Presentasi bertema bintang. Bintang ganda. Pergerakan bintang Studi presentasi bintang biner secara spektral
Geser 2
Jenis bintang ganda
Pertama, mari kita cari tahu bintang mana yang disebut demikian. Mari kita segera membuang jenis bintang ganda yang disebut "bintang ganda optik". Ini adalah pasangan bintang yang kebetulan berada berdekatan di langit, yaitu searah, namun di luar angkasa nyatanya dipisahkan oleh jarak yang jauh. Kami tidak akan mempertimbangkan jenis kembaran ini. Kita akan tertarik pada kelas bintang biner secara fisik, yaitu bintang yang benar-benar terikat oleh interaksi gravitasi.
Geser 3
Posisi pusat massa
Secara fisik, bintang ganda berputar dalam elips mengelilingi pusat massa yang sama. Namun jika diukur koordinat suatu bintang relatif terhadap bintang lainnya, ternyata bintang-bintang tersebut juga bergerak relatif satu sama lain dalam bentuk elips. Dalam gambar ini, kami mengambil bintang biru yang lebih masif sebagai asal usul kami. Dalam sistem seperti itu, pusat massa (titik hijau) menggambarkan elips di sekitar bintang biru. Saya ingin memperingatkan pembaca terhadap kesalahpahaman umum bahwa sering kali diyakini bahwa bintang yang lebih masif akan menarik bintang bermassa rendah lebih kuat daripada sebaliknya. Dua benda apa pun saling tarik menarik secara seimbang. Namun benda yang bermassa besar lebih sulit untuk dipindahkan. Dan meskipun sebuah batu yang jatuh ke Bumi menarik Bumi dengan kekuatan yang sama dengan Bumi, tidak mungkin mengganggu planet kita dengan kekuatan ini, dan kita melihat bagaimana batu tersebut bergerak.
Geser 4
Namun sering kali ada yang disebut sistem ganda, dengan tiga komponen atau lebih. Namun, gerak tiga atau lebih benda yang berinteraksi tidak stabil. Dalam sistem yang terdiri dari, katakanlah, tiga bintang, seseorang selalu dapat membedakan subsistem ganda dan bintang ketiga yang mengorbit pasangan ini. Dalam sistem bintang empat, mungkin terdapat dua subsistem biner yang mengorbit pada pusat massa yang sama. Dengan kata lain, di alam, sistem ganda yang stabil selalu direduksi menjadi sistem dua suku.
Sistem tiga bintang termasuk Alpha Centauri yang terkenal, yang dianggap oleh banyak orang sebagai bintang terdekat dengan kita, namun kenyataannya, komponen lemah ketiga dari sistem ini - Proxima Centauri, katai merah - lebih dekat. Ketiga bintang dalam sistem terlihat terpisah karena kedekatannya. Memang, terkadang fakta bahwa sebuah bintang ganda dapat dilihat melalui teleskop. Penggandaan seperti ini disebut penggandaan visual (jangan bingung dengan penggandaan optik!). Biasanya, ini bukan pasangan dekat; jarak antar bintang di dalamnya besar, jauh lebih besar dari ukurannya sendiri.
Geser 5
Geser 6
Kecemerlangan bintang ganda
Seringkali bintang-bintang yang berpasangan sangat berbeda kecerahannya; bintang yang redup dibayangi oleh bintang yang terang. Kadang-kadang dalam kasus seperti itu, para astronom mengetahui tentang dualitas sebuah bintang melalui penyimpangan pergerakan bintang terang di bawah pengaruh satelit tak kasat mata dari lintasan di ruang angkasa yang dihitung untuk satu bintang. Pasangan seperti ini disebut biner astrometri. Secara khusus, Sirius diklasifikasikan sebagai jenis biner ini untuk waktu yang lama, hingga kekuatan teleskop memungkinkan untuk membedakan satelit yang sampai sekarang tidak terlihat - Sirius B. Pasangan ini menjadi ganda secara visual.
Kebetulan bidang revolusi bintang-bintang di sekitar pusat massanya melewati atau hampir melewati mata pengamat. Orbit bintang-bintang dari sistem semacam itu seolah-olah terletak di tepian kita. Di sini bintang-bintang akan saling gerhana secara berkala, kecerahan seluruh pasangan akan berubah dengan periode yang sama. Biner jenis ini disebut biner gerhana. Jika kita berbicara tentang variabilitas suatu bintang, maka bintang tersebut disebut variabel gerhana, yang juga menunjukkan dualitasnya. Biner jenis ini yang pertama kali ditemukan dan paling terkenal adalah bintang Algol (Mata Iblis) di konstelasi Perseus.
Geser 7
Geser 8
Bintang ganda spektral
Jenis biner yang terakhir adalah biner spektroskopi. Dualitasnya ditentukan dengan mempelajari spektrum bintang, di mana terlihat pergeseran periodik garis serapan atau jelas bahwa garis-garis tersebut ganda, yang menjadi dasar kesimpulan tentang dualitas bintang.
Geser 9
Pertama, mereka memungkinkan untuk mengetahui massa bintang, karena paling mudah dan paling dapat diandalkan untuk menghitungnya dari interaksi dua benda yang terlihat. Pengamatan langsung memungkinkan untuk mengetahui “berat” total sistem, dan jika kita menambahkan hubungan yang diketahui antara massa bintang dan luminositasnya, yang telah dibahas di atas dalam cerita tentang nasib bintang, maka kita dapat mengetahui massa komponen dan menguji teorinya. Bintang tunggal tidak memberi kita kesempatan seperti itu. Selain itu, seperti telah disebutkan sebelumnya, nasib bintang-bintang dalam sistem seperti itu bisa sangat berbeda dengan nasib bintang-bintang tunggal yang sama. Pasangan langit, yang jaraknya jauh dibandingkan dengan ukuran bintang itu sendiri, pada semua tahap kehidupan mereka hidup menurut hukum yang sama seperti bintang tunggal, tanpa saling mengganggu. Dalam pengertian ini, dualitas mereka tidak terwujud dengan cara apapun.
Geser 10
Pasangan dekat: pertukaran massal pertama
Bintang-bintang biner lahir bersama-sama dari nebula gas-debu yang sama; mereka mempunyai umur yang sama, namun sering kali mempunyai massa yang berbeda. Kita telah mengetahui bahwa bintang yang lebih masif hidup “lebih cepat”, oleh karena itu, bintang yang lebih masif akan menyalip bintang sejenisnya dalam proses evolusi. Ia akan berkembang, berubah menjadi raksasa. Dalam hal ini, ukuran bintang dapat menjadi sedemikian rupa sehingga materi dari satu bintang (mengembang) mulai mengalir ke bintang lainnya. Akibatnya, massa bintang yang awalnya lebih ringan bisa menjadi lebih besar daripada massa bintang yang awalnya berat! Selain itu, kita akan mendapatkan dua bintang dengan umur yang sama, dan bintang yang lebih masif masih berada pada deret utama, yaitu di pusatnya sintesis helium dari hidrogen masih berlangsung, dan bintang yang lebih ringan telah menghabiskan energinya. hidrogen, dan inti helium telah terbentuk di dalamnya. Mari kita ingat bahwa di dunia bintang tunggal hal ini tidak dapat terjadi. Karena perbedaan antara usia bintang dan massanya, fenomena ini disebut paradoks Algol, untuk menghormati biner gerhana yang sama. Bintang Beta Lyrae adalah pasangan lain yang sedang bertukar massa saat ini.
Geser 11
Materi dari bintang yang mengembang, yang mengalir ke komponen yang kurang masif, tidak langsung jatuh ke atasnya (rotasi timbal balik dari bintang-bintang mencegah hal ini), tetapi pertama-tama membentuk piringan materi yang berputar di sekitar bintang yang lebih kecil. Gaya gesekan pada piringan ini akan mengurangi kecepatan partikel materi, dan akan mengendap di permukaan bintang. Proses ini disebut akresi, dan disk yang dihasilkan disebut akresi. Akibatnya, bintang yang awalnya lebih masif memiliki komposisi kimia yang tidak biasa: semua hidrogen di lapisan terluarnya mengalir ke bintang lain, hanya menyisakan inti helium dengan campuran unsur-unsur yang lebih berat. Bintang semacam itu, yang disebut bintang helium, dengan cepat berevolusi menjadi katai putih atau bintang relativistik, bergantung pada massanya. Pada saat yang sama, perubahan penting terjadi pada sistem biner secara keseluruhan: bintang yang awalnya lebih masif melepaskan keunggulan ini.
Geser 12
Geser 13
Pertukaran massal kedua
Dalam sistem biner, terdapat juga pulsar sinar-X yang memancarkan rentang panjang gelombang energi yang lebih tinggi. Radiasi ini dikaitkan dengan pertambahan materi di dekat kutub magnet bintang relativistik. Sumber akresi adalah partikel angin bintang yang dipancarkan oleh bintang kedua (angin matahari mempunyai sifat yang sama). Jika bintangnya besar, maka angin bintang mencapai kepadatan yang signifikan, dan energi radiasi pulsar sinar-X dapat mencapai ratusan dan ribuan luminositas matahari. Pulsar sinar-X adalah satu-satunya cara untuk mendeteksi lubang hitam secara tidak langsung, yang seingat kita tidak dapat dilihat. Dan bintang neutron merupakan objek langka untuk pengamatan visual.
Ini jauh dari semuanya. Bintang kedua cepat atau lambat juga akan mengembang, dan materi akan mulai mengalir ke tetangganya. Dan ini sudah menjadi pertukaran materi kedua dalam sistem biner. Setelah mencapai ukuran besar, bintang kedua mulai “mengembalikan” apa yang diambil pada pertukaran pertama.
Geser 14
Jika katai putih muncul menggantikan bintang pertama, maka akibat pertukaran kedua, flare dapat terjadi di permukaannya, yang kita amati sebagai bintang baru. Pada suatu saat, ketika terlalu banyak material yang jatuh ke permukaan katai putih yang sangat panas, suhu gas di dekat permukaan akan meningkat tajam. Hal ini memicu ledakan reaksi nuklir yang eksplosif. Luminositas bintang meningkat secara signifikan. Wabah seperti itu bisa terulang kembali, dan disebut wabah baru yang berulang. Suar yang berulang lebih lemah dibandingkan yang pertama, akibatnya bintang tersebut dapat meningkatkan kecerahannya puluhan kali lipat, yang kita amati dari Bumi sebagai kemunculan bintang “baru”.
Geser 15
Akibat lain dari sistem katai putih adalah ledakan supernova. Konsekuensi aliran materi dari bintang kedua mungkin adalah katai putih mencapai massa maksimum 1,4 massa matahari. Jika ia sudah menjadi katai putih besi, ia tidak akan mampu mempertahankan kompresi gravitasi dan akan meledak. Ledakan supernova dalam sistem biner sangat mirip dalam kecerahan dan perkembangannya satu sama lain, karena bintang selalu meledak dengan massa yang sama - 1,4 massa matahari. Mari kita ingat bahwa dalam bintang tunggal, inti besi pusat mencapai massa kritis ini, dan lapisan luarnya dapat memiliki massa yang berbeda-beda. Dalam sistem biner, seperti yang jelas dari narasi kami, lapisan-lapisan ini hampir tidak ada. Itulah sebabnya suar tersebut memiliki luminositas yang sama. Dengan memperhatikannya di galaksi yang jauh, kita dapat menghitung jarak yang jauh lebih jauh daripada yang dapat ditentukan dengan menggunakan stellar parallax atau Cepheids.
Geser 1
Deskripsi slide:
Geser 2
Deskripsi slide:
Jenis-jenis bintang ganda Pertama, mari kita cari tahu bintang mana saja yang disebut demikian. Mari kita segera membuang jenis bintang ganda yang disebut "bintang ganda optik". Ini adalah pasangan bintang yang kebetulan berada berdekatan di langit, yaitu searah, namun di luar angkasa nyatanya dipisahkan oleh jarak yang jauh. Kami tidak akan mempertimbangkan jenis kembaran ini. Kita akan tertarik pada kelas bintang biner secara fisik, yaitu bintang yang benar-benar terikat oleh interaksi gravitasi.
Geser 3
Deskripsi slide:
Geser 4
Deskripsi slide:
Geser 5
Deskripsi slide:
Geser 6
Deskripsi slide:
Geser 7
Deskripsi slide:
Geser 8
Deskripsi slide:
Geser 9
Deskripsi slide:
Mengapa bintang ganda menarik? Pertama, mereka memungkinkan untuk mengetahui massa bintang, karena paling mudah dan paling dapat diandalkan untuk menghitungnya dari interaksi dua benda yang terlihat. Pengamatan langsung memungkinkan untuk mengetahui “berat” total sistem, dan jika kita menambahkan hubungan yang diketahui antara massa bintang dan luminositasnya, yang telah dibahas di atas dalam cerita tentang nasib bintang, maka kita dapat mengetahui massa komponen dan menguji teorinya. Bintang tunggal tidak memberi kita kesempatan seperti itu. Selain itu, seperti telah disebutkan sebelumnya, nasib bintang-bintang dalam sistem seperti itu bisa sangat berbeda dengan nasib bintang-bintang tunggal yang sama. Pasangan langit, yang jaraknya jauh dibandingkan dengan ukuran bintang itu sendiri, pada semua tahap kehidupan mereka hidup menurut hukum yang sama seperti bintang tunggal, tanpa saling mengganggu. Dalam pengertian ini, dualitas mereka tidak terwujud dengan cara apapun.
Geser 10
Deskripsi slide:
Pasangan dekat: pertukaran massa yang pertama Bintang-bintang biner dilahirkan bersama-sama dari nebula gas dan debu yang sama; mereka mempunyai umur yang sama, namun sering kali mempunyai massa yang berbeda. Kita telah mengetahui bahwa bintang yang lebih masif hidup “lebih cepat”, oleh karena itu, bintang yang lebih masif akan menyalip bintang sejenisnya dalam proses evolusi. Ia akan berkembang, berubah menjadi raksasa. Dalam hal ini, ukuran bintang dapat menjadi sedemikian rupa sehingga materi dari satu bintang (mengembang) mulai mengalir ke bintang lainnya. Akibatnya, massa bintang yang awalnya lebih ringan bisa menjadi lebih besar daripada massa bintang yang awalnya berat! Selain itu, kita akan mendapatkan dua bintang dengan umur yang sama, dan bintang yang lebih masif masih berada pada deret utama, yaitu di pusatnya sintesis helium dari hidrogen masih berlangsung, dan bintang yang lebih ringan telah menghabiskan energinya. hidrogen, dan inti helium telah terbentuk di dalamnya. Mari kita ingat bahwa di dunia bintang tunggal hal ini tidak dapat terjadi. Karena perbedaan antara usia bintang dan massanya, fenomena ini disebut paradoks Algol, untuk menghormati biner gerhana yang sama. Bintang Beta Lyrae adalah pasangan lain yang sedang bertukar massa saat ini.
Geser 11
Deskripsi slide:
Geser 12
Deskripsi slide:
Geser 13
Deskripsi slide:
Pertukaran massa kedua Dalam sistem biner, terdapat juga pulsar sinar-X yang memancarkan rentang panjang gelombang energi yang lebih tinggi. Radiasi ini dikaitkan dengan pertambahan materi di dekat kutub magnet bintang relativistik. Sumber akresi adalah partikel angin bintang yang dipancarkan oleh bintang kedua (angin matahari mempunyai sifat yang sama). Jika bintangnya besar, maka angin bintang mencapai kepadatan yang signifikan, dan energi radiasi pulsar sinar-X dapat mencapai ratusan dan ribuan luminositas matahari. Pulsar sinar-X adalah satu-satunya cara untuk mendeteksi lubang hitam secara tidak langsung, yang seingat kita tidak dapat dilihat. Dan bintang neutron merupakan objek langka untuk pengamatan visual. Ini jauh dari semuanya. Bintang kedua cepat atau lambat juga akan mengembang, dan materi akan mulai mengalir ke tetangganya. Dan ini sudah menjadi pertukaran materi kedua dalam sistem biner. Setelah mencapai ukuran besar, bintang kedua mulai “mengembalikan” apa yang diambil pada pertukaran pertama.
Geser 14
Deskripsi slide:
Jika katai putih muncul menggantikan bintang pertama, maka akibat pertukaran kedua, flare dapat terjadi di permukaannya, yang kita amati sebagai bintang baru. Pada suatu saat, ketika terlalu banyak material yang jatuh ke permukaan katai putih yang sangat panas, suhu gas di dekat permukaan akan meningkat tajam. Hal ini memicu ledakan reaksi nuklir yang eksplosif. Luminositas bintang meningkat secara signifikan. Wabah seperti itu bisa terulang kembali, dan disebut wabah baru yang berulang. Suar yang berulang lebih lemah dibandingkan yang pertama, akibatnya bintang tersebut dapat meningkatkan kecerahannya puluhan kali lipat, yang kita amati dari Bumi sebagai kemunculan bintang “baru”. Jika katai putih muncul menggantikan bintang pertama, maka akibat pertukaran kedua, flare dapat terjadi di permukaannya, yang kita amati sebagai bintang baru. Pada suatu saat, ketika terlalu banyak material yang jatuh ke permukaan katai putih yang sangat panas, suhu gas di dekat permukaan akan meningkat tajam. Hal ini memicu ledakan reaksi nuklir yang eksplosif. Luminositas bintang meningkat secara signifikan. Wabah seperti itu bisa terulang kembali, dan disebut wabah baru yang berulang. Suar yang berulang lebih lemah dibandingkan yang pertama, akibatnya bintang tersebut dapat meningkatkan kecerahannya puluhan kali lipat, yang kita amati dari Bumi sebagai kemunculan bintang “baru”.
Geser 15
BINTANG
Pertama, mari kita cari tahu bintang mana yang disebut demikian. Mari kita segera membuang jenis bintang ganda yang disebut "bintang ganda optik". Ini adalah pasangan bintang yang kebetulan berada berdekatan di langit, yaitu searah, namun di luar angkasa nyatanya dipisahkan oleh jarak yang jauh. Kami tidak akan mempertimbangkan jenis kembaran ini. Kita akan tertarik pada kelas bintang biner secara fisik, yaitu bintang yang benar-benar terikat oleh interaksi gravitasi.
Secara fisik, bintang ganda berputar dalam elips mengelilingi pusat massa yang sama. Namun jika diukur koordinat suatu bintang relatif terhadap bintang lainnya, ternyata bintang-bintang tersebut juga bergerak relatif satu sama lain dalam bentuk elips. Dalam gambar ini, kami mengambil bintang biru yang lebih masif sebagai asal usul kami. Dalam sistem seperti itu, pusat massa (titik hijau) menggambarkan elips di sekitar bintang biru. Saya ingin memperingatkan pembaca terhadap kesalahpahaman umum bahwa sering kali diyakini bahwa bintang yang lebih masif akan menarik bintang bermassa rendah lebih kuat daripada sebaliknya. Dua benda apa pun saling tarik menarik secara seimbang. Namun benda yang bermassa besar lebih sulit untuk dipindahkan. Dan meskipun sebuah batu yang jatuh ke Bumi menarik Bumi dengan kekuatan yang sama dengan Bumi, tidak mungkin mengganggu planet kita dengan kekuatan ini, dan kita melihat bagaimana batu tersebut bergerak.
