Звезда двойная звезда схема: Схема подключения двухскоростного двигателя Даландера – Transformatory, autotransformatory, dławiki, filtry, zasilacze w ofercie firmy Elhand — groupnk.ru — Группа НК — комплексные поставки электрооборудования в Москве и регионах

Содержание

Регулирование скорости изменением числа пар полюсов — Help for engineer

Регулирование скорости изменением числа пар полюсов

Регулирование скорости изменением числа пар полюсов стало возможным из-за секционной конструкции статора асинхронного двигателя с короткозамкнутым ротором. На практике выпускаются 2-х, 3-х, 4-х скоростные асинхронные двигатели, где число пар полюсов всегда кратно целому числу, вследствие чего, данный способ обеспечивает только ступенчатое регулирования скорости, а двигатели получили название многоскоростные. На деле существует большое количество схем включения обмоток статора, но наиболее часто используемые:

— переключение обмотки треугольник-двойная звезда;
— переключение обмотки звезда-двойная звезда.

Треугольник-двойная звезда

Рисунок 1 – Схема переключения треугольник-двойная звезда

Рисунок 2 – Механическая характеристика при переключение с треугольника на двойную звезду

А — треугольник;
Б — двойная звезда.

Данный тип регулирования скорости, в частных случаях осуществляет переключение скорости с некоторой временной рекуперацией энергии. Этот способ переключения занял нишу в грузоподъемных механизмах. Вы можете видеть, что при увеличении числа пар полюсов, скорость падает вдвое, но критический момент возрастает тоже в два раза, что дает нам возможность осуществлять подъем, но с более медленной скоростью. Называют такое условие работы – «тяговый» режим.

Сравнивая мощности, видно, что мощность изменяется незначительно, а скорость ступенчатым образом изменяется вдвое.

Рассматривая подробнее механическую характеристику при таком переключении, мы можем заметить, что работая в точке 1, кривая А, при включении на схему двойная звезда, асинхронный двигатель перейдет в точку 2 кривая Б, и начнет происходить рекуперативное торможение, до того момента, пока двигатель не перейдет в двигательный режим, а далее в точку работы 3 кривая Б. Данное торможение возможно, когда скорость вращения ротора асинхронного двигателя больше чем синхронная скорость. Частным примером такой работы мы рассмотрели в предыдущей статье про торможение противовключением, в которой рассказывалось как производят спуск груза в грузоподъемных механизмах с отдачей энергии в сеть.

Звезда-двойная звезда

Рисунок 3 – Схема переключения звезда-двойная звезда

Рисунок 4 – Механическая характеристика при переключение со звезды на двойную звезду

А — звезда;
Б — двойная звезда.

На рисунке выше видно, что критическим момент остается прежним, а синхронная скорость уменьшается вдвое.

Говоря про мощность, то при переключении на двойную звезду, она возрастает вдвое. При переключении обмоток, работая в точке 1 кривая А, перейдем в точку 2 кривая Б, и с точки 2 в точку 3, так же как и в предыдущем случае будет осуществляться рекуперативное торможение.

Недостаточно прав для комментирования

Двойная звезда — Википедия

Эволюция тесной двойной системы в представлении художника Двойная система из О-звёзд в представлении художника

Двойная звезда, или двойная система, — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам^[1].

Измерив период обращения и расстояние между звёздами, иногда можно определить массы компонентов системы. Этот метод практически не требует дополнительных модельных предположений, и поэтому является одним из главных методов определения масс в астрофизике. По этой причине двойные системы, компонентами которых являются чёрные дыры или нейтронные звёзды, представляют большой интерес для астрофизики.

Физически двойные звезды можно разделить на два класса^[2]:

звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — разделённые двойные системы.
звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы. Их в свою очередь можно разделить на:
- Полуразделённые, где только одна звезда заполняет свою полость Роша.
- Контактные, где обе звезды заполняют свои полости Роша.

Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения, можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звёзды[править | править код]

Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.

Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа, расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким образом, визуально-двойные звезды — это в основном звезды окрестностей Солнца с очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между компонентами). Из-за большого периода проследить орбиту двойной можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет. На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. У менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, чтобы получить массу компонентов.

Спекл-интерферометрические двойные звезды[править | править код]

Спекл-интерферометрия наряду с адаптивной оптикой позволяет достичь дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды. Таким образом, спекл-интерферометрические двойные — это тоже визуально-двойные. Но если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы

[1].

Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.^[3]

Астрометрические двойные звёзды[править | править код]

Поведение астрометрическо-двойной на небе.

В случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность всё равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах.

Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую^{[прояснить]}^[4]. Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов^[5].

Спектрально-двойные звёзды[править | править код]

Условный пример раздвоения и смещения линий в спектрах спектрально-двойных звёзд.

Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется. Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.

Если получен спектр второй компоненты, который показывает аналогичные смещения, но в противофазе, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. Если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую сторону спектра, то вторая — удаляется, и её линии сдвинуты в красную сторону, и наоборот.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда нужно рассмотреть другие возможные варианты. Главный признак двойной звезды — периодичность изменения лучевых скоростей и большая разница между максимальной и минимальной скоростью. Но, строго говоря, не исключено, что обнаружена экзопланета. Чтобы это выяснить, надо вычислить функцию масс, по которой можно судить о минимальной массе невидимого второго компонента и, соответственно, о том, чем он является — планетой, звездой или даже чёрной дырой.

Также по спектроскопическим данным, помимо масс компонентов, можно вычислить расстояние между ними, период обращения и эксцентриситет орбиты. Угол наклона орбиты к лучу зрения выяснить по этим данным невозможно. Поэтому о массе и расстоянии между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Как и для любого типа объектов, изучаемых астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный из них — «SB9» (от англ. Spectral Binaries). По состоянию на 2013 год в нём 2839 объектов.

Затменно-двойные звёзды[править | править код]

Бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Микролинзированные двойные[править | править код]

Если на луче зрения между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект будет линзирован. Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, но в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтобы наблюдатель смог различить несколько изображений, и в таком случае говорят о микролинзировании. В случае, если гравирующее тело — двойная звезда, кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды^[6].

С помощью микролинзирования ищутся двойные звезды, где оба компонента — маломассивные коричневые карлики^[7].

Явления и феномены, связанные с двойными звёздами[править | править код]

Парадокс Алголя[править | править код]

Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами А. Г. Масевич и П. П. Паренаго, обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более. Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный компонент должен проэволюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.

Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д. Кроуфордом. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается^[8].

