Масса
звезды - самая важная характеристика звезды, от которой зависят ее свечение, строение, время жизни и вообще вся эволюция. Можно определить массы двух звезд, образующих гравитационно связанную пару - двойную звезду.
Массы звезд, составляющих пару, не сильно различаются, поэтому нельзя считать (как это мы делали в случае планеты, обращающейся вокруг Солнца), что звезда меньшей массы обращается вокруг звезды большей массы. В действительности обе звезды обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс
(центра тяжести) системы. Теория тяготения позволяет вывести ряд свойств абсолютных орбит. Одно из них: тела движутся по орбитам так, что их центры (А и В) и центр масс (точка С) всегда находятся на прямой линии. Другое свойство - хорошо известное из школьной физики правило рычага: отношение длин АС и ВС (плечи рычага) обратно пропорционально массам звезд М1 и М 2 В данном случае следует опереться на третий закон Кеплера. Звезды движутся вокруг центра масс системы. При «удачной» ориентации плоскости орбиты первая звезда часть времени движется к нам, а вторая в это же время движется от нас. Тогда в соответствии с принципом Доплера смещение линий в спектре первой звезды происходит в фиолетовую сторону, а второй - в красную. Через полпериода ситуация меняется на обратную. В спектре, на том месте, где должна быть одна линия, Наблюдается пара линий, го сходящихся, то расходящихся. Звезда меньшей массы движется по орбите быстрее, скорость ее больше, а значит и величина доплеровского смещения у нее больше. Для звезды большей массы все наоборот. Отношение величин доплеровских смещений в спектрах двух звезд равно отношению лучевых скоростей и обратно пропорционально отношению масс
звезд. Суммарное смещение пропорционально сумме масс.
«Удачная» (с точки зрения возможности определения массы) ориентация спектрально-двойной системы - такая, при которой плоскость орбиты совпадает с лучом зрения. Идеальный случай, когда наблюдаются затмения: одна звезда затмевает другую. Это проявляется и регулярном (периодическом) изменении блеска двойной звезды. По характеру изменения блеска в такой затменной
системе астрономы умеют определять ряд важных характеристик звезд - компонентов системы: массы, размеры, среднюю плотность. Теория затмений, позволяющая это делать, проста и тщательно разработана.
Совокупность данных о массах компонентов более ста двойных звезд {в том числе спектрально-двойных и затменных) позволила обнаружить важную статистическую зависимость между их массами и светимостями. Таким образом, определение масс звезд разбивается на три этапа. На первом этапе определяют массы звезд, входящих состав двойных звездных систем. На втором - по известным массам и светимостям этих звезд строят диаграмму «масса светимость». И, наконец, на третьем этапе с помощью этой диаграммы определяют массу любой звезды, для которой известна светимость. Можно сказать, что наибольшее количество звезд имеют массу от 0,ЗМ° до 3М°. Средняя масса звезд в окрестностях Солнца составляет примерно 0,5 М°. Так что масса нашего светила - Солнца - очень типична в Галактике. А вообще массы звезд находятся в пределах от 0,03 М° до 60 М° (ни меньше, ни больше).
Прочие статьи:
Объяснение адаптации с позиции
автоэволюционизма
Существование адаптации и сама ее возможность обусловлены следующими главными факторами.
1. Вся материя и энергия состоят из элементарных частиц одного и того же типа. Самая большая галактика состоит из тех же протонов, которые имеются в ...
Макроскопические поверхности
В последние годы была доказана эффективность метода эллипсометрии для измерения адсорбции ПАВ из раствора на макроскопических поверхностях. Суть метода в том, что эллиптически поляризованный свет отражается от поверхности и измеряется изм ...
Возникновение учения Чарльза Дарвина
Возникновению учения Ч. Дарвина способствовали общественно-экономические предпосылки. В первой половине XIX в. в странах Западной Европы, особенно в Англии, интенсивно развивался капитализм, который дал импульс развитию науки, промышленно ...