Некоторые ученые полагали,
что на двойные звезды действует звездная
ассоциация в целом, тем более в паре блеск
составляющих был неодинаков. В связи
с этим создавалось впечатление, что они
находятся не рядом. Для выяснения истинного
положения дел было необходимо измерить
параллактические смещения звезд. Этим
и занялся Гершель. К величайшему удивлению,
параллактическое смещение одной звезды
по отношению к другой при измерении дало
неожиданный результат. Гершель заметил,
что вместо симметрического колебания
с периодом в 6 месяцев каждая звезда следует
по сложному эллипсоидному пути. В соответствии
с законами небесной механики два тела,
связанных силой притяжения, двигаются
по эллиптической орбите. Наблюдения Гершеля
подтвердили тезис о том, что двойные звезды
связанны физически, то есть силами тяготения.
Классификация
двойных звезд
1) Визуально-двойные
звёзды – двойные
звезды, которые возможно увидеть раздельно
(или, как говорят, которые могут быть разрешены.
Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную
определяется разрешающей способностью телескопа,
расстоянием до звёзд и расстоянием между
ними. Таким образом, визуально-двойные
звезды – это в основном звезды окрестностей
Солнца с очень большим периодом обращения
(следствие большого расстояния между
компонентами). Из-за большого периода
проследить орбиту двойной звезды можно
только по многочисленным наблюдениям
на протяжении десятков лет (пример –
Альфа Центавра).
2) Астрометрические двойные
звезды – используются для
измерения массы звезд-коричневых
карликов разных спектральных классов.
3) Спектрально-двойные звезды
– звезда, двойственность
которой обнаруживается при помощи спектральных
наблюдений. Для этого её наблюдают в течение
нескольких ночей. Если оказывается, что
линии её спектра периодически смещаются
со временем, то это означает, что скорость
источника меняется. Этому может быть
множество причин: переменность самой звезды, наличие
у неё плотной расширяющейся оболочки,
образовавшейся после вспышки
сверхновой, и так далее (пример
– Бета Лиры).
4) Затменно-двойные
звезды – бывает, что орбитальная
плоскость наклонена к лучу зрения под
очень маленьким углом: орбиты звёзд такой
системы расположены как бы ребром к нам.
В такой системе звёзды будут периодически
затмевать друг друга, то есть блеск пары
будет меняться. Двойные звёзды, у которых
наблюдаются такие затмения, называются
затменно-двойными или затменно-переменными.
Самой известной и первой открытой звездой
такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.
5) Микролинзированные
двойные звезды – если на
луче зрения между звездой и наблюдателем
находится тело с сильным гравитационным
полем, то объект будет линзирован. Если бы
поле было сильным, то наблюдались бы несколько
изображения звезды, но в случае галактических
объектов их поле не настолько сильное,
чтоб наблюдатель смог различить несколько
изображений, в таком случае говорят о микролинзировании. В случае,
если гравирующее тело двойная звезда,
то кривая блеска, получаемая при прохождении
ее вдоль луча зрения, сильно отличается
от случая одиночной звезды.
С помощью микролинзирования ищутся
двойные звезды, где оба компонента маломассивные
коричневые карлики.
Наблюдения свидетельствуют
о том, что двойные звезды встречаются
в основном в нашей Галактике. Сложно определить
процентное соотношение двойных и одинарных
звезд. Если действовать методом вычитания
и из всего звездного населения вычесть
число идентифицированных двойных звезд,
можно сделать вывод, что они составляют
меньшинство. Этот вывод может быть ошибочным.
В астрономии есть понятие «эффект отбора».
Для определения двойственности звезд
надо идентифицировать их основные характеристики.
Для этого необходимо хорошее оборудование.
Иногда бывает сложно определить двойные
звезды. Например, визуально двойные звезды
не всегда можно увидеть на большом удалении
от наблюдателя. Иногда угловое расстояние
между компонентами не фиксируется телескопом.
Для того чтобы зафиксировать фотометрические
и спектрально-двойственные звезды, их
блеск должен быть достаточно сильным
для сбора модуляций светового потока
и тщательного измерения длины волн в
спектральных линиях. Число звезд, подходящих
по всем параметрам для исследований,
не так велико. По данным теоретических
разработок, можно предположить, что двойственные
звезды составляют от 30 до 70% звездного
населения.
4. МАССА ЗВЕЗД
Важнейшей характеристикой звезды является
масса. Чем больше вещества собралось
в звезду, тем выше давление и температура
в её центре, а это определяет практически
все остальные характеристики звезды,
а также особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны
только на основании закона всемирного
тяготения, либо на основании обобщенного
Ньютоном третьего закона Кеплера5.
Но даже при этом оценка погрешности составляет
от 20% до 60%, и в значительной степени зависит
от погрешности определения расстояния
до звезды. Такие оценки удалось получить
для большого числа звёзд, входящих в двойные
системы, измеряя скорости их движения
вокруг общего центра масс. Все другие
способы вычисления массы считаются косвенными,
поскольку они строятся не на законе и
анализе тех звёздных характеристик, которые
так или иначе связаны с массой. Чаще всего
это светимость. Для многих звёзд выполняется
простое правило: чем выше светимость,
тем больше масса. Эта зависимость нелинейна:
например, с увеличением массы вдвое светимость
возрастает более чем в 10 раз.
5. СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗД
И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ
Что
бы ни говорили физики о трехмерности,
шестимерности или даже одиннадцатимерности
пространства, для астронома наблюдаемая
Вселенная всегда двумерна. Происходящее
в Космосе видится нам в проекции на небесную
сферу, подобно тому, как в кино на плоский
экран проецируется вся сложность жизни.
На экране мы легко отличаем далекое от
близкого благодаря знакомству с объемным
оригиналом, но в двумерной россыпи звезд
нет наглядной подсказки, позволяющей
обратить ее в трехмерную карту, пригодную
для прокладки курса межзвездного корабля.
Между
тем расстояния – это ключ едва ли не к
половине всей астрофизики. Как без них
отличить близкую тусклую звезду от далекого,
но яркого квазара? Только зная расстояние
до объекта, можно оценить его энергетику,
а отсюда прямая дорога к пониманию его
физической природы.
Но как
измерить расстояние, если до предмета
не дотянуться ни линейкой, ни лучом локатора?
На помощь приходит метод триангуляции,
широко применяемый в обычной земной геодезии.
Выбираем отрезок известной длины — базу,
измеряем из его концов углы, под которыми
видна недоступная по тем или иным причинам
точка, а затем простые тригонометрические
формулы дают искомое расстояние. Когда
мы переходим с одного конца базы на другой,
видимое направление на точку меняется,
она сдвигается на фоне далеких объектов.
Это называется параллактическим смещением,
или параллаксом. Величина его тем меньше,
чем дальше объект, и тем больше, чем длиннее
база.
Для
измерения расстояний до звезд приходится
брать максимально доступную астрономам
базу, равную диаметру земной орбиты. Соответствующее
параллактическое смещение звезд на небе
(строго говоря, его половину) стали называть
годичным параллаксом.
Годичный параллакс
– это половина угла, на который звезда
смещается на фоне более далёких звёзд
при взгляде с противоположных точек земной
орбиты. Расстояния измеряются в парсеках
(«параллакс-секундах»). 1
парсек – это расстояние, на котором объект
имеет параллакс в 1 секунду дуги. В одном
парсеке 3,26 светового года, или 206 265 астрономических
единиц (расстояний от Земли до Солнца),
или 31 триллион километров (3,1*10 в тринадцатой
степени).
Земному наблюдателю
даже без телескопа одни звёзды кажутся
более яркими, а другие более тусклыми.
Долгое время астрономы
полагали, что различие видимого блеска
звезд связано только с расстоянием до
них: чем дальше звезда, тем менее яркой
она должна казаться. Но когда стали известны
расстояния до звезд, астрономы установили,
что иногда более далекие звезды имеют
больший видимый блеск. Значит, видимый
блеск звезд зависит не только от их расстояния,
но и от действительной силы их света,
то есть от их светимости.
Астрономы под светимостью
звезды подразумевают полную энергию,
которую она излучает в единицу времени.
Светимость звезды зависит от размеров
поверхности звезды и от её температуры.
Светимость выражает истинную силу света
звезды, по сравнению с силой света Солнца.
Солнце – излучает
энергию мощностью 3,8 • 1026 Вт, что берется
за основу при измерении светимостей других
звезд.
Светимости звезд крайне разнообразны.
Например, звезда, под названием S Золотой
Рыбы, гипергигант, самая яркая звезда
в Большом Магеллановом Облаке, спутнике
нашей Галактики, имеет светимость в 500 000
раз превосходящую Солнце. А вот светимость
самых слабых звезд-карликов примерно
во столько же раз меньше светимости Солнца.
Солнце гораздо ярче других
звезд. Однако это совсем не значит, что
его светимость самая большая. Оно просто
близко. Для корректного сравнения светимостей
необходимо исключить фактор расстояния.
В связи с этим введено
понятие абсолютной звездной величины как
видимой звездной величины, которую звезда
имела бы, находясь на расстоянии 10 парсек
от Солнца. Именно эта характеристика
и будет определять светимость звезды.
Абсолютная звездная величина Солнца
+5.
Так как расстояния до Солнца
и Проксимы Центавра6 меньше 10 парсек, то их абсолютные
звездные величины меньше видимых звездных
величин. Для остальных звезд – абсолютные
звездные величины больше видимых звездных
величин.
6. ЦВЕТ, ТЕМПЕРАТУРА
И СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЁЗД
Несмотря на то, что
температура звёзд огромна и измерить
её, казалось бы, невозможно – это одна
из самых легко доступных для определения
физических характеристик. Оказывается,
температуру звезды легко определить
по её цвету, точнее по спектру испускаемого
излучения.
Как раскалённый металл меняет
свой цвет в зависимости от степени нагрева,
так и цвет звезды всегда указывает на
её температуру.
В астрономии применяют абсолютную
шкалу температур, шаг которой – один
кельвин (1 К) – тот же, что и в привычной
нам шкале Цельсия (1 °С), а начало шкалы
сдвинуто на –273 (0 К = - 273 °С).
Самые горячие звёзды всегда
голубого и белого цвета. Менее горячие
– желтоватого цвета, холодные – красноватого.
Но даже наиболее холодные звёзды имеют
температуру 2-3 тыс. Кельвинов – горячее
любого расплавленного металла.
Человеческий глаз способен
лишь грубо определить цвет звезды. Для
более точных оценок служат фотографические
и фотоэлектрические приёмники излучения,
чувствительные к различным участкам
видимого (или невидимого) спектра. Ведь
цвет звезды зависит от того, на какой
участок спектра приходится наибольшая
энергия излучения. Сравнение звёздных
величин в разных интервалах спектра (например,
в голубом и жёлтом) позволяет количественно
охарактеризовать цвет звезды и оценить
её температуру.
Более полную информацию
о природе излучения звезд дает спектр.
Спектральный аппарат, устанавливаемый
на телескопе, при помощи специального
оптического устройства – дифракционной
решетки – раскладывает свет звезды по
длинам волн в радужную полоску спектра.
Самое коротковолновое видимое излучение
соответствует фиолетовому цвету, а наиболее
длинноволновое – красному. По спектру
нетрудно узнать, какая энергия приходит
от звезды на различных длинах волн, и
оценить ее температуру точнее, чем по
цвету.
Спектральная классификация
начала разрабатываться еще до того, как
было объяснено возникновение звездных
спектров. При этом сразу же стало ясно,
что важнейшие их особенности связаны с различием физических
свойств звезд. Спектры большинства звезд
эмпирически удалось расположить в виде
последовательности, вдоль которой линии
одних химических элементов постепенно
ослабевают, а других – усиливаются. Сходные
между собой спектры объединяются в спектральные
классы. Тонкие различия между ними позволяют
выделить подклассы. Дальнейшие исследования
показали, что звезды, принадлежащие различным
спектральным классам, отличаются своими
температурами. Интенсивности некоторых
спектральных линий в спектрах звезд настолько
чувствительны к температуре, что, грубо
говоря, ее можно оценить "на глаз"
по одному только внешнему виду спектрограммы,
не производя специальных фотометрических
измерений. Количественным критерием
принадлежности звезды к тому или иному
спектральному классу или подклассу является
отношение интенсивностей определенных
спектральных линий. Этот принцип спектральной
классификации впервые был удачно применен
в начале ХХ столетия на Гарвардской обсерватории.
Гарвардская классификация звезд легла
в основу современной спектральной классификации.
В Гарвардской классификации
спектральные типы (классы) обозначены
буквами латинского алфавита: О, В, A, F,
G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой
классификации связь между видом спектра
и температурой не была еще известна, то
после установления соответствующей зависимости
пришлось изменить порядок спектральных
классов, который первоначально совпадал
с алфавитным расположением букв. Спектры большинства
звезд характеризуются наличием линий
поглощения. Спектральная линия поглощения или тёмная спектральная
линия – это особенность спектра, заключающаяся в понижении
интенсивности излучения вблизи некоторой
энергии.
Спектральные
классы звезд главной последовательности
Класс О. Самые горячие звезды во Вселенной.
Температура их поверхности в среднем
40 000 Кельвинов. О высокой температуре звезд
этого класса можно судить по большой
интенсивности ультрафиолетовой области
непрерывного спектра, вследствие чего
свет этих звезд кажется голубоватым.
Наиболее интенсивны линии ионизованного
гелия и многократно ионизованных некоторых
других элементов (углерода, кремния, азота,
кислорода). Наблюдаются слабые линии
нейтрального гелия и водорода.
Астрономы провели исследования
о том, как много звезд О-класса имеют пару,
то есть находятся в системе двойной звезды.
И результат оказался интересен – в основном
такие звезды проживают в двойных системах.
Примеры звезд О-класса: δ (дельта), λ(лямбда) и ξ(кси)
созвездия Ориона – Минтака, Меисса и Ори;
ζ (дзета) в созвездии Кормы – Наос, по
другому Сухаил Хадар.