Опис на презентацијата по поединечни слајдови:
1 слајд
Опис на слајдот:
2 слајд
Опис на слајдот:
Осветленоста на некои starsвезди е променлива и се менува во текот на периоди на време - од часови до недели или дури и една година. Осветленоста на променлива starвезда може да се утврди со споредба со околните starsвезди кои имаат постојана осветленост. Главната причина за променливата осветленост е промената во големината на вездата заради неговата нестабилност. Најпознати се пулсирачките ѕвезди од класата Цефеиди, именувани по нивниот прототип - ѕвездата делта Цефеи. Овие се жолти супергианти кои пулсираат на секои неколку дена или недели, предизвикувајќи да се промени нивната осветленост.
3 слајд
Опис на слајдот:
Важноста на ваквите starsвезди за астрономите е дека нивниот период на пулсираност е директно поврзан со осветленоста: најсветлите цефеиди имаат најдолг период на пулсираност. Затоа, со набудување на периодот на пулсирање на цефеиди, нивната осветленост може точно да се утврди. Споредувајќи ја пресметаната осветленост со осветленоста на theвездата видлива од Земјата, можете да утврдите колку е далеку од нас. Цефеидите се релативно ретки. Најбројните видови на варијабилни starsвезди се црвени гиганти и супергианти; Сите тие се варијабилни до еден или друг степен, но немаат толку јасна периодичност како цефеидите. Најпознатиот пример за променлив црвен џин е Омикрон Цети, познат како Мира. Некои црвени променливи starsвезди, како што е супергејтниот бетел, не покажуваат шема во нивните промени.
4 слајд
Опис на слајдот:
Сосема различен вид на променливи starsвезди се бинарни затемнети starsвезди. Тие се состојат од две ѕвезди со меѓусебно поврзани орбити; Едниот од нив периодично го затвора другиот од нас. Секој пат кога една starвезда затемнува друга, светлината што ја гледаме од системот на starвезди се ослабува. Најпознатата од нив е starвездата Алгол, исто така наречена Бета Персеи.
5 слајд
Опис на слајдот:
Најимпресивни се променливите starsвезди, чија осветленост се менува одеднаш и честопати многу силно. Тие се нарекуваат Нова и Супернова. Се верува дека Нова е две тесно лоцирани starsвезди, од кои едната е бело џуџе. Гасот од другата ѕвезда е повлечен од белото џуџе, експлодира, а светлината на ѕвездата се зголемува илјадници пати за некое време. Кога експлодира Нова, theвездата не е уништена. Експлозиите на некои новоно се забележани повеќе од еднаш, а можеби и повторно се појавуваат нови по некое време. Новите често први ги забележуваат астрономите аматери. Уште поспектакуларни се супернова - небесни катаклизми што значат смрт на starвезда. Кога ќе експлодира супернова, starвезда е искината на парчиња и го завршува своето постоење, разгорувајќи за време милиони пати помоќни од обичните starsвезди. Онаму каде што се јавува експлозија на супернова, остатоците од theвездата остануваат расфрлани во вселената, како на пример во маглината на рак во соstвездието Бик и во маглината на превез во соstвездието Сигнус.
6 слајд
Опис на слајдот:
Постојат два вида супернова. Една од нив е експлозијата на бело џуџе во двојна ѕвезда. Друг вид е кога starвезда многу пати поголема од сонцето станува нестабилно и експлодира. Последната супернова во нашата галаксија беше забележана во 1604 година, а се случи друга супернова и беше видлива за голо око во големиот магелански облак во 1987 година.
7 слајд
Опис на слајдот:
Двоен starsвезди Сонцето е единствена starвезда. Но, понекогаш две или повеќе starsвезди се наоѓаат близу едни до други и се вртат околу едни со други. Тие се нарекуваат двојни или повеќекратни ѕвезди. Има многу од нив во галаксијата. Значи, theвездата Мизар во соstвездието Урса мајор има сателит - Алкор. Во зависност од растојанието помеѓу нив, двојните starsвезди се орбитираат едни со други брзо или полека, а орбиталниот период може да се движи од неколку дена до илјадници години. Некои двојни starsвезди се свртени кон земјата со работ на авионот на нивната орбита, а потоа едната starвезда редовно го затемнува другата. Во исто време, целокупната осветленост на theвездите слабее. Ова го сфаќаме како промена во осветленоста на вездата. На пример, алголот „ѓавол starвезда“ во соstвездието Персеј е познат уште од античко време како променлива starвезда. На секои 69 часа, орбиталниот период на starsвездите во овој бинарен систем, посветла starвезда е затегната од својот поладен, помалку светлечки сосед. Од земјата, ова се смета како намалување на нејзината осветленост. Десет часа подоцна, ѕвездите се распрснуваат, а осветленоста на системот повторно го достигнува својот максимум.
