Popis prezentácie na jednotlivých snímkach:
1 snímka
Popis snímky:
2 snímka
Popis snímky:
Jas niektorých hviezd nie je stály a mení sa v určitých časových obdobiach – od hodín až po týždne či dokonca rok. Jas premennej hviezdy možno určiť porovnaním s okolitými hviezdami, ktoré majú konštantnú jasnosť. Hlavným dôvodom premenlivej jasnosti je zmena veľkosti hviezdy v dôsledku jej nestability. Najznámejšie sú pulzujúce hviezdy triedy Cepheid, pomenované podľa svojho prototypu, hviezda Delta Cephei. Sú to žlté supergianty, ktoré každých pár dní alebo týždňov pulzujú a v dôsledku toho menia svoj jas.
3 snímka
Popis snímky:
Význam takýchto hviezd pre astronómov spočíva v tom, že ich perióda pulzovania priamo súvisí s jasnosťou: najjasnejšie cefeidy majú najdlhšiu periódu pulzovania. Preto pozorovaním periódy pulzovania cefeíd je možné presne určiť ich jas. Porovnaním vypočítanej jasnosti s jasnosťou hviezdy pri pohľade zo Zeme môžeme určiť, ako ďaleko je od nás. Cefeidy sú pomerne zriedkavé. Najpočetnejším typom premenných hviezd sú červené obry a nadobry; všetky sú do určitej miery variabilné, ale nemajú takú jasnú periodicitu ako cefeidy. Najznámejším príkladom prchavého červeného obra je Ceti omicron, známy ako Mira. Zmeny v niektorých červených premenných hviezdach, ako je napríklad supergiant Betelgeuse, nemajú žiadnu pravidelnosť.
4 snímka
Popis snímky:
Zákrytové dvojhviezdy patria k úplne inému typu premenných hviezd. Pozostávajú z dvoch hviezd so vzájomne prepojenými dráhami; jeden z nich pravidelne zatvára druhý od nás. Zakaždým, keď jedna hviezda zažiari druhú, svetlo, ktoré vidíme zo systému hviezd, je oslabené. Najznámejšia z nich je hviezda Algol, nazývaná aj Beta Perseus.
5 snímka
Popis snímky:
Najväčší dojem vyvolávajú premenné hviezdy, ktorých jas sa mení náhle a často veľmi silno. Nazývajú sa novy a supernovy. Predpokladá sa, že nová sú dve blízko seba umiestnené hviezdy, z ktorých jedna je biely trpaslík. Plyn z inej hviezdy je odtiahnutý bielym trpaslíkom, exploduje a svetlo hviezdy sa na chvíľu zvýši tisíckrát. Keď nová hviezda vybuchne, nezrúti sa. Výbuchy niektorých nových boli pozorované viackrát a je možné, že sa po určitom čase opäť objavia nové. Novae sú často prvé, ktoré si amatérski astronómovia všimnú. Ešte veľkolepejšie sú supernovy – nebeské kataklizmy, ktoré znamenajú smrť hviezdy. Keď supernova vybuchne, rozpadne sa na kúsky a ukončí svoju existenciu, pričom na chvíľu bude blikať miliónkrát silnejšie ako bežné hviezdy. Tam, kde exploduje supernova, úlomky z hviezdy poletujú vo vesmíre, ako napríklad v Krabej hmlovine v súhvezdí Býka a v Závojovej hmlovine v súhvezdí Labuť.
6 snímka
Popis snímky:
Supernovy sú dvoch typov. Jedným z nich je výbuch bieleho trpaslíka v dvojhviezde. Iný typ je, keď sa hviezda mnohonásobne väčšia ako Slnko stane nestabilnou a exploduje. Posledná supernova v našej galaxii bola pozorovaná v roku 1604, ďalšia supernova vybuchla a bola viditeľná voľným okom vo Veľkom Magellanovom oblaku v roku 1987.
7 snímka
Popis snímky:
Binárne hviezdy Slnko je jedna hviezda. Ale niekedy sa dve alebo viac hviezd nachádza blízko seba a točí sa jedna okolo druhej. Nazývajú sa dvojité alebo viacnásobné hviezdy. V Galaxii je ich veľa. Takže hviezda Mizar v súhvezdí Veľkej medvedice má satelit - Alcor. V závislosti od vzdialenosti medzi nimi sa dvojhviezdy otáčajú okolo seba rýchlo alebo pomaly a doba revolúcie sa môže pohybovať od niekoľkých dní až po mnoho tisíc rokov. Niektoré dvojhviezdy sú otočené k Zemi okrajom roviny ich obežnej dráhy, potom jedna hviezda pravidelne prevyšuje druhú. Zároveň sa oslabuje celkový jas hviezd. Vnímame to ako zmenu jasu hviezdy. Napríklad „diabolská hviezda“ Algol v súhvezdí Perzeus je od pradávna známa ako premenná hviezda. Každých 69 hodín – taká je perióda revolúcie hviezd v tejto dvojhviezdnej sústave – dôjde k zatmeniu jasnejšej hviezdy jej chladným a menej jasným susedom. Zo Zeme je to vnímané ako pokles jej lesku. O desať hodín neskôr sa hviezdy rozchádzajú a jas systému je opäť maximálny.
8 snímka
Popis snímky:
Binárne hviezdy sú dve (niekedy tri alebo viac) hviezd, ktoré sa točia okolo spoločného ťažiska. Existujú rôzne dvojhviezdy: v páre sú dve podobné hviezdy, ale existujú rôzne hviezdy (spravidla ide o červeného obra a bieleho trpaslíka). Ale bez ohľadu na ich typ sú tieto hviezdy najvhodnejšie na štúdium: na rozdiel od bežných hviezd môžete analýzou ich interakcie zistiť takmer všetky parametre vrátane hmotnosti, tvaru obežných dráh a dokonca približne zistiť charakteristiky hviezd im blízkych. Tieto hviezdy majú spravidla trochu pretiahnutý tvar kvôli vzájomnej príťažlivosti. Mnoho takýchto hviezd objavil a študoval začiatkom nášho storočia ruský astronóm S. N. Blažko. Približne polovica všetkých hviezd v našej Galaxii patrí do binárnych systémov, takže dvojhviezdy obiehajúce okolo seba sú veľmi bežným javom.
9 snímka
Popis snímky:
Dvojhviezdy drží pohromade vzájomná gravitácia. Obe hviezdy dvojhviezdneho systému rotujú po eliptických dráhach okolo určitého bodu ležiaceho medzi nimi a nazývaného ťažisko týchto hviezd. Možno ich považovať za otočné body, ak si predstavíme hviezdy sediace na detskej hojdačke, každú na svojom konci dosky umiestnenej na polene. Čím sú hviezdy od seba ďalej, tým dlhšie trvajú ich dráhy na obežných dráhach. Väčšina dvojitých hviezd je príliš blízko pri sebe, aby ich bolo možné vidieť jednotlivo aj tými najvýkonnejšími ďalekohľadmi. Ak je vzdialenosť medzi partnermi dostatočne veľká, obežnú dobu možno merať v rokoch a niekedy aj na celé storočie alebo aj viac. Dvojhviezdy, ktoré možno vidieť oddelene, sa nazývajú viditeľné dvojhviezdy.
10 snímka
Popis snímky:
Spektroskopická dvojhviezda je dvojica hviezd, ktoré sú príliš blízko seba na to, aby boli viditeľné cez ďalekohľad; Existencia druhej hviezdy sa odhalí analýzou svetla spektroskopom.
11 snímka
Popis snímky:
Pohyb hviezd. Na oblohe sú zemepisná dĺžka a šírka analogické s rektascenciou a deklináciou. Rektascenzia začína v bode, kde Slnko každoročne prechádza cez nebeský rovník severným smerom. Tento bod, nazývaný jarná rovnodennosť, je nebeským náprotivkom Greenwichského poludníka na Zemi. Rektascenzia sa meria na východ od jarnej rovnodennosti v hodinách, od 0 do 24. Každá hodina rektascenzie je rozdelená na 60 minút a každá minúta je rozdelená na 60 sekúnd. Deklinácia je definovaná v stupňoch severne a južne od nebeského rovníka, od 0 na rovníku do +90° na severnom nebeskom póle a do -90° na južnom nebeskom póle. Nebeské póly sú priamo nad zemskými pólmi a nebeský rovník prebieha priamo nad hlavou pri pohľade zo zemského rovníka. Polohu hviezdy alebo iného objektu možno teda presne určiť rektascenciou a deklináciou, ako aj súradnicami bodu na povrchu Zeme. Mriežky v hodinách rektascenzie a stupňoch deklinácie sú zakreslené na hviezdnych mapách tejto knihy.
12 snímka
Popis snímky:
Vesmírni kartografi však čelia dvom problémom, ktorým pozemní kartografi nečelia. Po prvé, každá hviezda sa pohybuje pomaly vzhľadom na okolité hviezdy (správny pohyb hviezdy). Až na pár výnimiek, ako je Barnardova hviezda, je tento pohyb taký pomalý, že ho možno určiť len pomocou špeciálnych meraní. Tento pohyb však po mnohých tisíckach rokov povedie k úplnej zmene skutočného tvaru súhvezdí, časť hviezd sa presunie do susedných súhvezdí. Jedného dňa budú musieť astronómovia revidovať modernú nomenklatúru hviezd a súhvezdí. Druhým problémom je, že celková mriežka sa posúva v dôsledku kolísania Zeme vo vesmíre, čo sa nazýva precesia. To vedie k tomu, že nulový bod rektascenzie urobí úplnú revolúciu na oblohe za 26 000 rokov. Súradnice všetkých bodov na oblohe sa postupne menia, preto sa zvyčajne súradnice nebeských objektov uvádzajú k určitému dátumu.
snímka 1
Popis snímky:
snímka 2
Popis snímky:
snímka 3
Popis snímky:
snímka 4
Popis snímky:
snímka 5
Popis snímky:
snímka 6
Popis snímky:
Snímka 7
Popis snímky:
Binárne hviezdy Slnko je jedna hviezda. Ale niekedy sa dve alebo viac hviezd nachádza blízko seba a točí sa jedna okolo druhej. Nazývajú sa dvojité alebo viacnásobné hviezdy. V Galaxii je ich veľa. Takže hviezda Mizar v súhvezdí Veľkej medvedice má satelit - Alcor. V závislosti od vzdialenosti medzi nimi sa dvojhviezdy otáčajú okolo seba rýchlo alebo pomaly a doba revolúcie sa môže pohybovať od niekoľkých dní až po mnoho tisíc rokov. Niektoré dvojhviezdy sú otočené k Zemi okrajom roviny ich obežnej dráhy, potom jedna hviezda pravidelne prevyšuje druhú. Zároveň sa oslabuje celkový jas hviezd. Vnímame to ako zmenu jasu hviezdy. Napríklad „diabolská hviezda“ Algol v súhvezdí Perzeus je od pradávna známa ako premenná hviezda. Každých 69 hodín – taká je perióda revolúcie hviezd v tejto dvojhviezdnej sústave – dôjde k zatmeniu svetlejšej hviezdy jej chladným a menej jasným susedom. Zo Zeme je to vnímané ako pokles jej lesku. O desať hodín neskôr sa hviezdy rozchádzajú a jas systému je opäť maximálny.
Snímka 8
Popis snímky:
Snímka 9
Popis snímky:
Snímka 10
Popis snímky:
snímka 11
Popis snímky:
snímka 12
Double starDouble star, alebo double system - system
z dvoch gravitačne viazaných hviezd,
otáčajúce sa po uzavretých obežných dráhach
spoločné ťažisko. Dvojité hviezdy - veľmi
bežné predmety. Približne polovica
zo všetkých hviezd v našej galaxii patrí
dvojité systémy.
obehu a vzdialenosť
niekedy medzi hviezdami
hmotnosti sa dajú určiť
systémové komponenty. Toto
metóda je praktická
vyžaduje dodatočné
Model
predpoklady, a preto
je jedným z hlavných
metódy určovania hmotnosti
v astrofyzike. Týmto
dôvod duálnych systémov,
ktorých zložky
sú čierne
diery alebo neutrón
hviezdy, predstavujú
veľký záujem
pre astrofyziku.
vizuálne dvojhviezdy
Schopnosť pozorovať hviezdu ako vizuálnu dvojhviezduurčuje rozlišovacia schopnosť ďalekohľadu,
vzdialenosť ku hviezdam a vzdialenosť medzi nimi. Takže
Vizuálne dvojhviezdy sú teda hlavne
hviezd v okolí Slnka s veľmi veľkým
obdobie revolúcie (dôsledok veľkej vzdialenosti
medzi komponentmi).
Pri pozorovaní vizuálnej dvojhviezdy merajte
vzdialenosť medzi komponentmi a uhol polohy
stredové čiary, inými slovami, uhol medzi
smer k severnému nebeskému pólu a smer
línia spájajúca hlavnú hviezdu s jej satelitom.
Škvrnité interferometrické dvojhviezdy
Škvrnková interferometria spolu ss adaptívnou optikou umožňuje dosiahnuť
difrakčný limit hviezdneho rozlíšenia,
čo zase umožňuje objaviť
dvojité hviezdy. To znamená, že bodkované interferometrické dvojhviezdy sú v podstate rovnaké
najviac vizuálne dvojitý. Ale ak v
klasická vizuálna dvojitá metóda
treba dostať dve oddelené
obrázky, v tomto prípade je to nevyhnutné
analyzovať škvrnité interferogramy.
Škvrnková interferometria je účinná pre
dvojhviezdy s periódou niekoľkých desaťročí
Astrometrické dvojhviezdy
V prípade vizuálnych dvojhviezd vidímepohyb dvoch objektov po oblohe naraz. však
ak si predstavíme, že jeden z dvoch
komponenty nie sú pre nás viditeľné z jedného alebo druhého dôvodu
z dôvodov, potom je dualita stále možná
zistiť zmenou polohy na oblohe
druhý. V tomto prípade sa hovorí o
astrometrické dvojhviezdy.
zákrytové dvojhviezdy
Stáva sa, že orbitálna rovinanaklonený do zorného poľa pod veľmi
malý uhol: obežné dráhy hviezd
takýto systém sa nachádza ako keby
okraj smerom k nám. V takomto systéme
hviezdy budú pravidelne
sa navzájom zažiaria, to znamená brilantnosť
páry sa zmenia. Dvojité
hviezdy, ktoré sú pozorované
takéto zatmenia sa nazývajú
zákrytová dvojhviezda alebo zákrytová premenná. najznámejší a
prvá objavená hviezda takého
typ je Algol (oko
Diabol) v súhvezdí Perzeus. Ak existuje vysoká presnosť
potom astrometrické pozorovania
možno predpokladať dualitu
oprava nelineárnosti pohybu:
prvý vlastný derivát
pohybová a druhá astrometrická
sa používajú dvojité hviezdy
merania hmotnosti hnedých trpaslíkov
rôzne spektrálne typy
Algolov paradox
Tento paradox sformuloval v polovici 20. storočia Sovietastronómovia A. G. Masevich a P. P. Parenago, ktorí sa obrátili
pozor na rozpor medzi hmotnosťami komponentov Algolu a ich
vývojové štádium. Podľa teórie hviezdneho vývoja
rýchlosť evolúcie masívnej hviezdy je oveľa väčšia ako rýchlosť vývoja
hviezdy s hmotnosťou porovnateľnou so Slnkom alebo o niečo viac.
Je zrejmé, že zložky dvojhviezdy vznikli v
v rovnakom čase, teda ten masívny komponent
sa musí vyvinúť skôr ako nízkohmotný.
Avšak v systéme Algol bol masívnejší komponent
mladší.
Vysvetlenie tohto paradoxu súvisí s fenoménom pretečenia
hmotnosti v blízkych binárnych systémoch a bol prvýkrát navrhnutý
Americký astrofyzik D. Crawford. Ak
predpokladať, že v priebehu evolúcie jedna zo zložiek
je tu možnosť prenesenia hmoty na suseda, teda
paradox je odstránený
hmotnosť hviezd
Hmotnosť všetkých hviezd bez výnimky je pomerne vysoká.To vysvetľuje schopnosť držať planéty a
iné nebeské telesá, pretože čím väčšia je hmotnosť telesa, tým
jeho gravitácia je silnejšia.
Hmotnosť ovplyvňuje nielen gravitačnú silu hviezdy, ale aj
jeho ďalšie vlastnosti. Napríklad hromadne rovno
úmerné tlaku a teplote v strede hviezdy,
a tieto dva parametre sú rozhodujúce
charakteristiky hviezdy.
Priama hmotnosť hviezdy sa dá určiť iba podľa
základ zákona univerzálnej gravitácie. Avšak, toto
možné len pre hviezdy v binárnych sústavách. Takže
Dvojica hviezd otáčajúcich sa okolo spoločného stredu sa nazýva. AT
v iných prípadoch sa hmotnosti hviezd vypočítavajú analýzou
rôzne charakteristiky nepriamo súvisiace s hmotnosťou.
Zvyčajne sa to robí pomocou svietivosti hviezd,
úmerné hmotnosti.
Hmotnosť najľahších hviezd je asi 10-krát menšia
slnečná, a najťažšia asi o 10 viac ako
Slnko.
snímka 1
DVOJITÉ HVIEZDY
snímka 2
Druhy dvojitých hviezd
Najprv zistíme, ktoré hviezdy sa tak nazývajú. Okamžite zahoďme typ dvojhviezd, ktorý sa nazýva „optické dvojhviezdy“. Ide o dvojice hviezd, ktoré sa náhodou ocitli na oblohe vedľa seba, teda rovnakým smerom, no v priestore ich v skutočnosti delia veľké vzdialenosti. Nebudeme uvažovať o tomto type dvojíc. Nás bude zaujímať trieda fyzikálne binárnych, teda hviezd skutočne spojených gravitačnou interakciou.
snímka 3
Poloha ťažiska
Fyzicky sa dvojhviezdy otáčajú po elipsách okolo spoločného ťažiska. Ak však spočítame súradnice jednej hviezdy voči druhej, ukáže sa, že hviezdy sa voči sebe pohybujú aj po elipsách. Na tomto obrázku sme ako pôvod vzali masívnejšiu modrú hviezdu. V takomto systéme ťažisko (zelená bodka) opisuje elipsu okolo modrej hviezdy. Chcel by som čitateľa varovať pred rozšírenou mylnou predstavou, že sa často predpokladá, že hmotnejšia hviezda priťahuje hviezdu s nízkou hmotnosťou silnejšie ako naopak. Akékoľvek dva predmety sa priťahujú rovnako. Ale objekt s veľkou hmotnosťou je ťažšie ustúpiť. A hoci kameň padajúci na Zem priťahuje Zem rovnakou silou ako jej Zem, nie je možné touto silou našu planétu vyrušiť a my vidíme, ako sa kameň pohybuje.
snímka 4
Často však existujú takzvané viacnásobné systémy s tromi alebo viacerými komponentmi. Pohyb troch alebo viacerých interagujúcich telies je však nestabilný. V systéme povedzme troch hviezd je vždy možné vyčleniť binárny podsystém a tretiu hviezdu rotujúcu okolo tohto páru. V systéme štyroch hviezd môžu existovať dva binárne podsystémy rotujúce okolo spoločného ťažiska. Inými slovami, v prírode sa stabilné viacnásobné systémy vždy redukujú na dvojčlenné systémy. Notoricky známa Alpha Centauri, mnohými považovaná za nám najbližšiu hviezdu, patrí do trojhviezdičkového systému, no v skutočnosti je bližšie tretí slabý komponent tohto systému – Proxima Centauri, červený trpaslík. Všetky tri hviezdy systému sú viditeľné oddelene kvôli ich blízkosti. Skutočne, niekedy je skutočnosť, že hviezda je dvojitá, viditeľná cez ďalekohľad. Takéto dvojhviezdy sa nazývajú vizuálne dvojhviezdy (nemýliť si s optickými dvojhviezdami!). Spravidla to nie sú blízke páry, vzdialenosti medzi hviezdami v nich sú veľké, oveľa väčšie ako ich vlastné veľkosti.
snímka 6
Lesk dvojitých hviezd
Hviezdy v pároch sa často veľmi líšia v lesku, matná hviezda je zatienená jasnou hviezdou. Niekedy sa v takýchto prípadoch astronómovia dozvedia o dualite hviezdy odchýlkami v pohybe jasnej hviezdy pod vplyvom neviditeľného spoločníka od trajektórie vypočítanej pre jednu hviezdu vo vesmíre. Takéto dvojice sa nazývajú astrometrické dvojhviezdy. Najmä Sirius dlho patril k tomuto typu dvojníka, kým sila ďalekohľadov neumožnila vidieť dovtedy neviditeľnú družicu – Sirius B. Táto dvojica sa stala vizuálne dvojkou. Stáva sa, že rovina rotácie hviezd okolo ich spoločného ťažiska prechádza alebo takmer prechádza okom pozorovateľa. Dráhy hviezd takejto sústavy sú akoby naklonené k nám. Tu sa budú hviezdy periodicky navzájom presvitať, jas celého páru sa bude meniť s rovnakou periódou. Tento typ dvojhviezd sa nazýva zákrytové dvojhviezdy. Ak hovoríme o premenlivosti hviezdy, tak takáto hviezda sa nazýva zákrytová premenná, čo naznačuje aj jej dualitu. Úplne prvou objavenou a najznámejšou dvojhviezdou tohto typu je hviezda Algol (Diablovo oko) v súhvezdí Perzeus.
Snímka 8
Spektrálne dvojhviezdy
Posledným typom dvojhviezd sú spektroskopické dvojhviezdy. Ich dualita je určená štúdiom spektra hviezdy, v ktorom sú zaznamenané periodické posuny absorpčných čiar alebo je vidieť, že čiary sú dvojité, na čom je založený záver o dualite hviezdy.
Snímka 9
Prečo sú dvojhviezdy zaujímavé?
Po prvé, umožňujú zistiť hmotnosti hviezd, pretože sa najľahšie a najspoľahlivejšie vypočítajú zo zdanlivej interakcie dvoch telies. Priame pozorovania nám umožňujú zistiť celkovú „hmotnosť“ sústavy a ak k nim pridáme známe vzťahy medzi hmotnosťami hviezd a ich svietivosťami, o ktorých sa hovorilo vyššie v príbehu o osude hviezd, potom môžeme zistiť hmotnosti komponentov, otestovať teóriu. Jednotlivé hviezdy nám takúto možnosť neposkytujú. Navyše, ako už bolo spomenuté vyššie, osud hviezd v takýchto systémoch môže byť nápadne odlišný od osudu tých istých jednotlivých hviezd. Nebeské páry, ktorých vzdialenosti sú veľké v porovnaní s veľkosťou samotných hviezd, žijú vo všetkých fázach svojho života podľa rovnakých zákonov ako jednotlivé hviezdy, bez toho, aby sa navzájom rušili. V tomto zmysle sa ich dualita nijako neprejavuje.
Snímka 10
Blízke páry: prvá výmena omší
Dvojhviezdy sa rodia spolu z rovnakej plynovej a prachovej hmloviny, majú rovnaký vek, no často aj rozdielnu hmotnosť. Už vieme, že hmotnejšie hviezdy žijú „rýchlejšie“, preto hmotnejšia hviezda v procese evolúcie predbehne svoju rovesníčku. Rozšíri sa a zmení sa na obra. V tomto prípade môže byť veľkosť hviezdy taká, že hmota z jednej hviezdy (opuchnutá) začne prúdiť do druhej. V dôsledku toho môže byť hmotnosť pôvodne ľahšej hviezdy väčšia ako pôvodne ťažká! Okrem toho získame dve hviezdy rovnakého veku a hmotnejšia hviezda je stále na hlavnej postupnosti, to znamená, že v jej strede pokračuje fúzia hélia z vodíka a ľahšia hviezda už spotrebovala svoj vodík, hélium. vytvorilo sa v ňom jadro. Pripomeňme, že vo svete jednotlivých hviezd sa to nemôže stať. Pre nezrovnalosť medzi vekom hviezdy a jej hmotnosťou sa tento jav nazýva Algolov paradox, na počesť tej istej zákrytovej dvojhviezdy. Hviezda Beta Lyra je ďalším párom, ktorý práve prechádza hromadnou výmenou.
snímka 11
Hmota z napuchnutej hviezdy, stekajúca na menej hmotnú zložku, na ňu nedopadne hneď (tomu bráni vzájomná rotácia hviezd), ale najskôr vytvorí okolo menšej hviezdy rotujúci disk hmoty. Trecie sily v tomto disku znížia rýchlosť častíc hmoty a tie sa usadia na povrchu hviezdy. Takýto proces sa nazýva akrecia a výsledný disk sa nazýva akrecia. Výsledkom je, že pôvodne hmotnejšia hviezda má nezvyčajné chemické zloženie: všetok vodík v jej vonkajších vrstvách prúdi k inej hviezde a zostáva len héliové jadro s nečistotami ťažších prvkov. Takáto hviezda, nazývaná héliová hviezda, sa v závislosti od jej hmotnosti rýchlo vyvíja a vytvára bieleho trpaslíka alebo relativistickú hviezdu. Zároveň sa v binárnom systéme ako celku udiala dôležitá zmena: pôvodne masívnejšia hviezda ustúpila tomuto vedeniu.
snímka 13
Druhá hromadná výmena
V binárnych systémoch existujú aj röntgenové pulzary emitujúce v rozsahu vlnových dĺžok s vyššou energiou. Toto žiarenie je spojené s narastaním hmoty v blízkosti magnetických pólov relativistickej hviezdy. Zdrojom narastania sú častice hviezdneho vetra emitované druhou hviezdou (povaha slnečného vetra je rovnaká). Ak je hviezda veľká, hviezdny vietor dosahuje výraznú hustotu, energia žiarenia röntgenového pulzaru môže dosiahnuť stovky a tisíce svietivostí Slnka. Röntgenový pulzar je jediný spôsob, ako nepriamo odhaliť čiernu dieru, ktorú, ako si pamätáme, nie je možné vidieť. Áno, a neutrónová hviezda je najvzácnejší objekt na vizuálne pozorovanie. Toto zďaleka nie je všetko. Aj druhá hviezda sa skôr či neskôr nafúkne a hmota začne prúdiť k susedovi. A toto je už druhá výmena hmoty v dvojkovej sústave. Po dosiahnutí veľkej veľkosti začne druhá hviezda „vracať“ to, čo bolo odobraté počas prvej výmeny.
Snímka 14
Ak sa na mieste prvej hviezdy objaví biely trpaslík, tak v dôsledku druhej výmeny môžu na jej povrchu vzniknúť vzplanutia, ktoré pozorujeme ako nové hviezdy. V jednom momente, keď na povrch veľmi horúceho bieleho trpaslíka dopadlo príliš veľa materiálu, teplota plynu pri povrchu prudko stúpne. To vyvoláva explozívny výbuch jadrových reakcií. Výrazne sa zvyšuje svietivosť hviezdy. Takéto ohniská sa môžu opakovať a už sa nazývajú opakované nové. Opakované výbuchy sú slabšie ako tie prvé, v dôsledku čoho môže hviezda niekoľkonásobne zvýšiť svoju jasnosť, čo zo Zeme pozorujeme ako vzhľad „novej“ hviezdy.
snímka 15
Ďalším výsledkom v systéme bieleho trpaslíka je výbuch supernovy. V dôsledku toku hmoty z druhej hviezdy môže biely trpaslík dosiahnuť obmedzujúcu hmotnosť 1,4 hmotnosti Slnka. Ak je to už železný biely trpaslík, potom nebude schopný udržať gravitačnú kontrakciu a vybuchne. Výbuchy supernov v binárnych systémoch sú si navzájom veľmi podobné v jasnosti a vývoji, pretože hviezdy s rovnakou hmotnosťou vždy explodujú - 1,4 slnečnej. Pripomeňme, že v jednotlivých hviezdach túto kritickú hmotnosť dosahuje centrálne železné jadro, zatiaľ čo vonkajšie vrstvy môžu mať rôzne hmotnosti. V binárnych systémoch, ako je zrejmé z nášho rozprávania, tieto vrstvy takmer chýbajú. Preto majú takéto blesky rovnakú svietivosť. Tým, že si ich všimneme vo vzdialených galaxiách, môžeme vypočítať vzdialenosti oveľa väčšie, ako je možné určiť pomocou hviezdnej paralaxy alebo cefeíd. Strata významnej časti hmoty celého systému v dôsledku výbuchu supernovy môže viesť k rozpadu dvojhviezdy. Sila gravitačnej príťažlivosti medzi komponentmi je značne znížená a môžu sa rozletieť v dôsledku zotrvačnosti ich pohybu.
snímka 16
Astronomicky dvojité hviezdy
snímka 2
Koncept "dvojitých hviezd"
Dvojhviezdy sú dve alebo viac hviezd, ktoré obiehajú po eliptických dráhach okolo spoločného ťažiska pod vplyvom gravitačných síl. Približne polovica všetkých „hviezd“ sú v skutočnosti binárne alebo viacnásobné systémy, hoci mnohé z nich sú umiestnené tak blízko, že jednotlivé zložky nemožno pozorovať oddelene.
