IV Международный конкурс
научно-исследовательских и творческих работ учащихся
«СТАРТ В НАУКЕ»
 
     

ДВОЙНЫЕ И КРАТНЫЕ ЗВЕЗДЫ
Ильин П.С., Савельев А.А.
Текст научной работы размещён без изображений и формул.
Полная версия научной работы доступна в формате PDF


Введение

Внутри огромной звездной системы - Галактики многие звезды объединены в системы меньшей численности. Каждая из этих меньших систем может рассматриваться как коллективный член Галактики. Самые маленькие коллективные члены Галактики - это двойные и кратные звезды.

Двойные звезды весьма часто встречаются в природе, поэтому их изучение существенно как для выяснения природы самих звезд, так и для изучения проблем происхождения и эволюции звезд. Двойные звезды не являются редкостью; наоборот, одиночные звезды не входящие в состав двойных систем (или кратных) скорее исключение, чем правило.

Подбирая материал к НПК по теме, мы столкнулись с понятием «Двойные и кратные звезды». Данная тема нас заинтересовала, и мы провели исследование, что это такое и какие они бывают.

Цель работы: Узнать, что такое двойные и кратные звезды и выяснить их виды.

Задачи: 1. Собрать материал о двойных и кратных звездах;

2. Сделать подробный анализ полученной информации;

3. Сравнить типы двойных и кратных звезд;

4. Создать познавательный фильм для учащихся (Приложение).

Гипотеза: Как помогают двойные и кратные звезды в исследовании космоса, и какова их роль в исследовании появления вселенной.

Объект исследования: литература и другие ресурсы о двойных и кратных звездах.

Предмет исследования: почему и как появились двойные и кратные звезды.

Методы: изучение литературы; использование Интернет-ресурсов; мониторинг учащихся.

Практическая значимость данной работы заключается в том, чтобы собранный материал использовать в учебных целях на уроках физики и во внеклассных занятиях по этому предмету.

В представленной работе использовались материалы научных статей, периодической печати, ресурсы сети Интернет.

Глава 1. Историческая справка

Честь первооткрывателя двойных звезд бесспорно принадлежит английскому астроному Вильяму Гершелю (1738 - 1822). Наблюдения двойных звезд Гершель предпринял в 1770 - 1780 годах при попытке измерить звездные параллаксы, используя идею Галилея о возможности определить параллакс яркой звезды, составляющей оптическую пару со слабой. Однако уже первые наблюдения таких пар подтвердили догадку Гершеля, что многие из наблюдаемых им пар - физические двойные звезды.

Повторные наблюдения этих звезд через 20 лет показали относительные смещения компонент, похожие на орбитальное движение. К 1803 году Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонент. В дальнейшем наблюдения двойных звезд продолжил сын Вильяма - Джон Гершель, перенесший свой телескоп в Южную Африку.

В Европе планомерные наблюдения двойных звезд организовал В. Струве на обсерватории в Тарту. В. Струве открыл 3134 звездные пары. Результаты наблюдений опубликованы в трех каталогах, из которых наибольшей известностью пользуется каталог "Stellarum duplicium et multiplicium mensurae micrometricae" (Двойные и кратные звезды, измеренные микрометрически), опубликованный в 1837 году. Этот каталог сохраняет свое значение и в наше время как первая эпоха взаимных положений компонент нескольких тысяч двойных звезд. Точность измерений В. Струве - на уровне лучших современных наблюдений.

Преемником В. Струве стал его сын Отто Струве, продолживший наблюдения визуально-двойных звезд в Пулковской обсерватории (1840 год). В это же время систематические наблюдения двойных звезд в Европе производили Саут и Дэвис в Англии, Бессель в Германии, В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы. Заслугой американских астрономов было то, что они не только наблюдали двойные звезды, но и собрали и систематизировали громадный наблюдательный материал по этим звездам.

Особенно интенсивно фотографические наблюдения двойных звезд производились на обсерваториях США Дирборн и Вашингтон, в России эти наблюдения инициировались в Пулкове после второй мировой войны.

