Уникальный астрономический объект SS 433

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РОССИИ

БИРСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ПЕДАГОГИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ

ФИЗИКО – МАТЕМАТИЧЕСКИЙ ФАКУЛЬТЕТ

Кафедра МПФ и ТСО

ДИПЛОМНАЯ РАБОТА

Уникальный астрономический объект

SS 433

студентки V курса физико-математического факультета

Рахматуллина Динара Раушановича

Научный руководитель:

Кандидат физико-математических наук доцент Салавенюк Г.М.

Бирск 2004 г.

ОГЛАВЛЕНИЕ

ВВЕДЕНИЕ 3

ГЛАВА 1. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ 5

1.1. Методы изучения физических и оптических визуально-двойных звезд 7

1.2. Спектрально – двойные звезды 11

1.3. Затменно–двойные звезды 14

1.4. Черные дыры 18

ГЛАВА 2. ФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ В ТЕСНЫХ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМАХ 21

2.1. Модели течения вещества в двойных звездах 23

2.2. Обмен веществом в полуразделенных системах 25

2.3. Массообмен посредством звездного ветра 28

2.4. Эволюция одиночной звезды 31

2.5. Особенности эволюции звезд в паре 32

ГЛАВА 3. УНИКАЛЬНЫЙ ОБЪЕКТ SS 433 34

3.1. Загадка SS 433 34

3.2. Джеты 54

3.4. Черная дыра или нейтронная звезда? 60

3.5. Прецессия джетов 62

ГЛАВА 4. ОЦЕНКА АМПЛИТУДЫ ЭФФЕКТА ОТРАЖЕНИЯ ДЛЯ РЕНТГЕНОВСКОЙ ЗВЕЗДЫ ЗВЕЗДНОЙ СИСТЕМЫ HER X-1. 64

ЗАКЛЮЧЕНИЕ 68

ЛИТЕРАТУРА 69

Введение

Двойные звезды весьма часто встречаются в природе, поэтому их изучение существенно не только для выяснения природы самих звезд, но и для космогонических проблем происхождения и эволюции звезд. Двойные звезды не являются редкостью; наоборот, одиночные звезды не входящие в состав двойных систем (или кратных) скорее исключение, чем правило.

Движение компонентов двойных звезд происходит в соответствии с законами Кеплера: оба компонента описывают в пространстве подобные (т. е. одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты вокруг общего центра масс. Таким же эксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника относительно главной звезды, если последнюю считать неподвижной. Большая полуось орбиты относительно движения спутника вокруг главной звезды равна сумме больших полуосей орбит движения обеих звезд относительно центра масс. С другой стороны, величины больших полуосей этих двух эллипсов обратно пропорциональны массам звезд. Таким образом, если из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности, в этом заключается огромная роль изучения двойных звезд в астрономии: оно позволяет определить важную характеристику звезды – массу, знание которой необходимо для исследования внутреннего строения звезды и ее атмосферы.

В двойных и кратных звездных системах вследствие происходящих в них физических процессов (переток вещества с одной компоненты на другую, формирование «шлейфов», общих оболочек, потоков, аккреционных дисков) значительно ускоряется эволюция компонентов (ТДС). Это позволяет глубоко понять физические процессы и эволюцию обычных звезд.

Двойные звезды – единственный способ зарегистрировать черную дыру, если она является одной из компонентов тесной двойной системы.

Цель: рассмотрение физических процессов в тесных двойных системах с релятивистским объектом.

Дипломная работа состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы, содержащего 24 наименования.

В первой главе говорится о двойных звездах, их классификации (физические и оптические визуально-двойные звезды, спектрально-двойные и затменно-двойные звезды) и черных дырах.

Во второй главе рассматриваются: физические процессы в тесных двойных системах, модели вещества в двойных звездах, обмен веществом в полуразделенных системах, массообмен посредством звездного ветра, особенности эволюции звезд в паре.

Третья глава посвящена уникальному объекту SS 433. Раскрывается в чем же загадка этого объекта, как проявляют себя джеты в диапазонах электромагнитного спектра, модель SS 433, нерешенный вопрос о природе компактного объекта в SS 433 и причина 164-дневной прецессии джетов.

В четвертой главе оценивается амплитуда эффекта отражения для рентгеновской звезды звездной системы Her X-1.

Глава 1. Двойные звезды

Вопрос о спутниках звёзд останется нерешённым до тех пор, пока кто-нибудь, владеющий искусством производить необычайно точные наблюдения, не откроет их.

И.Кеплер. 1610 г.

