Звезды во Вселенной

обы движение самого Солнца «не вмешивалось» в эту скорость, ее обычно пересчитывают по отношению к «местному стандарту покоя» – искусственной системе координат, в которой среднее движение околосолнечных звезд равно нулю. Скорость звезды по отношению к местному стандарту покоя называют ее «пекулярной скоростью».

Каждая из звезд обращается по орбите вокруг центра Галактики. Звезды Населения I обращаются по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости галактического диска. Солнце и соседние с ним звезды тоже движутся по орбитам, близким к круговым, со скоростью около 240 км/с, завершая оборот за 200 млн. лет (галактический год). Звезды Населения II движутся по эллиптическим орбитам с различными эксцентриситетами и наклонениями к плоскости Галактики, приближаясь к галактическому центру в перигалактии орбиты и удаляясь от него в апогалактии. Основное время они проводят в районе апогалактия, где их движение замедляется. Но по отношению к Солнцу их скорости велики, поэтому их называют «высокоскоростными звездами».

Двойные звезды. Около половины всех звезд входит в состав двойных и более сложных систем. Центр масс такой системы движется по орбите вокруг центра Галактики, а отдельные звезды обращаются вокруг центра масс системы. В двойной звезде один компонент обращается вокруг другого в соответствии с гармоническим (третьим) законом Кеплера:

где m1 и m2 – массы звезд в единицах массы Солнца, P – период обращения в годах и D – расстояние между звездами в астрономических единицах. Обе звезды при этом обращаются вокруг общего центра масс, причем их расстояния от этого центра обратно пропорциональны их массам. Определив относительно окружающих звезд орбиту каждого из компонентов двойной системы, легко найти отношение их масс. См. также КЕПЛЕРА ЗАКОНЫ.

Многие двойные звезды движутся так близко одна к другой, что заметить их по отдельности в телескоп невозможно; их двойственность можно обнаружить только по спектрам. В результате орбитального движения каждая из звезд периодически то приближается к нам, то удаляется. Это вызывает доплеровское смещение линий в ее спектре. Если светимости обеих звезд близки, то наблюдается периодическое раздвоение каждой спектральной линии. Если же одна из звезд гораздо ярче, то наблюдается только спектр более яркой звезды, в котором все линии периодически колеблются.

Переменные звезды. Видимый блеск звезды может изменяться по двум причинам: либо изменяется светимость звезды, либо что-то ее загораживает от наблюдателя, например, вторая звезда в двойной системе. Звезды с изменяющейся светимостью делятся на пульсирующие и эруптивные (т.е. взрывающиеся). Существует два важнейших типа пульсирующих переменных – лириды и цефеиды. Первые, переменные типа RR Лиры, имеют примерно одинаковую абсолютную звездную величину и периоды короче суток. У цефеид, переменных типа d Цефея, периоды изменения блеска тесно связаны с их средней светимостью. Оба типа пульсирующих переменных очень важны, поскольку знание их светимости позволяет определять расстояния. Американский астроном Х.Шепли использовал лириды для измерения расстояний в нашей Галактике, а его коллега Э.Хаббл использовал цефеиды для определения расстояния до галактики в Андромеде.

Эруптивные переменные бывают различным типов. Такие, как SS Лебедя, вспыхивают время от времени совершенно непредсказуемо. Взрывы новых звезд происходят очень редко, но мощно; при этом они не разрушают звезду, представляющую собой белый карлик в тесной двойной системе. Когда на его поверхности накапливается достаточно вещества, падающего с нормальной соседней звезды, оно взрывается. Это может происходить неоднократно. Сверхновые звезды взрываются только раз, но уж так, что по яркости сравниваются с целой галактикой. Такой взрыв почти полностью разрушает звезду. См. также НОВАЯ ЗВЕЗДА; СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА; ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ.

Цвета звезд. Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах), на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: lmax = 0,29/T. Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67ґ10–8 T 4.

Спектры звезд. Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе.

В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород – это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения – это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.

Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M - m) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

 Скачать реферат