Презентація на тему зірки. Подвійні зірки. Рух зірок Вивчення спектрально подвійних зірок презентація
Слайд 2
Типи подвійних зірок
Спочатку з'ясуємо, які зірки так називають. Давайте відразу відкинемо той тип подвійних, який зветься "оптично подвійні зірки". Це - пари зірок, які випадково опинилися поруч на небі, тобто в одному напрямку, а в просторі, насправді, їх поділяють великі відстані. Цей тип подвійних ми не розглядатимемо. Нас цікавитиме клас фізично подвійних, тобто справді пов'язаних гравітаційною взаємодією зірок.
Слайд 3
Положення центру мас
Фізично подвійні зірки еліпсами обертаються навколо загального центру мас. Однак, якщо відраховувати координати однієї зірки щодо іншої, то вийде, що зірки рухаються одна щодо одної теж еліпсами. На цьому малюнку за початок відліку ми взяли масивнішу блакитну зірку. У такій системі центр ваги (зелена точка) описує навколо блакитної зірки еліпс. Хочеться застерегти читача від розповсюдженої помилки, що полягає в тому, що часто належить нібито масивніша зірка сильніше притягує зірку з малою масою, ніж навпаки. Будь-які два об'єкти притягують один одного однаково. Але об'єкт із великою масою важче зрушити з місця. І хоча камінь, що падає на Землю, притягує Землю з тією ж силою, що й Земля його, цією силою неможливо потурбувати нашу планету, і ми бачимо, як рухається камінь.
Слайд 4
Часто, щоправда, зустрічаються звані кратні системи, з трьома і більше компонентами. Проте рух трьох і більше тіл, що взаємодіють, нестійкий. Всім, скажімо, з трьох зірок завжди можна виділити, подвійну підсистему і третю зірку, що обертається навколо цієї пари. У системі із чотирьох зірок можуть існувати дві подвійні підсистеми, що обертаються навколо загального центру мас. Інакше кажучи, у природі, стійкі кратні системи завжди зводяться до систем із двох членів.
До системи з трьох зірок належить відома Альфа Центавра, яка вважається багатьма найближчою до нас зіркою, а насправді, третій слабкий компонент цієї системи – Проксима Центавра, червоний карлик – знаходиться ближче. Усі три зірки системи через близькість видно окремо. Справді, іноді те, що подвійна зірка, видно в телескоп. Такі подвійні називають візуально подвійними (не плутати з оптично подвійними!). Як правило, це не тісні пари, відстані між зірками в них великі, набагато більші за їхні власні розміри.
Слайд 5
Слайд 6
Блиск подвійних зірок
Часто зірки в парах сильно розрізняються по блиску, тьмяну зірочку затьмарює яскравим блиском. Іноді в таких випадках астрономи дізнаються про двоїстість зірки за відхиленнями у русі яскравої зірки під дією невидимого супутника від розрахованої для одиночної зірки траєкторії у просторі. Такі пари називають астрометрично подвійними. Зокрема, Сіріус довго ставився до такого типу подвійних, поки потужність телескопів не дозволила розглянути невидимий досі супутник – Сіріус В. Ця пара стала візуально подвійною.
Буває, що площина звернення зірок навколо їхнього загального центру мас проходить або майже проходить через око спостерігача. Орбіти зірок такої системи розташовані як би ребром до нас. Тут зірки періодично затьмарюватимуть один одного, блиск всієї пари з тим самим періодом змінюватиметься. Цей тип подвійних називається затемнено-подвійними. Якщо ж говорити про змінність зірки, то таку зірку називають затемнено-змінною, що також вказує на її двоїстість. Найпершою відкритою і найвідомішою подвійною такого типу є зірка Алголь (Око Диявола) у сузір'ї Персея.
Слайд 7
Слайд 8
Спектрально подвійні зірки
Останнім типом подвійних спектрально подвійні. Їх двоїстість визначається щодо спектра зірки, у якому помічаються періодичні зміщення ліній поглинання чи видно, що лінії є подвійними, у чому грунтується висновок про двоїстість зірки.
