У зірок однакової температури і кольору, але різної светімос-ти спектри загалом однакові, проте можна помітити відмінності у відносних інтенсивностях деяких ліній. Це відбувається із-дит від того, що при однаковій температурі тиск в їх ат-мосферах різному. Наприклад, в атмосферах зірок-гігантів давши-ня менше, вони розрідження.
Температура і маса зірок
Знання спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Так як зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, що випромінює одиницею їх поверхні, визначається із закону Стефана Больцмана:
Потужність випромінювання всієї поверхні зірки, або її світність, очевидно буде дорівнює
(*), Де R - радіус зірки. Таким чином, для визначення радіуса зірки треба знати її світність і температуру поверхні.
Нам залишається визначити ще одну, чи не найважливішу характеристику зірки - її масу. Треба сказати, що це зробити не так то просто. А головне існує не так вже й багато зірок, для яких є надійні визначення їх мас. Останні найлегше визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період обертання Р відомі. В цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:
, тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі всесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відомо ставлення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. До жалю, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожної із зірок.
По суті кажучи, астрономія не мала і не має в своєму розпорядженні в даний час методом прямого і незалежного визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольованої зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такій ситуації астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковою світність і кольором мають однакові маси. Останні ж визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її "сестра", що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з певною обережністю.
Зв'язок основних зоряних величин
Як ми переконалися на при-міру Сонця, маса зірки є тією найважливішою характерис-тикой, від якої залежать фізичні умови в її надрах. Пря-моє визначення маси можливе лише для подвійних зірок.
Подвійні зірки називаються візуально-подвійними, якщо їх подвійність може бути помічена при безпосередніх наб-людний в телескоп.
Прикладом візуально-подвійної зірки, видимої навіть невоору-женним оком, є Великої Ведмедиці, друга зірка з кінця «ручки» її «ковша». При нормальному зорі зовсім близько від неї видно друга слабка зірочка. Її помітили ще стародавні араби і назвали Алькор. Яскравої зірки вони дали назву Міцар. Міцар і Алькор відстоять один від одного на небі на 1Г. У бінокль таких зоряних пар можна знайти чимало.
Системи з числом зірок n> = З називаються кратними. Так, в бінокль видно, що є Ліри складається з двох однакових зірок 4-ї зоряної величини з відстанню між ними 3 '. При спостереження-ванні в телескоп е Ліри - візуально-четверная зірка. Однак деякі зірки виявляються лише оптично-подвійними, т. Е. Близькість таких двох зірок є результатом випадкової проекції їх на небо.
Насправді в просторі вони далекі один від одного. Якщо ж при спостереженні зірок з'ясовується, що оніобразуют єдину систему і звертаються під дією сил взаємно го тяжіння навколо загального центру мас, то їх називають фізичним-тичними подвійними.
Безліч подвійних зірок відкрив і вивчив відомий російський учений В. Я. Струве. Найкоротші з відомих періодів обертання візуально-подвійних зірок-кілька років. Вивчено пари з періодами звернення до десятки років, а пари з періодами в сотні років вивчать у майбутньому. Найближча до нас зірка а Цен-тавра є подвійний. Період обертання її складових (компонентів) 70 років. Обидві зірки в цій парі за масою і темпе-ратурі схожі з Сонцем.
Головна зірка зазвичай не знаходиться у фокусі видимого ел-Ліпса, описуваного супутником, тому що ми бачимо його орбіту в проекції викривленою.
Але знання геометрії позволя-ет відновити справжню форму орбіти і виміряти її велику піввісь а в секундах дуги.
Мал. 74. Пояснення роздвоєння, або коливання, ліній в спектрах спектрально-подвійних зірок.
Подвійні зірки в телескоп нерідко є кра-сівое видовище: головна зірка жовта або помаранчева, а супутник білий або блакитний.
Якщо компоненти подвійної зірки при взаємній зверненні підходять близько один до одного, то навіть у найлютіший телескоп їх не можна бачити роздільно. В цьому випадку подвійність може бути визначена по спектру. Такі зірки будуть називатися спектрально-подвійними. Через ефект Доплера лінії в спектрах зірок будуть зміщуватися в протилежні сторони (коли одна зірка віддаляється від нас, інша наближається). Зсув ліній змінюється з періодом, рівним періоду обертання пари. Якщо яр-кістки і спектри зірок, складових пару, подібні, то е спектрі подвійної зірки спостерігається періодично повторюється раз-двоїння спектральних ліній
У прибл-лишнього зірки спектральні лінії змістяться до синього кінця спектра, а у віддаляється - до червоного. Якщо одна з зірок світиться слабо, то буде видно лінії тільки іншої зірки, що зміщуються періодично.
Компоненти спектрально-подвійної зірки можуть при взаємній зверненні по черзі загороджувати один одного. Такі зірки називаються затемнено-подвійними або Алголь, за назвою свого типового представника (ß Персея, Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми окремо не бачимо, слабшатиме (положення В і D.)
В інший же час в проміжках між затемненнями вона майже постійна (положення А і С) і тим довше, чим коротше тривалість 'затемнень і чим більше радіус орбіти. Якщо супутник великий, але сам дає мало світла, то коли яскрава зірка затьмарює його, сумарна яскравість системи буде зменшуватися лише ненабагато.
Стародавні араби назвали (ß Персея Алголом (зіпсоване ель гуль), що означає «диявол». Можливо, що вони помітили її дивну поведінку: протягом 2 днів 11 год яскравість Алголя посто-Янна, потім за 5 год вона слабшає від 2,3 до 3,5 зоряної величини, а потім за 5 год яскравість її повертається до колишнього значення.