Opis prezentacije na pojedinačnim slajdovima:
1 slajd
Opis slajda:
2 slajd
Opis slajda:
Svjetlina nekih zvijezda nije konstantna i mijenja se u određenim vremenskim razdobljima – od sati do tjedana ili čak godine. Svjetlost promjenjive zvijezde može se odrediti usporedbom s okolnim zvijezdama koje su konstantnog sjaja. Glavni razlog promjenjive svjetline je promjena veličine zvijezde zbog njezine nestabilnosti. Najpoznatije su pulsirajuće zvijezde klase Cefeida, nazvane po svom prototipu, zvijezdi Delta Cephei. To su žuti superdivi koji pulsiraju svakih nekoliko dana ili tjedana, mijenjajući svoju svjetlinu kao rezultat.
3 slajd
Opis slajda:
Važnost takvih zvijezda za astronome je u tome što je njihovo razdoblje pulsiranja izravno povezano sa sjajem: najsjajnije Cefeide imaju najduže razdoblje pulsiranja. Stoga se promatranjem razdoblja pulsiranja cefeida može točno odrediti njihova svjetlina. Usporedbom izračunate svjetlosti sa sjajem zvijezde gledano sa Zemlje, možemo odrediti koliko je udaljena od nas. Cefeidi su relativno rijetki. Najbrojniji tip promjenjivih zvijezda su crveni divovi i superdivovi; svi su do neke mjere promjenjivi, ali nemaju tako jasnu periodičnost kao Cefeide. Najpoznatiji primjer hlapljivog crvenog diva je Ceti omikron, poznat kao Mira. Promjene nekih crvenih varijabilnih zvijezda, kao što je superdiv Betelgeuse, nemaju pravilnost.
4 slajd
Opis slajda:
Pomrčine dvojne zvijezde pripadaju sasvim drugoj vrsti varijabilnih zvijezda. Sastoje se od dvije zvijezde s međusobno povezanim orbitama; jedan od njih povremeno zatvara drugog od nas. Svaki put kada jedna zvijezda zasjaji drugu, svjetlost koju vidimo iz sustava zvijezda je oslabljena. Najpoznatija od njih je zvijezda Algol, također nazvana Beta Perseus.
5 slajd
Opis slajda:
Najveći dojam ostavljaju promjenjive zvijezde čiji se sjaj mijenja naglo i često vrlo snažno. Zovu se nove i supernove. Vjeruje se da su nova dvije blisko raspoređene zvijezde, od kojih je jedna bijeli patuljak. Bijeli patuljak povuče plin s druge zvijezde, eksplodira, a svjetlost zvijezde se na neko vrijeme poveća tisućama puta. Kada nova zvijezda eksplodira, ona se ne urušava. Eksplozije nekih novih zabilježene su više puta, a moguće je da se nove pojave opet nakon nekog vremena. Nove su često prve koje zapažaju astronomi amateri. Još su spektakularnije supernove – nebeske kataklizme koje znače smrt zvijezde. Kada supernova eksplodira, raspada se u komadiće i završava svoje postojanje, bljeskajući neko vrijeme milijune puta jače od običnih zvijezda. Tamo gdje dolazi do eksplozije supernove, krhotine zvijezde ostaju letjeti u svemiru, kao, na primjer, u Rakovici u zviježđu Bik i u maglici Veo u zviježđu Labud.
6 slajd
Opis slajda:
Supernove su dvije vrste. Jedna od njih je eksplozija bijelog patuljka u binarnoj zvijezdi. Drugi tip je kada zvijezda mnogo puta veća od Sunca postane nestabilna i eksplodira. Posljednja supernova u našoj galaksiji opažena je 1604. godine, još jedna supernova je eruptirala i bila je vidljiva golim okom u Velikom Magellanovom oblaku 1987. godine.
7 slajd
Opis slajda:
Binarne zvijezde Sunce je jedna zvijezda. Ali ponekad se dvije ili više zvijezda nalaze blizu jedna drugoj i okreću se jedna oko druge. Zovu se dvostruke ili višestruke zvijezde. Ima ih puno u Galaksiji. Dakle, zvijezda Mizar u zviježđu Velikog medvjeda ima satelit - Alcor. Ovisno o udaljenosti između njih, binarne zvijezde kruže jedna oko druge brzo ili sporo, a period okretanja može varirati od nekoliko dana do više tisuća godina. Neke dvojne zvijezde okrenute su prema Zemlji rubom ravnine svoje orbite, tada jedna zvijezda redovito zasjaji drugu. Istovremeno, ukupni sjaj zvijezda slabi. To doživljavamo kao promjenu sjaja zvijezde. Na primjer, "vražja zvijezda" Algol u zviježđu Perzej od davnina je poznata kao promjenjiva zvijezda. Svakih 69 sati - takvo je razdoblje okretanja zvijezda u ovom binarnom sustavu - dolazi do pomrčine svjetlije zvijezde od strane njenog hladnog i manje svijetlog susjeda. Sa Zemlje se to doživljava kao smanjenje njenog sjaja. Deset sati kasnije, zvijezde se razilaze, a svjetlina sustava ponovno postaje maksimalna.
8 slajd
Opis slajda:
Binarne zvijezde su dvije (ponekad tri ili više) zvijezde koje se okreću oko zajedničkog centra gravitacije. Postoje različite binarne zvijezde: dvije su slične zvijezde u paru, ali postoje različite (u pravilu su to crveni div i bijeli patuljak). No, bez obzira na njihovu vrstu, ove su zvijezde najpogodnije za proučavanje: za njih, za razliku od običnih zvijezda, analizom njihove interakcije možete saznati gotovo sve parametre, uključujući masu, oblik orbita, pa čak i približno saznati karakteristike zvijezda koje su im bliske. U pravilu, ove zvijezde imaju nešto izdužen oblik zbog međusobne privlačnosti. Mnoge takve zvijezde je početkom našeg stoljeća otkrio i proučavao ruski astronom S. N. Blazhko. Otprilike polovica svih zvijezda u našoj Galaksiji pripada binarnim sustavima, tako da su binarne zvijezde koje kruže jedna oko druge vrlo česta pojava.
9 slajd
Opis slajda:
Binarne zvijezde se drže zajedno međusobnom gravitacijom. Obje zvijezde binarnog sustava rotiraju u eliptičnim orbitama oko određene točke koja leži između njih i naziva se težištem tih zvijezda. To se može smatrati točkama oslonca ako zamislimo zvijezde kako sjede na dječjoj ljuljački, svaka na svom kraju daske postavljene na balvan. Što su zvijezde udaljenije jedna od druge, njihov put u orbitama traje dulje. Većina dvostrukih zvijezda preblizu je jedna da bi ih se pojedinačno moglo vidjeti čak i najmoćnijim teleskopima. Ako je udaljenost između partnera dovoljno velika, orbitalni period se može mjeriti godinama, a ponekad i cijelim stoljećem ili čak i više. Binarne zvijezde koje se mogu vidjeti odvojeno nazivaju se vidljivim dvojnim zvijezdama.
10 slajd
Opis slajda:
Spektroskopski binarni par je par zvijezda koje su preblizu jedna drugoj da bi bile vidljive kroz teleskop; postojanje druge zvijezde otkriva se analizom svjetlosti spektroskopom.
11 slajd
Opis slajda:
Kretanje zvijezda. Na nebu, zemljopisna dužina i zemljopisna širina su analogni pravoj ascenziji i deklinaciji. Desno uzdizanje počinje na točki gdje Sunce svake godine prelazi nebeski ekvator u smjeru sjevera. Ova točka, nazvana proljetni ekvinocij, je nebeski pandan Greenwichkom meridijanu na Zemlji. Desna ascenzija se mjeri prema istoku od proljetnog ekvinocija u satima, od 0 do 24. Svaki sat pravog uspinjanja podijeljen je na 60 minuta, a svaka minuta je podijeljena na 60 sekundi. Deklinacija je definirana u stupnjevima sjeverno i južno od nebeskog ekvatora, od 0 na ekvatoru do +90° na sjevernom nebeskom polu i do -90° na južnom nebeskom polu. Nebeski polovi nalaze se izravno iznad Zemljinih polova, a nebeski ekvator prolazi izravno iznad glave gledano sa Zemljinog ekvatora. Dakle, položaj zvijezde ili drugog objekta može se točno odrediti pravim uzlaznom linijom i deklinacijom, kao i koordinatama točke na površini Zemlje. Mreže u satima pravog uspona i stupnjevima deklinacije ucrtane su na zvjezdane karte ove knjige.
12 slajd
Opis slajda:
Međutim, svemirski kartografi suočavaju se s dva problema koja kopneni kartografi nemaju. Prvo, svaka se zvijezda kreće polako u odnosu na okolne zvijezde (pravilno kretanje zvijezde). Uz nekoliko iznimaka, kao što je Barnardova zvijezda, ovo kretanje je toliko sporo da se može odrediti samo posebnim mjerenjima. Međutim, nakon mnogo tisuća godina, ovo kretanje će dovesti do potpune promjene stvarnog oblika zviježđa, neke od zvijezda će se preseliti u susjedna zviježđa. Jednog dana, astronomi će morati revidirati modernu nomenklaturu zvijezda i zviježđa. Drugi problem je što se ukupna mreža pomiče zbog Zemljinog titranja u svemiru, što se naziva precesija. To dovodi do činjenice da nulta točka pravog uspona napravi potpunu revoluciju na nebu za 26 000 godina. Koordinate svih točaka na nebu postupno se mijenjaju, pa se obično koordinate nebeskih objekata daju za određeni datum.
slajd 1
Opis slajda:
slajd 2
Opis slajda:
slajd 3
Opis slajda:
slajd 4
Opis slajda:
slajd 5
Opis slajda:
slajd 6
Opis slajda:
Slajd 7
Opis slajda:
Binarne zvijezde Sunce je jedna zvijezda. Ali ponekad se dvije ili više zvijezda nalaze blizu jedna drugoj i okreću se jedna oko druge. Zovu se dvostruke ili višestruke zvijezde. Ima ih puno u Galaksiji. Dakle, zvijezda Mizar u zviježđu Velikog medvjeda ima satelit - Alcor. Ovisno o udaljenosti između njih, binarne zvijezde kruže jedna oko druge brzo ili sporo, a period okretanja može varirati od nekoliko dana do više tisuća godina. Neke dvojne zvijezde okrenute su prema Zemlji rubom ravnine svoje orbite, tada jedna zvijezda redovito zasjaji drugu. Istovremeno, ukupni sjaj zvijezda slabi. To doživljavamo kao promjenu sjaja zvijezde. Na primjer, "vražja zvijezda" Algol u zviježđu Perzej od davnina je poznata kao promjenjiva zvijezda. Svakih 69 sati - takvo je razdoblje okretanja zvijezda u ovom binarnom sustavu - dolazi do pomrčine svjetlije zvijezde od strane njenog hladnog i manje svijetlog susjeda. Sa Zemlje se to doživljava kao smanjenje njenog sjaja. Deset sati kasnije, zvijezde se razilaze, a svjetlina sustava ponovno postaje maksimalna.
Slajd 8
Opis slajda:
Slajd 9
Opis slajda:
Slajd 10
Opis slajda:
slajd 11
Opis slajda:
slajd 12
Dvostruka zvijezdaDvostruka zvijezda, ili dvostruki sustav - sustav
od dvije gravitacijsko vezane zvijezde,
okrećući se u zatvorenim orbitama okolo
zajedničko središte mase. Dvostruke zvjezdice - vrlo
uobičajeni objekti. Otprilike polovica
od svih zvijezda u našoj galaksiji pripada
dvostruki sustavi.
cirkulacija i udaljenost
između zvijezda, ponekad
mase se mogu odrediti
komponente sustava. Ovaj
metoda je praktično
zahtijeva dodatne
model
pretpostavke, pa stoga
je jedan od glavnih
metode određivanja mase
u astrofizici. Po ovome
razumni dvojni sustavi,
čije komponente
su crne
rupe ili neutron
zvijezde, predstavljaju
veliki interes
za astrofiziku.
vizualne binarne zvijezde
Sposobnost promatranja zvijezde kao vizualne binarnostiodređena rezolucijom teleskopa,
udaljenost do zvijezda i udaljenost između njih. Tako
Dakle, vizualne dvostruke zvijezde su uglavnom
zvijezde u blizini Sunca s vrlo velikim
razdoblje revolucije (posljedica velike udaljenosti
između komponenti).
Kada promatrate vizualnu binarnu zvijezdu, mjerite
udaljenost između komponenti i kut položaja
središnje linije, drugim riječima, kut između
smjer prema sjevernom nebeskom polu i smjer
linija koja povezuje glavnu zvijezdu sa svojim satelitom.
Speckle interferometrijske binarne zvijezde
Speckle interferometrija, zajedno sas prilagodljivom optikom omogućuje postizanje
granica difrakcije zvjezdane rezolucije,
što pak omogućuje otkrivanje
dvostruke zvijezde. To jest, u biti, spekle interferometrijske binarne datoteke su iste
vizualno najviše dvostruko. Ali ako u
klasična vizualna dvostruka metoda
treba nabaviti dva odvojena
slike, u ovom slučaju je potrebno
analizirati spekle interferograme.
Speckle interferometrija je učinkovita za
binarne s razdobljem od nekoliko desetljeća
Astrometrijske dvostruke zvijezde
U slučaju vizualnih binarnih zvijezda, vidimopomičući dva objekta po nebu odjednom. Međutim,
zamislimo li da jedan od to dvoje
komponente nam iz ovog ili onog razloga nisu vidljive
razloga, onda je dualnost još uvijek moguća
otkriti promjenom položaja na nebu
drugi. U ovom slučaju se govori o
astrometrijske dvojne zvijezde.
pomračenje binarnih zvijezda
Događa se da orbitalna ravninanagnut na liniju vidokruga pod vrlo
mali kut: orbite zvijezda
takav se sustav nalazi kao da
rub prema nama. U takvom sustavu
zvijezde će povremeno
zasjeniti jedno drugo, odnosno sjaj
parovi će se promijeniti. Dvostruko
zvijezde koje se promatraju
takve se pomrčine nazivaju
eclipsing binary ili eclipsing varijabla. najpoznatiji i
prva otkrivena zvijezda takvih
tip je Algol (Oko
Đavo) u zviježđu Perzej. Ako postoje visoke preciznosti
astrometrijska promatranja, dakle
može se pretpostaviti dvojnost
fiksiranje nelinearnosti gibanja:
prva izvedenica od vlastitog
gibanje i drugi astrometrijski
dvostruke zvjezdice se koriste za
mjerenja mase smeđih patuljaka
različite spektralne vrste
Algol paradoks
Ovaj paradoks je sredinom 20. stoljeća formulirao Sovjetastronomi A. G. Masevich i P. P. Parenago, koji su se okrenuli
pozornost na nesklad između masa Algol komponenti i njihovih
evolucijski stadij. Prema teoriji zvjezdane evolucije,
brzina evolucije masivne zvijezde je mnogo veća od one kod
zvijezde s masom usporedivom sa suncem, ili malo više.
Očito su se komponente dvojne zvijezde formirale u
u isto vrijeme, dakle masivna komponenta
mora evoluirati ranije od one male mase.
Međutim, u sustavu Algol bila je masivnija komponenta
mlađi.
Objašnjenje ovog paradoksa povezano je s fenomenom prelijevanja
mase u bliskim binarnim sustavima i prvi je put predložen
američki astrofizičar D. Crawford. Ako je a
pretpostaviti da je tijekom evolucije jedna od komponenti
postoji mogućnost prenošenja mase na susjeda, dakle
paradoks je uklonjen
masa zvijezda
Masa svih zvijezda, bez iznimke, prilično je visoka.To objašnjava sposobnost držanja planeta i
druga nebeska tijela, jer što je veća masa tijela, to
njegova gravitacija je jača.
Masa ne utječe samo na gravitacijsku silu zvijezde, već i na
njegove druge karakteristike. Na primjer, masa ravno
proporcionalno tlaku i temperaturi u središtu zvijezde,
a ova dva parametra su odlučujuća
karakteristike zvijezda.
Izravnu masu zvijezde možemo odrediti samo pomoću
osnova zakona univerzalne gravitacije. Međutim, ovo
moguće samo za zvijezde u binarnim sustavima. Tako
Par zvijezda koji se okreću oko zajedničkog središta naziva se. NA
u drugim slučajevima, mase zvijezda se izračunavaju analizom
razne karakteristike neizravno povezane s masom.
To se obično radi pomoću sjaja zvijezda,
proporcionalno masi.
Masa najlakših zvijezda je oko 10 puta manja
solarni, a najteži oko 10 više od
Sunce.
slajd 1
DVOSTRUKE ZVIJEZDE
slajd 2
Vrste dvostrukih zvijezda
Prvo, otkrijmo koje se zvijezde tako zovu. Odmah odbacimo vrstu binarnih datoteka koja se naziva "optički binarni sustav". Riječ je o parovima zvijezda koji su se slučajno našli jedna pored druge na nebu, odnosno u istom smjeru, ali u svemiru su, zapravo, razdvojene velikim udaljenostima. Ovu vrstu parova nećemo razmatrati. Zanimat će nas klasa fizički binarnih, odnosno zvijezda koje su stvarno povezane gravitacijskom interakcijom.
slajd 3
Položaj središta mase
Fizički, binarne zvijezde rotiraju u elipsama oko zajedničkog centra mase. Međutim, ako prebrojimo koordinate jedne zvijezde u odnosu na drugu, ispada da se zvijezde gibaju jedna u odnosu na drugu također u elipsama. Na ovoj slici uzeli smo masivniju plavu zvijezdu kao ishodište. U takvom sustavu središte mase (zelena točka) opisuje elipsu oko plave zvijezde. Želio bih upozoriti čitatelja na uobičajenu zabludu da se često pretpostavlja da masivnija zvijezda jače privlači zvijezdu s malom masom nego obrnuto. Bilo koja dva objekta podjednako se privlače. Ali objekt velike mase teže je pomaknuti. I iako kamen koji pada na Zemlju privlači Zemlju istom silom kao i njena Zemlja, nemoguće je uznemiriti naš planet tom silom, a vidimo kako se kamen pomiče.
slajd 4
Često, međutim, postoje takozvani višestruki sustavi, s tri ili više komponenti. Međutim, gibanje tri ili više tijela u interakciji je nestabilno. U sustavu od, recimo, tri zvijezde uvijek je moguće izdvojiti binarni podsustav i treću zvijezdu koja se okreće oko tog para. U sustavu od četiri zvijezde mogu postojati dva binarna podsustava koji rotiraju oko zajedničkog središta mase. Drugim riječima, u prirodi se stabilni višestruki sustavi uvijek svode na dvočlane sustave. Zloglasna Alpha Centauri, koju mnogi smatraju najbližom zvijezdom nama, pripada sustavu s tri zvjezdice, ali zapravo je bliža treća slaba komponenta ovog sustava - Proxima Centauri, crveni patuljak. Sve tri zvijezde sustava vidljive su odvojeno zbog svoje blizine. Doista, ponekad je činjenica da je zvijezda dvostruka vidljiva kroz teleskop. Takve binarne datoteke nazivaju se vizualnim binarnim datotekama (ne treba ih brkati s optičkim binarnim datotekama!). U pravilu, to nisu bliski parovi, udaljenosti između zvijezda u njima su velike, mnogo veće od njihovih vlastitih veličina.
slajd 6
Sjaj dvostrukih zvijezda
Često se zvijezde u paru uvelike razlikuju po sjaju, dosadna zvijezda je zasjenjena svijetlom. Ponekad u takvim slučajevima astronomi saznaju o dualnosti zvijezde odstupanjima u kretanju svijetle zvijezde pod utjecajem nevidljivog suputnika od putanje izračunate za jednu zvijezdu u svemiru. Takvi se parovi nazivaju astrometrijski binarni. Konkretno, Sirius je dugo pripadao ovoj vrsti dvojnika, sve dok snaga teleskopa nije omogućila da se vidi dotad nevidljivi satelit - Sirius B. Ovaj je par postao vizualno dvostruk. Događa se da ravnina okretanja zvijezda oko njihovog zajedničkog središta mase prolazi ili gotovo prolazi kroz oko promatrača. Orbite zvijezda takvog sustava su takoreći okrenute prema nama. Ovdje će zvijezde povremeno zasjenjivati jedna drugu, svjetlina cijelog para će se mijenjati s istim razdobljem. Ova vrsta binarnih datoteka naziva se pomračujuće binarne datoteke. Ako govorimo o promjenjivosti zvijezde, onda se takva zvijezda naziva eklipsing varijabla, što također ukazuje na njenu dvojnost. Prva otkrivena i najpoznatija dvojnica ove vrste je zvijezda Algol (Vražje oko) u zviježđu Perzej.
Slajd 8
Spektralne dvojne zvijezde
Posljednja vrsta binarnih sustava su spektroskopske binarne datoteke. Njihova se dvojnost utvrđuje proučavanjem spektra zvijezde u kojem se uočavaju periodični pomaci apsorpcijskih linija ili se vidi da su linije dvostruke, na čemu se temelji zaključak o dualnosti zvijezde.
Slajd 9
Zašto su dvostruke zvijezde zanimljive?
Prvo, omogućuju određivanje mase zvijezda, budući da se to najlakše i najpouzdanije izračunava iz prividne interakcije dvaju tijela. Neposredna promatranja omogućuju nam da saznamo ukupnu "težinu" sustava, a ako im dodamo poznate odnose između masa zvijezda i njihovih luminoziteta, o kojima je bilo riječi u priči o sudbini zvijezda, tada možemo saznati mase komponenti, ispitati teoriju. Pojedinačne zvijezde nam ne pružaju takvu priliku. Osim toga, kao što je također spomenuto ranije, sudbina zvijezda u takvim sustavima može biti upadljivo različita od sudbine istih pojedinačnih zvijezda. Nebeski parovi, među kojima su udaljenosti velike u usporedbi s veličinom samih zvijezda, u svim fazama svog života žive po istim zakonima kao i pojedinačne zvijezde, ne miješajući se jedna u drugu. U tom smislu se ni na koji način ne pojavljuje njihova dvojnost.
Slajd 10
Bliski parovi: prva razmjena misa
Binarne zvijezde su rođene zajedno iz iste maglice plina i prašine, iste su dobi, ali često različite mase. Već znamo da masivnije zvijezde žive "brže", stoga će masivnija zvijezda u procesu evolucije prestići svog vršnjaka. Proširit će se, pretvarajući se u diva. U tom slučaju veličina zvijezde može postati takva da će materija s jedne zvijezde (nabubrene) početi teći u drugu. Kao posljedica toga, masa prvobitno lakše zvijezde može postati veća od početno teške! Osim toga, dobit ćemo dvije zvijezde iste starosti, a masivnija zvijezda je još uvijek na glavnom nizu, odnosno fuzija helija iz vodika se nastavlja u njenom središtu, a lakša zvijezda je već potrošila svoj vodik, helij u njemu je nastala jezgra. Podsjetimo da se u svijetu pojedinačnih zvijezda to ne može dogoditi. Zbog nesklada između starosti zvijezde i njezine mase, ovaj se fenomen naziva Algol paradoks, u čast iste pomrčine binarne. Zvijezda Beta Lyre još je jedan par koji je trenutno u masovnoj razmjeni.
slajd 11
Materija iz nabubrele zvijezde, tečeći na manje masivnu komponentu, ne pada na nju odmah (to je otežano međusobnom rotacijom zvijezda), već prvo formira rotirajući disk materije oko manje zvijezde. Sile trenja u ovom disku smanjit će brzinu čestica materije, te će se taložiti na površini zvijezde. Takav se proces naziva akrecija, a rezultirajući disk naziva se akrecija. Kao rezultat toga, u početku masivnija zvijezda ima neobičan kemijski sastav: sav vodik u njezinim vanjskim slojevima teče u drugu zvijezdu, a ostaje samo helijeva jezgra s nečistoćama težih elemenata. Takva zvijezda, nazvana helijeva zvijezda, brzo evoluira u bijelog patuljka ili relativističku zvijezdu, ovisno o svojoj masi. Istodobno se dogodila važna promjena u binarnom sustavu u cjelini: prvobitno masivnija zvijezda ustupila je mjesto ovom vodstvu.
slajd 13
Druga masovna razmjena
U binarnim sustavima postoje i rendgenski pulsari koji emitiraju u rasponu valnih duljina veće energije. Ovo zračenje je povezano s akrecijom tvari u blizini magnetskih polova relativističke zvijezde. Izvor akrecije su čestice zvjezdanog vjetra koje emitira druga zvijezda (priroda Sunčevog vjetra je ista). Ako je zvijezda velika, zvjezdani vjetar doseže značajnu gustoću, energija zračenja rendgenskog pulsara može doseći stotine i tisuće sunčevih svjetlina. Rentgenski pulsar jedini je način da se neizravno otkrije crna rupa, koja se, kao što se sjećamo, ne može vidjeti. Da, i neutronska zvijezda je najrjeđi objekt za vizualno promatranje. Ovo je daleko od svega. I druga zvijezda će prije ili kasnije nabubriti, a stvar će početi teći do susjeda. A ovo je već druga izmjena materije u binarnom sustavu. Postigavši veliku veličinu, druga zvijezda počinje "vraćati" ono što je snimljeno tijekom prve razmjene.
Slajd 14
Ako se na mjestu prve zvijezde pojavi bijeli patuljak, tada se kao rezultat druge izmjene mogu pojaviti bljeskovi na njezinoj površini, koje promatramo kao nove zvijezde. U jednom trenutku, kada je previše materijala koji je pao na površinu vrlo vrućeg bijelog patuljka, temperatura plina blizu površine naglo raste. To izaziva eksplozivnu eksploziju nuklearnih reakcija. Svjetlost zvijezde značajno raste. Takva se izbijanja mogu ponoviti, a već se nazivaju ponovljenim novim. Ponovljeni izljevi su slabiji od prvih, uslijed čega zvijezda može povećati svoj sjaj za desetke puta, što sa Zemlje promatramo kao pojavu "nove" zvijezde.
slajd 15
Drugi ishod u sustavu bijelog patuljaka je eksplozija supernove. Kao rezultat protoka tvari iz druge zvijezde, bijeli patuljak može doseći graničnu masu od 1,4 solarne mase. Ako je ovo već željezni bijeli patuljak, tada neće moći zadržati gravitacijsko skupljanje i eksplodiraće. Eksplozije supernove u binarnim sustavima vrlo su slične po svjetlini i razvoju jedna drugoj, budući da zvijezde iste mase uvijek eksplodiraju - 1,4 solarne. Podsjetimo da u pojedinačnim zvijezdama ovu kritičnu masu postiže središnja željezna jezgra, dok vanjski slojevi mogu imati različite mase. U binarnim sustavima, kao što je jasno iz našeg narativa, ti slojevi gotovo da i nema. Zato takvi bljeskovi imaju isti sjaj. Primjećujući ih u udaljenim galaksijama, možemo izračunati udaljenosti daleko veće od onih koje se mogu odrediti pomoću zvjezdane paralakse ili cefeida. Gubitak značajnog dijela mase cijelog sustava kao posljedica eksplozije supernove može dovesti do raspada binarne. Sila gravitacijskog privlačenja između komponenti uvelike je smanjena, te se mogu raspršiti zbog inercije svog kretanja.
slajd 16
Astronomski dvostruke zvijezde
slajd 2
Koncept "dvostrukih zvijezda"
Binarne zvijezde su dvije ili više zvijezda koje se okreću eliptičnim putanjama oko zajedničkog središta mase pod utjecajem gravitacijskih sila. Otprilike polovica svih "zvijezda" zapravo su binarni ili višestruki sustavi, iako se mnogi od njih nalaze tako blizu da se komponente ne mogu promatrati zasebno.
slajd 3
Otvor
U pravilu se dvostruke zvijezde na nebu otkrivaju vizualno promjenom prividnog sjaja (mogu se pomiješati s cefeidima) i međusobnom bliskom blizinom. Ponekad se dogodi da se dvije zvijezde slučajno vide jedna pored druge, a zapravo su na znatnoj udaljenosti i nemaju zajedničko težište (tj. optičke dvojne zvijezde), međutim, to je prilično rijetko.
slajd 4
Vrste
Ove zvijezde imaju donekle izduženi oblik zbog međusobne privlačnosti. Mnoge takve zvijezde je početkom našeg stoljeća otkrio i proučavao ruski astronom S. N. Blazhko. Otprilike polovica svih zvijezda u našoj Galaksiji pripada binarnim sustavima, tako da su binarne zvijezde koje kruže jedna oko druge vrlo česta pojava.
slajd 5
Obično su fizičke binarne zvijezde vezane gravitacijskim silama. Komponente dvojne zvijezde tvore bliske parove. Orbitalna razdoblja komponenti binarne zvijezde ne prelaze stotine godina, ponekad su mnogo kraća.
slajd 6
optičke dvojne zvijezde
Primjer optičke dvojne zvijezde, ali one nisu fizički povezane jedna s drugom. Prema Mizaru i Alcoru, stari Grci testirali su budnost oka. Kutna udaljenost između Mizara i Alcora je 12 minuta, a linearna udaljenost između ovih zvijezda je oko 17000 AJ,
Slajd 7
Često se dvojnost zvijezda može otkriti po periodičnoj promjeni njihova sjaja. Prvu promjenjivu zvijezdu u pomrčini, Algol (β Perseus), otkrio je talijanski astronom Montanari 1669. Algolova svjetlosna krivulja se ponavlja svaka 2 dana, 20 sati i 49 minuta. Godine 1784. Goodryk je otkrio drugu zvijezdu u pomrčini, β Lyrae. Njegov period je 12 dana 21 sat i 56 minuta, a za razliku od Algola, svjetlina se glatko mijenja. Pomračenje binarne zvijezde Algoli
Slajd 8
Tople binarne zvijezde
U sustavu blisko raspoređenih binarnih zvijezda, međusobne gravitacijske sile nastoje rastegnuti svaku od njih, dajući joj oblik kruške. Oko ove dvije zvijezde postoji određeno područje u obliku trodimenzionalne osmice, čija je površina kritična granica. Ove dvije figure u obliku kruške, svaka oko svoje zvijezde, zovu se Rocheovi režnjevi. Ako jedna od zvijezda naraste toliko da ispuni svoj Rocheov režanj, tada materija iz nje juri prema drugoj zvijezdi na mjestu gdje se šupljine dodiruju. Često zvjezdani materijal ne pada izravno na zvijezdu, već se prvo vrti u vrtlogu, tvoreći ono što je poznato kao akrecijski disk.
Slajd 9
rendgenske zvijezde
U Galaksiji je pronađeno najmanje 100 moćnih izvora X-zraka. Prema astronomima, emisiju X-zraka mogla bi uzrokovati tvar koja pada na površinu male neutronske zvijezde. U binarnim sustavima s malim masama oko neutronske zvijezde nastaje plinoviti disk.U slučaju sustava s velikim masama materijal juri izravno na neutronsku zvijezdu – njeno magnetsko polje je usisava kao lijevak. Upravo se ti sustavi često pokazuju kao rendgenski pulsari.
Slajd 10
Mjerenje parametara binarnih zvijezda
Ako pretpostavimo da je zakon univerzalne gravitacije konstantan u bilo kojem dijelu naše galaksije, tada je moguće izmjeriti masu binarnih zvijezda na temelju Keplerovih zakona. Prema Keplerovom III zakonu: gdje su m1 i m2 mase zvijezda P je njihov period okretanja T je jedna godina A je velika poluos orbite satelita u odnosu na glavnu zvijezdu a je udaljenost od Zemlje do sunce. Iz ove jednadžbe možete pronaći zbroj masa binarne zvijezde, odnosno mase sustava. Neka je M sunca = 1, uzimajući u obzir da je M⊙>> M⊕, T = 1 godina i – 1 AJ. Onda s obzirom na to, dobivamo