Слайд 9
По-перше, вони дають можливість дізнатися маси зірок, так як найлегше і найнадійніше вона обчислюється за видимою взаємодією двох тіл. Прямі спостереження дозволяють дізнатися загальну "вагу" системи, а якщо додати до них відомі співвідношення між масами зірок та їх світимості, про які йшлося вище в розповіді про долю зірок, то можна з'ясувати маси компонентів, перевірити теорію. Поодинокі зірки такої можливості нам не надають. Крім того, як теж було згадано раніше, доля зірок у таких системах може разюче відрізнятися від долі таких самих одиночних зірок. Небесні пари, відстані між якими великі, порівняно з розмірами самих зірок, на всіх стадіях свого життя живуть за тими ж законами, що й одиночні зірки, не заважаючи одна одній. У цьому сенсі їх двоїстість ніяк не проявляється.
Слайд 10
Тісні пари: перший обмін масами
Зірки подвійний народжуються разом із однієї газопилової туманності, вони мають один вік, але часто - різні маси. Ми вже знаємо, що більш потужні зірки живуть "швидше", отже, більш потужна зірка в процесі еволюції обжене свою однолітку. Вона розшириться, перетворюючись на гіганта. У цьому випадку, розмір зірки здатний стати таким, що речовина з однієї зірки (роздулася) почне перетікати на іншу. Як наслідок, маса спочатку більш легкої зірки може стати більшою, ніж спочатку важка! Крім того, ми отримаємо дві зірки однакового віку, причому масивніша зірка ще знаходиться на головній послідовності, тобто в її центрі, як і раніше, триває синтез гелію з водню, а легша зірка вже витратила свій водень, в ній утворилося геливе ядро. Згадаймо, що у світі одиночних зірок такого не може статися. За невідповідність віку зірки з її масою це явище названо парадоксом Алголя, на честь тієї ж самої затьмарно-подвійної. Зірка Бета Ліри - ще одна пара, в якій прямо зараз відбувається обмін масами.
Слайд 11
Речовина з зірки, що роздулася, перетікаючи на менш масивну компоненту, потрапляє на неї не відразу (цьому заважає взаємне обертання зірок), а спочатку утворює обертовий диск речовини навколо меншої зірки. Сили тертя у цьому диску зменшуватимуть швидкість частинок речовини, і вона осідатиме на поверхню зірки. Такий процес називається акрецією, а диск, що утворився - акреційним. В результаті спочатку масивніша зірка має незвичайний хімічний склад: весь водень зовнішніх її шарів перетікає до іншої зірки, а залишається лише гелієве ядро з домішками більш важких елементів. Така зірка, яка називається гелієвою, швидко еволюціонує, утворюючи білий карлик або релятивістську зірку, залежно від своєї маси. При цьому, в подвійній системі загалом відбулася важлива зміна: спочатку масивніша зірка поступилася цією своєю перевагою.
Слайд 12
Слайд 13
Другий обмін масами
У подвійних системах зустрічаються також рентгенівські пульсари, що випромінюють у більш високоенергетичному діапазоні довжин хвиль. Це випромінювання пов'язане з акрецією речовини поблизу магнітних полюсів релятивістської зірки. Джерелом акреції служать частки зоряного вітру, що випускаються другою зіркою (та сама природа і в сонячного вітру). Якщо зірка має великі розміри, зірковий вітер сягає значної щільності, енергія випромінювання рентгенівського пульсара може сягати сотні і тисячі світимостей Сонця. Рентгенівський пульсар - єдиний спосіб непрямого виявлення чорної дірки, яку, як ми пам'ятаємо, не можна побачити. Та й нейтронна зірка є рідкісним об'єктом візуальних спостережень.
На цьому ще не все. Друга зірка теж рано чи пізно роздмухується, і речовина почне перетікати на сусідку. І це вже другий обмін речовиною в подвійній системі. Досягши великих розмірів, друга зірка починає "повертати" забране при першому обміні.
