ПОИСК Статьи Чертежи Таблицы Движение звезд из "Движение по орбитам " Первое доказательство того, что положения звезд в пространстве не фиксированы относительно друг друга, было получено Галлеем в 1718 г. Он показал, что современные положения трех самых ярких звезд — Сириуса, Альдебарана и Арктура — отличаются от их положений, приведенных греческим астрономом Гиппархом девятнадцатью столетиями ранее. Как показали тщательно проведенные измерения, в действительности пространственными скоростями относительно Солнца обладает значительно большее число звезд. [c.20] При обработке результатов наблюдений угловых смещений надо учитывать множество факторов. Если наблюдения проводятся с поверхности Земли, то на эффект, обусловленный движением звезды относительно Солнца, накладывается еще целый ряд эффектов, не имеющих к этому никакого отношения. Внося в наблюдения поправки (учитывающие искажения от атмосферы Земли, прецессионное и нутационное движение оси вращения Земли и обращение Земли вокруг Солнца), можно в конце концов получить так называемое собственное движение звезды, а во многих случаях II расстояние от Солнца до звезды (более подробные сведения см. в гл. 3). Кроме того, применение спектроскопии позволяет измерить лучевые скорости звезд. И собственное движение, и лучевые скорости звезд измеряются относительно Солнца, причем собственным движением считается годичное угловое смещение звезды па гелиоцентрической небесной сфере. [c.21] Первое надежное измерение расстояния до звезды было выполнено Бесселем в 1838 г. Он получил, что расстояние до звезды 61 Лебедя составляет около 3,33 не (примерно в 670 тысяч раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца). За прошедшие с тех пор полтора столетия была накоплена информация о движении десятков тысяч звезд. В результате получили развитие новые науки, звездная кинематика и звездная динамика, позволяющие учесть наблюдаемое кинематическое поведение звезд. [c.21] Если мы ограничимся ближайшей окрестностью Солнца (т. е. сферой радиусом порядка 10 пс, содержащей несколько тысяч звезд), то увидим, что в первом приближении звезды этой локальной группы (в том числе и Солнце) совершают хаотическое движение относительно друг друга, подобно птицам в стае, каждая из которых летит со своей скоростью в своем направлении. Однако, с точки зрения наблюдателя, расположенного на Солнце, на движение каждой звезды рассматриваемой локальной группы накладывается систематический эффект, обусловленный собственной скоростью Солнца. Поэтому на.м кажется, будто звезды разбегаются на небесной с( жре от точки, соответствующей направлению движения Солнца и Солнечной системы (апекс), и сходятся к противоположной точке (антиапекс). Этот эффект перспективы аналогичен тому, что мы наблюдаем при езде в автомобиле, когда предметы впереди кажутся расходя1цимися, а позади — сходящимися. [c.21] До сих пор мы не касались доказательств орбитального движения звезд. Однако еще в начале XIX в. Уильям Гершель обратил внимание на сфероидальную форму галактической системы звезд. Позднее его сын Джои Гершель предположил, что такая форма является следствием вращения Галактики вокруг оси, перпендикулярной плоскости галактического экватора. [c.21] Галактика имеет форму линзы, причем Солнце расположено в ее экваториальной плоскости на расстоянии примерно в две трети радиуса Галактики от ее центра. Доказательством этому служит тот факт, что Млечный Путь на небесной сфере вытянут вдоль большого круга. Центр Галактики лежит в направлении созвездия Стрельца. Вокруг галактического диска в концентричной с ним сфере располагаются шаровые звездные скопления. [c.22] Орбитальное движение вокруг центра Галактики совершают не только звезды, но и газовые и пылевые облака, большая часть которых расположена в экваториальной плоскости Галактики. Одной из задач, стоявших в последние годы перед радиоастрономией, использующей радиоизлучение межзвездного водорода на волне 21 см, было нанесение на карту таких облаков и подтверждение спиральной структуры нашей Галактики. [c.22] В дальнейшем мы увидим, что тип орбитального движения звезды или облака зависит от гравитационного потенциала, который в свою очередь определяется распределением вещества в Галактике. [c.23] До сих пор мы считали, что если не рассматривать звездные подсистемы, называемые шаровыми скоплениями, то каждая звезда движется в пространстве по своей собственной орбите. Однако более чем для половины звезд это не так. [c.23] Открытие большого числа пар звезд, движущихся под воздействием сил взаимного притяжения как единая систе.