Кратные звёздные системы. Визуально-двойные, спектрально-двойные, затменно-переменные звёзды. Системы Сириуса и Полярной звезды. Тесные двойные системы.

Кратные звёздные системы

• Часто на небе встречаются две или несколько близко расположенных звёзд. Некоторые из них в действительности далеки друг от друга и физически не связаны между собой, поскольку только проецируются в очень близкие точки на небесной сфере, и поэтому называются оптически двойными звёздами.

• Физически двойными называются звёзды, образующие единую динамическую систему и обращающиеся под

действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс. Иногда наблюдаются группы из трёх и более звёзд (тройные и кратные системы).

• Около половины всех звёзд Млечного Пути образуют двойные или кратные системы, поэтому их изучение

существенно не только для выяснения природы отдельных звёзд, но и для космогонических проблем происхождения и эволюции всех звёзд.

• Чтобы убедиться в том, что данная пара звёзд физически связана и не является оптически двойной, необходимо произвести длительные наблюдения, позволяющие заметить орбитальное движение одной из звёзд относительно другой.

• Движение компонентов двойных звёзд происходит в соответствии с законами Кеплера: оба компонента

описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты вокруг общего центра масс.

• Применение третьего закона Кеплера к движению звёзд двойной системы с известным до неё расстоянием даёт уникальную возможность находить массы звёзд. В настоящее время определены массы для примерно 100

двойных систем.

Визуально-двойные звёзды

• Если компоненты физической двойной звезды достаточно удалены друг от друга, так, что видны раздельно, то такие системы называются визуально- двойными.

• В настоящее время зарегистрировано свыше 110 000 визуально-двойных систем.

• Примерно у 2 000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами от 2,62 года у ε Кита до нескольких десятков тысяч лет. Надёжные орбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, не превышающими 500 лет.

Спектрально-двойные звёзды

• Звёзды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными.

• В спектрах таких звёзд наблюдается периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звёзды являются затменно-переменными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска.

• В моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю.

• В остальные моменты времени наблюдается раздвоение спектральных линий, общих для спектров обеих звёзд. Максимальной величины раздвоение линий достигает при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного — в направлении к наблюдателю, а другого — от него.

• Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра.

• Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей.

• В настоящее время известно около 2 500 звёзд, двойственная природа которых установлено только на основе спектральных наблюдений. Примерно для 750 из них удалось получить кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения и форму орбиты.

Затменно-переменные звёзды и кривая блеска

Затменно-переменными называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары звёзд, видимая звёздная величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей — спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь (β Персея) и β Лиры.

• Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звёздная величина затменно-переменных звезд меняется периодически.

• График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем, называется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую видимую звездную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую — эпохой минимума.

• Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами — периодом затменной переменной. У Алголя период переменности равен 2d20h49m, а у β Лиры — 12d21h 48m.

• В настоящее время известно свыше 4 000 затменно-переменных звезд.

• Минимальный известный период — порядка минут, наибольший — 57 лет.

Система Сириуса

Сириус — двойная звезда, которая состоит из звезды спектрального класса A1 (Сириус A) и белого карлика (Сириус B), вращающихся вокруг центра масс с периодом примерно 50 лет. Среднее расстояние между этими звёздами составляет около 20 а. е., что сравнимо с расстоянием от Солнца до Урана. Возраст системы лежит в пределах 225—250 миллионов лет[15]. Космическая обсерватория IRAS зарегистрировала превышение потока инфракрасного излучения от системы Сириуса по сравнению с ожидаемым, что может свидетельствовать о наличии пыли в системе[27].

Масса Сириуса A составляет около 2 масс Солнца. Угловой диаметр звезды, измеренный методом интерферометрии, равен 0,005936″, что соответствует линейным размерам в 1,7 солнечных. Проекция скорости вращения Сириуса A вокруг своей оси на его экваторе на луч зрения относительно небольшая (16 километров в секунду), в связи с чем он имеет почти сферическую форму[28].

Сириус A будет существовать на главной последовательности ещё примерно 660 миллионов лет, после чего превратится в красный гигант, а затем сбросит свою внешнюю оболочку и станет белым карликом[15].

Сириус B — белый карлик, имеющий массу около 1 массы Солнца. Типичный белый карлик имеет массу порядка 0,6—0,7 массы Солнца[29], поэтому Сириус B считается одним из самых массивных белых карликов. Несмотря на массу, равную солнечной, его объём более чем в миллион раз меньше солнечного, а размеры соответствуют размеру земного шара. Прежде чем стать белым карликом, звезда прошла предыдущие стадии развития — сначала стадию главной последовательности, а затем стадию красного гиганта. Предполагается, что сброс оболочек Сириуса B произошёл примерно 120 миллионов лет назад. Масса звезды в период нахождения на стадии главной последовательности составляла 5 масс Солнца, а спектральный класс звезды был B4 или B5. В спектре Сириуса B наблюдается почти чистый водород[5].

