галактическими

скоплениями. Речь идёт об образованиях, включающих от нескольких десятков

до нескольких тысяч звёзд, большая часть которых видна невооружённым

глазом. Звёздные скопления предстают перед наблюдателем как участок неба,

густо усеянный звёздами. Как правило, такие области концентрации звёзд

хорошо заметны на небе, но бывает, причём довольно редко, что скопление

практически неразличимо. Для того чтобы определить, является какой-либо

участок неба звёздным скоплением или речь идёт о звёздах, просто близко

расположенных друг к другу, следует изучить их движение и определить

расстояние до Земли. Звёзды, составляющие скопления, движутся в одном

направлении. Кроме того, если звезды, находящиеся не далеко друг от друга,

расположены на одинаковом расстоянии от Солнечной системы, они, конечно,

связаны между собой силами притяжения и составляют рассеянное скопление.

Классификация звёздных скоплений.

Протяжённость этих звёздных систем варьируется от 6 до 30 световых лет,

средняя протяжённость составляет примерно двенадцать световых лет. Внутри

звёздных скоплений звёзды сконцентрированы хаотично, бессистемно. Скопление

не имеет чётко выраженной формы. При классификации звёздных скоплений

следует принимать во внимание угловые измерения, приблизительное общее

количество звёзд, степень их концентрации в скоплении и разницу в блеске.

В 1930 году американский астроном Роберт Трамплер предложил

классифицировать скопления по следующим параметрам. Все скопления

подразделялись на четыре класса по принципу концентрации звёзд и

обозначались римскими цифрами от I до IV. Каждый из четырёх классов делится

на три подкласса по однородности блеска звёзд. К первому подклассу

относятся скопления, в которых звёзды имеют примерно одну степень

светимости, к третьему – с существенной разницей в этом плане. Затем

американский астроном ввёл ещё три категории классификации звёздных

скоплений по числу звёзд, входящих в скопление. К первой категории «p»

относятся системы, в которых менее 50 звёзд. Ко второй «m» - скопление,

имеющие от 50 до 100 звёзд. К третьей – имеющие более 100 звёзд. Например,

в соответствии с этой классификацией, звёздное скопление, обозначенное в

каталоге как «I 3p», представляет собой систему, состоящую менее чем из 50

звёзд, густо сконцентрированных в небе и обладающих разной степенью блеска.

Однородность звёзд.

Все звёзды, относящиеся к какому-либо рассеянному звёздному скоплению,

имеют характерную черту – однородность. Это значит, что они образовались из

одного и того же газового облака и сначала существования имеют одинаковый

химический состав. Кроме того, есть предположение, что все они появились в

одно время, то есть имеют одинаковый возраст. Существующие между ними

различия можно объяснить разным ходом развития, а это определяется массой

звезды с момента её образования. Учёным известно, что крупные звёзды имеют

меньший срок существования по сравнения с малыми звёздами. Крупные

эволюционируют значительно быстрее. В основном рассеянные звёздные

скопления представляют собой небесные системы, состоящие из относительно

молодых звёзд. Этот вид звёздных скоплений дислоцируется в основном в

спиральных ветвях Млечного Пути. Именно эти участки являлись в недавнем

прошлом активными зонами звёздообразования. Исключения составляют скопления

NGC 2244, NGC 2264 и NGC6530, их возраст равен нескольким десяткам

миллионов лет. Это небольшой срок для звёзд.

Возраст и химический состав.

Звёзды рассеянных звёздных скоплений связаны между собой силой

притяжения. Но из-за того, что эта связь недостаточно крепкая, рассеянные

скопления могут распадаться. Это происходит за длительное время. Процесс

расформирования связан с влиянием гравитации одиночных звёзд, расположенных

недалеко от скопления.

Старых звёзд в составе рассеянных звёздных скоплений практически нет.

Хотя имеются исключения. В первую очередь это относится к крупным

скоплениям, в которых связь между звёздами значительно сильнее.

Соответственно, и возраст таких систем больше. Среди них можно отметить NGC

6791. В состав этого звёздного скопления входят примерно 10000 звёзд, его

возраст составляет около 10 миллиардов лет. Орбиты крупных звёздных

скоплений уносят их на длительный период времени далеко от плоскости

галактики. Соответственно, у них меньше возможностей встретиться с большими

молекулярными облаками, что могло бы повлечь за собой расформирование

звёздного скопления.

Звёзды рассеянных звёздных скоплений сходны по химическому составу с

Солнцем и другими звёздами галактического диска. Разница в химическом

составе зависит от расстояния от центра Галактики. Чем дальше от центра

расположено звёздное скопление, тем меньше элементов из группы металлов оно

содержит. Химический состав также зависит от возраста звёздного скопления.

Это относится и к одиночным звёздам.

ШАРОВЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.

Шаровые звёздные скопления, насчитывающие сотни тысяч звёзд, имеют очень

необычный вид: у них сферическая форма, и звёзды концентрируются в них

настолько плотно, что даже с помощью мощнейших телескопов невозможно

различить одиночные объекты. Отмечается сильная концентрация звёзд к

центру.

Исследования шаровых скоплений имеет важное значение в астрофизике в

плане изучения эволюции звёзд, процесса формирования галактик, изучения

структуры нашей Галактики и определения возраста Вселенной.

Форма Млечного Пути.

Учёные установили, что шаровые скопления образовались на начальном этапе

формирования нашей Галактики – протогалактический газ имел сферическую

форму. Во время гравитационного взаимодействия до завершения сжатия, что

привело к образованию диска, за его пределами оказались сгустки материи,

газа и пыли. Именно из них образовались шаровые звёздные скопления. Причём

они сформировались до появления диска и остались там же, где и

образовались. Они имеют сферическую структуру, гало, вокруг которого позже

расположилась плоскость галактики. Вот почему шаровые скопления

дислоцируются симметрично в Млечном Пути.

Изучение проблемы расположения шаровых скоплений, а также проведённые

измерения расстояния от них до Солнца, позволили определить их

протяжённость нашей Галактики до центра – оно составляет 30000 световых

лет.

Шаровые звёздные скопления по времени происхождения очень старые. Их

возраст составляет 10-20 миллиардов лет. Они представляют собой важнейший

элемент Вселенной, и, несомненно, знания об этих образованиях окажут

немалую помощь в объяснении явлений Вселенной. По мнению учёных, возраст

этих звёздных скоплений идентичен возрасту нашей Галактики, а так как все

галактики сформировались примерно в одно время, значит, можно определить и

возраст Вселенной. Для этого к возрасту шаровых звёздных скоплений следует

прибавить время от появления Вселенной до начала образования галактик. По

сравнению с возрастом шаровых звёздных скоплений это совсем небольшой

отрезок времени.

Внутри ядер шаровых скоплений.

Для центральных областей этого вида скоплений характерна высокая степень

концентрации звёзд, примерно в тысячи раз больше, чем в ближайших к Солнцу

зонах. Только за последнее десятилетие стало возможным рассмотреть ядра

шаровых звёздных скоплений, вернее, те небесные объекты, которые находятся

в самом центре. Это имеет большое значение в области изучения динамики

входящих в ядро звёзд, в плане получения информации о системах небесных

тел, связанных силами притяжения, - звёздные скопления относятся именно к

этой категории, - а также в плане изучения взаимодействия между звёздами

скоплений посредством наблюдений или обработки данных на компьютере.

Страницы: 1, 2, 3, 4


Copyright © 2012 г.
При использовании материалов - ссылка на сайт обязательна.