Слайд 14
Якщо місці першої зірки виявляється білий карлик, то результаті другого обміну його поверхні можуть відбуватися спалахи, які ми спостерігаємо як нові зірки. Коли речовини, що випали на поверхню сильно нагрітого білого карлика, стає занадто багато, температура газу біля поверхні різко підвищується. Це провокує вибухоподібний сплеск ядерних реакцій. Світність зірки значно збільшується. Такі спалахи можуть повторюватися, і їх називають повторними новими. Повторні спалахи слабші за перші, в результаті яких зірка може збільшувати свій блиск у десятки разів, що ми і спостерігаємо з Землі як появу "нової" зірки.
Слайд 15
Інший результат у системі з білим карликом - спалах надновий. Наслідком перетікання речовини з другої зірки може стати досягнення білим карликом граничної маси 1,4 сонячної. Якщо це вже залізний білий карлик, то він не в змозі втримати гравітаційне стиснення і вибухне. Спалахи наднових у подвійних системах дуже схожі за яскравістю та розвитком один на одного, тому що завжди вибухають зірки однією і тією ж масою - 1,4 сонячної. Нагадаємо, що в одиночних зірках цієї критичної маси досягає центральне залізне ядро, а зовнішні шари можуть мати різну масу. У подвійних системах, як зрозуміло з нашої розповіді, ці верстви майже відсутні. Саме тому подібні спалахи мають однакову світність. Помічаючи в далеких галактиках, ми можемо вираховувати відстані набагато більші, ніж можна визначити, використовуючи зоряний паралакс чи цефеїди.
Слайд 1
Опис слайду:
Слайд 2
Опис слайду:
Типи подвійних зірок Спершу з'ясуємо, які зірки так називають. Давайте відразу відкинемо той тип подвійних, який зветься "оптично подвійні зірки". Це - пари зірок, які випадково опинилися поруч на небі, тобто в одному напрямку, а в просторі, насправді, їх поділяють великі відстані. Цей тип подвійних ми не розглядатимемо. Нас цікавитиме клас фізично подвійних, тобто справді пов'язаних гравітаційною взаємодією зірок.
Слайд 3
Опис слайду:
Слайд 4
Опис слайду:
Слайд 5
Опис слайду:
Слайд 6
Опис слайду:
Слайд 7
Опис слайду:
Слайд 8
Опис слайду:
Слайд 9
Опис слайду:
Чим цікаві подвійні зірки? По-перше, вони дають можливість дізнатися маси зірок, так як найлегше і найнадійніше вона обчислюється за видимою взаємодією двох тіл. Прямі спостереження дозволяють дізнатися загальну "вагу" системи, а якщо додати до них відомі співвідношення між масами зірок та їх світимості, про які йшлося вище в розповіді про долю зірок, то можна з'ясувати маси компонентів, перевірити теорію. Поодинокі зірки такої можливості нам не надають. Крім того, як теж було згадано раніше, доля зірок у таких системах може разюче відрізнятися від долі таких самих одиночних зірок. Небесні пари, відстані між якими великі, порівняно з розмірами самих зірок, на всіх стадіях свого життя живуть за тими ж законами, що й одиночні зірки, не заважаючи одна одній. У цьому сенсі їх двоїстість ніяк не проявляється.
Слайд 10
Опис слайду:
Тісні пари: перший обмін масами Зірки подвійний народжуються разом із однієї газопилової туманності, вони мають один вік, але часто - різні маси. Ми вже знаємо, що більш потужні зірки живуть "швидше", отже, більш потужна зірка в процесі еволюції обжене свою однолітку. Вона розшириться, перетворюючись на гіганта. У цьому випадку, розмір зірки здатний стати таким, що речовина з однієї зірки (роздулася) почне перетікати на іншу. Як наслідок, маса спочатку більш легкої зірки може стати більшою, ніж спочатку важка! Крім того, ми отримаємо дві зірки однакового віку, причому масивніша зірка ще знаходиться на головній послідовності, тобто в її центрі, як і раніше, триває синтез гелію з водню, а легша зірка вже витратила свій водень, в ній утворилося геливе ядро. Згадаймо, що у світі одиночних зірок такого не може статися. За невідповідність віку зірки з її масою це явище названо парадоксом Алголя, на честь тієї ж самої затьмарно-подвійної. Зірка Бета Ліри - ще одна пара, в якій прямо зараз відбувається обмін масами.
