Opis prezentacji według poszczególnych slajdów:
1 slajd
Opis slajdu:
2 slajd
Opis slajdu:
Jasność niektórych gwiazd jest zmienna i zmienia się w czasie – od godzin do tygodni, a nawet roku. Jasność gwiazdy zmiennej można określić poprzez porównanie z otaczającymi ją gwiazdami, które mają stałą jasność. Główną przyczyną zmiennej jasności jest zmiana wielkości gwiazdy wynikająca z jej niestabilności. Najbardziej znane są pulsujące gwiazdy klasy cefeid, nazwane na cześć ich prototypu - gwiazdy delta Cephei. Są to żółte nadolbrzymy, które pulsują co kilka dni lub tygodni, powodując zmianę ich jasności.
3 slajd
Opis slajdu:
Znaczenie takich gwiazd dla astronomów polega na tym, że ich okres pulsacji jest bezpośrednio powiązany z jasnością: najjaśniejsze cefeidy mają najdłuższy okres pulsacji. Dlatego obserwując okres pulsacji cefeid, można dokładnie określić ich jasność. Porównując obliczoną jasność z jasnością gwiazdy widocznej z Ziemi, można określić, jak daleko jest ona od nas. Cefeidy są stosunkowo rzadkie. Najliczniejszym typem gwiazd zmiennych są czerwone olbrzymy i nadolbrzymy; Wszystkie są w takim czy innym stopniu zmienne, ale nie mają tak wyraźnej okresowości jak cefeidy. Najbardziej znanym przykładem zmiennego czerwonego olbrzyma jest Omicron Ceti, znany jako Mira. Niektóre czerwone gwiazdy zmienne, takie jak nadolbrzym Betelgeza, nie wykazują żadnych wzorców w swoich zmianach.
4 slajd
Opis slajdu:
Zupełnie innym typem gwiazd zmiennych są podwójne gwiazdy zaćmieniowe. Składają się z dwóch gwiazd o połączonych orbitach; jeden z nich okresowo zamyka przed nami drugi. Za każdym razem, gdy jedna gwiazda przyćmiewa drugą, światło, które widzimy z układu gwiezdnego słabnie. Najbardziej znaną z nich jest gwiazda Algol, zwana także beta Persei.
5 slajdów
Opis slajdu:
Największe wrażenie robią gwiazdy zmienne, których jasność zmienia się nagle i często bardzo mocno. Nazywa się je nowymi i supernowymi. Uważa się, że nowa to dwie blisko położone gwiazdy, z których jedna jest białym karłem. Gaz z drugiej gwiazdy zostaje odciągnięty przez białego karła, eksploduje, a światło gwiazdy na chwilę wzrasta tysiące razy. Kiedy nowa wybucha, gwiazda nie ulega zniszczeniu. Eksplozje niektórych nowych obserwowano więcej niż jeden raz, a być może po pewnym czasie nowe pojawiają się ponownie. Nowe często jako pierwsze zauważają astronomowie-amatorzy. Jeszcze bardziej spektakularne są supernowe – kataklizmy niebieskie, które oznaczają śmierć gwiazdy. Kiedy wybucha supernowa, gwiazda zostaje rozerwana na kawałki i kończy swoje istnienie, wybuchając przez pewien czas miliony razy silniej niż zwykłe gwiazdy. Tam, gdzie następuje eksplozja supernowej, szczątki gwiazdy pozostają rozrzucone w przestrzeń kosmiczną, na przykład w Mgławicy Krab w gwiazdozbiorze Byka i Mgławicy Welon w gwiazdozbiorze Łabędzia.
6 slajdów
Opis slajdu:
Istnieją dwa rodzaje supernowych. Jednym z nich jest eksplozja białego karła w gwieździe podwójnej. Innym typem jest sytuacja, gdy gwiazda wielokrotnie większa od Słońca staje się niestabilna i eksploduje. Ostatnią supernową w naszej galaktyce zaobserwowano w 1604 roku, a kolejna supernowa pojawiła się i była widoczna gołym okiem w Wielkim Obłoku Magellana w 1987 roku.
7 slajdów
Opis slajdu:
Gwiazdy podwójne Słońce jest gwiazdą pojedynczą. Ale czasami dwie lub więcej gwiazd znajduje się blisko siebie i kręci się wokół siebie. Nazywa się je gwiazdami podwójnymi lub wielokrotnymi. W Galaktyce jest ich mnóstwo. Tak więc gwiazda Mizar w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy ma satelitę - Alcor. W zależności od odległości między nimi gwiazdy podwójne krążą wokół siebie szybko lub wolno, a okres obiegu może wynosić od kilku dni do wielu tysięcy lat. Niektóre gwiazdy podwójne są zwrócone w stronę Ziemi krawędzią płaszczyzny swojej orbity, wtedy jedna gwiazda regularnie przyćmiewa drugą. Jednocześnie ogólna jasność gwiazd słabnie. Postrzegamy to jako zmianę jasności gwiazdy. Na przykład „diabelska gwiazda” Algol w gwiazdozbiorze Perseusza jest znana od czasów starożytnych jako gwiazda zmienna. Co 69 godzin, czyli w okresie orbitalnym gwiazd w tym układzie podwójnym, jaśniejsza gwiazda jest przyćmiona przez chłodniejszą, mniej świecącą sąsiadkę. Z Ziemi jest to postrzegane jako spadek jej jasności. Dziesięć godzin później gwiazdy się rozpraszają, a jasność układu ponownie osiąga maksimum.