Обмен массами между звёздами[править | править код]

Рассмотрим приближение тесной двойной системы (носящие имя приближения Роша):

Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным
Компоненты вращаются синхронно.
Орбита круговая

Сечение поверхностей равного потенциала в модели Роша в орбитальной плоскости двойной системы

Тогда для компонентов M₁ и M₂ с суммой больших полуосей a=a₁+a₂ введём систему координат, синхронную с орбитальным вращением ТДС. Центр отсчёта находится в центре звезды M₁, ось X направлена от M₁ к M₂, а ось Z — вдоль вектора вращения. Тогда запишем потенциал, связанный с гравитационными полями компонентов и центробежной силой^[2]:

Φ=−GM1r1−GM2r2−12ω2[(x−μa)2+y2]{\displaystyle \Phi =-{\frac {GM_{1}}{r_{1}}}-{\frac {GM_{2}}{r_{2}}}-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}\left[(x-\mu a)^{2}+y^{2}\right]},

где r₁= √x²+y²+z² , r₂= √(x-a)²+y²+z² , μ= M₂/(M₁+M₂), а ω — частота вращения по орбите компонентов. Используя третий закон Кеплера, потенциал Роша можно переписать следующим образом:

Φ=−12ω2a2ΩR{\displaystyle \Phi =-{\frac {1}{2}}\omega ^{2}a^{2}\Omega _{R}},

где безразмерный потенциал:

ΩR=2(1+q)(r1/a)+2(1+q)(r2/a)+(x−μa)2+y2a2{\displaystyle \Omega _{R}={\frac {2}{(1+q)(r_{1}/a)}}+{\frac {2}{(1+q)(r_{2}/a)}}+{\frac {(x-\mu a)^{2}+y^{2}}{a^{2}}}},

где q = M₂/M₁

Эквипотенциали находятся из уравнения Φ(x,y,z)=const. Вблизи центров звёзд они мало отличаются от сферических, но по мере удаления отклонения от сферической симметрии становятся сильнее. В итоге обе поверхности смыкаются в точке Лагранжа L₁. Это означает, что потенциальный барьер в этой точке равен 0, и частицы с поверхности звезды, находящие вблизи этой точки, способны перейти внутрь полости Роша соседней звезды, вследствие теплового хаотического движения^[2].

Новые[править | править код]

Новыми называют звёзды, кратковременно (недели, месяцы) увеличивающие свою светимость в тысячи (до сотен тысяч) раз. По результатам исследований, все такие звёзды являются двойными, одна из компонент является белым карликом, а вторая — звездой обычной плотности, полностью заполняющей свою полость Роша.

Рентгеновские двойные[править | править код]

Рентгеновскими двойными называют тесные пары, где одна из звёзд — компактный объект, нейтронная звезда или чёрная дыра, и жёсткое излучение возникает в результате падения вещества обычной звезды (достигшей границ полости Роша) на аккреционный диск, образующийся вокруг компактного компонента пары.

Симбиотические звёзды[править | править код]

Взаимодействующие двойные системы, состоящие из красного гиганта и белого карлика, окружённых общей туманностью. Для них характерны сложные спектры, где наряду с полосами поглощения (например, TiO) присутствуют эмиссионные линии, характерные для туманностей (ОIII, NeIII и т. п.). Симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней, для них характерны новоподобные вспышки, во время которых их блеск увеличивается на две-три звёздных величины.

Симбиотические звёзды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звёздных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1—100 лет.

Барстеры[править | править код]

Разновидность рентгеновских двойных, дающих излучение короткими вспышками (секунды) с промежутками в десятки секунд.

Сверхновые типа Ia[править | править код]

Такие сверхновые образуются в двойной системе, когда при аккреции масса компактного компонента (белый карлик) достигает предела Чандрасекара, либо происходит углеродный взрыв.

Механизм формирования одиночной звезды изучен довольно хорошо — это сжатие молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости. Также удалось установить функцию распределения начальных масс. Очевидно, что сценарий формирования двойной звезды должен быть таким же, но с дополнительными модификациями. Также он должен объяснять следующие известные факты^[9]:

Частота двойных. В среднем она составляет 50 %, но различна для звёзд разных спектральных классов. Для О-звёзд это порядка 70 %, для звёзд типа Солнца (спектральный класс G) это близко к 50 %, а для спектрального класса M около 30 %.
Распределение периода.
Эксцентриситет у двойных звёзд может принимать любое значение 0<e<1, с медианным значением e=0.55. Можно утверждать, что нет какого-либо предпочтительного значения, и орбиты с высоким эксцентриситетом—обычное явление.
Соотношение масс. Распределение соотношения масс q= M₁/ M₂ является самым сложным для измерения, так как влияние эффектов селекции велико, но на данный момент считается, что распределение однородно и лежит в пределах 0.2<q<1. Таким образом, двойные звезды стремятся иметь компоненты одинаковой массы гораздо сильнее, чем предсказывает начальная функция масс.

На данный момент нет окончательного понимания, какие именно надо вносить модификации, и какие факторы и механизмы играют здесь решающую роль. Все предложенные на данный момент теории можно поделить по тому, какой механизм формирования в них используется^[10]:

Теории с промежуточным ядром
Теории с промежуточным диском
Динамические теории

Теории с промежуточным ядром[править | править код]

Самый многочисленный класс теорий. В них формирование идёт за счёт быстрого или раннего разделения протооблака.

Самая ранняя из них считает, что в ходе коллапсирования из-за различного рода нестабильностей облако распадается на локальные джинсовские массы, растущие до тех пор, пока наименьшая из них перестанет быть оптически прозрачной и более не может эффективно охлаждаться. Но при этом расчётная функция масс звёзд не совпадает с наблюдаемой.

Ещё одна из ранних теорий предполагала размножение коллапсирующих ядер, вследствие деформации в различные эллиптические фигуры.

Современные же теории рассматриваемого типа считают, что основная причина фрагментации — рост внутренней энергии и энергии вращения по мере сжатия облака^[10].

Теории с промежуточным диском[править | править код]

В теориях с динамическим диском образование происходит в ходе фрагментации протозвёздного диска, то есть гораздо позднее, чем в теориях с промежуточным ядром. Для этого необходим довольно массивный диск, восприимчивый к гравитационным нестабильностям, и газ которого эффективно охлаждается. Тогда могут возникнуть несколько компаньонов, лежащих в одной плоскости, которые аккрецируют газ из родительского диска.

В последнее время количество компьютерных расчётов подобных теорий сильно увеличилось. В рамках подобного подхода хорошо объясняется происхождение тесных двойных систем, а также иерархических систем различной кратности.

Динамические теории[править | править код]

Последний механизм предполагает, что двойные звезды образовались в ходе динамических процессов, спровоцированных соревновательной аккрецией. В данном сценарии предполагается, что молекулярное облако из-за различного рода турбуленций внутри него формирует сгустки приблизительно джинсовской массы. Эти сгустки, взаимодействуя между собой, соревнуются за вещество исходного облака. В таких условиях хорошо работает как уже упомянутая модель с промежуточным диском, так и иные механизмы, речь о которых пойдёт ниже. Вдобавок динамическое трение протозвёзд с окружающим газом сближает компоненты.

