рефераты конспекты курсовые дипломные лекции шпоры

Раздел Астрономия
/
Особенности эволюции тесных двойных звезд

Реферат Курсовая Конспект

Выберите учебное заведение

Особенности эволюции тесных двойных звезд

Особенности эволюции тесных двойных звезд - раздел Астрономия, Предмет и цели курса Интерес К Проблеме Двойных Звезд Очень Велик. Исследования Их Дают Наиболее Н...

Интерес к проблеме двойных звезд очень велик. Исследования их дают наиболее надежную информацию о массах и радиусах звезд, а также дополнительные сведения, которые позволяют более глубоко проверить наши представления о звездной эволюции. Кроме того, в двойных системах был обнаружен новый класс объектов - белые карлики и др. Сейчас в них ищут черные дыры.

Задача №38. Рассмотреть систему двух звезд, вращающихся покруговым орбитам вокруг общего центра масс. Указать области пространства, доступные для движения пробной точки малой массы, гравитационно связанной с двойной звездой (ограниченная задача трех тел).

Решение. Закон сохранения полной энергии E пробной частицы в системе отсчета, вращающейся вместе с двойной звездой, имеет вид:

где v - скорость частицы, f - гравитационный потенциал, создаваемый двойной звездой, W - угловая скорость вращения системы, r - расстояние от центра масс до пробной частицы. Области, доступные для движения точки, определяются условием: ,

или

где M_1,2 - массы компонент двойной звезды, a - расстояние между компонентами, r_1,2 - расстояния от компонент двойной системы до пробной точки.

1. Рассмотрим частицу, движущуюся далеко от двойной звезды, то есть . Тогда область, доступная для движения, определяется условием :

(для связанной частицы).

2. Рассмотрим движение вблизи какой-то звезды, 1 (или2), то есть . В этом случае разрешенные области :

Запрещенные для движения области на рис.45 заштрихованы. Поверхности, ограничивающие доступные для движения области, называются поверхностями Хилла. В случае их соприкосновения они называются критическими полостями Роша.

Исследования показывают, что значительное количество звезд образуют двойные или даже кратные системы. Распространенность кратности велика. Примерно половина звезд главной последовательности входит в состав двойных звезд, а для звезд верхней части ГП процент кратности даже еще выше, порядка 70%. По некоторым оценкам отсутствие спутников у звезд - явление сравнительно редкое. Лишь ~10% звезд не имеют звездных спутников. Кратность звезд связывается с необходимостью отвода момента импульса вещества в процессе формирования звезды.

Не все звезды, которые видны на небе как близкие, в действительности являются физически связанными системами. Это может быть просто эффектом проекции. Выделить из них те, которые принадлежат к кратным, позволяют наблюдения за изменениями яркости звезд,их движением и спектральные исследования. В настоящее время составлены каталоги, насчитывающие несколько десятков тысяч двойных звезд.

Принято разделять двойные звезды на визуальные, спектральные и затменно-двойные звезды.

Визуально-двойные это наиболее широкие системы, тогда как спектрально-двойные, это более тесные системы. Впрочем, такое деление до некоторой степени условное, так как многое здесь определяется расстоянием до звезд и яркостью компонент. Так, если система достаточно близкая (или достаточно яркая, причем яркими должны быть оба компонента), то видны могут быть обе звезды. Такая система называется визуально-двойной. Если же двойная звезда расположена от нас далеко, так что мы ее не можем разрешить на отдельные компоненты, то двойственность такой звезды можно установить по спектру. В самом деле, движение компонент двойной звезды проявится в виде периодических изменений ее спектральных особенностей. Естественно эту систему назвать спектрально-двойной.

Системы двойных звезд подвержены разрушающему воздействию приливных сил гравитационного поля Галактики и близких прохождений массивных молекулярных облаков. Это ограничивает размеры двойных систем сверху: если полуось орбиты двойной звезда превышает , то она распадается.* Известны системы более высокой кратности, но они менее устойчивы, чем двойные звезды.