8 слајд
Опис на слајдот:
Бинарните starsвезди се две (понекогаш три или повеќе) starsвезди кои орбитираат во заеднички центар на гравитација. Постојат различни двојни starsвезди: има две слични starsвезди во пар, а има и различни (обично црвен гигант и бело џуџе). Но, без оглед на нивниот тип, овие ѕвезди се најподложни за проучување: за нив, за разлика од обичните ѕвезди, со анализа на нивната интеракција е можно да се утврдат речиси сите параметри, вклучително масата, обликот на орбитите, па дури и грубо да се утврдат карактеристиките на Starsвездите лоцирани близу до нив. Како по правило, овие starsвезди имаат нешто издолжена форма како резултат на меѓусебна привлечност. Многу такви ѕвезди беа откриени и проучувани на почетокот на нашиот век од рускиот астроном С. Н. Блажко. Околу половина од сите starsвезди во нашата галаксија припаѓаат на бинарни системи, така што бинарните starsвезди кои орбитираат едни со други се многу честа појава.
Слајд 9
Опис на слајдот:
Бинарните starsвезди се држат заедно со меѓусебна гравитација. Двете starsвезди на бинарниот систем се вртат во елиптични орбити околу одредена точка што лежи меѓу нив и го нарекоа центарот на гравитација на овие starsвезди. Овие можат да се замислат како столб, ако ги замислите starsвездите кои седат на детски замав: секој на свој крај на таблата поставена на дневник. Колку ѕвездите се подалеку една од друга, толку подолго траат нивните орбитални патеки. Повеќето двојни starsвезди се премногу блиску едни до други за да се видат индивидуално дури и со најмоќните телескопи. Ако растојанието помеѓу партнерите е доволно големо, орбиталниот период може да се мери со години, а понекогаш и дури еден век или повеќе. Двојните starsвезди што можат да се видат одделно се нарекуваат видливи бинари.
10 слајд
Опис на слајдот:
Спектроскопска двојна starвезда е пар starsвезди кои се премногу блиску едни до други за да бидат видливи преку телескоп; Постоењето на втора starвезда се открива со анализирање на светлината со помош на спектроскоп.
11 слајд
Опис на слајдот:
Движење на starsвездите. На небото, аналозите на должина и географска ширина се правилно вознесение и деклинација. Десното искачување започнува во моментот кога сонцето го преминува небесниот екватор во северна насока секоја година. Оваа точка, наречена Вернална рамноденица, е небесен еквивалент на Гринич Меридијан на земјата. Десното вознесение се мери на исток од Верналната рамноденица со часови, од 0 до 24. Секој час десно воздигнување е поделено на 60 минути, а секоја минута е поделена на 60 секунди. Опаѓањето е дефинирано во степени северно и јужно од небесниот екватор, од 0 кај екваторот до +90 ° на северниот небесен пол и на -90 ° на јужниот небесен пол. Небесните столбови се наоѓаат директно над столбовите на Земјата, а небесниот екватор поминува директно над глава кога се гледа од екваторот на Земјата. Така, положбата на starвезда или друг предмет може точно да се утврди со нејзиното право вознесение и деклинација, како и со координатите на точката на површината на земјата. Координираните мрежи со часови на десно вознесение и степени на деклинација се исцртуваат на мапите на starвездите на оваа книга.
12 слајд
Опис на слајдот:
Како и да е, картографите од надворешниот простор се соочуваат со два проблеми што не се соочуваат со картографи на површината на земјата. Прво, секоја starвезда се движи полека во однос на околните starsвезди (соодветно движење на starвездата). Со неколку исклучоци, како што е Starвездата на Барнард, ова движење е толку бавно што може да се утврди само со посебни мерења. Сепак, по илјадници години, ова движење ќе доведе до целосна промена во сегашната форма на соstвездија; некои starsвезди ќе се преселат во соседните соstвездија. Еден ден, астрономите ќе треба да ја преиспитаат модерната номенклатура на starsвездите и соstвездија. Вториот проблем е што целокупната координатна мрежа се менува како резултат на земјата на земјата во вселената, наречена прецесија. Ова предизвикува нула точка на десно вознесение да заврши револуција на небото на секои 26.000 години. Координатите на сите точки на небото постепено се менуваат, така што обично се даваат координатите на небесните предмети за одреден датум.
Опис на презентацијата по поединечни слајдови:
1 слајд
Опис на слајдот:
2 слајд
Опис на слајдот:
Како што покажаа набудувањата, многу од нив формираат парови или се членови на комплексни системи. Покрај тоа, само во нашата галаксија, приближно половина од сите starsвезди припаѓаат на бинарни системи. Бинарните starsвезди се тесно распоредени парови на starsвезди.
3 слајд
Опис на слајдот:
Потекло и еволуција на двојните ѕвезди Како и единечните ѕвезди, бинарните системи се формираат под влијание на гравитационите сили од облак од гас и прашина. Во модерната астрономија, постојат три најпопуларни теории за формирање на двојни starsвезди. Првиот од нив го поврзува формирањето на бинарни системи со одвојувањето во рана фаза на заедничкото јадро на протоколот, што служеше како материјал за појава на бинарниот систем. Втората теорија е поврзана со фрагментацијата на протостеларниот диск, како резултат на што може да се појават не само бинарни, туку и повеќекратни системи на starвезди. Фрагментацијата на протостеларниот диск се јавува во подоцнежна фаза од фрагментацијата на јадрото. Најновата теорија наведува дека формирањето на двојни starsвезди е можно преку динамични физички и хемиски процеси во рамките на ProtoCloud, што служи како материјал за формирање на starвезди
4 слајд
Опис на слајдот:
Научниците велат дека двојните ѕвезди сочинуваат околу половина од сите ѕвезди во нашата галаксија. Двојна starвезда е систем кој се состои од два предмети (starsвезди) поврзани со гравитациони сили. Двете starsвезди во системот се вртат околу нивниот заеднички центар на маса. Растојанијата помеѓу starsвездите може да се разликуваат, како и масата на овие starsвезди, како и нивните големини. Двете starsвезди вклучени во гравитациониот систем можат да имаат и слични и карактеристични карактеристики. На пример, ѕвездата А може да има поголема маса или големина од ѕвездата Б.+ Двојните ѕвезди традиционално се означени со латински букви. Обично буквата „А“ е обележана со посветла и помасовна придружник. Буквата „Б“ е помалку светлечка и масивна starвезда. Впечатлив пример за систем со двојна starвезда е најблискиот систем на starвезди за нас - Алфа Кентаури А и Б. Тој е интегрален систем на две starsвезди. Самата Алфа Кентаури се состои од три компоненти. Ако ја погледнете оваа starвезда без да користите разни оптички инструменти, на голо око, тоа ќе биде визуелно перцепирано како една starвезда. Ако го погледнеме преку телескоп, јасно ќе видиме две, па дури и три компоненти на овој систем. Други примери на двојни starsвезди вклучуваат Beta Lyrae System, Beta Persei System (Algol), Sirius и други starsвезди.
5 слајд
Опис на слајдот:
Помеѓу ѕвездите кои се видливи во близина на небото, се прави разлика помеѓу оптички двојки и физички двојки. Во првиот случај, две starsвезди се проектирани на небесната сфера до едни до други. Иако во реалноста тие можат да се наоѓаат на голема оддалеченост еден од друг. Но, физичките двојни starsвезди се наоѓаат во вселената еден до друг. Тие не се меѓусебно поврзани со гравитационите сили, туку се вртат и околу заедничкиот центар на маса.
6 слајд
Опис на слајдот:
Идејата за постоење на двојни starsвезди за прв пат ја изнесе англискиот научник и свештеник Johnон Микел во 1767 година. И потврда за набудување на оваа хипотеза беше објавена во 1802 година од Вилијам Хершел. Првиот ellвезден пар познат уште од античко време е Мизар и Алкор, забележани во рачката на „корпата“ на Биг Дипер. Овој ellвезден пар е добар пример за оптичка бинарна starвезда, бидејќи Алкор е приближно 12 лакови од Мизар.
7 слајд
Опис на слајдот:
Кога бројот на starsвезди во систем поврзан со меѓусебна гравитација излегува повеќе од две, тогаш тие се нарекуваат множители. Постојат трокреветни, четвори и уште повисоки starsвезди на множество. Пример за повеќе starsвезди е трокреветната α α Centauri. Покрај тоа, интересно, една од компонентите - Проксима - е најблиската starвезда до земјата по Сонцето. Ѕвездите со помалку од 10 компоненти обично се класифицираат како повеќе ѕвезди. Ако има повеќе starsвезди во еден систем, тогаш се нарекува starвезден кластер. Класичен пример е Отворениот кластер на Плејадес, видлив на ноќното небо со голо око.
8 слајд
Опис на слајдот:
Физичките двојни starsвезди, во зависност од методот на набудување на истите, обично се поделени на неколку класи. Визуелните бинарни starsвезди се двојни starsвезди чии компоненти можат да се видат одделно (преку телескоп или фотографирано). Способноста да се набудува starвезда како визуелен бинарен се определува со резолуцијата на телескопот. Затоа, сите познати визуелни двојни starsвезди се наоѓаат во близина на сонцето со многу долг орбитален период (до неколку илјади години). А нивните орбити се споредливи по големина со орбитите на гигантските планети на нашиот сончев систем. Во овој поглед, од над 110.000 такви предмети, помалку од сто орбити се утврдени со голема точност. Втората класа на бинарни системи се состои од затемнување на бинари или затемнување на варијабилни starsвезди. Тие се блиски парови, кои орбитираат со период од неколку часа до неколку дена во орбити чија полуглавна оска е споредлива со самите ѕвезди. Ова резултира во аголното растојание помеѓу starsвездите да бидат многу мало. Затоа, не можеме да ги видиме компонентите на системот одделно. Сепак, може да се суди дека системот е навистина двоен со периодичните флуктуации во нејзината осветленост. Дозволете ни да претпоставиме дека рамнините на орбитите на starsвездите по должината на видот практично се совпаѓаат. Потоа, за време на револуцијата на ellвездениот пар, кога едната од компонентите е пред или зад другата, се забележуваат затемнувања. Разликата помеѓу ellвездените големини на минимална и максимална осветленост се нарекува амплитуда. А периодот на време помеѓу два последователни најмали минимални минимални е период на варијабилност.