В качестве одного из механизмов, работающего в данных условиях, предлагается комбинация фрагментации с промежуточным ядром и динамической гипотезы. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звёзд в звёздных скоплениях. Однако на данный момент механизм фрагментации точно не описан.

Другой механизм предполагает рост сечения гравитационного взаимодействия у диска до тех пор, пока не будет захвачена близлежащая звезда. Хотя такой механизм вполне подходит для массивных звёзд, но совершенно не годится для маломассивных и вряд ли является доминирующим при образовании двойных звёзд^[10].

Экзопланета, находящаяся в двойной системе Kepler-47, в представлении художника.

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звёзд значительно превышает число планет, найденных в звёздных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64^[11].

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит^[11]:

Если попытаться провести статистику, то выяснится^[11]:

Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е., концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от 0,01 до 10 M_J (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0,1 до 10 M_J
Планеты в широких системах всегда одиночные
Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0,925 и e = 0,935.

Важные особенности процессов формирования[править | править код]

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звёзд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а. е.), то в двойных звёзд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяжённость протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращения время жизни протопланетного диска. Для широких двойных, как и для одиночных время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет, однако для систем с разделением < 40 а. е. время жизни диска должно находиться в пределах 0,1-1 млн лет.

Планетезимальный сценарий образования[править | править код]

Несовместные сценарии образования[править | править код]

Существуют сценарии, в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

Один из таких сценариев — захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Кривые блеска[править | править код]

Примеры кривых блеска для разделённой и тесной двойной системы

В случае, когда двойная звезда является затменной, то становится возможным построить зависимость интегрального блеска от времени. Переменность блеска на этой кривой будет зависеть от ^[12]:

Самих затмений
Эффектов элипсоидальности.
Эффектов отражения, а вернее переработки излучения одной звезды в атмосфере другой.

Однако анализ только самих затмений, когда компоненты сферически симметричны и отсутствуют эффекты отражения, сводится к решению следующей системы уравнений^[12]:

1−l1(Δ)=∬S(Δ)Ia(ξ)Ic(ρ)dσ{\displaystyle 1-l_{1}(\Delta )=\iint \limits _{S(\Delta )}I_{a}(\xi )I_{c}(\rho )d\sigma }

1−l2(Δ)=∬S(Δ)Ic(ξ)Ia(ρ)dσ{\displaystyle 1-l_{2}(\Delta )=\iint \limits _{S(\Delta )}I_{c}(\xi )I_{a}(\rho )d\sigma }

∫0rξcIc(ξ)2πξdξ+∫0rρcIc(ρ)2πρdρ=1{\displaystyle \int \limits _{0}^{r_{\xi c}}I_{c}(\xi )2\pi \xi d\xi +\int \limits _{0}^{r_{\rho c}}I_{c}(\rho )2\pi \rho d\rho =1}

где ξ, ρ — полярные расстояния на диске первой и второй звезды, I_a — функция поглощения излучения одной звезды атмосферой другой, I_c — функция яркости площадок dσ у различных компонентов, Δ — область перекрытия, r_ξc,r_ρc — полные радиусы первой и второй звезды.

Решение этой системы без априорных предположений невозможно. Ровно как и анализ более сложных случаев с элипсоидальной формой компонентов и эффектами отражения, существенных в различных вариантах тесных двойных систем. Поэтому все современные способы анализа кривых блеска тем или иным образом вводят модельные предположения, параметры которых находят путём другого рода наблюдений^[12].

Кривые лучевых скоростей[править | править код]

Если двойная звезда наблюдается спектроскопически, то есть является спектроскопической двойной звездой, то можно построить зависимость изменения лучевых скоростей компонентов от времени. Если предположить, что орбита круговая, то можно записать следующее^[2]:

Vs=V0sin(i)=2πPasin(i){\displaystyle V_{s}=V_{0}sin(i)={\frac {2\pi }{P}}asin(i)},

где V_s — лучевая скорость компонента, i — наклонение орбиты к лучу зрения, P — период, a — радиус орбиты компонента. Теперь, если в эту формулу подставить третий закон Кеплера, имеем:

Vs=2πPMsMs+M2sin(i){\displaystyle V_{s}={\frac {2\pi }{P}}{\frac {M_{s}}{M_{s}+M_{2}}}sin(i)},

где M_s — масса исследуемого компонента, M₂ — масса второго компонента. Таким образом, наблюдая оба компонента можно определить соотношение масс звёзд, составляющих двойную. Если повторно использовать третий закон Кеплера, то последние приводится к следующему:

f(M2)=PVs12πG{\displaystyle f(M_{2})={\frac {PV_{s1}}{2\pi G}}},

где G -гравитационная постоянна, а f(M₂) — функция масс звезды и по определению равна:

f(M2)≡(M2sin(i))3(M1+M2)2{\displaystyle f(M_{2})\equiv {\frac {(M_{2}sin(i))^{3}}{(M_{1}+M_{2})^{2}}}}.

В случае, если орбита не круговая, а имеет эксцентриситет, то можно показать, что для функции масса орбитальный период P должен быть домножен на фактор (1−e2)3/2{\displaystyle (1-e^{2})^{3/2}}.

Если второй компонент не наблюдается, то функция f(M₂) служит нижним пределом его массы.

Стоит отметить, что изучая только кривые лучевых скоростей невозможно определить все параметры двойной системы, всегда будет присутствовать неопределённость в виде неизвестного угла наклонения орбиты^[2].

Определение масс компонентов[править | править код]

Практически всегда гравитационное взаимодействие между двумя звёздами описывается с достаточной точностью законами Ньютона и законами Кеплера, являющимися следствием законов Ньютона. Но для описания двойных пульсаров (см. пульсар Тейлора-Халса) приходится привлекать ОТО. Изучая наблюдательные проявления релятивистских эффектов, можно ещё раз проверить точность теории относительности.

Третий закон Кеплера связывает период обращения с расстоянием между компонентами и массой системы:

P=2πa3G(M1+M2){\displaystyle P=2\pi {\sqrt {\frac {a^{3}}{G(M_{1}+M_{2})}}}},

где P{\displaystyle P} — период обращения, a{\displaystyle a} — большая полуось системы, M1{\displaystyle M_{1}} и M2{\displaystyle M_{2}} — массы компонентов, G{\displaystyle G} — гравитационная постоянная. Для визуально-двойной системы есть возможность определить орбиты обоих компонентов, рассчитать период и полуось, а также отношение масс. Но часто о двойственности системы можно судить только по спектральным данным (спектрально-двойные). По движению спектральных линий можно определить лучевые скорости одного компонента, а в редких случаях и сразу двух компонентов. Если известна лучевая скорость только одного компонента, то полную информацию о массах получить нельзя, но можно построить функцию масс и определить верхнюю границу массы второго компонента, а значит сказать, может ли он являться чёрной дырой или нейтронной звездой.

