Измерение масс объектов Вселенной
Страница 4

(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).

Также ученые, измеряя плотность вещества, определяют массы галактик. Понятно, что, измеряя массы различных космических объектов, можно приблизительно вычислить массовые масштабы Вселенной.

Страницы: 1 2 3 4 


Рекомендуем к прочтению:

Приведите реакцию, лежащую в основе синтеза белков, на примере получения тетрапептида ала-вал-цис-гли.
Синтез белка осуществляется путем последовательной поликонденсации отдельных аминокислотных остатков, начиная с амино-(N)-конца полипептидной цепи, в направлении к карбоксильному (С)-концу. Каждая аминокислота кодируется кодоном – последо ...

Открытые системы и неклассическая термодинамика. Закрытые и открытые системы. Энтропия, порядок и хаос
По характеру взаимодействия с окружающей средой различают системы открытые и закрытые (изолированные), а иногда выделяют также частично открытые системы. Впервые представление о закрытых системах возникло в классической термодинамике и пр ...

Выделение чистой культуры дрожжевых грибов
В зависимости от программы исследований выбирают тот или иной метод отбора образцов, позволяющий либо только обнаружить и количественно учесть дрожжевые организмы в анализируемом субстрате, либо обнаружить для накопления их биомассы. В ра ...