Наиболее тесными двойными, являются затменные двойные, которые периодически заслоняют друг друга. При этот необходимо, чтобы плоскость орбиты системы совпадала или была близка к лучу зрения.

Тесными двойными называют системы, компоненты которых в процессе своей эволюции могут заполнить свои полости Роша.

Возникает вопрос: не будет ли эволюция звезд в кратных системах протекать иным способом, нежели эволюция одиночных звезд? В 50-х годах П.П. Паренаго и А.Г. Масевич обратили внимание на то, что в двойных системах компонент с меньшей массой на диаграмме Г-Р располагается в области красных гигантов, а компонент с большей массой еще находится на ГП. Впервые это было замечено в двойной системе Алголь и стало называться парадоксом Алголя. Как могло так случиться, что менее массивная звезда проэволюционировала дальше, чем более массивная? Может у них просто разный возраст? Нет, возраст компонент, входящих в кратную систему, одинаковый. Выше уже говорилось о том, что столкновения между звездами и, следовательно, образование двойной системы путем захвата одной звезды другой практически невероятное событие. Впрочем, такой процесс может иметь место в скоплениях. Но это не меняет вывода о том, что компоненты в кратных системах имеют одинаковый возраст, поскольку эти звезды, можно сказать, имеют общее происхождение. В чем же тогда дело?

Объяснение этого парадокса заключается в следующем: в двойных системах существен процесс перетекания вещества с одной звезды на другую. Компонента, которая находится в стадии гигантов, вначале имела большую массу. При этом она эволюционирует быстрее, чем менее массивная звезда. Исчерпав в центре ядерное горючее, она начинает раздуваться, переходя в фазу красного гиганта. До каких пор будет раздуваться звезда? До тех пор, пока не заполнит критическую полость Роша (см. рис. 45). После того, как звезда заполнит свою критическую полость Роша, дальнейшее ее раздувание прекратится. Избыточное вещество станет перетекать через точку Лагранжа на соседнюю звезду. Поэтому масса соседней звезды начнет расти. Расчеты показывают, что перетечь может до 80% массы звезды. В результате компонента, которая вначале была более массивной, окажется менее массивной. В процессе обмена масс обнажаются горячие внутренние слои звезды, обогащенные гелием и более тяжелыми элементами, произведенными в ТЯР. Интересным примером, иллюстрирующим сказанное, является двойная звезда b в созвездии Лиры. Главный компонент этой системы на 50% состоит из гелия.

После захвата вещества в связи с увеличением массы темп эволюции вторичной компоненты может возрасти. На некотором этапе теперь эта звезда будет раздуваться, и вещество с нее может перетечь на первую звезду.

Чрезвычайно интересным является сам процесс перетекания вещества с одной звезды на другую. Вследствие общего вращения системы образуются плоские газовые диски - так называемые аккреционные диски.Мы вернемся к этому вопросу позже, в § 40, 41.

Задача №39. Предположим, что одна из звезд двойной системы мгновенно (например, в результате взрыва) сбросила часть массы, которая, рассеялась в окружающем пространстве. Получить критерий распада такой системы в предположении, что до взрыва звезды вращались по равновесным круговым орбитам.

Ответ : , где M - масса взорвавшейся звезды, DM - количество сброшенной массы, m - масса второй звезды.

Развернуть

Открыть в широком формате

– Конец работы –

Эта тема принадлежит разделу:

Предмет и цели курса

УЧРЕЖДЕНИЕ ВЫСШЕГО ПРОФЕССИОНАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ... ЮЖНЫЙ ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ... Кафедра физики космоса...

