Известные двойные звезды

Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Из анализа кривых блеска затменных переменных звёзд можно определить ряд важнейших физических характеристик звёзд, например их радиусы. В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. В предыдущей теоретической работе др Босс высказывал предположение, что гравитационные силы между звездамикомпаньонами будут препятствовать формированию планет вокруг каждой из них, сообщает. Иногда звезды, хотя и кажутся близкими на небе, на самом деле лишь случайно расположены одном направлении для земного наблюдателя.

известные двойные звезды

Другой тип двойных составляют те звезды, у которых плоскости орбит близки к направлению луча зрения. Оно свидетельствует об орбитальном движении компонентов вокруг их общего центра масс. Кроме того, существуют астрометрические двойные или звезды с невидимыми спутниками. Невидимые спутники звезд, которые также должны быть причислены к двойным звездам. До Птолемея оно было отмечено таких древних текстах, как произведения Гомера и Библия. Тремя самыми яркими звездами Большой Медведице являются эпсилон, альфа и эта созвездия Большая Медведица. Находясь на расстоянии 79 световых лет от Земли, Мерак является частью движущейся группы звезд Большой Медведицы, также известной как 285, группы звезд, которые разделяют общую скорость и, как полагают, имеют общее происхождение. Это тускнеющая двойная звезда, две составляющие которой расположены так близко, что они касаются друг друга и даже имеют общий внешний слой. Большой Медведицы, у которой наблюдаются спектры обеих компонент, период колебаний 10 дней, амплитуда около 50. Двойные звезды называются визуальнодвойными, если их двойственность может быть замечена при непосредственных наблюдениях телескоп. Открытие двойных звезд, настоящее время их именно так называют, стало одним из первых открытий, осуществленных при помощи астрономического бинокля. Вначале ученые не знали точно, связаны ли физически друг с другом компоненты двойной системы.

Для того чтобы зафиксировать фотометрические и спектральнодвойственные звезды, их блеск должен быть достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного измерения длины волн спектральных линиях. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменнопеременной, что также указывает на ее двойственность. В этом случае, размер звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды раздувшейся начнет перетекать на другую. Кроме того, мы получим две звезды одинакового возраста, причем более массивная звезда еще находится на главной последовательности, то есть ее центре попрежнему продолжается синтез гелия из водорода, а более легкая звезда уже израсходовала свой водород, ней образовалось геливое ядро. Звезда Бета Лиры еще одна пара, которой прямо сейчас происходит обмен массами. Так мы получаем пульсирующий радиоисточник, называемый радиопульсаром. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений. Если же результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то их называют физическими двойными звездами. Выяснилось, что Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима переводе с греческого ближайшая. Большинство спектральнодвойных звезд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 57.

Существуют пары настолько близкие друг к другу, что их поверхности почти соприкасаются. Такие системы называются спектральнодвойными или фотометрическими двойными. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая. На кривой блеска видны два минимума глубокий, соответствующий затмению главной звезды и слабый, возникающий, когда главная звезда затмевает спутник. В настоящее время известно около 2500 звёзд, двойственная природа которых установлена только на основании спектральных наблюдений. По формуле Погсона отношение блеска двух звёзд Е 1 и Е 2 связано с их звёздными величинами. Обе компоненты двойной звезды обращаются по орбитам около центра масс системы, что проявляется периодическом изменении угловых расстояний и по 270езиционных углов, как это видно, например, из. В таком случае можно определить, привязываясь к окрестным звездам, движение каждой компоненты, найти положение центра масс системы и даже исследовать его поступательное движение на фоне звездного неба. Такие звезды, у которых двойственность обнаруживается из изменений лучевых скоростей, называются спектральнодвойными. Наибольшие лучевые скорости будут наблюдаться при совпадении направления орбитальной скорости с направлением луча зрения.

С другой стороны, длина орбиты равна, где через обозначен радиус абсолютной орбиты Итак, имеем В данном случае имеется возможность определить массу каждой компоненты, так как известны радиусы их абсолютных орбит и и всегда выполняется соотношение В случае эллиптических орбит вычисления выполняются гораздо сложнее, но принцип остается тем же самым, что и при круговых орбитах. Очевидно, что затменные звезды являются также и спектральнодвойными, так как у них луч зрения мало наклонен к плоскости орбиты. Спектры двойных звезд при этом накладываются друг на друга, а так как разница скоростях этих. Анализ кривой изменения видимой звездной величины функции времени позволяет установить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд Таким образом, затменнодвойные звёзды, наблюдаемые также и качестве спектральнодвойных, являются наиболее хорошо изученными системами. К со жалению, таких систем известно пока сравнительно мало Затменнодвойные звезды называются еще алголями, по названию своего типичного представителя Персея. Простой пример тройной звезды показан ниже — это звезда 188753 созвездии Лебедь Как видно на изображении выше, тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары.

