Beskrivelse av presentasjonen ved individuelle lysbilder:
1 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
2 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Lysstyrken til noen stjerner er variabel og endres over perioder - fra timer til uker eller til og med et år. Lysstyrken til en variabel stjerne kan bestemmes ved sammenligning med omkringliggende stjerner som har konstant lysstyrke. Hovedårsaken til variabel lysstyrke er endringen i størrelsen på stjernen på grunn av dens ustabilitet. De mest kjente er pulserende stjerner i Cepheid-klassen, oppkalt etter deres prototype - stjernedeltaet Cephei. Dette er gule superkjemper som pulserer med noen få dager eller uker, noe som får lysstyrken til å endre seg.
3 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Betydningen av slike stjerner for astronomer er at deres pulsasjonsperiode er direkte relatert til lysstyrken: de lyseste Cepheidene har den lengste pulsasjonsperioden. Derfor, ved å observere pulsasjonsperioden til Cepheider, kan deres lysstyrke bestemmes nøyaktig. Ved å sammenligne den beregnede lysstyrken med lysstyrken til stjernen som er synlig fra jorden, kan vi bestemme hvor langt den er fra oss. Cepheider er relativt sjeldne. Den mest tallrike typen variable stjerner er røde kjemper og superkjemper; Alle er variable i en eller annen grad, men de har ikke en så tydelig periodisitet som Cepheidene. Det mest kjente eksemplet på en variabel rød gigant er Omicron Ceti, kjent som Mira. Noen røde variable stjerner, for eksempel supergiganten Betelgeuse, viser ikke noe mønster i endringene.
4 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
En helt annen type variable stjerner er binære formørkelsesstjerner. De består av to stjerner med sammenkoblede baner; en av dem stenger med jevne mellomrom den andre for oss. Hver gang en stjerne formørker en annen, svekkes lyset vi ser fra stjernesystemet. Den mest kjente av disse er stjernen Algol, også kalt beta Persei.
5 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
De mest imponerende er variable stjerner, hvis lysstyrke endres plutselig og ofte veldig sterkt. De kalles novaer og supernovaer. Det antas at en nova er to nærliggende stjerner, hvorav den ene er en hvit dverg. Gass fra den andre stjernen trekkes vekk av den hvite dvergen, eksploderer, og stjernens lys øker tusenvis av ganger for en stund. Når en nova eksploderer, blir ikke stjernen ødelagt. Eksplosjoner av noen novaer har blitt observert mer enn én gang, og kanskje nye dukker opp igjen etter en tid. Nye blir ofte lagt merke til først av amatørastronomer. Enda mer spektakulære er supernovaer - himmelkatastrofer som betyr døden til en stjerne. Når en supernova eksploderer, blir en stjerne revet i stykker og avslutter sin eksistens, og blusser opp for en tid millioner av ganger kraftigere enn vanlige stjerner. Der det skjer en supernovaeksplosjon, forblir rusk fra stjernen spredt ut i verdensrommet, for eksempel i Krabbetåken i stjernebildet Tyren og i slørtåken i stjernebildet Cygnus.
6 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Det finnes to typer supernovaer. En av dem er eksplosjonen av en hvit dverg i en dobbeltstjerne. En annen type er når en stjerne mange ganger større enn solen blir ustabil og eksploderer. Den siste supernovaen i galaksen vår ble observert i 1604, og en annen supernova oppsto og var synlig for det blotte øye i den store magellanske skyen i 1987.
Lysbilde 7
Lysbildebeskrivelse:
Dobbeltstjerner Solen er en enkeltstjerne. Men noen ganger er to eller flere stjerner plassert nær hverandre og kretser rundt hverandre. De kalles doble eller flere stjerner. Det er mange av dem i Galaxy. Så stjernen Mizar i stjernebildet Ursa Major har en satellitt - Alcor. Avhengig av avstanden mellom dem går dobbeltstjerner raskt eller sakte i bane rundt hverandre, og omløpsperioden kan variere fra noen få dager til mange tusen år. Noen dobbeltstjerner er vendt mot jorden med kanten av planet i banen deres, deretter formørker den ene stjernen regelmessig den andre. Samtidig svekkes den generelle lysstyrken til stjernene. Vi oppfatter dette som en endring i stjernens lysstyrke. For eksempel har "djevelstjernen" Algol i stjernebildet Perseus vært kjent siden antikken som en variabel stjerne. Hver 69. time, stjernenes omløpsperiode i dette binære systemet, blir en lysere stjerne formørket av sin kjøligere, mindre lysende nabo. Fra jorden oppfattes dette som en reduksjon i lysstyrken. Ti timer senere sprer stjernene seg, og lysstyrken til systemet når igjen sitt maksimum.
