Опис презентації з окремих слайдів:
1 слайд
Опис слайду:
2 слайд
Опис слайду:
Яскравість деяких зірок непостійна і змінюється протягом певних періодів часу - від години до тижнів або навіть року. Яскравість змінної зірки можна визначити шляхом порівняння з оточуючими зірками, що мають постійну яскравість. Головна причина змінної яскравості – у зміні розміру зірки через її нестабільність. Найбільш відомі пульсуючі зірки класу Цефеїд, названі за їх прототипом - зіркою дельта Цефея. Це жовті надгіганти, що пульсують кожні кілька днів або тижнів, внаслідок чого змінюється їхня яскравість.
3 слайд
Опис слайду:
Важливість таких зірок для астрономів у тому, що період їхньої пульсації безпосередньо пов'язаний з яскравістю: найяскравіші Цефеїди мають найбільший період пульсації. Отже, спостерігаючи період пульсації цефеїдів, можна точно визначити їхню яскравість. Порівнюючи обчислену яскравість із видимим із Землі блиском зірки, можна визначити, як далеко вона знаходиться від нас. Цефеїди порівняно рідкісні. Найчисленніший тип змінних зірок - це червоні гіганти та надгіганти; всі вони в тій чи іншій мірі змінні, проте вони не мають такої чіткої періодичності, як Цефеїди. Найбільш відомий приклад мінливого червоного гіганта - це омікрон Кита, відомий як Міра. Зміни деяких червоних змінних зірок, таких як надгігант Бетельгейзе, не мають жодної закономірності.
4 слайд
Опис слайду:
До зовсім іншого типу змінних зірок відносяться подвійні-затемні зірки. Вони складаються з двох зірок із взаємозалежними орбітами; одна з них періодично закриває від нас іншу. Щоразу, коли одна зірка затьмарює іншу, видиме нами світло системи зірок слабшає. Найбільш відома з таких – зірка Алголь, звана також бета Персея.
5 слайд
Опис слайду:
Найбільше враження справляють змінні зірки, блиск яких змінюється раптово і дуже часто. Їх називають новими та надновими. Вважається, що нова – це дві близько розташовані зірки, одна з яких є білим карликом. Газ від іншої зірки відтягується білим карликом, вибухає і світло зірки на деякий час збільшується в тисячі разів. Під час вибуху нової зірка не руйнується. Вибухи деяких нових спостерігалися не раз, і, можливо, нові з'являються знову через деякий час. Нові часто першими помічають астрономи-аматори. Ще ефектніші наднові - небесні катаклізми, які означають смерть зірки. При вибуху наднової зірка розривається на шматочки і закінчує своє існування, спалахуючи на якийсь час у мільйони разів сильніше, ніж звичайні зірки. Там, де відбувається вибух наднової, залишаються уламки зірки, що розлітаються в космічному просторі, як, наприклад, у Крабовидній туманності в сузір'ї Тельця та в туманності Вуаль сузір'я Лебідь.
6 слайд
Опис слайду:
Наднові бувають двох типів. Один із них – це вибух білого карлика у подвійній зірці. Інший тип - коли зірка набагато більше Сонця стає нестабільною і вибухає. Остання наднова в нашій галактиці спостерігалася в 1604 році, ще одна наднова спалахнула і була видна неозброєним оком у Великій Магеллановій Хмарі в 1987 році.
7 слайд
Опис слайду:
Подвійні зірки Сонце є одиночною зіркою. Але іноді дві або кілька зірок розташовані близько одна до одної і звертаються одна довкола іншої. Їх називають подвійними чи кратними зірками. Їх у Галактиці дуже багато. Так, у зірки Міцар у сузір'ї Великої Ведмедиці є супутник – Алькор. Залежно від відстані між ними подвійні зірки звертаються одна навколо одної швидко чи повільно, і період звернення може становити від кількох днів до багатьох тисяч років. Деякі подвійні зірки повернуті до Землі ребром площини своєї орбіти, тоді одна зірка регулярно затьмарює собою іншу. При цьому загальна яскравість зірок слабшає. Ми сприймаємо це як зміну блиску зірки. Наприклад, "диявольська зірка" Алголь у сузір'ї Персея з давніх часів відома як змінна зірка. Кожні 69 годин - такий період звернення зірок у цій подвійній системі - відбувається затемнення більш яскравої зірки її холодним і менш яскравим сусідом. З Землі це сприймається як зменшення її блиску. За десять годин зірки розходяться, і яскравість системи знову стає максимальною.
8 слайд
Опис слайду:
Подвійні зірки – це дві (іноді зустрічається три і більше) зірки, що обертаються навколо загального центру тяжіння. Існують різні подвійні зірки: бувають дві схожі зірки у парі, а бувають різні (як правило, це червоний гігант та білий карлик). Але, незалежно від їхнього типу, ці зірки найбільш добре піддаються вивченню: їм, на відміну звичайних зірок, аналізуючи їх взаємодія можна з'ясувати майже всі параметри, включаючи масу, форму орбіт і навіть приблизно з'ясувати характеристики близьких до них зірок. Як правило, ці зірки мають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Багато таких зірок відкрив та вивчив на початку нашого століття російський астроном С. Н. Блажко. Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до подвійних систем, так що подвійні зірки, що обертаються по орбітах одна навколо одної, явище дуже поширене.
9 слайд
Опис слайду:
Подвійні зірки утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки подвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякої точки, що лежить між ними і називається центром гравітації цих зірок. Це можна уявити як точки опори, якщо уявити зірки сидящими на дитячих гойдалках: кожна своєму кінці дошки, покладеної на колоду. Чим далі зірки одна від одної, тим довше тривають їхні шляхи орбітами. Більшість подвійних зірок занадто близькі одна до одної, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужніші телескопи. Якщо відстань між партнерами досить велика, орбітальний період може вимірюватися роками, інколи ж цілим століттям і навіть більше. Подвійні зірки, які можна побачити окремо, називаються видимими подвійними.
10 слайд
Опис слайду:
Спектроскопічна подвійна зірка - це пара зірок, які розташовані надто близько одна до одної і невиразні в телескоп; існування другої зірки виявляється під час аналізу світла з допомогою спектроскопа.
11 слайд
Опис слайду:
Рух зірок. У небі аналогами довготи і широти є пряме сходження і відмінювання. Пряме сходження починається в тому місці, де Сонце щороку перетинає небесний екватор у північному напрямку. Ця точка, яка називається точкою весняного рівнодення, є небесним аналогом Грінвічського меридіана на Землі. Пряме сходження вимірюється у східному напрямку від точки весняного рівнодення у годинах, від 0 до 24. Кожна година прямого сходження поділяється на 60 хвилин, а кожна хвилина – на 60 секунд. Відмінювання визначається в градусах на північ і на південь від небесного екватора, від 0 на екваторі до +90° на північному небесному полюсі і до -90° на південному небесному полюсі. Небесні полюси розташовані безпосередньо над полюсами Землі, а небесний екватор проходить прямо над головою, якщо дивитися із земного екватора. Таким чином, положення зірки або іншого об'єкта можна точно визначити за прямим сходженням і відміненням, так само як і за координатами точки на поверхні Землі. Координатні сітки в годинниках прямого сходження та градусах відміни нанесені на зіркові карти цієї книги.
12 слайд
Опис слайду:
Однак картографи космічного простору стикаються із двома проблемами, які не виникають у картографів земної поверхні. По-перше, кожна зірка повільно переміщається щодо оточуючих зірок (власний рух зірки). За деякими винятками, наприклад, зірка Барнарда, цей рух настільки повільний, що його можна визначити лише за допомогою спеціальних вимірів. Однак через багато тисяч років цей рух призведе до повної зміни справжньої форми сузір'їв, частина зірок переміститься до сусідніх сузір'їв. Колись астрономам доведеться переглянути сучасну номенклатуру зірок і сузір'їв. Друга проблема полягає в тому, що загальна координатна сітка зміщується через коливання Землі у просторі, яке називається прецесія. Це призводить до того, що нульова точка прямого сходження робить на небі повний оберт за 26 000 років. Координати всіх точок на небі поступово змінюються, тому координати небесних об'єктів наводяться на певну дату.
Опис презентації з окремих слайдів:
1 слайд
Опис слайду:
2 слайд
Опис слайду:
Як показали спостереження, багато хто з них утворює пари або є членами складних систем. При цьому лише в нашій Галактиці приблизно половина всіх зірок належить до подвійних систем. Подвійними зірками називають близько розташовані пари зірок.
3 слайд
Опис слайду:
Походження та еволюція подвійних зірок Як і одинарні зірки, подвійні системи утворюються під впливом гравітаційних сил із газопилової хмари. У сучасній астрономії існує три найбільш популярні теорії освіти подвійних зірок. Перша з них пов'язує утворення подвійних систем з поділом на ранньому етапі загального ядра протохмари, що послужило матеріалом для подвійної системи. Друга теорія пов'язана із фрагментацією протозіркового диска, внаслідок чого можуть з'явитися не тільки подвійні, а й багаторазові системи зірок. Відбувається фрагментація протозіркового диска більш пізньому етапі, ніж фрагментація ядра. Остання теорія свідчить, що утворення подвійних зірок можливе шляхом динамічних фізико-хімічних процесів усередині протохмари, що є матеріалом для утворення зірок
4 слайд
Опис слайду:
Вчені стверджують, що подвійні зірки становлять приблизно половину всіх зірок нашої галактики. Подвійна зірка є системою, що складається з двох об'єктів (зірок), пов'язаних між собою гравітаційними силами. Обидві зірки, що входять до системи, обертаються навколо загального центру мас. Відстань між зірками можу відрізнятися, так само як і маса цих зірок, а також їх розміри. Обидві зірки, що входять до гравітаційної системи, можуть мати як схожі, так і відмінні характеристики. Наприклад, зірка А може мати більшу масу чи розмір, ніж зірка В.+ Подвійні зірки позначають латинськими літерами традиційно. Зазвичай літерою «А» позначають яскравішого і потужнішого компаньйона. Літерою «В» – менш яскраву та масивну зірку. Яскравим прикладом системи подвійної зірки виступає найближча до нас зіркова система – Альфа Центавра А і В. Вона є цілісною системою з двох зірок. Сама Альфа Центавра складається з трьох компонентів. Якщо глянути на цю зірку, не вдаючись до допомоги різних оптичних приладів, неозброєним оком вона візуально сприйматиметься, як одна зірка. Якщо подивитися на неї через телескоп, то ми чітко побачимо два, а то й три компоненти цієї системи. Як інші приклади подвійних зірок можна навести систему Бета Ліри, систему Бета Персея (Алголь), Сіріус та інші зірки.
5 слайд
Опис слайду:
Серед зірок, які видно на небі поряд, розрізняють оптичні подвійні та фізичні подвійні. У першому випадку дві зірки проектуються на небесну сферу поряд одна з одною. Хоча насправді вони можуть розташовуватись на великій відстані один від одного. А ось фізичні подвійні зірки справді розташовані у просторі поруч один з одним. Вони пов'язані між собою силами тяжіння, а й звертаються біля загального центру мас.
6 слайд
Опис слайду:
Вперше ідея про існування подвійних зірок була висунута англійським вченим і священиком Джоном Мічеллом у 1767 році. А наглядові докази цієї гіпотези були опубліковані в 1802 році Вільямом Гершелем. Перша відома ще з давніх-давен зоряна пара - це Міцар і Алькор, що спостерігаються в ручці «ковша» Великої Ведмедиці. Ця зоряна пара - гарний приклад оптичної подвійної зірки, оскільки Алькор віддалений від Міцара приблизно на 12 кутових хвилин.
7 слайд
Опис слайду:
Коли число зірок у системі, пов'язаних взаємним тяжінням, виявляється більше двох, їх називають кратними. Існують зірки потрійні, четверні та навіть вищої кратності. Прикладом кратних зірок може бути потрійна зірка Центавра. Причому, що цікаво, один із компонентів - Проксима - є найближчою до Землі зіркою після Сонця. До кратних зірок прийнято зараховувати зірки, що мають менше 10 компонентів. Якщо ж у системі налічується більша кількість зірок, то її називають зоряним скупченням. Класичним прикладом служить розсіяне скупчення Плеяд, що видно на нічному небі неозброєним оком.
8 слайд
Опис слайду:
Фізичні подвійні зірки, залежно від способу їхнього спостереження, прийнято ділити на кілька класів. Візуально-подвійні зірки - це подвійні зірки, компоненти яких можна побачити окремо (телескоп або сфотографувати). Можливість спостерігати зірку як візуально-подвійну визначається роздільною здатністю телескопа. Тому всі відомі візуально-подвійні зірки розташовані на околицях Сонця з дуже великим періодом поводження (аж до кількох тисяч років). А їх орбіти можна порівняти за розмірами з орбітами планет-гігантів нашої Сонячної системи. У зв'язку з цим, понад 110 000 таких об'єктів менш ніж у сотні орбіти визначені з великою точністю. Другий клас подвійних систем становлять затемнено-подвійні або затемнено-змінні зірки. Вони є тісні пари, що звертаються з періодом від кількох годин за кілька діб по орбітах, велика піввісь яких можна порівняти з самими зірками. Це призводить до того, що кутова відстань між зірками є дуже малою. Тому ми не можемо побачити компоненти системи окремо. Однак судити про те, що система справді є двоїстою, можна за періодичними коливаннями її блиску. Припустимо, що площині орбіт зірок з променю зору майже збігаються. Тоді при зверненні зоряної пари, коли один із компонентів виявляється попереду або позаду іншого, спостерігаються затемнення. Різниця зоряних величин у мінімумі та максимумі блиску називається амплітудою. А проміжок часу між двома послідовними найменшими мінімумами – періодом змінності.
"Нейтронна зірка" - 7. 8. Виміряні маси нейтронних зірок. Зірки з більшою центральною щільністю та з більшою масою виявляються нестійкими. Внутрішня будова нейтронних зірок. 2. Пряме введення багаточасткових сил у ізовекторних каналах: Модель релятивістського середнього поля (RMF). Введення багаточасткових сил.
«Подвійні зірки» – візуально подвійними астрометрично подвійними затемнено-подвійними спектрально подвійними. Спочатку з'ясуємо, які зірки так називають. Чим цікаві подвійні зірки. Поодинокі зірки такої можливості нам не надають. Останнім типом подвійних спектрально подвійні. Спектрально подвійні. Затменно-подвійні.
Маса зірок - Маса майже дорівнює сонячній, і в розмірі в 2,5 рази більше, ніж Земля. Джерело енергії Сонця та зірок. Головна послідовність. Щільності зірок головної послідовності можна порівняти з сонячною щільністю. Маси зірок становлять приблизно від 1/20 до 100 мас Сонця. До надгігантів червоного кольору відноситься Бетельгейзе.
«Сузір'я» - Є також зірки сьомої, восьмої і навіть вісімнадцятої величини. Зірка першої величини рівно у 2,512 рази яскравіша, ніж зірка другої величини. У безхмарну і безмісячну ніч далеко від населених пунктів можна розрізнити близько 3000 зірок. Зимовий трикутник становлять найяскравіші зірки Оріона, Великого Пса та Малого Пса.
«Астрономія сузір'я» - ґрунтується насамперед на спостереженнях. Але не тільки Акід закохався у Галатею. Спіральна галактика М74. Назви сузір'їв пов'язували з міфами, іменами богів, назвами приладів та механізмів. Знайомство із сузір'ями розпочнемо з літнього неба. Мала ведмедиця. Зодіаки. На півночі висить перекинутий ківш Великої Ведмедиці.
Презентація зі слайдів:
Слайд 1
Слайд 2
Типи подвійних зірок Спершу з'ясуємо, які зірки так називають. Давайте відразу відкинемо той тип подвійних, який зветься "оптично подвійні зірки". Це - пари зірок, які випадково опинилися поруч на небі, тобто в одному напрямку, а в просторі, насправді, їх поділяють великі відстані. Цей тип подвійних ми не розглядатимемо. Нас цікавитиме клас фізично подвійних, тобто справді пов'язаних гравітаційною взаємодією зірок.
Слайд 3
Положення центру мас Фізично подвійні зірки по еліпсам обертаються навколо загального центру мас. Однак, якщо відраховувати координати однієї зірки щодо іншої, то вийде, що зірки рухаються одна щодо одної теж еліпсами. На цьому малюнку за початок відліку ми взяли масивнішу блакитну зірку. У такій системі центр ваги (зелена точка) описує навколо блакитної зірки еліпс. Хочеться застерегти читача від розповсюдженої помилки, що полягає в тому, що часто належить нібито масивніша зірка сильніше притягує зірку з малою масою, ніж навпаки. Будь-які два об'єкти притягують один одного однаково. Але об'єкт із великою масою важче зрушити з місця. І хоча камінь, що падає на Землю, притягує Землю з тією ж силою, що й Земля його, цією силою неможливо потурбувати нашу планету, і ми бачимо, як рухається камінь.
Слайд 4
Часто, щоправда, зустрічаються звані кратні системи, з трьома і більше компонентами. Проте рух трьох і більше тіл, що взаємодіють, нестійкий. Всім, скажімо, з трьох зірок завжди можна виділити, подвійну підсистему і третю зірку, що обертається навколо цієї пари. У системі із чотирьох зірок можуть існувати дві подвійні підсистеми, що обертаються навколо загального центру мас. Іншими словами, у природі стійкі кратні системи завжди зводяться до систем з двох членів. До системи з трьох зірок належить відома Альфа Центавра, яка вважається багатьма найближчою до нас зіркою, а насправді, третій слабкий компонент цієї системи – Проксима Центавра, червоний карлик – знаходиться ближче. Усі три зірки системи через близькість видно окремо. Справді, іноді те, що зірка подвійна, видно телескоп. Такі подвійні називають візуально подвійними (не плутати з оптично подвійними!). Як правило, це не тісні пари, відстані між зірками в них великі, набагато більші за їхні власні розміри.
Слайд 5
Слайд 6
Блиск подвійних зірок Часто зірки в парах сильно розрізняються по блиску, тьмяну зірочку затьмарює яскравим блиском. Іноді в таких випадках астрономи дізнаються про двоїстість зірки за відхиленнями у русі яскравої зірки під дією невидимого супутника від розрахованої для одиночної зірки траєкторії у просторі. Такі пари називають астрометрично подвійними. Зокрема, Сіріус довго ставився до такого типу подвійних, поки потужність телескопів не дозволила розглянути невидимий досі супутник – Сіріус В. Ця пара стала візуально подвійною. Буває, що площина звернення зірок навколо їхнього загального центру мас проходить або майже проходить через око спостерігача. Орбіти зірок такої системи розташовані як би ребром до нас. Тут зірки будуть періодично затьмарювати один одного, блиск всієї пари з тим самим періодом змінюватиметься. Цей тип подвійних називається затемнено-подвійними. Якщо ж говорити про змінність зірки, то таку зірку називають затемнено-змінною, що також вказує на її двоїстість. Найпершою відкритою і найвідомішою подвійною такого типу є зірка Алголь (Око Диявола) у сузір'ї Персея.
Слайд 7
Слайд 8
Спектрально подвійні зірки Останнім типом подвійних є подвійні спектрально. Їх двоїстість визначається щодо спектра зірки, у якому помічаються періодичні зміщення ліній поглинання чи видно, що лінії є подвійними, у чому грунтується висновок про двоїстість зірки.
Слайд 9
Чим цікаві подвійні зірки? По-перше, вони дають можливість дізнатися маси зірок, так як найлегше і найнадійніше вона обчислюється за видимою взаємодією двох тіл. Прямі спостереження дозволяють дізнатися загальну "вагу" системи, а якщо додати до них відомі співвідношення між масами зірок та їх світимості, про які йшлося вище в розповіді про долю зірок, то можна з'ясувати маси компонентів, перевірити теорію. Поодинокі зірки такої можливості нам не надають. Крім того, як теж було згадано раніше, доля зірок у таких системах може разюче відрізнятися від долі таких самих одиночних зірок. Небесні пари, відстані між якими великі, порівняно з розмірами самих зірок, на всіх стадіях свого життя живуть за тими ж законами, що й одиночні зірки, не заважаючи одна одній. У цьому сенсі їх двоїстість ніяк не проявляється.
Слайд 10
Тісні пари: перший обмін масами Зірки подвійний народжуються разом із однієї газопилової туманності, вони мають один вік, але часто - різні маси. Ми вже знаємо, що більш потужні зірки живуть "швидше", отже, більш потужна зірка в процесі еволюції обжене свою однолітку. Вона розшириться, перетворюючись на гіганта. У цьому випадку, розмір зірки здатний стати таким, що речовина з однієї зірки (роздулася) почне перетікати на іншу. Як наслідок, маса спочатку більш легкої зірки може стати більшою, ніж спочатку важка! Крім того, ми отримаємо дві зірки однакового віку, причому масивніша зірка ще знаходиться на головній послідовності, тобто в її центрі, як і раніше, триває синтез гелію з водню, а легша зірка вже витратила свій водень, в ній утворилося геливе ядро. Згадаймо, що у світі одиночних зірок такого не може статися. За невідповідність віку зірки з її масою це явище названо парадоксом Алголя, на честь тієї ж самої затьмарно-подвійної. Зірка Бета Ліри - ще одна пара, в якій прямо зараз відбувається обмін масами.
Слайд 11
Речовина з зірки, що роздулася, перетікаючи на менш масивну компоненту, потрапляє на неї не відразу (цьому заважає взаємне обертання зірок), а спочатку утворює обертовий диск речовини навколо меншої зірки. Сили тертя у цьому диску зменшуватимуть швидкість частинок речовини, і вона осідатиме на поверхню зірки. Такий процес називається акрецією, а диск, що утворився - акреційним. В результаті спочатку масивніша зірка має незвичайний хімічний склад: весь водень зовнішніх її шарів перетікає до іншої зірки, а залишається лише гелієве ядро з домішками більш важких елементів. Така зірка, яка називається гелієвою, швидко еволюціонує, утворюючи білий карлик або релятивістську зірку, залежно від своєї маси. При цьому в подвійній системі загалом відбулася важлива зміна: спочатку більш масивна зірка поступилася цією своєю перевагою.
Слайд 12
Слайд 13
Другий обмін масами У подвійних системах зустрічаються також рентгенівські пульсари, що випромінюють у більш високоенергетичному діапазоні довжин хвиль. Це випромінювання пов'язане з акрецією речовини поблизу магнітних полюсів релятивістської зірки. Джерелом акреції служать частки зоряного вітру, що випускаються другою зіркою (та сама природа і в сонячного вітру). Якщо зірка має великі розміри, зірковий вітер сягає значної щільності, енергія випромінювання рентгенівського пульсара може сягати сотні і тисячі світимостей Сонця. Рентгенівський пульсар - єдиний спосіб непрямого виявлення чорної дірки, яку, як ми пам'ятаємо, не можна побачити. Та й нейтронна зірка є рідкісним об'єктом візуальних спостережень. На цьому ще не все. Друга зірка теж рано чи пізно роздмухується, і речовина почне перетікати на сусідку. І це вже другий обмін речовиною в подвійній системі. Досягши великих розмірів, друга зірка починає "повертати" забране при першому обміні.
Слайд 14
Якщо місці першої зірки виявляється білий карлик, то результаті другого обміну його поверхні можуть відбуватися спалахи, які ми спостерігаємо як нові зірки. Коли речовини, що випали на поверхню сильно нагрітого білого карлика, стає занадто багато, температура газу біля поверхні різко підвищується. Це провокує вибухоподібний сплеск ядерних реакцій. Світність зірки значно збільшується. Такі спалахи можуть повторюватися, і їх називають повторними новими. Повторні спалахи слабші за перші, в результаті яких зірка може збільшувати свій блиск у десятки разів, що ми і спостерігаємо з Землі як появу "нової" зірки.
Слайд 15
Інший результат у системі з білим карликом - спалах надновий. Наслідком перетікання речовини з другої зірки може стати досягнення білим карликом граничної маси 1,4 сонячної. Якщо це вже залізний білий карлик, то він не в змозі втримати гравітаційне стиснення і вибухне. Спалахи наднових у подвійних системах дуже схожі за яскравістю та розвитком один на одного, тому що завжди вибухають зірки однією і тією ж масою - 1,4 сонячної. Нагадаємо, що в одиночних зірках цієї критичної маси досягає центральне залізне ядро, а зовнішні шари можуть мати різну масу. У подвійних системах, як зрозуміло з нашої розповіді, ці верстви майже відсутні. Саме тому подібні спалахи мають однакову світність. Помічаючи в далеких галактиках, ми можемо вираховувати відстані набагато більші, ніж можна визначити, використовуючи зоряний паралакс чи цефеїди. Втрата значної частини маси усієї системи внаслідок вибуху наднової може призвести до розпаду подвійної. Сила гравітаційного тяжіння між компонентами сильно зменшується і вони за інерцією свого руху можуть розлетітися.
Зірки.
Подвійні зірки.
Змінні зірки
Відстань до зірок
Річний паралакс зірки pназивається кут, під яким із зірки можна було б бачити велику піввісь земної орбіти (рівну 1 а. е.), перпендикулярну напрямку на зірку.
де – велика піввісь земної орбіти
При малих кутах sin p = p = 1 а.
Фізична природа зірок
Зірки різні за
будовою
світності
розмірам
віком
температурі (кольору)
Світність зірок
Зірки, що знаходяться на однаковій відстані, можуть відрізнятися за видимою яскравістю (тобто по блиску). Зірки мають різну світність .
Світливістю називається повна енергія, що випромінюється зіркою в одиницю часу.
Виражається в ватахабо в одиницях світності Сонця .
В астрономії прийнято порівнювати зірки за світністю, розраховуючи їхній блиск (зоряну величину) для однієї й тієї ж стандартної відстані – 10 пк.
Видима зоряна величина, яку мала б зірка, якби була від нас на відстані D 0 = 10 пк, одержала назву абсолютної зоряної величини M.
Світність зірки визначають через абсолютну зоряну величину у світимості Сонця, використовуючи наступне співвідношення
Колір та температура зірок
Зірки мають різні кольори.
У Арктура жовто-жовтогарячий відтінок,
Ригель біло-блакитний,
Антарес яскраво-червоний.
Колір та температура зірок
Домінуючий колір у спектрі зірки залежить від температуриїї поверхні.
У різних зірок максимум випромінювання посідає різні довжини хвиль.
Закон Вина
Максимум випромінювання Сонця λ = 4,7 х 10 м
Гарвардська спектральна класифікація зірок
Сонце
Радіуси зірок
Зірки
Нейтронні зірки (пульсари)
гіганти
карлики
чорні дірки
надгіганти
Альдебаран – червоний гігант у сузір'ї Тельця
Альфа Оріона – Бетельгейзе (Надгігант)
Невелика точка поряд із Сіріусом – його супутник, білий карлик Сіріус B.
Неозброєним оком поблизу Міцара
(Середньої зірки ручки Ківша Великої Ведмедиці)
видно слабку зірку Алькор (5 m)
У давнину вважалося, що людина, яка бачить маленького сусіда цієї зірки, має гострий зір.
За Міцаром та Алькором древні греки перевіряли пильність ока
Міцар та Алькор не лише проектуються поруч на небесну сферу,
а й рухаються навколо загального центру мас. Період обігу – близько 2 млрд. років.
У Галактиці багато подвійних та кратних зірок.
Миру – Омікрон Кіта – подвійна зірка.
На фотографії азображено компоненти подвійної зірки, що знаходяться на відстані 0,6".
На фотографіях bі звидно, що їхня форма не є сферичною, видно хвостик від Світи у бік меншої зірки.
Це може статися через гравітаційну взаємодію Світи Китаю
зі своїм супутником
Типи подвійних зірок
- візуально подвійні
- астрометрично подвійні
- затемнено-подвійні
- спектрально подвійні
Астрометрично подвійні
Часто зірки в парах сильно розрізняються по блиску, тьмяну зірочку затьмарює яскравим блиском. Іноді в таких випадках астрономи дізнаються про двоїстість зірки за відхиленнями у русі яскравої зірки під дією невидимого супутника від розрахованої для одиночної зірки траєкторії у просторі. Такі пари називають астрометрично подвійними. Зокрема, Сіріус довго ставився до такого типу подвійних, поки потужність телескопів не дозволила розглянути невидимий досі супутник – Сіріус В. Ця пара стала візуально подвійною.
Затменно-подвійні
Буває, що площина звернення зірок навколо їхнього загального центру мас проходить або майже проходить через око спостерігача. Орбіти зірок такої системи розташовані як би ребром до нас. Тут зірки будуть періодично затьмарювати один одного, блиск всієї пари з тим самим періодом змінюватиметься. Цей тип подвійних називається затемнено-подвійними. Якщо ж говорити про змінність зірки, то таку зірку називають затемнено-змінною, що також вказує на її двоїстість. Найпершою відкритою і найвідомішою подвійною такого типу є зірка Алголь (Око Диявола) у сузір'ї Персея.
Спектрально подвійні
Подвійність визначається щодо спектра зірки, у якому помічаються періодичні зміщення ліній поглинання чи видно, що лінії є подвійними, у чому грунтується висновок про двоїстості зірки.
До систем подвійних зірок застосовні закон всесвітнього
Тяжіння і узагальнені Ньютоном закони Кеплера. Це дозволяє оцінити масу зірок у подвійних системах.
За третім законом Кеплера можна написати пропорцію
де m 1 і m 2 – маси двох зірок, які мають період обігу Р ,
А – велика піввісь орбіти зірки, що обертається навколо іншої зірки.
Маси М та m– маси Сонця та Землі, Т= 1 рік, а – відстань Землі до Сонця.
Ця формула дає суму мас компонент подвійної зірки, тобто. членів цієї системи.
Змінні зірки
Змінні зірки – це зірки, блиск яких змінюється, іноді із правильною періодичністю. Змінних зірок на небі чимало. Нині їх відомо понад 30 тисяч.
Багато хто з них цілком доступні спостереженню в малі та середнього розміру
оптичні прилади – бінокль, зорову трубу чи шкільний телескоп.
Амплітуда та період змінної зірки
Фізичними змінними називаються зірки, які змінюють свою світність у результаті фізичних процесів, що відбуваються в самій зірці.
Такі зірки можуть і не мати постійної кривої блиску.
Першу пульсуючу змінну відкрив у 1596 році Фібриціус
у сузір'ї Кіта. Він назвав її Мірою, що означає «чудова, дивовижна».
У максимумі Світу добре видно неозброєним оком, її видима зоряна
величина 2 m , у період мінімуму вона зменшується до 10 m і видно тільки телескоп.
Середній період змінності Світи Китаю 332 доби.
Цефеїдами називаються пульсуючі зірки високої світності, названі так на ім'я однієї з перших відкритих змінних зірок - Цефея.
Це жовті надгіганти спектральних класів F і G, маса яких перевершує масу Сонця у кілька разів.
У ході еволюції цефеїди набувають особливої структури.
На певній глибині виникає шар, який акумулює енергію, що надходить із ядра зірки, та був віддає її.
Цефеїди періодично стискуються, температура цефеїд зростає,
зменшується радіус. Потім площа поверхні
зростає, її температура зменшується, що викликає загальну зміну блиску.
Цефеїди відіграють особливу роль астрономії.
У 1908 році Генрієтта Лівітт, вивчаючи цефеїди в Малій Магеллановій Хмарі, помітила, що менше видима зіркова величина цефеїди,
тим більше період зміни її блиску.
Велика Магелланова Хмара
Мале Магелланова Хмара
Генрієтта Лівітт
Зірка, що збільшує свій блиск у тисячі і мільйони разів за кілька годин, а потім тьмяніє, що приходить до свого первісного блиску, називається новою.
Нова виникає у тісних подвійних системах, у яких один із компонентів подвійної системи – білий карлик або нейтронна зірка.
Коли на поверхні білого карлика (на нейтронній зірці) накопичується критична
маса речовини, відбувається термоядерний вибух, що зриває з зірки оболонку
і збільшує її світність у тисячі разів.
Туманність після вибуху
Нової у сузір'ї Лебедя
1992 року видно як
маленька червона цятка
трохи вище за середину
фотографії.
Нові зірки – це змінні зірки, що вибухають.
Залишок нової зірки GK Персея
Надновиминазиваються зірки, що раптово вибухають і досягають
у максимумі абсолютної зоряної величини від -11 m до -21 m.
Світність наднової зірки зростає в десятки мільйонів разів, що може перевищувати світність всієї галактики.
Спалахи наднових – один із найпотужніших катастрофічних природних процесів.
Величезне виділення енергії (така кількість енергії Сонце виробляє за мільярди років) супроводжує вибух наднової.
Наднова зірка може випромінювати більше, ніж усі зірки галактики разом узяті.
Наднова 1987A у Великій Магеллановій Хмарі розташована там,
де на старих фотографіях була лише зірочка 12-ї величини.
Її величина в максимумі досягла 2,9 м,
що дозволяло легко спостерігати наднову неозброєним оком.
Щільне ядро колапсує, захоплюючи у вільне падіння до центру
зовнішні шари зірки. Коли ядро сильно ущільнюється, його стиск припиняється,
і на верхні шари обрушується зустрічна ударна хвиля, а також виплескується
енергія великої кількості нейтрино. В результаті оболонка розлітається з
швидкістю 10 000 км/с, оголюючи нейтронну зірку чи темну діру.
При спалаху наднової виділяється енергія 1046 Дж.
Центр туманності Гама, що залишилася після вибуху наднової,
знаходиться в сузір'ї вітрил.
Надновий 1987A через 4 роки після спалаху.
Кільце газу, що світиться, в 1991 році досягло
1,37 світлового року у поперечнику.
Залишок Наднової 1987 року
через дванадцять років після спалаху
Найзнаменитіший залишок наднової у нашій Галактиці –
Крабоподібна туманність.
Це залишок спалаху наднового 1054 року.
З її дослідженням пов'язані найбільші віхи історія астрономії.
Крабоподібна туманність була першим джерелом космічного радіовипромінювання,
1949 року ототожненим з галактичним об'єктом.
На місці вибуху наднової зірки у Крабовидній туманності
утворилася нейтронна зірка
Нейтронна зірка легко помістилася б усередині Московської
кільцевої автодороги або Нью-Йорка
Зовнішньою оболонкою нейтронної зірки є кора, що складається з ядер заліза.
при температурі 10 5 -10 6 К. Весь решта об'єму, за винятком невеликий
області в центрі займає «нейтронна рідина». У центрі передбачається
наявність невеликого гіперонного ядра. Нейтрони підпорядковуються принципу Паулі.
За таких щільностей «нейтронна рідина» стає виродженою
і зупиняє подальший стиск нейтронної зірки.
Сірникова коробка з речовиною нейтронної зірки
важив би на Землі близько десяти мільярдів тонн
У 60-х роках XX століття зовсім випадково, при спостереженні з радіотелескопом,
який був призначений для вивчення мерехтінь космічних радіоджерел,
Джослін Белл, Ентоні Хьюїш та інші співробітники Кембриджського університету
Великій Британії виявили серії періодичних імпульсів.
Тривалість імпульсів була 0,3 секунди на частоті 81,5 МГц, які
повторювалися через напрочуд постійний час, через 1,3373011 секунди.
Мілісекундний пульсар PSR J1959+2048 у видимому діапазоні.
Імпульси перериваються на 50 хвилин кожні 9 годин,
що вказує на те, що пульсар затьмарюється своєю зіркою-компаньйоном
Це було зовсім несхоже на звичайну хаотичну картину випадкових
нерегулярних мерехтіння.
З'явилося навіть припущення про позаземну цивілізацію,
посилає Землю свої сигнали.
Тому для цих сигналів ввели позначення LGM
(Скорочення від англійського little green men «маленькі зелені чоловічки»).
Були серйозні спроби
розпізнати який-небудь код у
прийняті імпульси.
Це виявилося неможливим, хоча,
як розповідають, до справи були
залучені самі
кваліфіковані спеціалісти
по шифрувальній техніці.
Пульсари у ММО
Через півроку виявили ще три подібні пульсуючі радіоджерела.
Стало очевидним, що джерела випромінювання є природними небесними
тілами. Вони отримали назву пульсари.
За відкриття та інтерпретацію радіовипромінювання пульсарів Ентоні Хьюїшу
було присуджено Нобелівську премію з фізики.
Модель пульсара