„Неутронска ѕвезда“ - 7. 8. Измерени маси на неутронски ѕвезди. Starsвездите со поголема централна густина и поголема маса излегуваат нестабилни. Внатрешна структура на неутронските starsвезди. 2. Директно воведување на сили со многу честички во изовекторски канали: Релативистички модел на средно поле (RMF). Воведување на сили на многу честички.
„Бинарни starsвезди“ - визуелно двојни, астрометриски двојни, еклипсивно двојни, спектрално двојни. Прво, да откриеме кои starsвезди се нарекуваат ова. Зошто двојните ѕвезди се интересни? Единствените starsвезди не ни даваат таква можност. Последниот вид бинарен е спектроскопскиот бинарен. Спектрално двојно. Затемнување двојки.
„Маса на starsвезди“ - маса скоро еднаква на сонцето и 2,5 пати поголема од земјата. Извор на енергија од сонцето и starsвездите. Главна секвенца. Густината на starsвездите на главната секвенца се споредливи со сончевата густина. Масите на ѕвездите се движат од приближно 1/20 до 100 пати поголема од масата на Сонцето. Betelgeuse е црвен супергер.
„Соstвездија“ - Постојат и starsвезди од седмата, осмата, па дури и осумнаесетта големина. Starвездата од прва големина е точно 2,512 пати посветла од втора starвезда. Во ноќта без облаци и месечина, далеку од населените места, може да се разликуваат околу 3.000 ѕвезди. Зимскиот триаголник е составен од најсветлите starsвезди Орион, Канис Мајор и Канис Мала.
„Соstвездието на астрономијата“ - заснована пред се на набудувањата. Но, не само Акид се за inуби во Галатеа. Спирална галаксија М74. Имињата на соstвездијата беа поврзани со митови, имиња на богови, имиња на инструменти и механизми. Да почнеме да се запознаваме со соѕвездијата на летното небо. Мала Мечка. Зодијаци. На север виси превртената мека на Големата Мечка.
Презентација по слајдови:
Слајд 1
Слајд 2
Видови двојни ѕвезди Прво, ајде да дознаеме кои ѕвезди се нарекуваат така. Веднаш да го отфрлиме типот на двојни ѕвезди кои се нарекуваат „оптички двојни ѕвезди“. Станува збор за парови на ѕвезди кои случајно се наоѓаат во близина на небото, односно во иста насока, но во вселената, всушност, тие се разделени со големи растојанија. Овој тип на двојници нема да го сметаме. Ќе нè интересира класата на физички бинарни ѕвезди, односно ѕвезди навистина врзани со гравитациска интеракција.
Слајд 3
Положба на центарот на масата Физички, двојните ѕвезди ротираат во елипсови околу заеднички центар на маса. Меѓутоа, ако ги измерите координатите на една ѕвезда во однос на друга, излегува дека ѕвездите се движат релативно едни на други, исто така, во елипсови. Во оваа бројка, ја земавме помасивната сина ѕвезда како наше потекло. Во таков систем, центарот на масата (зелена точка) опишува елипса околу сината ѕвезда. Би сакал да го предупредам читателот против вообичаената заблуда дека често се верува дека помасивна ѕвезда посилно привлекува ѕвезда со мала маса отколку обратно. Било кои два предмети се привлекуваат едни со други подеднакво. Но, предмет со голема маса е потешко да се движи. И, иако камен што паѓа на земјата ја привлекува земјата со иста сила како нејзината земја, невозможно е да ја нарушиме нашата планета со оваа сила и да видиме како се движи каменот.
Слајд 4
Често, сепак, постојат таканаречени повеќе системи, со три или повеќе компоненти. Сепак, движењето на три или повеќе интеракциски тела е нестабилно. Во систем на, да речеме, три starsвезди, секогаш може да се разликува двоен подсистем и трета starвезда што се врти околу овој пар. Во системот со четири starвезди, може да има два бинарни подсистеми кои орбитираат за заеднички центар на маса. Со други зборови, по природа, стабилните повеќекратни системи секогаш се намалуваат на системи од два термина. Системот на три starsвезди ја вклучува добро познатата Алфа Кентаури, за која многумина сметаат дека е најблиската starвезда за нас, но всушност, третата слаба компонента на овој систем - Проксима Кентаури, црвено џуџе - е поблизу. Сите три starsвезди на системот се видливи одделно заради нивната близина. Навистина, понекогаш фактот дека starвездата е двојна е видлива преку телескоп. Ваквите двојки се нарекуваат визуелни двојки (да не се мешаат со оптички двојки!). Како по правило, овие не се блиски парови; растојанијата меѓу theвездите во нив се големи, многу поголеми од нивните сопствени големини.
