Слайд 1Лекции 5-6
Астрофизика (введение в астрофизику)
Понятие о двумерной спектральной классификации звезд
Диаграмма
«температура-светимость»
Двойные звезды: визуальные, спектральные и фотометрические
4. Определение масс двойных звезд.
Зависимость «масса-светимость»
5. Особые случаи в тесных двойных системах (ТДС)
Слайд 2Na I
Hβ
Спектральная классификация звезд
Hγ
Hδ
Hε
Hα
K+H
Ca II
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
Слайд 3Спектры звезд: одномерная классификация
Энн Кэннон, Гарвард, 1900-е
Классы: O-B-A-F-G-K-M
Вдоль последовательности ПАДАЕТ
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
Слайд 4Основные спектральные особенности
O Линии He II и высокоионизованных атомов
B Линии
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)
Слайд 5Диаграмма «спектр-светимость»
В начале ХХ века была установлена зависимость между
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.
Слайд 6Диаграмма
спектр-светимость
(Герцшпрунга-Рассела; цвет-абсолютная величина)
7 классов светимости:
Ia,Ib сверхгиганты (SG,
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
Слайд 7
Вид спектра для звезд разных
классов светимостей
Гигант
Звезда
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.
Слайд 8HIPPARCOS (van Leeuwen, 2007)
Диаграмма абсолютная величина HP – цвет
(B-V)J
Подавляющее большинство (> 90%)
звезд – карлики (ГП, V)
Современный вид
диаграммы «цвет-
светимость» по
заатмосферным
наблюдениям.
Слайд 9
Таким образом, двумерная спектральная
классификация звезд характеризует не
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
Слайд 10Двойные звезды
Двойные звезды – гравитационно связанные звезды, вращающиеся вокруг
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.
Слайд 11Двойные звезды
Двойные звезды – гравитационно связанные звезды, вращающиеся вокруг
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.
Слайд 12Двойные звезды
Геометрические преобразования наблюдаемой орбиты
в истинную позволяют применить
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
Слайд 13Двойные звезды
Спектральные двойные –
компоненты не видны в
отдельности.
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.
Слайд 14
К наблюдателю
Картинная
плоскость
i
Для спектральных двойных
наблюдаемая величина скорости
и полуоси
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
Слайд 15Двойные звезды
Затменные двойные звезды –
компоненты не видны в отдельности.
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.
Слайд 16Двойные звезды
Кроме определения масс звезд наблюдения затменных позволяют вычислить
радиусы и светимости компонент по продолжительности
затмений и глубинам минимумов.
Слайд 17
L∝ Mα .
Зависимость «масса-светимость» для звезд ГП
зависимости «масса-светимость» :
Для
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.
Слайд 18Особые случаи
в тесных двойных системах (ТДС)
На рисунке
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.
Слайд 19Особые случаи в ТДС
Гравитационное поле вращающейся тесной двойной системы
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.
Слайд 20Особые случаи в ТДС. 1
В случаях эллиптичной орбиты наблюдается
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.
Слайд 21Особые случаи в ТДС. 2
У некоторых затменных звезд как
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)
Слайд 22Особые случаи в ТДС. 2
Это явление связано с тем,
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.
Слайд 25Планеты у других звезд (ТДС. 4)
Современная техника наблюдений позволяет
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.
Слайд 27Планеты у других звезд
Время (в долях периода)
Поток
Наблюдаемые
кривые блеска
для двух звезд
в результате
покрытия
диска
звезды
планетой.
Слайд 28 Желтыми кружками представлены звезды, зелеными – планеты.
Массы планет
даны в массах Юпитера. Несколько планет
на одной горизонтали –
планетная система одной звезды.
Orbital semimajor axis (A.U.)
Слайд 31Планеты у других звезд. (ТДС. 4)
Определение химсостава звезд
с
планетами показало, что в основном это звезды с большим содержанием
тяжелых элементов, относя-щиеся к молодому населению диска
нашей Галактики.
Слайд 32Черная дыра в центре Галактики (ТДС. 5)
Наблюдения центра
нашей Галактики
в
ближнем ИК-диапазоне,
на 10-м телескопе Keck.
Слайд 33Черная дыра в центре Галактики. (ТДС. 5)
Орбиты звезд вокруг
черной дыры в центре нашей Галактики.
Слайд 34Черная дыра в центре Галактики (ТДС. 5)
Орбита ближайшей к
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.
Слайд 37
Зависимость масса-абсолютная
болометрическая звёздная величина
gо данным о спектрально-двойных
(крестики)
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 .
Слайд 43
2009 08 06 - начало частных фаз затмения
2009 12 21
- 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