Масса Вселенной в килограммах
Общий размер и масса Вселенной
Учитывая общий размер и массу Вселенной, процесс, при котором черные дыры увеличиваются в числе и по размерам, может быть весьма медленным.
Вселенной сейчас 15 миллиардов лет, но черные дыры, вероятно, все еще составляют только малую часть ее массы(Мы не можем быть вполне уверены в этом. Черные дыры почти невозможно обнаружить, и, вероятно, многие из них ускользают от нашего внимания. Возможно, именно масса этих незамеченных черных дыр и составляет «недостающую» массу, необходимую для того, чтобы сделать нашу Вселенную замкнутой, – в этом случае черные дыры составляют от 50 до 90 процентов массы Вселенной).
Даже после половины триллиона дополнительных лет, когда наступит поворот и Вселенная начнет сжиматься, черные дыры все еще могут составлять лишь малую долю общей массы.
Тем не менее как только Вселенная начнет сжиматься, катастрофа черных дыр приобретет дополнительный потенциал.
Черные дыры, которые образовывались в период расширения, были, по всей вероятности, ограничены сердцевинами галактик, но теперь, когда галактические скопления приближаются друг к другу и когда Вселенная становится все богаче энергетической радиацией, мы можем быть уверены, что черные дыры станут образовываться в больших количествах и будут расти быстрее.
На финальных стадиях, когда галактические скопления станут объединяться, черные дыры тоже объединятся, и окончательное сжатие в космическое яйцо явится, безусловно, сжатием в огромную вселенскую черную дыру.
Впрочем, масса Вселенной в размерах космического яйца и не могла бы быть ничем иным, как огромной черной дырой.
Но тогда, если уже ничто не может образоваться из космической дыры, то как может космическое яйцо, образованное сжатием Вселенной, взорваться, чтобы создать новую Вселенную?
Какая часть Вселенной заполнена материей?
Каким образом космическое яйцо, которое существовало 15 миллиардов лет назад, могло взорваться и образовать Вселенную, которую мы теперь населяем?
Чтобы понять, как это могло произойти, мы должны признать, что черные дыры не равны по плотности. Начнем с того, что чем больше масса объекта, тем более интенсивна его поверхностная гравитация (если это обычная звезда) и тем выше у него скорость исчезновения – вторая космическая. И, следовательно, тем меньше объекту нужно сжиматься, чтобы увеличить скорость исчезновения до значения, равного скорости света, и тем больше радиус Шварцшильда, на котором заканчивается сжатие.
Как было сказано выше, радиус Шварцшильда у Солнца составляет 3 километра.
Если звезда с массой в 3 раза большей, чем масса Солнца, сократилась бы до своего радиуса Шварцшильда, то этот радиус равнялся бы 9 километрам.
Сфера с радиусом 9 километров, имея радиус в 3 раза больший, чем у сферы с радиусом 3 километра, имеет объем 3 х 3 х 3, то есть в 27 раз больший. Плотность большей черной дыры составляет лишь 3/27, или 1/9 плотности меньшей черной дыры.
Короче, чем больше масса черной дыры, тем она менее плотная.
Если бы вся Галактика Млечного Пути, которая обладает массой примерно в 150 миллиардов раз большей, чем масса Солнца, сократилась до черной дыры, то ее радиус Шварцшильда составил бы 450 миллиардов километров, или около 1/20 светового года.
Такая черная дыра имела бы среднюю плотность около 1/1000 плотности воздуха вокруг нас. Нам бы это показалось хорошим вакуумом, но это все же была бы черная дыра, из которой ничто не может исчезнуть.
Если бы во Вселенной было достаточно массы, чтобы сделать ее замкнутой, и если бы вся эта масса была сжата в черную дыру, радиус Шварцшильда этой черной дыры был бы около 300 миллиардов световых лет!
Такая черная дыра была бы по объему больше, чем вся известная Вселенная, а ее плотность была бы значительно меньше, чем считается в настоящее время плотность Вселенной.
Теперь представим себе, что Вселенная сжимается.
Предположим, что каждая галактика потеряла большую часть своей материи в черной дыре, так что сжимающаяся Вселенная состоит из сотни миллиардов черных дыр или даже больше, и каждая в зависимости от ее массы примерно от 1/500 до 1 светового года в диаметре. Ничто не может выбраться из этих черных дыр.
Но вот на последних стадиях сжатия все эти черные дыры встречаются и сливаются, чтобы образовать единую черную дыру с массой Вселенной и радиусом Шварцшильда в 300 миллиардов световых лет!
Ничто не может выбраться за пределы этого радиуса, но вполне возможно, что могут быть расширения внутри радиуса. Устремление наружу, так сказать, как бы из этого радиуса может как раз и быть тем событием, которое «запаливает» Большой взрыв.
Если нас убеждают эти строки, мы, по-видимому, должны прийти к заключению, что Вселенная не может быть незамкнутой, что она не может расширяться вечно.
Космическое яйцо, из которого началось расширение, должно было быть черной дырой с соответствующим радиусом Шварцшильда.
Если бы Вселенная должна была расширяться безгранично, тогда части ее двигались бы вне радиуса Шварцшильда, а это представляется невозможным. Следовательно, Вселенная должна быть замкнутой, и поворот должен произойти до того, как будет достигнут радиус Шварцшильда(Вот почему в предыдущей главе я говорил о своем убеждении, что Вселенная является замкнутой, несмотря на распространенное убеждение в том, что она незамкнута).
Квазары
Из трех катастроф первого класса, гибельных для жизни во всей Вселенной,– расширение до тепловой смерти, сжатие до космического яйца и сжатие в от дельные черные дыры – третья отличается от первых двух важными особенностями.
Как расширение Вселенной до тепловой смерти, так и сжатие до космического яйца более или менее равным образом оказывали бы воздействие на всю Вселенную.
В обоих случаях, исходя из того, что человеческая жизнь просуществует еще триллион лет от нашего времени, нет основания предполагать, что наше местонахождение во Вселенной обеспечит нам особенно длительный или особенно малый период для жизни. Наша часть Вселенной не пострадает значительно раньше или позже, чем какая-либо другая ее часть.
В случае третьей катастрофы с отдельными черными дырами ситуация совсем другая.
Здесь мы имеем дело с серией локальных катастроф. Черная дыра может образоваться здесь, а не там, так что жизнь станет невозможной здесь, но не там. В перспективе все неизбежно сольется в черную дыру, но черные дыры, которые образуются здесь и сейчас, могут сделать невозможной жизнь вблизи себя здесь и сейчас, несмотря на то, что жизнь в других местах может продолжаться беззаботно и безбедно весь триллион лет. Следовательно, нам надо поинтересоваться, действительно ли существуют сейчас черные дыры.
И если да, нам надо узнать, где они, по всей вероятности, находятся и насколько возможно, что какие-либо из них угрожают нам катастрофой до (может быть, задолго до) окончательной катастрофы.
Само собой разумеется, наиболее вероятно образование черной дыры в местах, где уже скопилась большая масса.
Чем больше масса звезды, тем она более подходящий кандидат для черной дыры. Скопление звезд, где многочисленные звезды тесно сгрудились вместе, – еще лучший кандидат.
Самые крупные, густо усеянные звездами скопления находятся в центрах галактик, особенно таких гигантских галактик, как наша, или еще больше.
Там от нескольких миллионов до нескольких миллиардов звезд заключено в очень маленьком объеме, и наиболее вероятно, что именно там будет иметь место катастрофа черной дыры.
Всего лишь двадцать лет назад астрономы не имели ни малейшего представления о том, что галактические центры – это место, где происходят интенсивнейшие явления.
В таких центрах звезды расположены близко, но даже в центрах больших галактик звезды отделены друг от друга примерно десятой частью светового года, словом, у них достаточно места, чтобы двигаться, серьезно не мешая друг другу.
Если бы наше Солнце располагалось в таком районе, мы бы увидели невооруженным глазом свыше 2,5 миллиарда звезд, и миллионов 10 из них были бы первой величины или даже ярче, но каждая была бы видна лишь как светящаяся точка.
Свет и тепло, доставляемые этими звездами, могли бы составлять до четверти доставляемых Солнцем, и эти дополнительные свет и тепло могли бы сделать Землю непригодной для обитания, но она могла бы быть пригодной для жизни, находись она подальше от Солнца, скажем, на месте, где находится Марс.
Мы могли рассуждать таким образом, например, еще в 1960 году и даже пожелать, чтобы Солнце располагалось в галактическом центре, чтобы мы могли любоваться таким волшебным ночным небом.
В 20-х гг. XX столетия выдающийся советский физик А. А. Фридман установил, что из уравнений общей теории относительности следует, что Вселенная не может быть неизменной, она должна эволюционировать.
Наш мир должен сжиматься или расширяться. С точки зрения наблюдателя (независимо от того, в какой точке он находится: ведь мир однороден и в каждой точке все происходит так же, как и во всех остальных), все далёкие объекты удаляются от него (или приближаются к нему) с тем большей скоростью, чем дальше они расположены. При этом изменяется средняя плотность вещества во Вселенной.
В наблюдениях расширение Вселенной проявляется в том, что в спектрах далёких галактик линии поглощения смещаются в красную сторону спектра. Это называется красным смещением.
Красное смещение легко снимает фотометрический парадокс. Ведь при переходе ко все более и более удалённым объектам яркость звезды уменьшается ещё и потому, что из-за красного смещения уменьшается энергия кванта.
Когда скорость удаления приближается к скорости света, звезда становится невидимой.
Критическая плотность Вселенной
В теории Фридмана появляется величина, называемая критической плотностью; она может быть выражена через постоянную Хаббла:
где H — постоянная Хаббла;
G — гравитационная постоянная.
Пространство-время
В больших масштабах (десятки и сотни мегапарсек) свойства пространства и времени зависят от средней плотности вещества во Вселенной (ρ̅).
Если эта плотность меньше критического значения (ρ̅к), то мир бесконечен во времени и пространстве.
Его геометрические свойства описываются геометрией Лобачевского, в которой предполагается, что через точку можно провести любое количество прямых, параллельных данной.
При ρ̅=ρк мир описывается привычной нам геометрией Евклида (через точку можно провести только одну прямую, параллельную данной). В этих случаях мир бесконечен.
При ρ̅>ρк мир имеет конечный объем и в нем содержится конечная масса вещества.
При этом мир не имеет границ. Представить себе такой мир невозможно, ибо мы ощущаем только трёхмерный мир. В общей теории относительности мир четырёхмерный: три пространственных измерения и время.
Ближайшим, привычным нам аналогом замкнутого, конечного мира является поверхность шара. Она тоже конечна и не имеет границ.
Средняя плотность Вселенной
В настоящее время не совсем ясно какова в действительности средняя плотность во Вселенной. По современным оценкам значение средней плотности лежит между 5 • 10-27 и 3 • 10-28 кг/см3.
Но эти оценки основаны на наблюдаемых формах материи и в несколько раз меньше критической. По общему мнению, средняя плотность практически совпадает с критической.
Расширение Вселенной
Дальнейшая «судьба» Вселенной зависит от её средней плотности (ρ̅). Если ρ̅>ρк, то скорость расширения будет замедляться, в конце концов расширение сменится сжатием и Вселенная вернётся к исходному состоянию.
Если ρ≤ρк, то расширение будет происходить неограниченно долго. Материал с сайта http://wikiwhat.ru
Космологическая сингулярность
Общая теория относительности позволяет интерпретировать постоянную Хаббла как величину, обратную промежутку времени, прошедшего с момента возникновения Вселенной:
Действительно, если идти по шкале времени назад, то получается, что примерно 15—20 млрд лет.
Вселенная имела нулевые размеры и бесконечную плотность.
Такое состояние принято называть сингулярностью. Она появляется во всех вариантах фридмановской модели. Ясно, что здесь лежит предел применимости теории и нужно выходить за рамки этой модели. При достаточно малых временах квантовые эффекты (ОТО чисто классическая теория) становятся определяющими.
Массы объектов во Вселенной
Для того, чтобы понять, каковы массовые масштабы Вселенной, необходимо рассмотреть объекты Вселенной и измерить их массы. К объектам Вселенной относят космические объекты — звёзды, галактики и т.д.
Метагалактикой называется доступная наблюдениям часть Вселенной. Но наблюдать можно по-разному: невооруженным глазом, в бинокль, в 6-метровый телескоп.
И каждый раз нашим наблюдениям будет доступна разная часть Вселенной. Современная космология, основанная на теории относительности Эйнштейна, определяет возраст Вселенной в 15-20 млрд лет. Никаких галактик, квазаров до этого не существовало. Все они возникли позже.
Предположим, что на расстоянии 20 млрд световых лет находится галактика Икс, которая образовалась, скажем, 12 млрд лет тому назад. Первые лучи, извещающие о рождении этой галактики, еще в пути, они находятся на расстоянии (20 — 12) = 8 млрд световых лет от нас и достигнут нас лишь через 8 млрд лет.
Поэтому многие галактики нам не видны, но мы можем вычислить их местонахождение, плотность и массу.
Ограничена ли масса Вселенной?
Приближенно определяя размеры и среднюю плотность вещества в Метагалактике мы можем оценить полную массу вещества, содержащегося внутри объема, ограниченного космологическим горизонтом, — массу Метагалактики. Получается величина порядка 1053кг.
Зная расстояния до нескольких тысяч галактик, можно построить пространственную модель.
В построенной модели четко проступала пространственная структура распределения галактик. Оказалось, что галактики образуют ячейки типа пчелиных сот. Вдоль стенок этих ячеек расположены галактики, а внутри – пустоты.
Галактики расположены на небе и равномерно, и неравномерно. Если говорить о масштабе в несколько квадратных градусов, то распределение галактик на небе оказывается на удивление равномерным. Необходимо еще раз подчеркнуть, что в очень большом масштабе (больше масштаба ячеек) распределение вещества оказывается совершенно равномерным. То есть если взять в разных местах Вселенной два гигантских куба с ребрами в 100 млн световых лет и количество содержащегося в каждом из них вещества, то результат будет одинаковым, в каких бы местах Метагалактики мы ни помещали эти кубы.
Разделив полную массу на объем куба, мы получим среднюю плотность вещества во Вселенной: p= 3 х 10-27 – 10-26 кг/м3.
Скопления галактик имеют почти сферическую форму; в них насчитывают сотни и тысячи галактик.
Ближайшее к нам крупное скопление галактик находится в созвездии Девы (Virgo), в него входят 3000 галактик. Характерные размеры скоплений галактик от 1 до 3 Мпк.
Более аморфную форму имеют облака галактик. Известны также малочисленные группы галактик. Примером может служить так называемая Местная Группа галактик. В нее входят две большие спиральные галактики: наша Галактика и Туманность Андромеды, а также ряд галактик меньших размеров. Кроме того, каждая гласная спиральная галактика имеет по нескольку галактик-спутников.
У Туманности Андромеды имеется пять больших и пять маленьких спутников. У нашей Галактики крупнейшими спутниками являются Большое и Малое Магеллановы Облака. Кроме того, у нее целая «свита» карликовых галактик (по крайней мере 14 штук). Всего в Мерной Группе галактик насчитывается 38 галактик. На расстоянии 3 Мпк от нас в созвездии Гончих Псов находится другая группа из 34 галактик.
Всего сейчас известно несколько десятков подобных групп галактик. Типичные размеры — от 0,1 до 1 Мпк.
Галактики — эти гигантские звездные острова — разнообразны по форме и размерам. Свечение галактик обусловлено свечением звезд — многих миллиардов звезд, входящих в их состав. Еще в галактиках есть газ (главным образом водород и гелий) и пыль. Количество газа и пыли в галактиках обычно невелико. Масса газа и пыли, как правило, составляет несколько процентов от суммарной массы звезд.
Суммарная масса звезд, газа и пыли в свою очередь составляет 1/10 от полной массы галактик; 9/10 вещества галактик находится в скрытой, невидимой форме. Загадочная «скрытая масса» содержится в гигантских гало (оболочках) галактик в виде слабо светящегося газа, в форме многочисленных потухших или так никогда и не загоревшихся звезд (коричневых карликов) и темных планет.
Существуют методы определения масс галактик. С их помощью установлено, что массы большинства галактик изменяются в пределах от 109 до 10I2М°, где M ° — масса Солнца.
Полная масса нашей Галактики (с учетом скрытой массы), по-видимому, приближается к верхнему из указанных пределов. Размеры галактик (их видимой части) обычно варьируются в пределах от 1 до 100 килопарсек.
Большинство галактик выглядят как гигантские спирали, среди них Туманность Андромеды, Туманность Треугольника и наша Галактика (разумеется, последнюю, в отличие от других галактик, никто не видел со стороны). Примерно четверть всех известных галактик имеют круглую или эллиптическую форму. Третий тип галактик — галактики, имеющие неправильную асимметричную форму. Они так и называются — неправильные (irregular) галактики. У многих галактик в центральной части имеется яркое плотное ядро.
Ядра галактик состоят в основном из звезд (как и ядро нашей Галактики), но в некоторых ядрах, в самом их центре, происходит колоссальное выделение энергии, которое нельзя объяснить излучением или взрывами обычных звезд. Такие галактики получили название галактик с активными ядрами.
В 1963 г. были обнаружены объекты, подобные активным ядрам галактик. Это квазизвездные (т.е. похожие на звезды) объекты — квазары. Квазары — самые удаленные объекты, наблюдаемые во Вселенной. Некоторые из них находятся на таких расстояниях, на которых обычные галактики уже нельзя обнаружить. Самый далекий из известных квазаров находится на расстоянии 14 млрд световых лет.
По-видимому, квазары — это ядра далеких галактик, находящиеся в состоянии очень высокой активности. Сейчас нам известно около 4 тыс. квазаров. Массы квазаров оцениваются в 106 M °.
Скопления звезд бывают двух типов: шаровые и рассеянные.
В нашей Галактике около 500 шаровых скоплений и примерно 20 тыс. рассеянных. Шаровые скопления — самые старые образования в Галактике, своего рода реликты ранней Галактики. Типичный возраст шарового скопления — 15 млрд лет. Шаровые скопления — это массивные объекты правильной сферической формы, содержащие сотни тысяч или даже миллионы звезд.
Их массы варьируются в широких пределах от 103 до 107M °. Размеры шаровых скоплений — около 100 пк. Рассеянные звездные скопления можно найти в любой части неба, но больше всего их вблизи Млечного Пути. Они содержат десятки, сотни, а наиболее крупные — тысячи звезд. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно старые, с возрастом несколько миллиардов лет, так и очень молодые.
Пример сравнительно молодого скопления — Плеяды: его возраст оценивается в 60 млн лет. Невооруженному глазу доступны 6-7 звезд.
В действительности в этом скоплении насчитывается несколько сотен звезд. В настоящее время надежно установлено, что в природе реализуется второй вариант. Звезды рождаются не поодиночке, а группами из массивных газопылевых облаков.
Звезда — основная структурная единица мегамира. Структуры большего масштаба, рассмотренные выше, состоят из звезд. Видимое излучение, приходящее от звездных скоплений, галактик и их скоплений, — это суммарное излучение звезд.
Звезды — природные термоядерные реакторы, в которых происходит химическая эволюция вещества, переработка его на ядерном уровне. Астрономам известно много различных типов звезд. Одна и та же звезда в зависимости от массы и возраста проходит различные эволюционные фазы, переходит из одного типа в другой. Все звезды можно разделить на две большие категории: обыкновенные звезды (иногда говорят, «нормальные звезды») и компактные звезды. К последнему классу относятся белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, т.е.
все конечные продукты звездной эволюции. Размеры нормальных звезд варьируются от размеров Солнца (или немного меньших) до огромных размеров звезд-сверхгигантов, т.е. от 108 м до 1011 м. Размеры компактных звезд изменяются от нескольких километров (черные дыры, нейтронные звезды) до нескольких тысяч километров (белые карлики).
Массы звезд варьируются в сравнительно узком интервале — от 0,01 до 60 M °. Как правило, вместе со звездами фигурируют планетные системы.
