јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > ћаси ≥ розм≥ри з≥р

ћаси ≥ розм≥ри з≥р

1. ѕодв≥йн≥ зор≥. ћаси з≥р. як ми переконалис¤ на приклад≥ —онц¤, маса зор≥ е т≥Їю з найважлив≥ших характеристик, в≥д ¤коњ залежать ф≥зичн≥ умови в њњ надрах. ЅезпосереднЇ визначенн¤ маси можливе лише дл¤ подв≥йних з≥р.

ѕодв≥йн≥ зор≥ називаютьс¤ в≥зуально-подв≥йними, ¤кщо њхню подв≥йн≥сть можна пом≥тити п≥д час безпосередн≥х спостережень у телескоп.

ѕрикладом в≥зуально-подв≥йноњ зор≥, видимоњ нав≥ть неозбро≠Їним оком, Ї £ ¬еликоњ ¬едмедиц≥, друга зор¤ в≥д к≥нц¤ Ђручкиї њњ Ђковшаї. ѕри нормальному зор≥ зовс≥м близько б≥л¤ нењ видно другу слабку з≥рочку, њњ пом≥тили ще стародавн≥ араби й назвали јлькор (¬ершник). яскрав≥й зор≥ вони дали назву ћ≥цар. ћ≥цар ≥ јлькор в≥ддален≥ одна в≥д одноњ на 1 √. ” б≥нокль таких зор¤них пар можна знайти чимало.

—истеми з к≥льк≥стю з≥р n ³3 називаютьс¤ кратними. “ак, у б≥нокль видно, що г Ћ≥ри складаЇтьс¤ з двох однакових з≥р 4-њ зор¤ноњ величини, в≥дстань м≥ж ¤кими 3'. ѕри спостереженн≥ в телескоп ≈ Ћ≥ри Ч в≥зуально-четверна зор¤. ќднак де¤к≥ зор≥ ви¤вл¤ютьс¤ лише оптично-подв≥йними, тобто близьк≥сть таких двох з≥р е. результатом випадковоњ проекц≥њ њх на небо. Ќасправд≥ в простор≥ вони далек≥ одна в≥д одноњ. ј ¤кщо п≥д час спостережен≠н¤ з'¤совуЇтьс¤, що вони утворюють Їдину систему ≥ обертаютьс¤ п≥д д≥Їю взаЇмного прит¤ганн¤ навколо сп≥льного центра мас, то њх називають ф≥зичними подв≥йними.

Ѕагато подв≥йних з≥р в≥дкрив ≥ вивчив в≥домий рос≥йський учений ¬. я. —труве. Ќайкоротший в≥домий пер≥од обертанн¤ в≥зуально-подв≥йних з≥р Ч к≥лька рок≥в. ¬ивчено пари, в ¤ких пер≥од обертанн¤ становить дес¤тки рок≥в, а пари з пер≥одами в сотн≥ рок≥в вивчать у майбутньому. Ќайближча до нас зор¤ a ÷ентавра Ї подв≥йною.

ѕер≥од обертанн¤ њњ складових (ком≠понент≥в) Ч 70 рок≥в. ќбидв≥ зор≥ в ц≥й пар≥ за масою ≥ темпера≠турою под≥бн≥ до —онц¤.

√оловна зор¤ звичайно не знаходитьс¤ у фокус≥ видимого ел≥пса, ¤кий описуЇ супутник, бо ми бачимо його орб≥ту в проекц≥њ викривленою (мал. 73). јле знанн¤ геометр≥њ даЇ змогу встановити справжню форму орб≥ти й вим≥р¤ти њњ велику п≥в≠в≥сь а в секундах дуги. якщо в≥дома в≥дстань ќ до подв≥йноњ зор≥ в парсеках ≥ велика п≥вв≥сь орб≥ти зор≥-супутника в секундах дуги дор≥внюЇ а", то в астроном≥чних одиниц¤х вона дор≥вню≠ватиме:

Aa.e. = aТТ x Dпк , або ја.е. =

оск≥льки† Dпк = 1/р".

ѕор≥внюючи рух супутника зор≥ з рухом «емл≥ навколо —онц¤

(д뤆 ¤коњ† пер≥од обертанн¤† “л = 1†† р≥к,† а† велика† п≥вв≥сь орб≥т膆 Ч†† а.о.),† за† трет≥м† законом†  еплера† можна† записати:

де m1, ≥ m2Ч маси компонент≥в у пар≥ з≥р, M© ≥ ћÅ Ч маси —онц¤ й «емл≥, а “ Ч пер≥од обертанн¤ пари в роках. Ќех≠туючи масою «емл≥ пор≥вн¤но з масою —онц¤, д≥станемо суму мас з≥р, ¤к≥ становл¤ть пару, у масах —онц¤:

m1 + m2 = A3 : T2

ўоб визначити масу кожноњ зор≥, треба вивчити рух компо≠нент≥в в≥дносно навколишн≥х з≥р та обчислити њх в≥дстан≥ ј1 ≥ A2 в≥д сп≥льного центра мас. “од≥ матимемо друге р≥вн¤нн¤

m1 + m2 = ј2 : ј1

≥ ≥з системи двох р≥вн¤нь знайдемо обидв≥ маси окремо.

