„Steaua de neutroni” - 7. 8. Masele măsurate de stele neutronice. Stelele cu densitate centrală mai mare și masă mai mare se dovedesc a fi instabile. Structura internă a stelelor neutronice. 2. Introducerea directă a forțelor multiparticule în canalele izovectoare: Model relativistic de câmp mediu (RMF). Introducerea forțelor multiparticule.
„Stele duble” - Binarele de eclipsare binare din punct de vedere vizual astrometric sunt binare spectroscopice. Mai întâi, să aflăm ce stele se numesc așa. Ce este interesant stele duble. Stelele singure nu ne oferă o astfel de oportunitate. Ultimul tip de binare sunt binare spectroscopice. Duble spectrale. Eclipsarea binarelor.
„Masa stelelor” - Masa este aproape egală cu soarele și este de 2,5 ori mai mare decât Pământul. Sursa de energie a soarelui și a stelelor. Secvența principală. Densitățile stelelor din secvența principală sunt comparabile cu densitatea solară. Masa stelelor este de aproximativ 1/20 până la 100 de ori masa Soarelui. Betelgeuse este o supergigantă roșie.
„Constelații” - Există și stele de magnitudinea a șaptea, a opta și chiar a optsprezecea. O stea de prima magnitudine este exact de 2,512 ori mai strălucitoare decât o stea de a doua magnitudine. Într-o noapte fără nori și fără lună, departe de zonele populate, se pot distinge aproximativ 3.000 de stele. Triunghiul de iarnă este format din cele mai strălucitoare stele ale lui Orion, Canis Major și Canis Minor.
„Constellation Astronomy” – Bazat în principal pe observații. Dar nu numai Akida s-a îndrăgostit de Galatea. Galaxia spirală M74. Numele constelațiilor au fost asociate cu mituri, nume de zei, nume de instrumente și mecanisme. Să începem cunoașterea noastră cu constelațiile de pe cerul verii. Ursa Mică. Zodii. În nord atârnă o găleată inversată a Carului Mare.
Mizar și Alcor nu sunt doar proiectate unul lângă altul pe sfera cerească, ci se mișcă și în jurul unui centru de masă comun. Perioada de circulație este de aproximativ 2 miliarde de ani. Există multe stele duble și multiple în Galaxie. Mira - Omicron Ceti - steaua dubla. Fotografia a prezintă componentele unei stele binare la o distanță de 0,6". Fotografiile b și c arată că forma lor nu este sferică, o coadă este vizibilă de la Mira spre steaua mai mică. Acest lucru se poate datora interacțiunii gravitaționale a Mira Ceti. cu însoțitorul tău ac b
Sistemele multiple apar adesea cu ochiul liber ca stele unice. Cu un binoclu și telescoape bune, puteți vedea dualitatea sau multiplicitatea lor. Steaua ε Lyrae este un sistem fizic format din două perechi de stele apropiate ε 1 și ε 2. Stele multiple
Steaua θ Orionis este un sistem multiplu complex. θ 1 și θ 2 atunci când sunt privite printr-un telescop mic apar ca un sistem cvadruplu și un sistem triplu. Cu un telescop puternic, pot fi văzute și mai multe stele. Întregul sistem se numește Trapezul lui Orion. Trapezul lui Orion (centru)
Un exemplu de sistem multiplu este α Centauri (Rigil Centaurus), situat la 4,3 ani lumină de Soare. Componenta C are coordonatele α = 14 h 26 m, δ = –62 ° 28 "și este cea mai apropiată stea de Soare. Numele său propriu este Proxima Centauri. Rigil Centaurus este cel mai apropiat sistem stelar de Soare.
Legea gravitației universale și legile lui Kepler generalizate de Newton sunt aplicabile sistemelor de stele duble. Acest lucru face posibilă estimarea maselor de stele în sisteme binare. Conform celei de-a treia legi a lui Kepler, puteți scrie proporția în care m 1 și m 2 sunt masele a două stele cu o perioadă de revoluție P, A este semiaxa majoră a orbitei unei stele care se rotește în jurul altei stele. Masele M și m sunt masele Soarelui și ale Pământului, T = 1 an și reprezintă distanța de la Pământ la Soare. Această formulă oferă suma maselor componentelor binare, adică membri ai acestui sistem. α este distanța unghiulară dintre componente π este paralaxa anuală a stelei Dacă determinăm distanțele stelelor față de centrul lor de greutate comun din observații, atunci putem determina masa fiecărei stele.
slide 1
Descrierea diapozitivului:
slide 2
Descrierea diapozitivului:
Tipuri de stele duble Mai întâi, să aflăm ce stele sunt numite astfel. Să renunțăm imediat la tipul de binare care se numește „binare optice”. Acestea sunt perechi de stele care s-au întâmplat să fie una lângă alta pe cer, adică în aceeași direcție, dar în spațiu, de fapt, sunt separate de distanțe mari. Nu vom lua în considerare acest tip de duble. Ne va interesa clasa binarelor fizice, adică stelele conectate cu adevărat prin interacțiune gravitațională.
slide 3
Descrierea diapozitivului:
slide 4
Descrierea diapozitivului:
slide 5
Descrierea diapozitivului:
slide 6
Descrierea diapozitivului:
Slide 7
Descrierea diapozitivului:
Slide 8
Descrierea diapozitivului:
Slide 9
Descrierea diapozitivului:
De ce sunt interesante stelele duble? În primul rând, ele fac posibilă aflarea maselor de stele, deoarece este cel mai ușor și cel mai fiabil calculat din interacțiunea aparentă a două corpuri. Observațiile directe ne permit să aflăm „greutatea” totală a sistemului, iar dacă adăugăm la ele relațiile cunoscute dintre masele stelelor și luminozitățile lor, care au fost discutate mai sus în povestea despre soarta stelelor, atunci putem aflați masele componentelor, testați teoria. Stelele singure nu ne oferă o astfel de oportunitate. În plus, așa cum sa menționat și mai devreme, soarta stelelor în astfel de sisteme poate fi izbitor de diferită de soarta acelorași stele unice. Perechile cerești, ale căror distanțe sunt mari în comparație cu dimensiunea stelelor înseși, în toate etapele vieții lor trăiesc după aceleași legi ca și stelele singure, fără a interfera unele cu altele. În acest sens, dualitatea lor nu apare în niciun fel.
Slide 10
Descrierea diapozitivului:
Perechi apropiate: primul schimb de masă Stelele unui binar se nasc împreună din aceeași nebuloasă de gaz și praf, au aceeași vârstă, dar adesea mase diferite. Știm deja că stele mai masive trăiesc „mai repede”, prin urmare, o stea mai masivă își va depăși egalul în procesul de evoluție. Se va extinde, transformându-se într-un gigant. În acest caz, dimensiunea stelei poate deveni astfel încât materia de la o stea (umflată) să înceapă să curgă către alta. În consecință, masa stelei inițial mai ușoare poate deveni mai mare decât cea inițial grea! În plus, vom obține două stele de aceeași vârstă, iar steaua mai masivă se află încă în secvența principală, adică fuziunea heliului din hidrogen continuă în centrul său, iar steaua mai ușoară și-a consumat deja hidrogenul, un heliu. s-a format în ea miez. Amintiți-vă că într-o lume a stelelor unice nu se poate întâmpla acest lucru. Pentru discrepanța dintre vârsta stelei și masa ei, acest fenomen se numește paradoxul Algol, în cinstea aceluiași binar de eclipsare. Steaua Beta Lyra este o altă pereche care se află într-un schimb în masă chiar acum.
diapozitivul 11
Descrierea diapozitivului:
slide 12
Descrierea diapozitivului:
diapozitivul 13
Descrierea diapozitivului:
Sistemele binare de schimb de masă al doilea conțin și pulsari cu raze X care emit într-un interval de lungimi de undă de energie mai mare. Această radiație este asociată cu acumularea de materie în apropierea polilor magnetici ai unei stele relativiste. Sursa acreției sunt particulele vântului stelar emise de a doua stea (natura vântului solar este aceeași). Dacă steaua este mare, vântul stelar atinge o densitate semnificativă, energia de radiație a unui pulsar cu raze X poate atinge sute și mii de luminozități solare. Un pulsar cu raze X este singura modalitate de a detecta indirect o gaură neagră, care, după cum ne amintim, nu poate fi văzută. Da, iar o stea neutronică este cel mai rar obiect pentru observație vizuală. Acest lucru este departe de orice. A doua stea se va umfla și ea mai devreme sau mai târziu, iar problema va începe să curgă către vecin. Și acesta este deja al doilea schimb de materie în sistemul binar. După ce a ajuns la o dimensiune mare, a doua stea începe să „întoarcă” ceea ce a fost luat în timpul primului schimb.
