Sunumun bireysel slaytlarla açıklaması:
1 slayt
Slayt açıklaması:
2 slayt
Slayt açıklaması:
Bazı yıldızların parlaklığı değişkendir ve saatlerden haftalara, hatta bir yıla kadar zaman dilimlerinde değişir. Değişken bir yıldızın parlaklığı, çevresindeki sabit parlaklığa sahip yıldızlarla karşılaştırılarak belirlenebilir. Parlaklığın değişken olmasının temel nedeni yıldızın kararsızlığı nedeniyle boyutunun değişmesidir. En ünlüsü, adını prototiplerinden alan Cepheid sınıfının titreşen yıldızlarıdır - yıldız deltası Cephei. Bunlar, birkaç günde veya haftada bir titreşen ve parlaklıklarının değişmesine neden olan sarı süper devlerdir.
3 slayt
Slayt açıklaması:
Bu tür yıldızların gökbilimciler için önemi, nabız periyodlarının parlaklıkla doğrudan ilişkili olmasıdır: En parlak Cepheidler en uzun nabız periyoduna sahiptir. Bu nedenle Cepheidlerin nabız periyodu gözlemlenerek parlaklıkları doğru bir şekilde belirlenebilir. Hesaplanan parlaklığı Dünya'dan görünen yıldızın parlaklığıyla karşılaştırarak onun bize ne kadar uzak olduğunu belirleyebilirsiniz. Sefeidler nispeten nadirdir. Değişken yıldızların en çok sayıda türü kırmızı devler ve süperdevlerdir; Hepsi bir dereceye kadar değişkendir, ancak Sefeidler kadar net bir periyodikliğe sahip değildirler. Değişken kırmızı devin en ünlü örneği Mira olarak bilinen Omicron Ceti'dir. Süper dev Betelgeuse gibi bazı kırmızı değişken yıldızların değişimlerinde hiçbir desen görülmez.
4 slayt
Slayt açıklaması:
Tamamen farklı bir değişken yıldız türü, ikili tutulma yıldızlarıdır. Birbirine bağlı yörüngelere sahip iki yıldızdan oluşurlar; biri periyodik olarak diğerini bizden kapatıyor. Bir yıldız diğerini gölgede bıraktığında, yıldız sisteminden gördüğümüz ışık zayıflar. Bunlardan en ünlüsü beta Persei olarak da adlandırılan Algol yıldızıdır.
5 slayt
Slayt açıklaması:
En etkileyici olanları, parlaklıkları aniden ve sıklıkla çok güçlü bir şekilde değişen değişen yıldızlardır. Bunlara nova ve süpernova denir. Bir novanın, biri beyaz cüce olan, birbirine yakın iki yıldız olduğuna inanılıyor. Diğer yıldızdan gelen gaz beyaz cüce tarafından çekilip patlıyor ve bir süreliğine yıldızın ışığı binlerce kat artıyor. Bir nova patladığında yıldız yok olmaz. Bazı novaların patlamaları birden fazla kez gözlemlendi ve belki bir süre sonra yenileri yeniden ortaya çıkabilir. Yenileri genellikle ilk olarak amatör gökbilimciler tarafından fark edilir. Daha da muhteşem olan süpernovalardır; bir yıldızın ölümü anlamına gelen göksel felaketler. Bir süpernova patladığında, sıradan yıldızlardan milyonlarca kat daha güçlü bir yıldız parlayarak bir süreliğine parlayarak varlığına son verir ve parçalara ayrılır. Bir süpernova patlaması meydana geldiğinde, yıldızın kalıntıları, Boğa takımyıldızındaki Yengeç Bulutsusu ve Kuğu takımyıldızındaki Peçe Bulutsusu gibi uzaya dağılmış halde kalır.
6 slayt
Slayt açıklaması:
İki tür süpernova vardır. Bunlardan biri ikili yıldızdaki beyaz cücenin patlamasıdır. Diğer bir tür ise Güneş'ten kat kat büyük bir yıldızın kararsız hale gelip patlamasıdır. Galaksimizde son süpernova 1604 yılında gözlenmiş, bir başka süpernova da 1987 yılında Büyük Macellan Bulutu'nda meydana gelerek çıplak gözle görülmüştü.
7 slayt
Slayt açıklaması:
Çift yıldız Güneş tek bir yıldızdır. Ancak bazen iki veya daha fazla yıldız birbirine yakın konumlanır ve birbirinin etrafında döner. Bunlara çift veya çoklu yıldız denir. Galakside onlardan çok var. Yani, Büyük Ayı takımyıldızındaki Mizar yıldızının bir uydusu var - Alcor. Aralarındaki mesafeye bağlı olarak çift yıldızlar birbirlerinin etrafında hızlı ya da yavaş bir şekilde dönerler ve yörünge periyodu birkaç günden binlerce yıla kadar değişebilir. Bazı çift yıldızlar yörünge düzleminin kenarıyla Dünya'ya doğru dönerler, sonra bir yıldız düzenli olarak diğerini gölgede bırakır. Aynı zamanda yıldızların genel parlaklığı da zayıflıyor. Bunu yıldızın parlaklığındaki bir değişiklik olarak algılıyoruz. Örneğin, Perseus takımyıldızındaki “şeytan yıldızı” Algol, eski çağlardan beri değişken bir yıldız olarak biliniyordu. Bu ikili sistemdeki yıldızların yörünge periyodu olan her 69 saatte, daha parlak bir yıldız, daha soğuk ve daha az parlak olan komşusu tarafından gölgede bırakılır. Bu, Dünya'dan parlaklığının azalması olarak algılanır. On saat sonra yıldızlar dağılır ve sistemin parlaklığı yeniden maksimuma ulaşır.
8 slayt
Slayt açıklaması:
İkili yıldızlar, ortak bir ağırlık merkezinin etrafında dönen iki (bazen üç veya daha fazla) yıldızdır. Farklı çift yıldızlar vardır: Bir çiftte iki benzer yıldız vardır ve farklı olanlar da vardır (genellikle bir kırmızı dev ve bir beyaz cüce). Ancak türleri ne olursa olsun, bu yıldızlar çalışmaya en uygun yıldızlardır: onlar için sıradan yıldızların aksine, etkileşimlerini analiz ederek kütle, yörünge şekli dahil neredeyse tüm parametreleri belirlemek ve hatta kabaca özelliklerini belirlemek mümkündür. yıldızlar onlara yakın konumdadır. Kural olarak, bu yıldızlar karşılıklı çekimden dolayı biraz uzun bir şekle sahiptir. Bu tür yıldızların çoğu, yüzyılımızın başında Rus gökbilimci S. N. Blazhko tarafından keşfedildi ve incelendi. Galaksimizdeki yıldızların yaklaşık yarısı ikili sistemlere aittir, dolayısıyla birbirlerinin etrafında dönen ikili yıldızlar çok yaygın bir olgudur.
Slayt 9
Slayt açıklaması:
İkili yıldızlar karşılıklı çekim kuvvetiyle bir arada tutulur. İkili sistemin her iki yıldızı da aralarında yer alan ve bu yıldızların ağırlık merkezi olarak adlandırılan belirli bir noktanın etrafında eliptik yörüngelerde dönerler. Yıldızların bir çocuk salıncağında oturduğunu hayal ederseniz, bunlar dayanak noktaları olarak hayal edilebilir: her biri bir kütüğün üzerine yerleştirilmiş bir tahtanın kendi ucunda. Yıldızlar birbirlerinden ne kadar uzaksa yörünge yolları da o kadar uzun sürer. Çoğu çift yıldız, en güçlü teleskoplarla bile tek tek görülemeyecek kadar birbirine yakındır. Partnerler arasındaki mesafe yeterince büyükse, yörünge periyodu yıllarla, bazen de bir asır veya daha fazla olarak ölçülebilir. Ayrı olarak görülebilen çift yıldızlara görünür ikili yıldızlar denir.
10 slayt
Slayt açıklaması:
Spektroskopik çift yıldız, teleskopla görülemeyecek kadar birbirine yakın olan bir çift yıldızdır; İkinci bir yıldızın varlığı, ışığın bir spektroskop kullanılarak analiz edilmesiyle ortaya çıkar.
11 slayt
Slayt açıklaması:
Yıldızların hareketi. Gökyüzünde boylam ve enlem analogları sağa yükseliş ve eğimdir. Sağ yükseliş, her yıl Güneş'in gök ekvatorunu kuzey yönünde geçtiği noktada başlar. İlkbahar ekinoksu adı verilen bu nokta, Greenwich meridyeninin Dünya'daki göksel eşdeğeridir. Sağ yükseliş ilkbahar ekinoksundan doğuya doğru 0'dan 24'e kadar saat cinsinden ölçülür. Sağ yükselişin her saati 60 dakikaya ve her dakika 60 saniyeye bölünür. Sapma, gök ekvatorunun kuzey ve güneyindeki derecelerle tanımlanır; ekvatorda 0'dan kuzey gök kutbunda +90°'ye ve güney gök kutbunda -90°'ye kadar. Göksel kutuplar doğrudan Dünya'nın kutuplarının üzerinde bulunur ve göksel ekvator, Dünya ekvatorundan bakıldığında doğrudan yukarıdan geçer. Böylece, bir yıldızın veya başka bir nesnenin konumu, Dünya yüzeyindeki bir noktanın koordinatlarının yanı sıra, doğru yükseliş ve eğimiyle de doğru bir şekilde belirlenebilir. Bu kitabın yıldız haritalarında sağ yükseliş saatlerine ve eğim derecelerine göre koordinat ızgaraları çizilmiştir.
12 slayt
Slayt açıklaması:
Ancak uzay haritacıları, dünya yüzeyi haritacılarının karşılaşmadığı iki sorunla karşı karşıyadır. Birincisi, her yıldız çevredeki yıldızlara göre yavaş hareket eder (yıldızın kendi hareketi). Barnard Yıldızı gibi birkaç istisna dışında bu hareket o kadar yavaştır ki ancak özel ölçümlerle belirlenebilir. Ancak binlerce yıl sonra bu hareket takımyıldızların mevcut şeklinin tamamen değişmesine yol açacak; bazı yıldızlar komşu takımyıldızlara doğru hareket edecek. Bir gün gökbilimciler, yıldızların ve takımyıldızların modern isimlendirmesini yeniden düşünmek zorunda kalacaklar. İkinci sorun, Dünya'nın uzaydaki yalpalamasından dolayı genel koordinat ızgarasının kaymasıdır, buna devinim denir. Bu, sağ yükselişin sıfır noktasının her 26.000 yılda bir gökyüzünde bir devrimi tamamlamasına neden olur. Gökyüzündeki tüm noktaların koordinatları kademeli olarak değişir, bu nedenle genellikle gök cisimlerinin koordinatları belirli bir tarih için verilir.
Sunumun bireysel slaytlarla açıklaması:
1 slayt
Slayt açıklaması:
2 slayt
Slayt açıklaması:
Gözlemlerin gösterdiği gibi, birçoğu çiftler oluşturuyor ya da karmaşık sistemlerin üyeleri. Üstelik yalnızca bizim galaksimizde yıldızların yaklaşık yarısı ikili sistemlere aittir. İkili yıldızlar yakın aralıklı yıldız çiftleridir.
3 slayt
Slayt açıklaması:
İkili yıldızların kökeni ve evrimi Tek yıldızlar gibi ikili sistemler de gaz ve toz bulutundan kaynaklanan çekim kuvvetlerinin etkisi altında oluşur. Modern astronomide çift yıldızların oluşumuna ilişkin en popüler üç teori vardır. Bunlardan ilki, ikili sistemlerin oluşumunu, ikili sistemin ortaya çıkması için malzeme görevi gören protokol bulutunun ortak çekirdeğinin erken bir aşamasında ayrılmasıyla ilişkilendirir. İkinci teori, protostellar diskin parçalanmasıyla ilişkilidir, bunun sonucunda yalnızca ikili değil, aynı zamanda çoklu yıldız sistemleri de ortaya çıkabilir. Protostellar diskin parçalanması, çekirdeğin parçalanmasından daha sonraki bir aşamada meydana gelir. En son teori, çift yıldız oluşumunun, yıldız oluşumu için malzeme görevi gören protocloud içindeki dinamik fiziksel ve kimyasal süreçlerle mümkün olduğunu belirtiyor.
4 slayt
Slayt açıklaması:
Bilim insanları galaksimizdeki yıldızların yaklaşık yarısının çift yıldızlardan oluştuğunu söylüyor. Çift yıldız, yerçekimi kuvvetleriyle birbirine bağlanan iki nesneden (yıldız) oluşan bir sistemdir. Sistemdeki her iki yıldız da ortak kütle merkezleri etrafında dönmektedir. Yıldızlar arasındaki mesafeler, bu yıldızların kütleleri ve boyutları farklılık gösterebilir. Yerçekimi sistemine dahil olan her iki yıldız da hem benzer hem de ayırt edici özelliklere sahip olabilir. Örneğin A yıldızı, B yıldızından daha büyük bir kütleye veya boyuta sahip olabilir.+ Çift yıldızlar geleneksel olarak Latin harfleriyle etiketlenir. Genellikle “A” harfi daha parlak ve daha büyük bir yoldaşla işaretlenir. “B” harfi daha az parlak ve büyük bir yıldızdır. Çift yıldız sisteminin çarpıcı bir örneği bize en yakın yıldız sistemidir - Alpha Centauri A ve B. İki yıldızdan oluşan ayrılmaz bir sistemdir. Alpha Centauri'nin kendisi üç bileşenden oluşur. Bu yıldıza çeşitli optik aletler kullanmadan baktığınızda çıplak gözle görsel olarak tek bir yıldız olarak algılanacaktır. Teleskopla baktığımızda bu sistemin iki hatta üç bileşenini açıkça görürüz. Çift yıldızların diğer örnekleri arasında Beta Lyrae sistemi, Beta Persei sistemi (Algol), Sirius ve diğer yıldızlar bulunur.
5 slayt
Slayt açıklaması:
Gökyüzünde yakınlarda görülebilen yıldızlar arasında optik çiftler ve fiziksel çiftler arasında ayrım yapılır. İlk durumda, gök küresine yan yana iki yıldız yansıtılır. Gerçekte birbirlerinden çok uzakta bulunabilirler. Ancak fiziksel çift yıldızlar aslında uzayda yan yana yer alıyor. Bunlar yalnızca yer çekimi kuvvetleriyle birbirine bağlı olmakla kalmıyor, aynı zamanda ortak bir kütle merkezi etrafında da dönüyorlar.
6 slayt
Slayt açıklaması:
Çift yıldızların varlığı fikri ilk olarak 1767 yılında İngiliz bilim adamı ve rahip John Michell tarafından ortaya atılmıştır. Ve bu hipotezin gözlemsel doğrulaması 1802'de William Herschel tarafından yayınlandı. Antik çağlardan beri bilinen ilk yıldız çifti, Büyük Kepçe'nin "kovasının" sapında gözlenen Mizar ve Alcor'dur. Alcor, Mizar'dan yaklaşık 12 yay dakikası uzaklıkta olduğundan, bu yıldız çifti optik ikili yıldıza iyi bir örnektir.
7 slayt
Slayt açıklaması:
Karşılıklı çekim kuvvetiyle birbirine bağlanan bir sistemdeki yıldızların sayısı ikiden fazla olduğunda bunlara katlar adı verilir. Üçlü, dörtlü ve hatta daha yüksek sayıda yıldızlar vardır. Çoklu yıldızlara bir örnek üçlü yıldız α Centauri'dir. Üstelik ilginç bir şekilde bileşenlerden biri olan Proxima, Güneş'ten sonra Dünya'ya en yakın yıldızdır. 10'dan az bileşene sahip yıldızlar genellikle birden fazla yıldız olarak sınıflandırılır. Bir sistemde daha fazla yıldız varsa buna yıldız kümesi denir. Klasik bir örnek, gece gökyüzünde çıplak gözle görülebilen Ülker açık kümesidir.
8 slayt
Slayt açıklaması:
Fiziksel çift yıldızlar, onları gözlemleme yöntemine bağlı olarak genellikle birkaç sınıfa ayrılır. Görsel ikili yıldızlar, bileşenleri ayrı ayrı görülebilen (bir teleskopla veya fotoğrafı çekilerek) çift yıldızlardır. Bir yıldızı görsel ikili olarak gözlemleme yeteneği, teleskopun çözünürlüğü ile belirlenir. Bu nedenle, bilinen tüm görsel çift yıldızlar, çok uzun bir yörünge periyoduyla (birkaç bin yıla kadar) Güneş'in yakınında yer almaktadır. Ve yörüngeleri boyut olarak Güneş Sistemimizdeki dev gezegenlerin yörüngeleriyle karşılaştırılabilir. Bu bağlamda, bu tür 110.000'den fazla nesneden yüzden azının yörüngesi büyük bir doğrulukla belirlendi. İkinci sınıf ikili sistemler, örtülen ikili yıldızlardan veya örtülen değişken yıldızlardan oluşur. Bunlar yakın çiftlerdir ve yarı ana eksenleri yıldızların kendisiyle karşılaştırılabilir olan yörüngelerde birkaç saatten birkaç güne kadar değişen bir süre boyunca yörüngede dönerler. Bu, yıldızlar arasındaki açısal mesafenin çok küçük olmasına neden olur. Dolayısıyla sistemin bileşenlerini ayrı ayrı göremiyoruz. Ancak parlaklığındaki periyodik dalgalanmalara bakılarak sistemin gerçekten ikili olduğu yargısına varılabilir. Yıldızların yörüngelerinin görüş hattı boyunca düzlemlerinin pratik olarak çakıştığını varsayalım. Daha sonra bir yıldız çiftinin dönüşü sırasında bileşenlerden biri diğerinin önünde veya arkasında olduğunda tutulmalar gözlenir. Minimum ve maksimum parlaklıktaki yıldız büyüklükleri arasındaki farka genlik denir. Ve birbirini takip eden en küçük iki minimum arasındaki zaman dilimi bir değişkenlik dönemidir.