Sistem tiga bintang termasuk Alpha Centauri yang terkenal, yang dianggap oleh banyak orang sebagai bintang terdekat dengan kita, namun kenyataannya, komponen lemah ketiga dari sistem ini - Proxima Centauri, katai merah - lebih dekat. Ketiga bintang dalam sistem terlihat terpisah karena kedekatannya. Memang, terkadang fakta bahwa sebuah bintang ganda dapat dilihat melalui teleskop. Penggandaan seperti ini disebut penggandaan visual (jangan bingung dengan penggandaan optik!). Biasanya, ini bukan pasangan dekat; jarak antar bintang di dalamnya besar, jauh lebih besar dari ukurannya sendiri.
Geser 1
Geser 2
Pertama, mari kita cari tahu bintang mana yang disebut demikian. Secara fisik, bintang ganda berputar dalam elips mengelilingi pusat massa yang sama. Namun jika diukur koordinat suatu bintang relatif terhadap bintang lainnya, ternyata bintang-bintang tersebut juga bergerak relatif satu sama lain dalam bentuk elips. Dalam gambar ini, kami mengambil bintang biru yang lebih masif sebagai asal usul kami. Dalam sistem seperti itu, pusat massa (titik hijau) menggambarkan elips di sekitar bintang biru.
Geser 3
biner visual biner astrometri gerhana biner biner spektral
Geser 4
Seringkali bintang-bintang yang berpasangan sangat berbeda kecerahannya; bintang yang redup dibayangi oleh bintang yang terang. Kadang-kadang dalam kasus seperti itu, para astronom mengetahui tentang dualitas sebuah bintang melalui penyimpangan pergerakan bintang terang di bawah pengaruh satelit tak kasat mata dari lintasan di ruang angkasa yang dihitung untuk satu bintang. Pasangan seperti ini disebut biner astrometri. Secara khusus, Sirius diklasifikasikan sebagai jenis biner ini untuk waktu yang lama, hingga kekuatan teleskop memungkinkan untuk membedakan satelit yang sampai sekarang tidak terlihat - Sirius B. Pasangan ini menjadi ganda secara visual.
Geser 5
Kebetulan bidang revolusi bintang-bintang di sekitar pusat massanya melewati atau hampir melewati mata pengamat. Orbit bintang-bintang dari sistem semacam itu seolah-olah terletak di tepian kita. Di sini bintang-bintang akan saling gerhana secara berkala, kecerahan seluruh pasangan akan berubah dengan periode yang sama. Biner jenis ini disebut biner gerhana. Jika kita berbicara tentang variabilitas suatu bintang, maka bintang tersebut disebut variabel gerhana, yang juga menunjukkan dualitasnya. Biner jenis ini yang pertama kali ditemukan dan paling terkenal adalah bintang Algol (Mata Iblis) di konstelasi Perseus.
Geser 6
Jenis biner yang terakhir adalah biner spektroskopi. Dualitasnya ditentukan dengan mempelajari spektrum bintang, di mana terlihat pergeseran periodik garis serapan atau jelas bahwa garis-garis tersebut ganda, yang menjadi dasar kesimpulan tentang dualitas bintang.
Geser 7
Namun sering kali ada yang disebut sistem ganda, dengan tiga komponen atau lebih. Namun, gerak tiga atau lebih benda yang berinteraksi tidak stabil. Dalam sistem yang terdiri dari, katakanlah, tiga bintang, seseorang selalu dapat membedakan subsistem ganda dan bintang ketiga yang mengorbit pasangan ini. Dalam sistem bintang empat, mungkin terdapat dua subsistem biner yang mengorbit pada pusat massa yang sama.
Geser 8
Geser 9
Pertama, mereka memungkinkan untuk mengetahui massa bintang, karena paling mudah dan paling dapat diandalkan untuk menghitungnya dari interaksi dua benda yang terlihat. Pengamatan langsung memungkinkan untuk mengetahui “berat” total sistem, dan jika kita menambahkan hubungan yang diketahui antara massa bintang dan luminositasnya, yang telah dibahas di atas dalam cerita tentang nasib bintang, maka kita dapat mengetahui massa komponen dan menguji teorinya. Bintang tunggal tidak memberi kita kesempatan seperti itu. Selain itu, seperti telah disebutkan sebelumnya, nasib bintang-bintang dalam sistem seperti itu bisa sangat berbeda dengan nasib bintang-bintang tunggal yang sama.
Jenis-jenis bintang ganda Pertama, mari kita cari tahu bintang mana saja yang disebut demikian. Mari kita segera membuang jenis bintang ganda yang disebut "bintang ganda optik". Ini adalah pasangan bintang yang kebetulan berada berdekatan di langit, yaitu searah, namun di luar angkasa nyatanya dipisahkan oleh jarak yang jauh. Kami tidak akan mempertimbangkan jenis kembaran ini. Kita akan tertarik pada kelas bintang biner secara fisik, yaitu bintang yang benar-benar terikat oleh interaksi gravitasi.
