Астрология


Последнии записи



  • МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗРЕНИЕ

    МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗРЕНИЕ

    1. Двойные звезды. Массы зрение. Как мы убедились на примере Солнца, масса зари е той из важнейших характеристик, от которой зависят физические условия в ее недрах. Непосредственное определение массы возможно лишь для двойных зрение.

    Двойные звезды называются визуально-двойными, если их двойственность можно заметить во время непосредственных наблюдений в телескоп.

    Примером визуально-двойной зари, видимой даже невооруженным глазом, является Большой Медведицы, вторая заря от конца "ручки" ее "ковша". При нормальном зрении совсем близко около нее видно вторая слабая звездочка, ее заметили еще древние арабы и назвали Алькор Всадник. Яркой заре они дали название Міцар. Міцар и Алькор отдалены одна от другой на 1 Г. В бинокль таких звездных пар можно найти немало.

    Системы с количеством зрение n 3 называются кратными. Да, в бинокль видно, что г Лиры состоит из двух одинаковых зрение 4-ї звездной величины, расстояние между какими 3'. При наблюдении в телескоп Е Лиры - визуально-четверная заря. Однако некоторые зори оказываются лишь оптически-двойными, то есть близость таких двух зрение е. результатом случайной проекции их на небо. В действительности в пространстве они далеки одна от другой. А если во время наблюдения выясняется, что они образуют единую систему и вращаются под действием взаимного притягивания вокруг общего центра масс, то их называют физическими двойными.

    Много двойных зрение открыл и выучил известный русский ученый В. Я. Струве. Кратчайший известный период вращения визуально-двойных зрение - несколько лет. Изучены пары, в которых период вращения представляет десятки лет, а пары с периодами в сотне лет выучат в будущем. Ближайшая к нам заря a Центавра является двойной.

    Период вращения ее составных компонентов - 70 лет. Обе зари в этой паре за массой и температурой подобные Солнцу.

    Главная заря обычно не находится в фокусе видимого эллипса, который описывает спутник, потому что мы видим его орбиту в проекции искривленной рис. 73. Но знание геометрии дает возможность установить настоящую форму орбиты и измерять ее большую полуось а в секундах дуги. Если известно расстояние О к двойной звезде в парсеках и большая полуось орбиты зари-спутника в секундах дуги равняется а, то в астрономических единицах она будет равняться:

    Aa. E. = a'' x Dпк, или Аа. Е. =

    Поскольку Dпк = в 1/г.

    Сравнивая движение спутника зари с движением Земли вокруг Солнца

    для которой период вращения Тл = 1 год, а большая полуось орбиты - а. о., по третьему закону Кеплера можно записать:

    Где m1, и m2 - массы компонентов в паре зрение, M© и М - массы Солнца и Земли, а Т - период вращения пары в годах. Пренебрегая массой Земли сравнительно с массой Солнца, достанем сумму масс зрение, которые представляют пару, в массах Солнца :

    M1 + m2 = A3 : T2

    Чтобы определить массу каждой зари, надо выучить движение компонентов относительно окружающих зрение и вычислить их расстояния А1 и A2 от общего центра масс. Тогда будем иметь второе уравнение

    M1 + m2 = А2 : А1

    И из системы двух уравнений найдем оба массы отдельно.

    В телескоп двойные звезды нередко являют собой хорошее зрелище: главная заря желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой.

    Если компоненты двойной звезды при взаимном вращении подходят близко друг к другу, то даже в сильнейший телескоп их нельзя видеть порознь. В этом случае двойственность можно выявить за спектром. Такие зори будут называться спектрально-двойными. Через эффект допплера линии в спектрах зрение будут смещаться в противоположные стороны когда одна заря отдаляется от нас, другая приближается. Смещение линий изменяется с периодом, который равняется периоду вращения пары. Если яркости и спектры зрение, которые представляют пару, подобные, то в спектре двойной звезды наблюдается периодически повторяемое раздваивание спектральных иней рис. 74.

    Пусть компоненты занимают положение A1, и B1, и А3 и В3, тогда один из них двигается к наблюдателю, а второй - ід его рис. 74, И, III. В этом случае наблюдается раздой спектральных линий. В заре, которая приближается, спектральной линии смещаются к синему концу спектра, а у той, что віддаляється.- К красному. Но если компоненты двойной зо-Іі занимают положение A2 и В2 или А4 и В4 рис. 74, II, IV, то Ібидва они двигаются под прямым углом к лучу зрения и раздвоенный спектральных линий не будет.

    Если одна из зрение светится слабо, то будут видно линии только фугої зори, которые периодически смещаются.

    При взаимном вращении компоненты спектрально-двойной юре могут по очереди заступать друг друга. Такие зори называются затемненно-двойными или алголями, за названием своего типичного представителя Р Персея. Во время затемнений общая яркость пары, компонентов которой мы порознь не видим, будет слабеть положение В и D на рис. 75. Остальное время в промежутках между затемнениями она почти стала положение Но и С и тем длиннее, чем более короткая длительность затемнений и чем больший радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то суммарная яркость системы уменьшается совсем ненамного, когда яркая заря заступает спутник.

    Древние арабы назвали р Персея Алголем перекручено эль шишек, который значит "дьявол". Возможно, они заметили его странное поведение: в течение 2 дней 11 год яркость Алголя стала, потом за 5 год она слабеет от 2,3 до 3,5 звездной величины, дальше за 5 год яркость возвращается к предыдущему значению.

