"Neutronenstern" - 7. 8. Gemessene Massen von Neutronensternen. Sterne mit höherer zentraler Dichte und höherer Masse erweisen sich als instabil. Die innere Struktur von Neutronensternen. 2. Direktes Einbringen von Mehrteilchenkräften in Isovektorkanäle: Relativistic Mean Field Model (RMF). Einführung von Mehrteilchenkräften.
"Doppelsterne" - Visuell astrometrisch binär verdunkelnde Doppelsterne sind spektroskopische Doppelsterne. Lassen Sie uns zuerst herausfinden, welche Sterne so heißen. Was ist interessant Doppelsterne. Einzelne Sterne bieten uns keine solche Gelegenheit. Die letzte Art von Doppelsternen sind spektroskopische Doppelsterne. Spektral verdoppelt. Verdunkelnde Binärdateien.
"Die Masse der Sterne" - Die Masse ist fast gleich der Sonne und 2,5-mal größer als die Erde. Energiequelle der Sonne und Sterne. Hauptsequenz. Die Dichten der Hauptreihensterne sind vergleichbar mit der Sonnendichte. Die Masse der Sterne beträgt etwa das 1/20- bis 100-fache der Masse der Sonne. Beteigeuze ist ein roter Überriese.
"Konstellationen" - Es gibt auch Sterne der siebten, achten und sogar achtzehnten Größenordnung. Ein Stern erster Größenordnung ist genau 2,512-mal heller als ein Stern zweiter Größenordnung. In einer wolken- und mondlosen Nacht, weit entfernt von besiedelten Gebieten, können etwa 3.000 Sterne unterschieden werden. Das Winterdreieck besteht aus den hellsten Sternen des Orion, Canis Major und Canis Minor.
"Constellation Astronomy" - Hauptsächlich basierend auf Beobachtungen. Aber nicht nur Akida verliebte sich in Galatea. Spiralgalaxie M74. Die Namen der Konstellationen wurden mit Mythen, den Namen von Göttern, den Namen von Instrumenten und Mechanismen in Verbindung gebracht. Beginnen wir unsere Bekanntschaft mit den Sternbildern vom Sommerhimmel. Ursa Minor. Tierkreise. Im Norden hängt ein umgekehrter Eimer des Großen Wagens.
Mizar und Alcor werden nicht nur nebeneinander auf die Himmelskugel projiziert, sondern bewegen sich auch um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Die Umlaufzeit beträgt etwa 2 Milliarden Jahre. Es gibt viele Doppel- und Mehrfachsterne in der Galaxie. Mira - Omicron Ceti - Doppelstern. Foto a zeigt die Komponenten eines Doppelsterns in einem Abstand von 0,6 ". Die Fotos b und c zeigen, dass ihre Form nicht kugelförmig ist, ein Schweif ist von Mira in Richtung des kleineren Sterns sichtbar. Dies kann auf die gravitative Wechselwirkung von Mira Ceti zurückzuführen sein mit Ihrem Begleiter ac b
Mehrere Systeme erscheinen dem bloßen Auge oft als einzelne Sterne. Mit guten Ferngläsern und Teleskopen können Sie ihre Dualität oder Vielfalt sehen. Der Stern ε Lyrae ist ein physikalisches System, das aus zwei nahen Sternenpaaren ε 1 und ε 2 besteht. Mehrere Sterne
Der Stern θ Orionis ist ein komplexes Mehrfachsystem. θ 1 und θ 2 erscheinen bei Betrachtung durch ein kleines Teleskop als Quadrupelsystem und Tripelsystem. Mit einem starken Teleskop sind noch mehr Sterne zu sehen. Das ganze System wird das Trapez des Orion genannt. Trapez des Orion (Mitte)
Ein Beispiel für ein Mehrfachsystem ist α Centauri (Rigil Centaurus), das sich 4,3 Lichtjahre von der Sonne entfernt befindet. Komponente C hat die Koordinaten α = 14 h 26 m, δ = –62 ° 28 "und ist der sonnennächste Stern. Sein richtiger Name ist Proxima Centauri. Rigil Centaurus ist das sonnennächste Sternensystem
Das Gesetz der universellen Gravitation und die von Newton verallgemeinerten Gesetze von Kepler sind auf Doppelsternsysteme anwendbar. Damit lassen sich die Massen von Sternen in Doppelsternsystemen abschätzen. Nach dem dritten Gesetz von Kepler können Sie das Verhältnis schreiben, wobei m 1 und m 2 die Massen zweier Sterne mit einer Umlaufdauer P sind, A die große Halbachse der Umlaufbahn eines Sterns ist, der sich um einen anderen Stern dreht. Die Massen M und m sind die Massen der Sonne und der Erde, T = 1 Jahr, und ist die Entfernung von der Erde zur Sonne. Diese Formel ergibt die Summe der Massen der binären Komponenten, d.h. Mitglieder dieses Systems. α ist der Winkelabstand zwischen den Komponenten π ist die Jahresparallaxe des Sterns Wenn wir aus Beobachtungen die Abstände der Sterne zu ihrem gemeinsamen Schwerpunkt bestimmen, dann können wir die Masse jedes Sterns bestimmen.
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Arten von Doppelsternen Lassen Sie uns zunächst herausfinden, welche Sterne so heißen. Lassen Sie uns sofort den Typ von Binärdateien verwerfen, der als "optische Binärdateien" bezeichnet wird. Dies sind Sternpaare, die am Himmel zufällig nebeneinander standen, dh in derselben Richtung, aber im Weltraum tatsächlich durch große Entfernungen voneinander getrennt sind. Wir werden diese Art von Doppeln nicht berücksichtigen. Wir werden uns für die Klasse der physikalisch binären Sterne interessieren, das heißt Sterne, die wirklich durch gravitative Wechselwirkung verbunden sind.
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Warum sind Doppelsterne interessant? Erstens ermöglichen sie es, die Masse von Sternen herauszufinden, da sie am einfachsten und zuverlässigsten aus der scheinbaren Wechselwirkung zweier Körper berechnet wird. Direkte Beobachtungen erlauben es uns, das gesamte "Gewicht" des Systems herauszufinden, und wenn wir ihnen die bekannten Beziehungen zwischen den Massen von Sternen und ihrer Leuchtkraft hinzufügen, die oben in der Geschichte über das Schicksal der Sterne diskutiert wurden, dann können wir das Finden Sie die Massen der Komponenten heraus, testen Sie die Theorie. Einzelne Sterne bieten uns keine solche Gelegenheit. Außerdem kann, wie bereits erwähnt, das Schicksal von Sternen in solchen Systemen auffallend anders sein als das Schicksal derselben Einzelsterne. Himmelspaare, deren Abstände im Vergleich zur Größe der Sterne selbst groß sind, leben in allen Phasen ihres Lebens nach denselben Gesetzen wie Einzelsterne, ohne sich gegenseitig zu stören. In diesem Sinne erscheint ihre Dualität in keiner Weise.
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Enge Paare: der erste Massenaustausch Die Sterne eines Doppelsternsystems werden zusammen aus demselben Gas- und Staubnebel geboren, sie haben das gleiche Alter, aber oft unterschiedliche Massen. Wir wissen bereits, dass massereichere Sterne "schneller" leben, daher wird ein massereicherer Stern seinen Kollegen im Evolutionsprozess überholen. Es wird sich ausdehnen und sich in einen Riesen verwandeln. In diesem Fall kann die Größe des Sterns so groß werden, dass die Materie von einem Stern (geschwollen) zu einem anderen zu fließen beginnt. Als Folge kann die Masse des anfangs leichteren Sterns größer werden als die des anfangs schweren! Außerdem bekommen wir zwei Sterne gleichen Alters, und der massereichere Stern befindet sich noch auf der Hauptreihe, das heißt, die Heliumfusion aus Wasserstoff setzt sich in seinem Zentrum fort, und der leichtere Stern hat seinen Wasserstoff, ein Helium, bereits verbraucht Kern hat sich darin gebildet. Denken Sie daran, dass dies in einer Welt mit Einzelsternen nicht passieren kann. Aufgrund der Diskrepanz zwischen dem Alter des Sterns und seiner Masse wird dieses Phänomen zu Ehren derselben verfinsternden Binärdatei als Algol-Paradoxon bezeichnet. Der Beta-Lyra-Stern ist ein weiteres Paar, das gerade einem Massenaustausch unterzogen wird.
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Zweite Massenaustausch-Binärsysteme enthalten auch Röntgenpulsare, die in einem Wellenlängenbereich mit höherer Energie emittieren. Diese Strahlung ist mit der Akkretion von Materie in der Nähe der Magnetpole eines relativistischen Sterns verbunden. Die Quelle der Akkretion sind die Teilchen des Sternwinds, die vom zweiten Stern ausgestrahlt werden (die Natur des Sonnenwinds ist dieselbe). Wenn der Stern groß ist, erreicht der Sternwind eine beträchtliche Dichte, die Strahlungsenergie eines Röntgenpulsars kann Hunderte und Tausende von Sonnenleuchtkräften erreichen. Ein Röntgenpulsar ist die einzige Möglichkeit, ein Schwarzes Loch indirekt zu entdecken, das, wie wir uns erinnern, nicht sichtbar ist. Ja, und ein Neutronenstern ist das seltenste Objekt für die visuelle Beobachtung. Das ist noch lange nicht alles. Auch der zweite Stern wird früher oder später anschwellen, und die Materie beginnt zum Nachbarn zu fließen. Und das ist bereits der zweite Materieaustausch im Doppelsystem. Nachdem der zweite Stern eine große Größe erreicht hat, beginnt er, das zurückzugeben, was beim ersten Austausch genommen wurde.
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Erscheint an der Stelle des ersten Sterns ein Weißer Zwerg, dann können durch den zweiten Austausch auf seiner Oberfläche Flares entstehen, die wir als neue Sterne beobachten. In einem Moment, wenn zu viel Material auf die Oberfläche eines sehr heißen Weißen Zwergs gefallen ist, steigt die Temperatur des Gases in der Nähe der Oberfläche stark an. Dies provoziert einen explosiven Ausbruch von Kernreaktionen. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt deutlich zu. Solche Ausbrüche können sich wiederholen, und sie werden bereits als wiederholte neue bezeichnet. Wiederholte Ausbrüche sind schwächer als die ersten, wodurch der Stern seine Helligkeit um ein Dutzend Mal erhöhen kann, was wir von der Erde aus als das Erscheinen eines "neuen" Sterns beobachten. Erscheint an der Stelle des ersten Sterns ein Weißer Zwerg, dann können durch den zweiten Austausch auf seiner Oberfläche Flares entstehen, die wir als neue Sterne beobachten. In einem Moment, wenn zu viel Material auf die Oberfläche eines sehr heißen Weißen Zwergs gefallen ist, steigt die Temperatur des Gases in der Nähe der Oberfläche stark an. Dies provoziert einen explosiven Ausbruch von Kernreaktionen. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt deutlich zu. Solche Ausbrüche können sich wiederholen, und sie werden bereits als wiederholte neue bezeichnet. Wiederholte Ausbrüche sind schwächer als die ersten, wodurch der Stern seine Helligkeit um ein Dutzend Mal erhöhen kann, was wir von der Erde aus als das Erscheinen eines "neuen" Sterns beobachten.
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Arten von Doppelsternen Lassen Sie uns zunächst herausfinden, welche Sterne so heißen. Lassen Sie uns sofort den Typ von Binärdateien verwerfen, der als "optische Binärdateien" bezeichnet wird. Dies sind Sternpaare, die am Himmel zufällig nebeneinander standen, dh in derselben Richtung, aber im Weltraum tatsächlich durch große Entfernungen voneinander getrennt sind. Wir werden diese Art von Doppeln nicht berücksichtigen. Wir werden uns für die Klasse der physikalisch binären Sterne interessieren, das heißt Sterne, die wirklich durch gravitative Wechselwirkung verbunden sind.
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Lage des Massenschwerpunktes Physikalisch rotieren Doppelsterne in Ellipsen um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt. Wenn wir jedoch die Koordinaten eines Sterns relativ zu einem anderen zählen, stellt sich heraus, dass sich die Sterne auch in Ellipsen relativ zueinander bewegen. In dieser Abbildung haben wir einen massereicheren blauen Stern als Ursprung genommen. In einem solchen System beschreibt der Massenmittelpunkt (grüner Punkt) eine Ellipse um den blauen Stern. Ich möchte den Leser vor einem verbreiteten Irrglauben warnen, dass oft angenommen wird, dass ein massereicherer Stern einen masseärmeren Stern stärker anzieht als umgekehrt. Zwei beliebige Objekte ziehen sich gleichermaßen an. Aber ein Objekt mit einer großen Masse ist schwieriger zu bewegen. Und obwohl ein Stein, der auf die Erde fällt, die Erde mit der gleichen Kraft anzieht wie seine Erde, ist es unmöglich, unseren Planeten mit dieser Kraft zu stören, und wir sehen, wie sich der Stein bewegt.
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Oftmals handelt es sich jedoch um sogenannte Mehrfachsysteme mit drei oder mehr Komponenten. Die Bewegung von drei oder mehr interagierenden Körpern ist jedoch instabil. In einem System von beispielsweise drei Sternen ist es immer möglich, ein binäres Teilsystem und einen dritten Stern, der sich um dieses Paar dreht, herauszuheben. In einem System aus vier Sternen kann es zwei binäre Subsysteme geben, die um einen gemeinsamen Massenmittelpunkt rotieren. Mit anderen Worten: In der Natur reduzieren sich stabile Mehrfachsysteme immer auf Zweitermsysteme. Der berüchtigte Alpha Centauri, der von vielen als der nächste Stern zu uns angesehen wird, gehört zum Drei-Sterne-System, aber tatsächlich ist die dritte schwache Komponente dieses Systems - Proxima Centauri, ein roter Zwerg - näher. Alle drei Sterne des Systems sind aufgrund ihrer Nähe separat sichtbar. Tatsächlich ist manchmal die Tatsache, dass der Stern doppelt ist, durch ein Teleskop sichtbar. Solche Binärdateien werden visuelle Binärdateien genannt (nicht zu verwechseln mit optischen Binärdateien!). In der Regel sind dies keine engen Paare, die Abstände zwischen den Sternen in ihnen sind groß, viel größer als ihre eigenen Größen.
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Brillanz von Doppelsternen Oft unterscheiden sich Sterne in Paaren stark in der Brillanz, ein trüber Stern wird von der Brillanz eines hellen überschattet. Manchmal erfahren Astronomen in solchen Fällen etwas über die Dualität eines Sterns durch Abweichungen in der Bewegung eines hellen Sterns unter dem Einfluss eines unsichtbaren Begleiters von der Flugbahn, die für einen einzelnen Stern im Weltraum berechnet wurde. Solche Paare werden als astrometrische Binärzahlen bezeichnet. Insbesondere Sirius gehörte lange zu dieser Art von Doppelgängern, bis die Leistung von Teleskopen es ermöglichte, den bis dahin unsichtbaren Satelliten - Sirius B - zu sehen. Dieses Paar wurde optisch doppelt. Es kommt vor, dass die Rotationsebene von Sternen um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt durch das Auge des Beobachters geht oder fast geht. Die Bahnen der Gestirne eines solchen Systems sind uns sozusagen zugespitzt. Hier überstrahlen sich die Sterne periodisch, die Helligkeit des gesamten Paares ändert sich mit der gleichen Periode. Diese Art von Binärdateien wird als Eclipsing-Binärdateien bezeichnet. Wenn wir von der Variabilität eines Sterns sprechen, wird ein solcher Stern als Verdunkelungsvariable bezeichnet, was auch auf seine Dualität hinweist. Der allererste entdeckte und berühmteste Doppelstern dieser Art ist der Stern Algol (Teufelsauge) im Sternbild Perseus.
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Spektrale Doppelsterne Die letzte Art von Doppelsternen sind spektroskopische Doppelsterne. Ihre Dualität wird bestimmt, indem das Spektrum des Sterns untersucht wird, in dem periodische Verschiebungen von Absorptionslinien bemerkt werden, oder es ist zu sehen, dass die Linien doppelt sind, worauf die Schlussfolgerung über die Dualität des Sterns basiert.
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Warum sind Doppelsterne interessant? Erstens ermöglichen sie es, die Masse von Sternen herauszufinden, da sie am einfachsten und zuverlässigsten aus der scheinbaren Wechselwirkung zweier Körper berechnet wird. Direkte Beobachtungen erlauben es uns, das gesamte "Gewicht" des Systems herauszufinden, und wenn wir ihnen die bekannten Beziehungen zwischen den Massen von Sternen und ihrer Leuchtkraft hinzufügen, die oben in der Geschichte über das Schicksal der Sterne diskutiert wurden, dann können wir das Finden Sie die Massen der Komponenten heraus, testen Sie die Theorie. Einzelne Sterne bieten uns keine solche Gelegenheit. Außerdem kann, wie bereits erwähnt, das Schicksal von Sternen in solchen Systemen auffallend anders sein als das Schicksal derselben Einzelsterne. Himmelspaare, deren Abstände im Vergleich zur Größe der Sterne selbst groß sind, leben in allen Phasen ihres Lebens nach denselben Gesetzen wie Einzelsterne, ohne sich gegenseitig zu stören. In diesem Sinne erscheint ihre Dualität in keiner Weise.
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Enge Paare: der erste Massenaustausch Die Sterne eines Doppelsternsystems werden zusammen aus demselben Gas- und Staubnebel geboren, sie haben das gleiche Alter, aber oft unterschiedliche Massen. Wir wissen bereits, dass massereichere Sterne "schneller" leben, daher wird ein massereicherer Stern seinen Kollegen im Evolutionsprozess überholen. Es wird sich ausdehnen und sich in einen Riesen verwandeln. In diesem Fall kann die Größe des Sterns so groß werden, dass die Materie von einem Stern (geschwollen) zu einem anderen zu fließen beginnt. Als Folge kann die Masse des anfangs leichteren Sterns größer werden als die des anfangs schweren! Außerdem bekommen wir zwei Sterne gleichen Alters, und der massereichere Stern befindet sich noch auf der Hauptreihe, das heißt, die Heliumfusion aus Wasserstoff setzt sich in seinem Zentrum fort, und der leichtere Stern hat seinen Wasserstoff, ein Helium, bereits verbraucht Kern hat sich darin gebildet. Denken Sie daran, dass dies in einer Welt mit Einzelsternen nicht passieren kann. Aufgrund der Diskrepanz zwischen dem Alter des Sterns und seiner Masse wird dieses Phänomen zu Ehren derselben verfinsternden Binärdatei als Algol-Paradoxon bezeichnet. Der Beta-Lyra-Stern ist ein weiteres Paar, das gerade einem Massenaustausch unterzogen wird.
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Die Materie des angeschwollenen Sterns, die auf die masseärmere Komponente fließt, fällt nicht sofort darauf (was durch die gegenseitige Rotation der Sterne behindert wird), sondern bildet zunächst eine rotierende Materiescheibe um den kleineren Stern. Reibungskräfte in dieser Scheibe verringern die Geschwindigkeit von Materieteilchen und setzen sich auf der Oberfläche des Sterns ab. Ein solcher Vorgang wird Akkretion genannt, und die resultierende Scheibe wird Akkretion genannt. Infolgedessen hat ein anfänglich massereicherer Stern eine ungewöhnliche chemische Zusammensetzung: Der gesamte Wasserstoff in seinen äußeren Schichten fließt zu einem anderen Stern, und nur ein Heliumkern mit Verunreinigungen schwerer Elemente bleibt zurück. Ein solcher Stern, Heliumstern genannt, entwickelt sich je nach Masse schnell zu einem Weißen Zwerg oder einem relativistischen Stern. Gleichzeitig vollzog sich im Binärsystem insgesamt eine wichtige Veränderung: Der zunächst massereichere Stern wich dieser Führung.
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Zweite Massenaustausch-Binärsysteme enthalten auch Röntgenpulsare, die in einem Wellenlängenbereich mit höherer Energie emittieren. Diese Strahlung ist mit der Akkretion von Materie in der Nähe der Magnetpole eines relativistischen Sterns verbunden. Die Quelle der Akkretion sind die Teilchen des Sternwinds, die vom zweiten Stern ausgestrahlt werden (die Natur des Sonnenwinds ist dieselbe). Wenn der Stern groß ist, erreicht der Sternwind eine beträchtliche Dichte, die Strahlungsenergie eines Röntgenpulsars kann Hunderte und Tausende von Sonnenleuchtkräften erreichen. Ein Röntgenpulsar ist die einzige Möglichkeit, ein Schwarzes Loch indirekt zu entdecken, das, wie wir uns erinnern, nicht sichtbar ist. Ja, und ein Neutronenstern ist das seltenste Objekt für die visuelle Beobachtung. Das ist noch lange nicht alles. Auch der zweite Stern wird früher oder später anschwellen, und die Materie beginnt zum Nachbarn zu fließen. Und das ist bereits der zweite Materieaustausch im Doppelsystem. Nachdem der zweite Stern eine große Größe erreicht hat, beginnt er, das zurückzugeben, was beim ersten Austausch genommen wurde.