В середине XVII в. были обнаружены звезды, которые, ничем не отличаясь от других звезд при наблюдениях невооруженным глазом, в телескоп представляются в виде двойных или даже кратных (т. е. тройных или четверных) звезд. Однако впервые серьезное внимание на такие звезды обратил лишь Вильям Гершель, который в 1784 г. составил каталог, содержащий данные наблюдений около 700 двойных и кратных звезд. В. Гершель, основываясь на ряде своих наблюдений одних и тех же двойных звезд, а также на более старых наблюдениях, установил со всей очевидностью наличие орбитальных движений (т. е. движений по орбитам вокруг общего центра масс) у нескольких двойных звезд. Это открытие Гершеля было первым в истории астрономии фактом, показавшим распространение закона всемирного тяготения за пределы солнечной системы (1803 г.).

В. Я. Струве впервые произвел точные измерения расстояний между компонентами двойных звезд и направлений линий, соединяющих компоненты. Он наблюдал свыше 2600 двойных звезд и почти в 100 случаях обнаружил у них орбитальные движения. Каталоги и многочисленные наблюдения двойных звезд В. Я. Струве и его сына О. В. Струве до сих пор имеют огромную ценность.

Двойные звезды носят название визуально-двойных, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп (а в редких случаях и невооруженным глазом, например:  и g Большой Медведицы, находящиеся друг от друга на расстоянии около 12'). В результате работ ряда наблюдателей (среди которых видную роль сыграли работы астрономов Пулковской обсерватории) в каталоги к настоящему времени занесено около 40 000 визуально-двойных звезд.

Применение спектрального анализа привело к открытию в 1889 г. звезд с переменными лучевыми скоростями (линии в спектрах этих звезд периодически смещаются по принципу Доплера – Физо). Изучение этого явления показало, что каждая из таких звезд представляет собой двойную систему, компоненты которой настолько близки друг к другу, что их не удается рассмотреть в отдельности даже при помощи наиболее мощных телескопов. Такие звезды получили название спектрально-двойных.

Еще задолго до открытия спектрально-двойных звезд внимание астрономов привлекла звезда Алголь ( Персея), замечательная правильным наступлением периодов, в течение которых ее блеск уменьшается более чем втрое, а затем снова увеличивается до прежней величины. Изменение блеска Алголя было замечено в 1669 г., а в 1782 г., т. е. более чем 100 лет спустя, глухонемой юноша – любитель астрономии Джон Гудрайк – высказал остроумную догадку, что блеск Алголя изменяется вследствие затмения его темным спутником. Предположение это в дальнейшем получило полное подтверждение. В настоящее время известно почти 2,5 тыс. звезд, блеск которых периодически изменяется по тем же причинам, что и у Алголя. Эти звезды были названы звездами типа Алголя. Они составляют большую часть так называемых затменно-двойных звезд.

Таким образом, известно три типа двойных звезд: визуально-двойные, спектрально-двойные и затменно-двойные. Изучение звезд, входящих в каждый из этих типов, имеет очень важное значение уже потому, что до сих пор только двойные звезды (и, конечно, Солнце) служат источником наших знаний о звездных массах. [5, 24]

1.1. Методы изучения физических и оптических визуально-двойных звезд

Двойные звезды, у которых обнаружено орбитальное движение обоих компонентов вокруг общего центра масс, называются физическими двойными; звезды, у которых наблюдаемая близость компонентов происходит оттого, что эти компоненты, находясь на совершенно различных от нас расстояниях, расположены почти в точности по одному лучу зрения, называются оптическими двойными. В некоторых случаях взаимное линейное расстояние между компонентами физической двойной звезды настолько велико (например, третий компонент звезды Капелла из созвездия Возничего, находящийся на расстоянии 12' от двух ярких компонентов), что их орбитальные движения происходят чрезвычайно медленно. В таком случае судить о том, представляет ли данная двойная звезда физическую или оптическую двойную, можно на основе сравнения собственных движений ее компонентов. Если эти собственные движения близки друг к другу и по величине, и по направлению, значит, двойная звезда физическая, в противном случае–оптическая.

Орбитальное движение физических двойных звезд можно изучать, определяя изменение экваториальных координат обоих компонентов, происходящее с течением времени. Для этой цели можно пользоваться так называемыми абсолютными методами (наблюдение в меридиане), так и дифференциальными методами (например, определяя положение каждого из компонентов относительно фона слабых звезд). Однако проще и точнее можно изучать относительное движение компонентов. С этой целью один из компонентов (обычно более яркий, называемый главной звездой) принимают