Презентация на тему "Двойные звёзды". Презентация на тему: "Переменные звёзды. Двойные звёзды" Презентация по астрономии двойные звезды

Звёзды.

Двойные звёзды.

Переменные звёзды

Расстояние до звёзд

Годичным параллаксом звезды p называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а.е.), перпендикулярную направлению на звезду.

где – большая полуось земной орбиты

При малых углах sin p = p = 1 а.е, тогда

Физическая природа звёзд

Звёзды различны по

строению

светимости

размерам

возрасту

температуре (цвету)

Светимость звёзд

Звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по видимой яркости (т.е. по блеску). Звёзды имеют различную светимость .

Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени.

Выражается в ваттах или в единицах светимости Солнца .

В астрономии принято сравнивать звёзды по светимости, рассчитывая их блеск (звёздную величину) для одного и того же стандартного расстояния – 10 пк.

Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии D 0 = 10 пк, получила название абсолютной звёздной величины M.

Светимость звезды определяют через абсолютную звёздную величину в светимостях Солнца, используя следующее соотношение

Цвет и температура звёзд

Звезды имеют самые разные цвета.

У Арктура желто-оранжевый оттенок,

Ригель бело-голубой,

Антарес ярко-красный.

Цвет и температура звёзд

Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности.

У различных звёзд максимум излучения приходится на разные длины волн.

Закон Вина

Максимум излучения Солнца λ = 4,7х 10 м

Гарвардская спектральная классификация звёзд

Солнце

Радиусы звёзд

Звёзды

Нейтронные звёзды (пульсары)

гиганты

карлики

чёрные дыры

сверхгиганты

Альдебаран – красный гигант в созвездии Тельца

Альфа Ориона – Бетельгейзе (Сверхгигант)

Небольшая точка рядом с Сириусом – его спутник, белый карлик Сириус B.

Невооруженным глазом вблизи Мицара

(средней звезды ручки Ковша Большой Медведицы)

видна слабая звезда Алькор (5 m)

В древности считалось, что человек, который видит маленького соседа этой звезды, имеет острое зрение.

По Мицару и Алькору древние греки проверяли зоркость глаза

Мицар и Алькор не только проецируются рядом на небесную сферу,

но и движутся вокруг общего центра масс. Период обращения – около 2 млрд.лет.

В Галактике много двойных и кратных звезд.

Мира – Омикрон Кита – двойная звезда.

На фотографии а изображены компоненты двойной звезды, находящиеся на расстоянии 0,6".

На фотографиях b и с видно, что их форма не является сферичной, виден хвостик от Миры в сторону меньшей звезды.

Это может происходить из-за гравитационного взаимодействия Миры Кита

со своим спутником

Типы двойных звезд

• визуально двойные
• астрометрически двойные
• затменно-двойные
• спектрально двойные

Астрометрически двойные

Часто звезды в парах сильно различаются по блеску, тусклую звездочку затмевает блеском яркая. Иногда в таких случаях астрономы узнают о двойственности звезды по отклонениям в движении яркой звезды под действием невидимого спутника от рассчитанной для одиночной звезды траектории в пространстве. Такие пары называют астрометрически двойными. В частности, Сириус долго относился к такому типу двойных, пока мощность телескопов не позволила разглядеть невидимый доселе спутник - Сириус В. Эта пара стала визуально двойной.

Затменно-двойные

Бывает, что плоскость обращения звезд вокруг их общего центра масс проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звезд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на ее двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Спектрально двойные

Двойственность определяется при изучении спектра звезды, в котором замечаются периодические смещения линий поглощения или видно, что линии являются двойными, на чем основывается вывод о двойственности звезды.

К системам двойных звезд применимы закон всемирного

Тяготения и обобщенные Ньютоном законы Кеплера. Это позволяет оценить массу звезд в двойных системах.

По третьему закону Кеплера можно написать пропорцию

где m 1 и m 2 – массы двух звезд, имеющих период обращения Р ,

А – большая полуось орбиты звезды, обращающейся вокруг другой звезды.

Массы М и m – массы Солнца и Земли, Т = 1 год, а – расстояние от Земли до Солнца.

Эта формула дает сумму масс компонент двойной звезды, т.е. членов этой системы.