Слајд 5
Слајд 6
Брилијантноста на двојните starsвезди честопати starsвездите во парови се разликуваат значително во осветленоста; Темната starвезда е засенета од светлата. Понекогаш во вакви случаи, астрономите учат за двојноста на starвездата со отстапувања во движењето на светла starвезда под влијание на невидлив сателит од траекторијата во вселената пресметана за една starвезда. Таквите парови се нарекуваат астрометриски бинари. Особено, Сириус беше класифициран како овој вид бинарен долго време, сè додека моќта на телескопите не овозможи да се открие досега невидлив сателит - Сириус Б. Овој пар стана визуелно двојно. Се случува рамнината на револуција на ѕвездите околу нивниот заеднички центар на маса да помине или речиси да помине низ окото на набљудувачот. Орбитите на theвездите на таков систем се наоѓаат, како што беа, пред нас. Овде theвездите периодично ќе се затемнуваат едни со други, осветленоста на целиот пар ќе се промени со истиот период. Овој вид на бинар се нарекува затемнување на бинарни. Ако зборуваме за варијабилноста на starвездата, тогаш таквата starвезда се нарекува затемнувачка варијабла, што исто така укажува на нејзината двојност. Првиот откриен и најпознат бинар од овој тип е ѕвездата Алгол (Окото на ѓаволот) во соѕвездието Персеј.
Слајд 7
Слајд 8
Спектално бинарни starsвезди Последниот вид на бинарни е спектрално бинарно. Нивната двојност се одредува со проучување на спектарот на вездата, во која се забележуваат периодични смени на линиите за апсорпција или јасно е дека линиите се двојни, на кои се заснова заклучокот за двојноста на theвездата.
Слајд 9
Зошто се интересни двојните starsвезди? Прво, тие овозможуваат да ги дознаат масите на starsвездите, бидејќи е најлесно и најсигурно да се пресметаат од видливата интеракција на две тела. Директните набудувања овозможуваат да се дознае вкупната „тежина“ на системот, и ако им додадеме на познатите односи помеѓу масите на starsвездите и нивните светла, за кои се дискутираше погоре во приказната за судбината на starsвездите, тогаш ние може да ги открие масите на компонентите и да ја тестира теоријата. Единствените starsвезди не ни даваат таква можност. Покрај тоа, како што беше споменато порано, судбината на starsвездите во такви системи може да биде неверојатно различна од судбината на истите единечни starsвезди. Небесните парови, растојанијата меѓу кои се големи во споредба со големината на самите starsвезди, во сите фази од нивните животи живеат според истите закони како единечни starsвезди, без да се мешаат едни со други. Во оваа смисла, нивната двојност не се манифестира на кој било начин.
Слајд 10
Блиски парови: Првата размена на маси бинарни starsвезди се раѓаат заедно од истата маглина за гас и прашина; тие имаат иста возраст, но честопати имаат различни маси. Веќе знаеме дека помасивните ѕвезди живеат „побрзо“, затоа, помасивна ѕвезда ќе ја престигне својата другарка во процесот на еволуција. Willе се прошири, претворајќи се во гигант. Во овој случај, големината на theвездата може да стане таква што материјата од една starвезда (надуена) почнува да тече во друга. Како последица на тоа, масата на првично полесната starвезда може да стане поголема од првично тешката! Покрај тоа, ќе добиеме две starsвезди на иста возраст, а помасовната starвезда е сè уште на главната секвенца, односно во својот центар синтезата на хелиум од водород сè уште е во тек, а полесната starвезда веќе ја искористи својата Во него се формираа водород и хелиумско јадро. Да потсетиме дека во светот на сингл ѕвезди тоа не може да се случи. Поради несовпаѓање помеѓу возраста на theвездата и неговата маса, овој феномен се нарекува алгол парадокс, во чест на истиот затемнување на бинарното. Starвездата Бета Лири е уште еден пар што разменува маса во моментов.
Слајд 11
Материјата од надуената ѕвезда, која тече кон помалку масивната компонента, не паѓа веднаш врз неа (месечната ротација на ѕвездите го спречува тоа), туку прво формира ротирачки диск од материјата околу помалата ѕвезда. Силите на триење во овој диск ќе ја намалат брзината на честичките на материјата и ќе се смири на површината на вездата. Овој процес се нарекува акреција, а добиениот диск се нарекува акреција. Како резултат, првично помасовната starвезда има необичен хемиски состав: целиот водород во неговите надворешни слоеви се влева во друга starвезда, оставајќи само хелиумско јадро со додатоци на потешки елементи. Таквата starвезда, наречена herвезда со хелиум, брзо се развива за да формира бело џуџе или релативистичка starвезда, во зависност од нејзината маса. Во исто време, се случи важна промена во бинарниот систем како целина: првично помасовната starвезда се откажа од оваа супериорност.