Первым выдвинул идею о существовании двойных звёзд Джон Мичелл (Reverend John Michell). На выступлении в Королевском обществе в 1767 году он предположил, что многие звезды, видимые как двойные, действительно могут быть физически связаны. Наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы сэром Уильямом Гершелем в 1802^[13].

↑ ¹ ² А.А. Киселев. Двойные звезды (неопр.). Астронет (12.12.2005). Дата обращения 27 апреля 2013.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ А. В. Засов, К. А. Постнов. Общая астрофизика. — Фрязино: ВЕК 2, 2006. — С. 208—223. — 398 с. — 1500 экз. — ISBN 5-85099-169-7.
↑ Speckle Interferometry and Orbits of «Fast» Visual Binaries
↑ V. V. Makarov and G. H. Kaplan. Statistical Constraints for Astrometric Binaries with Nonlinear Motion. — Bibcode: 2005AJ….129.2420M.
↑ Pope, Benjamin; Martinache, Frantz; Tuthill, Peter. Dancing in the Dark: New Brown Dwarf Binaries from Kernel Phase Interferometry. — 2013. — Bibcode: 2013ApJ…767..110P.
↑ Gravitational Microlensing of Binary Stars: Light Curve Synthesis. — 1997. (недоступная ссылка)
↑ Choi, J.-Y.; Han, C.; Udalski, A.; Sumi, T etc. Microlensing Discovery of a Population of Very Tight, Very Low Mass Binary Brown Dwarfs. — 2013. — Bibcode: 2013ApJ…768..129C.
↑ В.М. Липунов. Парадокс Алголя (неопр.).
↑ Richard B.Larson. Implications of binary properties for theories of star formation (англ.). — 2001. Архивировано 28 мая 2008 года.
↑ ¹ ² ³ Kaitlin M. Kratter. The Formation of Binaries (англ.). — 2011. — Bibcode: 2011ASPC..447…47K. — arXiv:1109.3740.
↑ ¹ ² ³ Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sun, Yi-Sui. Forming different planetary systems.
↑ ¹ ² ³ А. В. Гончарский, А.М. Черепащук, А.Г. Ягола. Некорректные задачи астрофизики. — Москва: Наука, 1985. — С. 68—101. — 351 с. — 2500 экз.
↑ Hans Zinnecker. Binary Stars: Historical Millestones (англ.) : материалы конференции. — The formation binary stars IAU symposium, 2001. — Vol. 200. Архивировано 28 мая 2008 года.

Конспект лекций по курсу “Электрический привод”, страница 48

При схеме “двойная звезда” двигатель имеет мощность

Таким образом, в схеме рис.8.5.1 мощность двигателя при высокой скорости приблизительно в два раза больше.

На рис.8.4.2 изображены схема статорной обмотки двухскоростного асинхронного двигателя “треугольник-двойная звезда”, а также механические характеристики этого двигателя.

Рис.8.4.2 Схема и механические характеристики двухскоростного асинхронного двигателя со схемой соединения обмоток “треугольник-двойная звезда”

В схеме рис.8.4.2 при последовательном включении секций обмотки статора и соединении их в треугольник число пар полюсов увеличивается в 2 раза и в 2 раза снижается скорость вращения ротора. При этом мощность двигателя

Длительно допустимый момент при соединении обмоток в треугольник в раз больше, чем при соединении обмотки в двойную звезду.

§ 8.5. Однофазные асинхронные двигатели

В электроприводах мощностью до 5 кВт часто используются однофазные асинхронные двигатели. Применение таких двигателей во многих случаях целесообразно при питании электроприводов от однофазных электросетей.

При однофазном питании двигателя ток обмотки статора создает не вращающееся, как в трехфазном двигателе, а пульсирующее магнитное поле. Пульсирующее магнитное поле можно представить в виде суммы двух магнитных полей Ф₁ и Ф₂, которые вращаются в противоположных направлениях с одинаковыми скоростями, как указано на рис.8.5.1. Этим вращающимся полям соответствуют механические характеристики 1 и 2, изображенные на том же рисунке.

Рис.8.5.1 Схема и механические характеристики однофазного асинхронного двигателя

Сумма механических характеристик 1 и 2 дает результирующую характеристику 3 однофазного двигателя. Особенность механической характеристики однофазного асинхронного двигателя в том, что двигатель может развивать момент только при скорости вращения ротора, отличающейся от 0. При неподвижном роторе вращающий момент равен 0.

По указанной причине для пуска однофазного двигателя используется дополнительная пусковая обмотка, которая обычно смещается по фазе на p/2. Наилучшие пусковые характеристики имеют двигатели, в которых пусковая обмотка подключается через конденсатор. Сдвиг по фазе дополнительной обмотки и использование конденсатора позволяет на этапе пуска создать вращающееся магнитное поле. По окончании пуска дополнительная обмотка обычно отключается.

Лекция 9. Электроприводы с синхронными двигателями

§ 9.1. Общие сведения

Обширной областью применения синхронных двигателей являются электроприводы большой мощности – гребные установки судов, приводы мельниц, вентиляторов, прокатных станов и др. Синхронные двигатели, как правило, выполняются с большим воздушным зазором и вследствие этого снижаются требования к точности позиционирования вала.

Синхронные двигатели могут работать с заданным коэффициентом мощности и не только потреблять реактивную мощность, но и генерировать ее. Поэтому во многих случаях синхронные двигатели подключаются непосредственно к питающей электросети. Возможность генерирования реактивной мощности используется также в системах, построенных по типу вентильного двигателя. В этих системах используются зависимые инверторы, в которых коммутация тока осуществляется за счет ЭДС синхронного двигателя.

В нормальных режимах синхронные двигатели работают без скольжения. Поэтому они применяются также в тех случаях, когда требуется точное соответствие частоты вращения ротора частоте питающей сети.

Регулирование скорости асинхронного двигателя изменением числа пар полюсов путем переключения обмотки статора со «звезды» на «двойную звезду»

При переключении обмотки статора первым способом двигатель при пуске включа

ют в сеть по схеме «звезда» ( рис.9.19, а ), этом питание сети подается на выводы С1, С2 и С3. Секционные группы Н1-К1 и Н2-К2 в каждой из трех фазных обмоток соединены последовательно.