Переменные звёзды

Переменные звезды – это звезды, блеск которых изменяется, иногда с правильной периодичностью. Переменных звезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более 30 000.

Многие из них вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера

оптические приборы – бинокль, зрительную трубу или школьный телескоп.

Амплитуда и период переменной звезды

Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процес сов, происходящих в самой звезде.

Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска.

Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус

в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная».

В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная

величина 2 m , в период минимума она уменьшается до 10 m и видна только в телескоп.

Средний период переменности Миры Кита 332 суток.

Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея.

Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз.

В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру.

На определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее.

Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет,

уменьшается радиус. Затем площадь поверхности

растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска.

Цефеиды играют особую роль в астрономии.

В 1908 году Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды,

тем большее период изменения ее блеска.

Большое Магелланово Облако

Малое Магелланово Облако

Генриетта Ливитт

Звезда, увеличивающая свой блеск в тысячи и миллионы раз за несколько часов, а затем тускнеющая, приходящая к своему первоначальному блеску, называется новой.

Новая возникает в тесных двойных системах, в которых один из компонентов двойной системы – белый карлик или нейтронная звезда.

Когда на поверхности белого карлика (на нейтронной звезде) накапливается критическая

масса вещества, происходит термоядерный взрыв, срывающий со звезды оболочку

и увеличивающий ее светимость в тысячи раз.

Туманность после взрыва

Новой в созвездии Лебедя

в 1992 году видна как

маленькое красное пятнышко

немного выше середины

фотографии.

Новые звезды – это взрывающиеся переменные звезды

Остаток новой звезды GK Персея

Сверхновыми называются звезды, внезапно взрывающиеся и достигающие

в максимуме абсолютной звездной величины от –11 m до –21 m .

Светимость сверхновой звезды возрастает в десятки миллионов раз, что может превышать светимость всей галактики.

Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных процессов.

Огромное выделение энергии (такое количество энергии Солнце вырабатывает за миллиарды лет) сопровождает взрыв сверхновой.

Сверхновая звезда может излучать больше, чем все звезды галактики вместе взятые.

Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке расположена там,

где на старых фотографиях была лишь звездочка 12-й величины.

Ее величина в максимуме достигла 2,9m,

что позволяло легко наблюдать сверхновую невооруженным глазом.

Плотное ядро коллапсирует, увлекая за собой в свободное падение к центру

наружные слои звезды. Когда ядро сильно уплотняется, его сжатие прекращается,

и на верхние слои обрушивается встречная ударная волна, а также выплескивается

энергия огромного числа нейтрино. В результате оболочка разлетается со

скоростью 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную дыру.

При вспышке сверхновой выделяется энергия 10 46 Дж.

Центр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой,

находится в созвездии Парусов

Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки.

Кольцо светящегося газа в 1991 году достигло

1,37 светового года в поперечнике.

Остаток Сверхновой 1987 года

через двенадцать лет после вспышки

Самый знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике –

Крабовидная туманность.

Это остаток вспышки сверхновой в 1054 году.

С ее исследованием связаны крупнейшие вехи в истории астрономии.

Крабовидная туманность была первым источником космического радиоизлучения,

в 1949 году отождествленным с галактическим объектом.

На месте взрыва сверхновой звезды в Крабовидной туманности

образовалась нейтронная звезда

Нейтронная звезда легко поместилась бы внутри Московской

кольцевой автодороги или Нью-Йорка

Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер железа

при температуре 10 5 –10 6 К. Весь остальной объем, за исключением небольшой

области в центре, занимает «нейтронная жидкость». В центре предполагается

наличие небольшого гиперонного ядра. Нейтроны подчиняются принципу Паули.

При таких плотностях «нейтронная жидкость» становится вырожденной

и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды.

Спичечный коробок с веществом нейтронной звезды

весил бы на Земле около десяти миллиардов тонн

В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с радиотелескопом,

который был предназначен для изучения мерцаний космических радиоисточников,

Джослин Белл, Энтони Хьюиш и другие сотрудники Кембриджского университета

Великобритании обнаружили серии периодических импульсов.

Продолжительность импульсов была 0,3 секунды на частоте 81,5 МГц, которые

повторялись через удивительно постоянное время, через 1,3373011 секунды.

Миллисекундный пульсар PSR J1959+2048 в видимом диапазоне.

Импульсы прерываются на 50 минут каждые 9 часов,

что указывает на то, что пульсар затмевается своей звездой-компаньоном

Это было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных

нерегулярных мерцаний.

Появилось даже предположение о внеземной цивилизации,

посылающей на Землю свои сигналы.

Поэтому для этих сигналов ввели обозначение LGM

(сокращение от английского little green men «маленькие зеленые человечки»).

Предпринимались серьезные попытки

распознать какой-либо код в

принимаемых импульсах.

Это оказалось невозможным, хотя,

как рассказывают, к делу были

привлечены самые

квалифицированные специалисты

по шифровальной технике.

Пульсары в ММО

Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника.

Стало очевидным, что источники излучения являются естественными небесными

телами. Они получили название пульсары.

За открытие и интерпретацию радиоизлучения пульсаров Энтони Хьюишу

была присуждена Нобелевская премия по физике.

Модель пульсара

Типы двойных звезд Для начала выясним, какие звезды так называют. Давайте сразу отбросим тот тип двойных, который носит название "оптически двойные звезды". Это - пары звезд, случайно оказавшиеся рядом на небе, то есть в одном направлении, а в пространстве, на самом деле, их разделяют большие расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не станем. Нас будет интересовать класс физически двойных, то есть действительно связанных гравитационным взаимодействием звезд.

Положение центра масс Физически двойные звезды по эллипсам вращаются вокруг общего центра масс. Однако, если отсчитывать координаты одной звезды относительно другой, то получится, что звезды движутся друг относительно друга тоже по эллипсам. На этом рисунке за начало отсчета мы взяли более массивную голубую звезду. В такой системе центр масс (зеленая точка) описывает вокруг голубой звезды эллипс. Хочется предостеречь читателя от распространенного заблуждения, заключающегося в том, что часто полагается будто бы более массивная звезда сильнее притягивает звезду с малой массой, чем наоборот. Любые два объекта притягивают друг друга одинаково. Но объект с большой массой труднее сдвинуть с места. И хотя падающий на Землю камень притягивает Землю с той же силой, что и Земля его, этой силой невозможно побеспокить нашу планету, и мы видим, как движется камень.

Часто, правда, встречаются так называемые кратные системы, с тремя и более компонентами. Однако движение трех и более взаимодействующих тел неустойчиво. Всиcтеме, скажем, из трех звезд всегда можно выделить, двойную подсистему и третью звезду, вращающуюся вокруг этой пары. В системе из четырех звезд могут существовать две двойные подсистемы, вращающиеся вокруг общего центра масс. Иными словами, в природе, устойчивые кратные системы всегда сводятся к системам из двух членов. 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. Все три звезды системы из-за близости видны раздельно. Действительно, иногда то, что звезда двойная, видно в телескоп. Такие двойные называются визуально двойными (не путать с оптически двойными!). Как правило, это не тесные пары, расстояния между звездами в них велики, гораздо больше их собственных размеров.

Блеск двойных звёзд Часто звезды в парах сильно различаются по блеску, тусклую звездочку затмевает блеском яркая. Иногда в таких случаях астрономы узнают о двойственности звезды по отклонениям в движении яркой звезды под действием невидимого спутника от рассчитанной для одиночной звезды траектории в пространстве. Такие пары называют астрометрически двойными. В частности, Сириус долго относился к такому типу двойных, пока мощность телескопов не позволила разглядеть невидимый доселе спутник - Сириус В. Эта пара стала визуально двойной. Бывает, что плоскость обращения звезд вокруг их общего центра масс проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звезд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на ее двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Спектрально двойные звёзды Последним типом двойных являются спектрально двойные. Их двойственность определяется при изучении спектра звезды, в котором замечаются периодические смещения линий поглощения или видно, что линии являются двойными, на чем основывается вывод о двойственности звезды.

Чем же интересны двойные звезды? Во-первых, они дают возможность узнать массы звезд, так как легче всего и надежнее всего она вычисляется по видимому взаимодействию двух тел. Прямые наблюдения позволяют узнать общий "вес" системы, а если добавить к ним известные соотношения между массами звезд и их светимостями, о которых говорилось выше в рассказе о судьбе звезд, то можно выяснить массы компонентов, проверить теорию. Одиночные звезды такой возможности нам не предоставляют. Кроме того, как тоже было упомянуто ранее, судьба звезд в таких системах может разительно отличаться от судьбы таких же одиночных звезд. Небесные пары, расстояния между которыми велики, по сравнению с размерами самих звезд, на всех стадиях своей жизни живут по тем же законам, что и одиночные звезды, не мешая друг другу. В этом смысле, их двойственность никак не проявляется.

