Esitluse kirjeldus üksikute slaidide kaupa:
1 slaid
Slaidi kirjeldus:
2 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Mõnede tähtede heledus on muutuv ja muutub teatud ajavahemike jooksul – tundidest nädalateni või isegi aastani. Muutuva tähe heledust saab määrata, võrreldes seda ümbritsevate tähtedega, mille heledus on püsiv. Muutliku heleduse peamiseks põhjuseks on tähe suuruse muutumine selle ebastabiilsuse tõttu. Tuntuimad on tsefeidide klassi pulseerivad tähed, mis on saanud nime nende prototüübi järgi - täht delta Cephei. Need on kollased superhiiglased, mis pulseerivad iga paari päeva või nädala tagant, põhjustades nende heleduse muutumist.
3 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Selliste tähtede tähtsus astronoomidele seisneb selles, et nende pulsatsiooniperiood on otseselt seotud heledusega: kõige heledamatel tsefeididel on pikim pulsatsiooniperiood. Seetõttu saab tsefeidide pulsatsiooniperioodi jälgides nende heledust täpselt määrata. Võrreldes arvutatud heledust Maalt nähtava tähe heledusega, saate määrata, kui kaugel see meist on. Tsefeidid on suhteliselt haruldased. Kõige arvukamad muutuvate tähtede tüübid on punased hiiglased ja superhiiglased; Kõik need on ühel või teisel määral muutlikud, kuid neil pole nii selget perioodilisust kui tsefeididel. Kõige kuulsam näide muutuvast punasest hiiglasest on Omicron Ceti, tuntud kui Mira. Mõned punased muutuvtähed, näiteks ülihiiglane Betelgeuse, ei näita oma muutustes mingit mustrit.
4 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Täiesti erinevat tüüpi muutlikud tähed on kahekihilised varjutavad tähed. Need koosnevad kahest omavahel ühendatud orbiidiga tähest; üks neist sulgeb perioodiliselt teise meie eest. Iga kord, kui üks täht varjutab teise, nõrgeneb valgus, mida me tähesüsteemist näeme. Tuntuim neist on staar Algol, mida nimetatakse ka beeta Perseiks.
5 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Kõige muljetavaldavamad on muutlikud tähed, mille heledus muutub ootamatult ja sageli väga tugevalt. Neid nimetatakse noovadeks ja supernoovadeks. Arvatakse, et noova on kaks tihedalt asetsevat tähte, millest üks on valge kääbus. Teise tähe gaasi tõmbab valge kääbus eemale, see plahvatab ja tähe valgus suureneb mõneks ajaks tuhandeid kordi. Kui noova plahvatab, täht ei hävi. Mõne noova plahvatusi on täheldatud rohkem kui üks kord ja võib-olla ilmuvad mõne aja pärast uuesti uued. Uusi märkavad sageli esimesena harrastusastronoomid. Veelgi suurejoonelisemad on supernoovad – taevalikud kataklüsmid, mis tähendavad tähe surma. Kui supernoova plahvatab, rebeneb täht tükkideks ja lõpetab oma olemasolu, süttides mõnda aega miljoneid kordi võimsamalt kui tavalised tähed. Kohtades, kus toimub supernoova plahvatus, jääb tähe praht kosmosesse laiali, näiteks Krabi udukogusse Sõnni tähtkujus ja Loori udusse Cygnuse tähtkujus.
6 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Supernoovasid on kahte tüüpi. Üks neist on valge kääbuse plahvatus kaksiktähe sees. Teine tüüp on see, kui Päikesest mitu korda suurem täht muutub ebastabiilseks ja plahvatab. Viimast supernoova meie galaktikas täheldati 1604. aastal ja veel üks supernoova tekkis ja oli palja silmaga nähtav Suures Magellani pilves 1987. aastal.
7 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Topelttähed Päike on üks täht. Kuid mõnikord asuvad kaks või enam tähte üksteise lähedal ja tiirlevad üksteise ümber. Neid nimetatakse kahe- või mitmekordseteks tähtedeks. Neid on Galaxys palju. Niisiis on Ursa Majori tähtkujus oleval tähel Mizaril satelliit - Alcor. Sõltuvalt nendevahelisest kaugusest tiirlevad kaksiktähed üksteise ümber kiiresti või aeglaselt ning tiirlemisperiood võib ulatuda mõnest päevast mitme tuhande aastani. Mõned kaksiktähed on pööratud Maa poole oma orbiidi tasandi servaga, siis varjutab üks täht korrapäraselt teist. Samal ajal tähtede üldine heledus nõrgeneb. Me tajume seda tähe heleduse muutusena. Näiteks Perseuse tähtkujus asuv “kuraditäht” Algol on iidsetest aegadest tuntud muutuva tähena. Iga 69 tunni järel, selle kaksiksüsteemi tähtede tiirlemisperioodi jooksul, varjutab heledama tähe selle jahedama ja vähem helendav naaber. Maa pealt tajutakse seda selle heleduse vähenemisena. Kümme tundi hiljem tähed hajuvad ja süsteemi heledus saavutab taas maksimumi.
8 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Kaksiktähed on kaks (mõnikord kolm või enam) tähte, mis tiirlevad ümber ühise raskuskeskme. Kaksiktähti on erinevaid: paaris on kaks sarnast tähte ja on erinevaid (tavaliselt punane hiiglane ja valge kääbus). Kuid olenemata nende tüübist on need tähed kõige paremini uuritavad: erinevalt tavalistest tähtedest on nende jaoks võimalik nende koostoimet analüüsides määrata peaaegu kõik parameetrid, sealhulgas mass, orbiitide kuju ja isegi umbkaudselt määrata tähtede omadused. nende lähedal asuvad tähed. Reeglina on need tähed vastastikuse külgetõmbe tõttu mõnevõrra pikliku kujuga. Paljud sellised tähed avastas ja uuris meie sajandi alguses vene astronoom S. N. Blazhko. Umbes pooled meie galaktika tähtedest kuuluvad kaksiksüsteemidesse, seega on üksteise ümber tiirlevad kaksiktähed väga levinud nähtus.
Slaid 9
Slaidi kirjeldus:
Kaksiktähti hoiab koos vastastikune gravitatsioon. Mõlemad kaksiksüsteemi tähed pöörlevad elliptilistel orbiitidel ümber teatud punkti, mis asub nende vahel ja mida nimetatakse nende tähtede raskuskeskmeks. Neid võib kujutleda tugipunktidena, kui kujutada ette tähti, kes istuvad laste kiigel: igaüks omas otsas palgile asetatud laual. Mida kaugemal tähed üksteisest on, seda kauem kestavad nende orbiiditeed. Enamik kaksiktähti on üksteisele liiga lähedal, et neid eraldi näha isegi kõige võimsamate teleskoopidega. Kui partnerite vahemaa on piisavalt suur, võib orbiidiperioodi mõõta aastates ja mõnikord isegi sajandis või rohkemgi. Topelttähti, mida saab eraldi näha, nimetatakse nähtavaks kaksiktähtedeks.
10 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Spektroskoopiline kaksiktäht on tähtede paar, mis on üksteisele liiga lähedal, et neid läbi teleskoobi näha; teise tähe olemasolu selgub valgust spektroskoopi kasutades analüüsides.
11 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Tähtede liikumine. Taevas on pikkus- ja laiuskraadi analoogid õige tõus ja deklinatsioon. Paremtõus algab punktist, kus Päike ületab igal aastal põhjasuunas taevaekvaatori. See punkt, mida nimetatakse kevadiseks pööripäevaks, on Greenwichi meridiaani taevane vaste Maal. Paremtõusu mõõdetakse kevadisest pööripäevast itta tundides, vahemikus 0 kuni 24. Iga parempoolse tõusu tund jaguneb 60 minutiks ja iga minut 60 sekundiks. Deklinatsioon on defineeritud kraadides taevaekvaatorist põhja- ja lõuna pool, 0-st ekvaatoril kuni +90°-ni põhjataevapoolusel ja -90°-ni lõunataevapoolusel. Taevapoolused asuvad otse Maa pooluste kohal ja taevaekvaator möödub Maa ekvaatorilt vaadatuna otse pea kohal. Seega saab tähe või muu objekti asukohta täpselt määrata selle õige tõusu ja deklinatsiooni ning ka Maa pinnal asuva punkti koordinaatide järgi. Selle raamatu tähekaartidele on kantud koordinaatide ruudustikud õige tõusu tundides ja deklinatsiooniastmetes.
12 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Avakosmose kartograafid seisavad aga silmitsi kahe probleemiga, millega maakera kartograafid ei puutu. Esiteks liigub iga täht aeglaselt ümbritsevate tähtede suhtes (tähe õige liikumine). Mõne erandiga, näiteks Barnardi tähega, on see liikumine nii aeglane, et seda saab määrata ainult spetsiaalsete mõõtmiste abil. Kuid paljude tuhandete aastate pärast toob see liikumine kaasa tähtkujude praeguse kuju täieliku muutumise; mõned tähed liiguvad naabertähtkujudesse. Ühel päeval peavad astronoomid üle vaatama tänapäevase tähtede ja tähtkujude nomenklatuuri. Teine probleem seisneb selles, et üldine koordinaatide ruudustik nihkub Maa kosmose kõikumise tõttu, mida nimetatakse pretsessiooniks. See põhjustab paremale tõusmise nullpunktile pöörde taevas iga 26 000 aasta järel. Kõikide taevapunktide koordinaadid muutuvad järk-järgult, nii et tavaliselt on taevaobjektide koordinaadid antud kindla kuupäeva kohta.
Esitluse kirjeldus üksikute slaidide kaupa:
1 slaid
Slaidi kirjeldus:
2 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Nagu vaatlused on näidanud, moodustavad paljud neist paare või on keerukate süsteemide liikmed. Pealegi kuuluvad ainuüksi meie galaktikas umbes pooled tähtedest kahendsüsteemidesse. Kaksiktähed on tihedalt asetsevad tähepaarid.
3 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Kaksiktähtede päritolu ja areng Sarnaselt üksikutele tähtedele tekivad kaksiksüsteemid gravitatsioonijõudude mõjul gaasi- ja tolmupilvest. Kaasaegses astronoomias on topelttähtede tekkeks kolm kõige populaarsemat teooriat. Esimene neist seob binaarsüsteemide moodustumise protokollipilve ühise tuuma eraldumisega varases staadiumis, mis oli binaarsüsteemi tekkimise materjaliks. Teine teooria on seotud protostellaarse ketta killustumisega, mille tulemusena võivad tekkida mitte ainult kahendsüsteemid, vaid ka mitmed tähesüsteemid. Protostellaarse ketta killustumine toimub hilisemas staadiumis kui tuuma killustumine. Uusim teooria väidab, et kaksiktähtede teke on võimalik dünaamiliste füüsikaliste ja keemiliste protsesside kaudu protopilves, mis toimib tähtede tekke materjalina.
4 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Teadlaste sõnul moodustavad kaksiktähed umbes poole meie galaktika tähtedest. Kaksiktäht on süsteem, mis koosneb kahest gravitatsioonijõudude abil ühendatud objektist (tähest). Mõlemad süsteemi tähed pöörlevad ümber oma ühise massikeskme. Tähtede vahelised kaugused võivad varieeruda, samuti nende tähtede mass ja suurus. Mõlemal gravitatsioonisüsteemi kuuluval tähel võivad olla nii sarnased kui ka eristavad omadused. Näiteks tähe A mass või suurus võib olla suurem kui tähel B.+ Topelttärnid on traditsiooniliselt märgistatud ladina tähtedega. Tavaliselt on täht “A” tähistatud heledama ja massiivsema kaaslasega. Täht "B" on vähem helendav ja massiivne täht. Kaksiktähesüsteemi markantne näide on meile lähim tähesüsteem - Alpha Centauri A ja B. See on kahest tähest koosnev terviklik süsteem. Alpha Centauri ise koosneb kolmest komponendist. Kui vaatate seda tähte ilma erinevaid optilisi instrumente kasutamata, tajutakse seda palja silmaga visuaalselt ühe tähena. Kui vaatame seda läbi teleskoobi, näeme selgelt selle süsteemi kahte või isegi kolme komponenti. Teised kaksiktähtede näited on Beta Lyrae süsteem, Beta Persei süsteem (Algol), Sirius ja teised tähed.
5 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Taevas läheduses nähtavate tähtede hulgas eristatakse optilisi ja füüsilisi kaksikuid. Esimesel juhul projitseeritakse taevasfäärile kaks tähte kõrvuti. Kuigi tegelikult võivad need asuda üksteisest väga kaugel. Kuid füüsilised kaksiktähed asuvad tegelikult kosmoses üksteise kõrval. Neid ei ühenda mitte ainult gravitatsioonijõud, vaid nad tiirlevad ka ühise massikeskme ümber.
6 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Topelttähtede olemasolu idee pakkus esmakordselt välja inglise teadlane ja preester John Michell 1767. aastal. Ja selle hüpoteesi vaatlusliku kinnituse avaldas 1802. aastal William Herschel. Esimene iidsetest aegadest tuntud tähepaar on Mizar ja Alcor, mida täheldati Suure Vankri “ämbri” käepidemes. See tähepaar on hea näide optilisest kaksiktähest, kuna Alcor asub Mizarist umbes 12 kaareminuti kaugusel.
7 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Kui vastastikuse gravitatsiooniga ühendatud süsteemi tähtede arv on suurem kui kaks, nimetatakse neid mitmekordseteks. On kolme-, nelja- ja veelgi suurema kordsusega tähti. Mitme tähe näide on kolmiktäht α Centauri. Veelgi enam, huvitaval kombel on üks komponentidest - Proxima - Maale lähim täht pärast Päikest. Tähed, millel on vähem kui 10 komponenti, liigitatakse tavaliselt mitmeks täheks. Kui süsteemis on rohkem tähti, nimetatakse seda täheparveks. Klassikaline näide on Plejaadide avatud kobar, mis on öises taevas palja silmaga nähtav.
8 slaidi
Slaidi kirjeldus:
Füüsilised kaksiktähed jagunevad olenevalt nende vaatlemise meetodist tavaliselt mitmesse klassi. Visuaalsed kaksiktähed on kaksiktähed, mille komponente saab näha eraldi (läbi teleskoobi või pildistada). Võimalus vaadelda tähte visuaalse binaarsena määrab teleskoobi eraldusvõime. Seetõttu asuvad kõik teadaolevad visuaalsed kaksiktähed Päikese läheduses väga pika tiirlemisperioodiga (kuni mitu tuhat aastat). Ja nende orbiidid on suuruselt võrreldavad meie päikesesüsteemi hiiglaslike planeetide orbiitidega. Sellega seoses on enam kui 110 000 sellisest objektist suure täpsusega määratud alla saja orbiidi. Teine binaarsüsteemide klass koosneb varjutavatest kaksiktähtedest või muutuvatest tähtedest. Need on lähedased paarid, kes tiirlevad mitme tunni kuni mitmepäevase perioodiga orbiitidel, mille poolsuurtelg on võrreldav tähtede endaga. Selle tulemusena on tähtede vaheline nurk väga väike. Seetõttu ei saa me süsteemi komponente eraldi näha. Selle heleduse perioodiliste kõikumiste põhjal võib aga otsustada, et süsteem on tõepoolest kahene. Oletame, et tähtede orbiitide tasapinnad piki vaatejoont praktiliselt langevad kokku. Seejärel vaadeldakse tähepaari pöörde ajal, kui üks komponentidest on teise ees või taga, varjutusi. Minimaalse ja maksimaalse heleduse tähesuuruste erinevust nimetatakse amplituudiks. Ja ajavahemik kahe järjestikuse väikseima miinimumi vahel on muutlikkuse periood.
"Neutrontäht" - 7. 8. Neutrontähtede mõõdetud massid. Suurema kesktiheduse ja suurema massiga tähed osutuvad ebastabiilseteks. Neutrontähtede sisemine struktuur. 2. Paljude osakeste jõudude otsene sisseviimine isovektori kanalitesse: Relativistliku keskmise välja (RMF) mudel. Paljude osakeste jõudude sissejuhatus.
“Kaksiktähed” – visuaalselt topelt, astromeetriliselt topelt, varjutavalt topelt, spektraalselt topelt. Kõigepealt uurime välja, milliseid tähti nii nimetatakse. Miks on topelttähed huvitavad? Üksikud tähed meile sellist võimalust ei paku. Viimane binaarne tüüp on spektroskoopiline binaar. Spektriliselt kahekordne. Eclipsing doubles.
"Tähtede mass" - mass, mis on peaaegu võrdne Päikesega ja 2,5 korda suurem kui Maa. Energiaallikas Päikesest ja tähtedest. Peamine järjestus. Põhijada tähtede tihedus on võrreldav Päikese tihedusega. Tähtede mass on ligikaudu 1/20 kuni 100 korda suurem kui Päikese mass. Betelgeuse on punane superhiiglane.
"Tähtkujud" – on ka seitsmenda, kaheksanda ja isegi kaheksateistkümnenda suurusjärgu tähti. Esimese tähesuuruse täht on täpselt 2,512 korda heledam kui teise tähesuuruse täht. Pilveta ja kuuta ööl, asustatud aladest kaugel, võib eristada umbes 3000 tähte. Talvekolmnurga moodustavad eredamad tähed Orion, Canis Major ja Canis Minor.
"Tähtkuju astronoomia" - Põhineb peamiselt vaatlustel. Kuid mitte ainult Akid armus Galateasse. Spiraalgalaktika M74. Tähtkujude nimed olid seotud müütide, jumalate nimedega, seadmete ja mehhanismide nimedega. Alustame tutvumist suvetaeva tähtkujudega. Ursa Minor. Tähtkuju. Põhjas ripub Suure Vankri ümberpööratud vanker.
Esitlus slaidide kaupa:
Libisema 1
Libisema 2
Topelttähtede tüübid Kõigepealt selgitame välja, milliseid tähti nii nimetatakse. Loobume koheselt topelttähtedest, mida nimetatakse "optilisteks topelttähtedeks". Need on tähepaarid, mis juhtuvad olema taevas lähedal, st samas suunas, kuid tegelikult on neid eraldatud suurte vahemaadega. Me ei käsitle seda tüüpi topelt. Meid huvitab füüsikaliselt kaksiktähtede klass, st tähed, mis on tõeliselt seotud gravitatsioonilise vastasmõjuga.
Libisema 3
Massikeskme asend Füüsiliselt pöörlevad kaksiktähed ellipsidena ümber ühise massikeskme. Kui aga mõõta ühe tähe koordinaate teise suhtes, siis selgub, et tähed liiguvad üksteise suhtes ka ellipsidena. Sellel joonisel võtsime lähtekohaks massiivsema sinise tähe. Sellises süsteemis kirjeldab massikese (roheline punkt) ellipsi ümber sinise tähe. Hoiatan lugejat levinud eksiarvamuse eest, et sageli arvatakse, et massiivsem täht tõmbab väikese massiga tähte tugevamini ligi kui vastupidi. Kõik kaks objekti tõmbavad teineteist võrdselt ligi. Kuid suure massiga objekti on raskem liigutada. Ja kuigi Maale langev kivi tõmbab Maad enda poole sama jõuga kui tema Maa, on meie planeeti selle jõuga võimatu häirida ja me näeme, kuidas kivi liigub.
Libisema 4
Sageli on aga nn mitu süsteemid, millel on kolm või enam komponenti. Kolme või enama interakteeruva keha liikumine on aga ebastabiilne. Näiteks kolmest tähest koosnevas süsteemis võib alati eristada kahekordset alamsüsteemi ja selle paari ümber tiirlevat kolmandat tähte. Nelja tärni süsteemis võib ühise massikeskme ümber tiirleda kaks binaarset alamsüsteemi. Teisisõnu, looduses taanduvad stabiilsed mitmiksüsteemid alati kaheliikmelisteks süsteemideks. Kolmest tähest koosnevasse süsteemi kuulub tuntud Alpha Centauri, mida paljud peavad meile lähimaks täheks, kuid tegelikult on selle süsteemi kolmas nõrk komponent – punane kääbus Proxima Centauri – lähemal. Kõik kolm süsteemi tähte on nende läheduse tõttu eraldi nähtavad. Tõepoolest, mõnikord on tõsiasi, et täht on kahekordne, näha läbi teleskoobi. Selliseid paariseid nimetatakse visuaalseteks paaristeks (mitte segi ajada optiliste paaristega!). Reeglina pole need lähedased paarid, nendes olevate tähtede vahelised kaugused on suured, palju suuremad kui nende enda suurus.
Libisema 5
Libisema 6
Topelttähtede sära Sageli on paarikaupa tähed väga erineva heledusega, tuhm täht jääb heleda varju. Mõnikord saavad astronoomid sellistel juhtudel teada tähe duaalsusest nähtamatu satelliidi mõjul ereda tähe liikumise kõrvalekallete kaudu ühe tähe jaoks arvutatud kosmosetrajektoorist. Selliseid paare nimetatakse astromeetrilisteks kahendarvudeks. Eelkõige liigitati Sirius seda tüüpi binaarseks pikka aega, kuni teleskoopide võimsus võimaldas eristada seni nähtamatut satelliiti - Sirius B. See paar muutus visuaalselt kahekordseks. Juhtub, et tähtede pöördetasand nende ühise massikeskme ümber läbib või peaaegu läbib vaatleja silma. Sellise süsteemi tähtede orbiidid asuvad otsekui meie servas. Siin varjutavad tähed perioodiliselt üksteist, kogu paari heledus muutub sama perioodiga. Seda tüüpi binaari nimetatakse varjutavaks binaariks. Kui rääkida tähe muutlikkusest, siis sellist tähte nimetatakse varjutusmuutujaks, mis viitab ka selle duaalsusele. Kõige esimene avastatud ja kuulsaim seda tüüpi binaar on täht Algol (Kuradisilm) Perseuse tähtkujus.
Libisema 7
Libisema 8
Spektraalselt kahendtähed Viimaseks kahendarvu tüübiks on spektraalselt kahendtähed. Nende duaalsus määratakse tähe spektri uurimisega, milles märgatakse perioodilisi neeldumisjoonte nihkeid või on selge, et jooned on kahekordsed, millel põhineb järeldus tähe duaalsuse kohta.
Libisema 9
Miks on topelttähed huvitavad? Esiteks võimaldavad need välja selgitada tähtede massid, kuna seda on kõige lihtsam ja usaldusväärsem arvutada kahe keha nähtava vastasmõju põhjal. Otsesed vaatlused võimaldavad teada saada süsteemi kogu “kaalu” ja kui lisada neile teadaolevad seosed tähtede masside ja nende heleduste vahel, millest oli juttu eespool tähtede saatuse loos, siis saab teada komponentide massid ja testida teooriat. Üksikud tähed meile sellist võimalust ei paku. Lisaks, nagu ka varem mainitud, võib tähtede saatus sellistes süsteemides erineda märkimisväärselt samade üksikute tähtede saatusest. Taevapaarid, mille vahekaugused on tähtede endi suurusega võrreldes suured, elavad kõigil eluetappidel samade seaduste järgi nagu üksikud tähed, üksteist segamata. Selles mõttes ei avaldu nende kahesus kuidagi.
Libisema 10
Lähedased paarid: esimene massivahetus Binaarsed tähed sünnivad ühest ja samast gaasi- ja tolmuudukogust, neil on sama vanus, kuid sageli erinev mass. Teame juba, et massiivsemad tähed elavad “kiiremini”, seetõttu ületab massiivsem täht evolutsiooniprotsessis oma eakaaslasest. See laieneb, muutudes hiiglaseks. Sel juhul võib tähe suurus muutuda selliseks, et aine ühest (täispuhutud) tähest hakkab voolama teise. Selle tulemusena võib algselt kergema tähe mass muutuda suuremaks kui algselt raske! Lisaks saame kaks ühevanust tähte ja massiivsem täht on endiselt põhijada peal, st selle keskel alles käib heeliumi süntees vesinikust ja heledam täht on oma juba ära kasutanud. vesinik ja sellesse on tekkinud heeliumi tuum. Pidagem meeles, et üksikute tähtede maailmas ei saa see juhtuda. Tähe vanuse ja selle massi lahknevuse tõttu nimetatakse seda nähtust Algoli paradoksiks, austades sama varjutuskahju. Staar Beta Lyrae on teine paar, mis praegu massi vahetab.
Libisema 11
Täispuhutud tähe aine, mis voolab vähemmassiivsele komponendile, ei lange sellele kohe peale (tähtede vastastikune pöörlemine takistab seda), vaid moodustab kõigepealt pöörleva aineketta ümber väiksema tähe. Selle ketta hõõrdejõud vähendavad aineosakeste kiirust ja see settib tähe pinnale. Seda protsessi nimetatakse akretsiooniks ja saadud ketast akretsiooniks. Seetõttu on algselt massiivsemal tähel ebatavaline keemiline koostis: kogu tema väliskihtides olev vesinik voolab teise tähe juurde, jättes alles vaid heeliumi tuuma koos raskemate elementide segudega. Selline täht, mida nimetatakse heeliumitäheks, areneb kiiresti, moodustades olenevalt selle massist valge kääbuse või relativistliku tähe. Samal ajal toimus kahendsüsteemis tervikuna oluline muutus: algselt massiivsem täht loobus sellest paremusest.
Libisema 12
Libisema 13
Teine massivahetus Binaarsüsteemides on ka röntgenpulsarid, mis kiirgavad suuremas energialainepikkuste vahemikus. Seda kiirgust seostatakse aine kogunemisega relativistliku tähe magnetpooluste lähedusse. Akretsiooni allikaks on tähetuule osakesed, mida kiirgab teine täht (samasuguse iseloomuga on ka päikesetuulel). Kui täht on suur, saavutab tähetuul märkimisväärse tiheduse ning röntgenpulsarkiirguse energia võib ulatuda sadade ja tuhandete päikeseheledusteni. Röntgenipulsar on ainus viis kaudselt tuvastada musta auku, mida nagu mäletame, pole näha. Ja neutrontäht on visuaalseks vaatluseks haruldane objekt. See pole kaugeltki kõik. Ka teine täht paisub varem või hiljem õhku ja aine hakkab naabri juurde voolama. Ja see on juba teine ainevahetus kahendsüsteemis. Olles saavutanud suured suurused, hakkab teine täht esimese vahetuse ajal võetud "tagastama".
Libisema 14
Kui esimese tähe asemele ilmub valge kääbus, siis teise vahetuse tulemusena võivad selle pinnal tekkida rakud, mida vaatleme uute tähtedena. Ühel hetkel, kui väga kuuma valge kääbuse pinnale langeb liiga palju materjali, tõuseb pinna lähedal asuva gaasi temperatuur järsult. See kutsub esile plahvatusliku tuumareaktsiooni puhangu. Tähe heledus suureneb oluliselt. Sellised puhangud võivad korduda ja neid nimetatakse korduvateks uuteks. Korduvad sähvatused on esimestest nõrgemad, mille tulemusena võib täht oma heledust kümneid kordi suurendada, mida me Maalt vaatleme kui “uue” tähe ilmumist.
Libisema 15
Teine tulemus valge kääbussüsteemis on supernoova plahvatus. Teisest tähest lähtuva ainevoolu tagajärg võib olla see, et valge kääbus saavutab maksimaalse massi 1,4 päikeseenergiat. Kui see on juba raudne valge kääbus, siis ei suuda ta gravitatsioonilist kokkusurumist säilitada ja plahvatab. Supernoova plahvatused kahendsüsteemides on heleduse ja arengu poolest üksteisega väga sarnased, kuna tähed plahvatavad alati sama massiga - 1,4 päikeseenergiat. Meenutagem, et üksikute tähtede puhul saavutab keskne raudtuum selle kriitilise massi ja välimised kihid võivad olla erineva massiga. Binaarsetes süsteemides, nagu meie narratiivist selgub, need kihid peaaegu puuduvad. Seetõttu on sellistel signaalrakettidel sama heledus. Märgates neid kaugetes galaktikates, saame arvutada palju suuremaid kaugusi, kui saab määrata täheparallaksi või tsefeidide abil. Märkimisväärse osa kogu süsteemi massist kaotamine supernoova plahvatuse tagajärjel võib viia kahendsüsteemi lagunemiseni. Komponentide vaheline gravitatsiooniline külgetõmbejõud väheneb oluliselt ja need võivad liikumise inertsi tõttu lahku lennata.
Tähed.
Topelttähed.
Muutuvad tähed
Kaugus tähtedeni
Tähe aastane parallaks lk on nurk, mille all Maa orbiidi poolsuurtelg (võrdne 1 AU-ga) on tähest vaadeldav, mis on risti tähe suunaga.
kus on Maa orbiidi poolsuurtelg
Väikeste nurkade korral sin p = p = 1 au, siis
Tähtede füüsiline olemus
Tähed on erinevad
struktuur
heledus
suurused
vanus
temperatuur (värv)
Tähtede heledus
Samal kaugusel asuvad tähed võivad nähtava heleduse (st heleduse) poolest erineda. Tähtedel on erinevad heledus .
Heledus on kogu energia, mida täht kiirgab ajaühikus.
Väljendatud keeles vatti või päikese heleduse ühikutes .
Astronoomias on tavaks võrrelda tähti heleduse järgi, arvutades nende heleduse (tähe suurus) sama standardkauguse jaoks - 10 tk.
Näiv suurusjärk, mis tähel oleks, kui see oleks meist D kaugusel 0 = 10 tk, mida nimetatakse absoluutseks suuruseks M.
Tähe heledus määratakse Päikese heleduse absoluutsuuruse kaudu, kasutades järgmist seost
Tähtede värvus ja temperatuur
Tähed on erinevates värvides.
Arcturusel on kollakasoranž toon,
Valge-sinine põiklatt,
Antares on helepunane.
Tähtede värvus ja temperatuur
Tähe spektris domineeriv värv sõltub temperatuuri selle pind.
Erinevate tähtede puhul toimub maksimaalne kiirgus erinevatel lainepikkustel.
Veini seadus
Maksimaalne päikesekiirgus λ = 4,7x 10 m
Harvardi tähtede spektraalne klassifikatsioon
Päike
Tähtede raadiused
Tähed
Neutrontähed (pulsarid)
hiiglased
päkapikud
mustad augud
superhiiglased
Aldebaran on punane hiiglane Sõnni tähtkujus
Alpha Orionis – Betelgeuse (Supergiant)
Väike täpp Siriuse kõrval on selle satelliit, valge kääbus Sirius B.
Palja silmaga Mizari lähedal
(Ursa Major Dipperi käepideme keskmine täht)
nõrk täht Alcor nähtav (5 m)
Iidsetel aegadel usuti, et inimesel, kes näeb selle tähe väikest naabrit, on äge nägemine.
Mizari ja Alcori sõnul panid iidsed kreeklased silma valvsust proovile
Mizar ja Alcor ei ole ainult taevasfääril kõrvuti projitseeritud,
vaid ka liikuda ümber ühise massikeskme. Orbitaalperiood on umbes 2 miljardit aastat.
Galaktikas on palju topelt- ja mitut tähte.
Mira – Omicron Ceti – topelttäht.
Fotol A Kaksiktähe komponendid on kujutatud 0,6 tolli kaugusel.
Fotode peal b Ja Koos on selge, et nende kuju ei ole sfääriline, väiksema tähe suunas on Miralt näha saba.
See võib olla tingitud Mira Ceti gravitatsioonilisest koostoimest
oma kaaslasega
Topelttähtede tüübid
- visuaalselt kahekordne
- astromeetrilised kahendfailid
- varjutavad kahendfailid
- spektraalselt kahekordne
Astromeetriliselt kahekordistub
Sageli erinevad tähed paaris ereduse poolest suuresti, tuhm täht jääb ereda varju. Mõnikord saavad astronoomid sellistel juhtudel teada tähe duaalsusest nähtamatu satelliidi mõjul ereda tähe liikumise kõrvalekallete kaudu ühe tähe jaoks arvutatud kosmosetrajektoorist. Selliseid paare nimetatakse astromeetrilisteks kahendarvudeks. Eelkõige liigitati Sirius seda tüüpi binaarseks pikka aega, kuni teleskoopide võimsus võimaldas eristada seni nähtamatut satelliiti - Sirius B. See paar muutus visuaalselt kahekordseks.
Varjutavad kahendfailid
Juhtub, et tähtede pöördetasand nende ühise massikeskme ümber läbib või peaaegu läbib vaatleja silma. Sellise süsteemi tähtede orbiidid asuvad otsekui meie servas. Siin varjutavad tähed perioodiliselt üksteist, kogu paari heledus muutub sama perioodiga. Seda tüüpi binaari nimetatakse varjutavaks binaariks. Kui rääkida tähe muutlikkusest, siis sellist tähte nimetatakse varjutusmuutujaks, mis viitab ka selle duaalsusele. Kõige esimene avastatud ja kuulsaim seda tüüpi binaar on täht Algol (Kuradisilm) Perseuse tähtkujus.
Spektri kahekordne
Duaalsus määratakse tähe spektri uurimisel, mille puhul on märgata neeldumisjoonte perioodilisi nihkeid või on selge, et jooned on kahekordsed, millele tugineb järeldus tähe duaalsuse kohta.
Universaalne seadus kehtib kaksiktähtede süsteemide kohta.
Newtoni üldistatud gravitatsiooni- ja Kepleri seadused. See võimaldab meil hinnata kahendsüsteemide tähtede massi.
Kepleri kolmanda seaduse järgi võime kirjutada proportsiooni
Kus m 1 ja m 2 – kahe orbitaalperioodiga tähe massid R ,
A on teise tähe ümber tiirleva tähe orbiidi poolsuurtelg.
Massid M ja m- Päikese ja Maa massid, T= 1 aasta, a on kaugus Maast Päikeseni.
See valem annab kaksiktähe komponentide masside summa, s.o. selle süsteemi liikmed.
Muutuvad tähed
Muutuvad tähed on tähed, mille heledus muutub, mõnikord korrapäraste ajavahemike järel. Taevas on üsna palju muutuvaid tähti. Praegu on teada üle 30 000.
Paljud neist on väikese ja keskmise suurusega üsna jälgitavad
optilised instrumendid – binoklid, täppsiip või kooliteleskoop.
Muutuva tähe amplituud ja periood
Füüsikalised muutujad on tähed, mis muudavad oma heledust tähes endas toimuvate füüsikaliste protsesside tulemusena.
Sellistel tähtedel ei pruugi olla pidevat valguskõverat.
Esimese pulseeriva muutuja avastas 1596. aastal Fibrizius.
Cetuse tähtkujus. Ta pani talle nimeks Mira, mis tähendab "imeline, hämmastav".
Maksimaalselt on Mira palja silmaga selgelt nähtav, selle nähtav täht
magnituudiga 2 m, miinimumperioodil väheneb see 10 m-ni ja on nähtav ainult läbi teleskoobi.
Mira Ceti keskmine varieeruvusperiood on 332 päeva.
Tsefeidid on suure heledusega pulseerivad tähed, mis on oma nime saanud ühe esimese avastatud muutuva tähe δ Cephei järgi.
Need on spektriklassi F ja G kollased superhiiglased, mille mass ületab mitu korda Päikese massi.
Evolutsiooni käigus omandavad tsefeidid erilise struktuuri.
Teatud sügavusel ilmub kiht, mis kogub tähe tuumast tulevat energiat ja vabastab selle seejärel.
Tsefeidid tõmbuvad perioodiliselt kokku, tsefeidide temperatuur tõuseb,
raadius väheneb. Siis pindala
kasvab, selle temperatuur langeb, mis põhjustab üldist heleduse muutust.
Tsefeididel on astronoomias eriline roll.
1908. aastal märkas Henrietta Leavitt väikeses Magellaani pilves tsefeide uurides, et mida väiksem on tsefeidi näiv suurusjärk,
seda pikem on selle heleduse muutumise periood.
Suur Magellaani pilv
Väike Magellani pilv
Henrietta Leavitt
Tähe, mis mõne tunni jooksul suurendab oma sära tuhandeid ja miljoneid kordi ning seejärel tuhmub, naases algse sära juurde, nimetatakse uus.
Noova esineb lähedastes kaksiksüsteemides, milles kahendsüsteemi üheks komponendiks on valge kääbus või neutrontäht.
Kui kriitiline mass koguneb valge kääbuse (neutronitähe) pinnale
aine massist, toimub termotuumaplahvatus, mis rebeneb tähelt kesta
ja suurendades selle heledust tuhandeid kordi.
Udu pärast plahvatust
Nova Cygnuse tähtkujus
aastal 1992 nähtav kui
väike punane laik
veidi üle keskosa
fotod.
Novae on plahvatusohtlikud muutujad tähed.
Nova GK Persei jäänuk
Supernoovad nimetatakse tähtedeks, mis ootamatult plahvatavad ja ulatuvad
maksimaalsel absoluutsuurusel –11 m kuni –21 m.
Supernoova heledus suureneb kümneid miljoneid kordi, mis võib ületada kogu galaktika heleduse.
Supernoova plahvatused on üks võimsamaid katastroofilisi loodusprotsesse.
Supernoova plahvatusega kaasneb tohutu energia vabanemine (energia hulk, mida Päike toodab miljardite aastate jooksul).
Supernoova võib kiirata rohkem kiirgust kui kõik galaktika tähed kokku.
Seal asub Suures Magellani pilves asuv Supernova 1987A,
kus vanadel fotodel oli ainult 12. tähesuurus.
Selle maksimaalne väärtus ulatus 2,9 meetrini,
mis tegi supernoova palja silmaga vaatlemise lihtsaks.
Tihe tuum variseb kokku, tõmmates selle endaga vabalangemisse keskuse suunas
tähe välimised kihid. Kui südamik tiheneb tugevalt, peatub selle kokkusurumine,
ja vastulööklaine tabab ülemisi kihte ja ka pritsib välja
tohutu hulga neutriinode energiat. Selle tulemusena hajub kest laiali
kiirusega 10 000 km/s, paljastades neutronitähe või musta augu.
Supernoova plahvatus vabastab 10 46 J energiat.
Pärast supernoova plahvatust maha jäänud kummiudu udu keskpunkt,
asub Velase tähtkujus
Supernoova 1987A 4 aastat pärast puhangut.
Hõõguva gaasi ring jõudis kohale
Läbimõõt 1,37 valgusaastat.
Supernoova jäänuk 1987
kaksteist aastat pärast haiguspuhangut
Kuulsaim supernoova jäänuk meie galaktikas on
Krabi udukogu.
See on 1054. aastal toimunud supernoova plahvatuse jäänuk.
Tema uurimistööga on seotud astronoomia ajaloo peamised verstapostid.
Krabi udukogu oli esimene kosmilise raadiokiirguse allikas
aastal 1949 tuvastati galaktilise objektiga.
Supernoova plahvatuse kohas Krabi udukogus
tekkis neutrontäht
Neutronitäht mahuks kergesti Moskva sisse
Beltway või New York
Neutrontähe väliskest on raudtuumadest koosnev maakoor
temperatuuril 10 5 –10 6 K. Kogu ülejäänud maht, välja arvatud väike
Kesklinna ala on hõivatud "neutronvedelikuga". Kesklinnas seda oodatakse
väikese hüperoonilise südamiku olemasolu. Neutronid järgivad Pauli põhimõtet.
Sellise tiheduse korral muutub "neutronvedelik" degenereeruvaks
ja peatab neutrontähe edasise kokkusurumise.
Tikukarp neutrontähtede ainega
kaaluks Maal umbes kümme miljardit tonni
20. sajandi 60ndatel täiesti juhuslikult raadioteleskoobiga vaadeldes
mis oli mõeldud kosmiliste raadioallikate stsintillatsioonide uurimiseks,
Jocelyn Bell, Anthony Hewish ja teised Cambridge'i ülikooli töötajad
Suurbritannia avastas rea perioodilisi impulsse.
Impulsi kestus oli 0,3 sekundit sagedusel 81,5 MHz, mis
kordus märkimisväärselt konstantsel ajal, 1,3373011 sekundit.
Millisekundiline pulsar PSR J1959+2048 nähtavas piirkonnas.
Impulssid katkestatakse 50 minutiks iga 9 tunni järel,
mis näitab, et pulsari varjutab tema kaastäht
See oli täiesti erinev tavalisest kaootilisest juhuslikust pildist
ebaregulaarne virvendus.
Oli isegi oletus maavälise tsivilisatsiooni kohta,
saadab oma signaale Maale.
Seetõttu võeti nende signaalide jaoks kasutusele tähis LGM
(lühend sõnadest väikesed rohelised mehikesed).
On tehtud tõsiseid katseid
tuvastab mis tahes koodi
saanud impulsse.
See osutus aga võimatuks,
nagu öeldakse, olid nad asja juures
meelitas enim
kvalifitseeritud spetsialistid
krüpteerimistehnoloogia kohta.
Pulsarid MMO-des
Kuus kuud hiljem avastati veel kolm sarnast pulseerivat raadioallikat.
Selgus, et kiirgusallikad on looduslikud taevased
kehad. Neid kutsuti pulsariteks.
Pulsaride raadiokiirguse avastamiseks ja tõlgendamiseks Anthony Hewishile
pälvis Nobeli füüsikaauhinna.
Pulsari mudel