Slide 14
Descrierea diapozitivului:
Dacă în locul primei stele apare o pitică albă, atunci, în urma celui de-al doilea schimb, pe suprafața sa pot apărea erupții, pe care le observăm ca noi stele. La un moment dat, când există prea mult material care a căzut pe suprafața unei pitici albe foarte fierbinți, temperatura gazului de lângă suprafață crește brusc. Acest lucru provoacă o explozie explozivă de reacții nucleare. Luminozitatea stelei crește semnificativ. Astfel de focare pot fi repetate și sunt deja numite noi repetate. Izbucnirile repetate sunt mai slabe decât primele, drept urmare steaua își poate crește luminozitatea de zeci de ori, pe care o observăm de pe Pământ ca apariția unei „noui” stele. Dacă în locul primei stele apare o pitică albă, atunci, în urma celui de-al doilea schimb, pe suprafața sa pot apărea erupții, pe care le observăm ca noi stele. La un moment dat, când există prea mult material care a căzut pe suprafața unei pitici albe foarte fierbinți, temperatura gazului de lângă suprafață crește brusc. Acest lucru provoacă o explozie explozivă de reacții nucleare. Luminozitatea stelei crește semnificativ. Astfel de focare pot fi repetate și sunt deja numite noi repetate. Izbucnirile repetate sunt mai slabe decât primele, drept urmare steaua își poate crește luminozitatea de zeci de ori, pe care o observăm de pe Pământ ca apariția unei „noui” stele.
diapozitivul 15
1 tobogan
2 tobogan
Tipuri de stele duble Mai întâi, să aflăm ce stele sunt numite astfel. Să renunțăm imediat la tipul de binare care se numește „binare optice”. Acestea sunt perechi de stele care s-au întâmplat să fie una lângă alta pe cer, adică în aceeași direcție, dar în spațiu, de fapt, sunt separate de distanțe mari. Nu vom lua în considerare acest tip de duble. Ne va interesa clasa binare din punct de vedere fizic, adică stele conectate cu adevărat prin interacțiune gravitațională.
3 slide
Poziția centrului de masă Din punct de vedere fizic, stelele binare se rotesc în elipse în jurul unui centru de masă comun. Totuși, dacă numărăm coordonatele unei stele în raport cu alta, se dovedește că stelele se mișcă unele față de altele și în elipse. În această figură, am luat ca origine o stea albastră mai masivă. Într-un astfel de sistem, centrul de masă (punctul verde) descrie o elipsă în jurul stelei albastre. Aș dori să avertizez cititorul împotriva unei concepții greșite obișnuite conform căreia se presupune adesea că o stea mai masivă atrage o stea cu o masă mică mai puternic decât invers. Oricare două obiecte se atrag în mod egal. Dar un obiect cu o masă mare este mai greu de mișcat. Și deși o piatră care cade pe Pământ atrage Pământul cu aceeași forță ca Pământul său, este imposibil să ne perturbăm planeta cu această forță și vedem cum se mișcă piatra.
4 slide
Adesea, însă, există așa-numitele sisteme multiple, cu trei sau mai multe componente. Cu toate acestea, mișcarea a trei sau mai multe corpuri care interacționează este instabilă. Într-un sistem de, să zicem, trei stele, este întotdeauna posibil să se evidențieze un subsistem binar și o a treia stea care se rotește în jurul acestei perechi. Într-un sistem de patru stele, pot exista două subsisteme binare care se rotesc în jurul unui centru de masă comun. Cu alte cuvinte, în natură, sistemele multiple stabile se reduc întotdeauna la sisteme cu doi termeni. Faimosul Alpha Centauri, considerat de mulți ca fiind cea mai apropiată stea de noi, aparține sistemului de trei stele, dar, de fapt, a treia componentă slabă a acestui sistem - Proxima Centauri, o pitică roșie, este mai aproape. Toate cele trei stele ale sistemului sunt vizibile separat datorită apropierii lor. Într-adevăr, uneori faptul că steaua este dublă este vizibil printr-un telescop. Astfel de binare sunt numite binare vizuale (a nu se confunda cu binare optice!). De regulă, acestea nu sunt perechi apropiate; distanțele dintre stelele din ele sunt mari, mult mai mari decât propriile lor dimensiuni.