Во время прохождения через стадию красного гиганта Сириус B, предположительно, обогатил металлами звезду Сириус A. В спектре Сириуса A обнаружена высокая металличность — так, содержание железа в атмосфере Сириуса A составляет 316 % от солнечного, также спектр говорит и о наличии других элементов тяжелее гелия

Система Полярной звезды

Полярная звезда (α Малой Медведицы) – тройная звезда

• Расстояние до Солнца – 434 световых года

• α UMi A: сверхгигант (Ib) спектрального класса F7, т.е. F7Ib, М = 6 М 

• α UMi B: звезда главной последовательности (V) спектрального класса F3, т.е. F3V, М = 1,5 М , находится на расстоянии 2 400 а.е. (0,038 св. года) от α UMi A

• α UMi Ab: карлик, находится на расстоянии 18,5 а.е. (примерное расстояние между Солнцем и Ураном) от α UMi A

• α UMi A – ближайшая к Солнечной системе цефеида

Тесные двойные системы

• Тесные двойные системы представляют собой такие пары звёзд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами. При этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия между компонентами.

• Под действием приливных сил поверхности обеих звезд перестают быть сферическими,

звёзды приобретают эллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливные горбы, подобно лунным приливам в океане Земли.

• Переменная звезда Мира (ο Кита) – пример тесной двойной системы (HST, UV). Виден

аккреционный «хвост», направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику.

• Форма, которую принимает небесное тело, определяется действием двух сил – гравитационной и центробежной, обусловленной вращением.

• Газообразное тело принимает форму эквипотенциальной поверхности (т.е. поверхности одинакового значения суммарного гравитационного и центробежного потенциала), т.к. газ может

свободно течь вдоль такой поверхности.

• Для тесной двойной системы эквипотенциальные поверхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых.

• Самая внутренняя из критических поверхностей, разделяющих эти семейства, восьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точку Лагранжа L 1. Эта поверхность ограничивает две внутренние полости Роша – два замкнутых объема, в каждом из которых располагаются эллипсоиды эквипотенциальных поверхностей, определяющих форму деформированных приливным взаимодействием звёзд.

• Две другие критические поверхности являются самопересекающимися. Они проходят соответственно через вторую и третью (внешние) точки Лагранжа, образуют замкнутую поверхность, охватывающую обе массы, а также ещё две внутренние полости, окружающие точки

Лагранжа L 4 и L 5.

• Если внешние слои звёзд выходят за пределы внутренней полости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может, во- первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во-вторых, образовать оболочку, охватывающую обе звезды.

• Классическим примером такой системы является звезда β Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общую оболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде.

 

44. Происхождение и эволюция звёзд. Звёздообразование. Фрагментация газового облака. Гравитационный коллапс. Звёзды-коконы. Эруптивные переменные звёзды. Глобулы. Стадия главной последовательности. Фаза красного гиганта.

Эволюция звёзд

• Рождение звезды из газо-пылевой туманности

• Стадия Главной последовательности (фаза нормальной звезды)

• «Выгорание» водорода в недрах звезды и её «разбухание» – стадия красного гиганта

• Сброс оболочки и превращение звезды (в зависимости от исходной массы) в белый карлик, нейтронную звезду, сверхновую, чёрную дыру

Звёздообразование

• Звёздообразование – это процесс превращения облаков разреженного газа в плотные самосветящиеся газовые шары – звёзды.

• Звёздообразование заключается в постепенном сжатии под действием собственной гравитационной силы

определённого объёма межзвёздного газа до значений температуры и плотности, достаточных для возникновения термоядерных реакций в центре образовавшегося сгустка и прекращения дальнейшего сжатия. Образовавшаяся звезда достигает главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела и начинает термоядерный этап своей эволюции.

• Процесс звёздообразования можно разделить на несколько стадий.

Фрагментация газо-пылевого облака

• Первоначально однородное достаточно протяжённое облако межзвёздного газа распадается на фрагменты вследствие гравитационной неустойчивости. Английский астроном Джинс показал, что бесконечная однородная среда неустойчива, и сжатие, начавшееся в достаточно больших масштабах, будет продолжаться за счёт гравитации.

• Минимальный критический размер области, начиная с которого возможно самопроизвольное сжатие, называется длиной волны Джинса.

• Облако под действием собственной гравитации начнёт сжиматься при условии, что его полная энергия отрицательна. Полная энергия состоит из отрицательной энергии взаимодействия всех частиц, образующих облако, и положительной тепловой энергии этих частиц. Поэтому из критерия Джинса

Е полн = Е грав + Е тепл < 0

• Т.о., оказывается, что сжиматься (коллапсировать) могут лишь области с массами, превышающими 1000 М Ÿ.

