"Neutronitähti" - 7. 8. Neutronitähtien mitatut massat. Tähdet, joilla on suurempi keskustiheys ja suurempi massa, osoittautuvat epävakaiksi. Neutronitähtien sisäinen rakenne. 2. Monihiukkasvoimien suora tuominen isovektorikanaviin: Relativistic Mean Field Model (RMF). Monihiukkasvoimien käyttöönotto.

"Kaksoistähdet" - Visuaalisesti astrometrisesti binäärisuojatut binäärit ovat spektroskooppisia binäärit. Ensin selvitetään, mitä tähtiä kutsutaan sellaisiksi. Mikä on mielenkiintoista kaksoistähdet. Yksittäiset tähdet eivät tarjoa meille sellaista mahdollisuutta. Viimeinen binäärityyppi on spektroskooppinen binääri. Spektri tuplaa. Pimentävät binaarit.

"Tähtien massa" - Massa on melkein yhtä suuri kuin aurinko ja kooltaan 2,5 kertaa suurempi kuin Maa. Auringon ja tähtien energialähde. Pääsarja. Pääsarjan tähtien tiheydet ovat verrattavissa auringon tiheyteen. Tähtien massat ovat noin 1/20-100 kertaa Auringon massa. Betelgeuse on punainen superjättiläinen.

"Constellations" - On myös seitsemännen, kahdeksannen ja jopa kahdeksannentoista magnitudin tähtiä. Ensimmäisen magnitudin tähti on täsmälleen 2,512 kertaa kirkkaampi kuin toisen magnitudin tähti. Pilvettömänä ja kuuttomana yönä, kaukana asutuista alueista, voidaan erottaa noin 3000 tähteä. Talvikolmio koostuu Orionin, Canis Majorin ja Canis Minorin kirkkaimmista tähdistä.

"Constellation Astronomy" - Perustuu pääasiassa havaintoihin. Mutta ei vain Akida rakastunut Galateaan. Spiraaligalaksi M74. Tähtikuvioiden nimet yhdistettiin myytteihin, jumalien nimiin, instrumenttien ja mekanismien nimiin. Aloitetaan tutustuminen tähtikuvioihin kesätaivaalta. Ursa Minor. Zodiac. Pohjoisessa roikkuu Otava ylösalaisin ämpäri.

Mizar ja Alcor eivät vain projisoitu vierekkäin taivaanpallolle, vaan ne myös liikkuvat yhteisen massakeskuksen ympärillä. Kiertoaika on noin 2 miljardia vuotta. Galaxyssa on monia kaksois- ja monitähtiä. Mira - Omicron Ceti - kaksoistähti. Kuvassa a näkyy kaksoitähden komponentit 0,6" etäisyydellä. Valokuvat b ja c osoittavat, että niiden muoto ei ole pallomainen, Miralta näkyy häntää pienempää tähteä kohti. Tämä voi johtua Mira Cetin gravitaatiovuorovaikutuksesta kumppanisi kanssa ac b

Useat järjestelmät näyttävät usein paljaalla silmällä yksittäisinä tähdinä. Hyvillä kiikareilla ja kaukoputkilla voit nähdä niiden kaksinaisuuden tai moninaisuuden. Tähti ε Lyrae on fyysinen järjestelmä, joka koostuu kahdesta läheisestä tähtiparista ε 1 ja ε 2. Useita tähtiä

Tähti θ Orionis on monimutkainen monijärjestelmä. θ 1 ja θ 2 näyttävät pienen kaukoputken läpi katsottuna nelinkertaisena ja kolmoisjärjestelmänä. Vahvalla kaukoputkella voidaan nähdä vielä enemmän tähtiä. Koko järjestelmää kutsutaan Orionin trapeziumiksi. Orionin trapetsi (keskellä)

Esimerkki monikerroksisesta järjestelmästä on α Centauri (Rigil Centaurus), joka sijaitsee 4,3 valovuoden päässä Auringosta. Komponentin C koordinaatit α = 14 h 26 m, δ = –62 ° 28 "ja se on lähimpänä aurinkoa oleva tähti. Sen oikea nimi on Proxima Centauri. Rigil Centaurus on aurinkoa lähinnä oleva tähtijärjestelmä.

