Астрофизика Лекции 5-6

«температура-светимость»
Двойные звезды: визуальные, спектральные и фотометрические
4. Определение масс двойных звезд.

Зависимость «масса-светимость»
5. Особые случаи в тесных двойных системах (ТДС)

Continuum
30-60 kK
10-30 kK
7.5-10 kK
6-7.5 kK

5-6 kK
3.5-5 kK
2-3.5 kK

O5 V
B1 V
A1 V
F3 V
G2 V
K2 V
M0 V

Примеры спектров

Teff, kK

Бальмеровские линии

Teff
Классы делятся на 10 подклассов
Физическое основание – непрерывная зависимость интенсивности

спектральных линий разных химических элементов от температуры
Спектральный класс определяется по отношению пар линий

He I и низкоионизованных атомов, H
A Интенсивные линии Бальмеровской

серии водорода
F Линии нейтральных атомов и металлов низкого
возбуждения
G Линии нейтральных металлов
K Линии нейтральных металлов, молекулярные полосы
M Широкие молекулярные полосы (TiO и др.)

С температурой как у K-M звезд:
C Углеродные звезды – полосы C2, CN, CO
S В спектре тяжелые элементы (ZrO, YO, LaO)

видом спектра звезды и ее светимостью (диаграмма «спектр-светимость» или «температура

-абсолютная величина»).
Положение каждой звезды на диаграмме определяется ее физической природой и стадией эволюции.

СГ)
II яркие гиганты (BG)
III гиганты (G, RG,

КГ)
IV субгиганты (SG)
V карлики, главная
последовательность
(MS, ГП)
VI субкарлики (SD)
VII белые карлики
(WD, БК)

Голубым цветом показаны области
пульсирующих звезд (полоса нестабильности).

VII-WD

VI-SD

V-MS

IV-SubG

III-G

II-BG

Ia
Ib-SG

ГП
Сверхгигант
Класс светимости звезды можно установить по ширине

спектральных линий: линии уже в спектрах сверхгигантов и шире у звезд-карликов. Это связано с различием физических условий в атмосферах звезд
разных светимостей.

(B-V)J
Подавляющее большинство (> 90%)
звезд – карлики (ГП, V)
Современный вид

диаграммы «цвет-
светимость» по
заатмосферным
наблюдениям.

только
температуру звезды, но и ее светимость:
Солнце – G2 V

- звезда главной последовательности,
имеющая температуру 5800К;
Спутник Сириуса – А5 VII – белый карлик, Т=10000К
Бетельгейзе – М2 I – сверхгигант, Т= 3000К

центра масс системы.
.
Можно измерять относительные
орбиты (рис. в; обратите

внимание, что это видимый эллипс – фокус, в котором находится более яркая звезда, смещен при проекции на картинную плоскость). Однако для получения индивидуальных значений масс компонент необходимо измерить абсолютные орбиты (рис. б). В обеих случаях необходимо преобразовать видимые эллипсы в истинные.

центра масс системы. Разделение на типы - по методу наблюдений.

Визуальные двойные звезды – компоненты системы разреша-ются приемной аппаратурой. Измеряются: угловое расстоя-ние между звездами и позици-онный угол.
На рисунке приведена видимая орбита (проекция истинной!) для α Центавра.

3 закон Кеплера и
вычислить сумму масс звезд:

(M1+M2) = 4π2 a3/G Р2,

где а и Р –большая полуось относительной орбиты и период соответственно.
Для определения индивидуальных масс необходимо определить большие полуоси орбит каждой звезды, и тогда:
М1а1+М2а2 = 0, а = а1+а2

Движение
выявляется только по
смещению линий в спектре
(эффект Доплера).

Вид кривой лучевых скоростей
зависит от формы орбиты и ее ориентации в пространстве.
Скорость центра масс двойной системы может быть отлична от 0.

орбиты, являются
проекцией истинных величин
на луч зрения, что приводит

к определению только
нижних границ масс звезд:

М1sin3i и M2sin3i

Разные орбиты
дают одинаковые
по величине
проекции на луч
зрения

asini

Орбита
так ориентирована в
пространстве, что
происходят затмения.
В этом случае

надежно определяется угол между картинной плоскостью и орбитой (i ≈ 90º), что дает возможность в комбинации
со спектральными наблюдениями определить массы звезд.