Слайд 11
Опис слайду:
Слайд 12
Опис слайду:
Слайд 13
Опис слайду:
Другий обмін масами У подвійних системах зустрічаються також рентгенівські пульсари, що випромінюють у більш високоенергетичному діапазоні довжин хвиль. Це випромінювання пов'язане з акрецією речовини поблизу магнітних полюсів релятивістської зірки. Джерелом акреції служать частки зоряного вітру, що випускаються другою зіркою (та сама природа і в сонячного вітру). Якщо зірка має великі розміри, зірковий вітер сягає значної щільності, енергія випромінювання рентгенівського пульсара може сягати сотні і тисячі світимостей Сонця. Рентгенівський пульсар - єдиний спосіб непрямого виявлення чорної дірки, яку, як ми пам'ятаємо, не можна побачити. Та й нейтронна зірка є рідкісним об'єктом візуальних спостережень. На цьому ще не все. Друга зірка теж рано чи пізно роздмухується, і речовина почне перетікати на сусідку. І це вже другий обмін речовиною в подвійній системі. Досягши великих розмірів, друга зірка починає "повертати" забране при першому обміні.
Слайд 14
Опис слайду:
Якщо місці першої зірки виявляється білий карлик, то результаті другого обміну його поверхні можуть відбуватися спалахи, які ми спостерігаємо як нові зірки. Коли речовини, що випали на поверхню сильно нагрітого білого карлика, стає занадто багато, температура газу біля поверхні різко підвищується. Це провокує вибухоподібний сплеск ядерних реакцій. Світність зірки значно збільшується. Такі спалахи можуть повторюватися, і їх називають повторними новими. Повторні спалахи слабші за перші, в результаті яких зірка може збільшувати свій блиск у десятки разів, що ми і спостерігаємо з Землі як появу "нової" зірки. Якщо місці першої зірки виявляється білий карлик, то результаті другого обміну його поверхні можуть відбуватися спалахи, які ми спостерігаємо як нові зірки. Коли речовини, що випали на поверхню сильно нагрітого білого карлика, стає занадто багато, температура газу біля поверхні різко підвищується. Це провокує вибухоподібний сплеск ядерних реакцій. Світність зірки значно збільшується. Такі спалахи можуть повторюватися, і їх називають повторними новими. Повторні спалахи слабші за перші, в результаті яких зірка може збільшувати свій блиск у десятки разів, що ми і спостерігаємо з Землі як появу "нової" зірки.
Слайд 15
З В Е З Д Ы
Спочатку з'ясуємо, які зірки так називають. Давайте відразу відкинемо той тип подвійних, який зветься "оптично подвійні зірки". Це - пари зірок, які випадково опинилися поруч на небі, тобто в одному напрямку, а в просторі, насправді, їх поділяють великі відстані. Цей тип подвійних ми не розглядатимемо. Нас цікавитиме клас фізично подвійних, тобто справді пов'язаних гравітаційною взаємодією зірок.
Фізично подвійні зірки еліпсами обертаються навколо загального центру мас. Однак, якщо відраховувати координати однієї зірки щодо іншої, то вийде, що зірки рухаються одна щодо одної теж еліпсами. На цьому малюнку за початок відліку ми взяли масивнішу блакитну зірку. У такій системі центр ваги (зелена точка) описує навколо блакитної зірки еліпс. Хочеться застерегти читача від розповсюдженої помилки, що полягає в тому, що часто належить нібито масивніша зірка сильніше притягує зірку з малою масою, ніж навпаки. Будь-які два об'єкти притягують один одного однаково. Але об'єкт із великою масою важче зрушити з місця. І хоча камінь, що падає на Землю, притягує Землю з тією ж силою, що й Земля його, цією силою неможливо потурбувати нашу планету, і ми бачимо, як рухається камінь.
