ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ВЫСШЕГО

ОБРАЗОВАНИЯ ПО ПОДГОТОВКЕ СПЕЦИАЛИСТОВ ДЛЯ СУДЕБНОЙ СИСТЕМЫ. Кафедра общеобразовательных дисциплин Презентация По дисциплине:Астрономия
Выполнил

студент
102 группы – Лоренц Ян

Воронеж,2019

Тема: “Определение массы звёзд. Двойные звёзды”

- две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с

другом. Хотя в действительности они могут располагаться на огромном расстоянии друг от друга.
Физические двойные- действительно расположены в пространстве рядом друг с другом. Они не только связаны между собой силами тяготения, но и обращаются около общего центра масс.

звёзд была выдвинута английским учёным и священником Джоном Мичеллом в

1767 году. А наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы в 1802 году Уильямом Гершелем.

это Мицар и Алькор, наблюдаемые в ручке «ковша» Большой Медведицы.
Эта

звёздная пара — хороший пример оптической двойной звезды, так как Алькор отстоит от Мицара примерно на 12 угловых минут.

заметить, что он состоит из двух очень близко расположенных звёзд,

названных Мицаром А и Мицаром В. Эта звёздная пара — пример физической двойной звезды.

больше двух, то их называют кратными.
Примером кратных звёзд может служить тройная

звезда αЦентавра. Причём, что интересно, одна из компонентов — Проксима — является ближайшей к Земле звездой после Солнца.

компонентов. Если же в системе насчитывается большее количество звёзд, то

её называют звёздным скоплением.
Классическим примером служит рассеянное скопление Плеяд, видное на ночном небе невооружённым глазом.

наблюдения, принято делить на несколько классов

раздельно (в телескоп или сфотографировать).
Все известные визуально-двойные звёзды расположены в

окрестностях Солнца с очень большим периодом обращения (вплоть до нескольких тысяч лет)
Оказалось, что относительное видимое движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону площадей. Следовательно, в двойных системах обращения звёзд вокруг общего центра масс происходят в соответствии с законами Кеплера и подчиняются закону всемирного тяготения Ньютона.
Из этого следует, что при известном расстоянии до этих систем использование третьего обобщённого закона Кеплера позволяет определить их массу. Для этого достаточно сравнить движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца.

звёзды. Они представляют собой тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов

до нескольких суток по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами.
Классическим примером затменно-переменной звезды является звезда β Персея (Алголь). Она каждые 2,567 суток затмевается на девять 9,6 часа.

лишь на основании спектральных наблюдений.
Представьте, у нас есть две звезды:

одна массивная и яркая А, вторая — менее яркая и массивная В. Обе они обращаются вокруг общего центра масс системы, то приближается к наблюдателю, то удаляется от него.
Вследствие эффекта Доплера в первом случае линии в спектре звезды будут смещаться в фиолетовую область спектра, а во втором — в красную. Причём период этих смещений будет равен периоду обращения звёзд.

51 Пегаса был обнаружен спутник, масса которого составляла около половины

массы Юпитера. Так была найдена первая экзопланета (так называют планеты, находящиеся вне Солнечной системы).
На середину октября 2017 года спектральным методом достоверно подтверждено существование 3672 экзопланет в 2752 планетных системах.

очень тесные звёздные пары, в которых одна из звёзд или

очень мала по размерам, или имеет низкую светимость.
Двойственность такой звезды можно обнаружить лишь по отклонениям яркой компоненты от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону. Вычисления показали, что такие возмущения пропорциональны массе спутника.
Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных систем.