Posisi pusat massa Secara fisik, bintang ganda berputar dalam bentuk elips mengelilingi pusat massa yang sama. Namun jika diukur koordinat suatu bintang relatif terhadap bintang lainnya, ternyata bintang-bintang tersebut juga bergerak relatif satu sama lain dalam bentuk elips. Dalam gambar ini, kami mengambil bintang biru yang lebih masif sebagai asal usul kami. Dalam sistem seperti itu, pusat massa (titik hijau) menggambarkan elips di sekitar bintang biru. Saya ingin memperingatkan pembaca terhadap kesalahpahaman umum bahwa sering kali diyakini bahwa bintang yang lebih masif akan menarik bintang bermassa rendah lebih kuat daripada sebaliknya. Dua benda apa pun saling tarik menarik secara seimbang. Namun benda yang bermassa besar lebih sulit untuk dipindahkan. Dan meskipun sebuah batu yang jatuh ke Bumi menarik Bumi dengan kekuatan yang sama dengan Bumi, tidak mungkin mengganggu planet kita dengan kekuatan ini, dan kita melihat bagaimana batu tersebut bergerak.
Namun sering kali ada yang disebut sistem ganda, dengan tiga komponen atau lebih. Namun, gerak tiga atau lebih benda yang berinteraksi tidak stabil. Dalam sistem yang terdiri dari, katakanlah, tiga bintang, seseorang selalu dapat membedakan subsistem ganda dan bintang ketiga yang mengorbit pasangan ini. Dalam sistem bintang empat, mungkin terdapat dua subsistem biner yang mengorbit pada pusat massa yang sama. Dengan kata lain, di alam, sistem ganda yang stabil selalu direduksi menjadi sistem dua suku. Sistem tiga bintang termasuk Alpha Centauri yang terkenal, yang dianggap oleh banyak orang sebagai bintang terdekat dengan kita, namun kenyataannya, komponen lemah ketiga dari sistem ini - Proxima Centauri, katai merah - lebih dekat. Ketiga bintang dalam sistem terlihat terpisah karena kedekatannya. Memang, terkadang fakta bahwa sebuah bintang ganda dapat dilihat melalui teleskop. Penggandaan seperti ini disebut penggandaan visual (jangan bingung dengan penggandaan optik!). Biasanya, ini bukan pasangan dekat; jarak antar bintang di dalamnya besar, jauh lebih besar dari ukurannya sendiri.
Kecemerlangan bintang ganda Seringkali bintang yang berpasangan sangat berbeda kecerahannya; bintang yang redup dibayangi oleh bintang yang terang. Kadang-kadang dalam kasus seperti itu, para astronom mengetahui tentang dualitas sebuah bintang melalui penyimpangan pergerakan bintang terang di bawah pengaruh satelit tak kasat mata dari lintasan di ruang angkasa yang dihitung untuk satu bintang. Pasangan seperti ini disebut biner astrometri. Secara khusus, Sirius diklasifikasikan sebagai jenis biner ini untuk waktu yang lama, hingga kekuatan teleskop memungkinkan untuk membedakan satelit yang sampai sekarang tidak terlihat - Sirius B. Pasangan ini menjadi ganda secara visual. Kebetulan bidang revolusi bintang-bintang di sekitar pusat massanya melewati atau hampir melewati mata pengamat. Orbit bintang-bintang dari sistem semacam itu seolah-olah terletak di tepian kita. Di sini bintang-bintang akan saling gerhana secara berkala, kecerahan seluruh pasangan akan berubah dengan periode yang sama. Biner jenis ini disebut biner gerhana. Jika kita berbicara tentang variabilitas suatu bintang, maka bintang tersebut disebut variabel gerhana, yang juga menunjukkan dualitasnya. Biner jenis ini yang pertama kali ditemukan dan paling terkenal adalah bintang Algol (Mata Iblis) di konstelasi Perseus.
Bintang biner spektral Jenis biner terakhir adalah biner spektral. Dualitasnya ditentukan dengan mempelajari spektrum bintang, di mana terlihat pergeseran periodik garis serapan atau jelas bahwa garis-garis tersebut ganda, yang menjadi dasar kesimpulan tentang dualitas bintang.