Есть множество справочников с детальными характеристиками наиболее известных и интересных для наблюдения двойных и кратных звёзд. Вот, оказывается, как выглядит истинная орбита двойной звезды 70 Змееносца на рисунке. Но можно ли определить массу каждого компонента отдельно? Мы видим, что энергия, характеризующая здесь способность подниматься вверх, преодолевать притяжение Земли, пропорциональна квадрату скорости. Издание третье, переработаное и дополненое Звезды на небосклоне зачастую формируют скопления, которые могут быть густыми или, напротив, рассеянными. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительно расстояние. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд. Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик от 40 масс Солнца до 1 4 массы Солнца. Теплые двойные звезды В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.

Если эти звезды являются затменными переменными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектральнодвойными. Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия между компонентами. В некоторых случаях на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который невидим либо изза близости к главной звезде, либо изза своей значительно меньшей светимости темный спутник. Видимая орбита визуальнодвойной звезды является проекцией истинной орбиты на картинную плоскость. Его определение основано на том, что проекции на плоскость, перпендикулярную лучу зрения, главная звезда оказывается не фокусе эллипса видимой орбиты, а какойто другой его внутренней точке. Фотометрические двойные звезды Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Третье светило этой системы самая ближайшая из всех к нашей собственной Проксима Центавра.

С четкой периодичностью 69 часов ее яркость падает до третьей величины, но через 7 часов вновь возрастает до второй. С нашей планеты заметнодвойная звезда выглядит как переменная, которая через определенный временной интервал меняет яркость, что совпадает с периодом обращения звезд вокруг друг друга. К системе из трех звезд принадлежит небезызвестная Альфа Центавра, считающаяся многими ближайшей к нам звездой, а на самом деле, третий слабый компонент этой системы Проксима Центавра, красный карлик, находится ближе. Тесные пары первый обмен массами Звезды двойной рождаются вместе из одной газопылевой туманности, у них один возраст, но часто разные массы. На ней я попытался показать, насколько наша планета мала по сравнению с Солнцем, но самое интересное, что существует огромное количество звезд гораздо больше Солнца, десятки тысяч и более. Марс — четвёртая по удалённости от Солнца после Меркурия, Венеры и Земли и седьмая по размерам превосходит по массе и диаметру только Меркурий планета Солнечной системы.

Большинство отдельных звёзд во Вселенной имеют массу от 0, 08 до 50 солнечных масс, но масса чёрных дыр и целых галактик может достигать миллионов и миллиардов солнечных масс. Красный сверхгигант Цефея класса 2 — вторая по размеру нашей Галактике после гипергиганта Большого. Звезда заполняет полость Роша, и её вещество перетекает на соседний компаньон. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь Персея и Лиры. На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие данные о компонентах затменных переменных звезд. В случае только частных затмений минимумы острые как у Геркулеса или Персея. Плавное изменение кривой блеска, как, например, у Лиры, говорит об эллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень близких компонентов двойных звезд. Информация о затменных звездах становится более полной и надежной при дополнении фотометрических наблюдений спектральными. Массы звезд не могут быть ни слишком большие например, больше массы Солнца 100 раз, ни слишком малые например, 1 100 солнечной.

Чаще всего звёзды на небе кажутся отдельными светящимися точками, однако это не совсем. Первые находятся близко друг к другу и движутся под действием взаимного тяготения. Они состоят основном из пыли и молекул водорода, причём их структура постоянно изменяется изза взаимных столкновений. Для исследования протозвёзд нужны астрономические инструменты высокой чувствительности, потому что эти космические объекты очень холодные и тусклые. На сегодняшний день каталогах и свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, и только у нескольких сотен из них можно вычислить орбиту. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность всеравно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображений звезды, но случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтоб наблюдатель смог различить несколько изображений, таком случае говорят о микролинзировании. В случае, если гравирующее тело двойная звезда, то кривая блеска, получаемая при прохождении её вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды.