"Nötron yıldızı" - 7. 8. Nötron yıldızlarının ölçülen kütleleri. Daha yüksek merkezi yoğunluğa ve daha yüksek kütleye sahip yıldızların kararsız olduğu ortaya çıktı. Nötron yıldızlarının iç yapısı. 2. Çok parçacıklı kuvvetlerin izovektör kanallara doğrudan dahil edilmesi: Göreli ortalama alan (RMF) modeli. Çok parçacık kuvvetlerinin tanıtılması.
“İkili yıldızlar” - Görsel olarak çift, astrometrik olarak çift, gölgede kalacak şekilde çift, spektral olarak çift. Öncelikle hangi yıldızlara buna denildiğini bulalım. Çift yıldızlar neden ilginç? Tek yıldızlar bize böyle bir fırsat sunmuyor. Son ikili türü spektroskopik ikilidir. Spektral olarak çift. Tutulma iki katına çıkar.
“Yıldızların kütlesi” - Kütle neredeyse Güneş'e eşit ve Dünya'dan 2,5 kat daha büyük. Enerji kaynağı Güneş ve yıldızlardır. Ana dizi. Ana dizi yıldızlarının yoğunlukları güneş yoğunluğuyla karşılaştırılabilir. Yıldızların kütleleri Güneş'in kütlesinin yaklaşık 1/20 ila 100 katı arasında değişir. Betelgeuse kırmızı bir süperdevdir.
"Takımyıldızlar" - Ayrıca yedinci, sekizinci ve hatta on sekizinci büyüklükte yıldızlar da vardır. Birinci büyüklükteki bir yıldız, ikinci büyüklükteki bir yıldızdan tam olarak 2,512 kat daha parlaktır. Bulutsuz ve aysız bir gecede, nüfuslu bölgelerden uzakta yaklaşık 3.000 yıldız seçilebilir. Kış üçgeni en parlak yıldızlar Orion, Canis Major ve Canis Minor'dan oluşur.
"Takımyıldız Astronomi" - Öncelikle gözlemlere dayanmaktadır. Ancak Galatea'ya aşık olan sadece Akid değildi. Sarmal gökada M74. Takımyıldızların isimleri mitlerle, tanrıların isimleriyle, alet ve mekanizmaların isimleriyle ilişkilendirildi. Yaz gökyüzündeki takımyıldızları tanımaya başlayalım. Küçük Ayı. Zodyaklar. Kuzeyde Büyük Kepçe'nin ters çevrilmiş kepçesi asılıdır.
Slaytlarla sunum:
Slayt 1
Slayt 2
Çift yıldız türleri Öncelikle hangi yıldızların bu şekilde adlandırıldığını bulalım. "Optik çift yıldız" olarak adlandırılan çift yıldız türünü hemen bir kenara bırakalım. Bunlar, gökyüzünde yakınlarda, yani aynı yönde bulunan, ancak uzayda aslında büyük mesafelerle ayrılmış yıldız çiftleridir. Bu tür ikiliyi dikkate almayacağız. Fiziksel olarak ikili yıldızlar sınıfıyla, yani gerçekten kütleçekimsel etkileşime bağlı yıldızlarla ilgileneceğiz.
Slayt 3
Kütle merkezinin konumu Fiziksel olarak çift yıldızlar ortak bir kütle merkezi etrafında elipsler halinde dönerler. Ancak bir yıldızın diğerine göre koordinatlarını ölçerseniz, yıldızların birbirine göre elips şeklinde hareket ettiği ortaya çıkar. Bu şekilde daha büyük kütleli mavi yıldızı köken olarak aldık. Böyle bir sistemde kütle merkezi (yeşil nokta) mavi yıldızın etrafında bir elips çizer. Okuyucuyu, genellikle daha büyük bir yıldızın düşük kütleli bir yıldızı daha güçlü bir şekilde çektiğine inanıldığı şeklindeki yaygın yanılgıya karşı uyarmak isterim. Herhangi iki nesne birbirini eşit olarak çeker. Ancak büyük kütleli bir nesnenin hareket ettirilmesi daha zordur. Ve Dünya'ya düşen bir taş, Dünya'yı aynı kuvvetle çekse de, bu kuvvetle gezegenimizi rahatsız etmek imkansızdır ve taşın nasıl hareket ettiğini görüyoruz.
Slayt 4
Ancak çoğu zaman üç veya daha fazla bileşenden oluşan çoklu sistemler de vardır. Ancak birbiriyle etkileşen üç veya daha fazla cismin hareketi kararsızdır. Diyelim ki üç yıldızdan oluşan bir sistemde, her zaman ikili bir alt sistem ile bu çiftin etrafında dönen üçüncü bir yıldız ayırt edilebilir. Dört yıldızlı bir sistemde, ortak bir kütle merkezinin etrafında dönen iki ikili alt sistem bulunabilir. Başka bir deyişle, doğada kararlı çoklu sistemler her zaman iki terimli sistemlere indirgenir. Üç yıldızdan oluşan sistem, birçok kişi tarafından bize en yakın yıldız olarak kabul edilen tanınmış Alpha Centauri'yi içerir, ancak aslında bu sistemin üçüncü zayıf bileşeni olan kırmızı cüce Proxima Centauri daha yakındır. Sistemin üç yıldızı da yakınlıkları nedeniyle ayrı ayrı görülebilmektedir. Gerçekten de bazen bir yıldızın çift olduğu gerçeği teleskopla görülebilir. Bu tür çiftlere görsel çiftler denir (optik çiftlerle karıştırılmamalıdır!). Kural olarak bunlar yakın çiftler değildir; içlerindeki yıldızlar arasındaki mesafeler büyüktür, kendi boyutlarından çok daha fazladır.
Slayt 5
Slayt 6
Çift yıldızların parlaklığı Çoğu zaman çiftler halindeki yıldızların parlaklıkları büyük ölçüde farklılık gösterir; sönük yıldız, parlak olanın gölgesinde kalır. Bazen bu gibi durumlarda gökbilimciler, tek bir yıldız için hesaplanan uzaydaki yörüngeden görünmez bir uydunun etkisi altındaki parlak bir yıldızın hareketindeki sapmalarla bir yıldızın dualitesini öğrenirler. Bu tür çiftlere astrometrik ikili dosyalar denir. Özellikle Sirius, teleskopların gücü şimdiye kadar görünmeyen bir uydu olan Sirius B'yi ayırt etmeyi mümkün kılana kadar uzun bir süre bu tür ikili olarak sınıflandırıldı. Bu çift görsel olarak iki katına çıktı. Yıldızların ortak kütle merkezleri etrafındaki dönüş düzlemi gözlemcinin gözünden geçiyor veya neredeyse geçiyor. Böyle bir sistemin yıldızlarının yörüngeleri adeta tam karşımızda yer alıyor. Burada yıldızlar periyodik olarak birbirlerini gölgede bırakacak, tüm çiftin parlaklığı aynı periyotta değişecek. Bu tür ikiliye örten ikili denir. Bir yıldızın değişkenliği hakkında konuşursak, böyle bir yıldıza tutulma değişkeni denir ve bu aynı zamanda onun dualitesini de gösterir. Bu türden ilk keşfedilen ve en ünlü ikili, Kahraman takımyıldızındaki Algol (Şeytanın Gözü) yıldızıdır.
Slayt 7
Slayt 8
Spektral olarak ikili yıldızlar Son ikili tür, spektral olarak ikilidir. Dualiteleri, soğurma çizgilerinin periyodik kaymalarının fark edildiği veya yıldızın dualitesi hakkındaki sonucun dayandığı çizgilerin çift olduğunun açık olduğu yıldızın spektrumu incelenerek belirlenir.
Slayt 9
Çift yıldızlar neden ilginç? Birincisi, iki cismin görünür etkileşiminden hesaplamak en kolay ve en güvenilir olduğu için yıldızların kütlelerini bulmayı mümkün kılarlar. Doğrudan gözlemler sistemin toplam "ağırlığını" bulmayı mümkün kılar ve bunlara yıldızların kaderi hakkındaki hikayede yukarıda tartışılan yıldız kütleleri ile parlaklıkları arasındaki bilinen ilişkileri eklersek, o zaman Bileşenlerin kütlelerini bulabilir ve teoriyi test edebilir. Tek yıldızlar bize böyle bir fırsat sunmuyor. Ayrıca, daha önce de belirtildiği gibi, bu tür sistemlerdeki yıldızların kaderi, aynı tek yıldızların kaderinden çarpıcı biçimde farklı olabilir. Aralarındaki mesafeler yıldızların boyutlarına göre büyük olan gök çiftleri, hayatlarının her aşamasında birbirlerine müdahale etmeden tek yıldızlarla aynı yasalara göre yaşarlar. Bu anlamda ikilikleri hiçbir şekilde kendini göstermiyor.
Slayt 10
Yakın çiftler: ilk kütle değişimi İkili yıldızlar aynı gaz ve toz nebulasından birlikte doğarlar; aynı yaştadırlar ancak çoğu zaman farklı kütlelere sahiptirler. Daha büyük yıldızların "daha hızlı" yaşadığını, dolayısıyla daha büyük bir yıldızın evrim sürecinde emsalini geçeceğini zaten biliyoruz. Genişleyecek, bir deve dönüşecek. Bu durumda yıldızın boyutu, bir yıldızdan (şişirilmiş) madde diğerine akmaya başlayacak şekilde olabilir. Sonuç olarak, başlangıçta daha hafif olan yıldızın kütlesi, başlangıçta ağır olandan daha büyük olabilir! Ek olarak, aynı yaşta iki yıldız elde edeceğiz ve daha büyük olan yıldız hala ana dizide yer alıyor, yani merkezinde hidrojenden helyum sentezi hala devam ediyor ve daha hafif olan yıldız zaten gücünü tüketmiş durumda. hidrojen ve içinde bir helyum çekirdeği oluştu. Tek yıldızların dünyasında bunun olamayacağını unutmayalım. Yıldızın yaşı ile kütlesi arasındaki tutarsızlık nedeniyle, bu olaya aynı tutulma ikilisinin onuruna Algol paradoksu adı verilir. Yıldız Beta Lyrae şu anda kütle alışverişi yapan başka bir çift.
Slayt 11
Şişmiş yıldızdan gelen madde, daha az kütleli bileşenin üzerine akarak hemen onun üzerine düşmez (yıldızların karşılıklı dönüşü bunu engeller), ancak önce daha küçük yıldızın etrafında dönen bir madde diski oluşturur. Bu diskteki sürtünme kuvvetleri madde parçacıklarının hızını azaltacak ve yıldızın yüzeyine yerleşecektir. Bu işleme birikim adı verilir ve ortaya çıkan diske birikim adı verilir. Sonuç olarak, başlangıçta daha büyük olan yıldız alışılmadık bir kimyasal bileşime sahiptir: Dış katmanlarındaki tüm hidrojen başka bir yıldıza akar ve geriye yalnızca daha ağır elementlerin karışımı olan bir helyum çekirdeği kalır. Helyum yıldızı adı verilen böyle bir yıldız, kütlesine bağlı olarak hızla bir beyaz cüce veya göreli yıldız oluşturacak şekilde evrimleşir. Aynı zamanda ikili sistemin tamamında önemli bir değişiklik meydana geldi: Başlangıçta daha büyük olan yıldız bu üstünlükten vazgeçti.
Slayt 12
Slayt 13
İkinci kütle değişimi İkili sistemlerde, daha yüksek enerjili dalga boyu aralığında yayılan X-ışını pulsarları da vardır. Bu radyasyon, göreli bir yıldızın manyetik kutuplarının yakınında maddenin birikmesiyle ilişkilidir. Toplanmanın kaynağı ikinci yıldızdan yayılan yıldız rüzgarı parçacıklarıdır (güneş rüzgarı da aynı yapıya sahiptir). Yıldız büyükse, yıldız rüzgarı önemli bir yoğunluğa ulaşır ve X-ışını pulsar radyasyonunun enerjisi yüzlerce ve binlerce güneş parlaklığına ulaşabilir. X-ışını pulsarı, hatırladığımız kadarıyla görülemeyen bir kara deliği dolaylı olarak tespit etmenin tek yoludur. Ve bir nötron yıldızı görsel gözlem için nadir bir nesnedir. Bu her şeyden uzak. İkinci yıldız da er ya da geç şişecek ve komşusuna madde akmaya başlayacak. Ve bu zaten ikili sistemdeki ikinci madde değişimidir. Büyük boyutlara ulaşan ikinci yıldız, ilk değişim sırasında alınanları "iade etmeye" başlar.
Slayt 14
İlk yıldızın yerinde beyaz bir cüce belirirse, ikinci değişim sonucunda yüzeyinde yeni yıldızlar olarak gözlemlediğimiz parlamalar meydana gelebilir. Bir noktada, çok sıcak bir beyaz cücenin yüzeyine çok fazla madde düştüğünde, yüzeye yakın gazın sıcaklığı keskin bir şekilde yükselir. Bu, patlayıcı bir nükleer reaksiyon patlamasına neden olur. Yıldızın parlaklığı önemli ölçüde artar. Bu tür salgınlar tekrarlanabilir ve bunlara tekrarlanan yeni salgınlar denir. Tekrarlanan parlamalar ilkinden daha zayıftır, bunun sonucunda yıldızın parlaklığını onlarca kat artırabilmesi, bunu Dünya'dan "yeni" bir yıldızın görünümü olarak gözlemliyoruz.
Slayt 15
Beyaz cüce sisteminin bir başka sonucu da süpernova patlamasıdır. İkinci yıldızdan madde akışının sonucu, beyaz cücenin maksimum 1,4 güneş kütlesine ulaşması olabilir. Eğer zaten bir demir beyaz cüce ise, o zaman yerçekimsel sıkıştırmayı sürdüremeyecek ve patlayacaktır. İkili sistemlerdeki süpernova patlamaları parlaklık ve gelişim açısından birbirine çok benzer, çünkü yıldızlar her zaman aynı kütleyle (1,4 güneş) patlar. Tek yıldızlarda merkezi demir çekirdeğin bu kritik kütleye ulaştığını ve dış katmanların farklı kütlelere sahip olabileceğini hatırlayalım. Anlatımımızdan da anlaşılacağı üzere ikili sistemlerde bu katmanlar neredeyse yok denecek kadar azdır. Bu tür işaret fişeklerinin aynı parlaklığa sahip olmasının nedeni budur. Bunları uzak galaksilerde fark ederek, yıldız paralaksı veya Sefeidler kullanılarak belirlenebilecek mesafelerden çok daha büyük mesafeleri hesaplayabiliriz. Bir süpernova patlaması sonucu tüm sistemin kütlesinin önemli bir kısmının kaybı, bir ikilinin parçalanmasına yol açabilir. Bileşenler arasındaki yerçekimsel çekim kuvveti büyük ölçüde azalır ve hareketlerinin ataletinden dolayı parçalara ayrılabilirler.
Yıldızlar.
Çift yıldız.
Değişken yıldızlar
Yıldızlara uzaklık
Bir yıldızın yıllık paralaksı P Dünya yörüngesinin yarı ana ekseninin (1 AU'ya eşit) yıldız yönüne dik olarak yıldızdan görülebildiği açıdır.
dünyanın yörüngesinin yarı ana ekseni nerede
Küçük açılarda sin p = p = 1 AU, o zaman
Yıldızların fiziksel doğası
Yıldızlar farklıdır
yapı
parlaklık
boyutlar
yaş
sıcaklık (renk)
Yıldız parlaklığı
Aynı mesafede bulunan yıldızların görünür parlaklıkları (yani parlaklıkları) farklı olabilir. Yıldızların farklı parlaklık .
Parlaklık, bir yıldızın birim zamanda yaydığı toplam enerjidir.
İfade edildi watt veya güneş parlaklığı birimlerinde .
Astronomide, yıldızları parlaklıklarına göre karşılaştırmak, parlaklıklarını (yıldız büyüklüğü) aynı standart mesafe - 10 adet için hesaplamak gelenekseldir.
Eğer yıldız bizden D kadar uzakta olsaydı sahip olacağı görünür büyüklük 0 = 10 adet, mutlak büyüklük olarak adlandırılır M.
Bir yıldızın parlaklığı, aşağıdaki ilişki kullanılarak Güneş'in parlaklığındaki mutlak büyüklük aracılığıyla belirlenir.
Yıldızların rengi ve sıcaklığı
Yıldızlar çeşitli renklerde gelir.
Arcturus'un sarı-turuncu bir tonu vardır.
Beyaz-mavi çapraz çubuk,
Antares parlak kırmızıdır.
Yıldızların rengi ve sıcaklığı
Bir yıldızın spektrumundaki baskın renk şunlara bağlıdır: sıcaklık onun yüzeyi.
Farklı yıldızlar için maksimum radyasyon farklı dalga boylarında meydana gelir.
Şarap Kanunu
Maksimum güneş ışınımı λ = 4,7x 10 m
Yıldızların Harvard Spektral Sınıflandırması
Güneş
Yıldızların yarıçapları
Yıldızlar
Nötron yıldızları (pulsarlar)
devler
cüceler
kara delikler
süper devler
Aldebaran, Boğa takımyıldızı yönünde bulunan bir kırmızı devdir.
Alpha Orionis – Betelgeuse (Süperdev)
Sirius'un yanındaki küçük nokta onun uydusu beyaz cüce Sirius B'dir.
Mizar yakınında çıplak göz
(Ursa Major Dipper'ın sapının orta yıldızı)
soluk yıldız Alcor görünür (5 m)
Eski zamanlarda bu yıldızın küçük komşusunu gören kişinin keskin görüşe sahip olduğuna inanılırdı.
Mizar ve Alcor'a göre eski Yunanlılar gözün uyanıklığını test ediyordu
Mizar ve Alcor yalnızca gök küresinde yan yana yansıtılmıyorlar.
ama aynı zamanda ortak bir kütle merkezi etrafında da hareket ederler. Yörünge süresi yaklaşık 2 milyar yıldır.
Galakside çok sayıda çift ve çoklu yıldız bulunmaktadır.
Mira – Omicron Ceti – çift yıldız.
fotoğrafta A 0,6" uzaklıkta bulunan bir ikili yıldızın bileşenlerini göstermektedir.
fotoğraflarda B Ve İleŞekillerinin küresel olmadığı açıktır; Mira'dan küçük yıldıza doğru bir kuyruk görülebilmektedir.
Bunun nedeni Mira Ceti'nin yerçekimsel etkileşimi olabilir.
arkadaşınızla
Çift yıldız türleri
- görsel olarak iki kat
- astrometrik ikili dosyalar
- gölgelenen ikili dosyalar
- spektral olarak çift
Astrometrik olarak iki katına çıkar
Çoğu zaman çiftler halindeki yıldızların parlaklıkları büyük ölçüde farklılık gösterir; sönük yıldız, parlak olanın gölgesinde kalır. Bazen bu gibi durumlarda gökbilimciler, tek bir yıldız için hesaplanan uzaydaki yörüngeden görünmez bir uydunun etkisi altındaki parlak bir yıldızın hareketindeki sapmalarla bir yıldızın dualitesini öğrenirler. Bu tür çiftlere astrometrik ikili dosyalar denir. Özellikle Sirius, teleskopların gücü şimdiye kadar görünmeyen bir uydu olan Sirius B'yi ayırt etmeyi mümkün kılana kadar uzun bir süre bu tür ikili olarak sınıflandırıldı. Bu çift görsel olarak iki katına çıktı.
Tutulan ikili dosyalar
Yıldızların ortak kütle merkezleri etrafındaki dönüş düzlemi gözlemcinin gözünden geçiyor veya neredeyse geçiyor. Böyle bir sistemin yıldızlarının yörüngeleri adeta tam karşımızda yer alıyor. Burada yıldızlar periyodik olarak birbirlerini gölgede bırakacak, tüm çiftin parlaklığı aynı periyotta değişecek. Bu tür ikiliye örten ikili denir. Bir yıldızın değişkenliği hakkında konuşursak, böyle bir yıldıza tutulma değişkeni denir ve bu aynı zamanda onun dualitesini de gösterir. Bu türden ilk keşfedilen ve en ünlü ikili, Kahraman takımyıldızındaki Algol (Şeytanın Gözü) yıldızıdır.
Spektral çiftler
Dualite, soğurma çizgilerinin periyodik kaymalarının fark edildiği veya yıldızın dualitesi hakkındaki sonucun dayandığı çizgilerin çift olduğunun açık olduğu bir yıldızın spektrumu incelenerek belirlenir.
Evrensel yasa çift yıldız sistemleri için geçerlidir.
Yerçekimi ve Kepler yasaları Newton tarafından genelleştirilmiştir. Bu, ikili sistemlerdeki yıldızların kütlesini tahmin etmemizi sağlar.
Kepler'in üçüncü yasasına göre orantıyı yazabiliriz.
Nerede M 1 ve M 2 – yörünge periyoduna sahip iki yıldızın kütleleri R ,
A, başka bir yıldızın etrafında dönen bir yıldızın yörüngesinin yarı ana eksenidir.
Kütleler M ve M– Güneş ve Dünya’nın kütleleri, T= 1 yıl, a Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığıdır.
Bu formül, bir ikili yıldızın bileşenlerinin kütlelerinin toplamını verir; bu sistemin üyeleri.
Değişken yıldızlar
Değişken yıldızlar, parlaklıkları bazen düzenli aralıklarla değişen yıldızlardır. Gökyüzünde oldukça fazla değişen yıldız var. Şu anda bilinen 30.000'den fazla var.
Birçoğu küçük ve orta boyutlarda oldukça gözlemlenebilir
optik aletler - dürbün, tespit dürbünü veya okul teleskopu.
Değişken bir yıldızın genliği ve periyodu
Fiziksel değişkenler, yıldızın kendisinde meydana gelen fiziksel süreçlerin bir sonucu olarak parlaklıklarını değiştiren yıldızlardır.
Bu tür yıldızların sabit bir ışık eğrisi olmayabilir.
İlk titreşimli değişken 1596'da Fibrizius tarafından keşfedildi.
Cetus takımyıldızında. Ona "harika, muhteşem" anlamına gelen Mira adını verdi.
Mira maksimumda çıplak gözle net bir şekilde görülebilmektedir; görünür yıldız şekli
büyüklüğü 2 m, minimum döneminde 10 m'ye düşer ve yalnızca teleskopla görülebilir.
Mira Ceti'nin ortalama değişkenlik süresi 332 gündür.
Sefeidler, adını ilk keşfedilen değişken yıldızlardan biri olan δ Cephei'den alan, yüksek parlaklığa sahip titreşen yıldızlardır.
Bunlar, kütlesi Güneş'in kütlesini birkaç kez aşan, F ve G spektral sınıflarının sarı süper devleridir.
Evrimleri sırasında Sefeidler özel bir yapı kazanırlar.
Belli bir derinlikte yıldızın çekirdeğinden gelen enerjiyi toplayan ve daha sonra serbest bırakan bir katman ortaya çıkar.
Sefeidler periyodik olarak büzülür, Sefeidlerin sıcaklığı artar,
yarıçapı azalır. Daha sonra yüzey alanı
büyüdükçe sıcaklığı düşer, bu da parlaklıkta genel bir değişikliğe neden olur.
Sefeidler astronomide özel bir rol oynamaktadır.
1908'de Henrietta Leavitt, Küçük Macellan Bulutu'ndaki Cepheidleri incelerken Sefeid'in görünür büyüklüğü ne kadar küçük olursa,
parlaklığındaki değişim süresi o kadar uzun olur.
Büyük Macellan Bulutu
Küçük Macellan Bulutu
Henrietta Leavitt
Parlaklığını birkaç saat içinde binlerce veya milyonlarca kat artıran, daha sonra sönerek orijinal parlaklığına dönen yıldıza ne ad verilir? yeni.
Bir nova, ikili sistemin bileşenlerinden birinin beyaz cüce veya nötron yıldızı olduğu yakın ikili sistemlerde meydana gelir.
Bir beyaz cücenin (nötron yıldızı) yüzeyinde kritik bir kütle biriktiğinde
madde kütlesi, kabuğu yıldızdan koparan termonükleer bir patlama meydana gelir
ve parlaklığını binlerce kat arttırıyor.
Patlamadan sonra bulutsu
Kuğu takımyıldızındaki Nova
1992'de şu şekilde görünür:
küçük kırmızı nokta
ortanın biraz üstünde
fotoğraflar.
Novalar patlayan değişken yıldızlardır.
Nova GK Persei'nin kalıntısı
Süpernovalar aniden patlayıp ulaşan yıldızlara denir
–11 m ila –21 m arasında maksimum mutlak büyüklükte.
Bir süpernovanın parlaklığı on milyonlarca kez artar ve bu, tüm galaksinin parlaklığını aşabilir.
Süpernova patlamaları en güçlü yıkıcı doğal süreçlerden biridir.
Bir süpernova patlamasına çok büyük bir enerji salınımı (Güneş'in milyarlarca yıl boyunca ürettiği enerji miktarı) eşlik eder.
Bir süpernova galaksideki tüm yıldızların toplamından daha fazla radyasyon yayabilir.
Büyük Macellan Bulutu'ndaki Süpernova 1987A burada bulunuyor.
eski fotoğraflarda yalnızca 12. büyüklükte bir yıldız işareti vardı.
Maksimum değeri 2,9m'ye ulaştı,
bu da süpernovayı çıplak gözle gözlemlemeyi kolaylaştırdı.
Yoğun çekirdek çöker ve onu da merkeze doğru serbest düşüşe sürükler.
yıldızın dış katmanları. Çekirdek güçlü bir şekilde sıkıştığında sıkıştırma durur.
ve bir karşı şok dalgası üst katmanlara çarpıyor ve aynı zamanda dışarı çıkıyor
çok sayıda nötrinonun enerjisi. Sonuç olarak kabuk dağılır
10.000 km/s hıza ulaşarak bir nötron yıldızını veya kara deliği açığa çıkarıyor.
Bir süpernova patlaması 10 46 J enerji açığa çıkarır.
Bir süpernova patlamasından sonra geride kalan Sakız Bulutsusu'nun merkezi,
Velas takımyıldızında bulunur
Süpernova 1987A patlamadan 4 yıl sonra.
Parlayan gaz halkasına ulaştı
1,37 ışıkyılı çapında.
Süpernova Kalıntısı 1987
salgından on iki yıl sonra
Galaksimizdeki en ünlü süpernova kalıntısı
Yengeç Bulutsusu.
Bu 1054'teki süpernova patlamasının kalıntısı.
Astronomi tarihindeki önemli kilometre taşları onun araştırmalarıyla ilişkilidir.
Yengeç Bulutsusu kozmik radyo emisyonunun ilk kaynağıydı
1949'da galaktik bir nesneyle tanımlandı.
Yengeç Bulutsusu'ndaki süpernova patlamasının olduğu yerde
bir nötron yıldızı oluştu
Bir nötron yıldızı Moskova'nın içine kolaylıkla sığabilir
Çevre Yolu veya New York
Nötron yıldızının dış kabuğu demir çekirdeklerinden oluşan bir kabuktur
10 5 –10 6 K sıcaklıkta. Küçük bir miktar hariç kalan hacmin tamamı
merkezdeki alan “nötron sıvısı” tarafından işgal edilmiştir. Merkezde beklenen
küçük bir hiperonik çekirdeğin varlığı. Nötronlar Pauli ilkesine uyarlar.
Bu yoğunluklarda “nötron sıvısı” dejenere olur
ve nötron yıldızının daha fazla sıkıştırılmasını durdurur.
Nötron yıldızı maddesi içeren kibrit kutusu
Dünya üzerinde yaklaşık on milyar ton ağırlığında olacak
20. yüzyılın 60'lı yıllarında, tamamen tesadüfen, bir radyo teleskopuyla gözlem yaparken,
kozmik radyo kaynaklarının parıldamalarını incelemeyi amaçlayan,
Jocelyn Bell, Anthony Hewish ve diğer Cambridge Üniversitesi personeli
Büyük Britanya bir dizi periyodik darbe keşfetti.
Darbelerin süresi 81,5 MHz frekansında 0,3 saniyeydi;
oldukça sabit bir zamanda, 1,3373011 saniyede tekrarlandı.
Milisaniye pulsarı PSR J1959+2048 görünür aralıkta.
Darbeler her 9 saatte bir 50 dakika süreyle kesilir,
pulsarın yoldaş yıldızı tarafından gölgede bırakıldığını gösteriyor
Rastgeleliğin olağan kaotik resminden tamamen farklıydı.
düzensiz titreme.
Hatta dünya dışı bir uygarlığa dair bir varsayım bile vardı.
sinyallerini Dünya'ya gönderiyor.
Bu nedenle, bu sinyaller için LGM tanımı tanıtıldı
(küçük yeşil adamların kısaltması).
Ciddi girişimlerde bulunuldu
içindeki herhangi bir kodu tanıyın
dürtüler aldı.
Ancak bunun imkansız olduğu ortaya çıktı
dedikleri gibi, asıl noktaya vardılar
en çok ilgi çeken
nitelikli uzmanlar
şifreleme teknolojisi hakkında
MMO'lardaki Pulsarlar
Altı ay sonra, benzer titreşimli üç radyo kaynağı daha keşfedildi.
Radyasyon kaynaklarının doğal göksel olduğu ortaya çıktı
bedenler. Onlara pulsar deniyordu.
Pulsarlardan Anthony Hewish'e radyo emisyonlarının keşfi ve yorumlanması için
Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü.
Pulsar modeli
