Двойные звезды

Страница 3

, (1.2)

где – астрономическая единица, а – период обращения Земли вокруг Солнца, т. е. звездный год.

Разделим выражение (1.1) на (1.2), пренебрегая массой Земли из-за ее малости, получим:

. (1.3)

Зная величину отношений и , можно по формуле (1.3) вычислить, во сколько раз сумма масс компонентов двойной звезды больше массы Солнца.

Если принять за единицу длины астрономическую единицу, за единицу времени – звездный год (время полного оборота Земли вокруг Солнца) и за единицу массы – массу Солнца, выражение принимает очень простой вид:

. (1.4)

Период Т является одним из семи элементов истинной орбиты, а большая полуось а связана следующим очевидным соотношением с большой полуосью истинной орбиты , выраженной в секундах дуги и с параллаксом p:

. (1.5)

Если за единицу длины принять астрономическую единицу, то

. (1.6)

Таким образом, будем ли мы для вычисления масс пользоваться формулами или более простыми формулами в обоих случаях, кроме элементов орбиты и Т, необходимо знать также и параллакс звезды p.

1.2.Спектрально-двойные звезды.

Звезды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений, называются спектрально – двойными.

Характер и причина изменения спектров спектрально-двойных звезд объясняются рис.3. Если очень близкие компоненты двойной звезды, движущиеся вокруг общего центра масс, мало отличаются друг от друга по спектру и по блеску, то в спектре такой звезды должно наблюдаться периодически повторяющееся раздвоение спектральных линий.

Если один компонент занимает положение А1, а другой – положение В1, то оба они будут двигаться под прямым углом к лучу зрения, направленному к наблюдателю, и раздвоения спектральных линии не получится. Но если компоненты занимают положение А2 и В2, то компонент А - движется к наблюдателю, а компонент В – от наблюдателя и раздвоение спектральных линий наблюдаться будет, так как у первого компонента спектральные линии сместятся к фиолетовому концу спектра, а у второго – к красному концу. Затем при дальнейшем движении компонентов раздвоение спектральных линий постепенно исчезнет (оба компонента будут опять двигаться под прямым углом к лучу зрения) и снова повторится, когда компонент А будет двигаться от наблюдателя, а компонент В – к наблюдателю. Таким образом, спектральные линии компонентов А и В будут колебаться около некоторых средних своих положений, при которых они будут совпадать и которые соответствуют лучевой скорости центра масс системы.

   

В случае же, если один из компонентов значительно уступает по блеску другому (правая часть рис. 3), раздвоение спектральных линий наблюдаться не будет (из-за слабости спектра спутника), но линии спектра главной звезды колебаться будут так же, как и в первом случае.

   

Периоды изменений, происходящих в спектрах спектрально-двойных звезд, очевидно, являющиеся и периодами их обращения, бывают весьма различны. Наиболее короткий из известных периодов 2,4Ч (g Малой Медведицы), а наиболее длинные – десятки лет.

Для определения элементов орбиты какой-либо спектрально-двойной звезды необходимо иметь достаточно большое количество спектрограмм этой звезды, дающих возможность построить так называемую кривую лучевых скоростей. При построении этой кривой по оси абсцисс откладывается время, а по оси ординат – лучевые скорости. Форма кривой лучевых скоростей зависит только от двух элементов – эксцентриситета е и угла w, определяющего положение периастра. Характерные образцы кривых лучевых скоростей для некоторых частных значений е и w изображены на рисунке 4. Положение горизонтальной прямой у всех кривых этого рисунка соответствует лучевой скорости, которую компоненты имеют при своем движении под прямым углом к лучу зрения (т.е., иными словами, лучевой скорости центра масс системы).

Независимо от применяемого способа из числа элементов орбит спектрально-двойных звезд могут быть определены только w, , Т и t. Совершенно нельзя определить позиционный угол и нельзя определить в отдельности наклонение i плоскости орбиты и большую полуось а, так как одни и те же лучевые скорости могут получиться при движении звезды по орбитам с различными наклонениями и соответственно большими различными полуосями. [4,5,12]

1.3.Затменно-двойные звезды.

Затменными переменными называются неразрешимые в телескопы тесные пары звезд, видимая звездная 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 (b Персея) и b Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина затменных переменных звезд меняется периодически.

Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами – периодом переменности. У Алголя, например, период переменности равен 2d20h49m, а у b Лиры– 12d21h48m. По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементы орбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а в некоторых случаях даже получить представление об их форме.

На рис. 5 показаны кривые блеска некоторых затменных переменных звезд вместе с полученными на их основании схемами движения компонентов. На всех кривых заметны два минимума: глубокий (главный, соответствующий затмению главной звезды спутником), и слабый (вторичный), возникающий, когда главная звезда затмевает спутник.

   

На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие данные о компонентах затменных переменных звезд: