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El brillo de algunas estrellas no es constante y cambia durante ciertos períodos de tiempo, desde horas hasta semanas o incluso un año. El brillo de una estrella variable se puede determinar por comparación con las estrellas circundantes que tienen un brillo constante. La razón principal del brillo variable es el cambio en el tamaño de la estrella debido a su inestabilidad. Las más conocidas son las estrellas pulsantes de la clase Cefeida, llamadas así por su prototipo, la estrella Delta Cefei. Estas son supergigantes amarillas que pulsan cada pocos días o semanas, cambiando su brillo como resultado.
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La importancia de este tipo de estrellas para los astrónomos es que su período de pulsación está directamente relacionado con el brillo: las Cefeidas más brillantes tienen el período de pulsación más largo. Por lo tanto, al observar el período de pulsación de las Cefeidas, se puede determinar con precisión su brillo. Al comparar el brillo calculado con el brillo de la estrella vista desde la Tierra, podemos determinar qué tan lejos está de nosotros. Las cefeidas son relativamente raras. El tipo más numeroso de estrellas variables son las gigantes y supergigantes rojas; todas son variables hasta cierto punto, pero no tienen una periodicidad tan clara como las Cefeidas. El ejemplo más conocido de una gigante roja volátil es el Ceti omicron, conocido como Mira. Los cambios en algunas estrellas rojas variables, como la supergigante Betelgeuse, no tienen regularidad.
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Las estrellas binarias eclipsantes pertenecen a un tipo completamente diferente de estrellas variables. Se componen de dos estrellas con órbitas interconectadas; uno de ellos cierra periódicamente al otro de nosotros. Cada vez que una estrella eclipsa a otra, la luz que vemos del sistema de estrellas se debilita. La más famosa de ellas es la estrella Algol, también llamada Beta Perseus.
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La mayor impresión la producen las estrellas variables, cuyo brillo cambia repentinamente y, a menudo, con mucha fuerza. Se llaman novas y supernovas. Se cree que la nueva son dos estrellas muy juntas, una de las cuales es una enana blanca. La enana blanca extrae el gas de otra estrella, explota y la luz de la estrella aumenta miles de veces durante un tiempo. Cuando una nueva estrella explota, no colapsa. Se observaron explosiones de algunos nuevos más de una vez, y es posible que vuelvan a aparecer después de un tiempo. Las novas son a menudo las primeras en ser observadas por los astrónomos aficionados. Aún más espectaculares son las supernovas, cataclismos celestiales que significan la muerte de una estrella. Cuando una supernova explota, se rompe en pedazos y termina su existencia, brillando durante un tiempo millones de veces más fuerte que las estrellas ordinarias. Cuando explota una supernova, los desechos de la estrella quedan volando en el espacio exterior, como, por ejemplo, en la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro y en la Nebulosa del Velo en la constelación de Cygnus.
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Las supernovas son de dos tipos. Uno de ellos es la explosión de una enana blanca en una estrella binaria. Otro tipo es cuando una estrella muchas veces más grande que el Sol se vuelve inestable y explota. La última supernova en nuestra galaxia se observó en 1604, otra supernova hizo erupción y fue visible a simple vista en la Gran Nube de Magallanes en 1987.
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Estrellas binarias El Sol es una sola estrella. Pero a veces dos o más estrellas se encuentran cerca una de la otra y giran una alrededor de la otra. Se les llama estrellas dobles o múltiples. Hay muchos de ellos en la Galaxia. Entonces, la estrella Mizar en la constelación Ursa Major tiene un satélite: Alcor. Dependiendo de la distancia entre ellas, las estrellas binarias giran una alrededor de la otra rápida o lentamente, y el período de revolución puede variar desde varios días hasta muchos miles de años. Algunas estrellas binarias se vuelven hacia la Tierra por el borde del plano de su órbita, entonces una estrella eclipsa regularmente a la otra. Al mismo tiempo, el brillo general de las estrellas se debilita. Percibimos esto como un cambio en el brillo de la estrella. Por ejemplo, la "estrella del diablo" Algol en la constelación de Perseo se conoce desde la antigüedad como una estrella variable. Cada 69 horas -tal es el período de revolución de las estrellas en este sistema binario- hay un eclipse de una estrella más brillante por su vecina fría y menos brillante. Desde la Tierra, esto se percibe como una disminución de su brillo. Diez horas después, las estrellas divergen y el brillo del sistema vuelve a ser máximo.
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Las estrellas binarias son dos (a veces tres o más) estrellas que giran alrededor de un centro de gravedad común. Hay diferentes estrellas binarias: hay dos estrellas similares en un par, pero hay otras diferentes (por regla general, estas son una gigante roja y una enana blanca). Pero, independientemente de su tipo, estas estrellas se prestan más al estudio: para ellas, a diferencia de las estrellas ordinarias, al analizar su interacción, puede averiguar casi todos los parámetros, incluida la masa, la forma de las órbitas e incluso averiguar aproximadamente el características de las estrellas cercanas a ellos. Por regla general, estas estrellas tienen una forma algo alargada debido a la atracción mutua. Muchas de estas estrellas fueron descubiertas y estudiadas a principios de nuestro siglo por el astrónomo ruso S. N. Blazhko. Aproximadamente la mitad de todas las estrellas de nuestra Galaxia pertenecen a sistemas binarios, por lo que las estrellas binarias que orbitan una alrededor de la otra son un fenómeno muy común.
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Las estrellas binarias se mantienen unidas por la gravedad mutua. Ambas estrellas del sistema binario giran en órbitas elípticas alrededor de un cierto punto que se encuentra entre ellas y se llama el centro de gravedad de estas estrellas. Estos pueden considerarse puntos de apoyo si uno imagina las estrellas sentadas en un columpio para niños, cada una en su propio extremo de una tabla colocada sobre un tronco. Cuanto más lejos están las estrellas entre sí, más largas son sus trayectorias en las órbitas. La mayoría de las estrellas dobles están demasiado juntas para ser vistas individualmente, incluso con los telescopios más potentes. Si la distancia entre los socios es lo suficientemente grande, el período orbital se puede medir en años y, a veces, en un siglo entero o incluso más. Las estrellas binarias que se pueden ver por separado se llaman binarias visibles.
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Una binaria espectroscópica es un par de estrellas que están demasiado juntas para ser visibles a través de un telescopio; la existencia de una segunda estrella se revela analizando la luz con un espectroscopio.
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El movimiento de las estrellas. En el cielo, la longitud y la latitud son análogas a la ascensión recta y la declinación. La Ascensión Recta comienza en el punto donde el Sol cruza el ecuador celeste en dirección norte cada año. Este punto, llamado equinoccio de primavera, es la contraparte celeste del meridiano de Greenwich en la Tierra. La ascensión recta se mide hacia el este desde el equinoccio vernal en horas, de 0 a 24. Cada hora de ascensión recta se divide en 60 minutos y cada minuto se divide en 60 segundos. La declinación se define en grados al norte y al sur del ecuador celeste, desde 0 en el ecuador hasta +90° en el polo norte celeste y hasta -90° en el polo sur celeste. Los polos celestes están directamente sobre los polos de la Tierra, y el ecuador celeste corre directamente sobre la cabeza visto desde el ecuador de la Tierra. Por lo tanto, la posición de una estrella u otro objeto se puede determinar con precisión mediante la ascensión recta y la declinación, así como mediante las coordenadas de un punto en la superficie de la Tierra. Las cuadrículas en horas de ascensión recta y grados de declinación se trazan en los mapas estelares de este libro.
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Sin embargo, los cartógrafos espaciales enfrentan dos problemas que los cartógrafos terrestres no enfrentan. Primero, cada estrella se mueve lentamente en relación con las estrellas circundantes (el movimiento propio de la estrella). Con algunas excepciones, como la estrella de Barnard, este movimiento es tan lento que solo se puede determinar usando medidas especiales. Sin embargo, después de muchos miles de años, este movimiento conducirá a un cambio completo en la forma real de las constelaciones, algunas de las estrellas se moverán a las constelaciones vecinas. Algún día, los astrónomos tendrán que revisar la nomenclatura moderna de estrellas y constelaciones. El segundo problema es que la cuadrícula general se desplaza debido a la oscilación de la Tierra en el espacio, lo que se denomina precesión. Esto lleva al hecho de que el punto cero de la ascensión recta hace una revolución completa en el cielo en 26.000 años. Las coordenadas de todos los puntos del cielo van cambiando gradualmente, por lo que normalmente las coordenadas de los objetos celestes se dan para una fecha determinada.
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Estrellas binarias El Sol es una sola estrella. Pero a veces dos o más estrellas se encuentran cerca una de la otra y giran una alrededor de la otra. Se les llama estrellas dobles o múltiples. Hay muchos de ellos en la Galaxia. Entonces, la estrella Mizar en la constelación Ursa Major tiene un satélite: Alcor. Dependiendo de la distancia entre ellas, las estrellas binarias giran una alrededor de la otra rápida o lentamente, y el período de revolución puede variar desde varios días hasta muchos miles de años. Algunas estrellas binarias se vuelven hacia la Tierra por el borde del plano de su órbita, entonces una estrella eclipsa regularmente a la otra. Al mismo tiempo, el brillo general de las estrellas se debilita. Percibimos esto como un cambio en el brillo de la estrella. Por ejemplo, la "estrella del diablo" Algol en la constelación de Perseo se conoce desde la antigüedad como una estrella variable. Cada 69 horas -tal es el período de revolución de las estrellas en este sistema binario- hay un eclipse de una estrella más brillante por su vecina fría y menos brillante. Desde la Tierra, esto se percibe como una disminución de su brillo. Diez horas después, las estrellas divergen y el brillo del sistema vuelve a ser máximo.
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Doble estrellaDoble estrella, o sistema doble - sistema
de dos estrellas unidas gravitacionalmente,
girando en órbitas cerradas alrededor
centro de masa común. Estrellas dobles - muy
objetos comunes. Aproximadamente la mitad
de todas las estrellas de nuestra galaxia pertenece a
sistemas dobles.
circulación y distancia
entre las estrellas, a veces
se pueden determinar las masas
Componentes del sistema. Este
el método es prácticamente
requiere adicional
modelo
suposiciones, y por lo tanto
es uno de los principales
métodos de determinación de masa
en astrofísica. Por esto
razonar los sistemas duales,
cuyos componentes
son de color negro
huecos o neutrones
estrellas, representan
gran interés
para la astrofísica.
estrellas binarias visuales
La capacidad de observar una estrella como un binario visual.determinado por la resolución del telescopio,
la distancia a las estrellas y la distancia entre ellas. Asi que
Por lo tanto, las estrellas dobles visuales son principalmente
estrellas en la vecindad del Sol con una gran
período de revolución (consecuencia de la gran distancia
entre componentes).
Cuando observe una estrella binaria visual, mida
distancia entre componentes y ángulo de posición
líneas centrales, es decir, el ángulo entre
dirección al polo norte celeste y dirección
línea que conecta la estrella principal con su satélite.
Estrellas binarias interferométricas moteadas
Interferometría moteada, junto concon óptica adaptativa le permite lograr
límite de difracción de resolución estelar,
que a su vez permite descubrir
estrellas dobles Es decir, en esencia, los binarios interferométricos moteados son los mismos
el más visualmente doble. pero si en
método doble visual clásico
necesito conseguir dos por separado
imágenes, en este caso es necesario
analizar interferogramas moteados.
La interferometría moteada es efectiva para
binarios con un período de varias décadas
Estrellas dobles astrométricas
En el caso de las estrellas binarias visuales, vemosmoviendo dos objetos a través del cielo a la vez. Sin embargo,
si imaginamos que uno de los dos
los componentes no son visibles para nosotros por una u otra razón
razones, entonces la dualidad todavía es posible
detectar cambiando de posición en el cielo
segundo. En este caso, se habla de
estrellas binarias astrométricas.
estrellas binarias eclipsantes
Sucede que el plano orbitalinclinado a la línea de visión bajo muy
ángulo pequeño: órbitas de estrellas
tal sistema está ubicado como si
borde hacia nosotros. En tal sistema
las estrellas periódicamente
eclipsarse mutuamente, es decir, brillantez
Las parejas cambiarán. Doble
estrellas que se observan
tales eclipses se llaman
binario eclipsante o variable eclipsante. más famoso y
la primera estrella descubierta de tal
tipo es Algol (Ojo
Diablo) en la constelación de Perseo. Si hay de alta precisión
observaciones astrométricas, entonces
se puede suponer la dualidad
fijando la no linealidad del movimiento:
primera derivada de propio
movimiento y el segundo astrométrico
Las estrellas dobles se utilizan para
medidas de la masa de las enanas marrones
diferentes tipos espectrales
paradoja de algol
Esta paradoja fue formulada a mediados del siglo XX por soviéticos.astrónomos A. G. Masevich y P. P. Parenago, quienes convirtieron
atención a la discrepancia entre las masas de los componentes de Algol y su
etapa evolutiva. Según la teoría de la evolución estelar,
la tasa de evolución de una estrella masiva es mucho mayor que la de
estrellas con una masa comparable a la del sol, o un poco más.
Obviamente, los componentes de una estrella binaria formada en
al mismo tiempo, de ahí el componente masivo
debe evolucionar antes que el de baja masa.
Sin embargo, en el sistema Algol, el componente más masivo era
mas joven.
La explicación de esta paradoja está relacionada con el fenómeno del desbordamiento
masas en sistemas binarios cerrados y se propuso por primera vez
El astrofísico estadounidense D. Crawford. si un
suponer que en el curso de la evolución uno de los componentes
existe la posibilidad de transferir masa a un vecino, entonces
se quita la paradoja
masa de estrellas
La masa de todas las estrellas, sin excepción, es bastante alta.Esto explica la capacidad de sostener los planetas y
otros cuerpos celestes, porque cuanto mayor es la masa del cuerpo, mayor
su gravedad es más fuerte.
La masa afecta no solo la fuerza gravitatoria de una estrella, sino también
sus otras características. Por ejemplo, masa recta
proporcional a la presión y la temperatura en el centro de la estrella,
y estos dos parámetros son decisivos
Características de la estrella.
La masa directa de una estrella sólo se puede determinar por
la base de la ley de la gravitación universal. Sin embargo, esto
solo es posible para estrellas en sistemas binarios. Asi que
Se llama un par de estrellas que giran alrededor de un centro común. EN
en otros casos, las masas de las estrellas se calculan analizando
varias características indirectamente relacionadas con la masa.
Esto generalmente se hace usando la luminosidad de las estrellas,
proporcional a la masa.
La masa de las estrellas más ligeras es unas 10 veces menor
solar, y el más pesado unos 10 más de
Sol.
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ESTRELLAS DOBLES
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Tipos de estrellas dobles
Primero, averigüemos qué estrellas se llaman así. Descartemos inmediatamente el tipo de binarios que se llama "binarios ópticos". Se trata de parejas de estrellas que casualmente estaban una al lado de la otra en el cielo, es decir, en la misma dirección, pero en el espacio, de hecho, están separadas por grandes distancias. No consideraremos este tipo de dobles. Nos interesará la clase de estrellas físicamente binarias, es decir, estrellas realmente conectadas por interacción gravitacional.
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Posición del centro de masa
Físicamente, las estrellas binarias giran en elipses alrededor de un centro de masa común. Sin embargo, si contamos las coordenadas de una estrella con respecto a otra, resulta que las estrellas se mueven entre sí también en elipses. En esta figura, hemos tomado como origen una estrella azul más masiva. En tal sistema, el centro de masa (punto verde) describe una elipse alrededor de la estrella azul. Me gustaría advertir al lector contra la idea errónea común de que a menudo se supone que una estrella más masiva atrae a una estrella con una masa baja con más fuerza que viceversa. Dos objetos cualesquiera se atraen por igual. Pero un objeto con una gran masa es más difícil de mover. Y aunque una piedra que cae sobre la Tierra atrae a la Tierra con la misma fuerza que su Tierra, es imposible perturbar nuestro planeta con esta fuerza, y vemos cómo se mueve la piedra.
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Sin embargo, a menudo existen los llamados sistemas múltiples, con tres o más componentes. Sin embargo, el movimiento de tres o más cuerpos que interactúan es inestable. En un sistema de, digamos, tres estrellas, siempre es posible destacar un subsistema binario y una tercera estrella girando alrededor de este par. En un sistema de cuatro estrellas, puede haber dos subsistemas binarios que giran alrededor de un centro de masa común. En otras palabras, en la naturaleza, los sistemas múltiples estables siempre se reducen a sistemas de dos términos. La notoria Alfa Centauri, considerada por muchos como la estrella más cercana a nosotros, pertenece al sistema de tres estrellas, pero de hecho, el tercer componente débil de este sistema, Próxima Centauri, una enana roja, está más cerca. Las tres estrellas del sistema son visibles por separado debido a su proximidad. De hecho, a veces el hecho de que la estrella sea doble es visible a través de un telescopio. Estos binarios se denominan binarios visuales (¡no deben confundirse con los binarios ópticos!). Como regla, estos no son pares cercanos, las distancias entre las estrellas en ellos son grandes, mucho más grandes que sus propios tamaños.
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Brillo de estrellas dobles
A menudo, las estrellas en pares difieren mucho en brillo, una estrella opaca se ve eclipsada por una brillante. A veces, en tales casos, los astrónomos aprenden sobre la dualidad de una estrella por las desviaciones en el movimiento de una estrella brillante bajo la influencia de un compañero invisible de la trayectoria calculada para una sola estrella en el espacio. Estos pares se denominan binarios astrométricos. En particular, Sirius durante mucho tiempo perteneció a este tipo de doble, hasta que el poder de los telescopios permitió ver el satélite hasta ahora invisible: Sirius B. Este par se convirtió visualmente en doble. Sucede que el plano de revolución de las estrellas alrededor de su centro de masa común pasa o casi pasa por el ojo del observador. Las órbitas de las estrellas de tal sistema están, por así decirlo, inclinadas hacia nosotros. Aquí, las estrellas se eclipsarán periódicamente, el brillo de todo el par cambiará con el mismo período. Este tipo de binarios se denomina binarios eclipsantes. Si hablamos de la variabilidad de una estrella, esa estrella se llama variable eclipsante, lo que también indica su dualidad. El primer binario descubierto y más famoso de este tipo es la estrella Algol (Ojo del Diablo) en la constelación de Perseo.
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Estrellas binarias espectrales
El último tipo de binarios son los binarios espectroscópicos. Su dualidad se determina estudiando el espectro de la estrella, en el que se notan desplazamientos periódicos de las líneas de absorción o se ve que las líneas son dobles, en lo que se basa la conclusión sobre la dualidad de la estrella.
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¿Por qué son interesantes las estrellas dobles?
En primer lugar, hacen posible averiguar las masas de las estrellas, ya que se calcula de forma más fácil y fiable a partir de la interacción aparente de dos cuerpos. Las observaciones directas nos permiten averiguar el "peso" total del sistema, y si les sumamos las relaciones conocidas entre las masas de las estrellas y sus luminosidades, que se discutieron anteriormente en la historia sobre el destino de las estrellas, entonces podemos averiguar las masas de los componentes, probar la teoría. Las estrellas individuales no nos brindan esa oportunidad. Además, como también se mencionó anteriormente, el destino de las estrellas en dichos sistemas puede ser sorprendentemente diferente del destino de las mismas estrellas individuales. Los pares celestes, cuyas distancias son grandes en comparación con el tamaño de las estrellas mismas, en todas las etapas de sus vidas viven de acuerdo con las mismas leyes que las estrellas individuales, sin interferir entre sí. En este sentido, su dualidad no aparece de ninguna manera.
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Parejas cercanas: el primer intercambio de masas
Las estrellas binarias nacen juntas de la misma nebulosa de gas y polvo, tienen la misma edad, pero a menudo masas diferentes. Ya sabemos que las estrellas más masivas viven "más rápido", por lo tanto, una estrella más masiva superará a su par en el proceso de evolución. Se expandirá, convirtiéndose en un gigante. En este caso, el tamaño de la estrella puede llegar a ser tal que la materia de una estrella (hinchada) comenzará a fluir hacia otra. Como consecuencia, la masa de la estrella inicialmente más ligera puede llegar a ser mayor que la de la inicialmente pesada. Además, obtendremos dos estrellas de la misma edad, y la estrella más masiva todavía está en la secuencia principal, es decir, la fusión del helio a partir del hidrógeno continúa en su centro, y la estrella más ligera ya ha agotado su hidrógeno, un helio. núcleo se ha formado en él. Recuerde que en un mundo de estrellas individuales esto no puede suceder. Por la discrepancia entre la edad de la estrella y su masa, este fenómeno se denomina paradoja de Algol, en honor a la misma binaria eclipsante. La estrella Beta Lyra es otro par que está experimentando un intercambio masivo en este momento.
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La materia de la estrella hinchada, que fluye hacia el componente menos masivo, no cae sobre ella inmediatamente (esto se ve obstaculizado por la rotación mutua de las estrellas), sino que primero forma un disco giratorio de materia alrededor de la estrella más pequeña. Las fuerzas de fricción en este disco reducirán la velocidad de las partículas de materia y se asentarán en la superficie de la estrella. Tal proceso se llama acreción, y el disco resultante se llama acreción. Como resultado, una estrella inicialmente más masiva tiene una composición química inusual: todo el hidrógeno en sus capas externas fluye hacia otra estrella, y solo queda un núcleo de helio con impurezas de elementos más pesados. Tal estrella, llamada estrella de helio, evoluciona rápidamente para formar una enana blanca o una estrella relativista, dependiendo de su masa. Al mismo tiempo, se produjo un cambio importante en el sistema binario en su conjunto: la estrella inicialmente más masiva dio paso a este liderazgo.
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Segundo intercambio de masa
En los sistemas binarios, también hay púlsares de rayos X que emiten en un rango de longitud de onda de mayor energía. Esta radiación está asociada con la acumulación de materia cerca de los polos magnéticos de una estrella relativista. La fuente de acumulación son las partículas del viento estelar emitidas por la segunda estrella (la naturaleza del viento solar es la misma). Si la estrella es grande, el viento estelar alcanza una densidad importante, la energía de radiación de un púlsar de rayos X puede alcanzar cientos y miles de luminosidades solares. Un púlsar de rayos X es la única forma de detectar indirectamente un agujero negro que, como recordamos, no se puede ver. Sí, y una estrella de neutrones es el objeto más raro para la observación visual. Esto está lejos de todo. La segunda estrella también se hinchará tarde o temprano, y el asunto comenzará a fluir hacia el vecino. Y este ya es el segundo intercambio de materia en el sistema binario. Habiendo alcanzado un gran tamaño, la segunda estrella comienza a "devolver" lo que se tomó durante el primer intercambio.
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Si aparece una enana blanca en el lugar de la primera estrella, entonces, como resultado del segundo intercambio, pueden ocurrir destellos en su superficie, que observamos como nuevas estrellas. En un momento, cuando ha caído demasiado material sobre la superficie de una enana blanca muy caliente, la temperatura del gas cerca de la superficie aumenta bruscamente. Esto provoca una explosión explosiva de reacciones nucleares. La luminosidad de la estrella aumenta significativamente. Dichos brotes pueden repetirse, y ya se les llama brotes nuevos repetidos. Los estallidos repetidos son más débiles que los primeros, por lo que la estrella puede aumentar su brillo decenas de veces, lo que observamos desde la Tierra como la aparición de una "nueva" estrella.
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Otro resultado en un sistema de enana blanca es una explosión de supernova. Como resultado del flujo de materia de la segunda estrella, la enana blanca puede alcanzar una masa límite de 1,4 masas solares. Si esto ya es una enana blanca de hierro, entonces no podrá mantener la contracción gravitatoria y explotará. Las explosiones de supernova en sistemas binarios son muy similares en brillo y desarrollo entre sí, ya que las estrellas de la misma masa siempre explotan: 1,4 solar. Recuérdese que en estrellas individuales esta masa crítica la alcanza el núcleo central de hierro, mientras que las capas exteriores pueden tener masas diferentes. En los sistemas binarios, como queda claro en nuestra narrativa, estas capas están casi ausentes. Es por eso que tales destellos tienen la misma luminosidad. Al notarlos en galaxias distantes, podemos calcular distancias mucho mayores que las que se pueden determinar usando paralaje estelar o cefeidas. La pérdida de una parte significativa de la masa de todo el sistema como resultado de la explosión de una supernova puede conducir a la desintegración de un sistema binario. La fuerza de atracción gravitatoria entre los componentes se reduce considerablemente y pueden volar separados debido a la inercia de su movimiento.
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Astronómicamente estrellas dobles
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El concepto de "estrellas dobles"
Las estrellas binarias son dos o más estrellas que giran en órbitas elípticas alrededor de un centro de masa común bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias. Aproximadamente la mitad de todas las "estrellas" son en realidad sistemas binarios o múltiples, aunque muchas de ellas están ubicadas tan cerca que los componentes no pueden observarse por separado.
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Apertura
Como regla general, las estrellas dobles en el cielo se detectan visualmente por un cambio en el brillo aparente (pueden confundirse con las Cefeidas) y la proximidad entre sí. A veces sucede que dos estrellas se ven accidentalmente una al lado de la otra, pero en realidad están a una distancia considerable y no tienen un centro de gravedad común (es decir, estrellas ópticas binarias), sin embargo, esto es bastante raro.
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Tipos
Estas estrellas tienen una forma algo alargada debido a la atracción mutua. Muchas de estas estrellas fueron descubiertas y estudiadas a principios de nuestro siglo por el astrónomo ruso S. N. Blazhko. Aproximadamente la mitad de todas las estrellas de nuestra galaxia pertenecen a sistemas binarios, por lo que las estrellas binarias que orbitan una alrededor de la otra son un fenómeno muy común.
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Normalmente, las estrellas binarias físicas están unidas por fuerzas gravitatorias. Los componentes de una estrella binaria forman pares cercanos. Los periodos de revolución de los componentes de una estrella binaria no superan los cientos de años, a veces son mucho más cortos.
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estrellas binarias ópticas
Un ejemplo de una estrella binaria óptica, pero no están físicamente relacionadas entre sí. Según Mizar y Alcor, los antiguos griegos probaron la vigilancia del ojo. La distancia angular entre Mizar y Alcor es de 12 minutos, y la distancia lineal entre estas estrellas es de unas 17000 UA,
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A menudo, la dualidad de las estrellas puede detectarse por el cambio periódico de su brillo. La primera estrella variable eclipsante, Algol (β Perseo), fue descubierta por el astrónomo italiano Montanari en 1669. La curva de luz de Algol se repite cada 2 días, 20 horas y 49 minutos. En 1784, Goodryk descubrió la segunda estrella eclipsante, β Lyrae. Su período es de 12 días, 21 horas y 56 minutos y, a diferencia de Algol, el brillo cambia suavemente. Estrellas binarias eclipsantes Algoli
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Estrellas binarias cálidas
En un sistema de estrellas binarias estrechamente espaciadas, las fuerzas gravitatorias mutuas tienden a estirar cada una de ellas, para darle la forma de una pera. Alrededor de estas dos estrellas hay un área determinada en forma de ocho tridimensional, cuya superficie es un límite crítico. Estas dos figuras en forma de pera, cada una alrededor de su propia estrella, se llaman lóbulos de Roche. Si una de las estrellas crece tanto que llena su lóbulo de Roche, entonces la materia se precipita hacia la otra estrella en el punto donde se tocan las cavidades. A menudo, el material estelar no cae directamente sobre la estrella, sino que primero se arremolina en un vórtice, formando lo que se conoce como disco de acreción.
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estrellas de rayos x
Se han encontrado al menos 100 potentes fuentes de rayos X en la Galaxia. Según los astrónomos, la emisión de rayos X podría deberse a la caída de materia sobre la superficie de una pequeña estrella de neutrones. En los sistemas binarios con masas pequeñas, se forma un disco gaseoso alrededor de la estrella de neutrones. En el caso de los sistemas con masas grandes, el material se precipita directamente hacia la estrella de neutrones: su campo magnético lo succiona como un embudo. Son estos sistemas los que a menudo resultan ser púlsares de rayos X.
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Medición de parámetros de estrellas binarias
Si asumimos que la ley de la gravitación universal es constante en cualquier parte de nuestra galaxia, entonces es posible medir la masa de las estrellas binarias en base a las leyes de Kepler. Según la ley de Kepler III: donde m1 y m2 son las masas de las estrellas P es su período de revolución T es un año A es el semieje mayor de la órbita del satélite con respecto a la estrella principal a es la distancia de la Tierra a el sol. A partir de esta ecuación, puedes encontrar la suma de las masas de la estrella binaria, es decir, la masa del sistema. Sea M del sol = 1, teniendo en cuenta que M⊙>> M⊕, T = 1 año, y – 1 AU. Entonces considerando eso, obtenemos