8 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Binære stjerner er to (noen ganger tre eller flere) stjerner som kretser rundt et felles tyngdepunkt. Det er forskjellige dobbeltstjerner: det er to like stjerner i et par, og det er forskjellige (vanligvis en rød kjempe og en hvit dverg). Men, uavhengig av deres type, er disse stjernene de mest mottagelige å studere: for dem, i motsetning til vanlige stjerner, ved å analysere deres interaksjon er det mulig å bestemme nesten alle parametere, inkludert masse, form på baner, og til og med grovt bestemme egenskapene til stjerner som ligger nær dem. Som regel har disse stjernene en noe langstrakt form på grunn av gjensidig tiltrekning. Mange slike stjerner ble oppdaget og studert i begynnelsen av vårt århundre av den russiske astronomen S. N. Blazhko. Omtrent halvparten av alle stjernene i vår galakse tilhører binære systemer, så binære stjerner som går i bane rundt hverandre er et veldig vanlig fenomen.
Lysbilde 9
Lysbildebeskrivelse:
Binære stjerner holdes sammen av gjensidig tyngdekraft. Begge stjernene i binærsystemet roterer i elliptiske baner rundt et bestemt punkt som ligger mellom dem og kalles tyngdepunktet til disse stjernene. Disse kan tenkes som støttepunkter hvis du ser for deg stjernene som sitter på en barnehuske: hver i hver sin ende av et brett plassert på en stokk. Jo lenger stjernene er fra hverandre, jo lenger varer deres bane. De fleste dobbeltstjerner er for nær hverandre til å bli sett hver for seg selv med de kraftigste teleskopene. Hvis avstanden mellom partnerne er stor nok, kan omløpsperioden måles i år, og noen ganger så mye som et århundre eller mer. Dobbeltstjerner som kan sees separat kalles synlige binærer.
10 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
En spektroskopisk dobbeltstjerne er et par stjerner som er for nær hverandre til å være synlige gjennom et teleskop; eksistensen av en andre stjerne avsløres ved å analysere lyset ved hjelp av et spektroskop.
11 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Bevegelse av stjerner. På himmelen er analogene til lengde- og breddegrad rett oppstigning og deklinasjon. Høyre oppstigning begynner på punktet der solen krysser himmelekvator i nordlig retning hvert år. Dette punktet, kalt vårjevndøgn, er den himmelske ekvivalenten til Greenwich-meridianen på jorden. Høyre oppstigning måles østover fra vårjevndøgn i timer, fra 0 til 24. Hver time med høyre oppstigning er delt inn i 60 minutter, og hvert minutt er delt inn i 60 sekunder. Deklinasjon er definert i grader nord og sør for himmelekvator, fra 0 ved ekvator til +90° ved den nordlige himmelpolen og til -90° ved den sørlige himmelpolen. De himmelske polene er plassert rett over jordens poler, og himmelekvator passerer direkte over hodet sett fra jordens ekvator. Dermed kan posisjonen til en stjerne eller et annet objekt bestemmes nøyaktig av dens rett oppstigning og deklinasjon, så vel som av koordinatene til et punkt på jordoverflaten. Koordinatnett i timer med rett oppstigning og grader av deklinasjon er plottet på stjernekartene i denne boken.
12 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Imidlertid står kartografer av verdensrommet overfor to problemer som ikke møter kartografer av jordens overflate. Først beveger hver stjerne seg sakte i forhold til omkringliggende stjerner (stjernens egenbevegelse). Med noen få unntak, som Barnards stjerne, er denne bevegelsen så langsom at den bare kan bestemmes ved spesielle målinger. Imidlertid vil denne bevegelsen etter mange tusen år føre til en fullstendig endring i den nåværende formen til stjernebildene. En dag vil astronomer måtte revurdere den moderne nomenklaturen av stjerner og stjernebilder. Det andre problemet er at det overordnede koordinatgitteret skifter på grunn av jordens slingring i rommet, kalt presesjon. Dette fører til at nullpunktet for høyre oppstigning fullfører en revolusjon på himmelen hvert 26.000 år. Koordinatene til alle punkter på himmelen endres gradvis, så vanligvis er koordinatene til himmelobjekter gitt for en bestemt dato.
Beskrivelse av presentasjonen ved individuelle lysbilder:
1 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
2 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Som observasjoner har vist, danner mange av dem par eller er medlemmer av komplekse systemer. Dessuten, i vår galakse alene, tilhører omtrent halvparten av alle stjerner binære systemer. Binære stjerner er tettliggende par stjerner.