Рис. 9.19. Схемы включения и механические характеристики асинхронного двигателя при переключении обмотки статора со «звезды» на «двойную звезду»

( а ) и с «треугольника» на «двойную звезду» ( б )

Для перехода на «двойную звезду» поступают так:

а ) снимают питание с выводов С1, С2 и С3;

б ) при помощи контактов первого трехполюсного контактора соединяют вместе вы

воды Н1 и К2;

в ) при помощи контактов второго трехполюсного контактора подают питание на средние выводы С4, С5 и С6 фазных обмоток

В результате этих переключений секционные группы в каждой фазной обмотке сое

диняются параллельно, в целом образуя две «звезды», включены параллельно.

Переходный процесс протекает по траектории «0АВСD». При пуске двигатель включают «звездой», при этом он переходи из точки «0» в точку «А», развивая пусковой момент, выражаемый отрезком «0А».

Поскольку в точке «А» пусковой момент больше номинального М , двигатель раз

гоняется по участку «АВ». В точке «В» наступает установившийся режим на «звезде».

При переключении обмотки на «двойную звезду» двигатель при постоянстве скоро

сти переходит из точки «В» в точку «С», после чего разгоняется до точки «D», в которой наступает установившийся режим на «двойной звезде».

При всех переключениях двигатель необходимо использовать полностью, т.е. зависящий от нагрузки ток статора I должен быть равен номинальному I , на который рассчитана обмотка статора.

При переходе со «звезды» на «двойную звезду мощность и скорость увеличивают

ся в 2 раза, но момент двигателя не изменяется ( отсюда название способа — «регулирова-

ние скорости при постоянном моменте» ).

Дата добавления: 2017-12-05; просмотров: 285;

Двойные звезды во Вселенной

Двойная звезда, или двойная система, — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс.

Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам.

Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Двойные звезды помечают латинскими буквами традиционно. Обычно буквой «А» помечают более яркого и массивного компаньона. Буквой «В» — менее яркую и массивную звезду. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики.

Следует подчеркнуть, что не все оптически рядом расположенные две звезды — двойные. Существуют звёзды, которые видны на небе близко друг от друга для наблюдателя с Земли, но при этом не связанные гравитационными силами и не имеющими общий центр масс. Они называются оптически двойными. Хороший пример — α Козерога — пара звёзд находятся на огромном расстоянии друг от друга (примерно 580 световых лет), но нам кажется что они рядом.

Открытие двойных звезд

Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта Ричолли, астрономом из Италии. Правда, в то время не было сведений о том, есть ли физическая связь между звёздами в такой системе.

Мицар и Алькор двойная звезда

Некоторые учёные придерживались точки зрения о том, что двойные звёзды зависят от общей звёздной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительное расстояние, на котором невозможно установить связь. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерение годичного звёздного параллакса.

В 1804 году Вильям Гершель, который вёл свои наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звёзд. Гершель учёл противоречие гипотезы, попытавшись его разрешить, и к своему удивлению выяснил, что траектория каждой звезды имеет сложную эллиптическую форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода, как предполагалось.

Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы, именно поэтому результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных звёздных системах есть гравитационная связь.

Кратные звёзды

Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или кратные звёзды. Их также разделяют на оптически и физически кратные звёзды. Если число звёзд в системе можно увидеть невооружённым глазом, в бинокль или телескоп, то такие звёзды называются визуально кратными. Если для определения кратности системы требуются дополнительные спектральные измерения, то это спектрально кратная система. И, если же кратность системы определяется по изменению блеска, то это затменно-кратная система. Простой пример тройной звезды показан ниже — это звезда HD 188753 в созвездии Лебедь:

Как видно на изображении выше, в тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары. Но чаще удалённая звёзда вращается вокруг пары тесно связанных звёзд, которые представляют собой единое целое. Такая пара называется главной.

Конечно, тремя звёздами кратность не ограничивается. Существуют системы из четырёх, пяти и шести звёзд. Чем кратность больше, тем количество таких систем меньше. Например, звезда ε Лиры представляет собой две пары взаимосвязанные между собой, удалённое друг от друга на большое расстояние. Учёными было приблизительно подсчитано, что расстояние между парами должно в 5 и более раз превышать расстояние между звёздами внутри одной пары.

Лучшим примером шестикратной системы звёзд служит Кастор в созвездии Близнецы. В ней три пары звёзд организованно взаимодействуют между собой. Больше 6 звёзд в системе пока ещё не обнаружено.

Классификация двойных звезд

Физически двойные звезды можно разделить на два класса:

звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — разделенные двойные системы.
звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы. Их в свою очередь можно разделить на:
- Полуразделенные, где только одна звезда заполняет свою полость Роша.
- Контактные, где обе звезды заполняют свои полости Роша.

Двойные системы также классифицируются по способу наблюдения:

Визуально-двойные звёзды

На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. У менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.

Спекл-интерферометрические двойные звезды

Спекл-интерферометрия, наряду с адаптивной оптикой позволяет достичь дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды.

То есть по сути своей, спекл-интерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы.

Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет.

Астрометрические двойные звёзды

В случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность все равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах.

Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую. Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов

Спектрально-двойные звёзды

Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется.

Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и т. п.

Как и для любого типа объектов, изучаемых астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный из них — «SB9» (от англ. Spectral Binaries). На данный момент в нём 2839 объектов.

Затменно-двойные звёзды

Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Алголь или Глаз Дьявола

Микролинзированные двойные

С помощью микролинзрования ищутся двойные звезды, где оба компонента маломассивные коричневые карлики.

В случае, если гравирующее тело двойная звезда, то кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды.

Характерные примеры двойных звезд.

a Центавра

a Центавра состоит из двух звезд — a Центавра А и a Центавра В:

a Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность;

a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51).

Период обращения – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c.

Сириус

Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K).

Масса Сириуса А – 2,5M солнца, Сириуса В – 0,96M солнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность.

При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ≈ в 10 тысяч раз меньше.

Планеты у двойных звезд

Поиск планет у двойных звезд начался в 1980-х гг., даже еще раньше, чем астрономы обнаружили первые свидетельства существования каких-либо экзопланет, т.е, планет вне нашей Солнечной системы.

Хотя прохождения в системе двойной звезды могут выглядеть гораздо более сложными, надежда открыть такие планеты питалась простым предположением: если планета действительно обращается вокруг затменной двойной звезды, следует ожидать, что она движется в той же плоскости, что и сами звезды.

Другими словами, если с точки зрения земного наблюдателя звезды затмевают друг друга. то и планета, скорее всего, будет затенять одну или обе звезды.

Считается, что из всех обнаруженных на сегодняшний день экзопланет около сотни вращаются вокруг систем двойных звезд.