” телескоп подв≥йн≥ зор≥ нер≥дко ¤вл¤ють собою гарне видо≠вище: головна зор¤ жовта або оранжева, а супутник б≥лий або голубий.

якщо компоненти подв≥йноњ зор≥ при взаЇмному обертанн≥ п≥дход¤ть близько один до одного, то нав≥ть у найсильн≥ший телескоп њх не можна бачити нар≥зно. ¬ цьому раз≥ подв≥йн≥сть можна ви¤вити за спектром. “ак≥ зор≥ називатимутьс¤ спектраль≠но-подв≥йними. „ерез ефект ƒоплера л≥н≥њ в спектрах з≥р зм≥щу≠ватимутьс¤ в протилежн≥ боки (коли одна зор¤ в≥ддал¤Їтьс¤ в≥д нас, ≥нша наближаЇтьс¤). «м≥щенн¤ л≥н≥й зм≥нюЇтьс¤ з пер≥одом, що дор≥внюЇ пер≥оду обертанн¤ пари. якщо ¤скравост≥ й спектри з≥р, ¤к≥ становл¤ть пару, под≥бн≥, то в спектр≥ подв≥йноњ зор≥ спо≠стер≥гаЇтьс¤ пер≥одично повторюване роздвоюванн¤ спектральних ≥н≥й (мал. 74).

Ќехай компоненти займають положенн¤ A1, ≥ B1, й ј3 ≥ ¬3, тод≥ один з них рухаЇтьс¤ до спостер≥гача, а другий Ч ≥д нього (мал. 74, ≤, III). ” цьому раз≥ спостер≥гаЇтьс¤ роз≠доЇнн¤ спектральних л≥н≥й. ” зор≥, ¤ка наближаЇтьс¤, спектральноњ л≥н≥њ зм≥щуютьс¤ до синього к≥нц¤ спектра, а в т≥Їњ, що в≥д≠дал¤Їтьс¤.Ч до червоного. јле ¤кщо компоненти подв≥йноњ зо-≤≥ займають положенн¤ A2 ≥ ¬2 чи ј4 ≥ ¬4 (мал. 74, II, IV), то ≤бидва вони рухаютьс¤ п≥д пр¤мим кутом до промен¤ зору ≥ роздвоЇний спектральних л≥н≥й не буде.

якщо одна ≥з з≥р св≥титьс¤ слабо, то буде видно л≥н≥њ т≥льки фугоњ зор≥, що пер≥одично зм≥щуютьс¤.

ѕри взаЇмному обертанн≥ компоненти спектрально-подв≥йноњ юр≥ можуть по черз≥ заступати один одного. “ак≥ зор≥ називаютьс¤ затемнено-подв≥йними або алгол¤ми, за назвою свого типового представника р ѕерсе¤. ѕ≥д час затемнень загальна ¤скрав≥сть пари, компонент≥в ¤коњ ми нар≥зно не бачимо, слабшатиме (положенн¤ ¬ ≥ D на мал. 75). –ешту часу в пром≥жках м≥ж затемненн¤ми вона майже стала (положенн¤ ј ≥ —) ≥ тим довша, чим коротша тривал≥сть затемнень ≥ чим б≥льший рад≥ус орб≥ти. якщо супутник великий, але сам даЇ мало св≥тла, то сумарна ¤скрав≥сть системи зменшуЇтьс¤ зовс≥м ненабагато, коли ¤скрава зор¤ заступаЇ супутник.

—тародавн≥ араби назвали р ѕерсе¤ јлголем (перекручене ель іуль), що означаЇ Ђди¤волї. ћожливо, вони пом≥тили його дивну повед≥нку: прот¤гом 2 дн≥в 11 год ¤скрав≥сть јлгол¤ стала, пот≥м за 5 год вона слабшаЇ в≥д 2,3 до 3,5 зор¤ноњ величини, дал≥ за 5 год ¤скрав≥сть повертаЇтьс¤ до попереднього зна≠ченн¤.