3 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Opprinnelse og utvikling av dobbeltstjerner Som enkeltstjerner dannes binære systemer under påvirkning av gravitasjonskrefter fra en sky av gass og støv. I moderne astronomi er det tre mest populære teorier for dannelsen av dobbeltstjerner. Den første av dem forbinder dannelsen av binære systemer med separasjonen på et tidlig stadium av den felles kjernen til protoskyen, som fungerte som materialet for fremveksten av det binære systemet. Den andre teorien er assosiert med fragmenteringen av den protostellare disken, som et resultat av at ikke bare binære, men også flere stjernesystemer kan vises. Fragmentering av protostellarskiven skjer på et senere stadium enn fragmenteringen av kjernen. Den siste teorien sier at dannelsen av dobbeltstjerner er mulig gjennom dynamiske fysiske og kjemiske prosesser inne i protoskyen, som fungerer som materiale for stjernedannelse
4 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Forskere sier at dobbeltstjerner utgjør omtrent halvparten av alle stjernene i galaksen vår. En dobbeltstjerne er et system som består av to objekter (stjerner) forbundet med gravitasjonskrefter. Begge stjernene i systemet roterer rundt sitt felles massesenter. Avstandene mellom stjernene kan variere, så vel som massen til disse stjernene, så vel som deres størrelse. Begge stjernene som inngår i gravitasjonssystemet kan ha både like og særegne egenskaper. Stjerne A kan for eksempel ha større masse eller størrelse enn stjerne B.+ Dobbeltstjerner er tradisjonelt merket med latinske bokstaver. Vanligvis er bokstaven "A" merket med en lysere og mer massiv følgesvenn. Bokstaven "B" er en mindre lysende og massiv stjerne. Et slående eksempel på et dobbeltstjernesystem er det nærmeste stjernesystemet til oss - Alpha Centauri A og B. Det er et integrert system av to stjerner. Alpha Centauri selv består av tre komponenter. Hvis du ser på denne stjernen uten å bruke forskjellige optiske instrumenter, vil den for det blotte øye bli oppfattet visuelt som én stjerne. Hvis vi ser på det gjennom et teleskop, vil vi tydelig se to, eller til og med tre komponenter i dette systemet. Andre eksempler på dobbeltstjerner inkluderer Beta Lyrae-systemet, Beta Persei-systemet (Algol), Sirius og andre stjerner.
5 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Blant stjernene som er synlige i nærheten på himmelen, skilles det mellom optiske dobler og fysiske dobler. I det første tilfellet projiseres to stjerner på himmelsfæren ved siden av hverandre. Selv om de i virkeligheten kan være plassert i stor avstand fra hverandre. Men fysiske dobbeltstjerner befinner seg faktisk i verdensrommet ved siden av hverandre. De er ikke bare sammenkoblet av gravitasjonskrefter, men kretser også rundt et felles massesenter.
6 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Ideen om eksistensen av dobbeltstjerner ble først fremmet av den engelske vitenskapsmannen og presten John Michell i 1767. Og observasjonsbekreftelse av denne hypotesen ble publisert i 1802 av William Herschel. Det første stjerneparet kjent siden antikken er Mizar og Alcor, observert i håndtaket på "bøtten" til Big Dipper. Dette stjerneparet er et godt eksempel på en optisk dobbeltstjerne, ettersom Alcor er omtrent 12 bueminutter fra Mizar.
Lysbilde 7
Lysbildebeskrivelse:
Når antallet stjerner i et system forbundet med gjensidig tyngdekraft viser seg å være mer enn to, kalles de multipler. Det er trippel, firedoble og enda høyere multiplisitet stjerner. Et eksempel på flere stjerner er trippelstjernen α Centauri. Dessuten, interessant nok, er en av komponentene - Proxima - den nærmeste stjernen til jorden etter solen. Stjerner med mindre enn 10 komponenter er vanligvis klassifisert som flere stjerner. Hvis det er flere stjerner i et system, kalles det en stjernehop. Et klassisk eksempel er Pleiadenes åpne klynge, synlig på nattehimmelen med det blotte øye.
8 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Fysiske dobbeltstjerner, avhengig av metoden for å observere dem, er vanligvis delt inn i flere klasser. Visuelle binære stjerner er dobbeltstjerner hvis komponenter kan sees separat (gjennom et teleskop eller fotografert). Evnen til å observere en stjerne som en visuell binær er bestemt av oppløsningen til teleskopet. Derfor er alle kjente visuelle dobbeltstjerner lokalisert i nærheten av Solen med en veldig lang omløpsperiode (opptil flere tusen år). Og banene deres er sammenlignbare i størrelse med banene til de gigantiske planetene i vårt solsystem. I denne forbindelse, av over 110 000 slike objekter, har mindre enn hundre baner blitt bestemt med stor nøyaktighet. Den andre klassen av binære systemer består av formørkende binærer eller formørkende variable stjerner. De er nære par, som går i bane med en periode på flere timer til flere dager i baner hvis halvhovedakse kan sammenlignes med stjernene selv. Dette resulterer i at vinkelavstanden mellom stjernene er svært liten. Derfor kan vi ikke se komponentene i systemet separat. Imidlertid kan man bedømme at systemet faktisk er dobbelt av de periodiske svingningene i lysstyrken. La oss anta at planetene til stjernenes bane langs siktlinjen praktisk talt sammenfaller. Deretter, under revolusjonen til et stjernepar, når en av komponentene er foran eller bak den andre, observeres formørkelser. Forskjellen mellom stjernestørrelser ved minimum og maksimal lysstyrke kalles amplitude. Og tidsperioden mellom to påfølgende minste minimum er en periode med variasjon.
"Nøytronstjerne" - 7. 8. Målte masser av nøytronstjerner. Stjerner med høyere sentral tetthet og høyere masse viser seg å være ustabile. Den indre strukturen til nøytronstjerner. 2. Direkte introduksjon av mange-partikkelkrefter i isovektorkanaler: Relativistisk middelfelt (RMF) modell. Innføring av mangepartikkelkrefter.