Если Вам нужно дополнительный материал на эту тему, или Вы не нашли то, что искали, рекомендуем воспользоваться поиском по нашей базе работ: Особенности эволюции тесных двойных звезд

Что будем делать с полученным материалом:

Если этот материал оказался полезным ля Вас, Вы можете сохранить его на свою страничку в социальных сетях:

Все темы данного раздела:

I. Предмет и цели курса
Предметом изучения настоящего курса являются планеты, звезды, Солнце как ближайшая звезда и Солнечная система, межзвездная среда, наша Галактика, другие галактики, крупномасштабная структура Вселен

Основные этапы развития представлений о строении Мира
В развитии наших представлений о картине Мира выделяются четыре этапа: I) древний; 2) средневековый; 3)новый и 4)новейший, или современный. В течение первого этапа был сделан ряд открытий.

В больших масштабах
Сейчас трудно определенно сказать, что побудило человека заинтересоваться звездами - практические потребности или любопытство. Скорее всего, и то и другое, хотя не исключено, что любопытство было п

Достоверность знаний о мегамире
Вопрос о достоверности наших знаний об устройстве природы в больших масштабах занимает особое место. Изучая космические объекты, приходится сталкиваться с громадными расстояниями и промежутками вре

Измерение расстояний до небесных тел
Проблема расстояний в астрофизике - проблема номер один. Ведь от ее решения зависят масштабы тех или иных объектов, следовательно, строение этих объектов и процессы, которые привлекаются для объясн

Законы Кеплера
Отталкиваясь от идеи Коперника о том, что планеты движутся по окружностям, Кеплер в течение длительного времени пытался подобрать параметры орбит так, чтобы они удовлетворяли наблюдательным данным

Движение Земли вокруг Солнца
Существуют три факта, которые непосредственно указывает на движение Земли вокруг Солнца. 1. Наблюдения показали, что угловое расстояние в полдень Солнца от экватора на одн

Солнечная система
Задача №10. Оценить отношение моментов импульса, связанных с вращением Юпитера вокруг Солнца и Солнца вокруг своей оси (табличные данные см. в Приложении 1).

Строение недр планет зонной группы
Каково строение недр планет? Наиболее изученной является Земля, поэтому естественно начать с описания недр Земли. По аналогии с Землей разрабатываются модели строения ПЗГ. Внутреннее строение недр

Химический состав Земли
Химический состав коры изучается непосредственно, информацию о составе недр Земли получают опять же с помощью сейсмических волн. Как? По зависимости r(r), а также упругих свойств среды от ра

Возраст Земли
Возраст Земли - это очень важный параметр. Знание его позволяет, в частности, сделать выбор между различными моделями эволюции Вселенной. Но как установить возраст Земли? Идея его определе

Внутреннее строение планет-гигантов
Как уже говорилось, изучать непосредственно недра планет-гигантов (ПГ) не представляется возможным. Основную роль в их исследовании играют теоретические методы, основанные на некоторых общих данных

Окраина солнечной системы
Что находится за пределами орбиты Плутона? Возможно, за пределами орбиты Плутона располагаются еще планеты. Так, в 1992 и 1993 гг. обнаружены еще две планеты, размеры которых оказались достаточно м

Температура поверхности Солнца
Температура излучающего тела определяется с помощью законов излучения (см. Приложение 1). Первый метод заключается в следующем. Получаем спектр излучающего тела. Затем, варьируя T в формуле

Условия в недрах Солнца
Звезды, как и планеты, находятся в состоянии гидростатического равновесия. Чтобы убедиться в том, насколько точно выполняется это утверждение, сделаем следующие оценки. Предположим вначале, что гра

Проблема источников энергии Солнца
В чем заключается проблема? Оценим запас тепловой энергии Солнца ETO. Очевидно, что

Термоядерные реакции - источник энергии Солнца
Чтобы подойти к решению поставленного вопроса, оценим запас энергии Солнца . Для этого необходимо вспомнить известное

Активность Солнца
Как уже говорилось, глобальные характеристики Солнца практически не менялись на протяжении нескольких миллиардов лет. Однако локальные могут претерпевать временные флуктуации. Общей причиной зарожд

Звездная величина
Приемная аппаратура регистрирует освещенность Em , создаваемую той или иной звездой на Земле, т.е. количество энергии, падающей в единицу времени на единичную площадку в некотором