Universaalin gravitaatiolaki ja Newtonin yleistämät Keplerin lait soveltuvat kaksoistähtijärjestelmiin. Tämä mahdollistaa tähtien massojen arvioimisen binäärijärjestelmissä. Keplerin kolmannen lain mukaan voidaan kirjoittaa suhde, jossa m 1 ja m 2 ovat kahden tähden massat, joiden kierrosjakso on P, A on toisen tähden ympäri kiertävän tähden kiertoradan puolipääakseli. Massat M ja m ovat Auringon ja Maan massat, T = 1 vuosi, ja on etäisyys Maan ja Auringon välillä. Tämä kaava antaa binäärikomponenttien massojen summan, ts. tämän järjestelmän jäseniä. α on komponenttien välinen kulmaetäisyys π on tähden vuotuinen parallaksi Jos määritämme tähtien etäisyydet niiden yhteiseen painopisteeseen havaintojen perusteella, voimme määrittää kunkin tähden massan.

dia 1

Kuvaus diasta:

dia 2

Kuvaus diasta:

Kaksoistähtien tyypit Selvitetään ensin, mitä tähtiä kutsutaan sellaisiksi. Hylätään heti "optisten binäärien" tyyppi. Nämä ovat tähtipareja, jotka sattuivat olemaan vierekkäin taivaalla, toisin sanoen samassa suunnassa, mutta itse asiassa niitä erottaa suuret etäisyydet. Emme ota huomioon tämäntyyppisiä tuplauksia. Olemme kiinnostuneita fyysisesti binääriluokista, eli tähdistä, jotka todella liittyvät gravitaatiovuorovaikutukseen.

dia 3

Kuvaus diasta:

dia 4

Kuvaus diasta:

dia 5

Kuvaus diasta:

dia 6

Kuvaus diasta:

Dia 7

Kuvaus diasta:

Dia 8

Kuvaus diasta:

Dia 9

Kuvaus diasta:

Miksi kaksoistähdet ovat kiinnostavia? Ensinnäkin niiden avulla on mahdollista selvittää tähtien massat, koska se lasketaan helpoimmin ja luotettavimmin kahden kappaleen näennäisestä vuorovaikutuksesta. Suorat havainnot antavat meille mahdollisuuden selvittää järjestelmän kokonais"painon", ja jos niihin lisätään tunnetut suhteet tähtien massojen ja niiden valovoimakkuuksien välillä, joita käsiteltiin edellä tähtien kohtalosta kertovassa tarinassa, niin voimme selvittää komponenttien massat, testata teoriaa. Yksittäiset tähdet eivät tarjoa meille sellaista mahdollisuutta. Lisäksi, kuten aiemmin mainittiin, tähtien kohtalo tällaisissa järjestelmissä voi olla hämmästyttävän erilainen kuin samojen yksittäisten tähtien kohtalo. Taivaalliset parit, joiden väliset etäisyydet ovat suuria verrattuna itse tähtien kokoon, elävät kaikissa elämänsä vaiheissa samojen lakien mukaan kuin yksittäiset tähdet, häiritsemättä toisiaan. Tässä mielessä niiden kaksinaisuus ei näy millään tavalla.

Dia 10

Kuvaus diasta:

Lähiparit: ensimmäinen massavaihto Binaarisen tähdet syntyvät yhdessä samasta kaasu- ja pölysumusta, niillä on sama ikä, mutta usein eri massat. Tiedämme jo, että massiivisemmat tähdet elävät "nopeammin", joten massiivisempi tähti ohittaa vertaisensa evoluutioprosessissa. Se laajenee ja muuttuu jättiläiseksi. Tässä tapauksessa tähden koko voi tulla sellaiseksi, että aine yhdestä tähdestä (turvonnut) alkaa virrata toiseen. Tämän seurauksena alun perin kevyemmän tähden massa voi kasvaa alun perin raskaan tähden massaksi! Lisäksi saamme kaksi samanikäistä tähteä, ja massiivinen tähti on edelleen pääjonossa, eli sen keskellä jatkuu vedyn heliumin fuusio ja kevyempi tähti on jo käyttänyt vetynsä, heliumin. siihen on muodostunut ydin. Muista, että näin ei voi tapahtua yksittäisten tähtien maailmassa. Tähtien iän ja sen massan välisen eron vuoksi tätä ilmiötä kutsutaan Algol-paradoksiksi saman pimennysbinaarin kunniaksi. Beta Lyra -tähti on toinen pari, joka on parhaillaan massavaihdossa.

dia 11

Kuvaus diasta:

dia 12

Kuvaus diasta:

dia 13

Kuvaus diasta:

Toiset Mass Exchange Binary -järjestelmät sisältävät myös röntgenpulsareita, jotka lähettävät korkeammalla energian aallonpituusalueella. Tämä säteily liittyy aineen kertymiseen relativistisen tähden magneettinapojen lähelle. Kasvun lähde ovat toisen tähden lähettämät tähtituulen hiukkaset (aurinkotuulen luonne on sama). Jos tähti on suuri, tähtituuli saavuttaa merkittävän tiheyden, röntgenpulsarin säteilyenergia voi saavuttaa satoja ja tuhansia auringon luminositeettia. Röntgenpulsari on ainoa tapa epäsuorasti havaita musta aukko, jota, kuten muistamme, ei voida nähdä. Kyllä, ja neutronitähti on visuaalisen havainnoinnin harvinaisin kohde. Tämä on kaukana kaikesta. Myös toinen tähti turpoaa ennemmin tai myöhemmin, ja asia alkaa virrata naapuriin. Ja tämä on jo toinen aineen vaihto binäärijärjestelmässä. Saavutettuaan suuren koon toinen tähti alkaa "palauttaa" ensimmäisen vaihdon aikana otetun.

Dia 14

Kuvaus diasta:

Jos ensimmäisen tähden tilalle ilmestyy valkoinen kääpiö, niin toisen vaihdon seurauksena sen pinnalla voi tapahtua soihdutuksia, jotka havaitsemme uusina tähtinä. Yhdessä hetkessä, kun erittäin kuuman valkoisen kääpiön pinnalle on pudonnut liikaa materiaalia, kaasun lämpötila pinnan lähellä nousee jyrkästi. Tämä saa aikaan räjähdysmäisen ydinreaktion. Tähtien kirkkaus kasvaa merkittävästi. Tällaiset taudinpurkaukset voivat toistua, ja niitä kutsutaan jo toistuviksi uusiksi. Toistuvat purkaukset ovat heikompia kuin ensimmäiset, minkä seurauksena tähti voi lisätä kirkkauttaan kymmeniä kertoja, minkä havaitsemme Maasta "uuden" tähden ilmaantumisena. Jos ensimmäisen tähden tilalle ilmestyy valkoinen kääpiö, niin toisen vaihdon seurauksena sen pinnalla voi tapahtua soihdutuksia, jotka havaitsemme uusina tähtinä. Yhdessä hetkessä, kun erittäin kuuman valkoisen kääpiön pinnalle on pudonnut liikaa materiaalia, kaasun lämpötila pinnan lähellä nousee jyrkästi. Tämä saa aikaan räjähdysmäisen ydinreaktion. Tähtien kirkkaus kasvaa merkittävästi. Tällaiset taudinpurkaukset voivat toistua, ja niitä kutsutaan jo toistuviksi uusiksi. Toistuvat purkaukset ovat heikompia kuin ensimmäiset, minkä seurauksena tähti voi lisätä kirkkauttaan kymmeniä kertoja, minkä havaitsemme Maasta "uuden" tähden ilmaantumisena.

dia 15

1 dia

2 liukumäki

Kaksoistähtien tyypit Selvitetään ensin, mitä tähtiä kutsutaan sellaisiksi. Hylätään heti "optisten binäärien" tyyppi. Nämä ovat tähtipareja, jotka sattuivat olemaan vierekkäin taivaalla, toisin sanoen samassa suunnassa, mutta itse asiassa niitä erottaa suuret etäisyydet. Emme ota huomioon tämän tyyppisiä tuplauksia. Olemme kiinnostuneita fyysisesti binääriluokista, eli tähdistä, jotka todella liittyvät gravitaatiovuorovaikutukseen.

3 liukumäki

Massakeskuksen sijainti Fyysisesti kaksoitähdet pyörivät ellipseinä yhteisen massakeskuksen ympärillä. Jos kuitenkin laskemme yhden tähden koordinaatit suhteessa toiseen, käy ilmi, että tähdet liikkuvat suhteessa toisiinsa myös ellipseissä. Tässä kuvassa olemme ottaneet alkuperäiseksi massiivisemman sinisen tähden. Tällaisessa järjestelmässä massakeskus (vihreä piste) kuvaa ellipsiä sinisen tähden ympärillä. Haluaisin varoittaa lukijaa yleisestä väärinkäsityksestä, jonka mukaan usein oletetaan, että massiivinen tähti vetää puoleensa vähämassaista tähteä voimakkaammin kuin päinvastoin. Mitkä tahansa kaksi esinettä houkuttelevat toisiaan tasapuolisesti. Mutta esinettä, jolla on suuri massa, on vaikeampi liikkua. Ja vaikka Maahan putoava kivi vetää puoleensa Maata samalla voimalla kuin sen Maa, planeettamme on mahdotonta häiritä tällä voimalla, ja näemme kuinka kivi liikkuu.