"Binære stjerner" - Visuelt doble, astrometrisk doble, formørkende doble, spektralt doble. La oss først finne ut hvilke stjerner som kalles dette. Hvorfor er dobbeltstjerner interessante? Enkeltstjerner gir oss ikke en slik mulighet. Den siste typen binær er den spektroskopiske binære. Spektralt dobbelt. Eclipsing dobler.
"Masse av stjerner" - Masse nesten lik solen, og 2,5 ganger større enn jorden. Kilde til energi fra solen og stjernene. Hovedsekvens. Tettheten til hovedsekvensstjerner er sammenlignbare med soltettheten. Massene til stjerner varierer fra omtrent 1/20 til 100 ganger solens masse. Betelgeuse er en rød superkjempe.
"Konstellasjoner" - Det er også stjerner i syvende, åttende og til og med attende. En stjerne med første styrke er nøyaktig 2,512 ganger lysere enn en stjerne med andre størrelsesorden. På en skyfri og månefri natt, langt fra befolkede områder, kan man skille rundt 3000 stjerner. Vintertrekanten består av de lyseste stjernene Orion, Canis Major og Canis Minor.
"Constellation Astronomy" - Basert primært på observasjoner. Men ikke bare Akid ble forelsket i Galatea. Spiralgalaksen M74. Navnene på stjernebildene ble assosiert med myter, navn på guder, navn på instrumenter og mekanismer. La oss begynne å bli kjent med stjernebildene på sommerhimmelen. Ursa Minor. Zodiacs. I nord henger den omvendte dipperen til Big Dipper.
Presentasjon med lysbilder:
Lysbilde 1
Lysbilde 2
Typer dobbeltstjerner La oss først finne ut hvilke stjerner som kalles det. La oss umiddelbart forkaste typen dobbeltstjerner som kalles «optiske dobbeltstjerner». Dette er par stjerner som tilfeldigvis er i nærheten på himmelen, det vil si i samme retning, men i verdensrommet er de faktisk adskilt med store avstander. Vi vil ikke vurdere denne typen dobbel. Vi vil være interessert i klassen av fysisk binære stjerner, det vil si stjerner som virkelig er bundet av gravitasjonsinteraksjon.
Lysbilde 3
Plassering av massesenteret Fysisk sett roterer dobbeltstjerner i ellipser rundt et felles massesenter. Men hvis du måler koordinatene til en stjerne i forhold til en annen, viser det seg at stjernene beveger seg i forhold til hverandre også i ellipser. I denne figuren tok vi den mer massive blå stjernen som vår opprinnelse. I et slikt system beskriver massesenteret (grønn prikk) en ellipse rundt den blå stjernen. Jeg vil advare leseren mot den vanlige misoppfatningen at det ofte antas at en mer massiv stjerne tiltrekker en lavmassestjerne sterkere enn omvendt. Alle to objekter tiltrekker hverandre likt. Men en gjenstand med stor masse er vanskeligere å flytte. Og selv om en stein som faller på jorden tiltrekker jorden med samme kraft som jorden, er det umulig å forstyrre planeten vår med denne kraften, og vi ser hvordan steinen beveger seg.
Lysbilde 4
Ofte er det imidlertid såkalte multiple systemer, med tre eller flere komponenter. Imidlertid er bevegelsen til tre eller flere samvirkende kropper ustabil. I et system med for eksempel tre stjerner, kan man alltid skille mellom et dobbelt undersystem og en tredje stjerne som dreier seg rundt dette paret. I et firestjerners system kan det være to binære delsystemer som kretser rundt et felles massesenter. Med andre ord, i naturen reduseres alltid stabile multiple systemer til systemer med to ledd. Systemet med tre stjerner inkluderer den velkjente Alpha Centauri, som av mange anses å være den nærmeste stjernen til oss, men faktisk er den tredje svake komponenten i dette systemet - Proxima Centauri, en rød dverg - nærmere. Alle tre stjernene i systemet er synlige separat på grunn av deres nærhet. Noen ganger er det faktum at en stjerne er dobbel synlig gjennom et teleskop. Slike dobler kalles visuelle dobler (ikke å forveksle med optiske dobler!). Som regel er dette ikke nære par avstandene mellom stjernene i dem er store, mye større enn deres egne størrelser.
