Визуально-двойные звезды

Массу звезды (помимо Солнца) можно Определить со сравнительно большой надёжностью только в том случае, если она является физ. компонентом визуально-двойной звезды (см. Двойные звёзды), расстояние до к-рой известно. 3-й закон Кеплера в этом случае [c.59]

Таким образом, не малая часть, а все или, по крайней мере, подавляющая часть визуально-двойных звезд произошла путем захвата. [c.114]

Визуально-двойные звезды [c.446]

Угловое разделение компонентов визуально-двойных звезд может быть измерено либо визуально (с помощью поворачивающегося микрометра на окуляре), либо их положения регистрируются с помощью фотографии для последующего измерения в лаборатории. Путем регулярных наблюдений можно определить видимые орбиты этих звезд. Типичные периоды обращения лежат в пределах от немногих десятков до сотен лет. Некоторые двойные звезды не измерялись в течение времени, достаточного для завершения одного оборота в системе, так что значение периода обращения содержит значительную неточность. [c.446]

Если наблюдения дают нам все параметры, которые должны быть включены в оба выражения (14.6) и (14.7), тогда возможно вычисление масс индивидуальных звезд. Типичные массы, полученные путем изучения визуальных двойных звезд, лежат в пределах от 0,1 до 20 масс Солнца. [c.450]

Тот факт, что массы наблюдаемых визуально-двойных звезд охватывают не слишком широкий диапазон, можно использовать для оценки расстояний, которые лежат за пределами возможностей обычного метода параллаксов. Этот метод определения расстояний называется методом динамических параллаксов. Он включает некоторое число шагов, повторяющихся до получения удовлетворительного ответа. [c.451]

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]

Вероятность захвата хотя и мала, но положительна (не нуль). Поэтому при наличии в Галактике около 10 звезд и времени никак не меньше миллиардов лет, можно быть уверенным, что в Галактике есть случаи, когда эта возможность была реализована, т. е. хотя бы некоторая часть визуально-двойных звезд образовалась путем захвата. Это теперь уже не гипотеза, а факт. Отсюда еще нельзя непосредственно сделать вывод, что все визуальпо-двойные звезды образовались таким путем. Но можно построить теорию для тех двойных звезд, которые произошли путем захвата, т.е. вывести закономерности и формулы, которым должны подчиняться эксцентриситеты, длины осей и наклоны орбит, и затем сравнить эти формулы с данными наблюдений. Это [c.113]

Рассчитайте динамический параллакс визуальной двойной звезды, зная, что период обращения компонентов 67,4 года, угловой размер большой полуосн орбиты 3,14, видимый блеск компонентов 4,1-5 " и 6,35 ". [c.476]

Принятая теория разрешающей силы, кратко изложенная в настоящем разделе, особенно применима к прямым визуальным наблюдениям. При других методах наблюдения (например, при фотомегрическом методе) част о удается обнаружить существование двух объектов с угловым расстоянием, значительно меньшим указанного критерием Рэлея. В связи с этим интересно также сравнить разрешающие силы телескопа и звездного интерферометра Майкельсона (см. п. 7.3.6). Если о существовании двух звезд судят по первому исчезновению полос, образованных в интерферометре, и если максимальное расстояние между внешними зеркалами последнего равно d, то, согласно (7.3.42), пользуясь таким прибором, можно обнаружить двойные звезду с угловым расстоянием [c.382]

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]

В случае кратных звезд данные относятся ко всей системе в целом. Обозначения следующие Виз. дв. — внзуально-двойная Сп. дв. — спектрально-двойная Чет. — четырехкомпснгнтная система Перем. — переменная Виз. тр. — визуально-тройная. [c.981]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...