До системи з трьох зірок належить відома Альфа Центавра, яка вважається багатьма найближчою до нас зіркою, а насправді, третій слабкий компонент цієї системи – Проксима Центавра, червоний карлик – знаходиться ближче. Усі три зірки системи через близькість видно окремо. Справді, іноді те, що подвійна зірка, видно в телескоп. Такі подвійні називають візуально подвійними (не плутати з оптично подвійними!). Як правило, це не тісні пари, відстані між зірками в них великі, набагато більші за їхні власні розміри.
Cлайд 1
Cлайд 2
Спочатку з'ясуємо, які зірки так називають. Фізично подвійні зірки еліпсами обертаються навколо загального центру мас. Однак, якщо відраховувати координати однієї зірки щодо іншої, то вийде, що зірки рухаються одна щодо одної теж еліпсами. На цьому малюнку за початок відліку ми взяли масивнішу блакитну зірку. У такій системі центр ваги (зелена точка) описує навколо блакитної зірки еліпс.
Cлайд 3
візуально подвійними астрометрично подвійними затемнено-подвійні спектрально подвійні
Cлайд 4
Часто зірки в парах сильно розрізняються по блиску, тьмяну зірочку затьмарює яскравим блиском. Іноді в таких випадках астрономи дізнаються про двоїстість зірки за відхиленнями у русі яскравої зірки під дією невидимого супутника від розрахованої для одиночної зірки траєкторії у просторі. Такі пари називають астрометрично подвійними. Зокрема, Сіріус довго ставився до такого типу подвійних, поки потужність телескопів не дозволила розглянути невидимий досі супутник – Сіріус В. Ця пара стала візуально подвійною.
Cлайд 5
Буває, що площина звернення зірок навколо їхнього загального центру мас проходить або майже проходить через око спостерігача. Орбіти зірок такої системи розташовані як би ребром до нас. Тут зірки періодично затьмарюватимуть один одного, блиск всієї пари з тим самим періодом змінюватиметься. Цей тип подвійних називається затемнено-подвійними. Якщо ж говорити про змінність зірки, то таку зірку називають затемнено-змінною, що також вказує на її двоїстість. Найпершою відкритою і найвідомішою подвійною такого типу є зірка Алголь (Око Диявола) у сузір'ї Персея.
Cлайд 6
Останнім типом подвійних спектрально подвійні. Їх двоїстість визначається щодо спектра зірки, у якому помічаються періодичні зміщення ліній поглинання чи видно, що лінії є подвійними, у чому грунтується висновок про двоїстість зірки.
Cлайд 7
Часто, щоправда, зустрічаються звані кратні системи, з трьома і більше компонентами. Проте рух трьох і більше тіл, що взаємодіють, нестійкий. У системі, скажімо, з трьох зірок завжди можна виділити подвійну підсистему і третю зірку, що обертається навколо цієї пари. У системі із чотирьох зірок можуть існувати дві подвійні підсистеми, що обертаються навколо загального центру мас.
Cлайд 8
Cлайд 9
По-перше, вони дають можливість дізнатися маси зірок, так як найлегше і найнадійніше вона обчислюється за видимою взаємодією двох тіл. Прямі спостереження дозволяють дізнатися загальну "вагу" системи, а якщо додати до них відомі співвідношення між масами зірок та їх світимості, про які йшлося вище в розповіді про долю зірок, то можна з'ясувати маси компонентів, перевірити теорію. Поодинокі зірки такої можливості нам не надають. Крім того, як теж було згадано раніше, доля зірок у таких системах може разюче відрізнятися від долі таких самих одиночних зірок.