Сечение поверхностей равного потенциала модели Роша орбитальной плоскости двойной системы Звезды считаются точечными массами и их собственным моментом осевого вращения можно пренебречь по сравнению с орбитальным Компоненты вращаются синхронно. Это позволяет воспроизвести частоту кратных звёзд звёздных скоплениях. Значительная часть планет обитают системах, где компоненты разделены пределах от 35 до. Второй сценарий предполагает, что ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент. График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем, называется кривой блеска. В спектрах некоторых звезд можно увидеть периодическое раздвоение или колебание положения линий спектра. Тесные двойные системы представляют собой такие звездные пары, расстояние между которыми можно сопоставить с их размерами. Каталог 9, считающийся самым известным и обширным, содержит 2839 объектов, относящихся к классу спектральнодвойных звёзд. Формирование двойной звезды немного отличается от формирования одиночной. В некоторых случаях на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который невидим либо из за близости к главной звезде, либо изза своей значительно меньшей светимости темный спутник.

Типичным представителем затменнопеременных звезд является звезда 2й величины Персея Алголь, которая регулярно затмевается на 9 часов с периодом 2, 86731 суток падение блеска минимуме у этой звезды составляет 2, 3 звездной величины. Другой тип — когда звезда во много раз больше Солнца становится нестабильной и взрывается. Каждые 69 часов, таков период обращения звезд этой двойной системе, происходит затмение более яркой звезды ее холодным и менее ярким соседом. Координатные сетки часах прямого восхождения и градусах склонения нанесены на звездные карты этой книги. Координаты всех точек на небе постепенно изменяются, поэтому обычно координаты небесных объектов приводятся на определенную дату. Если мы видим спектр второй звезды, и поведение её лучевой скорости подобно поведению лучевой скорости первой, то можно с уверенностью говорить, что перед нами двойная система.

Но если вторая звезда сильно уступает по яркости первой, то мы имеем шанс её не увидеть, и тогда все возможные сценарии надо рассмотреть. Главными аргументами за то, что перед нами двойная звезда — периодичность лучевых скоростей и большая разница межу максимальной и минимальной скоростью. Благодаря успехам рентгеновской астрономии проблема тесных двойных звезд стала одной из центральных астрофизике. Вопрос о спутниках звёзд останется решённым до тех пор, пока ктонибудь, владеющий искусством производить обычайно точные наблюдения, не откр о ет. В зависимости от размеров и расположения орбит пространстве, а также от расстояния от нас двойные звезды изучают разными методами, их наблюдения ведут с помощью различных инструментов. Периоды обращения известных двойных звезд составляют от нескольких минут до нескольких миллионов. Шкловского с той лишь разницей, что изза отсутствия протяженной водородной оболочки характерной для массивных сверхгигантов, но не для звезд коэффициент переработки энергии взрыва излучение очень мал порядка 0, 001, согласно оценкам Имшенника и Надежина. Помимо переменности, связанной с орбитальным движением компонент рентгеновские и оптические затмения, эффекты эллипсоидальности и отражения оптическом диапазоне, таких стационарных массивных рентгеновских двойных системах наблюдается долгопериодическая рентгеновская и оптическая переменность, повидимому, связанная с эффектами прецессии оси вращения оптической звезды или аккреционного диска.

Это связано с тем, что нейтронная звезда быстро вращается и имеет сильное порядка 10 12 Гс магнитное поле, которое канализирует плазму из внутренних частей аккреционного диска на магнитные полюсы нейтронной звезды. Рентгеновские источники аккрецирующие нейтронные звезды, большинстве случаев рентгеновские пульсары с периодами 0, 07. Недавнее открытие звезды пекулярной короткопериодической рентгеновской двойной системе 3 доказало реальное существование двойных систем. Строго периодически повторяющиеся импульсы радиоизлучения пульсара обусловлены переработкой энергии вращения нейтронной звезды направленное радиоизлучение через посредство сильного магнитного поля. Двойные звезды, которые можно увидеть телескоп или невооруженным взглядом, называются визуальнодвойными звездами. Движение компонентов двойных звезд происходит соответствии с законами Кеплера оба компонента описывают пространстве подобные. На всех кривых заметны два минимума глубокий главный, соответствующий затмению главной звезда спутником, и слабый вторичный, возникающий, когда главная звезда затмевает спутник.

Для некоторых особых типов звезд например, Вольфа — Райе, если они затменные, удается найти ряд дополнительных характеристик. Цефеиды, встречающиеся шаровых звездных скоплениях, старше и отличаются несколько меньшей светимостью. Однако для того, чтобы подобные пульсации могли достигнуть столь значительных амплитуд, как это наблюдается у цефеид, должен существовать определенный механизм, обеспечивающий энергией эти колебания. Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает. Наиболее молодыми звездами, повидимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа Т Тельца Т. Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно пределах больших газопылевых туманностей. Известны еще более молодые объекты — источники инфракрасного излучения. Спектры звезд типасостоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами ионизации Н, Не, С, Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь Персея и Лиры. Если же они находятся друг от друга на огромном расстоянии и просто случайно оказались на одном участке неба, то эту пару мы должны называть оптической. Сэр Патрик Мур даже полагал, что вместо Алькора бралась другая, более тусклая, звезда рядом с Мицаром.

В древности часто путали, какие же именно звезды следует называть этим именем, и арабы придумали альтернативное имя для Мицара Анак аль Банат Девичьи. И здесь Мицар и Алькор впервые выступают на сцену науки как важная двойная звезда. Значит, нужно взять пару близко расположенных друг к другу звезд разного блеска и измерить расстояние между ними с интервалом полгода. Только после открытия множества телескопических двойных, после формулирования Ньютоном знаменитых законов механики, точка зрения стала меняться. На примере Алькора Риччоли показал, что если принять расстояния до звезд, исходя из теории Коперника, то их размеры становились абсурдно большими — с земную орбиту и даже больше! К началу века не оставалось сомнений, что по крайней мере часть двойных и кратных звезд физически связаны. Но вот является ли пара физической двойной или просто членами одного скопления, было не ясно. Две пары можно рассмотреть по отдельности — Мицар А и Мицар видны, как мы уже видели, даже самый простой телескоп, а вот разделить сами пары на отдельные компоненты возможно только с применением астрофизических техник. Аккуратные измерения скоростей и направлений движения двух светил показали, что Алькор и Мицар скорее всего гравитационно связаны между собой, а значит, мы имеем дело с шестикратной звездной системой!

Подчеркиваю слово реальных, так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, фокальной плоскости телескопов получается ложное изображение звезды виде диска. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть разное время года. Спектральный анализ звёзд классов О, температура от 50 000 до 10 000 С показывает их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов, классе К 5000 С обнаруживаются уже радикалы, а классе М 3800 С даже молекулы оксидов. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а той части, которая образует своеобразные периферические спиральные рукава галактики, и ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций недрах космических. С другой стороны, если Галактика развивалась из газового облака, содержащего основном водород, то ней должны быть и чисто водородные звезды.

Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, о светимость Капеллы 120 раз превышает светимость Солнца. Эту зависимость эмпирически установили независимо на большом статистическом материале еще начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рассел. Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. Жизненный цикл звезды Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет энергию за счет превращения водорода и гелия ядерной печи, находящейся и самой ее сердцевине. Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможных явлений. Самый знаменитый пример такого рода звезда Алголь созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут. Двойные звезды Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими Нелями так называемыми линиями поглощения. Это и приводит благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий поглощения. Разнообразие физических условий Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся ней физических условий. Имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударные волны от взрывов звезд. В самом благоприятном случае чисто водородной звезды запаса ядерной энергии хватит не более, чем на 100 миллионов лет, то время как реальных условиях эволюции время жизни звезды оказывается на порядок меньше этой явно завышенной оценки. В этом отношении Галактика похожа на первобытный лес, состоящий из деревьев различных видов и возрастов, причем возраст деревьев гораздо меньше возраста леса. В процессе только что описанной первой стадии конденсации газовопылевого облака звезду, которая называется стадией свободного падения, освобождается определенное количество гравитационной энергии. Естественно считать, что такая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем конденсации облаков газовопылевой среды. Только радиоастрономия, как можно теперь с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение проблему изучения рождения звезд.

Прежние радиотелескопы не давали такой возможности, и по этому кембриджский радиотелескоп как будто специально был приспособлен для открытия быстропеременных сигналов от пульсаров открытие, которое отодвинуло на второй план ту задачу, ради которой радиотелескоп был построен исследования флуктуаций радиоизлучений, обусловленных солнечным ветром. Ее интересовали быстрые флуктуации радиоизлучений от космических источников, попадающих поле зрения телескопа при суточном вращении Земли. Она рассказывала о выходящей изпод пера самописца нескончаемой ленте, которую ей приходилось просматривать. Только конце октября 1967 года она вновь занялась этим явлением и попыталась записать сигнал с более высоким временным разрешением. Было совершенно невероятно, чтобы зеленые человечки из двух разных цивилизаций выбрали одну и ту же волну и то же время для посылки сигналов на нашу планету. У наиболее быстрых переменных звезд период, с которым изменяется их блеск, может составлять один час или того меньше.