• Однако звёзд с такими массами нет, поскольку как только начинается гравитационное сжатие, то давление и концентрация частиц увеличиваются, а температура почти не изменяется. Разреженная и пока прозрачная среда высвечивает гравитационную энергию в виде ИК излучения.

• Изотермическое сжатие приводит к уменьшению длины волны Джинса, т.е. к возникновению гравитационной неустойчивости в более мелких масштабах в самом сжимающемся облаке (фрагментация).

• Итак, становится ясным, почему звёзды возникают преимущественно группами, в виде звёздных скоплений. Число звёзд в скоплениях обычно составляет порядка 1 000, что соответствует полученной оценке, и если полагать, что в конечном счёте образуются звёзды с массами, близкими к солнечной.

• Кроме того, становится понятным, почему массы звёзд заключены в сравнительно узких пределах.

Гравитационный коллапс

• В сферически-симметричном однородном газовом облаке должен происходить т. н. Гомологический гравитационный коллапс, когда все слои облака сжимаются к его центру одновременно.

• Однако за счёт градиента давления внешние слои будут отставать от внутренних, которые по

истечении определённого времени образуют плотное внутреннее ядро с массой около 0,01 M . Внешние слои, образующие протяжённую оболочку, будут продолжать падать на ядро, увеличивая его массу. Эту стадию называют также стадией аккреции вещества ядром.

• С ростом массы быстро растёт светимость ядра

Звёзды-коконы

• При достаточно большой начальной массе фрагмента превращение в звезду может произойти и до окончания стадии аккреции. В этом случае ядро наберёт достаточную для начала термоядерных реакций массу, хотя ещё значительная часть вещества находится в оболочке. Возросшее излучение звезды (давление света) остановит дальнейшую аккрецию, и вокруг звезды останется плотная оболочка – кокон.

• Звёзды-коконы перерабатывают горячее излучение находящейся внутри них протозвезды в мощное ИК излучение.

Эруптивные переменные звёзды

• Переменные звёзды типа Т Тельца – типичный пример молодых пульсирующих объектов, проявляющих свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества — эрупциями.

• Звёзды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звёзд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по-видимому, является причиной хаотической её переменности. Отсюда следует, что звёзды типа Т Тельца — самые молодые образования, которые уже можно считать звёздами.

• В спектрах таких звёзд присутствуют линии лития. Т.к. этот элемент выгорает при сравнительно низких температурах (1–2 млн. К), то можно полагать, что в звёздах типа Т Тельца термоядерные реакции ещё не

начались, поскольку температура в их недрах недостаточно высока.

• Кроме переменных типа Т Тельца принято выделять вспыхивающие звёзды типа UV Кита и фуоры (звёзды типа FU Ориона), которые находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия.

Глобулы – небольшие плотные тёмные газопылевые туманности, в которых возможен или уже начался процесс гравитационного сжатия. • От других тёмных туманностей глобулу отличают резко очерченные границы и более высокая плотность составляющего её вещества, из-за чего глобула практически непрозрачна.Масса глобул находится в диапазоне 1-100солнечных масс, при этом концентрация вещества оценивается в 10⁴–10⁶ см⁻³, размеры глобул порядка 1 пк.

Стадия главной последовательности жизни звёзд

• Звезда, излучающая за счёт выделения ядерной энергии, медленно эволюционирует по мере изменения её химического состава.

• Наибольшее время звезда проводит на стадии, когда в её центральной области горит водород. Эта стадия называется главной последовательностью на диаграмме Герцшпрунга – Рассела.

• Большая часть наблюдаемых звёзд расположена вблизи главной последовательности. Как показывают расчёты, более 90% времени своей жизни звёзды проводят на главной последовательности. Большая длительность стадии выгорания водорода связана с

очень малой вероятностью основной реакции протон- протонного цикла.

• В начале стадии главной последовательности звёзда по своему химическому составу однородна. В дальнейшем, на протяжении всей стадии главной последовательности в результате выгорания

водорода в центральных областях и образования гелия возникает неоднородность, особенно по мере приближения к центру звезды. Быстрее всего содержание гелия растёт в самом центре звезды.

• Когда водород в центре полностью выгорает, звезда уходит от главной последовательности в область гигантов или при больших массах – сверхгигантов.

• Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций — от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть

температура в её недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев.

• Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия.

Стадия красного гиганта

• После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра выделение ядерной

энергии в нём прекращается и ядро начинает интенсивно сжиматься.

• Водород продолжает гореть в тонкой оболочке, окружающей гелиевое ядро (т.н. слоевой источник).

• Оболочка при этом расширяется, светимость звезды растёт, поверхностная температура уменьшается, и звезда становится красным гигантом (в случае менее массивных звёзд) или сверхгигантом (красным или жёлтым) в случае более массивных звёзд.

• Процесс последующей эволюции определяется в основном массой звезды.