Estrelas duplas em um telescópio. estrelas duplas

A observação de estrelas duplas e múltiplas sempre recebeu pouca atenção. Mesmo nos velhos tempos da boa literatura astronômica, esse tópico era frequentemente ignorado e é improvável que você encontre muitas informações sobre ele. A razão para isso pode estar no baixo significado científico de tais observações. Afinal, não é segredo que a precisão das medições amadoras dos parâmetros das estrelas binárias é, via de regra, muito menor do que a dos astrônomos profissionais que têm a oportunidade de trabalhar com grandes instrumentos.

No entanto, quase todos os astrônomos amadores são obrigados a observar estrelas binárias por pelo menos um curto período de tempo. Os objetivos que perseguem neste caso podem ser completamente diferentes: desde a verificação da qualidade da ótica ou do interesse puramente esportivo até a realização de medições verdadeiramente significativas cientificamente.

Também é importante notar que, entre outras coisas, as observações de estrelas duplas também são um excelente treinamento visual para um astrônomo. Olhando para pares próximos, o observador desenvolve a capacidade de perceber os mais insignificantes, pequenos detalhes da imagem, mantendo-se assim em boa forma, o que no futuro necessariamente afetará as observações de outros objetos celestes. Um bom exemplo é quando um dos meus colegas, depois de alguns dias de folga, tentou resolver um par de estrelas com uma separação de 1", usando um refletor de 110mm e, no final, conseguiu. pausa, eu nas observações, tive que ceder a essa dupla com um instrumento bem maior.

Telescópio e observador

A essência da observação de uma estrela binária é extremamente simples e consiste em dividir um par estelar em componentes separados e determinar sua posição relativa e distância entre eles. No entanto, na prática, tudo acaba por estar longe de ser tão simples e inequívoco. Durante as observações, vários tipos de fatores de terceiros começam a aparecer que não permitem que você obtenha o resultado necessário sem alguns truques. Você já deve estar ciente da existência de algo como o limite de Davis. Esse valor determina a capacidade de algum sistema óptico de separar duas fontes pontuais de luz muito próximas, ou seja, determina a resolução p do seu telescópio. O valor deste parâmetro em segundos de arco pode ser calculado usando a seguinte fórmula simples:

ρ = 120"/D

onde D é o diâmetro da objetiva do telescópio em milímetros.

Além do diâmetro da lente, a resolução do telescópio também depende do tipo de sistema óptico, da qualidade da óptica e, claro, do estado da atmosfera e das habilidades do observador.

O que você precisa ter para começar a observar? A coisa mais importante, é claro, é o telescópio. E quanto maior o diâmetro de sua lente, melhor. Além disso, você precisará de uma ocular (ou lente Barlow) que dê uma alta ampliação. Infelizmente, alguns amadores nem sempre usam corretamente a lei de Davis, acreditando que ela sozinha determina a possibilidade de resolver um par duplo próximo. Alguns anos atrás, encontrei-me com um amador novato que reclamou que por várias temporadas ele não conseguia separar um par de estrelas localizadas a uma distância de 2 "um do outro em seu telescópio de 65 mm. Aconteceu que ele estava tentando fazer isso, usando apenas ampliação de 25x, argumentando que com tal ampliação o telescópio tem melhor visibilidade. Claro, ele estava certo que um pequeno aumento reduz significativamente os efeitos nocivos das correntes de ar na atmosfera. No entanto, ele não levou em conta que com uma ampliação tão baixa, o olho simplesmente não é capaz de distinguir entre duas fontes de luz muito próximas!

Além do telescópio, você também pode precisar de instrumentos de medição. No entanto, se você não for medir as posições dos componentes em relação um ao outro, poderá ficar sem eles. Por exemplo, você pode estar satisfeito com o fato de ter conseguido separar estrelas próximas com seu instrumento e certificar-se de que a estabilidade da atmosfera hoje é adequada ou seu telescópio oferece um bom desempenho, e você não perdeu suas habilidades anteriores e destreza.

Para problemas mais sérios, é necessário usar um micrômetro para medir as distâncias entre as estrelas e uma escala horária para determinar os ângulos posicionais. Às vezes, esses dois dispositivos podem ser encontrados combinados em uma ocular, no foco da qual está instalada uma placa de vidro com escalas impressas, que permitem fazer as medições correspondentes. Essas oculares são produzidas por várias empresas estrangeiras (em particular, Meade, Celestron, etc.), há algum tempo também foram fabricadas na empresa "Tochpribor" de Novosibirsk.

Fazendo medições

Como já dissemos, a medição das características de uma estrela binária se reduz a determinar a posição relativa de seus componentes constituintes e a distância angular entre eles.

ângulo de posição. Em astronomia, esse valor é usado para descrever a direção de um objeto em relação a outro para um posicionamento confiável na esfera celeste. No caso de estrelas binárias, o termo ângulo de posição inclui a definição da posição da componente mais fraca em relação à mais brilhante, que é tomada como ponto de referência. Os ângulos de posição são medidos a partir do norte (0°) e mais a leste (90°), sul (180°) e oeste (270°). Assim, duas estrelas com a mesma ascensão reta têm um ângulo de posição de 0° ou 180°. Se eles tiverem a mesma declinação, o ângulo será de 90° ou 270°.