5 slide
6 slide
Strălucirea stelelor duble Adesea, stelele în perechi diferă foarte mult ca strălucire, o stea slabă este umbrită de strălucirea uneia strălucitoare. Uneori, în astfel de cazuri, astronomii învață despre dualitatea unei stele prin abaterile în mișcarea unei stele strălucitoare sub influența unui companion invizibil din traiectoria calculată pentru o singură stea în spațiu. Astfel de perechi sunt numite binare astrometrice. În special, Sirius a aparținut multă vreme acestui tip de dublu, până când puterea telescoapelor a făcut posibil să se vadă satelitul până acum invizibil - Sirius B. Această pereche a devenit vizual dublă. Se întâmplă ca planul de revoluție al stelelor în jurul centrului lor comun de masă să treacă sau aproape să treacă prin ochiul observatorului. Orbitele stelelor unui astfel de sistem sunt, parcă, marginite spre noi. Aici stelele se vor întrece periodic, luminozitatea întregii perechi se va schimba cu aceeași perioadă. Acest tip de binare se numește binare de eclipsare. Dacă vorbim despre variabilitatea unei stele, atunci o astfel de stea se numește o variabilă de eclipsă, ceea ce indică și dualitatea sa. Primul binar descoperit și cel mai faimos de acest tip este steaua Algol (Ochiul Diavolului) din constelația Perseus.
7 slide
8 slide
Binare spectrale Ultimul tip de binare sunt binare spectroscopice. Dualitatea lor este determinată prin studierea spectrului stelei, în care se observă deplasări periodice ale liniilor de absorbție sau se vede că liniile sunt duble, pe care se bazează concluzia despre dualitatea stelei.
9 slide
De ce sunt interesante stelele duble? În primul rând, ele fac posibilă aflarea maselor de stele, deoarece este cel mai ușor și cel mai fiabil calculat din interacțiunea aparentă a două corpuri. Observațiile directe ne permit să aflăm „greutatea” totală a sistemului, iar dacă adăugăm la ele relațiile cunoscute dintre masele stelelor și luminozitățile lor, care au fost discutate mai sus în povestea despre soarta stelelor, atunci putem aflați masele componentelor, testați teoria. Stelele singure nu ne oferă o astfel de oportunitate. În plus, așa cum sa menționat și mai devreme, soarta stelelor în astfel de sisteme poate fi izbitor de diferită de soarta acelorași stele unice. Perechile cerești, ale căror distanțe sunt mari în comparație cu dimensiunea stelelor înseși, în toate etapele vieții lor trăiesc după aceleași legi ca și stelele singure, fără a interfera unele cu altele. În acest sens, dualitatea lor nu apare în niciun fel.
10 diapozitive
Perechi apropiate: primul schimb de masă Stelele unui binar se nasc împreună din aceeași nebuloasă de gaz și praf, au aceeași vârstă, dar adesea mase diferite. Știm deja că stele mai masive trăiesc „mai repede”, prin urmare, o stea mai masivă își va depăși egalul în procesul de evoluție. Se va extinde, transformându-se într-un gigant. În acest caz, dimensiunea stelei poate deveni astfel încât materia de la o stea (umflată) să înceapă să curgă către alta. În consecință, masa stelei inițial mai ușoare poate deveni mai mare decât cea inițial grea! În plus, vom obține două stele de aceeași vârstă, iar steaua mai masivă se află încă în secvența principală, adică fuziunea heliului din hidrogen continuă în centrul său, iar steaua mai ușoară și-a consumat deja hidrogenul, un heliu. s-a format în ea miez. Amintiți-vă că într-o lume a stelelor unice nu se poate întâmpla acest lucru. Pentru discrepanța dintre vârsta stelei și masa ei, acest fenomen se numește paradoxul Algol, în cinstea aceluiași binar de eclipsare. Steaua Beta Lyra este o altă pereche care se află într-un schimb în masă chiar acum.
11 diapozitiv
Materia din steaua umflată, care curge pe componenta mai puțin masivă, nu cade pe ea imediat (acest lucru este împiedicat de rotația reciprocă a stelelor), ci mai întâi formează un disc rotativ de materie în jurul stelei mai mici. Forțele de frecare din acest disc vor reduce viteza particulelor de materie și se va așeza pe suprafața stelei. Un astfel de proces se numește acumulare, iar discul rezultat se numește acumulare. Drept urmare, o stea inițial mai masivă are o compoziție chimică neobișnuită: tot hidrogenul din straturile sale exterioare curge către o altă stea și rămâne doar un miez de heliu cu impurități de elemente mai grele. O astfel de stea, numită stea cu heliu, evoluează rapid pentru a forma o pitică albă sau o stea relativistă, în funcție de masa sa. În același timp, a avut loc o schimbare importantă în sistemul binar în ansamblu: steaua inițial mai masivă a lăsat locul acestei conduceri.
12 slide
13 diapozitiv
Sistemele binare de schimb de masă al doilea conțin și pulsari cu raze X care emit într-un interval de lungimi de undă de energie mai mare. Această radiație este asociată cu acumularea de materie în apropierea polilor magnetici ai unei stele relativiste. Sursa acreției sunt particulele vântului stelar emise de a doua stea (natura vântului solar este aceeași). Dacă steaua este mare, vântul stelar atinge o densitate semnificativă, energia de radiație a unui pulsar cu raze X poate atinge sute și mii de luminozități solare. Un pulsar cu raze X este singura modalitate de a detecta indirect o gaură neagră, care, după cum ne amintim, nu poate fi văzută. Da, iar o stea neutronică este cel mai rar obiect pentru observație vizuală. Acest lucru este departe de orice. A doua stea se va umfla și ea mai devreme sau mai târziu, iar problema va începe să curgă către vecin. Și acesta este deja al doilea schimb de materie în sistemul binar. După ce a ajuns la o dimensiune mare, a doua stea începe să „întoarcă” ceea ce a fost luat în timpul primului schimb.
14 slide
Dacă în locul primei stele apare o pitică albă, atunci, în urma celui de-al doilea schimb, pe suprafața sa pot apărea erupții, pe care le observăm ca noi stele. La un moment dat, când există prea mult material care a căzut pe suprafața unei pitici albe foarte fierbinți, temperatura gazului de lângă suprafață crește brusc. Acest lucru provoacă o explozie explozivă de reacții nucleare. Luminozitatea stelei crește semnificativ. Astfel de focare pot fi repetate și sunt deja numite noi repetate. Izbucnirile repetate sunt mai slabe decât primele, drept urmare steaua își poate crește luminozitatea de zeci de ori, pe care o observăm de pe Pământ ca apariția unei „noui” stele.
15 slide
Un alt rezultat într-un sistem de pitice albe este o explozie de supernovă. Ca urmare a fluxului de materie din a doua stea, piticul alb poate atinge o masă limită de 1,4 mase solare. Dacă aceasta este deja o pitică albă de fier, atunci nu va putea menține contracția gravitațională și va exploda. Exploziile de supernove din sistemele binare sunt foarte asemănătoare ca luminozitate și dezvoltare între ele, deoarece stelele de aceeași masă explodează întotdeauna - 1,4 solare. Amintiți-vă că în stelele singulare această masă critică este atinsă de miezul central de fier, în timp ce straturile exterioare pot avea mase diferite. În sistemele binare, așa cum este clar din narațiunea noastră, aceste straturi sunt aproape absente. De aceea, astfel de blițuri au aceeași luminozitate. Observându-le în galaxii îndepărtate, putem calcula distanțe mult mai mari decât pot fi determinate folosind paralaxa stelară sau Cefeide. Pierderea unei părți semnificative din masa întregului sistem ca urmare a exploziei unei supernove poate duce la dezintegrarea unui binar. Forța de atracție gravitațională dintre componente este mult redusă, iar acestea se pot separa din cauza inerției mișcării lor.
slide 1
Descrierea diapozitivului:
slide 2
Descrierea diapozitivului:
slide 3
Descrierea diapozitivului:
slide 4
Descrierea diapozitivului:
slide 5
Descrierea diapozitivului:
slide 6
Descrierea diapozitivului:
Slide 7
Descrierea diapozitivului:
Stele binare Soarele este o singură stea. Dar uneori două sau mai multe stele sunt situate aproape una de alta și se învârt una în jurul celeilalte. Ele sunt numite stele duble sau multiple. Sunt o mulțime de ei în Galaxy. Deci, steaua Mizar din constelația Ursa Major are un satelit - Alcor. În funcție de distanța dintre ele, stelele binare se învârt unele în jurul celeilalte rapid sau încet, iar perioada de revoluție poate varia de la câteva zile la multe mii de ani. Unele stele binare sunt îndreptate către Pământ de marginea planului orbitei lor, apoi o stea o eclipsează în mod regulat pe cealaltă. În același timp, luminozitatea generală a stelelor slăbește. Percepem acest lucru ca pe o schimbare a luminozității stelei. De exemplu, „steaua diavolului” Algol din constelația Perseus a fost cunoscută din cele mai vechi timpuri ca o stea variabilă. La fiecare 69 de ore - aceasta este perioada de revoluție a stelelor în acest sistem binar - are loc o eclipsă a unei stele mai strălucitoare de către vecinul său rece și mai puțin strălucitor. De la Pământ, acest lucru este perceput ca o scădere a strălucirii sale. Zece ore mai târziu, stelele diverg, iar luminozitatea sistemului devine din nou maximă.
Slide 8
Descrierea diapozitivului:
Slide 9
Descrierea diapozitivului:
Slide 10
Descrierea diapozitivului:
diapozitivul 11
Descrierea diapozitivului:
slide 12