Mengapa bintang ganda menarik? Pertama, mereka memungkinkan untuk mengetahui massa bintang, karena paling mudah dan paling dapat diandalkan untuk menghitungnya dari interaksi dua benda yang terlihat. Pengamatan langsung memungkinkan untuk mengetahui “berat” total sistem, dan jika kita menambahkan hubungan yang diketahui antara massa bintang dan luminositasnya, yang telah dibahas di atas dalam cerita tentang nasib bintang, maka kita dapat mengetahui massa komponen dan menguji teorinya. Bintang tunggal tidak memberi kita kesempatan seperti itu. Selain itu, seperti telah disebutkan sebelumnya, nasib bintang-bintang dalam sistem seperti itu bisa sangat berbeda dengan nasib bintang-bintang tunggal yang sama. Pasangan langit, yang jaraknya jauh dibandingkan dengan ukuran bintang itu sendiri, pada semua tahap kehidupan mereka hidup menurut hukum yang sama seperti bintang tunggal, tanpa saling mengganggu. Dalam pengertian ini, dualitas mereka tidak terwujud dengan cara apapun.
Pasangan dekat: pertukaran massa yang pertama Bintang-bintang biner dilahirkan bersama-sama dari nebula gas dan debu yang sama; mereka mempunyai umur yang sama, namun sering kali mempunyai massa yang berbeda. Kita telah mengetahui bahwa bintang yang lebih masif hidup “lebih cepat”, oleh karena itu, bintang yang lebih masif akan menyalip bintang sejenisnya dalam proses evolusi. Ia akan berkembang, berubah menjadi raksasa. Dalam hal ini, ukuran bintang dapat menjadi sedemikian rupa sehingga materi dari satu bintang (mengembang) mulai mengalir ke bintang lainnya. Akibatnya, massa bintang yang awalnya lebih ringan bisa menjadi lebih besar daripada massa bintang yang awalnya berat! Selain itu, kita akan mendapatkan dua bintang dengan umur yang sama, dan bintang yang lebih masif masih berada pada deret utama, yaitu di pusatnya sintesis helium dari hidrogen masih berlangsung, dan bintang yang lebih ringan telah menghabiskan energinya. hidrogen, dan inti helium telah terbentuk di dalamnya. Mari kita ingat bahwa di dunia bintang tunggal hal ini tidak dapat terjadi. Karena perbedaan antara usia bintang dan massanya, fenomena ini disebut paradoks Algol, untuk menghormati biner gerhana yang sama. Bintang Beta Lyrae adalah pasangan lain yang sedang bertukar massa saat ini.
Materi dari bintang yang mengembang, yang mengalir ke komponen yang kurang masif, tidak langsung jatuh ke atasnya (rotasi timbal balik dari bintang-bintang mencegah hal ini), tetapi pertama-tama membentuk piringan materi yang berputar di sekitar bintang yang lebih kecil. Gaya gesekan pada piringan ini akan mengurangi kecepatan partikel materi, dan akan mengendap di permukaan bintang. Proses ini disebut akresi, dan disk yang dihasilkan disebut akresi. Akibatnya, bintang yang awalnya lebih masif memiliki komposisi kimia yang tidak biasa: semua hidrogen di lapisan terluarnya mengalir ke bintang lain, hanya menyisakan inti helium dengan campuran unsur-unsur yang lebih berat. Bintang semacam itu, yang disebut bintang helium, dengan cepat berevolusi menjadi katai putih atau bintang relativistik, bergantung pada massanya. Pada saat yang sama, perubahan penting terjadi pada sistem biner secara keseluruhan: bintang yang awalnya lebih masif melepaskan keunggulan ini. Materi dari bintang yang mengembang, yang mengalir ke komponen yang kurang masif, tidak langsung jatuh ke atasnya (rotasi timbal balik dari bintang-bintang mencegah hal ini), tetapi pertama-tama membentuk piringan materi yang berputar di sekitar bintang yang lebih kecil. Gaya gesekan pada piringan ini akan mengurangi kecepatan partikel materi, dan akan mengendap di permukaan bintang. Proses ini disebut akresi, dan disk yang dihasilkan disebut akresi. Akibatnya, bintang yang awalnya lebih masif memiliki komposisi kimia yang tidak biasa: semua hidrogen di lapisan terluarnya mengalir ke bintang lain, hanya menyisakan inti helium dengan campuran unsur-unsur yang lebih berat. Bintang semacam itu, yang disebut bintang helium, dengan cepat berevolusi menjadi katai putih atau bintang relativistik, bergantung pada massanya. Pada saat yang sama, perubahan penting terjadi pada sistem biner secara keseluruhan: bintang yang awalnya lebih masif melepaskan keunggulan ini.
Pertukaran massa kedua Dalam sistem biner, terdapat juga pulsar sinar-X yang memancarkan rentang panjang gelombang energi yang lebih tinggi. Radiasi ini dikaitkan dengan pertambahan materi di dekat kutub magnet bintang relativistik. Sumber akresi adalah partikel angin bintang yang dipancarkan oleh bintang kedua (angin matahari mempunyai sifat yang sama). Jika bintangnya besar, maka angin bintang mencapai kepadatan yang signifikan, dan energi radiasi pulsar sinar-X dapat mencapai ratusan dan ribuan luminositas matahari. Pulsar sinar-X adalah satu-satunya cara untuk mendeteksi lubang hitam secara tidak langsung, yang seingat kita tidak dapat dilihat. Dan bintang neutron merupakan objek langka untuk pengamatan visual. Ini jauh dari semuanya. Bintang kedua cepat atau lambat juga akan mengembang, dan materi akan mulai mengalir ke tetangganya. Dan ini sudah menjadi pertukaran materi kedua dalam sistem biner. Setelah mencapai ukuran besar, bintang kedua mulai “mengembalikan” apa yang diambil pada pertukaran pertama.