Слајд 12
Слајд 13
Втора размена на маса Во бинарни системи, има и рендгенски пулсари кои емитуваат во опсег на бранови должини со поголема енергија. Ова зрачење е поврзано со акумулирање на материјата во близина на магнетните столбови на релативистичката starвезда. Изворот на акрекција е ellвездени честички на ветерот што ги испушта втората starвезда (сончевиот ветер има иста природа). Ако theвездата е голема, ellвездениот ветер достигнува значителна густина, а енергијата на зрачењето на пулсарот на Х-зраци може да достигне стотици и илјадници соларни лумини. Пулсарот со рендген е единствениот начин за индиректно откривање на црна дупка, која, како што се сеќаваме, не може да се види. И неутронска starвезда е редок предмет за визуелно набудување. Ова е далеку од сите. Втората starвезда, исто така, порано или подоцна ќе се надува, а материјата ќе започне да тече кон соседот. И ова е веќе втора размена на материја во бинарен систем. Откако достигна големи димензии, втората ѕвезда почнува да го „враќа“ она што е земено за време на првата размена.
Слајд 14
Ако на местото на првата ѕвезда се појави бело џуџе, тогаш како резултат на втората размена, на нејзината површина може да се појават блесоци, кои ги набљудуваме како нови ѕвезди. Во еден момент, кога има премногу материјал кој паѓа на површината на многу жешко бело џуџе, температурата на гасот во близина на површината нагло се зголемува. Ова предизвикува експлозивен рафал на нуклеарни реакции. Луминозноста на starвездата значително се зголемува. Таквите појава на појава може да се повторат и тие се нарекуваат повторени нови. Повторените блесоци се послаби од првите, како резултат на што ѕвездата може да ја зголеми својата светлина десетици пати, што го набљудуваме од Земјата како појава на „нова“ ѕвезда.
Слајд 15
Друг исход во системот за бело џуџе е експлозија на Супернова. Последицата на протокот на материјата од втората starвезда може да биде дека белото џуџе достигнува максимална маса од 1,4 соларни. Ако веќе е железо бело џуџе, тогаш нема да може да одржува гравитациска компресија и ќе експлодира. Експлозиите на супернова во бинарни системи се многу слични во осветленоста и развојот едни на други, бидејќи starsвездите секогаш експлодираат со иста маса - 1,4 соларна. Да се потсетиме дека во единечни starsвезди централното железо јадро ја достигнува оваа критична маса, а надворешните слоеви можат да имаат различни маси. Во бинарните системи, како што е јасно од нашиот наратив, овие слоеви се скоро отсутни. Затоа таквите ракети имаат иста сјајност. Со тоа што ќе ги забележиме во далечни галаксии, можеме да пресметаме растојанија многу поголеми отколку што може да се утврдат со употреба на ellвездена паралакса или цефеиди. Губењето на значителен дел од масата на целиот систем како резултат на експлозија на супернова може да доведе до распаѓање на бинар. Силата на гравитациска привлечност помеѓу компонентите е значително намалена и тие можат да летаат од инерцијата на нивното движење.
Ѕвезди.
Двојни ѕвезди.
Променливи starsвезди
Растојание до starsвездите
Годишна паралакса на ѕвезда стре аголот на кој полу-главната оска на орбитата на Земјата (еднаква на 1 Au) може да се види од вездата, нормална на правецот кон вездата.
каде е полуглавната оска на земјината орбита
Под мали агли sin p = p = 1 au, тогаш
Физичка природа на вездите
Starsвездите се различни
структура
сјајност
големини
возраста
температура (боја)
Стартувачка starвезда
Starsвездите лоцирани на исто растојание може да се разликуваат во очигледна осветленост (т.е. осветленост). Ѕвездите имаат различни сјајност .
Осветленоста е вкупната енергија што ја испушта starвезда по единица време.
Изразени во Вотсили Во единици на соларна сјајност .
Во астрономијата, вообичаено е да се споредат starsвездите со сјајност, пресметувајќи ја нивната осветленост (ellвездена големина) за исто стандардно растојание - 10 компјутер.
Очигледната величина што би ја имала ѕвездата кога би била на растојание D од нас 0 = 10 компјутер, наречен апсолутна големина М.
Осветленоста на starвездата се определува преку апсолутната големина во сјајноста на сонцето, користејќи ја следната врска
Боја и температура на starsвездите
Starsвездите доаѓаат во најразлични бои.
Arcturus има жолто-портокалова нијанса,
Бело-сина пречка,
Антарес е светло црвено.
Боја и температура на starsвездите
Доминантната боја во спектарот на starвездата зависи од температуранеговата површина.
За различни starsвезди, максималното зрачење се јавува на различни бранови должини.
Закон за вино
Максимално сончево зрачење λ = 4,7х 10 м
Спектрална класификација на starsвездите на Харвард
Сонцето
Радии на starsвезди
Ѕвезди
Неутронски starsвезди (пулсари)
гиганти
џуџиња
црни дупки
Супергерти
Алдебаран е црвен гигант во соstвездието Бик
Алфа Орионис - Бетелгеза (Супергенит)
Мала точка до Сириус е неговиот сателит, белото џуџе Сириус Б.
Голо око во близина на Мизар
(Средна starвезда на рачката на урса мајор Дипер)
Слаба starвезда алкор видлива (5 м)
Во античко време, се верувало дека лицето кое го гледа малиот сосед на оваа starвезда има акутен вид.