8 slajdów
Opis slajdu:
Gwiazdy podwójne to dwie (czasami trzy lub więcej) gwiazdy krążące wokół wspólnego środka ciężkości. Istnieją różne gwiazdy podwójne: w parze są dwie podobne gwiazdy i są różne (zwykle czerwony olbrzym i biały karzeł). Ale niezależnie od rodzaju, gwiazdy te są najbardziej podatne na badanie: dla nich, w przeciwieństwie do zwykłych gwiazd, analizując ich interakcje, można określić prawie wszystkie parametry, w tym masę, kształt orbit, a nawet z grubsza określić cechy charakterystyczne gwiazdy znajdujące się blisko nich. Z reguły gwiazdy te mają nieco wydłużony kształt z powodu wzajemnego przyciągania. Wiele takich gwiazd odkrył i zbadał na początku naszego stulecia rosyjski astronom S. N. Błażko. Około połowa wszystkich gwiazd w naszej Galaktyce należy do układów podwójnych, więc gwiazdy podwójne krążące wokół siebie są bardzo powszechnym zjawiskiem.
Slajd 9
Opis slajdu:
Gwiazdy podwójne są utrzymywane razem dzięki wzajemnej grawitacji. Obie gwiazdy układu podwójnego obracają się po orbitach eliptycznych wokół pewnego punktu leżącego pomiędzy nimi i zwanego środkiem ciężkości tych gwiazd. Można je sobie wyobrazić jako punkty podparcia, jeśli wyobrazimy sobie gwiazdy siedzące na dziecięcej huśtawce: każda na swoim końcu deski umieszczonej na kłodzie. Im dalej gwiazdy są od siebie, tym dłuższe są ich ścieżki orbitalne. Większość gwiazd podwójnych znajduje się zbyt blisko siebie, aby można je było zobaczyć pojedynczo, nawet za pomocą najpotężniejszych teleskopów. Jeśli odległość między partnerami jest wystarczająco duża, okres orbitalny można mierzyć w latach, a czasem nawet w stu latach lub dłużej. Gwiazdy podwójne, które można zobaczyć osobno, nazywane są widzialnymi układami podwójnymi.
10 slajdów
Opis slajdu:
Spektroskopowa gwiazda podwójna to para gwiazd znajdujących się zbyt blisko siebie, aby można je było zobaczyć przez teleskop; Istnienie drugiej gwiazdy ujawnia się poprzez analizę światła za pomocą spektroskopu.
11 slajdów
Opis slajdu:
Ruch gwiazd. Na niebie odpowiednikami długości i szerokości geograficznej są rektascensja i deklinacja. Rektascensja rozpoczyna się każdego roku w miejscu, w którym Słońce przecina równik niebieski w kierunku północnym. Ten punkt, zwany równonocą wiosenną, jest niebiańskim odpowiednikiem południka Greenwich na Ziemi. Rektascensję mierzy się na wschód od równonocy wiosennej w godzinach od 0 do 24. Każda godzina rektascensji jest podzielona na 60 minut, a każda minuta na 60 sekund. Deklinację definiuje się w stopniach na północ i południe od równika niebieskiego, od 0 na równiku do +90° na północnym biegunie niebieskim i do -90° na południowym biegunie niebieskim. Bieguny niebieskie znajdują się bezpośrednio nad biegunami Ziemi, a równik niebieski przechodzi bezpośrednio nad głową, patrząc od równika ziemskiego. W ten sposób położenie gwiazdy lub innego obiektu można dokładnie określić na podstawie jego rektascencji i deklinacji, a także współrzędnych punktu na powierzchni Ziemi. Siatki współrzędnych godzin rektascencji i stopni deklinacji naniesiono na mapy gwiazd zawarte w tej książce.
12 slajdów
Opis slajdu:
Jednak kartografowie przestrzeni kosmicznej stoją przed dwoma problemami, z którymi nie borykają się kartografowie powierzchni Ziemi. Po pierwsze, każda gwiazda porusza się powoli względem otaczających ją gwiazd (ruch właściwy gwiazdy). Z kilkoma wyjątkami, takimi jak Gwiazda Barnarda, ruch ten jest tak powolny, że można go określić jedynie na podstawie specjalnych pomiarów. Jednak po wielu tysiącach lat ruch ten doprowadzi do całkowitej zmiany obecnego kształtu konstelacji, niektóre gwiazdy przeniosą się do sąsiednich konstelacji. Któregoś dnia astronomowie będą musieli ponownie rozważyć współczesne nazewnictwo gwiazd i konstelacji. Drugi problem polega na tym, że ogólna siatka współrzędnych ulega przesunięciu w wyniku wahań Ziemi w przestrzeni, zwanych precesją. To powoduje, że punkt zerowy rektascensji dopełnia rewolucji na niebie co 26 000 lat. Współrzędne wszystkich punktów na niebie stopniowo się zmieniają, dlatego zazwyczaj współrzędne ciał niebieskich podawane są na konkretną datę.
Opis prezentacji według poszczególnych slajdów:
1 slajd
Opis slajdu:
2 slajd
Opis slajdu:
Jak wykazały obserwacje, wiele z nich tworzy pary lub jest częścią złożonych systemów. Co więcej, w samej naszej Galaktyce około połowa wszystkich gwiazd należy do układów podwójnych. Gwiazdy podwójne to pary gwiazd położone blisko siebie.
3 slajd
Opis slajdu:
Pochodzenie i ewolucja gwiazd podwójnych Podobnie jak gwiazdy pojedyncze, układy podwójne powstają pod wpływem sił grawitacyjnych z obłoku gazu i pyłu. We współczesnej astronomii istnieją trzy najpopularniejsze teorie powstawania gwiazd podwójnych. Pierwsza z nich łączy powstawanie układów podwójnych z wydzieleniem na wczesnym etapie wspólnego rdzenia protochmury, który posłużył jako materiał do powstania układu podwójnego. Druga teoria wiąże się z fragmentacją dysku protogwiazdowego, w wyniku której mogą pojawić się nie tylko układy podwójne, ale także wielokrotne. Fragmentacja dysku protogwiazdowego następuje na późniejszym etapie niż fragmentacja jądra. Najnowsza teoria głosi, że powstawanie gwiazd podwójnych jest możliwe dzięki dynamicznym procesom fizycznym i chemicznym zachodzącym wewnątrz protokmury, która służy jako materiał do powstawania gwiazd
4 slajd
Opis slajdu:
Naukowcy twierdzą, że gwiazdy podwójne stanowią około połowę wszystkich gwiazd w naszej galaktyce. Gwiazda podwójna to układ składający się z dwóch obiektów (gwiazd) połączonych siłami grawitacyjnymi. Obie gwiazdy w układzie obracają się wokół wspólnego środka masy. Odległości między gwiazdami mogą się różnić, podobnie jak masa tych gwiazd, a także ich rozmiary. Obie gwiazdy wchodzące w skład układu grawitacyjnego mogą mieć zarówno podobne, jak i charakterystyczne cechy. Na przykład gwiazda A może mieć większą masę lub rozmiar niż gwiazda B.+ Gwiazdy podwójne są tradycyjnie oznaczane literami łacińskimi. Zwykle litera „A” jest oznaczona jaśniejszym i masywniejszym towarzyszem. Litera „B” to mniej jasna i masywna gwiazda. Uderzającym przykładem układu podwójnego gwiazd jest najbliższy nam układ gwiazd - Alfa Centauri A i B. Jest to integralny układ dwóch gwiazd. Sama Alpha Centauri składa się z trzech elementów. Jeśli spojrzysz na tę gwiazdę bez użycia różnych instrumentów optycznych, gołym okiem będzie ona wizualnie postrzegana jako jedna gwiazda. Jeśli spojrzymy na nią przez teleskop, wyraźnie zobaczymy dwa, a nawet trzy elementy tego układu. Inne przykłady gwiazd podwójnych obejmują układ Beta Lyrae, układ Beta Persei (Algol), Syriusz i inne gwiazdy.
5 slajdów
Opis slajdu:
Wśród gwiazd widocznych w pobliżu na niebie rozróżnia się gwiazdy podwójne optyczne i fizyczne. W pierwszym przypadku dwie gwiazdy są rzutowane na sferę niebieską obok siebie. Chociaż w rzeczywistości mogą znajdować się w dużej odległości od siebie. Jednak fizyczne gwiazdy podwójne w rzeczywistości znajdują się w przestrzeni obok siebie. Są one nie tylko połączone siłami grawitacyjnymi, ale także krążą wokół wspólnego środka masy.
6 slajdów
Opis slajdu:
Pomysł istnienia gwiazd podwójnych po raz pierwszy wysunął angielski naukowiec i ksiądz John Michell w 1767 roku. Obserwacyjne potwierdzenie tej hipotezy zostało opublikowane w 1802 roku przez Williama Herschela. Pierwszą znaną od czasów starożytnych parą gwiazd są Mizar i Alcor, obserwowane w uchwycie „wiadra” Wielkiego Wozu. Ta para gwiazd jest dobrym przykładem optycznej gwiazdy podwójnej, ponieważ Alcor znajduje się około 12 minut łuku od Mizara.
7 slajdów
Opis slajdu:
Kiedy liczba gwiazd w układzie połączonych wzajemną grawitacją okazuje się większa niż dwie, wówczas nazywa się je wielokrotnościami. Istnieją gwiazdy potrójne, poczwórne, a nawet o większej wielokrotności. Przykładem gwiazd wielokrotnych jest gwiazda potrójna α Centauri. Co ciekawe, jeden ze składników – Proxima – jest najbliższą Ziemi gwiazdą po Słońcu. Gwiazdy mające mniej niż 10 składników są zwykle klasyfikowane jako gwiazdy wielokrotne. Jeśli w układzie jest więcej gwiazd, nazywa się to gromadą gwiazd. Klasycznym przykładem jest gromada otwarta Plejady, widoczna na nocnym niebie gołym okiem.
8 slajdów
Opis slajdu:
Fizyczne gwiazdy podwójne, w zależności od sposobu ich obserwacji, dzieli się zwykle na kilka klas. Wizualne gwiazdy podwójne to gwiazdy podwójne, których składniki można zobaczyć oddzielnie (przez teleskop lub na zdjęciu). Możliwość obserwacji gwiazdy jako wizualnego układu podwójnego zależy od rozdzielczości teleskopu. Dlatego wszystkie znane wizualne gwiazdy podwójne znajdują się w pobliżu Słońca z bardzo długim okresem obiegu (do kilku tysięcy lat). A ich orbity są porównywalne pod względem wielkości z orbitami gigantycznych planet naszego Układu Słonecznego. Pod tym względem z ponad 110 000 takich obiektów wyznaczono z dużą dokładnością mniej niż sto orbit. Druga klasa układów podwójnych składa się z układów podwójnych zaćmieniowych lub gwiazd zmiennych zaćmieniowych. Są bliskimi parami, krążącymi w okresie od kilku godzin do kilku dni po orbitach, których półoś wielka jest porównywalna z samymi gwiazdami. Powoduje to, że odległość kątowa między gwiazdami jest bardzo mała. Dlatego nie możemy widzieć elementów systemu osobno. Można jednak ocenić, że system jest rzeczywiście dualny na podstawie okresowych wahań jego jasności. Załóżmy, że płaszczyzny orbit gwiazd na linii wzroku praktycznie się pokrywają. Następnie podczas obrotu pary gwiazd, gdy jeden ze składników znajduje się przed lub za drugim, obserwuje się zaćmienia. Różnica między wielkościami gwiazd przy minimalnej i maksymalnej jasności nazywana jest amplitudą. A okres pomiędzy dwoma kolejnymi najmniejszymi minimami jest okresem zmienności.