јнал≥з кривоњ зм≥ни видимоњ зор¤ноњ величини у функц≥њ часу даЇ змогу визначити розм≥ри ≥ ¤скрав≥сть з≥р, розм≥ри орб≥ти, њњ форму ≥ нахил до промен¤ зору, а також маси з≥р. ќтже, затемнено-подв≥йн≥ зор≥, що спостер≥гаютьс¤ також ≥ ¤к спектрально-подв≥йн≥, Ї найб≥льш грунтовно вивченими системами. Ќа жаль, таких систем в≥домо ще пор≥вн¤но мало.

ѕер≥оди в≥домих спектрально-подв≥йних з≥р ≥ алгол≥в здеб≥ль≠шого коротк≥ Ч близько к≥лькох д≥б.

¬загал≥ подв≥йн≥сть з≥р Ч дуже поширене ¤вище. —татистика показуЇ, що близько 30 % ус≥х з≥р, очевидно, подв≥йн≥.

¬изначен≥ описаними методами маси з≥р розр≥зн¤ютьс¤ набага≠то менше, н≥ж њх св≥тност≥: приблизно в≥д 0,1 до 100 мас —онц¤. ƒуже велик≥ маси зустр≥чаютьс¤ надто р≥дко. «вичайно зор≥ мають масу, меншу в≥д п'¤ти мас —онц¤.

—аме маса з≥р зумовлюЇ њх ≥снуванн¤ ≥ природу ¤к особливого типу небесних т≥л, дл¤ ¤ких характерна висока температура надр (понад 107  ). ядерн≥ реакц≥њ перетворенн¤ водню в гел≥й, що в≥дбуваютьс¤ при так≥й температур≥, у б≥льшост≥ з≥р Ї джерелом випром≥нюваноњ ними енерг≥њ. ѕри менш≥й мас≥ температура все≠редин≥ небесних т≥л не дос¤гаЇ тих значень, ¤к≥ необх≥дн≥ дл¤ переб≥гу термо¤дерних реакц≥й.

≈волюц≥¤ х≥м≥чного складу речовини у ¬сесв≥т≥ в≥дбувалас¤ й в≥дбуваЇтьс¤ нин≥ головним чином завд¤ки зор¤м. —аме в њхн≥х надрах прот≥каЇ необоротний процес синтезу б≥льш важких х≥≠м≥чних елемент≥в з водню.

†

2. –озм≥ри з≥р. √устина њх речовини. ѕокажемо на простому приклад≥, ¤к можна пор≥вн¤ти розм≥ри з≥р однаковоњ температури, наприклад —онц¤ ≥  апелли (а ¬≥зничого). ÷≥ зор≥ мають однако≠в≥ спектри, кол≥р ≥ температуру, але св≥тн≥сть  апелли в 120 раз перевищуЇ св≥тн≥сть —онц¤. ќск≥льки при однаков≥й температур≥ ¤скрав≥сть одиниц≥ поверхн≥ з≥р теж однакова, то, значить, по≠верхн¤  апелли б≥льша за поверхню —онц¤ в 120 раз, а д≥аметр ≥ рад≥ус њњ б≥льш≥ в≥д сон¤чних у ї 11 раз. ¬изначити роз≠м≥ри ≥нших з≥р даЇ змогу знанн¤ закон≥в випром≥нюванн¤.

“ак, у ф≥зиц≥ встановлено, що повна енерг≥¤, ¤ка випром≥ню≠Їтьс¤ за одиницю часу з 1 м2 поверхн≥ нагр≥того т≥ла, дор≥в≠нюЇ: i = sT4, де s Ч коеф≥ц≥Їнт пропорц≥йност≥, а “ Ч абсолютна температура '. ¬≥дносний л≥н≥йний д≥аметр з≥р, що мають в≥дому температуру “, знаход¤ть за формулою

†

де† r -†† рад≥ус зор≥, ≥ Ч випром≥нюванн¤ одиниц≥† поверхн≥† зор≥, rÓ , iÅ, “ в≥днос¤тьс¤ до —онц¤, а LÓ = 1. «в≥дсиу рад≥усах —онц¤.

1 «акон —тефана Ч Ѕольцмана встановили австр≥йськ≥ ф≥зики …. —тефан (експериментально) ≥ Ћ. Ѕольцман.

–езультати таких обчислень розм≥р≥в св≥тил повн≥стю п≥д≠твердилис¤, коли стало можливим вим≥рювати кутов≥ д≥аметри з≥р за допомогою особливого оптичного приладу (зор¤ного ≥нтер≠ферометра) .