Според Мизар и Алкор, античките Грци ја тестирале будноста на окото
Мизар и Алкор не се проектирани само рамо до рамо на небесната сфера,
Но, исто така, се движи низ заеднички центар на маса. Орбиталниот период е околу 2 милијарди години.
Постојат многу двојни и повеќекратни starsвезди во галаксијата.
Мира - Омикрон Цети - Двојна Starвезда.
Во фото АКомпонентите на бинарна starвезда се прикажани на растојание од 0,6 ".
На фотографии бИ Сојасно е дека нивната форма не е сферична, опашката е видлива од Мира кон помалата ѕвезда.
Ова може да се должи на гравитационата интеракција на Мира Цети
со вашиот придружник
Видови на двојни starsвезди
- визуелно двојно
- Астрометриски бинари
- Затемнување на бинари
- спектрално двојно
Астрометриски двојки
Честопати starsвездите во парови се разликуваат многу во осветленоста; слабата starвезда е засенета од светлата. Понекогаш во вакви случаи, астрономите учат за двојноста на starвездата со отстапувања во движењето на светла starвезда под влијание на невидлив сателит од траекторијата во вселената пресметана за една starвезда. Таквите парови се нарекуваат астрометриски бинари. Особено, Сириус беше класифициран како овој вид бинарен долго време, сè додека моќта на телескопите не овозможи да се открие досега невидлив сателит - Сириус Б. Овој пар стана визуелно двојно.
Затемнување на бинари
Се случува рамнината на револуција на ѕвездите околу нивниот заеднички центар на маса да помине или речиси да помине низ окото на набљудувачот. Орбитите на theвездите на таков систем се наоѓаат, како што беа, пред нас. Овде theвездите периодично ќе се затемнуваат едни со други, осветленоста на целиот пар ќе се промени со истиот период. Овој вид на бинар се нарекува затемнување на бинарни. Ако зборуваме за варијабилноста на starвездата, тогаш таквата starвезда се нарекува затемнувачка варијабла, што исто така укажува на нејзината двојност. Првиот откриен и најпознат бинар од овој тип е ѕвездата Алгол (Окото на ѓаволот) во соѕвездието Персеј.
Спектрални двојки
Двојноста се одредува со проучување на спектарот на starвезда, во кој се забележуваат периодични смени на линиите за апсорпција или јасно е дека линиите се двојни, на кои се заснова заклучокот за двојноста на theвездата.
Универзалниот закон се однесува на системи на двојни starsвезди.
Законите за гравитација и Кеплер генерализирани од Newутн. Ова ни овозможува да ја процениме масата на starsвездите во бинарните системи.
Според третиот закон на Кеплер, можеме да го напишеме процентот
Каде м 1 и м 2 - Маси од две starsвезди со орбитален период Р ,
А е полумајорска оска на орбитата на starвезда што орбитира во друга starвезда.
Маси М и м- Маси на сонцето и земјата, Т= 1 година, А е растојанието од земјата до Сонцето.
Оваа формула дава збир на масите на компонентите на бинарна starвезда, т.е. членови на овој систем.
Променливи starsвезди
Променливите starsвезди се starsвезди чијашто осветленост се менува, понекогаш во редовни интервали. На небото има доста променливи starsвезди. Во моментов, има познати повеќе од 30.000.
Многу од нив се доста набудувани во мали и средни димензии
Оптички инструменти - двогледи, обем на забележување или училишен телескоп.
Амплитуда и период на променлива starвезда
Физичките променливи се ѕвезди кои ја менуваат својата сјајност како резултат на физичките процеси што се случуваат во самата ѕвезда.
Таквите starsвезди можеби немаат постојана крива на светлина.
Првата пулсирачка варијабла е откриена во 1596 година од Фибризиус.
Во соstвездието cetus. Тој ја именуваше нејзината Мира, што значи „прекрасно, неверојатно“.
Максимално, Мира е јасно видлива за голо око, видлив ellвезден
Големината 2 m, за време на периодот на минимум се намалува на 10 m и е видлива само преку телескоп.
Просечниот период на варијабилност на Мира Цети е 332 дена.
Цефеидите се пулсирачки starsвезди на висока сјајност, именувана по една од првите откриени променливи starsвезди - Δ Цефеи.
Овие се жолти супергианти на спектралните класи F и G, чија маса неколку пати ја надминува масата на сонцето.
За време на нивната еволуција, цефеидите се здобиваат со посебна структура.
На одредена длабочина, се појавува слој што акумулира енергија што доаѓа од јадрото на starвездата и потоа ја ослободува.
Цефеидите периодично се склучуваат, температурата на цефеиди се зголемува,
радиусот се намалува. Тогаш површината
Расте, нејзината температура се намалува, што предизвикува општа промена во осветленоста.
Цефеидите играат посебна улога во астрономијата.
Во 1908 година, Хенриета Левит, додека студирал цефеиди во малиот магелански облак, забележал дека колку е помала очигледната големина на цефеидот,
колку подолг период на промена во нејзината осветленост.
