Двойные звезды. Определение масс звезд

Содержание

Слайд 2

Близко расположенные звезды движутся под влиянием сил взаимного гравитационного притяжения.
Две близкие звезды

Близко расположенные звезды движутся под влиянием сил взаимного гравитационного притяжения. Две близкие
вращаются вокруг общего центра масс.
Иногда две, три и более близких пар звезд образуют кратную систему.

Слайд 3

Примеры двойных и кратных систем

Примеры двойных и кратных систем

Слайд 4

Мицар состоит из двух компонент: Мицар A и Мицар B, которые вращаются

Мицар состоит из двух компонент: Мицар A и Мицар B, которые вращаются
вокруг общего центра масс с периодом ≈ 2⋅104 лет.
Мицар A состоит из двух звезд, вращающихся с периодом ≈ 20,5 суток !

С древнейших времен известно, что ζ Большой Медведицы (Мицар, 2,17m) имеет образует двойную систему с Алькором (~5m).
Расстояние между звездами ≈17000 а.е., период обращения ≈ 2⋅106 лет.

Мицар и Алькор

Слайд 5

Альфа Центавра

Тройная звезда.
Ближайшая звезда к Солнечной системе (4,3 св.года).
Компонента А: желтая звезда,

Альфа Центавра Тройная звезда. Ближайшая звезда к Солнечной системе (4,3 св.года). Компонента
сходная с Солнцем (спектральный класс G2).
Компонента В: оранжевая звезда, L ≈ L☼/3, TE ≈ 4150 K (спектральный класс K5).
Период взаимного обращения компонент А и В ≈ 80 лет.
Третья компонента: Проксима.
Красный карлик, L ≈ 5⋅10−5 L☼
Находится ближе к Солнцу на 2400 а.е., чем компонента А.
Период обращения Проксимы вокруг пары (А + В) – несколько тысяч лет.

Слайд 6

Альбирео (β Лебедя): большая оранжевая и малая голубая.

Капелла (α Возничего): Четырехкратная звезда.

Кастор

Альбирео (β Лебедя): большая оранжевая и малая голубая. Капелла (α Возничего): Четырехкратная
(α Близнецов): шестикратная звезда

Слайд 7

Сириус (α Большого пса)

Компонента А: Белый гигант L ≈ 22 L☼
Компонента

Сириус (α Большого пса) Компонента А: Белый гигант L ≈ 22 L☼
В: Белый карлик L ~ 10−3 L☼

Слайд 8


Периоды обращения компонентов двойной системы могут быть различными
Обнаружены пары звезд с периодом

Периоды обращения компонентов двойной системы могут быть различными Обнаружены пары звезд с
обращения порядка нескольких часов.
Тесная пара звезд (WZ Стрелы) вращается с периодом ~ 80 мин.

Слайд 9

Могут ли компоненты звездной пары вращаться с разными периодами ?
Обязательно ли звездам

Могут ли компоненты звездной пары вращаться с разными периодами ? Обязательно ли
вращаться в одну и ту же сторону ?
Могут ли компоненты звездной пары вращаться в разных плоскостях ?
Могут ли траектории звезд пересекаться ?

Вопросы:

Слайд 10

где G – гравитационная постоянная, r – расстояние от центра масс до

где G – гравитационная постоянная, r – расстояние от центра масс до
эквивалентной материальной точки.

Рассмотрим две звезды с массами m1 и m2, связанные силами взаимного гравитационного притяжения.
Движение двух тел, связанных силами гравитации, характеризуется движением эквивалентной материальной точки с приведенной массой m в центральном поле U.

Динамика системы двух тел

Слайд 11

Штриховая линия – траектория эквивалентной материальной точки

Траектории центров звезд пары

подобны эллипсу

Штриховая линия – траектория эквивалентной материальной точки Траектории центров звезд пары подобны эллипсу эквивалентной материальной точки
эквивалентной материальной точки

Слайд 12

Штриховая линия – траектория эквивалентной материальной точки

О – центр масс.

Примеры круговых орбит

Штриховая линия – траектория эквивалентной материальной точки О – центр масс. Примеры круговых орбит

Слайд 13

У более массивной звезды меньший радиус орбиты или меньшая длина большой полуоси.

У более массивной звезды меньший радиус орбиты или меньшая длина большой полуоси.

Начало координат совмещено с центром масс

Слайд 14

Массы компонентов двойной звезды могут быть определены:

Для визуально-двойных звезд:
На основании 3-закона Кеплера

Массы компонентов двойной звезды могут быть определены: Для визуально-двойных звезд: На основании
m1+m2=a3/T2
и соотношения m1r1=m2r2

Для спектрально-двойных:
на основании анализа лучевых скоростей и эффекта Доплера

Слайд 15

Более массивная звезда движется медленнее

Дифференцирование по времени соотношения (1) дает уравнение

Более массивная звезда движется медленнее Дифференцирование по времени соотношения (1) дает уравнение

Слайд 16

r1> R1 , r2> R2

R1 и R2 – радиусы звезд

Геометрическая схема системы

r1> R1 , r2> R2 R1 и R2 – радиусы звезд Геометрическая
двойной звезды

Расстояние между центрами звезд
D = r1 + r2

Слайд 17

Могут ли компоненты звездной пары вращаться с разными периодами ? Нет.
Обязательно ли

Могут ли компоненты звездной пары вращаться с разными периодами ? Нет. Обязательно
звездам вращаться в одну и ту же сторону ? Обязательно.
Могут ли компоненты звездной пары вращаться в разных плоскостях ? Нет.
Могут ли траектории звезд пересекаться ? Да. При этом звезды никогда не сталкиваются.

Ответы на вопросы

Слайд 18

Взаиморасположение компонент затменно-переменной пары

Направление от наблюдателя на центр масс двойной звезды проходит

Взаиморасположение компонент затменно-переменной пары Направление от наблюдателя на центр масс двойной звезды
вблизи плоскости орбиты.
За период происходят по два затмения каждой звезды пары.

Затменно-переменные звезды

Слайд 19

Алголь (β Персея)

Алголь (β Персея)

Слайд 20

Алголь на арабском языке – Дьявол.

Ещё древние арабы заметили, что с течением

Алголь на арабском языке – Дьявол. Ещё древние арабы заметили, что с
времени эта звезда меняет яркость

Созвездие Персея из атласа Гевелия.
Алголь – подмигивающий глаз отрубленной головы горгоны Медузы.

Слайд 21

Период 2d20h49m

Глубокий минимум объясняется затмением более яркой компоненты, мелкий – затмением менее

Период 2d20h49m Глубокий минимум объясняется затмением более яркой компоненты, мелкий – затмением
яркой.

Алголь (β Персея)

В 1669 г. обнаружена переменность ее блеска (видимой звездной величины).
В конце XIX века измерена кривая периодичности блеска.

Слайд 22

Искажение сферической формы звезд под действием взаимной гравитации

β Лиры

Кривая периодичности блеска

Искажение сферической формы звезд под действием взаимной гравитации β Лиры Кривая периодичности блеска

Слайд 23

Разные виды затмений пары звезд

Разные виды затмений пары звезд

Слайд 24

Поверхность любой звезды является эквипотенциальной.
Если звезды достаточно удалены друг от друга

Поверхность любой звезды является эквипотенциальной. Если звезды достаточно удалены друг от друга
и угловая скорость обращения вокруг центра масс не очень велика, то форма звезд практически не отличается от сферической.
При нарушении указанных условий форма звезд становится дынеобразной, что и наблюдается.

Слайд 25

В начальной стадии обе компоненты двойной звездной системы находятся на главной последовательности.

В начальной стадии обе компоненты двойной звездной системы находятся на главной последовательности.
Их радиусы меньше радиусов полостей Роша.

Массообмен между компонентами звездной пары

Слайд 26

Более массивная звезда эволюционирует быстрее. После израсходования водорода в центральной части она

Более массивная звезда эволюционирует быстрее. После израсходования водорода в центральной части она
начинает превращаться в красный гигант.
Вторая, менее массивная звезда остается на главной последовательности, и ее радиус остается неизменным.
Более массивная звезда постепенно разбухает и заполняет свою полость Роша.
Далее начнется перетекание газа и плазмы на соседнюю звезду через внутреннюю точку Лагранжа.

Массообмен между компонентами звездной пары

Слайд 27

Массообмен через внутреннюю точку Лагранжа
с формированием аккреционного диска

Массообмен через внутреннюю точку Лагранжа с формированием аккреционного диска

Слайд 28

В первом приближении можно считать, что суммарная масса пары звезд остается неизменной.

В первом приближении можно считать, что суммарная масса пары звезд остается неизменной.

M1 + M2 = M ≈ const
Размер первой звезды ограничен собственной полостью Роша. Эта звезда не может достичь огромных размеров и останется субгигантом. Светимость этой звезды увеличивается не более, чем на порядок по сравнению с первоначальной.
Обмен массой может происходить до выравнивания масс звезд и даже до обратного соотношения.
Например, если вначале было
M1 = 5 M☼, M2 = M☼ /2 ,
то после массобмена может быть
M2 = 2 M☼

Слайд 29

Различные варианты эволюции двойных систем зависят, прежде всего, от масс звезд.
Возможен случай,

Различные варианты эволюции двойных систем зависят, прежде всего, от масс звезд. Возможен
когда масса второй звезды (на которую перетекает вещество) приобретает массу на порядок больше первой, но при этом еще будет принадлежать главной последовательности.
Пример : Алголь.
Что произойдет дальше с первой звездой ?
Это существенно зависит от её массы.
Имя файла: Двойные-звезды.-Определение-масс-звезд.pptx
Количество просмотров: 88
Количество скачиваний: 0