Обычно, когда мы говорим о планетной системе, мы подразумеваем нашу Солнечную систему. В то же время есть весомые косвенные свидетельства в пользу существования других планетных систем. В некоторых случаях можно оценить массы планет, входящих в эти системы. Известны объекты, представляющие собой планетные системы в стадии формирования — протозвезда с протопланетным диском. И все же в настоящее время определенно известна только одна планетная система — наша Солнечная система.
Ее размер можно определить как диаметр орбиты Плутона: 40 а.е., или 1013 м. Планеты, кометы, астероиды и малые планеты условно названы космическими телами. Максимальный размер определяется размерами планет-гигантов (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) с кольцами, а минимальный — размерами малых планет и кометных ядер (-10 км).
В основе методов определения масс космических объектов лежит теория гравитации и ее следствия. Чаще всего используется третий закон Кеплера в той обобщенной форме, которую придал ему Ньютон.
В данном случае речь идет о свойствах относительного движения двух тел с массами М и т. Если масса одного тела (М) много больше массы другого тела (т), то можно считать, что большое тело неподвижно, а малое тело движется вокруг него по эллиптической орбите. В качестве примера можно привести Землю и Луну, Солнце и Землю, Юпитер и его спутник (скажем, Ио), Солнце и Юпитер. В названных парах небесных тел масса первого тела много больше массы второго (например, масса Солнца в 1000 раз больше массы Юпитера).
Размеры тел, составляющих пары, столь малы по сравнению с расстоянием между ними (даже радиус Солнца в 1000 раз меньше расстояния Солнце—Юпитер), что их можно рассматривать как материальные точки.
В ряде случаев картина движения тел не похожа на схему с двумя материальными точками.
Например, космическая станция «Мир» обращается вокруг Земли на высоте 330 км, что составляет лишь 1/20 часть радиуса Земли. Однако и в этом случае космическая станция «чувствует» на себе притяжение Земли так, как будто вся масса Земли сосредоточена в ее центре на расстоянии 6700 км от станции. В примере с космической станцией получается, что и станция, и космонавт в ней, и карандаш космонавта (всё тела разной массы) движутся совершенно независимо по одной и той же орбите, характеристики которой определяются только массой Земли.
Эта независимость приводит к явлению невесомости. Для всех спутников Земли отношение а3/Т2- величина постоянная. Период Т обращения космической станции «Мир» вокруг Земли равен 84 мин.
Чем дальше спутник от Земли, тем больше период. На высоте 36000 км от поверхности Земли период обращения спутника равен периоду вращения самой Земли.
Орбита с такими характеристиками называется геостационарной. Если наблюдать за таким спутником с вращающейся Земли, то впечатление такое, что спутник неподвижно висит над одной и той же точкой Земли.
Есть метод определения массы центрального тела: находим размер орбиты спутника, период его обращения вокруг центрального тела и вычисляем искомую массу. С помощью этого метода по движению Юпитера можно найти массу Солнца.
Этим же способом были найдены массы планет, имеющих естественные спутники (по движению этих спутников): Марса, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Меркурий и Венера не имеют естественных спутников. Их массы были измерены с высокой точностью только после появления около них рукотворных (искусственных) спутников. Описанным методом можно определять также массы гигантских космических структур — шаровых скоплений и галактик. Подобно станции на околоземной орбите, звезда на краю скопления «чувствует» всю массу скопления так, как будто она (масса) сосредоточена в центре скопления.
Если найти размер орбиты этой звезды и период ее обращения вокруг центра скопления, то по формуле (2.10) можно вычислить массу всего скопления. Размер орбиты найти нетрудно, если известно расстояние до скопления.
Масса звезды — самая важная характеристика звезды, от которой зависят ее свечение, строение, время жизни и вообще вся эволюция.
Можно определить массы двух звезд, образующих гравитационно связанную пару — двойную звезду. Массы звезд, составляющих пару, не сильно различаются, поэтому нельзя считать (как это мы делали в случае планеты, обращающейся вокруг Солнца), что звезда меньшей массы обращается вокруг звезды большей массы. В действительности обе звезды обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс (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.
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.
Источник