Голем магелански облак
Мал магеланов облак
Хенриета Левит
Starвезда што ја зголемува својата брилијантност илјадници или милиони пати за неколку часа, а потоа се нарекува и се враќа во првобитната брилијантност, се нарекува нов.
Нова се јавува во блиски бинарни системи, во која една од компонентите на бинарниот систем е бело џуџе или неутронска starвезда.
Кога критична маса се акумулира на површината на бело џуџе (неутронска starвезда)
маса на материја, се случува термонуклеарна експлозија, откинувајќи ја обвивката од ѕвездата
и зголемување на нејзината сјајност илјадници пати.
Небула по експлозија
Нова во соѕвездието Лебед
Во 1992 година се видливи како
Мала црвена точка
малку над средината
фотографии.
Новаите експлодираат варијабилни starsвезди.
Остаток од Нова Гк Персеи
Суперновасе нарекуваат starsвезди кои одеднаш експлодираат и достигнуваат
при максимална апсолутна магнитуда од –11 m до –21 m.
Осветленоста на супернова се зголемува десетици милиони пати, што може да ја надмине сјајноста на целата галаксија.
Експлозиите на супернова се еден од најмоќните катастрофални природни процеси.
Огромно ослободување на енергија (количината на енергија што сонцето ја произведува во текот на милијарди години) придружува експлозија на Супернова.
Супернова може да испушти повеќе зрачење од сите starsвезди во галаксијата во комбинација.
Супернова 1987а во големиот Магелански облак се наоѓа таму,
каде на старите фотографии имало само 12 -та големина terвездичка.
Неговата максимална вредност достигна 2,9 милиони,
Што го олесни набудувањето на Супернова со голо око.
Густото јадро се распаѓа, влечејќи го со него во слободен пад кон центарот
Надворешни слоеви на вездата. Кога јадрото станува силно набиено, неговата компресија застанува,
И контра -шок бран ги погодува горните слоеви, а исто така се распрснува
Енергијата на огромен број неутрини. Како резултат, школка се распрснува
брзина од 10.000 km/s, изложувајќи неутронска ѕвезда или црна дупка.
Експлозија во Супернова ослободува 10 46 j енергија.
Центарот на маглината на гума за џвакање, оставен зад експлозијата на Супернова,
лоциран во соstвездието Велас
Супернова 1987а 4 години по испадот.
Стигна прстенот од блескав гас
1,37 светлосни години низ.
Остаток од Супернова 1987 година
Дванаесет години по избувнувањето
Најпознатиот остаток од супернова во нашата галаксија е
Рак маглина.
Ова е остаток од експлозија на Супернова во 1054 година.
Големите пресвртници во историјата на астрономијата се поврзани со нејзиното истражување.
Небулата од рак беше првиот извор на космичка радио емисија
Во 1949 година се идентификуваше со галактички предмет.
На местото на експлозија на Супернова во маглина од рак
Формирана неутронска starвезда
Неутронска starвезда лесно би се вклопила во Москва
Beltway или New York
Надворешната обвивка на неутронска starвезда е кора која се состои од железни јадра
на температура од 10 5-10 6 K. целиот преостанат волумен, со исклучок на мал
Областа во центарот е окупирана од „неутронска течност“. Во центарот се очекува
присуство на мало хиперонско јадро. Неутроните го почитуваат принципот Паули.
Со таква густина, „неутронската течност“ станува дегенерирана
и запира понатамошна компресија на неутронската starвезда.
Matchbox со материјата на неутронските starвезди
би тежела околу десет милијарди тони на земјата
Во 60 -тите години на 20 век, целосно случајно, кога набудувате со радио телескоп,
која имаше за цел да ги проучи сцинтилациите на космичките радио извори,
Џоселин Бел, Ентони Хјуиш и други вработени од Универзитетот Кембриџ
Велика Британија открила серија периодични пулсирања.
Времетраењето на пулсот беше 0,3 секунди на фреквенција од 81,5 MHz, што
Повторено во извонредно константно време, 1.3373011 секунди.
Millisecond Pulsar PSR J1959+2048 во видливиот опсег.
Пулсите се прекинуваат 50 минути на секои 9 часа,
Укажувајќи дека пулсарот е затегнат од нејзината придружна starвезда
Беше сосема различно од вообичаената хаотична слика за случајно
неправилно треперење.
Имаше дури и претпоставка за вонземска цивилизација,
испраќајќи ги своите сигнали на Земјата.
Затоа, ознаката LGM беше воведена за овие сигнали
(кратко за мали зелени мажи).
Направени се сериозни обиди
препознајте кој било код во
добиле импулси.
Ова се покажа како невозможно, сепак,
Како што велат, тие беа до точка
најмногу привлече
квалификувани специјалисти
на технологијата за шифрирање.
Пулсари во ММО
Шест месеци подоцна, откриени се уште три слични пулсирачки радио извори.
Стана очигледно дека изворите на зрачење се природни небесни
тела. Тие беа наречени пулсари.
За откривање и толкување на радио емисиите од пулсари до Ентони Хјуш
беше наградена со Нобелова награда за физика.
Пулсарски модел