ма, приписывают Уильяму Гершелю. В 1782 г. он опубликовал каталог двойных звезд. Пары звезд включались в каталог, если направления на звезды почти точно совпадали. Гершель намеревался измерить расстояния до звезд по наблюдаемому параллактическому угловому смещению более яркой (и, предположительно, ближайшей) звезды относительно менее яркой (по предположению расположенной дальше). Это смещение обусловлено годичным орбитальным движением Земли вокруг Солнца. Однако со временем он обнаружил, что во многих случаях для объяснения наблюдаемых собственных движений необходимо предположить, что. звезды, составляющие пару, совершают орбитальное движение относительно друг друга. [c.23] Таким образом, двойная система определяется как пара звезд, движущихся по орбитам вокруг общего центра масс силой, не дающей звездам разлететься, является взаимное гравитационное притяжение. Визуально-двойными называются системы, у которых видны раздельно оба компонента. Компоненты спектрально-двойных систем настолько близки друг к другу, что разрешающей способности телескопа не хватает, чтобы их различить. Такие системы можно распознавать по доплеровскому смещению спектральных линий, обусловленному орбитальным движением компонентов. К третьему классу двойных систем относятся затменные двойные. Такая система также выглядит как одна звезда, но ее компоненты периодически закрывают друг друга (полностью или частично). Регулярные падения блеска такой звезды свидетельствуют о ее двойной природе. Двойные звезды могут быть одновременно и спектрально-двойными, и затменными. [c.23] Если компоненты двойной системы далеки друг от друга, то они движутся по обычным эллиптическим орбитам если звезды расположены близко, то их орбиты оказываются намного сложнее. Значительная часть сведений о массах, строении и эволюции звезд получена нами при изучении двойных звездных систем. [c.24] Многие исследования были направлены на то, чтобы определить, какую часть среди двойных звезд составляют тройные звезды и звездные системы более высокой кратности. Например, визуальные двойные системы при более близком рассмотрении могут оказаться троипыми системами, так как один компонент пары на самом деле является спектрально-двойной. Сейчас число известных систем настолько велико, что можно с достаточной надежностью оценить долю тройных звезд и систем более высокой кратности в общем количестве двойных и кратных звезд. Оказалось, что их доля составляет от одрюй четверти до одной трети. Ситуация осложняется наложением эффектов селекции и возможным включением в число тройных систем ложных тройных звезд. Тем не менее результаты, полученные с применением самых различных методов, хорошо согласуются. [c.24] Точно такую же долю (между одной четвертью и одной третью), по-видимому, составляют четверные системы среди тройных и системы, состоящие из пяти членов среди четверных систем и т. д. Правда, при переходе к системам более высокой кратности точность такой оценки становится все более сомнительной, поскольку эффекты, снижающие надежность оценки, возрастают, а число известных систем тем меньше, чем выше кратность системы. [c.24] При рассмотрении отношения периодов обращений в кратных системах очень удобен иерархический подход, впервые введенный Эвансом. На рис. 1.3 дана иллюстрация иерархического метода Эванса, примененного я — к двойной системе, б — к тройной системе, в и г — к двум возможным разновидностям четверной системы. [c.24] Эта схема типа генеалогического дерева почти не требует пояснений. На рис. 1.3, б схематически изображены два далеко 0ТСТ0ЯИ1ИХ друг от друга компонента, один из которых сам является тесной двойной систе.мой. На рис. 1.3, в представлена аналогичная система с добавлением еще одной ступени. Здесь одна из звезд тесной пары сама является еще более тесной парой. Напротив, рис. 1.3, г соответствует такой системе, у которой оба компонента широкой пары сами являются тесными парами. [c.24] Примечателен дефицит кратных систем, у которых все расстояния между компонентами являются величинами одного порядка. В дальнейшем мы увидим, что полученные в последнее время результаты, касающиеся задачи п тел, проливают свет на причины недостатка таких конфигураиий. [c.25] Шаровые скопления представляют собой компактные звездные системы, содержащие большое число звезд. Сейчас в нашей Галактике известно около 120 шаровых скоплений, однако на основании изучения множества таких скоплений, принадлежащих соседним галактикам, можно предположить, что в действительности их число близко к 1000. [c.25] Говоря об изображении такого скопления на фотопластинке (при фотографировании таких объектов выдержка делается очень большой) прибегают каналогиямс пчелиным роем или крупинками соли, рассыпанными на листе черной бумаги. [c.26] Как уже указывалось, шаровые скопления распределены внутри с( ры, центр которой совпадает с центром галактического диска (см. рис. 1.2). Есть некоторые основания полагать, что по мере приближения к ядру Галактики плотность скоплений растет. Уайт заметил, что если мы из одного шарового скопления наугад выберем 150—200 звезд, то образованная ими система может служить неплохой моделью всей совокупности шаровых скоплений. [c.26] Вернуться к основной статье