Все помнят знаменитую планету Татуин из фильма Звёздные Войны, которая является родной для Люка Скайуокера. Из-за того, что эта планета вращается вокруг двух звёзд, она похожа на выжженный, песчаный мир.

В реальной жизни, благодаря обсерваториями, таким как космический телескоп “Кеплер”, мы знаем, что бинарная звёздная система действительно может обладать экзопланетами.

Орбиты планет у двойных звезд

Учёные-планетологи также установили,что такая планета может быть вполне гостеприимной, если расположена на правильном расстоянии от своих двух звёзд, и она не обязательно будет вся пустынная. Согласно новому исследованию, в определённом диапазоне расстояний от двух светил, подобных Солнцу, может существовать планета с жидкой водой, способная сохранять как воду, так и пригодные условия для существования жизни в течение длительного времени.

Красивые двойные звезды для наблюдений в бинокль

Хороший астрономический бинокль — отличный инструмент для наблюдения звездного неба. Основная ценность его по сравнению с телескопом состоит в том, что бинокль дает широкое поле зрения. Некоторые объекты в телескоп толком не рассмотреть — они либо не помещаются целиком в окуляр, либо, занимая все поле зрения, теряют в эффектности. На небе есть сотни двойных и переменных звезд, доступных для наблюдения в бинокли. Некоторые из двойных выглядят потрясающе красиво на фоне звездных полей Млечного Пути. Опять-таки, красоту эту могут оценить только пользователи широкоугольных инструментов. Вот некоторые из них:

1. Альбирео

Альбирео (она же β Лебедя) не зря считается одной из самых популярных двойных звезд. Альбирео легко найти на небе — эта звезда отмечает в созвездии Лебедя голову птицы, ее компоненты разделяются даже в 30-мм бинокль, а цветовой контраст компонентов приводит в восторг даже бывалых наблюдателей. Даже на фотографиях, которые вообще-то не всегда способны адекватно передать цвет звезд, пара впечатляет. Что говорить о визуальных наблюдениях Альбирео!

Главный компонент системы имеет насыщенный желтый, почти оранжевый, цвет — Ричард Аллен, известный исследователь звездных имен, описал цвет этой звезды как «топазово-желтый». Ее блеск равен примерно 3 звездной величине. Голубовато-белый спутник блеском 5^m отстоит на 34″ от главной звезды. Из-за контраста голубая звездочка кажется гораздо более синего цвета, чем другие горячие звезды (включая Вегу)!

Наблюдать Альбирео можно летом и осенью по вечерам, а весной по утрам.

2. Альфа Гончих Псов

Альфа Гончих Псов, она же звезда, известная под именем Сердце Карла II, находится чуть пониже ручки ковша Большой Медведицы. Вы с легкостью найдете ее на небе практически в любое время года. Разве что в конце лета и в начале осени она находится уж очень низко над горизонтом. Компоненты в этой паре расположены в полтора раза ближе друг к другу, чем компоненты Альбирео, на расстоянии 20″. Цвет главной звезды — голубоватый, спутника — желтый.

3. Эпсилон Лиры

Это одна из самых известных двойных звезд на всем небе и, конечно, самая популярная двойная в созвездии Лиры — она неизменно упоминается во всех справочниках и путеводителях. Пара эта широкая — расстояние между компонентами составляет 208″ и отлично разделяется в бинокли (некоторые особо зоркие люди способны разделить ее и невооруженным глазом!). Прекрасный звездный фон и расположенная поблизости Вега делают эту звезду одной из тех достопримечательностей звездного неба, которую каждый любитель астрономии просто обязан увидеть в бинокль!

4. Дельта Лиры

Другая широкая двойная в созвездии Лиры — звезда, обозначаемая греческой буквой δ. Дельта Лиры отмечает собой левую верхнюю вершину параллелограмма, расположенного непосредственно под Вегой.

Главная звезда красного цвета имеет голубовато-белый спутник на удалении в 619″ или 10 угловых минут. Пара эта оптическая, то есть звезды физически не связаны друг с другом, а просто случайно спроецировались в одном направлении. Красоту этой паре придает окружение: яркие звезды Лиры во главе с сапфиром Веги способны украсить любую картину!

Наблюдать дельта Лиры, как и остальные упомянутые ниже двойные звезды созвездия Лиры можно весной по утрам, летом ночью, осенью по вечерам.

5. Мицар и Алькор

Возможно, начать стоило с этой пары звезд, ведь это самая известная двойная на всем ночном небе! Мицар и Алькор разделяет на небе целых 12 угловых минут; они прекрасно различимы по отдельности невооруженным глазом.

В мощный бинокль можно заметить, что Мицар сам по себе является двойной звездой. А между Мицаром и Алькором в бинокль видны еще несколько звезд, самая яркая из которых даже имеет собственное имя — Звезда Людовика. Все эти звезды, включая Звезду Людовика, являются звездами фона, прекрасно оттеняющими яркие белые компоненты Мицара и такой же белый Алькор.

6.Ню Дракона

В астеризме под названием Голова Дракона есть звезда ν, которую часто называют «глазами Дракона». Астеризм Голова Дракона находится, как нетрудно догадаться, в созвездии Дракона, над звездой Вега и представляет собой неправильный четырехугольник из звезд 2-й и 3-й зв. величины. ν Дракона — самая тусклая звезда в этом четырехугольнике.

Звезда состоит из двух звезд одинакового блеска, разделенных расстоянием в 1 угловую минуту. Люди с очень острым зрением теоретически способны увидеть звезды по отдельности и невооруженным глазом, однако для этого нужно соблюсти несколько условий: прежде всего, выбраться далеко за город и наблюдать в очень темную и прозрачную ночь.

Компоненты ν Дракона похожи друг на друга как две капли воды — это белые звезды спектрального класса А. Пару разделяет по меньшей мере 1900 а. е., один оборот вокруг общего центра масс звезды делают примерно за 44000 лет.

7. Дельта Цефея

Немногие знают, что знаменитая переменная звезда дельта Цефея, ставшая прототипом целого класса переменных звезд-цефеид, имеет на небе оптический спутник. Бледно-голубая звездочка блеском 6,3^m находится в 41″ от главной звезды. Визуально пара напоминает Альбирео, хотя контраст между компонентами не такой сильный (δ Цефея имеет бледно-желтый цвет).

Дельта Цефея хороша тем, что на территории России и сопредельных стран ее можно наблюдать круглый год.

Интересные факты

Примерно половина всех звезд в наблюдаемой Вселенной – двойные. Возможно, их даже больше, чем звезд-одиночек.
В большинстве случаев оба компаньона системы двойной звезды имеют одинаковый возраст, но часто один компаньон превосходит другого массой и стадией эволюционного развития.
Иногда в системах двойных звезд можно обнаружить нейтронную звезду или черную дыру.
Двойные звезды могут обмениваться друг с другом своим веществом.
Любители астрономии различают оптически двойные и физически двойные звездные системы. Первые – это просто звезды, находящиеся рядом на ночном небе. Вторые – настоящая двойная звездная система, где обе звезды-компаньоны вращаются вокруг общего центра масс.