Jika katai putih muncul menggantikan bintang pertama, maka akibat pertukaran kedua, flare dapat terjadi di permukaannya, yang kita amati sebagai bintang baru. Pada suatu saat, ketika terlalu banyak material yang jatuh ke permukaan katai putih yang sangat panas, suhu gas di dekat permukaan akan meningkat tajam. Hal ini memicu ledakan reaksi nuklir yang eksplosif. Luminositas bintang meningkat secara signifikan. Wabah seperti itu bisa terulang kembali, dan disebut wabah baru yang berulang. Suar yang berulang lebih lemah dibandingkan yang pertama, akibatnya bintang tersebut dapat meningkatkan kecerahannya puluhan kali lipat, yang kita amati dari Bumi sebagai kemunculan bintang “baru”. Jika katai putih muncul menggantikan bintang pertama, maka akibat pertukaran kedua, flare dapat terjadi di permukaannya, yang kita amati sebagai bintang baru. Pada suatu saat, ketika terlalu banyak material yang jatuh ke permukaan katai putih yang sangat panas, suhu gas di dekat permukaan akan meningkat tajam. Hal ini memicu ledakan reaksi nuklir yang eksplosif. Luminositas bintang meningkat secara signifikan. Wabah seperti itu bisa terulang kembali, dan disebut wabah baru yang berulang. Suar yang berulang lebih lemah dibandingkan yang pertama, akibatnya bintang tersebut dapat meningkatkan kecerahannya puluhan kali lipat, yang kita amati dari Bumi sebagai kemunculan bintang “baru”.
Akibat lain dari sistem katai putih adalah ledakan supernova. Konsekuensi aliran materi dari bintang kedua mungkin adalah katai putih mencapai massa maksimum 1,4 massa matahari. Jika ia sudah menjadi katai putih besi, ia tidak akan mampu mempertahankan kompresi gravitasi dan akan meledak. Ledakan supernova dalam sistem biner sangat mirip dalam kecerahan dan perkembangannya satu sama lain, karena bintang selalu meledak dengan massa yang sama - 1,4 massa matahari. Mari kita ingat bahwa dalam bintang tunggal, inti besi pusat mencapai massa kritis ini, dan lapisan luarnya dapat memiliki massa yang berbeda-beda. Dalam sistem biner, seperti yang jelas dari narasi kami, lapisan-lapisan ini hampir tidak ada. Itulah sebabnya suar tersebut memiliki luminositas yang sama. Dengan memperhatikannya di galaksi yang jauh, kita dapat menghitung jarak yang jauh lebih jauh daripada yang dapat ditentukan dengan menggunakan stellar parallax atau Cepheids. Akibat lain dari sistem katai putih adalah ledakan supernova. Konsekuensi aliran materi dari bintang kedua mungkin adalah katai putih mencapai massa maksimum 1,4 massa matahari. Jika ia sudah menjadi katai putih besi, ia tidak akan mampu mempertahankan kompresi gravitasi dan akan meledak. Ledakan supernova dalam sistem biner sangat mirip dalam kecerahan dan perkembangannya satu sama lain, karena bintang selalu meledak dengan massa yang sama - 1,4 massa matahari. Mari kita ingat bahwa dalam bintang tunggal, inti besi pusat mencapai massa kritis ini, dan lapisan luarnya dapat memiliki massa yang berbeda-beda. Dalam sistem biner, seperti yang jelas dari narasi kami, lapisan-lapisan ini hampir tidak ada. Itulah sebabnya suar tersebut memiliki luminositas yang sama. Dengan memperhatikannya di galaksi yang jauh, kita dapat menghitung jarak yang jauh lebih jauh daripada yang dapat ditentukan dengan menggunakan stellar parallax atau Cepheids. Hilangnya sebagian besar massa seluruh sistem akibat ledakan supernova dapat menyebabkan disintegrasi biner. Gaya tarik-menarik gravitasi antar komponen sangat berkurang, dan komponen-komponen tersebut dapat terbang terpisah karena kelembaman pergerakannya.
Karya tersebut dapat digunakan untuk pelajaran dan laporan tentang subjek "Astronomi"
Presentasi astronomi yang sudah jadi akan membantu menunjukkan dengan jelas proses yang terjadi di galaksi dan luar angkasa. Baik guru, guru, dan siswa dapat mengunduh presentasi tentang astronomi. Presentasi sekolah tentang astronomi dari koleksi kami mencakup semua topik astronomi yang dipelajari anak-anak di sekolah menengah.