Lysbilde 5
Lysbilde 6
Glansen til dobbeltstjerner Ofte er stjernene i par veldig forskjellige i lysstyrke, og den svake stjernen blir overskygget av den klare. Noen ganger i slike tilfeller lærer astronomer om dualiteten til en stjerne ved avvik i bevegelsen til en lys stjerne under påvirkning av en usynlig satellitt fra banen i verdensrommet beregnet for en enkelt stjerne. Slike par kalles astrometriske binærer. Spesielt ble Sirius klassifisert som denne typen binær i lang tid, helt til kraften til teleskopene gjorde det mulig å skjelne en hittil usynlig satellitt - Sirius B. Dette paret ble visuelt dobbelt. Det hender at revolusjonsplanet til stjerner rundt deres felles massesenter passerer eller nesten passerer gjennom øyet til observatøren. Banene til stjernene i et slikt system ligger så å si på kanten av oss. Her vil stjernene periodisk formørke hverandre, lysstyrken til hele paret vil endre seg med samme periode. Denne typen binær kalles en formørkende binær. Hvis vi snakker om variabiliteten til en stjerne, kalles en slik stjerne en formørkelsesvariabel, som også indikerer dens dualitet. Den aller første oppdagede og mest kjente binære av denne typen er stjernen Algol (Djevelens øye) i stjernebildet Perseus.
Lysbilde 7
Lysbilde 8
Spektralt binære stjerner Den siste typen binær er den spektralt binære. Deres dualitet bestemmes ved å studere spekteret til stjernen, der periodiske skift av absorpsjonslinjer blir lagt merke til, eller det er tydelig at linjene er doble, som konklusjonen om stjernens dualitet er basert på.
Lysbilde 9
Hvorfor er dobbeltstjerner interessante? For det første gjør de det mulig å finne ut massene til stjerner, siden det er enklest og mest pålitelig å beregne ut fra den synlige interaksjonen mellom to kropper. Direkte observasjoner gjør det mulig å finne ut den totale "vekten" til systemet, og hvis vi legger til de kjente forholdene mellom massene av stjerner og deres lysstyrker, som ble diskutert ovenfor i historien om stjernenes skjebne, så kan finne ut massene til komponentene og teste teorien. Enkeltstjerner gir oss ikke en slik mulighet. I tillegg, som også nevnt tidligere, kan skjebnen til stjerner i slike systemer være påfallende forskjellig fra skjebnen til de samme enkeltstjernene. Himmelske par, avstandene mellom disse er store sammenlignet med størrelsen på selve stjernene, lever i alle stadier av livet i henhold til de samme lovene som enkeltstjerner, uten å forstyrre hverandre. I denne forstand manifesterer ikke deres dualitet seg på noen måte.
Lysbilde 10
Nære par: den første utvekslingen av masser Binærstjerner er født sammen fra den samme gass- og støvtåken de har samme alder, men har ofte forskjellige masser. Vi vet allerede at mer massive stjerner lever "raskere", derfor vil en mer massiv stjerne overta sin jevnaldrende i evolusjonsprosessen. Den vil utvide seg og bli en gigant. I dette tilfellet kan størrelsen på stjernen bli slik at materie fra en stjerne (oppblåst) begynner å strømme til en annen. Som en konsekvens kan massen til den opprinnelig lettere stjernen bli større enn den opprinnelig tunge! I tillegg vil vi få to stjerner av samme alder, og den mer massive stjernen er fortsatt på hovedsekvensen, det vil si at i sentrum pågår syntesen av helium fra hydrogen fortsatt, og den lettere stjernen har allerede brukt opp sin hydrogen, og det er dannet en heliumkjerne i den. La oss huske at i enkeltstjernenes verden kan dette ikke skje. På grunn av uoverensstemmelsen mellom stjernens alder og dens masse, kalles dette fenomenet Algol-paradokset, til ære for den samme formørkelsesbinæren. Stjernen Beta Lyrae er et annet par som utveksler masse akkurat nå.
Lysbilde 11
Materien fra den oppblåste stjernen, som strømmer inn på den mindre massive komponenten, faller ikke umiddelbart på den (den gjensidige rotasjonen av stjernene forhindrer dette), men danner først en roterende skive av materie rundt den mindre stjernen. Friksjonskreftene i denne skiven vil redusere hastigheten til materiepartiklene, og den vil legge seg på overflaten av stjernen. Denne prosessen kalles akkresjon, og den resulterende disken kalles akkresjon. Som et resultat har den opprinnelig mer massive stjernen en uvanlig kjemisk sammensetning: alt hydrogenet i de ytre lagene strømmer til en annen stjerne, og etterlater bare en heliumkjerne med blandinger av tyngre elementer. En slik stjerne, kalt en heliumstjerne, utvikler seg raskt og danner en hvit dverg eller en relativistisk stjerne, avhengig av massen. Samtidig skjedde en viktig endring i binærsystemet som helhet: den opprinnelig mer massive stjernen ga opp denne overlegenheten.
Lysbilde 12
Lysbilde 13
Andre masseutveksling I binære systemer er det også røntgenpulsarer som sender ut i et høyere energibølgelengdeområde. Denne strålingen er assosiert med akkresjon av materie nær magnetpolene til en relativistisk stjerne. Kilden til akkresjon er stjernevindpartikler som sendes ut av den andre stjernen (solvinden har samme natur). Hvis stjernen er stor, når stjernevinden en betydelig tetthet, og energien til røntgenpulsarstrålingen kan nå hundrevis og tusenvis av sollysstyrker. En røntgenpulsar er den eneste måten å indirekte oppdage et sort hull, som, som vi husker, ikke kan sees. Og en nøytronstjerne er et sjeldent objekt for visuell observasjon. Dette er langt fra alt. Den andre stjernen vil også før eller siden blåses opp, og materie vil begynne å strømme til naboen. Og dette er allerede den andre utvekslingen av materie i et binært system. Etter å ha nådd store størrelser, begynner den andre stjernen å "returnere" det som ble tatt under den første utvekslingen.