Видео

Источники

Двойные звезды — это… Что такое Двойные звезды?

Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд, существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.

Но двойные звезды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам.

Гравитационное взаимодействие между компонентами

Виды двойных звёзд и их обнаружение

Пример тесной двойной системы. На снимке изображение Переменной звезды Миры (омикрона Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На фотографии виден аккреционный «хвост», направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику

Физически двойные звезды можно разделить на два класса:

звёзды, между которыми идёт, будет идти или шёл обмен массами — тесные двойные системы,
звёзды, между которыми обмен масс невозможен в принципе — широкие двойные системы.

Если разделять двойные системы по способу наблюдения, то можно выделить визуальные, спектральные, затменные, астрометрические двойные системы.

Визуально-двойные звезды

При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную звезду с её спутником. Определяющие факторы здесь — разрешающая способность телескопа, расстояние до звёзд и расстояние между звёздами. В сумме три этих фактора дают: 1) что визуально-двойные звезды — это звезды окрестности Солнца, 2) расстояние между компонентами значительно и согласно законам Кеплера период этой системы достаточно велик. Последний факт является наиболее печальным, так как нельзя проследить орбиту двойной, не проводя многочисленные многодесятилетние наблюдения. И если на сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов.

Спектрально-двойные звезды

Условный пример раздвоения и смещения линий в спектрах спектрально-двойных звёзд.

Спектрально-двойной называют систему двойных звёзд, чью двойственность можно обнаружить при помощи спектральных наблюдений. Для этого в течение нескольких ночей наблюдают звезду, и если обнаруживается, что линии «гуляют» по спектру: в одну ночь их измеренные длины волн одни, в другую уже — иные. Это говорит, что скорость источника меняется. На это может быть тьма различных причин: сама звезда переменна, может у неё плотная расширяющаяся оболочка, образовавшаяся после вспышки сверхновой, и т. д. и т. п. Если мы видим спектр второй звезды, и поведение её лучевой скорости подобно поведению лучевой скорости первой, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система. При этом не надо забывать, что если первая звезда к нам приближается и её линии сдвинуты в фиолетовую часть спектра, то вторая тогда удаляется, и её линии сдвинуты в красную часть спектра, и наоборот.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда все возможные сценарии надо рассмотреть. Главными аргументами за то, что перед нами двойная звезда — периодичность лучевых скоростей и большая разница межу максимальной и минимальной скоростью. Но, если крепко подумать, то приводя эти же аргументы, можно утверждать, что обнаружена экзопланета. Чтобы рассеять все сомнения, надо вычислить функцию масс. И по ней можно уже судить о минимальной массе второго компонента и, соответственно, является ли невидимый объект планетой, звездой, или, даже, чёрной дырой.

Также по спектроскопическим данным можно вычислить помимо масс компонентов расстояние между ними, период обращения, эксцентриситет орбиты, а вот угол наклона к картинной плоскости наблюдать уже нельзя. Поэтому о массе и расстояние между компонентами можно говорить только как о вычисленных с точностью до угла наклона.

Как и любой тип объектов, изучаемым астрономами, существуют каталоги спектрально-двойных звёзд. Самый известный и самый обширный «SB9» (от англ Spectral Binaries). На данный момент в нем 2839 объектов.

Затменно-двойные звезды

Бывает, что орбитальная плоскость проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звёзд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на её двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Астрометрическо-двойные звезды

Встречаются такие тесные звёздные пары, когда одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. В этом случае такую звезду рассмотреть не удается, но обнаружить двойственность всё же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону, как будто по прямой движется центр масс системы. Такие возмущения будут пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звёзд, известной под названием Росс 614, показали, что амплитуда отклонения звезды от ожидаемого направления достигает 0,36«. Период обращения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных звёзд.

Компоненты двойных звёзд

Существуют разные двойные звёзды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные. Но, вне зависимости от их типа, эти звёзды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звёзд, анализируя их взаимодействие, можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звёзд. Как правило, эти звёзды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звёзды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространённое.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звёзд.

Возможность существования планет в системах двойных и тройных звёзд долгое время считалась крайне маловероятной. Однако недавно такая планета была обнаружена ([1]).

См. также

Ссылки

Wikimedia Foundation. 2010.

Как сделать звезду своими руками :: Инфониак

Полезные советы Содержание:
Если хотите украсить ваш дом на праздник или просто так, и хотите сделать это своими руками, то звездочка это один из элементов, которые всегда будут красиво смотреться в комнате, на стеле, на люстре или елке.
В этом мастер-классе вы научитесь делать звездочки своими руками, используя огромное количество различных способов.
Все способы довольно простые, так что каждый сможет выбрать, то, что ему больше нравится.
Читайте также: Как сделать красивую СНЕЖИНКУ

Из чего можно сделать звезду
Главный материал, из которого можно своими руками сделать звезду, это бумага. Вы можете использовать картон, обычную бумагу, плотную бумагу, журналы, старые книги, газеты.

Как сделать объемную звезду из бумаги. Пятиконечная звезда.

Вам понадобится:
— принтер
— плотная цветная бумага
— ножницы
— клей
1. Сначала нужно распечатать заготовку. Для этого скачайте шаблоны по этой ссылке. В шаблоне два размера звезд — одну звезду вы сможете сделать, распечатав первую страницу, а звезду побольше — распечатав 2-ю (два раза) и 3-ю страницы.
2. Вырежьте шаблоны, согните их в местах обозначенных пунктиром.
3. Склейте все части, и у вас получится объемная пятиконечная звезда!
Схема как сделать звезду

Как сделать объемную звезду своими руками

Такую звезду можно повесить в комнате (на стену, окно, люстру) как атрибут интерьера или использовать для украшения подарка.
Вам понадобится:
— плотная цветная бумага (цветной картон)
— простой карандаш
— ножницы
— клей
— нитка (ленточка)
1. Начать нужно с двух листов бумаги, каждый из которых должен иметь квадратную форму.
Каждый лист бумаги нужно согнуть пополам по горизонтали и по вертикали. Далее нужно согнуть два раза пополам по диагонали (см. картинку).

2. Используя ножницы, сделайте надрезы по линии перпендикулярных сгибов. Надрез должен быть примерно в половину линии или чуть меньше. Всего нужно сделать четыре таких надреза

3. Согните края как показано на изображении.