радиусы и светимости компонент по продолжительности
затмений и глубинам минимумов.

некоторых
двойных звезд
можно точно
определить массы,
радиусы,
температуры
и светимости.

Эти данные
использовались
для получения
эмпирической

L / L?

M / M?

MV

Разделенные затменные системы B6-M
OB затменные системы
Спектрально-двойные системы
Визуально двойные звезды

L ∝ Mα

Для всего диапазона масс в среднем α=3.5.

Однако, как для малых, так и для больших масс значение α меньше.

представлено решение ограниченной задачи трех тел (в плоскости орбиты).
В

случае, если размеры
компонент в двойной системе сравнимы с расстоянием между ними, взаимодействия между звездами могут привести к существенным изменениям как формы звезд, так и их физических характеристик.

определяет положение так называемой внутренней критической эквипотенциальной поверхности Роша. Ее

форма и положение точки L1, называемой либрационной, зависят от отношения масс компонентов.
Размеры внутренней критической поверхности Роша определяют верхние возможные границы размеров динамически устойчивых компонентов двойной системы. Более массивная компонента в процессе эволюции может заполнить свою критическую полость, что приведет к передаче вещества спутнику
и потере вещества системой в целом.

вращение орбиты в ее плоскости (вращение линии апсид – большая

ось орбиты), проявляющееся в периодическом (Т››Рорб) смещении вторичного минимума. Скорость вращения зависит от степени концентрации массы звезды к центру; в пределе точечные массы к такому эффекту не приводят.
Таким образом, в уравнения движения вводится параметр, связанный с распределением вещества по радиусу звезд.

перед главным минимумом (затмевается более яркая компонента), так и сразу

после него на кривой лучевых скоростей наблюдается резкое увеличение, а затем уменьшение скорости, причем величина скорости систематически больше, чем это следует из законов Кеплера.
На рисунке представлена двойная система с холодной компонентой, спектральные линии которой из-за низкой светимости не наблюдаются (в момент 2 она затмевает более яркую звезду)

что вблизи затмения мы наблюдаем только часть диска звезды. Осевое

вращение звезды и приводит к тому, что в формировании спектра преобладает то удаляющаяся от нас полусфера (перед затмением), то приближающаяся (после него).

Примечание: скорость осевого вращения можно измерить и у одиночных звезд по уширению спектральных линий. Однако, уширение вызывается несколькими факторами, которые не всегда можно разделить. Кроме этого, не определяется наклон оси вращения звезды – скорость мы получаем в виде Vsini.

определять лучевые скорости с точностью до единиц метров в секунду:

таким образом появилась возможность обнаружения маломассивных спутников звезд – планет.
В основном, это планеты с массами, в сотни раз больше массы Земли, расположенные близко к звездам солнечного типа («горячие Юпитеры»).
Не менее перспективным является метод, основанный на измерении ослабления блеска звезды при прохожде-нии планеты по ее диску: именно так запланирован космический эксперимент «Кеплер»(2009-2011гг.), итогом которого предполагается обнаружение тысячи массивных планет и сотен планет, с массами, близкими к земной.

Наблюдаемые
кривые блеска
для двух звезд
в результате
покрытия
диска

звезды
планетой.

даны в массах Юпитера. Несколько планет на одной горизонтали –

планетная система одной звезды.

Orbital semimajor axis (A.U.)

планетами показало, что в основном это звезды с большим содержанием

тяжелых элементов, относя-щиеся к молодому населению диска
нашей Галактики.

в
ближнем ИК-диапазоне,
на 10-м телескопе Keck.

черной дыры в центре нашей Галактики.

ЧД звезды и кривая ее лучевой скорости дают массу ЧД

и расстояние до центра Галактики: Мчд=4.1±0.6•106М0 и R0=8.0±0.4кпк.

и визуально-двойных (точки) звёздах.
Три точки внизу, в стороне от

остальных, - белые
карлики - компоненты двойных. По оси абсцисс
отложены в логарифмической шкале массы звезд,
выраженные в единицах массы Солнца .

- начало полного затмения
2010 08 01 - середина затмения
2011 03

12 - окончание полного затмения
2011 05 15 - окончание частных фаз затмения

Следующее затмение произойдет осенью 2036 года