Lysbilde 14
Hvis en hvit dverg dukker opp i stedet for den første stjernen, kan det som et resultat av den andre utvekslingen oppstå bluss på overflaten, som vi observerer som nye stjerner. På et tidspunkt, når det faller for mye materiale ned på overflaten til en veldig varm hvit dverg, stiger temperaturen på gassen nær overflaten kraftig. Dette provoserer frem et eksplosivt utbrudd av kjernefysiske reaksjoner. Stjernens lysstyrke øker betydelig. Slike utbrudd kan gjentas, og de kalles gjentatte nye. Gjentatte bluss er svakere enn de første, som et resultat av at stjernen kan øke lysstyrken titalls ganger, noe vi observerer fra jorden som utseendet til en "ny" stjerne.
Lysbilde 15
Et annet resultat i et hvit dvergsystem er en supernovaeksplosjon. Konsekvensen av strømmen av materie fra den andre stjernen kan være at den hvite dvergen når en maksimal masse på 1,4 solar. Hvis det allerede er en hvit jerndverg, vil den ikke være i stand til å opprettholde gravitasjonskompresjon og vil eksplodere. Supernovaeksplosjoner i binære systemer er veldig like i lysstyrke og utvikling, siden stjerner alltid eksploderer med samme masse - 1,4 solenergi. La oss huske at i enkeltstjerner når den sentrale jernkjernen denne kritiske massen, og de ytre lagene kan ha forskjellige masser. I binære systemer, som det fremgår av vår fortelling, er disse lagene nesten fraværende. Det er derfor slike fakler har samme lysstyrke. Ved å legge merke til dem i fjerne galakser, kan vi beregne avstander som er mye større enn det som kan bestemmes ved hjelp av stjerneparallakse eller cefeider. Tapet av en betydelig del av massen til hele systemet som følge av en supernovaeksplosjon kan føre til oppløsning av en binær. Gravitasjonskraften mellom komponentene er sterkt redusert, og de kan fly fra hverandre på grunn av tregheten i bevegelsen deres.
Stjerner.
Doble stjerner.
Variable stjerner
Avstand til stjerner
Årlig parallakse av en stjerne s er vinkelen som halvhovedaksen til jordbanen (lik 1 AU) kunne sees fra stjernen, vinkelrett på retningen til stjernen.
hvor er den halve hovedaksen til jordens bane
Ved små vinkler sin p = p = 1 AU, da
Stjerners fysiske natur
Stjernene er forskjellige
struktur
lysstyrke
størrelser
alder
temperatur (farge)
Stjernens lysstyrke
Stjerner plassert i samme avstand kan variere i tilsynelatende lysstyrke (dvs. lysstyrke). Stjerner har forskjellig lysstyrke .
Lysstyrke er den totale energien som sendes ut av en stjerne per tidsenhet.
Uttrykt i watt eller i enheter for solenergi .
I astronomi er det vanlig å sammenligne stjerner etter lysstyrke, ved å beregne deres lysstyrke (stjernestørrelse) for samme standardavstand - 10 stk.
Den tilsynelatende størrelsen som stjernen ville ha hvis den var i en avstand D fra oss 0 = 10 stk, kalt absolutt størrelse M.
Lysstyrken til en stjerne bestemmes gjennom den absolutte størrelsen i solens lysstyrke, ved å bruke følgende relasjon
Farge og temperatur på stjerner
Stjerner kommer i en rekke farger.
Arcturus har en gul-oransje nyanse,
Hvit-blå tverrstang,
Antares er knallrød.
Farge og temperatur på stjerner
Den dominerende fargen i en stjernes spektrum avhenger av temperatur dens overflate.
For forskjellige stjerner skjer den maksimale strålingen ved forskjellige bølgelengder.
Vinens lov
Maksimal solinnstråling λ = 4,7x 10 m
Harvard spektralklassifisering av stjerner
Sol
Radier av stjerner
Stjerner
Nøytronstjerner (pulsarer)
kjemper
dverger
svarte hull
superkjemper
Aldebaran er en rød kjempe i stjernebildet Tyren
Alpha Orionis – Betelgeuse (supergigant)
En liten prikk ved siden av Sirius er satellitten, den hvite dvergen Sirius B.
Det blotte øye i nærheten av Mizar
(midtstjerne i håndtaket til Ursa Major Dipper)
svak stjerne Alcor synlig (5 m)
I gamle tider ble det antatt at en person som ser den lille naboen til denne stjernen har akutt syn.
I følge Mizar og Alcor testet de gamle grekerne øyets årvåkenhet
Mizar og Alcor projiseres ikke bare side om side på himmelsfæren,
men også bevege seg rundt et felles massesenter. Omløpsperioden er omtrent 2 milliarder år.