Типи подвійних зірок Спершу з'ясуємо, які зірки так називають. Давайте відразу відкинемо той тип подвійних, який зветься "оптично подвійні зірки". Це - пари зірок, які випадково опинилися поруч на небі, тобто в одному напрямку, а в просторі, насправді, їх поділяють великі відстані. Цей тип подвійних ми не розглядатимемо. Нас цікавитиме клас фізично подвійних, тобто справді пов'язаних гравітаційною взаємодією зірок.
Положення центру мас Фізично подвійні зірки по еліпсам обертаються навколо загального центру мас. Однак, якщо відраховувати координати однієї зірки щодо іншої, то вийде, що зірки рухаються одна щодо одної теж еліпсами. На цьому малюнку за початок відліку ми взяли масивнішу блакитну зірку. У такій системі центр ваги (зелена точка) описує навколо блакитної зірки еліпс. Хочеться застерегти читача від розповсюдженої помилки, що полягає в тому, що часто належить нібито масивніша зірка сильніше притягує зірку з малою масою, ніж навпаки. Будь-які два об'єкти притягують один одного однаково. Але об'єкт із великою масою важче зрушити з місця. І хоча камінь, що падає на Землю, притягує Землю з тією ж силою, що й Земля його, цією силою неможливо потурбувати нашу планету, і ми бачимо, як рухається камінь.
Часто, щоправда, зустрічаються звані кратні системи, з трьома і більше компонентами. Проте рух трьох і більше тіл, що взаємодіють, нестійкий. Всім, скажімо, з трьох зірок завжди можна виділити, подвійну підсистему і третю зірку, що обертається навколо цієї пари. У системі із чотирьох зірок можуть існувати дві подвійні підсистеми, що обертаються навколо загального центру мас. Іншими словами, у природі стійкі кратні системи завжди зводяться до систем з двох членів. До системи з трьох зірок належить відома Альфа Центавра, яка вважається багатьма найближчою до нас зіркою, а насправді, третій слабкий компонент цієї системи – Проксима Центавра, червоний карлик – знаходиться ближче. Усі три зірки системи через близькість видно окремо. Справді, іноді те, що подвійна зірка, видно в телескоп. Такі подвійні називають візуально подвійними (не плутати з оптично подвійними!). Як правило, це не тісні пари, відстані між зірками в них великі, набагато більші за їхні власні розміри.
Блиск подвійних зірок Часто зірки в парах сильно розрізняються по блиску, тьмяну зірочку затьмарює яскравим блиском. Іноді в таких випадках астрономи дізнаються про двоїстість зірки за відхиленнями у русі яскравої зірки під дією невидимого супутника від розрахованої для одиночної зірки траєкторії у просторі. Такі пари називають астрометрично подвійними. Зокрема, Сіріус довго ставився до такого типу подвійних, поки потужність телескопів не дозволила розглянути невидимий досі супутник – Сіріус В. Ця пара стала візуально подвійною. Буває, що площина звернення зірок навколо їхнього загального центру мас проходить або майже проходить через око спостерігача. Орбіти зірок такої системи розташовані як би ребром до нас. Тут зірки періодично затьмарюватимуть один одного, блиск всієї пари з тим самим періодом змінюватиметься. Цей тип подвійних називається затемнено-подвійними. Якщо ж говорити про змінність зірки, то таку зірку називають затемнено-змінною, що також вказує на її двоїстість. Найпершою відкритою і найвідомішою подвійною такого типу є зірка Алголь (Око Диявола) у сузір'ї Персея.
Спектрально подвійні зірки Останнім типом подвійних є подвійні спектрально. Їх двоїстість визначається щодо спектра зірки, у якому помічаються періодичні зміщення ліній поглинання чи видно, що лінії є подвійними, у чому грунтується висновок про двоїстість зірки.
Чим цікаві подвійні зірки? По-перше, вони дають можливість дізнатися маси зірок, так як найлегше і найнадійніше вона обчислюється за видимою взаємодією двох тіл. Прямі спостереження дозволяють дізнатися загальну "вагу" системи, а якщо додати до них відомі співвідношення між масами зірок та їх світимості, про які йшлося вище в розповіді про долю зірок, то можна з'ясувати маси компонентів, перевірити теорію. Поодинокі зірки такої можливості нам не надають. Крім того, як теж було згадано раніше, доля зірок у таких системах може разюче відрізнятися від долі таких самих одиночних зірок. Небесні пари, відстані між якими великі, порівняно з розмірами самих зірок, на всіх стадіях свого життя живуть за тими ж законами, що й одиночні зірки, не заважаючи одна одній. У цьому сенсі їх двоїстість ніяк не проявляється.