4 liukumäki

Usein on kuitenkin niin sanottuja useita järjestelmiä, joissa on kolme tai useampia komponentteja. Kolmen tai useamman vuorovaikutuksessa olevan kappaleen liike on kuitenkin epävakaa. Esimerkiksi kolmen tähden järjestelmässä on aina mahdollista erottaa binääriosajärjestelmä ja kolmas tähti, joka pyörii tämän parin ympärillä. Neljän tähden järjestelmässä voi olla kaksi binääriosajärjestelmää, jotka pyörivät yhteisen massakeskuksen ympärillä. Toisin sanoen luonnossa vakaat monijärjestelmät pelkistyvät aina kahden aikavälin järjestelmiin. Pahamaineinen Alpha Centauri, jota monet pitävät meitä lähimpänä tähdenä, kuuluu kolmen tähden järjestelmään, mutta itse asiassa tämän järjestelmän kolmas heikko komponentti - Proxima Centauri, punainen kääpiö, on lähempänä. Kaikki kolme järjestelmän tähteä näkyvät erikseen läheisyytensä vuoksi. Todellakin, joskus tosiasia, että tähti on kaksinkertainen, näkyy teleskoopin läpi. Tällaisia ​​binääritiedostoja kutsutaan visuaaliseksi binääriksi (ei pidä sekoittaa optisiin binääriin!). Yleensä nämä eivät ole läheisiä pareja, niissä olevien tähtien väliset etäisyydet ovat suuria, paljon suurempia kuin heidän omat kokonsa.

5 liukumäki

6 liukumäki

Kaksoistähtien loisto Usein tähdet pareittain eroavat kirkkaudeltaan suuresti, himmeä tähti jää kirkkaan loiston varjoon. Joskus tällaisissa tapauksissa tähtitieteilijät oppivat tähden kaksinaisuudesta poikkeamalla kirkkaan tähden liikkeessä näkymättömän kumppanin vaikutuksesta yhdelle tähdelle avaruudessa lasketusta liikeradalta. Tällaisia ​​pareja kutsutaan astrometrisiksi binääriksi. Erityisesti Sirius kuului pitkään tähän kaksoistyyppiin, kunnes teleskooppien teho mahdollisti tähän asti näkymätön satelliitin - Sirius B:n näkemisen. Tämä pari tuli visuaalisesti kaksinkertaiseksi. Tapahtuu, että tähtien kiertotaso niiden yhteisen massakeskuksen ympärillä kulkee tai melkein kulkee tarkkailijan silmän läpi. Tällaisen järjestelmän tähtien kiertoradat ovat ikään kuin reunustuneet meitä kohti. Täällä tähdet loistavat ajoittain toisiaan enemmän, koko parin kirkkaus muuttuu saman ajanjakson aikana. Tämän tyyppisiä binääritiedostoja kutsutaan pimennysbinääriksi. Jos puhumme tähden vaihtelevuudesta, niin tällaista tähteä kutsutaan pimennysmuuttujaksi, mikä osoittaa myös sen kaksinaisuuden. Ensimmäinen löydetty ja tunnetuin tämän tyyppinen binaari on Algol (Paholaisen silmä) Perseuksen tähdistössä.

7 liukumäki

8 liukumäki

Spektribinaarit Viimeinen binäärityyppi ovat spektroskooppiset binaarit. Niiden kaksinaisuus määritetään tutkimalla tähden spektriä, jossa havaitaan absorptioviivojen jaksoittaisia ​​siirtymiä tai nähdään, että viivat ovat kaksinkertaisia, mihin perustuu päätelmä tähden kaksinaisuudesta.

9 liukumäki

Miksi kaksoistähdet ovat kiinnostavia? Ensinnäkin niiden avulla on mahdollista selvittää tähtien massat, koska se lasketaan helpoimmin ja luotettavimmin kahden kappaleen näennäisestä vuorovaikutuksesta. Suorat havainnot antavat meille mahdollisuuden selvittää järjestelmän kokonais"painon", ja jos niihin lisätään tunnetut suhteet tähtien massojen ja niiden luminositeettien välillä, joita käsiteltiin edellä tähtien kohtalosta kertovassa tarinassa, niin voimme selvittää komponenttien massat, testata teoriaa. Yksittäiset tähdet eivät tarjoa meille sellaista mahdollisuutta. Lisäksi, kuten aiemmin mainittiin, tähtien kohtalo tällaisissa järjestelmissä voi olla hämmästyttävän erilainen kuin samojen yksittäisten tähtien kohtalo. Taivaalliset parit, joiden väliset etäisyydet ovat suuria verrattuna itse tähtien kokoon, elävät kaikissa elämänsä vaiheissa samojen lakien mukaan kuin yksittäiset tähdet, häiritsemättä toisiaan. Tässä mielessä niiden kaksinaisuus ei näy millään tavalla.

10 diaa

Lähiparit: ensimmäinen massavaihto Binaarisen tähdet syntyvät yhdessä samasta kaasu- ja pölysumusta, niillä on sama ikä, mutta usein eri massat. Tiedämme jo, että massiivisemmat tähdet elävät "nopeammin", joten massiivisempi tähti ohittaa vertaisensa evoluutioprosessissa. Se laajenee ja muuttuu jättiläiseksi. Tässä tapauksessa tähden koko voi tulla sellaiseksi, että aine yhdestä tähdestä (turvonnut) alkaa virrata toiseen. Tämän seurauksena alun perin kevyemmän tähden massa voi kasvaa alun perin raskaan tähden massaksi! Lisäksi saamme kaksi samanikäistä tähteä, ja massiivinen tähti on edelleen pääjonossa, eli sen keskellä jatkuu vedyn heliumin fuusio ja kevyempi tähti on jo käyttänyt vetynsä, heliumin. siihen on muodostunut ydin. Muista, että näin ei voi tapahtua yksittäisten tähtien maailmassa. Tähtien iän ja sen massan välisen eron vuoksi tätä ilmiötä kutsutaan Algol-paradoksiksi saman pimennysbinaarin kunniaksi. Beta Lyra -tähti on toinen pari, joka on parhaillaan massavaihdossa.

11 diaa

Turvonneesta tähdestä tuleva aine, joka virtaa vähemmän massiiviselle komponentille, ei putoa sen päälle välittömästi (tätä estää tähtien keskinäinen pyöriminen), vaan muodostaa ensin pyörivän ainekiekon pienemmän tähden ympärille. Tämän kiekon kitkavoimat vähentävät aineen hiukkasten nopeutta ja se asettuu tähden pinnalle. Tällaista prosessia kutsutaan akkretioksi, ja tuloksena olevaa levyä kutsutaan akkretioksi. Tämän seurauksena alun perin massiivisemmalla tähdellä on epätavallinen kemiallinen koostumus: kaikki sen ulkokerrosten vety virtaa toiseen tähteen, ja jäljelle jää vain heliumydin, jossa on raskaampien alkuaineiden epäpuhtauksia. Sellainen tähti, jota kutsutaan heliumtähdeksi, kehittyy nopeasti muodostaen valkoisen kääpiön tai relativistisen tähden, riippuen sen massasta. Samaan aikaan binäärijärjestelmässä kokonaisuutena tapahtui tärkeä muutos: alun perin massiivisempi tähti väistyi tälle johtajuudelle.

12 diaa

13 diaa

Toiset Mass Exchange Binary -järjestelmät sisältävät myös röntgenpulsareita, jotka lähettävät korkeammalla energian aallonpituusalueella. Tämä säteily liittyy aineen kertymiseen relativistisen tähden magneettinapojen lähelle. Kasvun lähde ovat toisen tähden lähettämät tähtituulen hiukkaset (aurinkotuulen luonne on sama). Jos tähti on suuri, tähtituuli saavuttaa merkittävän tiheyden, röntgenpulsarin säteilyenergia voi saavuttaa satoja ja tuhansia auringon luminositeettia. Röntgenpulsari on ainoa tapa epäsuorasti havaita musta aukko, jota, kuten muistamme, ei voida nähdä. Kyllä, ja neutronitähti on visuaalisen havainnoinnin harvinaisin kohde. Tämä on kaukana kaikesta. Myös toinen tähti turpoaa ennemmin tai myöhemmin, ja asia alkaa virrata naapuriin. Ja tämä on jo toinen aineen vaihto binäärijärjestelmässä. Saavutettuaan suuren koon toinen tähti alkaa "palauttaa" ensimmäisen vaihdon aikana otetun.

14 diaa

Jos ensimmäisen tähden tilalle ilmestyy valkoinen kääpiö, niin toisen vaihdon seurauksena sen pinnalla voi tapahtua soihdutuksia, jotka havaitsemme uusina tähtinä. Yhdessä hetkessä, kun erittäin kuuman valkoisen kääpiön pinnalle on pudonnut liikaa materiaalia, kaasun lämpötila pinnan lähellä nousee jyrkästi. Tämä saa aikaan räjähdysmäisen ydinreaktion. Tähtien kirkkaus kasvaa merkittävästi. Tällaiset taudinpurkaukset voivat toistua, ja niitä kutsutaan jo toistuviksi uusiksi. Toistuvat purkaukset ovat heikompia kuin ensimmäiset, minkä seurauksena tähti voi lisätä kirkkauttaan kymmeniä kertoja, minkä havaitsemme Maasta "uuden" tähden ilmaantumisena.

15 diaa

Toinen tulos valkoisessa kääpiöjärjestelmässä on supernovaräjähdys. Toisesta tähdestä tulevan aineen virtauksen seurauksena valkoinen kääpiö voi saavuttaa rajoittavan massan 1,4 auringon massaa. Jos tämä on jo rautavalkoinen kääpiö, se ei pysty pitämään painovoiman supistumista ja räjähtää. Supernovaräjähdykset binäärijärjestelmissä ovat kirkkaudeltaan ja kehitykseltään hyvin samankaltaisia ​​keskenään, koska saman massaiset tähdet räjähtävät aina - 1,4 aurinkoa. Muista, että yksittäisissä tähdissä tämän kriittisen massan saavuttaa rautaydin, kun taas ulkokerroksilla voi olla eri massat. Binäärijärjestelmissä, kuten kertomuksestamme ilmenee, nämä kerrokset ovat melkein poissa. Siksi tällaisilla välähdyksellä on sama kirkkaus. Huomioimalla ne kaukaisissa galakseissa voimme laskea etäisyyksiä, jotka ovat paljon suurempia kuin mitä voidaan määrittää tähtien parallaksien tai kefeidien avulla. Merkittävän osan koko järjestelmän massasta häviäminen supernovaräjähdyksen seurauksena voi johtaa binäärin hajoamiseen. Painovoiman vetovoima komponenttien välillä vähenee huomattavasti, ja ne voivat lentää erilleen liikkeensä inertian vuoksi.

dia 1

Kuvaus diasta:

dia 2

Kuvaus diasta:

dia 3

Kuvaus diasta:

dia 4

Kuvaus diasta:

dia 5

Kuvaus diasta:

dia 6

Kuvaus diasta:

Dia 7

Kuvaus diasta:

Binary Stars Aurinko on yksi tähti. Mutta joskus kaksi tai useampi tähteä sijaitsevat lähellä toisiaan ja pyörivät toistensa ympäri. Niitä kutsutaan kaksois- tai monitähteiksi. Galaxyssa niitä on paljon. Joten Mizar-tähdellä Ursa Majorin tähdistössä on satelliitti - Alcor. Riippuen niiden välisestä etäisyydestä kaksoitähdet pyörivät toistensa ympärillä nopeasti tai hitaasti, ja vallankumousjakso voi vaihdella useista päivistä useisiin tuhansiin vuosiin. Jotkut kaksoistähdet on käännetty Maata kohti kiertoradansa tason reunasta, jolloin toinen tähti loistaa säännöllisesti toista enemmän. Samaan aikaan tähtien yleinen kirkkaus heikkenee. Koemme tämän muutoksena tähden kirkkaudessa. Esimerkiksi Perseuksen tähdistössä oleva "paholaisen tähti" Algol on tunnettu muinaisista ajoista lähtien muuttuvana tähtenä. Joka 69. tunti - tämä on tähtien kierrosjakso tässä binäärijärjestelmässä - on kylmän ja vähemmän kirkkaan naapurinsa kirkkaamman tähden pimennys. Maasta katsottuna tämä nähdään sen loiston vähenemisenä. Kymmenen tunnin kuluttua tähdet eroavat toisistaan ​​ja järjestelmän kirkkaus on jälleen maksimi.

Dia 8

Kuvaus diasta:

Dia 9

Kuvaus diasta:

Dia 10

Kuvaus diasta:

dia 11

Kuvaus diasta:

dia 12