Stelele au aceeași temperatură și aceeași culoare, dar diferitele spectre de luminozitate sunt în general aceleași, dar se pot vedea diferențe în intensitățile relative ale unor linii. Acest lucru se datorează faptului că, la aceeași temperatură, presiunea în atmosferă este diferită. De exemplu, în atmosferă de stele gigantice, presiunea este mai mică, ele sunt rare.
Temperatura și masa stelelor
Cunoașterea clasei spectrale sau a culorii stelei conferă imediat temperatura suprafeței sale. Deoarece stelele radiază aproape ca niște corpuri absolut negre ale temperaturii corespunzătoare, puterea radiată de unitatea suprafeței lor este determinată de legea lui Stefan Boltzmann:
Puterea de radiație a întregii suprafețe a stelei, sau luminozitatea ei, va fi, în mod evident, egală cu
(*), unde R este raza stelei. Astfel, pentru a determina raza unei stele, trebuie să cunoaștem luminozitatea și temperatura acesteia.
Rămâne pentru noi să determinăm încă una, poate cea mai importantă caracteristică a stelei - masa ei. Trebuie să spun că acest lucru nu este atât de simplu. Și, cel mai important, nu există atât de multe stele pentru care există definiții fiabile ale maselor lor. Acestea din urmă sunt cele mai ușor de determinat dacă stelele formează un sistem dublu pentru care se cunoaște axa semimajoră a orbitei a și perioada de revoluție P. În acest caz, masele sunt determinate de a treia lege a lui Kepler, care poate fi scrisă în următoarea formă:
, Aici M1 și M2 sunt masele componentelor sistemului, G este constantul legii lui Newton de gravitație universală. Ecuația prezintă suma masei componentelor sistemului. Dacă, în plus, raportul vitezelor orbitale este cunoscut, masa lor poate fi determinată separat. Din păcate, numai pentru un număr relativ mic de sisteme binare putem determina masa fiecăruia dintre stele în acest fel.
În esență, astronomia nu a avut și în prezent nu are metoda de determinare directă și independentă a masei (adică nu face parte din mai multe sisteme) a unei stele izolate. Și acesta este un neajuns grav al științei noastre despre univers. Dacă există o astfel de metodă, progresul cunoașterii noastre ar fi mult mai rapid. În această situație, astronomii acceptă tacit că stelele cu aceeași lumină și culoare au aceeași masă. Acestea din urmă sunt determinate numai pentru sistemele binare. Declarația potrivit căreia o singură stea cu aceeași lumină și culoare are aceeași masă ca și "sora" ei, care face parte din sistemul binar, ar trebui să fie întotdeauna luată cu precauție.
Relația dintre magnitudinile principale stelare
După cum am văzut în exemplul Soarelui, masa stelei este cea mai importantă caracteristică pe care depind condițiile fizice din interior. Definirea directă a masei este posibilă numai pentru stelele binare.
Stelele duble sunt numite dublu vizual, dacă dualitatea lor poate fi observată prin observarea directă într-un telescop.
Un exemplu de stea dublă vizuală, vizibilă chiar și cu ochiul liber, este Carul Mare, a doua stea de la capătul "mânerului" găleții sale. Cu o viziune normală foarte aproape de ea, a doua stea slabă este vizibilă. A fost observat de către vechii arabi și numit Alkor. Steaua luminată le-a dat numele Mizar. Mizar și Alcor sunt separați unul de celălalt pe cer de 1G. Sunt găsite multe binocluri de astfel de perechi de stele.
Sistemele cu numărul de stele n> = 3 sunt numite multiple. Astfel, prin binoclu, se vede că Lyra constă din două stele identice de magnitudine a patra cu o distanță între ele. Când este observat într-un telescop, Lira este o stea vizuală de patru stele. Cu toate acestea, unele dintre stele sunt doar dublu optic, adică apropierea de astfel de două stele este rezultatul unei proiecții aleatorii a acestora spre cer.
De fapt, în spațiu sunt departe unul de celălalt. Dacă, observând stele, se pare că ele formează un singur sistem și sunt transformate de forțele de atracție reciprocă în jurul centrului comun de masă, se numesc dublu fizic.
Un set de stele duble a fost descoperit și studiat de faimosul om de știință rus V. Ya Struve. Cea mai scurtă dintre perioadele cunoscute de circulație a stelelor binare vizuale este de câțiva ani. Au fost studiate cuplurile cu perioade de circulație de zeci de ani, iar cuplurile cu perioade de sute de ani vor studia în viitor. Cea mai apropiată stea pentru noi este Cent-Tavra este un dublu. Perioada de circulație a componentelor sale (componente) este de 70 de ani. Ambele stele din această pereche sunt similare în masă și temperatură cu Soarele.
Vedea principală nu este, de obicei, în centrul vizibilității El-Lipsa descrisă de satelit, deoarece vedem orbita sa într-o proiecție distorsionată.
Dar cunoașterea geometriei ne permite să restaurăm adevărata formă a orbitei și să măsurăm semiaxisul său a în secunde de arc.
Fig. 74. Explicarea bifurcației sau a oscilațiilor liniilor din spectrele stelelor binare spectrale.
Steaua dublă într-o telescopă reprezintă adesea o viziune spectaculoasă: steaua principală este galbenă sau portocalie, iar satelitul este alb sau albastru.
Dacă componentele unei stele binare sunt apropiate una de cealaltă în circulație reciprocă, ele nu pot fi văzute separat chiar și în cel mai puternic telescop. În acest caz, dualitatea poate fi determinată din spectru. Astfel de stele vor fi numite dublu spectral. Din cauza efectului Doppler, liniile din spectrele stelelor se vor schimba în direcții opuse (atunci când o stea se îndepărtează de noi, celelalte abordări). Decalajul liniilor se modifică cu o perioadă egală cu perioada de circulație a perechii. Dacă luminozitatea stelelor și spectrele stelelor care formează perechea sunt similare, atunci spectrul cu două stele prezintă o divizare periodică periodică a liniilor spectrale
La steaua apropiată, liniile spectrale vor fi deplasate până la capătul albastru al spectrului, în timp ce pentru linia apropiată se vor deplasa la capătul roșu. Dacă una dintre stele strălucește slab, atunci numai liniile celeilalte stele vor fi vizibile, trecând periodic.
Componentele unei stele binare spectrale se pot suprapune între ele în circulație reciprocă. Asemenea stele sunt numite eclipsing-double sau algoles, după numele reprezentantului lor tipic (ß Perseus, În timpul eclipsei, luminozitatea generală a perechii, a cărei componente nu o vedem individual, va fi slăbită (pozițiile B și D.)
În restul timpului, în intervalele dintre eclipse, este aproape constant (pozițiile A și C) și cu cât este mai lungă, cu atât mai scurtă este durata eclipsei și cu atât mai mare este raza orbitei. În cazul în care satelitul este mare, dar nu oferă prea multă lumină, atunci când stelele luminoase o eclipsează, luminozitatea totală a sistemului va scădea doar ușor.
Arabii antice au chemat (ß Persea Algol (răsfățat el ghul), ceea ce înseamnă "diavol". Este posibil ca ei au observat comportamentul ciudat: în termen de 2 zile 11 ore luminozitate Algol-Yann constantă, apoi timp de 5 ore slabeste 2.3-3.5 magnitudine, iar apoi timp de 5 ore, luminozitatea revine la valoarea anterioară.