Antes de medir o ângulo de posição, é necessário orientar corretamente a escala de medição da ocular-micrômetro. Colocando a estrela no centro do campo de visão e desligando o mecanismo do relógio (o eixo polar da montagem deve ser definido para o pólo celeste), faremos a estrela se mover no campo de visão do telescópio de leste para oeste. O ponto em que a estrela sairá do campo de visão é o ponto de direção para o oeste. Se agora, girando a ocular em torno de seu eixo, alinhamos a estrela com o valor de 270 ° na escala horária do micrômetro, podemos supor que concluímos a instalação necessária. Você pode avaliar a precisão do trabalho feito movendo o telescópio para que a estrela comece a aparecer atrás da linha de visão. Este ponto de aparição deve coincidir com a marca de 90° na escala de horas, após o que a estrela, no curso de seu movimento diário, deve passar novamente pelo ponto central e ultrapassar o campo de visão na marca de 270°. Se isso não acontecer, o procedimento de orientação do micrômetro deve ser repetido.

Se agora apontarmos o telescópio para o par estelar de interesse para você e colocarmos a estrela principal no centro do campo de visão, desenhando mentalmente uma linha entre ela e o segundo componente, obteremos o valor necessário do ângulo de posição removendo seu valor da escala horária do micrômetro.

Separação de componentes. Na verdade, a parte mais difícil do trabalho já está feita. Basta medir a distância entre as estrelas na escala linear de um micrômetro e depois converter o resultado obtido de uma medida linear para uma angular.

Obviamente, para realizar tal tradução, precisamos calibrar a escala micrométrica. Isso é feito da seguinte forma: aponte o telescópio para uma estrela com coordenadas bem conhecidas. Pare o mecanismo de relógio do telescópio e observe o tempo que leva para a estrela viajar de uma extremidade da escala para a próxima. Repita este procedimento várias vezes. A média dos resultados de medição obtidos é calculada e a distância angular correspondente à posição das duas marcas extremas na escala da ocular é calculada pela fórmula:

A \u003d 15 x t x cos δ

onde f é o tempo de passagem da estrela, δ é a declinação da estrela. Então dividindo o valor de A pelo número de divisões da escala, obtemos o preço da divisão de um micrômetro em medida angular. Conhecendo esse valor, você pode calcular facilmente a distância angular entre os componentes de uma estrela dupla (multiplicando o número de divisões da escala que se encaixam entre as estrelas pelo valor da divisão).

Observação de casais próximos

Com base na minha experiência, a separação de estrelas com distância próxima ao limite de Davis torna-se quase impossível, e quanto mais forte isso se torna, maior a diferença de magnitude entre os componentes do par. Idealmente, a regra de Davis funciona se as estrelas tiverem o mesmo brilho.

Olhando através de um telescópio para uma estrela relativamente brilhante em alta ampliação, você pode ver que a estrela não se parece apenas com um ponto luminoso, mas como um pequeno disco (disco Erie) cercado por vários anéis brilhantes (os chamados anéis de difração). É claro que o número e o brilho desses anéis afetam diretamente a facilidade com que você pode separar um casal próximo. No caso de uma diferença significativa no brilho dos componentes, pode acontecer que a estrela fraca simplesmente "se dissolva" no padrão de difração da estrela principal. Não admira que estrelas brilhantes tão conhecidas como Sirius e Rigel, que têm satélites fracos, sejam muito difíceis de separar em pequenos telescópios.

No caso de uma grande diferença na cor dos componentes, a tarefa de separar o duplo, pelo contrário, é um pouco simplificada. A presença de anomalias de cor no padrão de difração torna-se mais perceptível, e o olho do observador percebe a presença de um companheiro fraco muito mais rapidamente.

Acredita-se que a ampliação máxima útil dada por um telescópio é aproximadamente igual a duas vezes o diâmetro da objetiva em mm, e usar uma ampliação maior não leva a nada. Este não é o caso de estrelas binárias. Se a atmosfera estiver calma na noite de observação, usar uma ampliação máxima de 2x ou até 4x pode ajudar a ver algumas "perturbações" no padrão de difração, o que indicará a presença da fonte dessas "interferências". Claro, isso só pode ser feito com um telescópio com boa ótica.

Para determinar a ampliação na qual começar a separar um par próximo, você pode usar a seguinte fórmula simples:

X=240"/S"

onde S é a distância angular entre os componentes do binário em segundos de arco.

Para separar estrelas próximas, também é aconselhável usar um dispositivo simples que é colocado no tubo do telescópio e transforma a forma redonda da abertura em, digamos, um hexágono regular. Tal diafragma altera um pouco a distribuição da energia luminosa na imagem da estrela: o disco central de Airy torna-se um pouco menor em tamanho e, em vez dos anéis de difração usuais, são observadas várias rajadas brilhantes semelhantes a picos. Se você girar esse bico, poderá garantir que a segunda estrela esteja entre duas rajadas vizinhas e, assim, "permitirá" detectar sua presença.

O problema do excesso de peso não se faz sentir apenas no verão na praia. Olhando no espelho todos os dias, é triste observar um queixo duplo, papada e contornos embaçados. Felizmente, tudo isso pode ser mascarado se você dominar a maquiagem para um rosto completo com todas as suas nuances.

Peculiaridades

Para meninas cheias, os maquiadores oferecem uma maquiagem, cuja principal tarefa é esticar o rosto, torná-lo visualmente mais fino. Para resolvê-lo, são utilizadas técnicas como contorno (para deixar os contornos mais claros) e sombreamento vertical.