"Gwiazda neutronowa" - 7. 8. Zmierzone masy gwiazd neutronowych. Gwiazdy o większej gęstości centralnej i większej masie okazują się niestabilne. Struktura wewnętrzna gwiazd neutronowych. 2. Bezpośrednie wprowadzenie sił wielocząsteczkowych w kanałach izowektorowych: Relatywistyczny model pola średniego (RMF). Wprowadzenie sił wielocząsteczkowych.
„Gwiazdy podwójne” – wizualnie podwójne, astrometrycznie podwójne, zaćmieniowo podwójne, widmowo podwójne. Najpierw dowiedzmy się, które gwiazdy się tak nazywają. Dlaczego gwiazdy podwójne są interesujące? Pojedyncze gwiazdy nie dają nam takiej możliwości. Ostatnim rodzajem układu podwójnego jest układ podwójny spektroskopowy. Spektakularnie podwójne. Zaćmienie podwójne.
„Masa gwiazd” - Masa prawie równa Słońcu i 2,5 razy większa od Ziemi. Źródło energii ze Słońca i gwiazd. Sekwencja główna. Gęstości gwiazd ciągu głównego są porównywalne z gęstością Słońca. Masy gwiazd wahają się od około 1/20 do 100 mas Słońca. Betelgeza to czerwony nadolbrzym.
„Konstelacje” - Są też gwiazdy siódmej, ósmej, a nawet osiemnastej wielkości. Gwiazda pierwszej wielkości jest dokładnie 2,512 razy jaśniejsza niż gwiazda drugiej wielkości. W bezchmurną i bezksiężycową noc, z dala od zaludnionych obszarów, można wyróżnić około 3000 gwiazd. Trójkąt zimowy składa się z najjaśniejszych gwiazd: Oriona, Wielkiego Psa i Małego Psa.
„Astronomia konstelacji” – oparta głównie na obserwacjach. Ale nie tylko Akid zakochał się w Galatei. Galaktyka spiralna M74. Nazwy konstelacji kojarzono z mitami, imionami bogów, nazwami urządzeń i mechanizmów. Zacznijmy zapoznawać się z konstelacjami na letnim niebie. Mała Niedźwiedzica. Zodiaki. Na północy wisi odwrócony wóz Wielkiego Wozu.
Prezentacja na slajdach:
Slajd 1
Slajd 2
Rodzaje gwiazd podwójnych Najpierw dowiedzmy się, jakie gwiazdy są tak nazywane. Odrzućmy natychmiast ten typ gwiazd podwójnych, które nazywane są „optycznymi gwiazdami podwójnymi”. Są to pary gwiazd, które przypadkiem znajdują się blisko na niebie, czyli w tym samym kierunku, ale w przestrzeni tak naprawdę dzielą je duże odległości. Nie będziemy rozważać tego typu dubletu. Nas będzie interesować klasa gwiazd fizycznie podwójnych, czyli gwiazd rzeczywiście związanych oddziaływaniem grawitacyjnym.
Slajd 3
Położenie środka masy Fizycznie gwiazdy podwójne obracają się po elipsach wokół wspólnego środka masy. Jeśli jednak zmierzymy współrzędne jednej gwiazdy względem drugiej, okaże się, że gwiazdy poruszają się względem siebie także po elipsach. Na tym rysunku za początek przyjęliśmy masywniejszą niebieską gwiazdę. W takim układzie środek masy (zielona kropka) opisuje elipsę wokół niebieskiej gwiazdy. Chciałbym przestrzec czytelnika przed powszechnym błędnym przekonaniem, że często uważa się, że gwiazda o większej masie przyciąga gwiazdę o mniejszej masie silniej niż odwrotnie. Każde dwa obiekty przyciągają się jednakowo. Ale obiekt o dużej masie jest trudniejszy do przeniesienia. I chociaż kamień spadający na Ziemię przyciąga Ziemię z taką samą siłą jak Ziemia, nie da się tą siłą zakłócić naszej planety i widzimy, jak kamień się porusza.
Slajd 4
Często jednak istnieją tak zwane systemy wielokrotne, składające się z trzech lub więcej komponentów. Jednakże ruch trzech lub więcej oddziałujących ze sobą ciał jest niestabilny. W układzie, powiedzmy, trzech gwiazd, zawsze można wyróżnić podukład podwójny i trzecią gwiazdę krążącą wokół tej pary. W układzie czterogwiazdkowym mogą istnieć dwa podsystemy podwójne krążące wokół wspólnego środka masy. Innymi słowy, w naturze stabilne systemy wielokrotne zawsze sprowadzają się do systemów dwóch członów. Układ trzech gwiazd obejmuje dobrze znaną Alfa Centauri, przez wielu uważaną za najbliższą nam gwiazdę, ale tak naprawdę trzeci słaby element tego układu – Proxima Centauri, czerwony karzeł – jest bliżej. Wszystkie trzy gwiazdy układu są widoczne osobno ze względu na ich bliskość. Rzeczywiście, czasami fakt, że gwiazda jest podwójna, jest widoczny przez teleskop. Takie dublety nazywane są debletami wizualnymi (nie mylić z dubletami optycznymi!). Z reguły nie są to bliskie pary, odległości między gwiazdami w nich są duże, znacznie większe niż ich własne rozmiary.
Slajd 5
Slajd 6
Blask gwiazd podwójnych Często gwiazdy w parach różnią się znacznie jasnością; ciemna gwiazda jest przyćmiona przez jasną. Czasami w takich przypadkach astronomowie dowiadują się o dualności gwiazdy poprzez odchylenia ruchu jasnej gwiazdy pod wpływem niewidzialnego satelity od trajektorii w przestrzeni obliczonej dla pojedynczej gwiazdy. Takie pary nazywane są astrometrycznymi układami podwójnymi. W szczególności Syriusz przez długi czas był klasyfikowany jako tego typu układ podwójny, aż moc teleskopów umożliwiła dostrzeżenie niewidzialnego dotychczas satelity - Syriusza B. Para ta stała się wizualnie podwójna. Zdarza się, że płaszczyzna obrotu gwiazd wokół ich wspólnego środka masy przechodzi lub prawie przechodzi przez oko obserwatora. Orbity gwiazd takiego układu są niejako skierowane do nas krawędzią. Tutaj gwiazdy będą okresowo się zaćmiewać, jasność całej pary będzie się zmieniać w tym samym okresie. Ten typ układu podwójnego nazywany jest układem podwójnym zaćmieniowym. Jeśli mówimy o zmienności gwiazdy, wówczas taką gwiazdę nazywa się zmienną zaćmieniową, co również wskazuje na jej dwoistość. Pierwszym odkrytym i najsłynniejszym układem podwójnym tego typu jest gwiazda Algol (Oko Diabła) w gwiazdozbiorze Perseusza.
Slajd 7
Slajd 8
Gwiazdy spektralnie podwójne Ostatnim rodzajem układów podwójnych są spektralnie podwójne. Ich dwoistość określa się badając widmo gwiazdy, w którym zauważa się okresowe przesunięcia linii absorpcyjnych lub widać, że linie te są podwójne, na czym opiera się wniosek o dualności gwiazdy.
Slajd 9
Dlaczego gwiazdy podwójne są interesujące? Po pierwsze, umożliwiają ustalenie mas gwiazd, ponieważ najłatwiej i najbardziej niezawodnie oblicza się je na podstawie widocznego oddziaływania dwóch ciał. Bezpośrednie obserwacje pozwalają poznać całkowitą „ciężar” układu, a jeśli dodamy do nich znane zależności pomiędzy masami gwiazd a ich jasnościami, o których była mowa powyżej w opowieści o losach gwiazd, wówczas otrzymamy może znaleźć masy składników i przetestować teorię. Pojedyncze gwiazdy nie dają nam takiej możliwości. Ponadto, jak również wspomniano wcześniej, losy gwiazd w takich układach mogą być uderzająco różne od losów tych samych pojedynczych gwiazd. Pary niebieskie, których odległości są duże w porównaniu z rozmiarami samych gwiazd, na wszystkich etapach swojego życia żyją według tych samych praw, co pojedyncze gwiazdy, nie przeszkadzając sobie nawzajem. W tym sensie ich dwoistość nie objawia się w żaden sposób.
Slajd 10
Bliskie pary: pierwsza wymiana mas Gwiazdy podwójne powstają razem z tej samej mgławicy gazowej i pyłowej, są w tym samym wieku, ale często mają różne masy. Wiemy już, że masywniejsze gwiazdy żyją „szybciej”, dlatego masywniejsza gwiazda w procesie ewolucji wyprzedzi swoją rówieśnicę. Będzie się rozszerzać, zamieniając się w giganta. W takim przypadku rozmiar gwiazdy może stać się taki, że materia z jednej gwiazdy (napompowana) zacznie płynąć do drugiej. W rezultacie masa początkowo lżejszej gwiazdy może stać się większa niż początkowo ciężkiej! Dodatkowo otrzymamy dwie gwiazdy w tym samym wieku, przy czym masywniejsza gwiazda nadal znajduje się w ciągu głównym, czyli w jej centrum nadal trwa synteza helu z wodoru, a jaśniejsza gwiazda zużyła już swój wodór i utworzył się w nim rdzeń helowy. Pamiętajmy, że w świecie pojedynczych gwiazd coś takiego nie może mieć miejsca. Ze względu na rozbieżność między wiekiem gwiazdy a jej masą zjawisko to nazywa się paradoksem Algola, na cześć tego samego układu podwójnego zaćmieniowego. Gwiazda Beta Lyrae to kolejna para, która obecnie wymienia masę.
Slajd 11
Materia z nadmuchanej gwiazdy, spływając na mniej masywny składnik, nie spada od razu na nią (wspólny obrót gwiazd temu zapobiega), ale najpierw tworzy wirujący dysk materii wokół mniejszej gwiazdy. Siły tarcia w tym dysku zmniejszą prędkość cząstek materii i osiądą one na powierzchni gwiazdy. Proces ten nazywa się akrecją, a powstały dysk nazywa się akrecją. W rezultacie początkowo bardziej masywna gwiazda ma nietypowy skład chemiczny: cały wodór znajdujący się w jej zewnętrznych warstwach przepływa do innej gwiazdy, pozostawiając jedynie rdzeń helowy z domieszkami cięższych pierwiastków. Taka gwiazda, zwana gwiazdą helową, szybko ewoluuje, tworząc białego karła lub gwiazdę relatywistyczną, w zależności od jej masy. Jednocześnie nastąpiła ważna zmiana w całym układzie podwójnym: początkowo bardziej masywna gwiazda zrezygnowała z tej wyższości.
Slajd 12
Slajd 13
Druga wymiana masy W układach podwójnych występują także pulsary rentgenowskie emitujące fale o wyższej energii. Promieniowanie to jest związane z akrecją materii w pobliżu biegunów magnetycznych gwiazdy relatywistycznej. Źródłem akrecji są cząstki wiatru gwiazdowego emitowane przez drugą gwiazdę (wiatr słoneczny ma tę samą naturę). Jeśli gwiazda jest duża, wiatr gwiazdowy osiąga znaczną gęstość, a energia promieniowania pulsara rentgenowskiego może sięgać setek i tysięcy jasności Słońca. Pulsar rentgenowski to jedyny sposób na pośrednie wykrycie czarnej dziury, której, jak pamiętamy, nie można zobaczyć. A gwiazda neutronowa jest rzadkim obiektem do obserwacji wizualnych. To daleko od wszystkiego. Druga gwiazda również prędzej czy później ulegnie rozdęciu i materia zacznie płynąć do sąsiadki. A to już druga wymiana materii w układzie podwójnym. Po osiągnięciu dużych rozmiarów druga gwiazda zaczyna „zwracać” to, co zostało zabrane podczas pierwszej wymiany.
Slajd 14
Jeśli w miejscu pierwszej gwiazdy pojawi się biały karzeł, to w wyniku drugiej wymiany na jego powierzchni mogą pojawić się rozbłyski, które obserwujemy jako nowe gwiazdy. W pewnym momencie, gdy na powierzchnię bardzo gorącego białego karła spada zbyt dużo materiału, temperatura gazu w pobliżu powierzchni gwałtownie wzrasta. To wywołuje wybuchowy wybuch reakcji nuklearnych. Jasność gwiazdy znacznie wzrasta. Takie ogniska mogą się powtarzać i nazywane są powtarzającymi się nowymi. Powtarzające się rozbłyski są słabsze od pierwszego, w wyniku czego gwiazda może zwiększyć swoją jasność nawet kilkudziesięciokrotnie, co obserwujemy z Ziemi jako pojawienie się „nowej” gwiazdy.
Slajd 15
Innym efektem w układzie białych karłów jest eksplozja supernowej. Konsekwencją przepływu materii z drugiej gwiazdy może być to, że biały karzeł osiągnie maksymalną masę 1,4 masy słonecznej. Jeśli jest to już żelazny biały karzeł, to nie będzie w stanie utrzymać kompresji grawitacyjnej i eksploduje. Eksplozje supernowych w układach podwójnych są bardzo podobne pod względem jasności i rozwoju, ponieważ gwiazdy zawsze eksplodują z tą samą masą - 1,4 Słońca. Przypomnijmy, że w gwiazdach pojedynczych żelazny rdzeń centralny osiąga tę masę krytyczną, a warstwy zewnętrzne mogą mieć różne masy. W systemach binarnych, jak wynika z naszej narracji, warstwy te są prawie nieobecne. Dlatego takie rozbłyski mają tę samą jasność. Obserwując je w odległych galaktykach, możemy obliczyć odległości znacznie większe, niż można to wyznaczyć za pomocą paralaksy gwiazdowej lub cefeid. Utrata znacznej części masy całego układu w wyniku wybuchu supernowej może doprowadzić do rozpadu układu podwójnego. Siła przyciągania grawitacyjnego między elementami jest znacznie zmniejszona i mogą one rozpaść się na skutek bezwładności ich ruchu.
Gwiazdy.
Podwójne gwiazdy.
Gwiazdy zmienne
Odległość do gwiazd
Roczna paralaksa gwiazdy P to kąt, pod którym półoś wielka orbity Ziemi (równa 1 AU) może być widoczna z gwiazdy, prostopadle do kierunku gwiazdy.
gdzie jest półoś wielka orbity Ziemi
Przy małych kątach sin p = p = 1 AU
Fizyczna natura gwiazd
Gwiazdy są inne
Struktura
jasność
rozmiary
wiek
temperatura (kolor)
Jasność gwiazdy
Gwiazdy znajdujące się w tej samej odległości mogą różnić się pozorną jasnością (tj. Jasnością). Gwiazdy mają inaczej jasność .
Jasność to całkowita energia emitowana przez gwiazdę w jednostce czasu.
Wyrażone w waty Lub w jednostkach jasności Słońca .
W astronomii zwyczajowo porównuje się gwiazdy według jasności, obliczając ich jasność (wielkość gwiazdy) dla tej samej standardowej odległości - 10 szt.
Pozorna jasność, jaką miałaby gwiazda, gdyby znajdowała się w odległości D od nas 0 = 10 szt., zwana wielkością bezwzględną M.
Jasność gwiazdy określa się na podstawie bezwzględnej wielkości jasności Słońca, korzystając z następującej zależności
Kolor i temperatura gwiazd
Gwiazdy występują w różnych kolorach.
Arcturus ma żółto-pomarańczowy odcień,
Poprzeczka biało-niebieska,
Antares jest jaskrawoczerwony.
Kolor i temperatura gwiazd
Dominujący kolor w widmie gwiazdy zależy od temperatura jego powierzchnia.
W przypadku różnych gwiazd maksymalne promieniowanie występuje przy różnych długościach fal.
Prawo Wine
Maksymalne promieniowanie słoneczne λ = 4,7x10 m
Klasyfikacja widmowa gwiazd Harvarda
Słońce
Promienie gwiazd
Gwiazdy
Gwiazdy neutronowe (pulsary)
giganci
krasnoludki
czarne dziury
nadolbrzymy
Aldebaran to czerwony olbrzym w gwiazdozbiorze Byka
Alpha Orionis – Betelgeza (nadolbrzym)
Mała kropka obok Syriusza to jego satelita, biały karzeł Syriusz B.
Gołym okiem w pobliżu Mizara
(środkowa gwiazda rączki Wielkiej Niedźwiedzicy)
widoczna słaba gwiazda Alcor (5 m)
W starożytności wierzono, że osoba, która widzi małego sąsiada tej gwiazdy, ma ostry wzrok.
Według Mizara i Alcora starożytni Grecy sprawdzali czujność oka
Mizar i Alcor są nie tylko rzutowane obok siebie na sferze niebieskiej,
ale także poruszać się wokół wspólnego środka masy. Okres orbitalny wynosi około 2 miliardów lat.
W Galaktyce jest wiele gwiazd podwójnych i wielokrotnych.
Mira – Omicron Ceti – gwiazda podwójna.
W Foto A Składniki gwiazdy podwójnej przedstawiono w odległości 0,6 cala.
Na zdjęciach B I Z jasne jest, że ich kształt nie jest kulisty, od Miry w kierunku mniejszej gwiazdy widoczny jest ogon.
Może to być spowodowane oddziaływaniem grawitacyjnym Miry Ceti
ze swoim towarzyszem
Rodzaje gwiazd podwójnych
- wizualnie podwójne
- astrometryczne układy podwójne
- układy podwójne zaćmieniowe
- widmowo podwójne
Astrometrycznie podwaja się
Często gwiazdy w parach różnią się znacznie jasnością; ciemna gwiazda jest przyćmiona przez jasną. Czasami w takich przypadkach astronomowie dowiadują się o dualności gwiazdy poprzez odchylenia ruchu jasnej gwiazdy pod wpływem niewidzialnego satelity od trajektorii w przestrzeni obliczonej dla pojedynczej gwiazdy. Takie pary nazywane są astrometrycznymi układami podwójnymi. W szczególności Syriusz przez długi czas był klasyfikowany jako tego typu układ podwójny, aż moc teleskopów umożliwiła dostrzeżenie niewidzialnego dotychczas satelity - Syriusza B. Para ta stała się wizualnie podwójna.
Układy podwójne zaćmieniowe
Zdarza się, że płaszczyzna obrotu gwiazd wokół ich wspólnego środka masy przechodzi lub prawie przechodzi przez oko obserwatora. Orbity gwiazd takiego układu są niejako skierowane do nas krawędzią. Tutaj gwiazdy będą okresowo się zaćmiewać, jasność całej pary będzie się zmieniać w tym samym okresie. Ten typ układu podwójnego nazywany jest układem podwójnym zaćmieniowym. Jeśli mówimy o zmienności gwiazdy, wówczas taką gwiazdę nazywa się zmienną zaćmieniową, co również wskazuje na jej dwoistość. Pierwszym odkrytym i najsłynniejszym układem podwójnym tego typu jest gwiazda Algol (Oko Diabła) w gwiazdozbiorze Perseusza.
Spektralne dublety
Dualizm określa się badając widmo gwiazdy, w którym zauważa się okresowe przesunięcia linii absorpcyjnych lub widać, że linie te są podwójne, na czym opiera się wniosek o dualności gwiazdy.
Uniwersalne prawo dotyczy układów gwiazd podwójnych.
Grawitacja i prawa Keplera uogólnione przez Newtona. Pozwala to oszacować masę gwiazd w układach podwójnych.
Zgodnie z trzecim prawem Keplera możemy napisać proporcję
Gdzie M 1 i M 2 – masy dwóch gwiazd wraz z okresem obiegu R ,
A to wielka półoś orbity gwiazdy krążącej wokół innej gwiazdy.
Masy M i M– masy Słońca i Ziemi, T= 1 rok, a to odległość Ziemi od Słońca.
Wzór ten podaje sumę mas składników gwiazdy podwójnej, tj. członkowie tego systemu.
Gwiazdy zmienne
Gwiazdy zmienne to gwiazdy, których jasność zmienia się, czasami w regularnych odstępach czasu. Na niebie jest całkiem sporo gwiazd zmiennych. Obecnie znanych jest ponad 30 tys.
Wiele z nich jest dość zauważalnych w małych i średnich rozmiarach
przyrządy optyczne - lornetka, luneta lub teleskop szkolny.
Amplituda i okres gwiazdy zmiennej
Zmienne fizyczne to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność w wyniku procesów fizycznych zachodzących w samej gwieździe.
Takie gwiazdy mogą nie mieć stałej krzywej blasku.
Pierwszą pulsującą zmienną odkrył w 1596 roku Fibrizius.
w gwiazdozbiorze Wieloryba. Nazwał ją Mira, co oznacza „cudowna, niesamowita”.
Maksymalnie Mira jest wyraźnie widoczna gołym okiem, jest to widoczna gwiazda
magnitudo 2 m, w okresie minimum maleje do 10 m i jest widoczne tylko przez teleskop.
Średni okres zmienności Mira Ceti wynosi 332 dni.
Cefeidy to pulsujące gwiazdy o dużej jasności, nazwane na cześć jednej z pierwszych odkrytych gwiazd zmiennych - δ Cephei.
Są to żółte nadolbrzymy klas widmowych F i G, których masa kilkakrotnie przekracza masę Słońca.
Podczas ewolucji cefeidy zyskują specjalną strukturę.
Na pewnej głębokości pojawia się warstwa, która gromadzi energię pochodzącą z jądra gwiazdy, a następnie ją uwalnia.
Cefeidy okresowo kurczą się, temperatura cefeid wzrasta,
promień maleje. Następnie powierzchnia
rośnie, jego temperatura spada, co powoduje ogólną zmianę jasności.
Cefeidy odgrywają szczególną rolę w astronomii.
W 1908 roku Henrietta Leavitt, badając cefeidy w Małym Obłoku Magellana, zauważyła, że im mniejsza pozorna wielkość cefeidy, tym
im dłuższy jest okres zmiany jego jasności.
Wielki Obłok Magellana
Mały Obłok Magellana
Henriettę Leavitt
Gwiazdę, która w ciągu kilku godzin zwiększa swoją jasność tysiące i miliony razy, a następnie gaśnie, powracając do pierwotnej jasności, nazywa się nowy.
Nowa występuje w bliskich układach podwójnych, w których jednym ze składników układu podwójnego jest biały karzeł lub gwiazda neutronowa.
Kiedy na powierzchni białego karła (gwiazdy neutronowej) gromadzi się masa krytyczna
masy materii następuje eksplozja termojądrowa, odrywając powłokę od gwiazdy
i zwiększając jego jasność tysiące razy.
Mgławica po eksplozji
Nowa w gwiazdozbiorze Łabędzia
w 1992 roku widoczny jako
mała czerwona plamka
nieco powyżej środka
zdjęcia.
Nowe to eksplodujące gwiazdy zmienne.
Pozostałość po nowej GK Persei
Supernowe nazywane są gwiazdami, które nagle eksplodują i osiągają zasięg
przy maksymalnej wielkości bezwzględnej od –11 m do –21 m.
Jasność supernowej wzrasta dziesiątki milionów razy, co może przekroczyć jasność całej galaktyki.
Wybuchy supernowych są jednym z najpotężniejszych katastrofalnych procesów naturalnych.
Wybuchowi supernowej towarzyszy ogromne uwolnienie energii (ilość energii, którą Słońce wytwarza przez miliardy lat).
Supernowa może emitować więcej promieniowania niż wszystkie gwiazdy w galaktyce razem wzięte.
Znajduje się tam Supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana,
gdzie na starych fotografiach była tylko gwiazdka o wielkości 12mag.
Jego maksymalna wartość osiągnęła 2,9 m,
co ułatwiło obserwację supernowej gołym okiem.
Gęsty rdzeń zapada się, ciągnąc go za sobą w swobodny spadek w kierunku środka
zewnętrzne warstwy gwiazdy. Gdy rdzeń ulegnie silnemu zagęszczeniu, jego kompresja ustaje,
a przeciwfala uderzeniowa uderza w górne warstwy i również się rozpryskuje
energię ogromnej liczby neutrin. W rezultacie skorupa rozprasza się
prędkość 10 000 km/s, odsłaniając gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.
Wybuch supernowej uwalnia 10 46 J energii.
Centrum Mgławicy Guma, pozostałe po eksplozji supernowej,
znajduje się w gwiazdozbiorze Welasu
Supernowa 1987A 4 lata po wybuchu.
Osiągnął pierścień świecącego gazu
Średnica 1,37 lat świetlnych.
Pozostałość po supernowej 1987
dwanaście lat po wybuchu epidemii
Najbardziej znaną pozostałością po supernowej w naszej Galaktyce jest
Mgławica Krab.
Jest to pozostałość po wybuchu supernowej w 1054 r.
Z jej badaniami związane są najważniejsze kamienie milowe w historii astronomii.
Mgławica Krab była pierwszym źródłem kosmicznej emisji radiowej
w 1949 zidentyfikowany z obiektem galaktycznym.
W miejscu eksplozji supernowej w Mgławicy Krab
powstała gwiazda neutronowa
Gwiazda neutronowa z łatwością zmieściłaby się w Moskwie
Obwodnica czy Nowy Jork
Zewnętrzna powłoka gwiazdy neutronowej to skorupa składająca się z jąder żelaza
w temperaturze 10 5 –10 6 K. Cała pozostała objętość, z wyjątkiem małej
Obszar w środku jest zajęty przez „ciecz neutronową”. W centrum można się tego spodziewać
obecność małego rdzenia hiperonicznego. Neutrony podlegają zasadzie Pauliego.
Przy takich gęstościach „ciecz neutronowa” ulega degeneracji
i zatrzymuje dalszą kompresję gwiazdy neutronowej.
Pudełko zapałek z materią gwiazd neutronowych
na Ziemi ważyłby około dziesięciu miliardów ton
W latach 60. XX w. zupełnie przypadkowo podczas obserwacji za pomocą radioteleskopu,
który miał na celu badanie scyntylacji kosmicznych źródeł radiowych,
Jocelyn Bell, Anthony Hewish i inni pracownicy Uniwersytetu Cambridge
Wielka Brytania odkryła serię okresowych impulsów.
Czas trwania impulsu wynosił 0,3 sekundy przy częstotliwości 81,5 MHz, co
powtarzane w zadziwiająco stałym czasie, 1,3373011 sekundy.
Pulsar milisekundowy PSR J1959+2048 w zakresie widzialnym.
Impulsy przerywane są na 50 minut co 9 godzin,
wskazując, że pulsar jest zaćmiony przez towarzyszącą mu gwiazdę
To było zupełnie inne od zwykłego, chaotycznego obrazu losu
nieregularne migotanie.
Istniało nawet założenie o cywilizacji pozaziemskiej,
wysyłając swoje sygnały na Ziemię.
Dlatego dla tych sygnałów wprowadzono oznaczenie LGM
(skrót od małych zielonych ludzików).
Podjęto poważne próby
rozpoznać dowolny kod w
odebrane impulsy.
Okazało się to jednak niemożliwe
jak mówią, byli na miejscu
przyciągał najbardziej
wykwalifikowanych specjalistów
w sprawie technologii szyfrowania.
Pulsary w grach MMO
Sześć miesięcy później odkryto trzy kolejne podobne pulsujące źródła radiowe.
Stało się oczywiste, że źródła promieniowania są naturalne, niebieskie
ciała. Nazywano je pulsarami.
Za odkrycie i interpretację emisji radiowych z pulsarów do Anthony'ego Hewisha
otrzymał Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki.
Model Pulsara
