Связь между физическими характеристиками звезд

В 1905г Эйнар Герцшпрунг установил зависимость светимости звезд с их спектральными классами, сопоставляя данные наблюдений. В 1913г Генри Рессел также независимо установил данную зависимость и представил ее графически. Зависимость "спектр-светимость" получила название *диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Уточнена и дополнена другими учеными.* Подавляющее большинство звезд принадлежит главной последовательности. Чем горячей звезды, тем большую светимость имеют. Группы звезд делятся по размерам. Звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольной светимости (и наоборот). По диаграмме исследуют эволюцию. Большинство звезд – карлики. Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Г - Р отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность - это, по существу, последовательность масс.
	Главная последовательность(около 90% звезд): - это последовательность звезд разной массы. Самые большие (голубые гиганты) расположены в верхней части, а самые маленькие звезды – карлики – в нижней части главной последовательности - это нормальные звезды похожие на Солнце в которых водород сгорает в термоядерной реакции. Красные гиганты и сверхгиганты располагаются над главной последовательностью справа, белые карлики – под ней слева, поэтому начало левой части главной последовательности представлена голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, конец правой — красными карликами с массами ~0.08 солнечных. Диаграмма Г - Р для звездного скопления показывает, сколько звезд находится на каждой стадии эволюции. Вместе с теоретическими представлениями об увеличении скорости эволюции с ростом звездной массы, это позволяет определять возраст скоплений. Если по вертикальной оси откладывать для скопления видимую, а не абсолютную звездную величину, то появляется возможность оценить расстояние до этого скопления. Диаграммы Г - Р полезны также для отображения последовательности изменений цвета и светимости отдельной звезды в ходе эволюции - до попадания на главную последовательность, при нахождении на ней и после ухода с нее. В итоге появляется эволюционный трек звезды.
В 1911–24гг астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость. Приближенно зависимость “масса- светимость” выражается отношением L≈m^3,9.

Вращение звезд

Солнце с Т=25÷30 сут/оборот, видно по пятнам, при Vэкв=2 км/с. Все звезды вращаются. Чем горячее звезда – тем быстрее скорость вращения. Определить скорость можно, используя эффект Доплера υ =∆λ^.с/λ_о. Самая быстрая α Персея m=4,06^m, 3R_¤, 65L_¤, В1, V=500 км/с.

Двойные звезды

1. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ - две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех ”звезд" на самом деле - двойные или кратные (несколько, не менее 3-х звезд) системы, хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.

Существуют Оптически двойные - рядом проецируются на воображаемую сферу, но физически не связаны. Так в древности у легионеров А.Македонского проверяли зрение по Дзета (ζ) Большой Медведицы (Мицар –конь, предпоследняя в ручке ковша) оптически двойной звезды в 12' от нее 80 UMa (Алькор - всадник,). Может они физически и связаны, но если период обращения более 1000 лет, то определить двойственность очень трудно.

Обнаружена первая двойная звезда, увиденная в телескоп, гамма Овна (γ Овен) – физически двойная звезда, оба компонента бело-голубые звезды с Т≈11000К, находящиеся на угловом расстоянии 8". На всякий случай даже для Солнца придуман (но не обнаружен) гипотетический спутник-звезда Немезида.

Изучение двойных звезд началось в середине 17в, когда Г. Галилей открыл несколько звезд и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К середине 18в было обнаружено всего около 20 двойных звезд; тогда же начались и первые измерения позиционного угла и расстояния между компонентами. К 1803 году У. Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. Планомерные наблюдения двойных звезд организовал русский астроном В. Я. Струве на обсерватории в Тарту, открыв 3134 звездные пары. Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах.

В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы, использовавшие в своих наблюдениях новейшие рефракторы. Они собрали и систематизировали в "Общем каталоге 13665 звезд" Ш.У. Бернхема (1906 год), охватывающем все известные к тому времени наблюдения двойных звезд в зоне склонений от -30° до Северного полюса.

На сегодняшний день одним из самых полных сборников является Вашингтонский каталог визуально-двойных звезд (WDS - Washington Double Star) 1996 года с данными о 78100 двойных, наблюденных до 1995 года. В окрестностях Солнца (d <20 пк) находится более 3000 звезд, среди них около половины – двойные звезды всех типов, включая тесные спектральные и широкие визуальные.

2. Типы двойных (физически двойных) звезд:

1. Визуально-двойные звезды, двойственность которых может быть видна в телескоп. К середине 20в известно около 60 000 визуально-двойных звёзд.

Чем дальше звезды друг от друга, тем медленнее движутся. Пары, в которых угловое расстояние достаточно велико для того, чтобы звезды можно было разрешить при наблюдении в телескоп, часто имеют период обращения 50 -100 лет. Например:

СИРИУС (α Большого Пса) - самая яркая звезда видимая у нас на небе. Это тройная звезда в 8,56св. годах от нас. Системы из более чем двух звезд называют кратными. Сириус А -главная звезда в расцвете сил, М_А=2,14М_¤, R_А=1,7R_¤, Т=10400К, L=23,55L_¤, ρ_А=0,36г/см³. Сириус В (Щенок) -белый карлик, открыт в 1862г А.Кларк (США) М_В=М_¤, R_В=0,02R_¤, L=0,002L_¤,ρ_В=180г/см³. Период обращения 49,9 лет с удалением от Сириуса А от 8а.е до 32а.е. На фото справа маленькая светлая точка. Сириус С -красно-коричневый карлик, открыт в 1995г М_С=0,05М_¤, Т=2000К, период обращения 6,3 года с максимальным удалением от Сириуса А до 8а.е.

2. Спектрально- двойные - выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель. Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой. Когда потоки вещества устремляются к компактной вращающейся звезде двойной системы, может образоваться аккреционный диск. Освободившаяся энергия излучается в рентгеновском диапазоне.
Первую Мицар (ζ Б.Медведицы), находящуюся в 78,2 св.г от нас, открыл Э.Пикеринг (1889г, США) - Мицар А и Мицар В, а в 1964г выяснилось, что каждая звезда спектрально-двойная. Сейчас известно в нашей Галактике свыше 4000 звёзд этого класса. Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от 0.1084 сут. (гамма Малой Медведицы) до 59.8 лет (визуально двойная кси Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка нескольких суток.

3. Затменно-двойные -звезды, изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды. Это происходит, если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Сейчас известно более 5000 таких звезд. Самая известная и первая открытая в 1669г итальянцем Г. Монтанари Алголь (β Персея, арабское "эль гуль" - дьявол). Алголь А - бело-голубая, М_А=5М_¤, R_А=3R_¤. Алголь В - тускло-желтая, М_В=М_¤, R_В=3,2R_¤. Видимая яркость системы меняется от 2,1^m до 3,4^m c периодом 12,914 дня=12дн20час48мин53с.

Рекорцменом среди таких звезд является ε Возничего в 2700R_¤. При периоде обращения спутника вокруг главной звезды за 27 лет, его затмение длится два года, что говорит об огромном размере главной звезды.

4. Астрометрически двойные – выявляются по отклонению в движении (колебаниям) главной звезды, вызванное орбитальным движением более слабого спутника. Если одна звезда намного слабее другой (невидимый спутник), ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Этот способ, как и исследование спектральных смещений, позволяет определить наличие планетных систем у звезд (открыты у более 180 звезд).

Некоторые звёздные системы: