Prezentacija sa dvostrukim zvjezdicama o fizici. Spektralno duplo. Koncept "dvostrukih zvijezda"
Slajd prezentacija
Tekst slajda:
Tekst slajda: Vrste dvostrukih zvijezda Prvo, hajde da saznamo koje se zvijezde tako nazivaju. Odmah odbacimo tip dvostrukih zvijezda koje se nazivaju "optičke dvostruke zvijezde". To su parovi zvijezda koji se slučajno nalaze u blizini na nebu, odnosno u istom smjeru, ali su u svemiru, zapravo, razdvojeni velikim udaljenostima. Nećemo razmatrati ovu vrstu dvojnika. Zanimat će nas klasa fizički binarnih zvijezda, odnosno zvijezda koje su istinski vezane gravitacijskom interakcijom.
Tekst slajda: Položaj centra mase Fizički, dvostruke zvijezde rotiraju u elipsama oko zajedničkog centra mase. Međutim, ako izmjerite koordinate jedne zvijezde u odnosu na drugu, ispada da se zvijezde kreću jedna u odnosu na drugu također u elipsama. Na ovoj slici uzeli smo masivnu plavu zvijezdu kao porijeklo. U takvom sistemu, centar mase (zelena tačka) opisuje elipsu oko plave zvezde. Želeo bih da upozorim čitaoca na uobičajenu zabludu da se često veruje da masivnija zvezda jače privlači zvezdu male mase nego obrnuto. Bilo koja dva objekta podjednako se privlače. Ali objekt velike mase je teže pomjeriti. I iako kamen koji pada na Zemlju privlači Zemlju istom silom kao i njena Zemlja, nemoguće je uznemiriti našu planetu ovom silom, a vidimo kako se kamen kreće.
Tekst slajda: Međutim, često postoje takozvani višestruki sistemi, sa tri ili više komponenti. Međutim, kretanje tri ili više tijela u interakciji je nestabilno. U sistemu od, recimo, tri zvezde, uvek se može razlikovati dvostruki podsistem i treća zvezda koja se okreće oko ovog para. U sistemu sa četiri zvezdice mogu postojati dva binarna podsistema koji kruže oko zajedničkog centra mase. Drugim riječima, u prirodi se stabilni višestruki sistemi uvijek svode na sisteme od dva pojma. Sistem od tri zvijezde uključuje dobro poznatu Alpha Centauri, koju mnogi smatraju najbližom zvijezdom nama, ali u stvari, treća slaba komponenta ovog sistema - Proxima Centauri, crveni patuljak - je bliža. Sve tri zvezde sistema su vidljive odvojeno zbog svoje blizine. Zaista, ponekad je činjenica da je zvijezda dvostruka vidljiva kroz teleskop. Takvi dvojnici se nazivaju vizualni dvojnici (ne treba ih brkati s optičkim dvojnicima!). U pravilu, to nisu bliski parovi; udaljenosti između zvijezda u njima su velike, mnogo veće od njihovih vlastitih veličina.
Tekst slajda:
Tekst slajda: Sjaj dvostrukih zvijezda Često se zvijezde u paru jako razlikuju po sjaju, pri čemu je tamna zvijezda zasjenjena sjajnom. Ponekad u takvim slučajevima astronomi saznaju o dualnosti zvijezde odstupanja u kretanju sjajne zvijezde pod utjecajem nevidljivog satelita od putanje u svemiru izračunate za jednu zvijezdu. Takvi parovi se nazivaju astrometrijski binarni. Konkretno, Sirijus je dugo bio klasifikovan kao ova vrsta binarnog, sve dok moć teleskopa nije omogućila da se razazna do tada nevidljivi satelit - Sirius B. Ovaj par je postao vizuelno dvostruk. Dešava se da ravan okretanja zvijezda oko njihovog zajedničkog centra mase prolazi ili gotovo prolazi kroz oko posmatrača. Orbite zvijezda takvog sistema nalaze se, takoreći, na rubu nas. Ovdje će se zvijezde povremeno pomračiti jedna drugu, a sjaj cijelog para će se mijenjati u istom periodu. Ova vrsta binarne datoteke naziva se pomračenjem binarnog sistema. Ako govorimo o promjenljivosti zvijezde, onda se takva zvijezda naziva pomračenjem, što također ukazuje na njenu dualnost. Prva otkrivena i najpoznatija dvojina ovog tipa je zvijezda Algol (Đavolo oko) u sazviježđu Persej.
Tekst slajda:
Tekst slajda: Spektralno binarne zvijezde Posljednja vrsta binarne je spektralno binarne. Njihova dualnost se utvrđuje proučavanjem spektra zvijezde, u kojem se uočavaju periodične pomake apsorpcionih linija ili je jasno da su linije dvostruke, na čemu se zasniva zaključak o dualnosti zvijezde.
Tekst slajda: Zašto su zanimljive dvostruke zvijezde? Prvo, oni omogućavaju da se saznaju mase zvijezda, jer je najlakše i najpouzdanije izračunati iz vidljive interakcije dvaju tijela. Direktna zapažanja omogućavaju da se sazna ukupna "težina" sistema, a ako im dodamo poznate odnose između masa zvijezda i njihovih luminoziteta, o kojima je bilo riječi u priči o sudbini zvijezda, onda ćemo može saznati mase komponenti i testirati teoriju. Pojedinačne zvijezde nam ne pružaju takvu priliku. Osim toga, kao što je ranije spomenuto, sudbina zvijezda u takvim sistemima može se upadljivo razlikovati od sudbine istih pojedinačnih zvijezda. Nebeski parovi, među kojima su udaljenosti velike u odnosu na veličinu samih zvijezda, u svim fazama svog života žive po istim zakonima kao i pojedinačne zvijezde, ne ometajući se jedna u drugu. U tom smislu, njihova dvojnost se ni na koji način ne manifestira.
Slajd br. 10
Tekst slajda: Bliski parovi: prva razmena masa Binarne zvezde su rođene zajedno iz iste magline gasa i prašine, iste su starosti, ali često imaju različite mase. Već znamo da masivnije zvijezde žive "brže", stoga će masivnija zvijezda prestići svog vršnjaka u procesu evolucije. Proširiće se, pretvarajući se u diva. U tom slučaju veličina zvijezde može postati takva da materija iz jedne zvijezde (naduvana) počne teći u drugu. Kao posljedica toga, masa prvobitno lakše zvijezde može postati veća od prvobitno teške! Osim toga, dobićemo dvije zvijezde iste starosti, a masivnija zvijezda je još uvijek na glavnoj sekvenci, odnosno u njenom centru još uvijek traje sinteza helijuma iz vodonika, a lakša zvijezda je već potrošila svoj vodonik, a u njemu je nastalo jezgro od helijuma. Podsjetimo da se u svijetu pojedinačnih zvijezda to ne može dogoditi. Zbog neslaganja između starosti zvijezde i njene mase, ovaj fenomen se naziva Algol paradoks, u čast iste pomračne dvojne. Zvezda Beta Lyrae je još jedan par koji trenutno razmenjuje masu.
Slajd br. 11
Tekst slajda: Materija iz naduvane zvezde, koja teče na manje masivnu komponentu, ne pada odmah na nju (međusobna rotacija zvezda to sprečava), već prvo formira rotirajući disk materije oko manje zvezde. Sile trenja u ovom disku će smanjiti brzinu čestica materije i ona će se taložiti na površini zvijezde. Ovaj proces se naziva akrecija, a rezultujući disk se naziva akrecija. Kao rezultat toga, prvobitno masivnija zvijezda ima neobičan hemijski sastav: sav vodonik u njenim vanjskim slojevima teče u drugu zvijezdu, ostavljajući samo helijumsko jezgro s primjesama težih elemenata. Takva zvijezda, nazvana helijumska zvijezda, brzo evoluira i formira bijelog patuljka ili relativističku zvijezdu, ovisno o svojoj masi. Istovremeno se dogodila važna promjena u binarnom sistemu u cjelini: prvobitno masivnija zvijezda odustala je od ove superiornosti.
Slajd br. 12
Tekst slajda:
Slajd br. 13
Tekst slajda: Druga razmena mase U binarnim sistemima postoje i rendgenski pulsari koji emituju u opsegu talasnih dužina veće energije. Ovo zračenje je povezano sa akrecijom materije u blizini magnetnih polova relativističke zvezde. Izvor akrecije su čestice zvezdanog vetra koje emituje druga zvezda (sunčev vetar ima istu prirodu). Ako je zvijezda velika, zvjezdani vjetar dostiže značajnu gustinu, a energija zračenja rendgenskog pulsara može doseći stotine i hiljade sunčevih sjaja. Rendgenski pulsar je jedini način da se indirektno otkrije crna rupa, koja se, kako se sjećamo, ne može vidjeti. A neutronska zvijezda je rijedak objekt za vizuelno posmatranje. Ovo je daleko od svega. I druga zvijezda će se prije ili kasnije naduvati, a materija će početi da teče ka svom susjedu. I ovo je već druga razmjena materije u binarnom sistemu. Postigavši velike veličine, druga zvijezda počinje da "vraća" ono što je uzeto tokom prve razmjene.
Slajd br. 14
Tekst slajda: Ako se na mjestu prve zvijezde pojavi bijeli patuljak, onda kao rezultat druge razmjene na njenoj površini mogu nastati bljeskovi, koje promatramo kao nove zvijezde. U jednom trenutku, kada previše materijala pada na površinu vrlo vrućeg bijelog patuljka, temperatura plina blizu površine naglo raste. To izaziva eksploziju nuklearnih reakcija. Svjetlost zvijezde se značajno povećava. Takve epidemije se mogu ponoviti i nazivaju se ponovljenim novim. Ponovljene baklje su slabije od prve, zbog čega zvijezda može povećati svoj sjaj desetine puta, što sa Zemlje posmatramo kao pojavu “nove” zvijezde.
Slajd br. 15
Tekst slajda: Još jedan ishod u sistemu bijelog patuljaka je eksplozija supernove. Posljedica protoka materije iz druge zvijezde može biti da bijeli patuljak dostigne maksimalnu masu od 1,4 solarne. Ako je već željezni bijeli patuljak, tada neće moći održati gravitacijsku kompresiju i eksplodiraće. Eksplozije supernove u binarnim sistemima veoma su slične po sjaju i razvoju jedna drugoj, jer zvezde uvek eksplodiraju sa istom masom - 1,4 solarne. Podsjetimo da u pojedinačnim zvijezdama centralno željezno jezgro dostiže ovu kritičnu masu, a vanjski slojevi mogu imati različite mase. U binarnim sistemima, kao što je jasno iz našeg narativa, ovi slojevi su gotovo odsutni. Zato takve baklje imaju isti sjaj. Uočavajući ih u udaljenim galaksijama, možemo izračunati udaljenosti mnogo veće od onih koje se mogu odrediti pomoću zvjezdane paralakse ili cefeida. Gubitak značajnog dijela mase cijelog sistema kao rezultat eksplozije supernove može dovesti do raspada binarne. Sila gravitacionog privlačenja između komponenti je znatno smanjena, te se mogu razletjeti zbog inercije njihovog kretanja.
Slajd br. 16
Tekst slajda: Astronomske dvostruke zvijezde
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:
Dvostruke 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 mnogo u Galaksiji. Dakle, zvijezda Mizar u sazviježđu Velikog medvjeda ima satelit - Alcor. U zavisnosti od udaljenosti između njih, dvostruke zvijezde kruže jedna oko druge brzo ili sporo, a orbitalni period može se kretati od nekoliko dana do nekoliko hiljada godina. Neke dvostruke zvijezde su okrenute prema Zemlji ivicom ravnine svoje orbite, tada jedna zvijezda redovno pomračuje drugu. Istovremeno, ukupni sjaj zvijezda slabi. Ovo doživljavamo kao promjenu sjaja zvijezde. Na primjer, "đavolja zvijezda" Algol u sazviježđu Persej je od davnina poznata kao promjenljiva zvijezda. Svakih 69 sati, orbitalnog perioda zvijezda u ovom binarnom sistemu, svjetlija zvijezda je pomračena njenim hladnijim, manje sjajnim susjedom. Sa Zemlje se to doživljava kao smanjenje njenog sjaja. Deset sati kasnije, zvezde se raspršuju, a sjaj sistema ponovo dostiže svoj maksimum.
Slajd 8
Opis slajda:
Slajd 9
Opis slajda:
Slajd 10
Opis slajda:
Slajd 11
Opis slajda:
Slajd 12
Slajd 2
Koncept "dvostrukih zvijezda"
Binarne zvijezde su dvije ili više zvijezda koje se okreću po eliptičnim orbitama oko zajedničkog centra mase pod utjecajem gravitacije. Otprilike polovina svih “zvijezda” su zapravo binarni ili višestruki sistemi, iako su mnoge toliko blizu da se komponente ne mogu posmatrati pojedinačno.
Slajd 3
Otvaranje
Po pravilu, dvostruke zvijezde na nebu se vizualno otkrivaju promjenama prividnog sjaja (mogu se pomiješati sa cefeidima) i bliskom međusobnom blizinom. Ponekad se dešava da se dvije zvijezde slučajno vide u blizini, a zapravo se nalaze na znatnoj udaljenosti i nemaju zajedničko težište (tj. optičke dvostruke zvijezde), međutim, to je prilično rijetko.
Slajd 4
Vrste
Ove zvijezde imaju donekle izdužen oblik zbog međusobne privlačnosti. Mnoge takve zvijezde je početkom našeg stoljeća otkrio i proučavao ruski astronom S. N. Blazhko. Otprilike polovina svih zvijezda u našoj galaksiji pripada binarnim sistemima, tako da su binarne zvijezde koje kruže jedna oko druge vrlo česta pojava.
Slajd 5
Tipično, fizičke dvostruke zvijezde su vezane gravitacijskim silama. Komponente binarne zvijezde formiraju bliske parove. Orbitalni periodi komponenti binarne zvijezde ne prelaze stotine godina, ponekad su znatno kraći.
Slajd 6
Optičke dvostruke zvijezde
Primjer optičke dvostruke zvijezde, ali one nisu fizički povezane jedna s drugom. Stari Grci su testirali budnost oka koristeći Mizar i Alcor. Ugaona udaljenost između Mizara i Alkora je 12 minuta, a linearna udaljenost između ovih zvijezda je oko 17000 AJ,
Slajd 7
Često se dualnost zvijezda može identificirati po periodičnoj promjeni njihovog sjaja. Prvu promenljivu zvezdu u pomračenju, Algol (β Persei), otkrio je italijanski astronom Montanari 1669. Algolova svetlosna kriva se ponavlja svaka 2 dana, 20 sati i 49 minuta. Godine 1784. Goodreich je otkrio drugu zvijezdu u pomračenju, β Lyrae. Njegov period je 12 dana, 21 sat i 56 minuta, a za razliku od Algola, svjetlina se glatko mijenja. Algoli pomračuju binarne zvijezde
Slajd 8
Tople dvostruke zvijezde
U sistemu blisko raspoređenih dvostrukih 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 površina predstavlja kritičnu granicu. Ove dvije figure u obliku kruške, svaka oko različite zvijezde, zovu se Rocheovi režnjevi. Ako jedna od zvijezda naraste toliko da ispuni svoj Rocheov režanj, onda materija iz nje juri ka drugoj zvijezdi na mjestu gdje se šupljine dodiruju. Često, zvjezdani materijal ne pada direktno na zvijezdu, već se prvo vrti u vrtlog, formirajući ono što se naziva akrecijski disk.
Slajd 9
X-zrake zvijezde
U Galaksiji je pronađeno najmanje 100 moćnih izvora rendgenskog zračenja. Prema astronomima, emisija rendgenskih zraka mogla bi biti uzrokovana padom materije na površinu male neutronske zvijezde. U binarnim sistemima sa malim masama oko neutronske zvezde se formira gasni disk.U slučaju sistema sa velikim masama materijal juri direktno prema neutronskoj zvezdi - njeno magnetno polje ga usisava, kao u levak. Upravo takvi sistemi se često ispostavljaju kao rendgenski pulsari.
Slajd 10
Mjerenje parametara dvostrukih zvijezda
Ako pretpostavimo da je zakon univerzalne gravitacije konstantan u bilo kojem dijelu naše galaksije, onda je moguće izmjeriti masu dvostrukih zvijezda na osnovu 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 poluosa orbite satelita u odnosu na glavnu zvijezdu a je udaljenost od Zemlje do Sunca. Iz ove jednačine možemo pronaći zbir masa binarne zvijezde, odnosno mase sistema. Neka je M sunca = 1, uzimajući u obzir da je M⊙>> M⊕, T = 1 godina i – 1 a.u. Onda, s obzirom na to, dobijamo
Zvezdice.
Duple zvjezdice.
Promjenjive zvijezde
Udaljenost do zvijezda
Godišnja paralaksa zvijezde str je ugao pod kojim se velika poluosa zemljine orbite (jednaka 1 AJ) može vidjeti od zvijezde, okomito na smjer prema zvijezdi.
gdje je velika poluosa zemljine orbite
Pod malim uglovima sin p = p = 1 AJ, onda
Fizička priroda zvijezda
Zvijezde su različite
struktura
luminoznost
veličine
Dob
temperatura (boja)
Svjetlost zvijezda
Zvijezde koje se nalaze na istoj udaljenosti mogu se razlikovati po prividnom sjaju (tj. sjaju). Zvijezde imaju drugačije luminoznost .
Svjetlost je ukupna energija koju emituje zvijezda u jedinici vremena.
Izraženo u vati ili u jedinicama sunčeve svjetlosti .
U astronomiji je uobičajeno porediti zvijezde po sjaju, računajući njihovu sjaj (zvjezdanu magnitudu) za istu standardnu udaljenost - 10 kom.
Prividna veličina koju bi zvijezda imala da je na udaljenosti D od nas 0 = 10 kom, naziva se apsolutna veličina M.
Svjetlost zvijezde se određuje kroz apsolutnu magnitudu u sjaju Sunca, koristeći sljedeću relaciju
Boja i temperatura zvijezda
Zvijezde dolaze u raznim bojama.
Arcturus ima žuto-narandžastu nijansu,
bijelo-plava prečka,
Antares je jarko crven.
Boja i temperatura zvijezda
Od toga zavisi dominantna boja u spektru zvezde temperatura njegovu površinu.
Za različite zvijezde, maksimalno zračenje se javlja na različitim talasnim dužinama.
Zakon vina
Maksimalno sunčevo zračenje λ = 4,7x 10 m
Harvardska spektralna klasifikacija zvijezda
Ned
Radijusi zvijezda
Zvezdice
Neutronske zvijezde (pulsari)
divovi
patuljci
crne rupe
supergiganti
Aldebaran je crveni džin u sazvežđu Bika
Alpha Orionis – Betelgeuse (Supergigant)
Mala tačka pored Siriusa je njegov satelit, beli patuljak Sirius B.
Golim okom kod Mizara
(srednja zvijezda drške Velikog medvjeda)
slaba zvijezda Alcor vidljiva (5 m)
U davna vremena vjerovalo se da osoba koja vidi malog susjeda ove zvijezde ima akutnu viziju.
Prema Mizaru i Alcoru, stari Grci su testirali budnost oka
Mizar i Alkor nisu samo projektovani jedno pored drugog na nebesku sferu,
ali i kretati se oko zajedničkog centra mase. Orbitalni period je oko 2 milijarde godina.
U Galaksiji postoji mnogo dvostrukih i višestrukih zvijezda.
Mira – Omicron Ceti – dupla zvijezda.
Na fotografiji A prikazuje komponente binarne zvijezde koje se nalaze na udaljenosti od 0,6".
Na fotografijama b I With jasno je da njihov oblik nije sferičan, od Mire se vidi rep prema manjoj zvijezdi.
Ovo može biti zbog gravitacijske interakcije Mire Ceti
sa svojim pratiocem
Vrste dvostrukih zvjezdica
- vizuelno duplo
- astrometrijske binarne datoteke
- pomračenje binarnih datoteka
- spektralno dvostruko
Astrometrijski se udvostručuje
Često se zvijezde u paru jako razlikuju po sjaju; tamna zvijezda je zasjenjena svijetlom. Ponekad u takvim slučajevima astronomi saznaju o dualnosti zvijezde odstupanja u kretanju sjajne zvijezde pod utjecajem nevidljivog satelita od putanje u svemiru izračunate za jednu zvijezdu. Takvi parovi se nazivaju astrometrijski binarni. Konkretno, Sirijus je dugo bio klasifikovan kao ova vrsta binarnog, sve dok moć teleskopa nije omogućila da se razazna do tada nevidljivi satelit - Sirius B. Ovaj par je postao vizuelno dvostruk.
Eclipsing binary
Dešava se da ravan okretanja zvijezda oko njihovog zajedničkog centra mase prolazi ili gotovo prolazi kroz oko posmatrača. Orbite zvijezda takvog sistema nalaze se, takoreći, na rubu nas. Ovdje će se zvijezde povremeno pomračiti jedna drugu, a sjaj cijelog para će se mijenjati u istom periodu. Ova vrsta binarne datoteke naziva se pomračenjem binarnog sistema. Ako govorimo o promjenljivosti zvijezde, onda se takva zvijezda naziva pomračenjem, što također ukazuje na njenu dualnost. Prva otkrivena i najpoznatija dvojina ovog tipa je zvijezda Algol (Đavolo oko) u sazviježđu Persej.
Spektralni dupli
Dualnost se utvrđuje proučavanjem spektra zvijezde, u kojem se uočavaju periodične pomake apsorpcionih linija ili je jasno da su linije dvostruke, na čemu se zasniva zaključak o dualnosti zvijezde.
Univerzalni zakon se primjenjuje na sisteme dvostrukih zvijezda.
Gravitacija i Keplerovi zakoni generalizirani od strane Newtona. Ovo nam omogućava da procenimo masu zvezda u binarnim sistemima.
Prema Keplerovom trećem zakonu možemo napisati proporciju
Gdje m 1 i m 2 – mase dvije zvijezde sa orbitalnim periodom R ,
A je velika poluosa orbite zvijezde koja kruži oko druge zvijezde.
Mise M i m– mase Sunca i Zemlje, T= 1 godina, a je udaljenost od Zemlje do Sunca.
Ova formula daje zbir masa komponenti binarne zvijezde, tj. članovi ovog sistema.
Promjenjive zvijezde
Promenljive zvezde su zvezde čiji se sjaj menja, ponekad u pravilnim intervalima. Na nebu ima dosta promenljivih zvezda. Trenutno ih je poznato više od 30.000.
Mnogi od njih su prilično uočljivi u malim i srednjim veličinama
optički instrumenti - dvogled, nišan ili školski teleskop.
Amplituda i period promjenljive zvijezde
Fizičke varijable su zvijezde koje mijenjaju svoj sjaj kao rezultat fizičkih procesa koji se odvijaju u samoj zvijezdi.
Takve zvijezde možda nemaju konstantnu svjetlosnu krivu.
Prvu pulsirajuću varijablu otkrio je Fibrizius 1596. godine.
u sazvežđu Cetus. Dao joj je ime Mira, što znači "divna, nevjerovatna".
Na maksimumu, Mira je jasno vidljiva golim okom, njena vidljiva zvezda
magnitude 2 m, u periodu minimuma se smanjuje na 10 m i vidljiva je samo kroz teleskop.
Prosječan period varijabilnosti Mira Ceti je 332 dana.
Cefeide su pulsirajuće zvijezde velike svjetlosti, nazvane po jednoj od prvih otkrivenih varijabilnih zvijezda - δ Cephei.
To su žuti supergiganti spektralnih klasa F i G, čija masa nekoliko puta premašuje masu Sunca.
Tokom svoje evolucije, cefeide dobijaju posebnu strukturu.
Na određenoj dubini pojavljuje se sloj koji akumulira energiju koja dolazi iz jezgra zvijezde i zatim je oslobađa.
Cefeide se povremeno skupljaju, temperatura cefeida raste,
radijus se smanjuje. Zatim površina
raste, temperatura mu se smanjuje, što uzrokuje opću promjenu svjetline.
Cefeidi igraju posebnu ulogu u astronomiji.
Godine 1908. Henrietta Leavitt, dok je proučavala Cefeide u Malom Magelanovom oblaku, primijetila je da je manja prividna veličina Cefeida,
što je duži period promene njegovog sjaja.
Veliki Magelanov oblak
Mali Magelanov oblak
Henrietta Leavitt
Zvijezda koja poveća svoj sjaj hiljade i milione puta u nekoliko sati, a zatim zatamni, vraćajući se svom prvobitnom sjaju, naziva se novo.
Nova se javlja u bliskim binarnim sistemima, u kojima je jedna od komponenti binarnog sistema bijeli patuljak ili neutronska zvijezda.
Kada se kritična masa akumulira na površini bijelog patuljka (neutronske zvijezde)
mase materije, dolazi do termonuklearne eksplozije, otkidajući školjku sa zvijezde
i hiljadama puta povećavajući njenu svetlost.
Maglina nakon eksplozije
Nova u sazvežđu Labud
1992. godine vidljiv kao
mala crvena tačka
malo iznad sredine
fotografije.
Nove su eksplodirajuće promjenjive zvijezde.
Ostatak nove GK Persei
Supernove nazivaju se zvijezdama koje iznenada eksplodiraju i dosegnu
pri maksimalnoj apsolutnoj magnitudi od –11 m do –21 m.
Sjaj supernove povećava se desetine miliona puta, što može premašiti sjaj cijele galaksije.
Eksplozije supernove su jedan od najsnažnijih katastrofalnih prirodnih procesa.
Veliko oslobađanje energije (količina energije koju Sunce proizvodi tokom milijardi godina) prati eksploziju supernove.
Supernova može emitovati više zračenja od svih zvijezda u galaksiji zajedno.
Supernova 1987A u Velikom Magelanovom oblaku se nalazi tamo,
gdje je na starim fotografijama bila samo zvijezda 12. veličine.
Njegova maksimalna vrijednost dostigla je 2,9m,
što je olakšalo posmatranje supernove golim okom.
Gusto jezgro se urušava, povlačeći ga sa sobom u slobodan pad prema centru
spoljni slojevi zvezde. Kada jezgro postane jako zbijeno, njegova kompresija prestaje,
a kontra udarni val pogađa gornje slojeve i također prska
energija ogromnog broja neutrina. Kao rezultat toga, školjka se raspršuje
brzinom od 10.000 km/s, otkrivajući neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.
Eksplozija supernove oslobađa 10 46 J energije.
Centar magline Gum, ostavljen nakon eksplozije supernove,
nalazi se u sazvežđu Velas
Supernova 1987A 4 godine nakon izbijanja.
Prsten užarenog plina je dosegao
1,37 svjetlosnih godina u prečniku.
Ostatak Supernove 1987
dvanaest godina nakon izbijanja
Najpoznatiji ostatak supernove u našoj galaksiji je
Rakova maglina.
Ovo je ostatak eksplozije supernove 1054. godine.
Najvažnije prekretnice u istoriji astronomije povezane su sa njenim istraživanjem.
Rakova maglina bila je prvi izvor kosmičke radio emisije
1949. identifikovan sa galaktičkim objektom.
Na mjestu eksplozije supernove u Rakova maglini
formirana neutronska zvijezda
Neutronska zvezda bi lako stala u Moskvu
Beltway ili New York
Vanjski omotač neutronske zvijezde je kora koja se sastoji od željeznih jezgara
na temperaturi od 10 5 –10 6 K. Cijeli preostali volumen, sa izuzetkom malog
Područje u centru zauzima “neutronska tekućina”. U centru se očekuje
prisustvo malog hiperoničkog jezgra. Neutroni se pokoravaju Paulijevom principu.
Na takvim gustoćama, "neutronska tečnost" postaje degenerisana
i zaustavlja dalje kompresiju neutronske zvijezde.
Kutija šibica sa materijom neutronske zvezde
bio bi težak oko deset milijardi tona na Zemlji
Šezdesetih godina 20. veka, sasvim slučajno, pri posmatranju radio-teleskopom,
koji je bio namijenjen proučavanju scintilacija kosmičkih radio izvora,
Jocelyn Bell, Anthony Hewish i ostalo osoblje Cambridge University
Velika Britanija je otkrila niz periodičnih impulsa.
Trajanje impulsa je bilo 0,3 sekunde na frekvenciji od 81,5 MHz, što je
ponavlja se u izuzetno konstantnom vremenu, 1,3373011 sekundi.
Milisekundni pulsar PSR J1959+2048 u vidljivom opsegu.
Puls se prekida na 50 minuta svakih 9 sati,
što ukazuje da pulsar pomračuje njegova zvijezda pratilac
To je bilo potpuno drugačije od uobičajene haotične slike slučajnosti
nepravilno treperenje.
Postojala je čak i pretpostavka o vanzemaljskoj civilizaciji,
šalje svoje signale na Zemlju.
Stoga je za ove signale uvedena oznaka LGM
(skraćenica od malih zelenih ljudi).
Učinjeni su ozbiljni pokušaji
prepoznati bilo koji kod
primljenih impulsa.
Ispostavilo se, međutim, da je ovo nemoguće,
kako kažu, bili su do tačke
najviše privukao
kvalifikovanih specijalista
o tehnologiji šifriranja.
Pulsari u MMO igricama
Šest mjeseci kasnije otkrivena su još tri slična pulsirajuća radio izvora.
Postalo je očigledno da su izvori zračenja prirodni nebeski
tijela. Zvali su se pulsari.
Za otkriće i tumačenje radio emisija pulsara za Anthonyja Hewisha
godine dobio Nobelovu nagradu za fiziku.
Pulsar model
Prezentacija slajdovima:
Slajd 1
Slajd 2
Vrste dvostrukih zvijezda Prvo, hajde da saznamo koje se zvijezde tako nazivaju. Odmah odbacimo tip dvostrukih zvijezda koje se nazivaju "optičke dvostruke zvijezde". To su parovi zvijezda koji se slučajno nalaze u blizini na nebu, odnosno u istom smjeru, ali su u svemiru, zapravo, razdvojeni velikim udaljenostima. Nećemo razmatrati ovu vrstu dvojnika. Zanimat će nas klasa fizički binarnih zvijezda, odnosno zvijezda koje su istinski vezane gravitacijskom interakcijom.
Slajd 3
Položaj centra mase Fizički, dvostruke zvijezde rotiraju u elipsama oko zajedničkog centra mase. Međutim, ako izmjerite koordinate jedne zvijezde u odnosu na drugu, ispada da se zvijezde kreću jedna u odnosu na drugu također u elipsama. Na ovoj slici uzeli smo masivnu plavu zvijezdu kao porijeklo. U takvom sistemu, centar mase (zelena tačka) opisuje elipsu oko plave zvezde. Želeo bih da upozorim čitaoca na uobičajenu zabludu da se često veruje da masivnija zvezda jače privlači zvezdu male mase nego obrnuto. Bilo koja dva objekta podjednako se privlače. Ali objekt velike mase je teže pomjeriti. I iako kamen koji pada na Zemlju privlači Zemlju istom silom kao i njena Zemlja, nemoguće je uznemiriti našu planetu ovom silom, a vidimo kako se kamen kreće.
Slajd 4
Međutim, često postoje takozvani višestruki sistemi, sa tri ili više komponenti. Međutim, kretanje tri ili više tijela u interakciji je nestabilno. U sistemu od, recimo, tri zvezde, uvek se može razlikovati dvostruki podsistem i treća zvezda koja se okreće oko ovog para. U sistemu sa četiri zvezdice mogu postojati dva binarna podsistema koji kruže oko zajedničkog centra mase. Drugim riječima, u prirodi se stabilni višestruki sistemi uvijek svode na sisteme od dva pojma. Sistem od tri zvijezde uključuje dobro poznatu Alpha Centauri, koju mnogi smatraju najbližom zvijezdom nama, ali u stvari, treća slaba komponenta ovog sistema - Proxima Centauri, crveni patuljak - je bliža. Sve tri zvezde sistema su vidljive odvojeno zbog svoje blizine. Zaista, ponekad je činjenica da je zvijezda dvostruka vidljiva kroz teleskop. Takvi dvojnici se nazivaju vizualni dvojnici (ne treba ih brkati s optičkim dvojnicima!). U pravilu, to nisu bliski parovi; udaljenosti između zvijezda u njima su velike, mnogo veće od njihovih vlastitih veličina.
Slajd 5
Slajd 6
Sjaj dvostrukih zvijezda Često se zvijezde u parovima jako razlikuju po sjaju; tamna zvijezda je zasjenjena sjajnom. Ponekad u takvim slučajevima astronomi saznaju o dualnosti zvijezde odstupanja u kretanju sjajne zvijezde pod utjecajem nevidljivog satelita od putanje u svemiru izračunate za jednu zvijezdu. Takvi parovi se nazivaju astrometrijski binarni. Konkretno, Sirijus je dugo bio klasifikovan kao ova vrsta binarnog, sve dok moć teleskopa nije omogućila da se razazna do tada nevidljivi satelit - Sirius B. Ovaj par je postao vizuelno dvostruk. Dešava se da ravan okretanja zvijezda oko njihovog zajedničkog centra mase prolazi ili gotovo prolazi kroz oko posmatrača. Orbite zvijezda takvog sistema nalaze se, takoreći, na rubu nas. Ovdje će se zvijezde povremeno pomračiti jedna drugu, a sjaj cijelog para će se mijenjati u istom periodu. Ova vrsta binarne datoteke naziva se pomračenjem binarnog sistema. Ako govorimo o promjenljivosti zvijezde, onda se takva zvijezda naziva pomračenjem, što također ukazuje na njenu dualnost. Prva otkrivena i najpoznatija dvojina ovog tipa je zvijezda Algol (Đavolo oko) u sazviježđu Persej.
Slajd 7
Slajd 8
Spektralno binarne zvijezde Posljednja vrsta binarne je spektralno binarne. Njihova dualnost se utvrđuje proučavanjem spektra zvijezde, u kojem se uočavaju periodične pomake apsorpcionih linija ili je jasno da su linije dvostruke, na čemu se zasniva zaključak o dualnosti zvijezde.
Slajd 9
Zašto su dvostruke zvijezde zanimljive? Prvo, oni omogućavaju da se saznaju mase zvijezda, jer je najlakše i najpouzdanije izračunati iz vidljive interakcije dvaju tijela. Direktna zapažanja omogućavaju da se sazna ukupna "težina" sistema, a ako im dodamo poznate odnose između masa zvijezda i njihovih luminoziteta, o kojima je bilo riječi u priči o sudbini zvijezda, onda ćemo može saznati mase komponenti i testirati teoriju. Pojedinačne zvijezde nam ne pružaju takvu priliku. Osim toga, kao što je ranije spomenuto, sudbina zvijezda u takvim sistemima može se upadljivo razlikovati od sudbine istih pojedinačnih zvijezda. Nebeski parovi, među kojima su udaljenosti velike u odnosu na veličinu samih zvijezda, u svim fazama svog života žive po istim zakonima kao i pojedinačne zvijezde, ne ometajući se jedna u drugu. U tom smislu, njihova dvojnost se ni na koji način ne manifestira.
Slajd 10
Bliski parovi: prva razmjena masa Binarne zvijezde su rođene zajedno iz iste magline gasa i prašine; iste su starosti, ali često imaju različite mase. Već znamo da masivnije zvijezde žive "brže", stoga će masivnija zvijezda prestići svog vršnjaka u procesu evolucije. Proširiće se, pretvarajući se u diva. U tom slučaju veličina zvijezde može postati takva da materija iz jedne zvijezde (naduvana) počne teći u drugu. Kao posljedica toga, masa prvobitno lakše zvijezde može postati veća od prvobitno teške! Osim toga, dobićemo dvije zvijezde iste starosti, a masivnija zvijezda je još uvijek na glavnoj sekvenci, odnosno u njenom centru još uvijek traje sinteza helijuma iz vodonika, a lakša zvijezda je već potrošila svoj vodonik, a u njemu je nastalo jezgro od helijuma. Podsjetimo da se u svijetu pojedinačnih zvijezda to ne može dogoditi. Zbog neslaganja između starosti zvijezde i njene mase, ovaj fenomen se naziva Algol paradoks, u čast iste pomračne dvojne. Zvezda Beta Lyrae je još jedan par koji trenutno razmenjuje masu.
Slajd 11
Materija iz napuhane zvijezde, koja teče na manje masivnu komponentu, ne pada odmah na nju (međusobna rotacija zvijezda to sprječava), već prvo formira rotirajući disk materije oko manje zvijezde. Sile trenja u ovom disku će smanjiti brzinu čestica materije i ona će se taložiti na površini zvijezde. Ovaj proces se naziva akrecija, a rezultujući disk se naziva akrecija. Kao rezultat toga, prvobitno masivnija zvijezda ima neobičan hemijski sastav: sav vodonik u njenim vanjskim slojevima teče u drugu zvijezdu, ostavljajući samo helijumsko jezgro s primjesama težih elemenata. Takva zvijezda, nazvana helijumska zvijezda, brzo evoluira i formira bijelog patuljka ili relativističku zvijezdu, ovisno o svojoj masi. Istovremeno se dogodila važna promjena u binarnom sistemu u cjelini: prvobitno masivnija zvijezda odustala je od ove superiornosti.
Slajd 12
Slajd 13
Druga razmena mase U binarnim sistemima postoje i rendgenski pulsari koji emituju u opsegu talasnih dužina veće energije. Ovo zračenje je povezano sa akrecijom materije u blizini magnetnih polova relativističke zvezde. Izvor akrecije su čestice zvezdanog vetra koje emituje druga zvezda (sunčev vetar ima istu prirodu). Ako je zvijezda velika, zvjezdani vjetar dostiže značajnu gustinu, a energija zračenja rendgenskog pulsara može doseći stotine i hiljade sunčevih sjaja. Rendgenski pulsar je jedini način da se indirektno otkrije crna rupa, koja se, kako se sjećamo, ne može vidjeti. A neutronska zvijezda je rijedak objekt za vizuelno posmatranje. Ovo je daleko od svega. I druga zvijezda će se prije ili kasnije naduvati, a materija će početi da teče ka svom susjedu. I ovo je već druga razmjena materije u binarnom sistemu. Postigavši velike veličine, druga zvijezda počinje da "vraća" ono što je uzeto tokom prve razmjene.
Slajd 14
Ako se na mjestu prve zvijezde pojavi bijeli patuljak, onda kao rezultat druge razmjene na njenoj površini mogu nastati bljeskovi, koje promatramo kao nove zvijezde. U jednom trenutku, kada previše materijala pada na površinu vrlo vrućeg bijelog patuljka, temperatura plina blizu površine naglo raste. To izaziva eksploziju nuklearnih reakcija. Svjetlost zvijezde se značajno povećava. Takve epidemije se mogu ponoviti i nazivaju se ponovljenim novim. Ponovljene baklje su slabije od prve, zbog čega zvijezda može povećati svoj sjaj desetine puta, što sa Zemlje posmatramo kao pojavu “nove” zvijezde.
Slajd 15
Još jedan ishod u sistemu bijelog patuljaka je eksplozija supernove. Posljedica protoka materije iz druge zvijezde može biti da bijeli patuljak dostigne maksimalnu masu od 1,4 solarne. Ako je već željezni bijeli patuljak, tada neće moći održati gravitacijsku kompresiju i eksplodiraće. Eksplozije supernove u binarnim sistemima veoma su slične po sjaju i razvoju jedna drugoj, jer zvezde uvek eksplodiraju sa istom masom - 1,4 solarne. Podsjetimo da u pojedinačnim zvijezdama centralno željezno jezgro dostiže ovu kritičnu masu, a vanjski slojevi mogu imati različite mase. U binarnim sistemima, kao što je jasno iz našeg narativa, ovi slojevi su gotovo odsutni. Zato takve baklje imaju isti sjaj. Uočavajući ih u udaljenim galaksijama, možemo izračunati udaljenosti mnogo veće od onih koje se mogu odrediti pomoću zvjezdane paralakse ili cefeida. Gubitak značajnog dijela mase cijelog sistema kao rezultat eksplozije supernove može dovesti do raspada binarne. Sila gravitacionog privlačenja između komponenti je znatno smanjena, te se mogu razletjeti zbog inercije njihovog kretanja.
