1tom - 0509.htm
557
с Д. э, с, Заряж. частицы, ускоренные в сильных рости орбитального движения и их легче обнаружить.
Дг э. с., образуют в прилегающей плазме электронный Лучевые скорости измеряют либо по спектрограммам,
н ионный пучки. При этом возможно развитие разл. снятым с возможно большей дисперсией (точность от
пучковых неустойчивостей и происходит генерация 0,25 до 10 км/с), либо с помощью спец. фотоэлсктрич.
плазменных колебаний, в частности ленгмторовских. спектрометров, отличающихся высокой чувствитель-
При нарушении условия Бома в неизотермич. плазме и остью и большой скоростью регистрации. В отд.
{Те > TJ) с током могут образовываться короткожлву- случаях достигнута точность "-10 м/с. Большинство
щие слабые Д. э. с, с таким Дф, что Мф^2Ге. Ха- известных СДЗ ярче 6≥, хотя сейчас на крупных теле-
рактсрное нремя этих динаммч, образований t ~ щ 1 ≈ скопах можно определять скорости зв╦зд до lfim с точ-
ностьвд ~1 км/с. По лучевым скоростям определяют
' Р
а , └ , л + л л ,. , л ~ .
' (со^-пмамишая частота); их сущест- элемепты орбиты: {,, г> е> и asini (в км) дан.
веынои структурной особенностью является наличие « ]ОЙ ∙ '^'└^ бита1х ^ Дпоз.
отрицательного потенциала (т. и. виртуального катода) г, └ J.. ' "
1 ' Ч1Л, I1 └ , * ' s т, ' можпость найти а в линейной мерс, определить расстоя-
не посредственно перед скачком потенциала в Д. о. с. .... г > j ^ i
Принтом часть электронов, переносящих ток через ние до звездной системы, сумму масс, а иногда и массы
Д :> с., отражается от .того потенциального барьера. J≥ фот0метрич; наблюдениям ЗДЗ строят кривую
.Обмен импульсом между электронами и ионами блсскаф(:}акиси^ость блеск* от фааы периода) и находят
в Д. э. с. часто рассматривается как механизм трения по - ^ Т радиусы компонентов в единицах
электронов оо ионы, объясняющий аномальное сопро- большой'полуоои. Сочетание спектральных и фотомет-
'""л^Гт^ойн^оТслой и электродная кипетина. М.. 1981. Ри?' Д«илых также позволяет определить абс. размеры
А. С. Волокигпгт. ОрОИТЫ И сумму МИСС.
ДВОЙНЫЕ ЗВ╗ЗДЫ ≈ пары зв╦зд, обращающихся Изучение орбитального движения ≈ единственный
иокруг общего центра масс. Данное определение пред- прямой способ определения масс зв╦зд на основе соот-
иолагает наличие устойчивой орбиты и тем самым огра- ношения М^М^ ≈ as/P2, где Мл и Mz ≈ массы ком-
пичивает расстояние между компонентами и периоды понсптов в ед. массы Солнца (MQ ≈ 1,989 «1083 г), а и
обращения. Пары с расстоянием более 104 а. с. (1 а. с.= р выражены в а. е. и годах соотнитствелно. Насчиты-
^1,496-Ю13 см) постепенно разрушаются при вяаимо- вается лишь неск. десятков зв╦зд с надежно измсрен-
деиствли с ближайшими к ним зв╦здами Галактики. ]1ЬШ11 массами. Массы М и светимости L ав╦зд-карли-
Наименьшее расстояние соответствует контакту зв╦зд KOBi расположенных на главной последовательности
и равно сумме радиусов компонентов (~ 109 см). Пе- Герцшпрунга ≈ Ресселла диаграммы, удовлетворяют
риоды обращения варьируют примерно от 6 ч до 10е лет. след. эмпирич, зависимости (см. Масса ≈ светимость
Подавляющее большинство известных Д. з. (ок. зависимость): lg L-3,8 lg М, при М>0,5 и lg L=
7,5 -104) ≈ это визуально-двойные зв╦зды =2,4 lg М≈ 0,4 при М <0,5Т где М ≈ масса в солнеч-
(ВДЗ), их можно наблюдать раздельно (угловое рас- кых еДм ^ _ болометрич. светимость (т.е. полная
стояние между компонентами ВДЗ, как правило, >ОД"). мощность из
мощность излучения) в ед. светимости Солнца
Зв╦зды, у к-рых зарегистрировано (по эффекту До^ =3,826-102* Вт). Применение зависимости масса -
плора) изменение лучевых скоростей вследствие орби- светимость к зв^ м' с известной Ви3уалыюй орбитой
тального движения, навивают спектра л ь н о - ПОЗВОЛЯСТ 011ределить динамич. массы и расстояния
5 В °Л S V И ЗБе3да"И <СД3>" Вычислено ОК. 1000 ор- компонентами БДЗ.
бит СДЗ. В нек-рых Д. з. (как правило, тесных) ком- , * ^
поненты поочер╦дно затмевают друг друга, такие Д. з. Д- з. обычно рассматривают как часть более широкого
паз. затмеиными двойными зв╦здами (ЗДЗ). класса кратных зв╦зд, поскольку ок. трети известных
Каталоги содержат он. 4000 ЗДЗ. Имеются и др. спо- Д' 3- имеют более тесные подсистемы, т, е. являются,
собы обнаружения и исследования Д. з., напр, по пе^ по меньшей мере, тройными. Устойчивы только те
риодич. колебаниям координат (а с т р о м е т р и- кратные системы у к-рых велико отношение периодов
ч е с к и е Д. з., или, как их иногда называют, зв╦зды и нет тройных сближении зв╦зд.
с т╦мными спутниками), по необычному виду спектра Орбитальные плоскости Д. а. ориентированы в про-
(зв╦зды с составными спектрами), по сопоставлению странстве случайно, что связывают с хаотичностью
пространств, скоростей зв╦зд (пары с общим собствен- движения частиц газа и пыли межзв╦здной среды, из
ным движением) и т. д. ВДЗ чаще всего открывают и К-рых образовались Д. з. В сравнительно широких
наблюдают с помощью малых и средних телескопов, парах (Р>100 лет) сочетание масс компонентов соот-
снабж╦нных микрометрами. Систематически наблюдя- ветствуст случайной комбинации одиночных зв╦зд.
лись лишь зв╦зды ярче 9-й зв╦здной величины (Э'7'). Такие системы могли образоваться в результате грави-
Разрешающая способность телескопов порядка 0,1", тационного захвата второго компонента: либо при
на пределе разрешения разность блеска КОМПОНСЕГГОВ ≈ тройных сближениях зв╦зд (напр., в процессе распада
не более I"1, для широких пар она возрастает. ВДЗ молодого зв╦здного скопления), либо при двойных
с расстоянием более 2 наблюдают также фотографиче- сближениях протозв╦зд и последующего неупругого
ски, что повышает точность измерений. Самые тесные взаимодействия, сечение к-рого у протозв╦зд велико.
нары наблюдают со спекл-ннтерферомстрами па круп- Эксцентриситеты орбит у широких пар больше, чем
них телескопах с разрешением до 0,02" и точностью до у тесных. Д. з. с Р<100 лет вероятнее всего-образова-
0,001я (см. Спекл-интерферометрия). Неск. Д. з. с рас- лись посредством деления (фрагментации) вратцающего-
стоянием от 0,001" открыто по фотометрич. паблюдсни- ся протозв╦здного облака в процессе его сжатия в зь╦'з-
ям их покрытий Луной. ды. У таких Д. з. имеется тенденция к равенству масс
Наблюдения ВДЗ в нек-рых случаях дают возмож- компонентов, экваториальные плоскости зв╦зд в срсд-
иость проследить движение компонентов и вычислить нем близки к орбитальной плоскости системы. При де-
орбиту, т. е. найти 7 элементов орбиты: период Р, лении вращающегося облака осн. доля углового мо-
эпоху прохождения через периастр Т, большую полу- мента сохраняется в качестве орбитального момента
ось а (в секундах дуги), эксцентриситет е и 3 угла, ха- системы и тем самым устраняется избыток момента,
растеризующих ориентацию орбиты: наклонение i, препятствовавший сжатию. Это обстоятельство объ-
долготу периастра со и позиционный угол восходящего ясняет многочисленность Д. з. (см. Звездообразование).
узла О . В 4-м каталоге орбит приведены орбиты Д- з. использовались для проверки теории эволюции
847 пар с периодами от года до 103 лет. Осн. доля из- зв╦зд, поскольку компоненты возникли одновременно
вестпых ВДЗ расположена в окрестностях Солнца, и массы их часто известны. Обнаружено, напр., что
Среди открытых СДЗ присутствуют, как правило, в Д. з. с молодыми голубыми главными компонентами
тесные пары, т. к. у компонентов таких пар выше ско- слабые вторые компоненты иногда располагаются выше
36*
X
о
CU
сг
")
}