На это указывали и исследования, проведенные последующие месяцы с чем более высоким временным разрешением регистрировались импульсы, тем яснее просматривалось их тонкая структура, показывавшая, что интенсивности радиоизлучений изменяется за десятитысячные доли секунды По скорости изменения интенсивности излучения можно оценить размеры той области пространства, из которой оно исходит. То, что пульсар Крабовидной туманности видимая звезда удалось обнаружить описанным выше методом. Он отнесся к моему сообщению скептически и предложил изменить коечто аппаратуре, чтобы устранить возможные ошибки. После открытия пульсара Крабовидной туманности стало ясно, что пульсары какимто образом связаны с взрывами сверхновых. Нас же интересуют объекты, которые способны осциллировать с периодом сотые доли секунды. Зная свойства нейтронного вещества, можно осуществить теоретические расчеты нейтронных звезд. Мы искали плотные звездоподобные объекты, которые могли бы совершать достаточно быстрые колебания, и белые карлики оказались слишком медленными, а гипотетические нейтронные звезды слишком быстрыми. Электроны, обладающие результате взрыва сверхновой огромной энергией, движутся здесь со скоростью, близкой к скорости света. Двигаясь со столь высокой скоростью по искривленной траектории, электрон излучает энергию, причем не во все стороны, а преимущественно направлении своего движения.

А так как магнитное поле вращается вместе со звездой, вращаются и конические пучки выходящего излучения. Мы приняли, что пульсар является вращающейся нейтронной звездой, вращение которой постепенно замедляется изза передачи энергии окружающею среду. В результате подобных сдвигов и оползней скорость вращения нейтронной звезды может увеличиваться. Пульсар расположен на расстоянии 1600 световых лет от нас созвездии Девы. Их масса примерно втрое превышают массу Земли, а период обращения вокруг пульсара у одной из них составляет 67, а у другой 95 суток. Другие теории, объясняющие возникновение планет у пульсаров, исходят из осуществления довольно редкого события столкновения бродячего пульсара со звездой, уже обладавшей планетами, или же слияние двух белых карликов, которое приводит к рождению пульсара, окруженного газовым диском. Но можем ли мы быть полностью уверены том, что Томас Голд прав? Именно это происходит двойных системах, поэтому жизнь звезды двойной системе сразу становится гораздо интереснее. Ее судьба может радикально измениться благодаря взаимодействию со своей соседкой. Такая вековая эволюция орбит кратной звездной системе происходит медленно, но редких случаях может иметь далекоидущие последствия. Астрономы видели, что вдруг на небе вспыхивала звезда там, где раньше ничего не было видно.

Именно он помог космологам обнаружить ускоренное расширение Вселенной. Вещество течет примерно так же, как системе с новыми звездами, и потихонечку масса белого карлика может увеличиваться. Последние исследования показывают, что такой путь не является основным эволюционным каналом, приводящим к сверхновым. А видеть мы их должны, так как аккреция, даже на белые карлики — очень эффективный источник энергии. Поскольку взрываются примерно одинаковые объекты, можно оценить мощность взрыва. Все, наверное, видели очень красивые картинки изображение сверхновой 1987 года, которая вспыхнула Большом Магеллановом облаке. Голубой гигант своим ветром уплотнил эту структуру, окончательно формируя три кольца. Кроме остатков сверхновых, интересные структуры вокруг двойных возникают и планетарных туманностях. Планетарная туманность — это то, что остается от оболочки красного гиганта, которую он сбрасывает, и потихонечку она рассеивается.

Наконец, может даже начаться аккреция, а конце концов планета может слиться со звездой, что будет сопровождаться яркой вспышкой. Сам процесс образования планет происходит диске, окружающем звезду сейчас мы даже видим диски вокруг молодых двойных звезд. В предыдущем разделе показано, что погрешность при вычислении одного орбитального элемента неминуемо повлечёт за собой ошибки вычислениях других элементов. Около половины из этого числа имеют значительные или подозреваемые изменения орбитальных элементов 39, большая часть которых носит характер, не соответствующий реальным изменениям двойной системе. Из всей этой информации следует, что осмотрительнее рассматривать орбитальные элементы спектральнодвойных скорее как параметры, более или менее хорошо описывающие наблюдаемое изменение скорости данный период, нежели меру физических свойств данной двойной системы. Однако Эванс нашёл, что все известные орбитальные периоды значительно больше 100. Снова обнаруживается, что спутники, если они существуют, влияют на физические изменения блеска. Данных для общего рассмотрения частоты двойных других классах переменных звёзд недостаточно. Например, долгопериодическая переменная Х Змееносца является членом 11524. У многих систем по крайней мере одна компонента заполняет свою полость Роша вследствие этого имеются основания для предположения, что звезда неустойчива. Этот эффект обнаруживается, если линии различных атомов или ионов спектре звезды дают разные кривые лучевых скоростей.

Вместе с системами типа Алголя рассмотрены три системы и Кассиопеи и Единорога. К сожалению, тот же приём введения поправок, применённый к последующим наблюдениям, не дал возможности получить те же самые значения для орбитальных элементов. Это объясняется тем, что спектр главной компоненты принадлежит обычно к позднему классу В или раннему А, а сама звезда часто вращается очень быстро, и можно увидеть и измерить только линии водорода. Его скорее следует рассматривать качестве дополнительного доказательства того, что при некоторых фазах искажается но крайней мере профиль линии водорода. Однако радиус гипотетического облака можно уменьшить, если предположить, что оно состоит из частиц, двигающихся по спирали по направлению к звезде. Постулированное Сахаде облако, окружающее спутники, может также объяснить, почему они имеют меньшую светимость, чем главные звёзды, хотя и являются более массивными. Таким образом, видимые изменения значений 1 и 2 могут оказаться просто ошибками. Если бленды не распознаны и не учтены, то это может вводить систематические ошибки измерения лучевых скоростей значения, найденные для. Системой, показавшей различия между кривыми лучевых скоростей, построенных по различных линиям, является Новая Геркулеса.

Изучение двойных систем очень важно для всей звездной астрофизики Кроме этого, если системе происходят затмения, то можно построить карту звезды или аккреционного диска. Гудрайк заметил, что блеск Алголя изменяется не случайно, а периодически. Давайте обратимся к общей картине эволюции одиночной звезды. Давайте ответим на такой вопрос где заканчивается Солнечная система? Важны эти объекты и для физики плазмы, особенно для изучения взаимодействия плазмы с сильным магнитным полем магнитные поля на много порядков превосходят поля, достижимые земных лабораториях, и собственно для изучения процессов сверхсильных магнитных полях. Соответствуют ли эти цифры действительному количеству нейтронных звезд, находящихся Галактике? Зато довольно просто зафиксировать подобный объект, если он является одним из компонентов тесной двойной системы.

Вопервых, одиночные нейтронные звезды могут образовываться результате распада двойной системы. Вовторых, изолированная нейтронная звезда может образоваться и результате естественной смерти взрыва сверхновой изначально одиночной массивной звезды. Но откуда взяться веществу, ведь звезда одиночная, а не двойная? Таким образом, межзвездная среда вполне может стать источником вещества необходимо для аккреции вещества на нейтронную звезду. По различным оценкам их число составляет несколько тысяч. Вещество красного карлика перетекает на белый карлик, создавая водородную оболочку. В их спектрах наблюдались и линии, свидетельствующие о высокой температуре, и молекулярные линии, которые могут образовываться лишь при достаточно низкой, по звездным меркам, температуре.

Подставив характерные параметры компактных объектов, получим приведенные выше оценки. Поэтому открытие нового объекта этого типа не всегда вызывает бурную реакцию специалистов, работающих этой области. Давление не может противодействовать силам гравитации, и они схлопывают звезду, исчерпавшую источники энергии. Детекторы гравитационных волн одни из самых дорогих физических приборов за всю историю человечества. Благодаря более высокой точности определения координат рентгеновского источника посравнению с гаммаисточником это связано со спецификой аппаратуры удалось увидеть послесвечение и оптической части спектра. Обычно, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально первая и них была открыта еще древними арабами по изменению видимого блеска и близкому нахождению друг к другу.

Они настаивали на том, чтобы она нашла работу и стала обеспечивать себя сама. Она снималась этих фильмах 20072010 годах, и была нарасхват! Родилась малышка 1995м и является очень востребованной мире порно и её миниатюрном жанре. На ней отчётливо видна большая загогулина, называемая Главной последовательностью. Вероятность возникновения жизни на планетах таких системах крайне мала. Тем не менее, бессильной злобе они сжигают дейтерий, литий, бериллий и прочие ценные элементы. А вот красный сверхгигант Бетельгейзе — шняга относительно холодная, по температуре поверхности — как спираль обыкновенной электролампочки Ильича. Самая яркая на данный момент звезда — 1361, ярче Солнца 8, 7 кк.

У жёлтых и жёлтобелых звёзд видимая и болометрия практически совпадают, поскольку светят они основном видимом диапазоне. Всё прочее становится нормальными звёздами и вылезает на главную последовательность, где и тусуется до самой смерти. Красные карланы отправятся к сздателю через триллионы лет, а вот белые и голубые умирают молодыми возрасте всего лишь нескольких миллионов, а то и тысяч. Когда звезда пропивает весь водород из своего ядра, её немедленно просят изза стола главной последовательности, вне которой они ведут себя сильно поразному. Причём чем больше и быстрее звезда выжрала, тем интересней её поведение. Кстати, сами белые карлики продолжают вонять ещё триллионы лет, конце концов остывая полностью и становясь чёрными карликами — холодными, бездушными и очень плотными комками ненависти вещества.

Фантасты придумали даже название для такого вещества — нейтроний надм. Однако, если масса новенькой нейтронной звезды превышает предел Оппенгеймера — Волкова. Надо понимать, что дымит эта херь, именуемая микроквазаром, джетами и ярким аккреционным диском, который нагревается больше от падения дыру, чем от термояда, а не вспышками термоядерных реакций, как у новых звезд и барстеров. Тысячи лет назад созвездие медведицы действительно немного походило формой на медведя, но за прошедшие годы по причине движения звёзд оно превратилось знакомый всем нам ковш. А вот скопление звёзд — это могучая кучка звёзд, которые реально близко расположены и происходят из одного облака газа. По самой современной из них особенно большие облака газа схлопнулись прямо чёрную дыру, минуя стадию звезды Согласно же самой эпичной из них, раньше мишки были пчёлами ядра были звёздами, но не простыми, а мегагига, каких сейчас больше не рождается.

Выброшенный на мороз газ кучкуется вокруг крупнейших внешних планетезималий, образуя газовых гигантов. А это значит, что на подобных планетах боженька подзабил на создание дня, ночи, утра и вечера, и поэтому на одной стороне всегда день и лето, а на другой — вечная ночь и зима — всё как любят Иные. И что этом такого? А то, что атмосфера такой планеты если она вдруг появится должна быть достаточно плотной, чтобы обеспечивать циркуляцию и перенос теплого воздуха на темную сторону. Мало того, что соседние звезды будут норовить пидорнуть планету с орбиты, так они еще будут дико влиять на ее климат, превращая, например топку холокоста всю поверхность планеты момент максимального к ней приближения. Твой звездолёт готов — от винта! Орбитальные периоды этих систем лежат пределах от 1, 6 до 2900 суток. Такая ситуация наблюдается у рентгеновских двойных систем умеренных масс с оптическими то есть излучающими оптическом диапазоне длин волн компонентами звездами. Активность молодой нейтронной звезды быстрое вращение, сильное магнитное поле, выброс звездою релятивистских частиц. Отличительные особенности таких систем большие пространственные скорости до сотен километров секунду и значительные до 1 кпк высоты над галактической плоскостью, которые двойные системы приобретают результате происходящих них взрывов сверхновых. Во всех случаях строгая периодичность изменений лучвых скоростей пока не доказана, для этого требуются дальнейшие наблюдения.

Оптическая кривая блеска 433, охватывающая один прецессионный 164суточный цикл. В этом случае будет формироваться общая оболочка, которой релятивистский объект интенсивно тормозится. Кроме того, 2системы могут быть окружены кольцевыми туманностями. В модели с сохраняющейся полной массой и угловым моментом это трудно понять. Поэтому то, что катаклизмических переменных мы наблюдаем весьма интенсивный перенос вещества от менее массивной звезды к более массивной, свидетельствует о достаточно эффективных механизмах уноса энергии и углового момента из системы, способствующих уменьшению расстояния между компонентами. В итоге реализуется некоторый равновесный режим перетекания вещества от менее массивной звезды к более массивной, который и наблюдается у маломассивных. Еще более эффектны сверхновые — небесные катаклизмы, которые означают смерть звезды. Например, дьявольская звезда Алголь созвездии Персея с древних времен известна как переменная звезда. Звезда эта почти всегда яркая, и обычно ней не обнаруживается ничего особенного. Все затменнопеременные представляют собой очень тесные двойные системы и находятся так далеко, что даже лучший телескоп не удается увидеть каждую из звезд по отдельности. При расчетах полостей Роша учитываются и центробежные силы, действующие на газ, вовлеченный собственное вращение звезды.

Вблизи каждой звезды преобладает сила тяжести стрелки направлены к звезде. Когда звезда, расширяясь, выйдет за пределы области, показанной красной штриховой линией, часть ее оболочки перейдет к другой звезде. Наблюдая двойные звезды, часто обнаруживают системы, которых каждая из звезд намного меньше своей полости Роша. Мы уже видели, что более массивные звезды эволюционируют быстрее и свой запас водорода расходуют раньше. Почему же менее массивная звезда стареет раньше? Поэтому спутник Сириуса должен любом случае быть намного старше нашего Солнца. Получается, что и этой системе более массивная компонента еще не израсходовала свой водород, а менее массивная, напротив, уже вошла стадию угасания. Основной эффект состоит не деформации, которую испытывают подобные близко расположенные звезды отклонение формы звезды от сферической затрагивает только ближайшие к поверхности слои, которые не играют практически никакой роли эволюции. Представим себе, что звезда по известным причинам расширяется, и происходит это до тех пор, пока она не достигнет своего максимально допустимого объема — объема своей полости Роша.

Вот этом и состоит особенность эволюции тесно расположенных двойных звезд масса звезды может претерпевать со временем резкие изменения. Если объем звезды окажется больше ее полости Роша, то избыточную массу следует отнять и рассчитать модель для звезды с соответственно меньшей массой. Первое решение парадокса Алголя предложил Дональд Мортон своей диссертации, которую он подготовил начале 1960 года Принстоне. Компонента, которая имеет теперь большую массу, начинает понемногу стариться. Расчет делался для не слишком массивных звезд с массой 1 и 2 солнечных, удаленных друг от друга на расстояние 6, 6 солнечного радиуса. Видно, что результате массообмена расстояние между звездами может заметно измениться соответственно изменяется и объем полости Роша. При этом основная доля массы ушла межзвездное пространство и лишь малая часть досталась звездеспутнику. Однако отличие от туманностей, образующихся после взрывов сверхновых, это облачко обладает очень малой массой.

Как и системе Алголя, мы имеем дело с полуразделенной системой, которой происходит перенос вещества с одной звезды на другую, но данном случае вещество попадает на белый карлик. Компоненты двойной системы, которую мы наблюдаем как Новую, движутся направлении красных стрелок. Теорию разработал Самнер Старфилд со своими коллегами из Университета. Тесные двойные системы, которых вещество переходит с одной звезды на другую, открыли для нас ряд новых явлений. Применим выражение для определения суммы масс компонентов визуальнодвойной звезды и напишем подобное выражение для суммы масс Солнца и Земли. Создается возможность того, что соединениях одна компонента закроет затмит другую и общий блеск системы ослабеет 1, 5—2 или больше. Из сказанного легко понять, что фотометрические двойные и спектральнодвойные звезды представляют собой одну и ту же группу тесных пар, различие между которыми состоит методе наблюдения. Кривая блеска затменной двойной Э Лиры, полученная при выполнении международной программы по исследованию этой звезды между 21 июня и 12 июля. Поверхностные яркости компонент сравнимы друг с другом, вследствие чего вторичные минимумы мало отличаются от главных Периоды у затменных переменных настоящее время наблюдаются пределах от 27 лет до и даже до Стрелы. Какой цвет звезд класса О? В конце века инициативу исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы, использовавшие своих наблюдениях новейшие рефракторы.

Совершенно нельзя определить позиционный угол и нельзя определить отдельности наклонение плоскости орбиты и большую полуось а, так как одни и те же лучевые скорости могут получиться при движении звезды по орбитам с различными наклонениями и соответственно большими различными полуосями. В отличие от них, физическими двойными называются звезды, образующие единую динамическую систему и обращающиеся под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс. Асимметрия положения вторичного минимума позволяет найти произведение. Следовательно, если 4 справедливо, то приходится заключить, что распределение первоначальной массы между компонентами было фактором, определяющим ход эволюции. Это означает, что количество двойных систем может быть даже выше, так как некоторые системы могут включать тёмные звёзды, как например, так называемые коричневые карлики. Исходя из этих соображений, Ричард Мюллер предложил идею солнечного спутника, который движется по этой орбите. Для начала, коричневые карлики излучают рентгеновском диапазоне волн Орбитальный рентгеновский телескоп Чандра недавно обнаружил у коричневого карлика спектральный класс 9 вспышку рентгеновского излучения. Такая холодная звезда не должна быть способна на вспышки рентгеновском диапазоне. Обратите внимание на то, что изза долгого орбитального периода Немезиды её орбита очень вытянута плоский эллипс. Но на самом ли деле миоценовое вымирание произошло 14 миллионов лет назад?

В частности, они изучали окаменелости животных и растений, погибших во время массовых вымираний, полагаясь основном на радиоуглеродный анализ. Это свидетельствует о том, что компоненты звезды разных спектральных классов. В созвездии видны две спиральные галактики М81 7, 0 и М101 7, 9, которые можно наблюдать небольшой телескоп. С использованием этих сведений определено ее расстояние до Галактики — 11 млн. В нем он впервые обозначил звезды греческими буквами, том числе и семь ярких звезд Ковша Большой Медведицы с запада на восток по направлению этого звездного рисунка. Согласно древнему мифу, вечно юная богиня охоты Артемида бродила по горам и лесам с луком и острым копьем поисках дичи. Двадцать семь слайдов, хорошо иллюстрированных, содержат информацию о том, что такое двойные звезды и чем они интересны. Физически двойные звезды по эллипсам вращаются вокруг общего центра масс.

 

© Copyright 2017-2018 - articles-study

 
Рекомендуем