Возрастающий интерес к наблюдениям двойных звезд непосредственно связан с теми новыми знаниями, которые стало возможным получать по мере накопления наблюдательных данных о двойных звездах. [1,8]

Глава 2. Двойные и кратные звезды 2.1. Двойные и кратные звезды

Двойные и кратные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести. Возможно, более 70% всех звезд нашей Галактики принадлежит к кратным системам, так что кратные звезды явление весьма распространенное.

Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд. Анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд.

Изначально, двойные звезды на небе обнаруживались визуально (первая и них была открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска и близкому нахождению друг к другу. Это Мицар и Алькор. Невооружённым глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке Большой Медведицы) видна более слабая звезда – Алькор. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором очень мало, а линейное расстояние между этими звёздами огромно. То есть Мицар и Алькор рядом проектируются на небесную сферу, то есть, видны в одном направлении, но физически между собой не связаны. Если предположить, что Мицар и Алькор движутся вокруг общего центра масс, то период обращения составил бы около 2 106 лет!

Обычно же звёзды, связанные силами тяготения (компоненты двойной системы) образуют более тесные пары, а периоды обращения их компонентов не превышают сотен лет, а иногда бывают значительно меньше. Систематическое изучение двойных и кратных звезд началось с середины прошлого века. В то время основная цель таких исследований заключалась в определении масс звезд. Эта задача не потеряла своей актуальности даже в наше время, но на первый план вышли совсем другие проблемы.

Также одно из важнейших направлений в исследовании двойных и кратных систем связано с решением вопроса о механизмах звездобразования. Так как такие звездные системы составляют более половины звездного населения нашей Галактики, поэтому ни одна теория, которая не может объяснить их свойства, не может считаться удовлетворительной. Естественно, речь идет не о свойствах отдельных систем, а о статистических свойствах всех кратных систем в целом. То есть насколько данная закономерность характерна для этого типа звезд.[2,10]

2.2. Классификация двойных и кратных звезд

Теплые двойные звезды. В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую.

Рентгеновские двойные звезды. В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра.

Спектрально-двойные звезды. В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю.

Визуально-двойные звезды. Двойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственных наблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений, выполненным в различные эпохи. В некоторых случаях на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник).

Фотометрические двойные звезды. Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Они обнаруживаются по явлениям затмений, когда одна из звезд проходит сзади другой относительно наблюдателя. Астроном замечает это явление как падение яркости наблюдаемой звезды, которое происходит регулярно.[5,7]

2.3. Возникновение и эволюция двойных звезд

Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо — это сжатие газового облака из-за гравитационной притяжения, такой же как и у одинарных звезд. Также удалось установить пропорцию распределения начальных масс. Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять параметры получившихся двойных звезд и их процентное содержание (в среднем она составляет 50 %). Например, супергиганты и гиганты – это порядка 70 %, звёзды типа Солнца порядка 50 %, а карлики около 30 %.

Распределение орбит. Орбиты у двойных звёзд могут принимать любое значение, можно утверждать, что нет какого-либо предпочтительного значения. То есть орбиты практически круговые и наоборот очень вытянутые – обычное явление.

Соотношение масс. Распределение соотношения масс M1/ M2 является самым сложным для измерения, так как влияние случайных эффектов велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2 до 1. Таким образом, двойные звезды стремятся иметь звезды одинаковой массы. Например, Юпитер, несостоявшаяся 2 звезда в Солнечной системе, недотянул по массе очень много. Да и до массы разжигания термоядерной реакции он не дотянул, помешал Сатурн.[4,6]

Теории возникновения двойных и кратных звезд

Теории с промежуточным ядром. Самый многочисленный класс теорий. В них формирование идет за счёт быстрого разделение протооблака (сгустка).