    Анализ кривого изменения видимой звездной величины в функции времени дает возможность определить размеры и яркость зрение, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массе зрение. Следовательно, затемненно-двойные зори, которые наблюдаются также и как спектрально-двойные, являются наиболее основательно изученными системами. К сожалению, таких систем известно еще сравнительно мало.

    Периоды известных спектрально-двойных зрение и алголів по большей части короткие - около нескольких суток.

    Вообще двойственность зрение - очень распространенное явление. Статистика показывает, что около 30 % всех зрение, очевидно, двойные.

    Определенные описанными методами массы зрение различаются намного меньше, чем их світності: приблизительно от 0,1 до 100 масс Солнца. Очень большие массы встречаются слишком редко. Обычно зори имеют массу, меньшую от пяти масс Солнца.

    Именно масса зрение предопределяет их существование и природу как особенного типа небесных тел, для которых характерная высокая температура недр свыше 107 К. Ядерные реакции превращения водорода в гелий, что происходят при такой температуре, в большинстве зрение является источником излучаемой ими энергии. При меньшей массе температура внутри небесных тел не достигает тех значений, которые необходимы для хода термоядерных реакций.

    Эволюция химического состава вещества во Вселенной происходила и происходит в настоящее время главным образом благодаря зорям. Именно в их недрах протекает необоротный процесс синтеза более тяжелых химических элементов из водорода.

    2. Размеры зрение. Плотность их вещества. Покажем на простом примере, как можно сравнить размеры зрение одинаковой температуры, например Солнца и Капелли а Возничего. Эти зори имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, но світність Капелли в 120 раз превышает світність Солнца. Поскольку при одинаковой температуре яркость единицы поверхности зрение тоже одинаковая, то, значит, поверхность Капелли больше поверхности Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше от солнечных в " 11 раз. Определить размеры других зрение дает возможность знания законов излучения.

    Да, в физике установлено, что полная энергия, которая излучается за единицу времени из 1 м2 поверхности нагретого тела, равняется: i = sT4, где s - коэффициент пропорциональности, а Т - абсолютная температура '. Относительный линейный диаметр зрение, что имеют известную температуру Т, находят за формулой

    Где r - радиус зари, и - излучение единицы поверхности зари, r, I , Т относятся к Солнцу, а L = 1. Звідсиу радиусах Солнца.

    1 Закон Стефана - Больцмана установили австрийские физики Й. Стефан экспериментально и Л. Больцман.

    Результаты таких вычислений размеров светил полностью подтвердились, когда стало возможным измерять угловые диаметры зрение с помощью особенного оптического прибора звездного интерферометра.

    Зори очень большой світності называются сверхгигантами. Красные сверхгиганты оказываются такими, самими и за размерами рис. 76. Бетельгейзе и Антарес в сотне раз больше от Солнца за диаметром. Более удаленная от нас УУ Цефея имеет такие огромные размеры, что внутри нее разместилась бы Солнечная система с орбитами планет к орбите Юпитера включительно! Однако массы сверхгигантов больше за массу Солнц лишь в 30 - 40 раз. Поэтому даже средняя плотность красных сверхгигантов в тысяче раз меньше плотности комнатного воздуха.

    При одинаковой світності размеры зрение тем меньшие, чем эти зори более горячи. Наименьшими среди обычных зрение есть красные карлики, их массы и радиусы - десятые части солнечных, а средняя плотность в 10-100 раз более высока от плотности воды. Еще меньше, чем красные, белые карлики, но это уже необычные зори.

    В близкого к нам и яркого Сириуса в которого радиус приблизительно вдвое больше солнечного есть спутник, который вращается вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние, орбита и масса хорошо известные. Обе зари бели, почти одинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают в этих зрение одинаковое количество энергии, но за світністю спутник в 10 000 раз более слабый от Сириуса. Значит, его радиус меньший в = 100 раз, то есть он почти такой, как Земля. Тем временем масса у него почти такая, как в Солнца! Следовательно, белый карлик имеет огромную густину-близько 109 кг/м3. Существование газа такой плотности объясняется так: обычно границею плотности является размер атомов, которые представляют системы, которые состоят из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах зрение и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. От колоссального давления верхних слоев это "крошево" из атомов может быть стиснене значительно сильнее, іж нейтральный газ. Теоретически допускается существование при некоторых условиях зрение с плотностью, которая равняется плотности атомных ядер. На примере белых карликов мы еще раз видим, как астрофизические исследования расширяют представление о строении вещества; оки что создать в лаборатории такие условия, как внутри зрение, нельзя. Поэтому астрономические наблюдения помогают развивать айважливіші физические представления. Например, для физики огромное значение имеет теория относительности Эйнштейна. Из нее выплывает. ілька выводов, которые можно проверить по астрономическим данным. Дин из выводов теории заключается в том, что в очень сильном поле яжіння световые колебания должны замедляться и линии спектра міщуватися к красному концу, причем это смещение тем более. Іим сильнее полет тяготение зари. Красное смещение было выявлено И спектре спутника Сириуса. Оно вызвано действием сильного поля яжіння на его поверхности. Наблюдения подтвердили этот и ряд нших выводов теории относительности. Подобные примеры тесного взаимодействия физики и астрономии характерны для современной науки.


    Похожие записи: