Підручник з Астрономії. 11 клас. Сиротюк - Нова програма

§ 24. ПОДВІЙНІ ЗОРІ. МАСА ЗІР. ПЛАНЕТНІ СИСТЕМИ ІНШИХ ЗІР

1. Типи подвійних зір. Спостереження показують, що багато зір у Всесвіті утворюють пари або є членами складних систем. Подвійними зорями називають близько розташовані пари зір. Розрізняють оптично- й фізично-подвійні зорі. Оптично-подвійні зорі (пари) складаються з досить віддалених одна від одної у просторі зір, які випадково проектуються на небесну сферу за променем зору. Фізично-подвійні зорі є системами близько розташованих у просторі зір, зв’язаних силами тяжіння, що обертаються біля загального центра мас.

Зорі фізично-подвійних пар часто мають різні кольори. Так, Антарес - дуже яскрава червона зоря в сузір’ї Скорпіона - має слабкий зелений (при спостереженні в телескоп) супутник.

Перша, відома ще в давні часи зоряна пара - Міцар (Кінь) і Алькор (Вершник). Міцар - середня зоря ручки ковша сузір’я Великої Ведмедиці, що має видиму зоряну величину 2,2m. На кутових відстанях 12' від неї розміщена слабка зоря Алькор, зоряна величина якої 4,0m. Зоряна пара Міцар і Алькор - приклад оптично-подвійної зорі. Навіть у шкільний телескоп добре видно: Міцар складається з двох дуже близьких зір, які не можна розрізнити неозброєним оком.

Компоненти зоряної пари Міцар А і Міцар В розміщені один від одного на відстані 14'' і мають зоряні величини 2,4m і 4,0m відповідно. Зоряна пара Міцар - приклад фізично-подвійної зорі.

Фізично-подвійні зорі, залежно від способу їх спостережень, діляться на візуально-подвійні зорі (їхні компоненти можна побачити за допомогою телескопа візуально або сфотографувати), затемнювано-подвійні зорі (їхні компоненти періодично затуляють один одного від спостерігача), спектрально-подвійні зорі (подвійність проявляється в періодичних зсувах або роздвоєннях ліній їхніх спектрів), астрометрично-подвійні зорі (одну зорю, яка впливає на правильний рух сусідньої, не видно).

Перший список подвійних зір склав у 1803 р. англійський астроном Вільям Гершель. Цей перелік містив кілька сотень об’єктів.

Періоди обертання компонентів у візуально-подвійних системах мають від кількох років до кількох тисяч років.

Подвійні зорі є окремим випадком кратних зір, що складаються іноді з кількох компонентів. Існують зорі потрійні і навіть більш високої кратності. До кратних зір прийнято зараховувати зорі, що мають менше ніж 10 компонентів. Системи з більшим числом зір називають зоряними скупченнями. Подвійність і кратність у зоряному світі - широко розповсюджене явище.

2. Затемнювано-подвійні зорі. Затемнювано-подвійні, або затемнювано-змінні, зорі є тісними парами, що обертаються з періодом від кількох годин до кількох років по орбітах, більша піввісь яких порівнянна із самими зорями. Через ці причини ми не можемо побачити окремо їхні компоненти, тому що кутова відстань між зорями дуже мала. Судити про подвійність системи можна лише за періодичним коливанням блиску.

Якщо промінь зору під час спостереження таких зір і площини їхніх орбіт практично збігаються, то в таких зір виявляється явище затемнень, коли один з компонентів проходить попереду або позаду другого відносно спостерігача. Цю ситуацію пояснює малюнок 5.5, на якому зображено криву зміни блиску m затемнювано-подвійної зорі, пов’язаної з періодичними затемненнями одного компонента іншим. Значення блиску на графіку належать до відповідних положень одного з компонентів зорі на орбіті. Різницю зоряних величин у мінімумі й максимумі блиску називають амплітудою, а інтервал часу між двома послідовними найменшими мінімумами - періодом змінності.

Мал. 5.5. Зміна блиску затемнювано-подвійної зорі

Типовим прикладом затемнювано-змінної зорі є зоря β Персея (Алголь), що постійно затемнюється на 9,6 години з періодом 2,867 доби. Падіння блиску в мінімумі в цієї зорі становить 2,3m.

3. Спектрально-подвійні зорі. Зорі, подвійність яких установлюється лише на підставі спектральних спостережень, називають спектрально-подвійними .

Припустимо, що спостерігач перебуває у площині орбіти подвійної системи, що складається з більш масивної і яскравої зорі А та менш масивної і яскравої зорі В. Кожний з компонентів - А і В, обертаючись навколо центра мас системи, то наближається до спостерігача, то віддаляється від нього. Унаслідок ефекта Доплера в першому випадку лінії у спектрі зорі будуть зміщені до фіолетової області спектра, у другому - до червоної, причому період цих зміщень дорівнює періоду обертання.

Постійне вдосконалення методики визначення зміщення спектральних ліній дало змогу в 1995 р. виявити в зорі 51 у сузір’ї Пегаса супутник масою в половину маси Юпітера. На цей час методом променевих швидкостей у понад 300 зір виявлено планетні системи. Вони одержали назву - екзопланети.

Екзопланета (від грец. εξω - «поза», «зовні»), або позасонячна планета, — планета, що обертається навколо зорі, тобто за межами нашої Сонячної системи.

Планети надзвичайно малі й тьмяні порівняно із зорями, а самі зорі перебувають украй далеко від Сонця (найближча - на відстані 4,22 св. року). Першим намагався розглянути в телескоп планети біля інших зір голландський математик й астроном Крістіан Гюйгенс ще в XVII ст. Однак він нічого не зміг побачити, оскільки ці об’єкти не видно навіть у потужні сучасні телескопи.

У грудні 1995 р. астрономи Мішель Майор і Дідьє Келос із Женевського університету, проводячи спостереження в обсерваторії Верхнього Провансу у Франції, уперше зафіксували екзопланету. За допомогою надточного спектрометра вони виявили, що зоря 51 у сузір’ї Пегаса «погойдується» з періодом ледве більше за чотири земні доби. (Планета, обертаючись навколо зорі, розгойдує її своїм гравітаційним впливом, у результаті чого за допомогою ефекта Доплера можна спостерігати зсув спектра зорі.) Незабаром це відкриття підтвердили й американські астрономи Джеффрі Марсі й Пол Батлер. Відкриття в 1995 р. планети, розташованої біля зорі 51 у сузір’ї Пегаса, дало початок зовсім новій галузі астрономії - вивченню позасонячних планет (екзопланет). До цього планети були відомі тільки в однієї зорі - нашого Сонця. Для пошуку планет за межами Сонячної системи астрономи за останнє десятиліття обстежили понад 3000 зір, біля деяких зір знайдено по 2, 3 і навіть 4, 5 планет. Більшість з них виявлено з використанням різних непрямих методик виявлення, а не візуального спостереження як з поверхні Землі, так і з космічних обсерваторій.

4. Астрометрично-подвійні зорі. Трапляються такі тісні зоряні пари, коли одна із зір або дуже мала за розмірами, або має малу світність. У цьому випадку таку зорю розглянути не вдається, але виявити подвійність можна. Яскравий компонент буде періодично відхилятися від прямолінійної траєкторії то в один, то в інший бік, начебто по прямій рухається центр мас системи. Такі збурювання пропорційні масі супутника.

Дослідження однієї з найближчих до нас зір Росс 614 (її блиск 11,4m і паралакс 0,25") показали, що амплітуда відхилень зорі від очікуваного напрямку сягає 0,36". Період обертання зорі відносно центра мас дорівнює 16,5 року.

На сьогодні відомо понад 5000 затемнювано-змінних зір різних типів.

5. Маса зір. Тривалі спостереження візуально-подвійних зір переконали астрономів, що відносний видимий рух компонентів відбувається по еліпсу й задовольняє закон площин. Із цього випливає, що в подвійних системах обертання зір відбуваються відповідно до законів Кеплера та підкоряються закону всесвітнього тяжіння Ньютона.

За даними спостережень подвійних зір отримано оцінки мас для зір різних типів. Аналіз цих даних привів до таких результатів.

1. Маси зір - у межах від 0,03 до 60 мас Сонця. Найбільша кількість зір має від 0,4 до 3 мас Сонця.

2. Існуюча залежність між масами зір та їхньою світністю дає змогу оцінювати маси одиноких зір за їхніми світностями. В інтервалі мас 0,5Mʘ ≤ Μ ≤ 10Μʘ світність зорі пропорційна четвертому степеню її маси L ~ М4. При Μ > 10Μʘ показник степеня дорівнює 2, тобто L ~M2.

3. Маса зорі в момент її формування є найважливішим параметром, що визначає її наступну еволюцію.

4. Радіуси зір мають досить широкі межі, тому середня густина зір коливається від 5 • 10-2 до 3 • 108 кг/м3 (порівняйте із Сонцем - 1400 кг/м3).

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. Які зорі називають подвійними? Як їх класифікують?
  • 2. Що таке амплітуда й період змінності затемнювано-змінних зір?
  • 3. Поясніть, чому відбувається зміщення ліній у спектрах спектрально-змінних зір.
  • 4. Чим можна пояснити зміну блиску деяких подвійних зір?
  • 5. Хто перший встановив, що подвійні зорі - це системи, компоненти яких зв’язані між собою тяжінням і рухаються за законами Кеплера?
  • 6. Перелічіть види подвійних зір, які ви знаєте.
  • 7. Які зорі існують довше - з малою чи великою масою?
  • 8. Чому в системі з двох зір одна з них світить іноді зовсім незвичайним для одиноких зір кольором: зеленим, синім або блакитним?
  • 9. У яких подвійних зір складові їхнього компонента помітні навіть неозброєним оком?