Спектры нормальных звезд
Спектр звезды, т.е. распределение энергии по длинам волн является наиболее полной характеристикой ее излучения. Если известен спектр звезды, то путем интегрирования по длине волны рассчитывается ос

Диаграмма спектр - светимость
В начале нашего века Герцшпрунг и Рессел установили связь между дифференциальными и интегральными характеристиками звезд, построив по результатам наблюдений диаграмму спектр - светимость (рис. 27;

Определение расстояний до удаленных звезд
Отвлечемся на короткое время от изучения строения звезд и обратимся к проблеме расстояний. Расстояния до удаленных звезд можно определить с помощью диаграммы Г-Р. В самом деле, спектральный класс з

Определение радиусов и масс звезд
Для понимания диаграммы Г-Р очень важным является вопрос о радиусах и массах звезд. Непосредственно измерить радиусы звезд не удается, т.к. из-за громадных расстояний их видимые размеры ок

Феноменологическая связь между параметрами для звезд ГП
После того, как были определены из наблюдений радиусы и массы звезд, встал вопрос: существует ли связь между светимостью звезды, ее массой и радиусом? Оказалось, что такая связь действительно сущес

Качественное рассмотрение проблемы
Выше получена связь между различными параметрами звезд на основе эмпирических данных. Поставим теперь такой вопрос: каковы модели строения звезд различных типов? Следует сразу оговориться: ответить

Математическая формулировка проблемы
Сформулируем уравнения, описывающие внутреннее строение звезд. Уравнение равновесия (2.3): . (4.13)

Применение методов подобия
Уравнения равновесия звезды для заданного химического состава , конкретного типа ТЯР и механизма переноса энергии можно решить численно с помощью компьютеров, и тем самым рассчитать структуру звезд

Внутреннее строение звезд
Звезда является весьма сложным природным объектом. Поэтому, как уже говорилось выше, рассчитать в деталях ее структуру можно, лишь привлекая компьютерные методы. Однако и в этом случае приходится с

Белые карлики
Задача №33. Из соображений подобия найти качественную связь между радиусом R u массой. MS звезды, вещество которой подчиняется уравнению состояния

Эволюция звезд
Проблема звездной эволюции принадлежит к числу фундаментальных проблем. Решалось она в течение нескольких десятилетий. Были и неправильные пути. Так, наличие ГП на диаграмме ГР наталкивало на мысль

Изохроны. Определение возрастов шаровых скоплений
Из рис. 42 видно, что положение той или иной звезды на диаграмме Г-Р определяется ее массой и временем, прошедшим от момента, когда звезда зажглась (на самом деле есть и другие факторы, влияющие на

Физически переменные звезды
Задача №40. Из соображений размерности установить связь между периодом пульсации звезды и ее средней плотностью. Указание: независимыми размерностными константами, которые

Заключительные этапы эволюции звезд
Финал звездной эволюции определяется рядом факторов: массой звезды, ее вращением, магнитным полем, входит ли звезда в состав тесной двойной системы или нет, начальным химическим составом. В дальней

Белые карлики
Сама структура красного гиганта - вырожденное ядро в центре и раздувающаяся оболочка - подсказывает, как рождается белый карлик. Если звезда сбросит оболочку, то остаток будет иметь параметры белог

Сверхновые звезды
Задача №42. Из соображений размерности найти закон расширения оболочки сверхновой. Указание: считать, что расширение оболочки, есть следств

Нейтронные звезды
Задача №45.Оценить критические значения массы и радиуса звезды вещество которой полностью состоит из нейтронов. Указания: 1) принять, что п

Рентгеновские пульсары
Выше речь ила о радиопульсарах. Известны также рентгеновские пульсары (РП). То есть объекты, излучающие строго периодические импульсы в рентгеновском диапазоне. Запись излучения одного из них приве

Черные дыры
Задача №50.Рассчитать радиус rg звезды массы M, при котором свет не может от нее оторваться (Дж. Мичел, П. Лаплас). Оценить r