«ор≥ дуже великоњ св≥тност≥ називаютьс¤ надг≥гантами. „ервон≥ надг≥ганти ви¤вл¤ютьс¤ такими, самими й за розм≥рами (мал. 76). Ѕетельгейзе та јнтарес у сотн≥ раз≥в б≥льш≥ в≥д —онц¤ за д≥аметром. Ѕ≥льш в≥ддалена в≥д нас ”” ÷ефе¤ маЇ так≥ величезн≥ розм≥ри, що всередин≥ њњ розм≥стилас¤ б —он¤чна система з орб≥тами планет до орб≥ти ёп≥тера включно! ѕроте маси надг≥гант≥в б≥льш≥ за масу —онц¤ лише в 30 Ч 40 раз. “ому нав≥ть середн¤ густина червоних надг≥гант≥в у тис¤ч≥ раз≥в менша за густину к≥мнатного пов≥тр¤.

ѕри однаков≥й св≥тност≥ розм≥ри з≥р тим менш≥, чим ц≥ зор≥ гар¤ч≥ш≥. Ќайменшими серед звичайних з≥р Ї червон≥ карлики, њхн≥ маси й рад≥уси Ч дес¤т≥ частки сон¤чних, а се≠редн¤ густина в 10Ч100 раз вища в≥д густини води. ўе менш≥, н≥ж червон≥, б≥л≥ карлики, але це вже незвичайн≥ зор≥.

” близького до нас ≥ ¤скравого —≥р≥уса (у ¤кого рад≥ус при≠близно вдв≥ч≥ б≥льший за сон¤чний) Ї супутник, що обертаЇтьс¤ навколо нього з пер≥одом 50 рок≥в. ƒл¤ ц≥Їњ подв≥йноњ зор≥ в≥д≠стань, орб≥та ≥ маса добре в≥дом≥. ќбидв≥ зор≥ б≥л≥, майже од≠наково гар¤ч≥. ќтже, поверхн≥ однаковоњ площ≥ випром≥нюють у цих з≥р однакову к≥льк≥сть енерг≥њ, але за св≥тн≥стю супутник у 10 000 раз слабший в≥д —≥р≥уса. «начить, його рад≥ус менший у = 100 раз, тобто в≥н майже такий, ¤к «емл¤. “им часом маса в нього майже така, ¤к у —онц¤! ќтже, б≥лий карлик маЇ величезну густинуЧблизько 109 кг/м3. ≤снуванн¤ газу такоњ густини по¤снюЇтьс¤ так: звичайно границею густини Ї розм≥р атом≥в, ¤к≥ становл¤ть системи, що складаютьс¤ з ¤дра та електронноњ оболонки. ѕри дуже висок≥й температур≥ в надрах з≥р ≥ при повн≥й ≥он≥зац≥њ атом≥в њхн≥ ¤дра й електрони стають незалежними одн≥ в≥д одних. ¬≥д колосального тиску верхн≥х шар≥в це Ђкришивої з атом≥в може бути стиснене значно сильн≥ше, ≥ж нейтральний газ. “еоретично допускаЇтьс¤ ≥снуванн¤ за де¤ких умов з≥р з густиною, що дор≥внюЇ густин≥ атомних ¤дер. Ќа приклад≥ б≥лих карлик≥в ми ще раз бачимо, ¤к астроф≥зичн≥ досл≥дженн¤ розширюють у¤вленн¤ про будову речовини; оки що створити в лаборатор≥њ так≥ умови, ¤к усередин≥ з≥р, не можна. “ому астроном≥чн≥ спостереженн¤ допомагають розвивати айважлив≥ш≥ ф≥зичн≥ у¤вленн¤. Ќаприклад, дл¤ ф≥зики величезне значенн¤ маЇ теор≥¤ в≥дносност≥ ≈йнштейна. « нењ випливаЇ .≥лька висновк≥в, ¤к≥ можна перев≥рити за астроном≥чними даними. )дин з висновк≥в теор≥њ пол¤гаЇ в тому, що в дуже сильному пол≥ ¤ж≥нн¤ св≥тлов≥ коливанн¤ мають упов≥льнюватис¤ ≥ л≥н≥њ спектра м≥щуватис¤ до червоного к≥нц¤, причому це зм≥щенн¤ тим б≥льше. ≤им сильн≥ше поле т¤ж≥нн¤ зор≥. „ервоне зм≥щенн¤ було ви¤влене ≤ спектр≥ супутника —≥р≥уса. ¬оно спричинене д≥Їю сильного пол¤ ¤ж≥нн¤ на його поверхн≥. —постереженн¤ п≥дтвердили цей та р¤д нших висновк≥в теор≥њ в≥дносност≥. ѕод≥бн≥ приклади т≥сноњ взаЇмод≥њ ф≥зики й астроном≥њ характерн≥ дл¤ сучасноњ науки.

1	2

Ќазва: ћаси ≥ розм≥ри з≥р
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (1757 прочитано)