Тесные пары: первый обмен массами Звезды двойной рождаются вместе из одной газопылевой туманности, у них один возраст, но часто - разные массы. Мы уже знаем, что более массивные звезды живут "быстрее", следовательно, более массивная звезда в процессе эволюции обгонит свою сверстницу. Она расширится, превращаясь в гиганта. В этом случае, размер звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды (раздувшейся) начнет перетекать на другую. Как следствие, масса первоначально более легкой звезды может стать больше первоначально тяжелой! Кроме того, мы получим две звезды одинакового возраста, причем более массивная звезда еще находится на главной последовательности, то есть в ее центре по-прежнему продолжается синтез гелия из водорода, а более легкая звезда уже израсходовала свой водород, в ней образовалось геливое ядро. Вспомним, что в мире одиночных звезд такого произойти не может. За несоответствие возраста звезды с ее массой это явление названо парадоксом Алголя, в честь той же самой затменно-двойной. Звезда Бета Лиры - еще одна пара, в которой прямо сейчас происходит обмен массами.

Вещество с раздувшейся звезды, перетекая на менее массивную компоненту, попадает на нее не сразу (этому мешает взаимное вращение звезд), а сначала образует вращающийся диск вещества вокруг меньшей звезды. Силы трения в этом диске будут уменьшать скорость частиц вещества, и оно будет оседать на поверхность звезды. Такой процесс называется аккрецией, а образовавшийся диск - аккреционным. В результате, первоначально более массивная звезда имеет необычный химический состав: весь водород внешних ее слоев перетекает к другой звезде, а остается лишь гелиевое ядро с примесями более тяжелых элементов. Такая звезда, называемая гелиевой, быстро эволюционирует, образуя белый карлик или релятивистскую звезду, в зависимости от своей массы. При этом, в двойной системе в целом произошла важная перемена: первоначально более массивная звезда уступила это свое перевенство. Вещество с раздувшейся звезды, перетекая на менее массивную компоненту, попадает на нее не сразу (этому мешает взаимное вращение звезд), а сначала образует вращающийся диск вещества вокруг меньшей звезды. Силы трения в этом диске будут уменьшать скорость частиц вещества, и оно будет оседать на поверхность звезды. Такой процесс называется аккрецией, а образовавшийся диск - аккреционным. В результате, первоначально более массивная звезда имеет необычный химический состав: весь водород внешних ее слоев перетекает к другой звезде, а остается лишь гелиевое ядро с примесями более тяжелых элементов. Такая звезда, называемая гелиевой, быстро эволюционирует, образуя белый карлик или релятивистскую звезду, в зависимости от своей массы. При этом, в двойной системе в целом произошла важная перемена: первоначально более массивная звезда уступила это свое перевенство.

Второй обмен массами В двойных же системах встречаются также рентгеновские пульсары, излучающие в более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение связано с аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником аккреции служат частицы звездного ветра, испускаемые второй звездой (та же природа и у солнечного ветра). Если звезда имеет большие размеры, звездный ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Рентгеновский пульсар - единственный способ косвенного обнаружения черной дыры, которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений. На этом еще далеко не все. Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и вещество начнет перетекать на соседку. И это - уже второй обмен веществом в двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает "возвращать" забранное при первом обмене.

Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует взрывоподобный всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление "новой" звезды. Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует взрывоподобный всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление "новой" звезды.

Другой исход в системе с белым карликом - вспышка сверхновой. Следствием перетекания вещества со второй звезды может стать достижение белым карликом предельной массы в 1,4 солнечной. Если это уже железный белый карлик, то он не в силах будет удержать гравитационное сжатие и взорвется. Вспышки сверхновых в двойных системах очень похожи по яркости и развитию друг на друга, так как всегда взрываются звезды одной и той же массой - 1,4 солнечной. Напомним, что в одиночных звездах этой критической массы достигает центральное железное ядро, а наружные слои могут иметь разную массу. В двойных системах, как ясно из нашего повествования, эти слои почти отсутствуют. Именно поэтому подобные вспышки имеют одинаковую светимость. Замечая их в далеких галактиках, мы можем высчитывать расстояния гораздо большие, чем можно определить, используя звездный параллакс или цефеиды. Другой исход в системе с белым карликом - вспышка сверхновой. Следствием перетекания вещества со второй звезды может стать достижение белым карликом предельной массы в 1,4 солнечной. Если это уже железный белый карлик, то он не в силах будет удержать гравитационное сжатие и взорвется. Вспышки сверхновых в двойных системах очень похожи по яркости и развитию друг на друга, так как всегда взрываются звезды одной и той же массой - 1,4 солнечной. Напомним, что в одиночных звездах этой критической массы достигает центральное железное ядро, а наружные слои могут иметь разную массу. В двойных системах, как ясно из нашего повествования, эти слои почти отсутствуют. Именно поэтому подобные вспышки имеют одинаковую светимость. Замечая их в далеких галактиках, мы можем высчитывать расстояния гораздо большие, чем можно определить, используя звездный параллакс или цефеиды. Потеря значительной части массы всей системы в результате взрыва сверхновой может привести к распаду двойной. Сила гравитационного притяжения между компонентами сильно уменьшается, и они по инерции своего движения могут разлететься.

Работа может использоваться для проведения уроков и докладов по предмету "Астрономия"

Готовые презентации по астрономии помогут наглядно показать процессы, происходящие в галактике и космосе. Скачать презентацию по астрономии могут как учителя, преподаватели так и ученики. Школьные презентации по астрономии из нашей коллекции охватывают все темы по астрономии, которые изучают дети в общеобразовательной школе.

Слайд 1

Д В О Й Н Ы Е З В Ё З Д Ы

Слайд 2

Типы двойных звезд

Для начала выясним, какие звезды так называют. Давайте сразу отбросим тот тип двойных, который носит название "оптически двойные звезды". Это - пары звезд, случайно оказавшиеся рядом на небе, то есть в одном направлении, а в пространстве, на самом деле, их разделяют большие расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не станем. Нас будет интересовать класс физически двойных, то есть действительно связанных гравитационным взаимодействием звезд.

Слайд 3

Положение центра масс

Физически двойные звезды по эллипсам вращаются вокруг общего центра масс. Однако, если отсчитывать координаты одной звезды относительно другой, то получится, что звезды движутся друг относительно друга тоже по эллипсам. На этом рисунке за начало отсчета мы взяли более массивную голубую звезду. В такой системе центр масс (зеленая точка) описывает вокруг голубой звезды эллипс. Хочется предостеречь читателя от распространенного заблуждения, заключающегося в том, что часто полагается будто бы более массивная звезда сильнее притягивает звезду с малой массой, чем наоборот. Любые два объекта притягивают друг друга одинаково. Но объект с большой массой труднее сдвинуть с места. И хотя падающий на Землю камень притягивает Землю с той же силой, что и Земля его, этой силой невозможно побеспокить нашу планету, и мы видим, как движется камень.

Слайд 4

Часто, правда, встречаются так называемые кратные системы, с тремя и более компонентами. Однако движение трех и более взаимодействующих тел неустойчиво. Всиcтеме, скажем, из трех звезд всегда можно выделить, двойную подсистему и третью звезду, вращающуюся вокруг этой пары. В системе из четырех звезд могут существовать две двойные подсистемы, вращающиеся вокруг общего центра масс. Иными словами, в природе, устойчивые кратные системы всегда сводятся к системам из двух членов. 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. Все три звезды системы из-за близости видны раздельно. Действительно, иногда то, что звезда двойная, видно в телескоп. Такие двойные называются визуально двойными (не путать с оптически двойными!). Как правило, это не тесные пары, расстояния между звездами в них велики, гораздо больше их собственных размеров.

Слайд 6

Блеск двойных звёзд

Часто звезды в парах сильно различаются по блеску, тусклую звездочку затмевает блеском яркая. Иногда в таких случаях астрономы узнают о двойственности звезды по отклонениям в движении яркой звезды под действием невидимого спутника от рассчитанной для одиночной звезды траектории в пространстве. Такие пары называют астрометрически двойными. В частности, Сириус долго относился к такому типу двойных, пока мощность телескопов не позволила разглядеть невидимый доселе спутник - Сириус В. Эта пара стала визуально двойной. Бывает, что плоскость обращения звезд вокруг их общего центра масс проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звезд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на ее двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

Слайд 8

Спектрально двойные звёзды

Последним типом двойных являются спектрально двойные. Их двойственность определяется при изучении спектра звезды, в котором замечаются периодические смещения линий поглощения или видно, что линии являются двойными, на чем основывается вывод о двойственности звезды.

Слайд 9

Чем же интересны двойные звезды?

Во-первых, они дают возможность узнать массы звезд, так как легче всего и надежнее всего она вычисляется по видимому взаимодействию двух тел. Прямые наблюдения позволяют узнать общий "вес" системы, а если добавить к ним известные соотношения между массами звезд и их светимостями, о которых говорилось выше в рассказе о судьбе звезд, то можно выяснить массы компонентов, проверить теорию. Одиночные звезды такой возможности нам не предоставляют. Кроме того, как тоже было упомянуто ранее, судьба звезд в таких системах может разительно отличаться от судьбы таких же одиночных звезд. Небесные пары, расстояния между которыми велики, по сравнению с размерами самих звезд, на всех стадиях своей жизни живут по тем же законам, что и одиночные звезды, не мешая друг другу. В этом смысле, их двойственность никак не проявляется.

Слайд 10

Тесные пары: первый обмен массами

Звезды двойной рождаются вместе из одной газопылевой туманности, у них один возраст, но часто - разные массы. Мы уже знаем, что более массивные звезды живут "быстрее", следовательно, более массивная звезда в процессе эволюции обгонит свою сверстницу. Она расширится, превращаясь в гиганта. В этом случае, размер звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды (раздувшейся) начнет перетекать на другую. Как следствие, масса первоначально более легкой звезды может стать больше первоначально тяжелой! Кроме того, мы получим две звезды одинакового возраста, причем более массивная звезда еще находится на главной последовательности, то есть в ее центре по-прежнему продолжается синтез гелия из водорода, а более легкая звезда уже израсходовала свой водород, в ней образовалось геливое ядро. Вспомним, что в мире одиночных звезд такого произойти не может. За несоответствие возраста звезды с ее массой это явление названо парадоксом Алголя, в честь той же самой затменно-двойной. Звезда Бета Лиры - еще одна пара, в которой прямо сейчас происходит обмен массами.

Слайд 11

Вещество с раздувшейся звезды, перетекая на менее массивную компоненту, попадает на нее не сразу (этому мешает взаимное вращение звезд), а сначала образует вращающийся диск вещества вокруг меньшей звезды. Силы трения в этом диске будут уменьшать скорость частиц вещества, и оно будет оседать на поверхность звезды. Такой процесс называется аккрецией, а образовавшийся диск - аккреционным. В результате, первоначально более массивная звезда имеет необычный химический состав: весь водород внешних ее слоев перетекает к другой звезде, а остается лишь гелиевое ядро с примесями более тяжелых элементов. Такая звезда, называемая гелиевой, быстро эволюционирует, образуя белый карлик или релятивистскую звезду, в зависимости от своей массы. При этом, в двойной системе в целом произошла важная перемена: первоначально более массивная звезда уступила это свое перевенство.

Слайд 13

Второй обмен массами

В двойных же системах встречаются также рентгеновские пульсары, излучающие в более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение связано с аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником аккреции служат частицы звездного ветра, испускаемые второй звездой (та же природа и у солнечного ветра). Если звезда имеет большие размеры, звездный ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Рентгеновский пульсар - единственный способ косвенного обнаружения черной дыры, которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений. На этом еще далеко не все. Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и вещество начнет перетекать на соседку. И это - уже второй обмен веществом в двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает "возвращать" забранное при первом обмене.

Слайд 14

Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует взрывоподобный всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление "новой" звезды.

Слайд 15

Другой исход в системе с белым карликом - вспышка сверхновой. Следствием перетекания вещества со второй звезды может стать достижение белым карликом предельной массы в 1,4 солнечной. Если это уже железный белый карлик, то он не в силах будет удержать гравитационное сжатие и взорвется. Вспышки сверхновых в двойных системах очень похожи по яркости и развитию друг на друга, так как всегда взрываются звезды одной и той же массой - 1,4 солнечной. Напомним, что в одиночных звездах этой критической массы достигает центральное железное ядро, а наружные слои могут иметь разную массу. В двойных системах, как ясно из нашего повествования, эти слои почти отсутствуют. Именно поэтому подобные вспышки имеют одинаковую светимость. Замечая их в далеких галактиках, мы можем высчитывать расстояния гораздо большие, чем можно определить, используя звездный параллакс или цефеиды. Потеря значительной части массы всей системы в результате взрыва сверхновой может привести к распаду двойной. Сила гравитационного притяжения между компонентами сильно уменьшается, и они по инерции своего движения могут разлететься.

Слайд 16

Астрономически-двойные звёзды

Слайд 1

Описание слайда:

Слайд 2

Описание слайда:

Типы двойных звезд Для начала выясним, какие звезды так называют. Давайте сразу отбросим тот тип двойных, который носит название "оптически двойные звезды". Это - пары звезд, случайно оказавшиеся рядом на небе, то есть в одном направлении, а в пространстве, на самом деле, их разделяют большие расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не станем. Нас будет интересовать класс физически двойных, то есть действительно связанных гравитационным взаимодействием звезд.

Слайд 3

Описание слайда:

Слайд 4

Описание слайда:

Слайд 5

Описание слайда:

Слайд 6

Описание слайда:

Слайд 7

Описание слайда:

Слайд 8

Описание слайда:

Слайд 9

Описание слайда:

Чем же интересны двойные звезды? Во-первых, они дают возможность узнать массы звезд, так как легче всего и надежнее всего она вычисляется по видимому взаимодействию двух тел. Прямые наблюдения позволяют узнать общий "вес" системы, а если добавить к ним известные соотношения между массами звезд и их светимостями, о которых говорилось выше в рассказе о судьбе звезд, то можно выяснить массы компонентов, проверить теорию. Одиночные звезды такой возможности нам не предоставляют. Кроме того, как тоже было упомянуто ранее, судьба звезд в таких системах может разительно отличаться от судьбы таких же одиночных звезд. Небесные пары, расстояния между которыми велики, по сравнению с размерами самих звезд, на всех стадиях своей жизни живут по тем же законам, что и одиночные звезды, не мешая друг другу. В этом смысле, их двойственность никак не проявляется.

Слайд 10

Описание слайда:

Тесные пары: первый обмен массами Звезды двойной рождаются вместе из одной газопылевой туманности, у них один возраст, но часто - разные массы. Мы уже знаем, что более массивные звезды живут "быстрее", следовательно, более массивная звезда в процессе эволюции обгонит свою сверстницу. Она расширится, превращаясь в гиганта. В этом случае, размер звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды (раздувшейся) начнет перетекать на другую. Как следствие, масса первоначально более легкой звезды может стать больше первоначально тяжелой! Кроме того, мы получим две звезды одинакового возраста, причем более массивная звезда еще находится на главной последовательности, то есть в ее центре по-прежнему продолжается синтез гелия из водорода, а более легкая звезда уже израсходовала свой водород, в ней образовалось геливое ядро. Вспомним, что в мире одиночных звезд такого произойти не может. За несоответствие возраста звезды с ее массой это явление названо парадоксом Алголя, в честь той же самой затменно-двойной. Звезда Бета Лиры - еще одна пара, в которой прямо сейчас происходит обмен массами.

Слайд 11

Описание слайда:

Слайд 12

Описание слайда:

Слайд 13

Описание слайда:

Второй обмен массами В двойных же системах встречаются также рентгеновские пульсары, излучающие в более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение связано с аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником аккреции служат частицы звездного ветра, испускаемые второй звездой (та же природа и у солнечного ветра). Если звезда имеет большие размеры, звездный ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Рентгеновский пульсар - единственный способ косвенного обнаружения черной дыры, которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений. На этом еще далеко не все. Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и вещество начнет перетекать на соседку. И это - уже второй обмен веществом в двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает "возвращать" забранное при первом обмене.

Слайд 14

Описание слайда:

Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует взрывоподобный всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление "новой" звезды. Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует взрывоподобный всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление "новой" звезды.

Слайд 15

Двойная звездаДвойная звезда, или двойная система - система
из двух гравитационно связанных звёзд,
обращающихся по замкнутым орбитам вокруг
общего центра масс. Двойные звёзды - весьма
распространённые объекты. Примерно половина
всех звёзд нашей Галактики принадлежит к
двойным системам.

Измерив период
обращения и расстояние
между звёздами, иногда
можно определить массы
компонентов системы. Этот
метод практически не
требует дополнительных
модельных
предположений, и поэтому
является одним из главных
методов определения масс
в астрофизике. По этой
причине двойные системы,
компонентами которых
являются чёрные
дыры или нейтронные
звезды, представляют
большой интерес
для астрофизики.

Визуально-двойные звёзды

Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную
определяется разрешающей способностью телескопа,
расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким
образом, визуально-двойные звезды - это в основном
звезды окрестностей Солнца с очень большим
периодом обращения (следствие большого расстояния
между компонентами).
При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют
расстояние между компонентами и позиционный угол
линии центров, иначе говоря, угол между
направлением на северный полюс мира и направлением
линии, соединяющей главную звезду с её спутником.

Спекл-интерферометрические двойные звезды

Спекл-интерферометрия, наряду
с адаптивной оптикой позволяет достичь
дифракционного предела разрешения звёзд,
что в свою очередь позволяет обнаруживать
двойные звезды. То есть по сути своей, спеклинтерферометрические двойные это те же
самые визуально-двойные. Но если в
классическом визуально-двойном методе
необходимо получить два отдельных
изображения, то в данном случае приходится
анализировать спекл-интерферограммы.
Спекл-интерферометрия эффективна для
двойных с периодом в несколько десятков лет

Астрометрические двойные звёзды

В случае визуально-двойных звёзд мы видим
перемещение по небу сразу двух объектов. Однако,
если представить себе, что один из двух
компонентов нам не виден по тем или иным
причинам, то двойственность все равно можно
обнаружить по изменению положения на небе
второго. В таком случае говорят об
астрометрически-двойных звёздах.

Затменно-двойные звёзды

Бывает, что орбитальная плоскость
наклонена к лучу зрения под очень
маленьким углом: орбиты звёзд
такой системы расположены как бы
ребром к нам. В такой системе
звёзды будут периодически
затмевать друг друга, то есть блеск
пары будет меняться. Двойные
звёзды, у которых наблюдаются
такие затмения, называются
затменно-двойными или затменнопеременными. Самой известной и
первой открытой звездой такого
типа является Алголь (Глаз
Дьявола) в созвездии Персея.

Если наличествуют высокоточные
астрометрические наблюдения, то
двойственность можно предположить,
зафиксировав нелийность движения:
первую производную собственного
движения и вторую Астрометрические
двойные звезды используются для
измерения массы коричневых карликов
разных спектральных классов

Парадокс Алголя

Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими
астрономами А. Г. Масевичем и П. П. Паренаго, обратившими
внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их
эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд,
скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у
звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более.
Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в
одно и то же время, следовательно, массивный компонент
должен проэвоэлюционировать раньше, чем маломассивный.
Однако в системе Алголя более массивный компонент был
моложе.
Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания
масс в тесных двойных системах и впервые предложено
американским астрофизиком Д. Кроуфордом. Если
предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов
появляется возможность переброса массы на соседа, то
парадокс снимается

Масса звёзд

Масса всех без исключения звёзд достаточно высока.
Именно этим объясняется способность удерживать планеты и
другие небесные тела, ведь чем больше масса тела, тем
сильнее его гравитация.
Масса влияет не только на силу гравитации звезды, но и на
другие её характеристики. Например, масса прямо
пропорциональна давлению и температуре в центре светила,
а эти два параметра являются определяющими
характеристики звезды.
Напрямую массу звезды можно определить только на
основании закона всемирного тяготения. Однако это
возможно лишь для звёзд, входящих в двойные системы. Так
называют пару звёзд, вращающихся вокруг общего центра. В
других случаях массы звёзд вычисляют, анализируя
различные характеристики, косвенно связанные с массой.
Обычно для этого используют светимость звёзд,
пропорциональную массе.
Масса самых лёгких звёзд примерно в 10 раз меньше
солнечной, а самых тяжёлых примерно в 10 больше, чем у
Солнца.