Тісні пари: перший обмін масами Зірки подвійний народжуються разом із однієї газопилової туманності, вони мають один вік, але часто - різні маси. Ми вже знаємо, що більш потужні зірки живуть "швидше", отже, більш потужна зірка в процесі еволюції обжене свою однолітку. Вона розшириться, перетворюючись на гіганта. У цьому випадку, розмір зірки здатний стати таким, що речовина з однієї зірки (роздулася) почне перетікати на іншу. Як наслідок, маса спочатку більш легкої зірки може стати більшою, ніж спочатку важка! Крім того, ми отримаємо дві зірки однакового віку, причому масивніша зірка ще знаходиться на головній послідовності, тобто в її центрі, як і раніше, триває синтез гелію з водню, а легша зірка вже витратила свій водень, в ній утворилося геливе ядро. Згадаймо, що у світі одиночних зірок такого не може статися. За невідповідність віку зірки з її масою це явище названо парадоксом Алголя, на честь тієї ж самої затьмарно-подвійної. Зірка Бета Ліри - ще одна пара, в якій прямо зараз відбувається обмін масами.
Речовина з зірки, що роздулася, перетікаючи на менш масивну компоненту, потрапляє на неї не відразу (цьому заважає взаємне обертання зірок), а спочатку утворює обертовий диск речовини навколо меншої зірки. Сили тертя у цьому диску зменшуватимуть швидкість частинок речовини, і вона осідатиме на поверхню зірки. Такий процес називається акрецією, а диск, що утворився - акреційним. В результаті спочатку масивніша зірка має незвичайний хімічний склад: весь водень зовнішніх її шарів перетікає до іншої зірки, а залишається лише гелієве ядро з домішками більш важких елементів. Така зірка, яка називається гелієвою, швидко еволюціонує, утворюючи білий карлик або релятивістську зірку, залежно від своєї маси. При цьому, в подвійній системі загалом відбулася важлива зміна: спочатку масивніша зірка поступилася цією своєю перевагою. Речовина з зірки, що роздулася, перетікаючи на менш масивну компоненту, потрапляє на неї не відразу (цьому заважає взаємне обертання зірок), а спочатку утворює обертовий диск речовини навколо меншої зірки. Сили тертя у цьому диску зменшуватимуть швидкість частинок речовини, і вона осідатиме на поверхню зірки. Такий процес називається акрецією, а диск, що утворився - акреційним. В результаті спочатку масивніша зірка має незвичайний хімічний склад: весь водень зовнішніх її шарів перетікає до іншої зірки, а залишається лише гелієве ядро з домішками більш важких елементів. Така зірка, яка називається гелієвою, швидко еволюціонує, утворюючи білий карлик або релятивістську зірку, залежно від своєї маси. При цьому, в подвійній системі загалом відбулася важлива зміна: спочатку масивніша зірка поступилася цією своєю перевагою.
Другий обмін масами У подвійних системах зустрічаються також рентгенівські пульсари, що випромінюють у більш високоенергетичному діапазоні довжин хвиль. Це випромінювання пов'язане з акрецією речовини поблизу магнітних полюсів релятивістської зірки. Джерелом акреції служать частки зоряного вітру, що випускаються другою зіркою (та сама природа і в сонячного вітру). Якщо зірка має великі розміри, зірковий вітер сягає значної щільності, енергія випромінювання рентгенівського пульсара може сягати сотні і тисячі світимостей Сонця. Рентгенівський пульсар - єдиний спосіб непрямого виявлення чорної дірки, яку, як ми пам'ятаємо, не можна побачити. Та й нейтронна зірка є рідкісним об'єктом візуальних спостережень. На цьому ще не все. Друга зірка теж рано чи пізно роздмухується, і речовина почне перетікати на сусідку. І це вже другий обмін речовиною в подвійній системі. Досягши великих розмірів, друга зірка починає "повертати" забране при першому обміні.