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Erscheint an der Stelle des ersten Sterns ein Weißer Zwerg, dann können durch den zweiten Austausch auf seiner Oberfläche Flares entstehen, die wir als neue Sterne beobachten. In einem Moment, wenn zu viel Material auf die Oberfläche eines sehr heißen Weißen Zwergs gefallen ist, steigt die Temperatur des Gases in der Nähe der Oberfläche stark an. Dies provoziert einen explosiven Ausbruch von Kernreaktionen. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt deutlich zu. Solche Ausbrüche können sich wiederholen, und sie werden bereits als wiederholte neue bezeichnet. Wiederholte Ausbrüche sind schwächer als die ersten, wodurch der Stern seine Helligkeit um ein Dutzend Mal erhöhen kann, was wir von der Erde aus als das Erscheinen eines "neuen" Sterns beobachten.
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Ein weiteres Ergebnis in einem Weißen-Zwerg-System ist eine Supernova-Explosion. Durch den Materiefluss des zweiten Sterns kann der Weiße Zwerg eine Grenzmasse von 1,4 Sonnenmassen erreichen. Wenn dies bereits ein eiserner Weißer Zwerg ist, kann er die Gravitationskontraktion nicht halten und wird explodieren. Supernova-Explosionen in Doppelsternsystemen sind sich in Helligkeit und Entwicklung sehr ähnlich, da Sterne mit gleicher Masse immer explodieren - 1,4 Sonnen. Denken Sie daran, dass diese kritische Masse bei Einzelsternen vom zentralen Eisenkern erreicht wird, während die äußeren Schichten unterschiedliche Massen haben können. Wie aus unserer Erzählung hervorgeht, fehlen diese Schichten in binären Systemen fast vollständig. Deshalb haben solche Blitze die gleiche Leuchtkraft. Indem wir sie in fernen Galaxien beobachten, können wir Entfernungen berechnen, die weit größer sind, als mit der Sternparallaxe oder Cepheiden bestimmt werden können. Der Verlust eines erheblichen Teils der Masse des gesamten Systems als Folge einer Supernova-Explosion kann zum Zerfall eines Binärsystems führen. Die Anziehungskraft zwischen den Komponenten wird stark reduziert und sie können aufgrund der Trägheit ihrer Bewegung auseinanderfliegen.
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Doppelsterne Die Sonne ist ein Einzelstern. Aber manchmal befinden sich zwei oder mehr Sterne nahe beieinander und drehen sich umeinander. Sie werden Doppel- oder Mehrfachsterne genannt. Es gibt viele von ihnen in der Galaxie. Der Stern Mizar im Sternbild Ursa Major hat also einen Satelliten - Alcor. Je nach Entfernung umkreisen Doppelsterne einander schnell oder langsam, und die Umlaufzeit kann von mehreren Tagen bis zu vielen tausend Jahren reichen. Einige Doppelsterne werden am Rand der Ebene ihrer Umlaufbahn zur Erde gedreht, dann überstrahlt regelmäßig ein Stern den anderen. Gleichzeitig schwächt sich die Gesamthelligkeit der Sterne ab. Wir nehmen dies als eine Veränderung der Helligkeit des Sterns wahr. Beispielsweise ist der „Teufelsstern“ Algol im Sternbild Perseus seit der Antike als veränderlicher Stern bekannt. Alle 69 Stunden – das ist die Umlaufzeit der Sterne in diesem Doppelsternsystem – verfinstert sich ein hellerer Stern durch seinen kalten und weniger hellen Nachbarn. Von der Erde wird dies als Abnahme ihrer Brillanz wahrgenommen. Zehn Stunden später gehen die Sterne auseinander und die Helligkeit des Systems wird wieder maximal.
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