Det er mange doble og flere stjerner i galaksen.
Mira – Omicron Ceti – dobbeltstjerne.
I Foto EN Komponentene til en binær stjerne er avbildet i en avstand på 0,6".
På bilder b Og Med det er tydelig at formen deres ikke er sfærisk, en hale er synlig fra Mira mot den mindre stjernen.
Dette kan skyldes gravitasjonsinteraksjonen til Mira Ceti
med din ledsager
Typer dobbeltstjerner
- visuelt dobbelt
- astrometriske binærer
- formørkende binærfiler
- spektralt dobbelt
Astrometrisk dobler
Stjerner i par er ofte forskjellige i lysstyrke, den svake stjernen overskygges av den lyse. Noen ganger i slike tilfeller lærer astronomer om dualiteten til en stjerne ved avvik i bevegelsen til en lys stjerne under påvirkning av en usynlig satellitt fra banen i verdensrommet beregnet for en enkelt stjerne. Slike par kalles astrometriske binærer. Spesielt ble Sirius klassifisert som denne typen binær i lang tid, helt til kraften til teleskopene gjorde det mulig å skjelne en hittil usynlig satellitt - Sirius B. Dette paret ble visuelt dobbelt.
Formørkende binære filer
Det hender at revolusjonsplanet til stjerner rundt deres felles massesenter passerer eller nesten passerer gjennom øyet til observatøren. Banene til stjernene i et slikt system ligger så å si på kanten av oss. Her vil stjernene periodisk formørke hverandre, lysstyrken til hele paret vil endre seg med samme periode. Denne typen binær kalles en formørkende binær. Hvis vi snakker om variabiliteten til en stjerne, kalles en slik stjerne en formørkelsesvariabel, som også indikerer dens dualitet. Den aller første oppdagede og mest kjente binære av denne typen er stjernen Algol (Djevelens øye) i stjernebildet Perseus.
Spektral dobler
Dualitet bestemmes ved å studere spekteret til en stjerne, der periodiske skift av absorpsjonslinjer blir lagt merke til eller det er tydelig at linjene er doble, som konklusjonen om stjernens dualitet er basert på.
Den universelle loven gjelder for systemer med dobbeltstjerner.
Tyngdekraften og Keplers lover generalisert av Newton. Dette lar oss estimere massen til stjerner i binære systemer.
I følge Keplers tredje lov kan vi skrive andelen
Hvor m 1 og m 2 - masser av to stjerner med en omløpsperiode R ,
A er halvhovedaksen til banen til en stjerne som går i bane rundt en annen stjerne.
Messer M og m- masser av solen og jorden, T= 1 år, a er avstanden fra jorden til solen.
Denne formelen gir summen av massene til komponentene til en dobbeltstjerne, dvs. medlemmer av dette systemet.
Variable stjerner
Variable stjerner er stjerner hvis lysstyrke endres, noen ganger med jevne mellomrom. Det er ganske mange variable stjerner på himmelen. For tiden er det mer enn 30 000 kjente.
Mange av dem er ganske observerbare i små og mellomstore størrelser
optiske instrumenter - kikkert, spotting scope eller skoleteleskop.
Amplitude og periode for en variabel stjerne
Fysiske variabler er stjerner som endrer lysstyrken som følge av fysiske prosesser som skjer i selve stjernen.
Slike stjerner har kanskje ikke en konstant lyskurve.
Den første pulserende variabelen ble oppdaget i 1596 av Fibrizius.
i stjernebildet Cetus. Han kalte henne Mira, som betyr "fantastisk, fantastisk."
Maksimalt er Mira godt synlig for det blotte øye, dens synlige stjerne
størrelsesorden 2 m, i løpet av minimumsperioden minker den til 10 m og er kun synlig gjennom et teleskop.
Gjennomsnittlig variasjonsperiode for Mira Ceti er 332 dager.
Cepheider er pulserende stjerner med høy lysstyrke, oppkalt etter en av de første oppdagede variable stjernene - δ Cephei.
Dette er gule superkjemper av spektralklassene F og G, hvis masse overstiger solens masse flere ganger.
Under utviklingen får Cepheider en spesiell struktur.
På en viss dybde dukker det opp et lag som akkumulerer energi som kommer fra stjernens kjerne og deretter frigjør den.
Cepheider trekker seg periodisk sammen, temperaturen til Cepheider øker,
radiusen avtar. Deretter overflaten
vokser, synker temperaturen, noe som forårsaker en generell endring i lysstyrken.
Cepheider spiller en spesiell rolle i astronomi.
I 1908 la Henrietta Leavitt, mens hun studerte Cepheider i den lille magellanske skyen, merke til at jo mindre den tilsynelatende størrelsen på Cepheiden var,
jo lengre periode med endring i lysstyrken.
Stor Magellansk sky
Liten magellansk sky
Henrietta Leavitt
En stjerne som øker sin glans tusenvis og millioner av ganger i løpet av noen få timer, og deretter dimper, og går tilbake til sin opprinnelige glans, kalles ny.