Якщо місці першої зірки виявляється білий карлик, то результаті другого обміну його поверхні можуть відбуватися спалахи, які ми спостерігаємо як нові зірки. Коли речовини, що випали на поверхню сильно нагрітого білого карлика, стає занадто багато, температура газу біля поверхні різко підвищується. Це провокує вибухоподібний сплеск ядерних реакцій. Світність зірки значно збільшується. Такі спалахи можуть повторюватися, і їх називають повторними новими. Повторні спалахи слабші за перші, в результаті яких зірка може збільшувати свій блиск у десятки разів, що ми і спостерігаємо з Землі як появу "нової" зірки. Якщо місці першої зірки виявляється білий карлик, то результаті другого обміну його поверхні можуть відбуватися спалахи, які ми спостерігаємо як нові зірки. Коли речовини, що випали на поверхню сильно нагрітого білого карлика, стає занадто багато, температура газу біля поверхні різко підвищується. Це провокує вибухоподібний сплеск ядерних реакцій. Світність зірки значно збільшується. Такі спалахи можуть повторюватися, і їх називають повторними новими. Повторні спалахи слабші за перші, в результаті яких зірка може збільшувати свій блиск у десятки разів, що ми і спостерігаємо з Землі як появу "нової" зірки.
Інший результат у системі з білим карликом - спалах надновий. Наслідком перетікання речовини з другої зірки може стати досягнення білим карликом граничної маси 1,4 сонячної. Якщо це вже залізний білий карлик, то він не в змозі втримати гравітаційне стиснення і вибухне. Спалахи наднових у подвійних системах дуже схожі за яскравістю та розвитком один на одного, тому що завжди вибухають зірки однією і тією ж масою - 1,4 сонячної. Нагадаємо, що в одиночних зірках цієї критичної маси досягає центральне залізне ядро, а зовнішні шари можуть мати різну масу. У подвійних системах, як зрозуміло з нашої розповіді, ці верстви майже відсутні. Саме тому подібні спалахи мають однакову світність. Помічаючи в далеких галактиках, ми можемо вираховувати відстані набагато більші, ніж можна визначити, використовуючи зоряний паралакс чи цефеїди. Інший результат у системі з білим карликом - спалах надновий. Наслідком перетікання речовини з другої зірки може стати досягнення білим карликом граничної маси 1,4 сонячної. Якщо це вже залізний білий карлик, то він не в змозі втримати гравітаційне стиснення і вибухне. Спалахи наднових у подвійних системах дуже схожі за яскравістю та розвитком один на одного, тому що завжди вибухають зірки однією і тією ж масою - 1,4 сонячної. Нагадаємо, що в одиночних зірках цієї критичної маси досягає центральне залізне ядро, а зовнішні шари можуть мати різну масу. У подвійних системах, як зрозуміло з нашої розповіді, ці верстви майже відсутні. Саме тому подібні спалахи мають однакову світність. Помічаючи в далеких галактиках, ми можемо вираховувати відстані набагато більші, ніж можна визначити, використовуючи зоряний паралакс чи цефеїди. Втрата значної частини маси усієї системи внаслідок вибуху наднової може призвести до розпаду подвійної. Сила гравітаційного тяжіння між компонентами сильно зменшується і вони за інерцією свого руху можуть розлетітися.
Робота може використовуватися для проведення уроків та доповідей на предмет "Астрономія"
Готові презентації з астрономії допоможуть наочно показати процеси, що відбуваються в галактиці та космосі. Завантажити презентацію з астрономії можуть як вчителі, викладачі, так і учні. Шкільні презентації з астрономії з нашої колекції охоплюють усі теми з астрономії, які вивчають діти у загальноосвітній школі.