Самая ранняя из них считает, что в ходе сжатия из-за различного рода разнородностей, облако распадается на несколько сгустков. Некоторые сгустки сжимаются до тех пор, пока наименьший из них перестанет пропускать излучение (быть прозрачным) и станет больше получать его, чем отдавать. После этого он начнет разогреваться и в нем возникнет термоядерная реакция, то есть он станет звездой. Но при этом расчетная масс звёзд не совпадает с этой теорией.

Современные же теории этого типа считают, что основная причина деления — рост внутренней энергии и центробежных сил по мере сжатия облака.

Теории с промежуточным диском. В результате сжатия и разогрева газа образуется вращающийся диск, но из-за неравномерного распределения вещества он постепенно распадается в подобие пропеллера. Вещество начинает «стекать» по его лопастям и образуются новые сгустки, которые при достаточной массе и притоку излучения становятся звездами

Но для этого необходим довольно массивный диск. В последнее время количество компьютерных расчетов подобных теорий сильно увеличилось. В рамках подобного подхода хорошо объясняется происхождение тесных двойных и кратных систем.

Динамические теории. Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе процессов, спровоцированных соревновательным «сгущением». В этом случае предполагается, что молекулярное облако из-за различного рода неоднородностей внутри него формирует сгустки приблизительно подходящие, для образования звезды. Эти сгустки соревнуются за вещество исходного облака. То есть, кто больше, тот и больше наберет массы, «ограбив» или «поглотив» соседей.

Другой механизм предполагает рост гравитационного поля диска до тех пор, пока не будет захвачена близлежащая звезда. Хотя такой механизм вполне подходит для массивных звёзд (большая звезда подтащила к себе маленькую), но совершенно не годится для маленьких и вряд ли подходит для образовании двойных звёзд (большая звезда скорее всего, поглотит маленькую).

Заключение

Изучение двойных и кратных звезд имеет большое значение для науки. Успехи, достигнутые в области изучения двойных и кратных звезд, позволили получить надежные методы оценки масс для нескольких десятков систем и даже вывести некоторые статистические зависимости. Кроме того, современные достижения техники, позволили использовать для этого множество других методов.

К сожалению, прогресс в этой области сильно тормозится из-за малого числа открытых и изученных объектов. Кроме того, необходимо отсеять бесполезные в данном аспекте двойные звезды, например, визуально-двойные звезды типа Мицара и Алькора. Поэтому, поиск и исследование новых кратных систем - весьма актуальная задача

Но, тем не менее, эти достижения позволяют использовать аналогичные методы для поиска планет как у одиночных звезд, так и у двойных и кратных систем.

Проанализировав всю найденную информацию, мы узнали, что такое двойные и кратные звезды, и как их исследование влияет на понимание устройства нашей вселенной. И к пониманию, что мир космоса еще очень мало изучен, и человечество стоит на пороге новых открытий и возможностей. [2,3]

Список литературы
  1. Бинарная звезда. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://v-kosmose.com/zvezdyi-vselennoi/binarnaya-zvezda/ (25.09.2017).

  2. Википедия. Свободная энциклопедия [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://ru.wikipedia.org/wiki/ (27.09.2017).

  3. Двойные звезды и значение их наблюдений в астрономии. А.А. Киселев. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168610&s= (25.09.2017).

  4. Двойные звезды [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://spacegid.com/dvoynyie-zvezdyi.html (27.09.2017).

  5. Двойные звезды это. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://dic.academic.ru/dic.nsf/ruwiki/889326 (27.09.2017).

  6. Двойные звезды. Соросовская энциклопедия [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://www.astronet.ru/db/msg/1210255 (25.09.2017).

  7. Двойные звезды. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://www.sai.msu.su/ng/stars/stars_dv.htm (27.09.2017).

  8. Двойные звезды. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://astro37reg.ucoz.ru/publ/dvojnye_zvezdy/1-1-0-21 (25.09.2017).

  9. Жизнь у двойных звезд. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // http://www.cosmos-journal.ru/articles/1558/ (25.09.2017).

  10. Редкий тип двойной звезды. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: // https://www.youtube.com/watch?v=mokX5zgZy78 (27.09.2017).