snímka 3
Otvorenie
Dvojhviezdy na oblohe sa spravidla detegujú vizuálne zmenou zdanlivej jasnosti (možno zameniť s cefeidami) a vzájomnou blízkosťou. Niekedy sa stáva, že sú náhodne videné dve hviezdy vedľa seba, ale v skutočnosti sú v značnej vzdialenosti a nemajú spoločné ťažisko (t. j. optické dvojhviezdy), je to však dosť zriedkavé.
snímka 4
Druhy
Tieto hviezdy majú v dôsledku vzájomnej príťažlivosti trochu pretiahnutý tvar. Mnoho takýchto hviezd objavil a študoval začiatkom nášho storočia ruský astronóm S. N. Blažko. Asi polovica všetkých hviezd v našej Galaxii patrí do binárnych systémov, takže dvojhviezdy obiehajúce okolo seba sú veľmi bežným javom.
snímka 5
Normálne sú fyzické dvojhviezdy viazané gravitačnými silami. Zložky dvojhviezdy tvoria úzke páry. Obežné doby komponentov dvojhviezdy nepresahujú stovky rokov, niekedy sú oveľa kratšie.
snímka 6
optické dvojhviezdy
Príklad optickej dvojhviezdy, ale spolu fyzicky nesúvisia. Podľa Mizara a Alcora starí Gréci testovali bdelosť oka. Uhlová vzdialenosť medzi Mizar a Alcor je 12 minút a lineárna vzdialenosť medzi týmito hviezdami je asi 17 000 AU,
Snímka 7
Dualitu hviezd možno často zistiť periodickou zmenou ich jasnosti. Prvú zákrytovú premennú hviezdu Algol (β Perseus) objavil taliansky astronóm Montanari v roku 1669. Algolova svetelná krivka sa opakuje každé 2 dni, 20 hodín a 49 minút. V roku 1784 objavil Goodryk druhú zákrytovú hviezdu, β Lyrae. Jeho perióda je 12 dní 21 hodín a 56 minút a na rozdiel od Algolu sa jas mení plynulo. Zákrytové dvojhviezdy Algoli
Snímka 8
Teplé dvojhviezdy
V systéme blízko seba umiestnených dvojhviezd majú vzájomné gravitačné sily tendenciu napínať každú z nich a dať jej tvar hrušky. Okolo týchto dvoch hviezd je určitá oblasť vo forme trojrozmernej osmičky, ktorej povrch je kritickou hranicou. Tieto dve postavy v tvare hrušiek, každá okolo svojej vlastnej hviezdy, sa nazývajú Roche laloky. Ak jedna z hviezd narastie natoľko, že vyplní svoj Rocheov lalok, potom sa hmota z nej ponáhľa k druhej hviezde v bode, kde sa dutiny dotýkajú. Hviezdny materiál často nepadá priamo na hviezdu, ale najskôr sa rozvíri vo vortexe, čím sa vytvorí takzvaný akrečný disk.
Snímka 9
röntgenové hviezdy
V Galaxii sa našlo najmenej 100 výkonných zdrojov röntgenového žiarenia. Podľa astronómov by emisiu röntgenového žiarenia mohla spôsobiť hmota dopadajúca na povrch malej neutrónovej hviezdy. V binárnych systémoch s malými hmotnosťami sa okolo neutrónovej hviezdy vytvára plynný disk.V prípade systémov s veľkými hmotnosťami sa materiál rúti priamo k neutrónovej hviezde - jej magnetické pole ho nasáva ako lievik. Práve tieto systémy sa často ukážu ako röntgenové pulzary.
Snímka 10
Meranie parametrov dvojhviezd
Ak predpokladáme, že zákon univerzálnej gravitácie je konštantný v ktorejkoľvek časti našej galaxie, potom je možné zmerať hmotnosť dvojhviezd na základe Keplerovych zákonov. Podľa Keplerovho zákona III: kde m1 a m2 sú hmotnosti hviezd P je doba ich otáčania T je jeden rok A je hlavná poloos obežnej dráhy satelitu vzhľadom na hlavnú hviezdu a je vzdialenosť od Zeme k slnko. Z tejto rovnice môžete nájsť súčet hmotností dvojhviezdy, teda hmotnosti systému. Nech M slnka = 1, berúc do úvahy, že M⊙>> M⊕, T = 1 rok a – 1 AU. Potom, vzhľadom na to, dostaneme