En nova oppstår i nære binære systemer, der en av komponentene i binærsystemet er en hvit dverg eller nøytronstjerne.
Når en kritisk masse samler seg på overflaten til en hvit dverg (nøytronstjerne)
massen av materie, skjer en termonukleær eksplosjon som river av skallet fra stjernen
og øke lysstyrken tusenvis av ganger.
Tåke etter eksplosjon
Nova i stjernebildet Cygnus
i 1992 synlig som
liten rød flekk
litt over midten
bilder.
Novae er eksploderende variable stjerner.
Resten av novaen GK Persei
Supernovaer kalles stjerner som plutselig eksploderer og når
ved maksimal absolutt størrelse fra –11 m til –21 m.
Lysstyrken til en supernova øker titalls millioner ganger, noe som kan overstige lysstyrken til hele galaksen.
Supernovaeksplosjoner er en av de kraftigste katastrofale naturlige prosessene.
En enorm energiutløsning (mengden energi Solen produserer over milliarder av år) følger med en supernovaeksplosjon.
En supernova kan sende ut mer stråling enn alle stjernene i galaksen til sammen.
Supernova 1987A i den store magellanske skyen ligger der,
hvor det på gamle fotografier bare var en stjerne i 12. størrelsesorden.
Dens maksimale verdi nådde 2,9 m,
som gjorde det enkelt å observere supernovaen med det blotte øye.
Den tette kjernen kollapser og drar den med seg til fritt fall mot midten
ytre lag av stjernen. Når kjernen blir sterkt komprimert, stopper komprimeringen,
og en motsjokkbølge treffer de øvre lagene, og også spruter ut
energien til et stort antall nøytrinoer. Som et resultat sprer skallet seg
hastighet på 10 000 km/s, og avslører en nøytronstjerne eller sort hull.
En supernovaeksplosjon frigjør 10 46 J energi.
Sentrum av tannkjøtttåken, etterlatt etter en supernovaeksplosjon,
ligger i stjernebildet Velas
Supernova 1987A 4 år etter utbruddet.
Ringen av glødende gass nådde
1,37 lysår på tvers.
Resten av Supernova 1987
tolv år etter utbruddet
Den mest kjente supernova-resten i vår galakse er
Krabbetåken.
Dette er restene av en supernovaeksplosjon i 1054.
Store milepæler i astronomiens historie er knyttet til forskningen hennes.
Krabbetåken var den første kilden til kosmisk radiostråling
i 1949 identifisert med et galaktisk objekt.
På stedet for en supernovaeksplosjon i krabbetåken
det ble dannet en nøytronstjerne
En nøytronstjerne ville lett passe inn i Moskva
Beltway eller New York
Det ytre skallet til en nøytronstjerne er en skorpe som består av jernkjerner
ved en temperatur på 10 5 –10 6 K. Hele gjenværende volum, med unntak av en liten
Området i sentrum er okkupert av "nøytronvæske". I sentrum er det ventet
tilstedeværelsen av en liten hyperonisk kjerne. Nøytroner følger Pauli-prinsippet.
Ved slike tettheter blir "nøytronvæsken" degenerert
og stopper ytterligere kompresjon av nøytronstjernen.
Fyrstikkeske med nøytronstjernematerie
ville veie rundt ti milliarder tonn på jorden
På 60-tallet av 1900-tallet, helt tilfeldig, når du observerte med et radioteleskop,
som var ment å studere scintillasjonene av kosmiske radiokilder,
Jocelyn Bell, Anthony Hewish og andre ansatte ved Cambridge University
Storbritannia oppdaget en serie periodiske pulser.
Varigheten av pulsene var 0,3 sekunder ved en frekvens på 81,5 MHz, som
gjentatt på et bemerkelsesverdig konstant tidspunkt, 1,3373011 sekunder.
Millisecond pulsar PSR J1959+2048 i det synlige området.
Pulsene avbrytes i 50 minutter hver 9. time,
som indikerer at pulsaren blir formørket av sin følgestjerne
Det var helt annerledes enn det vanlige kaotiske bildet av tilfeldig
uregelmessig flimring.
Det var til og med en antagelse om en utenomjordisk sivilisasjon,
sender sine signaler til jorden.
Derfor ble betegnelsen LGM introdusert for disse signalene
(forkortelse for små grønne menn).
Det er gjort seriøse forsøk
gjenkjenne hvilken som helst kode i
mottatt impulser.
Dette viste seg imidlertid å være umulig,
som de sier, de var til poenget
tiltrakk seg mest
kvalifiserte spesialister
på krypteringsteknologi.
Pulsarer i MMO
Seks måneder senere ble ytterligere tre lignende pulserende radiokilder oppdaget.
Det ble åpenbart at strålingskildene er naturlige himmelske
kropper. De ble kalt pulsarer.
For oppdagelse og tolkning av radioutslipp fra pulsarer til Anthony Hewish
ble tildelt Nobelprisen i fysikk.
Pulsar modell