4. Теперь приготовьте клей и смажьте одну из сторон каждого луча будущей объемной звезды и склейте (см. картинку).

5. Сделайте вторую половинку, руководствуясь той же инструкцией.
6. Наконец склеиваем две половинки и украшаем по вкусу.

Как сделать звезду из бумаги

Сделать такую звезду очень просто. Она сделана всего из двух звезд вырезанных из картона или плотной бумаги.
Вам понадобится:
— карандаш
— линейка
— плотная цветная бумага или картон
— ножницы
1. На плотной бумаге или картоне нарисуйте звезду. Можете сделать это на глаз или воспользоваться видео уроком.
Как нарисовать пятиконечную звезду

2. Можете украсить звездочки как вам нравиться и вырезать их.

3. Теперь на каждой звезде нужно сделать надрез — на одной он должен идти сверху вниз (от внешнего угла до цента звезды), а на другой наоборот, т.е. снизу вверх (от внутреннего угла к середине звезды).

4. С помощью надрезов соедините две звезды, вставив одну в другую.

Как сделать бумажную звезду. Выпуклая звезда.

Эти красивые маленькие звёздочки из бумаги будут отличным украшением, как интерьера, так и открытки или подарка.
Вам понадобится:
— цветная бумага (можно использовать страницы из старого журнала)
— ножницы (канцелярский нож)
* Ключевой момент в данном мастер-классе является правильная нарезка бумажных полосок.

* Полоски должны быть ровными. В данном примере их ширина составляет 9мм, а длина 221 мм.

Схема:

1. Нарежьте бумажные полоски.
2. Возьмите одну полоску и сделайте из нее петельку (см. картинку).
3. Далее короткий хвостик бумажной полоски нужно завернуть и завязать узелок. Делайте все аккуратно, чтобы не порвать бумагу. Медленно затяните узелок, прижмите его и спрячьте оставшийся хвостик, подвернув его в середину.
У вас должен получиться ровный пятиугольник.

4. Переходим к самому интересному и в тоже время простому процессу — изготовление звездочки.
Обверните длинной полоской каждую сторону пятиугольника. Нужно сделать от 12 до 15 обертываний. Это значит, что каждую грань нужно обвернуть как минимум два раза.
5. Спрячьте оставшийся кончик бумаги внутрь вашей звезды.
6. Теперь будьте очень внимательны и аккуратны.

Ваш пятиугольник держите двумя пальцами одной руки. В это время кончиком пальца другой руки слегка надавите на одну грань. Вам нужно попасть в середину грани.
Такой процесс нужно проделать со всеми гранями и у вас получится красивая звездочка.

Как сделать оригами-звезду

Как сделать большую звезду. Книжные страницы.

Несмотря на то, что эта звезда очень красиво смотрится, многие могут быть недовольны порчей книг. В данном случае используются старые, ненужные, технические книги.
Вам понадобиться:
— бумажная или пластмассовая объемная звезда
* Можно самому сделать объемную звезду из бумаги (см. Как сделать объемную звезду или Как сделать звезду из картона) и действовать далее по инструкции.
— старая книга
— ножницы
— клей
1. Отрежьте одну четвертую страницы книги и сверните кулечки.
2. Приклейте кулечки к вашей звезде как показано на картинке.
3. Нанесите немного клея на края кулечков и обсыпьте их блестками.
Схема:

Как сделать новогоднюю звезду

Вам понадобится:
— двухсторонняя плотная цветная бумага
— ножницы
— клей
1. Для начала вам нужно приготовить 4 размера квадратов. У вас должно быть 8 квадратов каждого размера. В данном примере применялись следующие размеры: 18см, 13см, 10см, 7 см.
2. Сложите каждый квадрат, как показано на картинке

3. Начинайте склеивать квадраты по размерам. Первый — большой и далее по убывающей.

У вас должна получиться вот такая звезда.

Как сделать звезду на елку. Декоративная звезда.

Вам понадобится:
— шаблон звезды
— белый картон
— зеленый и красный войлок
— линейка
— простой карандаш
— резак
— пистолет для клея
— коричневая нить
1. Приготовьте белый картон и обведите на нем шаблонную звезду. Далее вырежьте звезду.
2. Теперь не торопясь нужно внутри нарисовать еще одну звезду. Должно получиться, как показано на картинке.
3. Вырежьте звезду внутри заготовки.

4. Используя пистолет для клея, прикрепите к звезде коричневую нить и покройте ею звезду.

5. Звезда почти готова, надо лишь немного ее украсить. Для этого приготовьте войлок красного и зеленого цветов. Из красного вырежьте два круга. А из зеленого листики. Приклейте вырезки к звезде.

Как сделать рождественскую звезду

Звезда из бумаги своими руками. Радужная звезда.

Как своими руками сделать Вифлеемскую звезду

Это красивое украшение идеально подойдет для любого помещения.
Вам понадобится:
— 50 листов бумаги формата А4 (бумага может быть как белой, так цветной)
— степлер
— плотная нитка
— ножницы
— клей ПВА

Вам также понадобится терпение, так как сам процесс долгий, но в итоге получается красивая звезда.
1. Разрежьте бумагу пополам вдоль.
2. Получившиеся половинки скрутите «кулёчком» как показано на картинке. Смажьте край клеем и скрутите плотнее.

Из 50 листов А4 получатся 100 «лучей» для звезды.
3. Приготовьте 3 луча и скрепите их с помощью степлера так, чтобы получился небольшой веер.
4. Начните нанизывать вееры на нитку и крепко стяните. У вас должна получиться звезда, которая похоже на шар, который можно подвесить на нитке. Завяжите концы нитки.

5. Так как в данном примере используется белая бумага, то ее украсили аэрозольной краской.

Звезда из картона

Вам понадобится:
— картон (можно пустую коробку от хлопьев)
— ножницы
— краска
— клей
1. Нарисуйте звезду на картоне и вырежьте ее. Обведите вырезанную звезду, чтобы получилась еще одна звезда, которая будет второй половинкой объемной звезды.
* Чем больше площадь центральной части звезды, тем легче будет добиться эффекта 3D.

2. С помощью линейки и ножниц проведите не полные разрезы (царапины) от центра звезды к ее внутренним и внешним углам (см. картинку).

3. Начните аккуратно сгибать звезду в тех местах, где были нанесены ножницами линии. Края звезды должны идти вниз, а нанесенные ножницами линии вверх.

4. Проделайте то же самое со второй звездой и приклейте половинки.

5. Когда клей засохнет, раскрасьте и украсьте вашу звезду.
Пример с другой бумагой:

Как сделать звезду (видео)

Бумажные звезды своими руками

Звезда своими руками

Как сделать звезду своими руками

Оригами-звезда из бумаги

Как сделать оригами-звезду

Оригами-звезда из бумаги