Tom e alívio

Sem uma base tonal que modele os contornos e os estique visualmente, a maquiagem é impossível.
O oval é realçado com uma base clara (primer), todo o resto é mais escuro (não se esqueça da área do pescoço e decote).
Os corretivos devem ter uma textura fosca e densa.
É muito importante destacar os olhos, por isso certifique-se de mascarar as olheiras com um corretivo.
Pó - compacto, não brilhante.
Aplique o blush com um pincel macio, movendo de cima para baixo. Tons ideais - bege, bronze.

Olhos e sobrancelhas

Opte por rímel alongador.
Limite as sombras peroladas.
Cuidadosamente sombreie todas as transições de tons.
Clareie os cantos internos, escureça os cantos externos.
Todas as linhas devem subir.
As pontas ficam melhor sombreadas.
As sobrancelhas não devem ser muito finas e muito largas. A curvatura é moderada.

Lábios

Não há necessidade de adicionar volume extra aos lábios.
O contorno dos lábios também é excluído.
As meninas podem usar brilho discreto.
Depois dos 35, é melhor dar preferência ao batom fosco - coral ou rosa.

Se você tem um rosto cheio, não fique chateado. Normalmente as meninas com essa deficiência têm olhos muito bonitos, pele lisa e limpa e sem rugas. Tente destacar suas vantagens e mascarar ao máximo os recursos inchados com uma maquiagem habilidosa.

Sob a cor dos olhos

Em tal maquiagem, é imperativo levar em consideração a cor dos olhos, pois é recomendável focar neles.

Para os olhos verdes

Para destacar os olhos verdes em um rosto cheio, você precisará de tons de tons como turquesa, verde, amarelo, azul.
Ao contrário da maquiagem para belezas de olhos azuis, aqui você precisará de uma técnica de várias camadas. Portanto, não tenha medo de aplicar sombras em várias camadas.
A principal coisa - não se esqueça de sombrear tudo cuidadosamente. Um rosto cheio não tolera contrastes.
Escolha a cor do delineador sob as sombras: deve ser um pouco mais saturada.
Levante as setas para que as linhas horizontais não tornem o rosto ainda mais cheio.
Para maquiagem diurna, use rímel azul ou verde. Para uma noite festiva - preta ou marrom.
Para deixar os lábios mais em relevo, use um batom ou gloss com brilho. A tonalidade recomendada é cereja brilhante ou coral.

Para olhos azuis

Paleta de sombras recomendada: prata, rosa, ouro, pérola, roxo, lilás, onda do mar, turquesa. Se preenchido, você pode levar preto e marrom.
Para olhos azuis, você precisa usar as técnicas mais leves. Multicamada é excluída. Assim, as sombras podem ser colocadas em 1-2 camadas, mas não mais.
É o mesmo com o rímel. Não exagere: 1 aplicação será suficiente. As cores recomendadas são cinza, marrom (para a versão diurna), preto (para a noite).
Batom e brilho labial podem ser em tom rosa, mas levando em consideração a idade. Depois dos 35 é melhor usar creme ou bordô. A principal coisa - sem umidade e volume.
Os maquiadores sugerem usar os mesmos esquemas de cores para meninas de olhos cinzas.

Para olhos castanhos

A maquiagem para um rosto cheio com olhos castanhos começa com a seleção certa. Escolha tons de bege ou damasco - eles alongam visualmente os recursos.
Para definir suas maçãs do rosto, aplique blush rosa lilás nelas. A terracota guardada - eles os tornarão planos.
A paleta de sombras deve abrir seus olhos. As cores da sua paleta são azul, roxo, bronze, dourado, castanho, bege, mel, rosa.
O forro pode ser azul, dourado, roxo, castanho, preto - da mesma cor das sombras. É melhor torcer as setas para cima.
Para cílios, você precisará de rímel alongador em preto, azul, marrom ou roxo.
A forma das sobrancelhas deve estar correta. Evite linhas horizontais retas e curvas de paquera excessivamente pronunciadas.
Batom e brilho labial podem ser das seguintes cores: cereja madura, nude quente, neon rosa, coral.

A escolha do esquema de cores da maquiagem também pode depender da cor do cabelo. Mas são os olhos que desempenham um papel decisivo nesta questão.

Instrução passo a passo

Diferentes estilos de maquiagem para mulheres obesas permitem que elas se sintam atraentes e bonitas tanto na vida cotidiana quanto nas férias. Básico ( e ) deve ser dominado.

Dia

Para alongar um rosto inteiro, use uma base líquida sem silicone. Preste atenção especial para mascarar as asas do nariz e as laterais das bochechas.
Para uniformizar o tom, é melhor levar pó fosco.
Para tornar os contornos do rosto mais claros e em relevo, eles precisam ser escurecidos e o centro (nariz, testa, queixo) deve ser iluminado o máximo possível. Para fazer isso, o corretor pode ser trabalhado diretamente em cima do pó.
O blush de areia pode ser aplicado nas maçãs do rosto.
As pálpebras superiores são coradas em 1 camada com madrepérola. Melhor que prata.
Setas muito finas nas pálpebras superiores são desenhadas com antracite e dobradas para cima.
Não trabalhamos com a parte inferior dos olhos durante a maquiagem diurna.
Abrimos o look com rímel alongador cinza em 1 camada.
Para os lábios, use um gloss brilhante de um tom natural.

Tarde

Um corretivo rosa permite alongar o contorno do rosto.
Para deixar a maquiagem impecável, preste atenção especial ao mascaramento do decote.
O blush brilhante coral alongará as maçãs do rosto.
As sombras ficam na pálpebra superior em camadas: preto, antracito, esmeralda. O principal é sombrear tudo bem para não criar contrastes.
As pálpebras inferiores são sombreadas com um tom de asfalto molhado.
As setas pretas devem repetir o formato do olho e se conectar no topo, levando as linhas às têmporas.
Os cantos externos podem ser destacados com um forro branco ou sombras.
Rímel em 2 camadas - alongamento preto.
É melhor não usar lantejoulas e brilho.
Batom fosco na cor coral e brilho transparente completam a maquiagem da noite.

Se eles causaram complexos internos, você tem apenas duas maneiras de resolver o problema. A primeira é perder peso. Mas é longo e requer força e paciência consideráveis. A segunda é aprender a maquiagem certa para um rosto completo, o que o tornará visualmente mais fino. Não negligencie os conselhos dos maquiadores em tal situação - eles farão você parecer muito melhor.

Em astronomia, as estrelas duplas são pares de estrelas que se destacam visivelmente no céu entre as estrelas de fundo circundantes pela proximidade de suas posições aparentes. Como estimativas da proximidade de posições visíveis, são tomadas as seguintes fronteiras de distâncias angulares r entre os componentes do par, dependendo da magnitude aparente m.

Tipos de estrelas duplas

As estrelas binárias são subdivididas, dependendo do método de observação, em binárias visuais, binárias fotométricas, binárias espectroscópicas e binárias interferométricas speckle.

Estrelas duplas visuais. Estrelas binárias visuais são pares bastante largos, já bem distinguíveis em observações com um telescópio de tamanho moderado. Observações de estrelas duplas visuais são feitas visualmente com telescópios equipados com um micrômetro ou fotograficamente com telescópios astrográficos. As estrelas podem ser representantes típicos de estrelas duplas visuais? Virgem (r=1? -6? , período de rotação P=140 anos) ou a estrela 61 Cygnus próxima do Sol (r=10? -35? , P P=350 anos), muito conhecida pelos amantes da astronomia. Até o momento, cerca de 100.000 estrelas duplas visuais são conhecidas.

Estrelas binárias fotométricas. As estrelas binárias fotométricas são pares muito próximos, circulando com um período de várias horas a vários dias em órbitas cujo raio é comparável ao tamanho das próprias estrelas. Os planos das órbitas dessas estrelas e a linha de visão do observador praticamente coincidem. Essas estrelas são detectadas por fenômenos de eclipse, quando um dos componentes passa na frente ou atrás do outro em relação ao observador. Até à data, são conhecidas mais de 500 estrelas binárias fotométricas.

Estrelas binárias espectrais. Binários espectrais, como binários fotométricos, são pares muito próximos circulando em um plano formando um pequeno ângulo com a direção da linha de visão do observador. . Via de regra, estrelas binárias espectroscópicas não podem ser separadas em componentes mesmo quando se utilizam telescópios com os maiores diâmetros; no entanto, a pertença do sistema a este tipo de estrelas binárias é facilmente detectada em observações espectroscópicas de velocidades radiais. Uma estrela pode ser um representante típico de estrelas binárias espectroscópicas? Ursa Maior, em que os espectros de ambas as componentes são observados, o período de oscilação é de 10 dias, a amplitude é de cerca de 50 km/s.

Speckle estrelas binárias interferométricas. Binários interferométricos speckle foram descobertos relativamente recentemente, na década de 1970, como resultado do uso de grandes telescópios modernos para obter imagens speckle de algumas estrelas brilhantes. Os pioneiros das observações interferométricas speckle de estrelas binárias são E. McAllister nos EUA e Yu.Yu. Balega na Rússia. Até à data, várias centenas de estrelas binárias foram medidas por interferometria speckle com uma resolução de r ?.1.

Pesquisa de estrela dupla

Por muito tempo pensou-se que os sistemas planetários só poderiam se formar em torno de estrelas únicas como o Sol. Mas em um novo artigo teórico, o Dr. Alan Boss do Departamento de Magnetismo Terrestre da Carnegie Institution (DTM) mostrou que uma série de outras estrelas, de pulsares a anãs brancas, podem ter planetas. Incluindo sistemas estelares binários e até triplos, que compõem dois terços de todos os sistemas estelares em nossa galáxia. Normalmente, as estrelas binárias estão localizadas a uma distância de 30 UA. um do outro - isso é aproximadamente igual à distância do Sol ao planeta Netuno. Em trabalhos teóricos anteriores, o Dr. Boss sugeriu que as forças gravitacionais entre estrelas companheiras impediriam a formação de planetas ao redor de cada uma delas, de acordo com a Carnegie Institution. No entanto caçadores de planetas descobriram recentemente planetas gigantes gasosos como Júpiter em torno de sistemas estelares binários, o que levou a uma revisão da teoria da formação de planetas em sistemas estelares.

06/01/2005 Na conferência da American Astronomical Society, o astrônomo Tod Strohmeyer do Space Flight Center. Goddard Space Agency NASA apresentou um relatório sobre a estrela binária RX J0806.3 + 1527 (ou J0806 para abreviar). O comportamento deste par de estrelas, que pertencem à classe das anãs brancas, indica claramente que J0806 é uma das fontes mais poderosas de ondas gravitacionais da nossa Via Láctea. As estrelas mencionadas giram em torno de um centro de gravidade comum, e a distância entre elas é de apenas 80 mil km (isso é cinco vezes menor que a distância da Terra à Lua). Esta é a menor órbita entre as estrelas duplas conhecidas. Cada uma dessas anãs brancas tem cerca de metade da massa do Sol, mas de tamanho semelhante ao da Terra. A velocidade de movimento de cada estrela em torno do centro de gravidade comum é superior a 1,5 milhões de km/h. Além disso, as observações mostraram que o brilho da estrela binária J0806 nas faixas de comprimento de onda óptico e de raios-X varia com um período de 321,5 segundos. Muito provavelmente, este é o período de rotação orbital das estrelas incluídas no sistema binário, embora não se possa descartar que a referida periodicidade seja consequência da rotação em torno de seu próprio eixo de uma das anãs brancas. Deve-se notar também que a cada ano o período de mudança no brilho de J0806 diminui em 1,2 ms.

Sinais característicos de estrelas duplas

Centauri consiste em duas estrelas - uma Centauri A e uma Centauri B. e Centauri A tem parâmetros quase semelhantes aos do Sol: tipo espectral G, temperatura em torno de 6000 K e a mesma massa e densidade. a Centauri B tem uma massa de 15% menos, classe espectral K5, temperatura 4000 K, diâmetro 3/4 solar, excentricidade (o grau de alongamento da elipse, igual à razão da distância do foco ao centro para o comprimento do semieixo maior, ou seja, a excentricidade do círculo é 0 – 0,51). O período orbital é de 78,8 anos, o semi-eixo maior é de 23,3 UA. Ou seja, o plano da órbita está inclinado para a linha de visão em um ângulo de 11, o centro de gravidade do sistema está se aproximando de nós a uma velocidade de 22 km / s, a velocidade transversal é de 23 km / s, ou seja, a velocidade total é direcionada para nós em um ângulo de 45o e é de 31 km/s. Sirius, como um Centauri, também consiste em duas estrelas - A e B, no entanto, ao contrário, ambas as estrelas têm um tipo espectral A (A-A0, B-A7) e, portanto, uma temperatura significativamente mais alta (A-10000 K , B-8000 K). A massa de Sirius A é 2,5 M do sol, de Sirius B é 0,96 M do sol. Consequentemente, as superfícies da mesma área irradiam a mesma quantidade de energia dessas estrelas, mas em termos de luminosidade, o satélite é 10.000 vezes mais fraco que Sirius. Isso significa que seu raio é 100 vezes menor, ou seja, é quase o mesmo que a Terra. Enquanto isso, sua massa é quase a mesma do Sol. Consequentemente, a anã branca tem uma densidade enorme - cerca de 10 59 0 kg / m 53 0.

> Estrelas duplas

– recursos de observação: o que há com fotos e vídeos, detecção, classificação, múltiplos e variáveis, como e onde procurar na Ursa Maior.

As estrelas no céu geralmente formam aglomerados, que podem ser densos ou, ao contrário, dispersos. Mas às vezes entre as estrelas há laços mais fortes. E então é costume falar sobre sistemas binários ou estrelas duplas. Eles também são chamados de múltiplos. Em tais sistemas, as estrelas se influenciam diretamente e sempre evoluem juntas. Exemplos de tais estrelas (mesmo com a presença de variáveis) podem ser encontrados literalmente nas constelações mais famosas, por exemplo, Ursa Maior.

Descoberta de estrelas duplas

A descoberta de estrelas binárias foi uma das primeiras conquistas feitas com binóculos astronômicos. O primeiro sistema deste tipo foi o par Mizar na constelação da Ursa Maior, que foi descoberto pelo astrônomo italiano Ricciolli. Como há um número incrível de estrelas no universo, os cientistas decidiram que Mizar não poderia ser o único sistema binário. E sua suposição acabou sendo totalmente justificada por observações futuras.

Em 1804, William Herschel, o famoso astrônomo que fez observações científicas por 24 anos, publicou um catálogo detalhando 700 estrelas duplas. Mas mesmo assim não havia informações sobre se existe uma conexão física entre as estrelas em tal sistema.

Um pequeno componente "suga" o gás de uma grande estrela

Alguns cientistas consideram que as estrelas binárias dependem de uma associação estelar comum. O argumento deles era o brilho não homogêneo dos componentes do par. Portanto, parecia que eles estavam separados por uma distância significativa. Para confirmar ou refutar esta hipótese, foi necessário medir o deslocamento paralático das estrelas. Herschel empreendeu esta missão e para sua surpresa descobriu o seguinte: a trajetória de cada estrela tem uma forma elipsoidal complexa, e não a forma de oscilações simétricas com um período de seis meses. O vídeo mostra a evolução das estrelas binárias.

Este vídeo mostra a evolução de um par binário próximo de estrelas:

Você pode alterar as legendas clicando no botão "cc".

De acordo com as leis físicas da mecânica celeste, dois corpos ligados pela gravidade se movem em uma órbita elíptica. Os resultados da pesquisa de Herschel tornaram-se a prova da suposição de que em sistemas binários existe uma conexão entre a força gravitacional.

Classificação de estrelas duplas

As estrelas binárias são geralmente agrupadas nos seguintes tipos: binárias espectroscópicas, binárias fotométricas e binárias visuais. Esta classificação permite ter uma ideia da classificação estelar, mas não reflete a estrutura interna.

Com um telescópio, você pode determinar facilmente a dualidade das estrelas duplas visuais. Hoje, existem dados sobre 70.000 estrelas duplas visuais. Ao mesmo tempo, apenas 1% deles definitivamente tem sua própria órbita. Um período orbital pode durar de várias décadas a vários séculos. Por sua vez, o alinhamento do caminho orbital requer um esforço considerável, paciência, cálculos mais precisos e observações de longo prazo nas condições do observatório.

Muitas vezes, a comunidade científica tem informações apenas sobre alguns fragmentos da órbita e reconstrói as seções que faltam do caminho usando o método dedutivo. Não se esqueça que o plano da órbita pode ser inclinado em relação à linha de visão. Neste caso, a órbita aparente é seriamente diferente da real. Claro, com uma alta precisão de cálculos, também se pode calcular a verdadeira órbita de sistemas binários. Para isso, aplicam-se a primeira e a segunda leis de Kepler.

Mizar e Alcor. Mizar é uma estrela dupla. À direita está o satélite Alcor. Há apenas um ano-luz entre eles.

Uma vez que a órbita verdadeira é determinada, os cientistas podem calcular a distância angular entre as estrelas binárias, sua massa e seu período de rotação. Muitas vezes, a terceira lei de Kepler é usada para isso, o que também ajuda a encontrar a soma das massas dos componentes de um par. Mas para isso você precisa saber a distância entre a Terra e a estrela dupla.

Estrelas fotométricas duplas

A natureza dual de tais estrelas só pode ser conhecida a partir de flutuações periódicas em seu brilho. Durante seu movimento, estrelas desse tipo obscurecem umas às outras, razão pela qual são frequentemente chamadas de binárias eclipsantes. Os planos orbitais dessas estrelas estão próximos da direção da linha de visão. Quanto menor a área do eclipse, menor o brilho da estrela. Ao estudar a curva de luz, o pesquisador pode calcular o ângulo de inclinação do plano orbital. Ao fixar dois eclipses, a curva de luz terá dois mínimos (diminuições). O período em que 3 mínimos sucessivos são observados na curva de luz é chamado de período orbital.

O período das estrelas binárias dura de algumas horas a vários dias, o que o torna mais curto em relação ao período das estrelas duplas visuais (estrelas duplas ópticas).

Estrelas binárias espectrais

Por meio do método da espectroscopia, os pesquisadores registram o processo de divisão das linhas espectrais, que ocorre como resultado do efeito Doppler. Se um componente é uma estrela fraca, apenas flutuações periódicas nas posições de linhas únicas podem ser observadas no céu. Este método é usado apenas quando os componentes do sistema binário estão a uma distância mínima e sua identificação com um telescópio é complicada.

Estrelas binárias que podem ser examinadas através do efeito Doppler e um espectroscópio são chamadas de binárias espectroscópicas. No entanto, nem toda estrela binária tem um caráter espectral. Ambos os componentes do sistema podem se aproximar e se afastar um do outro na direção radial.

De acordo com os resultados da pesquisa astronômica, a maioria das estrelas binárias está localizada na Via Láctea. A proporção de estrelas simples e duplas como porcentagem é extremamente difícil de calcular. Usando a subtração, você pode subtrair o número de estrelas binárias conhecidas da população estelar total. Neste caso, torna-se óbvio que as estrelas duplas são minoria. No entanto, esse método não pode ser chamado de muito preciso. Os astrônomos estão familiarizados com o termo "efeito de seleção". Para fixar a dualidade das estrelas, deve-se determinar suas principais características. Isso exigirá equipamentos especiais. Em alguns casos, consertar estrelas duplas é extremamente difícil. Assim, as estrelas visualmente binárias muitas vezes não são visualizadas a uma distância considerável do astrônomo. Às vezes é impossível determinar a distância angular entre as estrelas em um par. Para fixar estrelas espectral-binárias ou fotométricas, é necessário medir cuidadosamente os comprimentos de onda nas linhas espectrais e coletar as modulações dos fluxos de luz. Nesse caso, o brilho das estrelas deve ser forte o suficiente.

Tudo isso reduz drasticamente o número de estrelas adequadas para estudo.

De acordo com desenvolvimentos teóricos, a proporção de estrelas binárias na população estelar varia de 30% a 70%.

Ninguém no mundo entende a mecânica quântica - esta é a principal coisa que você precisa saber sobre isso. Sim, muitos físicos aprenderam a usar suas leis e até mesmo prever fenômenos usando cálculos quânticos. Mas ainda não está claro por que a presença de um observador determina o destino do sistema e o força a fazer uma escolha em favor de um estado. "Teorias e Práticas" selecionou exemplos de experimentos, cujo resultado é inevitavelmente influenciado pelo observador, e tentou descobrir o que a mecânica quântica fará com tal interferência da consciência na realidade material.

O gato de Shroedinger

Hoje existem muitas interpretações da mecânica quântica, a mais popular das quais continua sendo a de Copenhague. Suas principais disposições foram formuladas na década de 1920 por Niels Bohr e Werner Heisenberg. E o termo central da interpretação de Copenhague foi a função de onda - uma função matemática que contém informações sobre todos os estados possíveis de um sistema quântico no qual reside simultaneamente.

De acordo com a interpretação de Copenhague, apenas a observação pode determinar com precisão o estado do sistema, distingui-lo do resto (a função de onda só ajuda a calcular matematicamente a probabilidade de detectar o sistema em um estado específico). Podemos dizer que após a observação, um sistema quântico se torna clássico: instantaneamente deixa de coexistir em muitos estados ao mesmo tempo em favor de um deles.

Essa abordagem sempre teve oponentes (lembre-se, por exemplo, “Deus não joga dados” de Albert Einstein), mas a precisão dos cálculos e previsões cobrava seu preço. No entanto, nos últimos anos tem havido cada vez menos apoiantes da interpretação de Copenhaga, e não a menor razão para isso é o colapso instantâneo muito misterioso da função de onda durante a medição. O famoso experimento mental de Erwin Schrödinger com o pobre gato foi projetado apenas para mostrar o absurdo desse fenômeno.

Então, lembramos o conteúdo do experimento. Um gato vivo, uma ampola de veneno e algum mecanismo que pode colocar o veneno em ação em um momento aleatório são colocados em uma caixa preta. Por exemplo, um átomo radioativo, cujo decaimento quebrará a ampola. O tempo exato do decaimento do átomo é desconhecido. Apenas a meia-vida é conhecida: o tempo durante o qual o decaimento ocorrerá com uma probabilidade de 50%.

Acontece que, para um observador externo, o gato dentro da caixa existe em dois estados ao mesmo tempo: ou está vivo, se tudo correr bem, ou morto, se ocorreu a decomposição e a ampola quebrou. Ambos os estados são descritos pela função de onda do gato, que muda ao longo do tempo: quanto mais longe, mais provável é que o decaimento radioativo já tenha ocorrido. Mas assim que a caixa é aberta, a função de onda entra em colapso e imediatamente vemos o resultado do experimento do esfolador.

Acontece que até que o observador abra a caixa, o gato se equilibrará para sempre na fronteira entre a vida e a morte, e somente a ação do observador determinará seu destino. Este é o absurdo que Schrödinger apontou.

Difração de elétrons

De acordo com uma pesquisa com importantes físicos realizada pelo The New York Times, o experimento com difração de elétrons, realizado em 1961 por Klaus Jenson, tornou-se um dos mais belos da história da ciência. Qual é a sua essência?

Existe uma fonte que emite um fluxo de elétrons em direção à tela-placa fotográfica. E há um obstáculo no caminho desses elétrons - uma placa de cobre com duas fendas. Que tipo de imagem na tela pode ser esperada se representarmos os elétrons como apenas pequenas bolas carregadas? Duas faixas iluminadas opostas às fendas.

Na realidade, um padrão muito mais complexo de listras pretas e brancas alternadas aparece na tela. O fato é que ao passar pelas fendas, os elétrons começam a se comportar não como partículas, mas como ondas (assim como os fótons, partículas de luz, podem ser simultaneamente ondas). Então essas ondas interagem no espaço, em algum lugar enfraquecendo e em algum lugar se fortalecendo, e como resultado, uma imagem complexa de listras claras e escuras alternadas aparece na tela.

Nesse caso, o resultado do experimento não muda e, se os elétrons passam pela fenda não em um fluxo contínuo, mas um a um, até uma partícula pode ser simultaneamente uma onda. Mesmo um elétron pode passar por duas fendas ao mesmo tempo (e esta é outra das importantes provisões da interpretação de Copenhague da mecânica quântica - objetos podem exibir simultaneamente suas propriedades materiais "usuais" e propriedades de ondas exóticas).

Mas e o observador? Apesar do fato de que com ele a história já complicada se tornou ainda mais complicada. Quando, em tais experimentos, os físicos tentaram consertar com a ajuda de instrumentos por onde o elétron realmente passa, a imagem na tela mudou drasticamente e tornou-se “clássica”: duas áreas iluminadas opostas às fendas e sem listras alternadas.

Os elétrons pareciam não querer mostrar sua natureza ondulatória sob o olhar do observador. Ajustado ao seu desejo instintivo de ver uma imagem simples e compreensível. Místico? Há uma explicação muito mais simples: nenhuma observação do sistema pode ser realizada sem impacto físico sobre ele. Mas voltaremos a isso um pouco mais adiante.

Fulereno aquecido

Experimentos sobre difração de partículas foram realizados não apenas em elétrons, mas também em objetos muito maiores. Por exemplo, os fulerenos são moléculas grandes e fechadas compostas por dezenas de átomos de carbono (por exemplo, um fulereno de sessenta átomos de carbono é muito semelhante em forma a uma bola de futebol: uma esfera oca costurada de cinco e hexágonos).

Recentemente, um grupo da Universidade de Viena, liderado pelo professor Zeilinger, tentou introduzir um elemento de observação em tais experimentos. Para fazer isso, eles irradiaram moléculas de fulereno em movimento com um feixe de laser. Depois disso, aquecidas por uma influência externa, as moléculas começaram a brilhar e assim inevitavelmente revelavam seu lugar no espaço para o observador.

Junto com essa inovação, o comportamento das moléculas também mudou. Antes do início da vigilância total, os fulerenos contornaram com bastante sucesso obstáculos (mostram propriedades de onda) como elétrons do exemplo anterior passando por uma tela opaca. Mas mais tarde, com o advento do observador, os fulerenos se acalmaram e começaram a se comportar como partículas de matéria completamente obedientes à lei.

Dimensão de resfriamento

Uma das leis mais famosas do mundo quântico é o princípio da incerteza de Heisenberg: é impossível determinar simultaneamente a posição e a velocidade de um objeto quântico. Quanto mais precisamente medimos o momento de uma partícula, menos precisamente podemos medir sua posição. Mas a operação das leis quânticas, operando no nível de partículas minúsculas, geralmente é imperceptível em nosso mundo de grandes objetos macro.

Portanto, os experimentos recentes do grupo do professor Schwab dos EUA são ainda mais valiosos, nos quais os efeitos quânticos foram demonstrados não no nível dos mesmos elétrons ou moléculas de fulereno (seu diâmetro característico é de cerca de 1 nm), mas em um objeto um pouco mais tangível - uma pequena tira de alumínio.

Esta tira foi fixada em ambos os lados para que seu meio ficasse em estado suspenso e pudesse vibrar sob influência externa. Além disso, ao lado da tira havia um dispositivo capaz de registrar sua posição com alta precisão.

Como resultado, os experimentadores descobriram dois efeitos interessantes. Em primeiro lugar, qualquer medição da posição do objeto, a observação da tira não passou sem um traço para ele - após cada medição, a posição da tira mudou. Grosso modo, os experimentadores determinaram as coordenadas da faixa com grande precisão e, assim, de acordo com o princípio de Heisenberg, mudaram sua velocidade e, portanto, a posição subsequente.

Em segundo lugar, o que já é bastante inesperado, algumas medições também levaram ao resfriamento da tira. Acontece que o observador só pode alterar as características físicas dos objetos pela sua presença. Parece absolutamente incrível, mas para crédito dos físicos, digamos que eles não estavam perdidos - agora o grupo do professor Schwab está pensando em como aplicar o efeito descoberto ao resfriamento de circuitos eletrônicos.

Partículas congelantes

Como você sabe, partículas radioativas instáveis decaem no mundo não apenas por causa de experimentos em gatos, mas também por si mesmas. Além disso, cada partícula é caracterizada por um tempo de vida médio, que, ao que parece, pode aumentar sob o olhar de um observador.

Esse efeito quântico foi previsto pela primeira vez na década de 1960, e sua brilhante confirmação experimental apareceu em um artigo publicado em 2006 pelo grupo de prêmios Nobel de física Wolfgang Ketterle, do Massachusetts Institute of Technology.

Neste trabalho, estudamos o decaimento de átomos de rubídio excitados instáveis (decaimento em átomos de rubídio no estado fundamental e fótons). Imediatamente após a preparação do sistema, a excitação dos átomos começou a ser observada - eles foram iluminados por um feixe de laser. Neste caso, a observação foi realizada em dois modos: contínuo (pequenos pulsos de luz são constantemente alimentados no sistema) e pulsado (o sistema é irradiado com pulsos mais potentes de tempos em tempos).

Os resultados obtidos estão em excelente acordo com as previsões teóricas. Os efeitos de luz externa realmente retardam o decaimento das partículas, como se as devolvessem ao seu estado original, longe do estado de decaimento. Nesse caso, a magnitude do efeito para os dois regimes estudados também coincide com as previsões. E a vida máxima dos átomos de rubídio excitados instáveis foi estendida em 30 vezes.

Mecânica quântica e consciência

Elétrons e fulerenos deixam de mostrar suas propriedades ondulatórias, placas de alumínio esfriam e partículas instáveis congelam em seu decaimento: sob o olhar onipotente de um observador, o mundo está mudando. O que não é evidência do envolvimento de nossa mente no trabalho do mundo ao redor? Então, talvez Carl Jung e Wolfgang Pauli (físico austríaco, ganhador do Nobel, um dos pioneiros da mecânica quântica) estivessem certos quando disseram que as leis da física e da consciência deveriam ser consideradas complementares?

Mas, assim, resta apenas um passo para o reconhecimento do dever: o mundo inteiro ao redor é a essência de nossa mente. Repugnante? (“Você realmente acha que a Lua existe apenas quando você olha para ela?” Einstein comentou sobre os princípios da mecânica quântica). Então vamos tentar novamente nos voltarmos para os físicos. Além disso, nos últimos anos eles estão cada vez menos satisfeitos com a interpretação de Copenhague da mecânica quântica com seu misterioso colapso de uma onda de função, que está sendo substituída por outro termo bastante mundano e confiável - decoerência.

Aqui está a coisa - em todos os experimentos descritos com observação, os experimentadores inevitavelmente influenciaram o sistema. Foi iluminado com um laser, instrumentos de medição foram instalados. E este é um princípio geral e muito importante: você não pode observar um sistema, medir suas propriedades sem interagir com ele. E onde há interação, há uma mudança nas propriedades. Especialmente quando o colosso de objetos quânticos interage com um minúsculo sistema quântico. Assim, a neutralidade eterna e budista do observador é impossível.

Isso é precisamente o que explica o termo "decoerência" - um processo irreversível do ponto de vista de violação das propriedades quânticas de um sistema quando ele interage com outro sistema grande. Durante tal interação, o sistema quântico perde suas características originais e se torna clássico, “obedece” ao grande sistema. Isso explica o paradoxo do gato de Schrödinger: o gato é um sistema tão grande que simplesmente não pode ser isolado do mundo. A própria configuração do experimento mental não é inteiramente correta.

De qualquer forma, comparada à realidade como ato de criação da consciência, a decoerência soa muito mais calma. Talvez até muito calmo. Afinal, com essa abordagem, todo o mundo clássico se torna um grande efeito de decoerência. E de acordo com os autores de um dos livros mais sérios neste campo, afirmações como “não há partículas no mundo” ou “não há tempo em um nível fundamental” também decorrem logicamente de tais abordagens.

Observador criativo ou decoerência onipotente? Você tem que escolher entre dois males. Mas lembre-se - agora os cientistas estão se tornando cada vez mais convencidos de que os efeitos quânticos muito notórios estão subjacentes aos nossos processos de pensamento. Então, onde a observação termina e a realidade começa - cada um de nós tem que escolher.