hvězdy.

Dvojité hvězdy.

proměnné hvězdy

Vzdálenost ke hvězdám

Roční paralaxa hvězdy p nazývaný úhel, pod kterým je možné z hvězdy vidět hlavní poloosu zemské oběžné dráhy (rovnou 1 AU), kolmou ke směru ke hvězdě.

kde je hlavní poloosa oběžné dráhy Země

Při malých úhlech pak sin p = p = 1 AU

Fyzikální povaha hvězd

Hvězdy jsou různé

struktura

zářivost

velikosti

stáří

teplota (barva)

Svítivost hvězd

Hvězdy, které jsou ve stejné vzdálenosti, se mohou lišit zdánlivou jasností (tj. jasností). Hvězdy to mají jinak zářivost .

Svítivost je celková energie emitovaná hvězdou za jednotku času.

Vyjádřen v wattů nebo v jednotkách sluneční svítivosti .

V astronomii je obvyklé porovnávat hvězdy podle svítivosti, přičemž se počítá jejich jasnost (velikost) pro stejnou standardní vzdálenost - 10 ks.

Zdánlivá velikost, kterou by hvězda měla, kdyby byla ve vzdálenosti D od nás 0 \u003d 10 ks, obdržel název absolutní hvězdné velikosti M.

Svítivost hvězdy se určuje pomocí absolutní hvězdné velikosti ve svítivosti Slunce pomocí následujícího vztahu

Barva a teplota hvězd

Hvězdy mají různé barvy.

Arcturus má žlutooranžový odstín,

Příčka bílo-modrá,

Antares je jasně červený.

Barva a teplota hvězd

Dominantní barva ve spektru hvězdy závisí na teplota jeho povrch.

U různých hvězd dopadá maximum záření na různé délky vlny.

Zákon o víně

Maximální sluneční záření λ = 4,7x 10 m

Harvardská spektrální klasifikace hvězd

slunce

Poloměry hvězd

hvězdy

Neutronové hvězdy (pulsary)

obři

trpaslíci

černé díry

veleobrů

Aldebaran je červený obr v souhvězdí Býka

Alpha Orion - Betelgeuse (Supergiant)

Malá tečka vedle Siriuse je jeho satelit, bílý trpaslík Sirius B.

Pouhým okem poblíž Mizara

(střední hvězda rukojeti kbelíku Big Dipper)

je vidět slabá hvězda Alcor (5 m)

V dávných dobách se věřilo, že člověk, který vidí malého souseda této hvězdy, má ostrý zrak.

Podle Mizara a Alcora starověcí Řekové testovali bdělost oka

Mizar a Alcor se nejen promítají vedle sebe na nebeskou sféru,

ale také se pohybovat kolem společného těžiště. Doba oběhu je asi 2 miliardy let.

V Galaxii je mnoho dvojných a vícenásobných hvězd.

Mira - Omicron Ceti - dvojitá hvězda.

Na fotografii A složky dvojhvězdy jsou zobrazeny ve vzdálenosti 0,6".

Na fotkách b a S je vidět, že jejich tvar není kulový, z Miry je vidět ohon směrem k menší hvězdě.

To může být způsobeno gravitační interakcí Mira Ceti

se svým společníkem

Typy dvojitých hvězd

• vizuálně dvojité
• astrometrické dvojhvězdy
• zákrytové dvojhvězdy
• spektrální dvojky

Astrometricky binární

Hvězdy v párech se často velmi liší v brilanci, matná hvězda je zastíněna jasnou hvězdou. Někdy se v takových případech astronomové dozvídají o dualitě hvězdy odchylkami v pohybu jasné hvězdy pod vlivem neviditelného společníka od trajektorie vypočítané pro jedinou hvězdu ve vesmíru. Takové páry se nazývají astrometrické dvojhvězdy. Zejména Sirius po dlouhou dobu patřil k tomuto typu dvojníka, dokud výkon dalekohledů neumožnil spatřit dosud neviditelnou družici - Sirius B. Tato dvojice se stala vizuálně dvojkou.

zákrytové dvojhvězdy

Stává se, že rovina rotace hvězd kolem jejich společného těžiště prochází nebo téměř prochází okem pozorovatele. Dráhy hvězd takového systému jsou jakoby směřovány k nám. Zde se budou hvězdy periodicky vzájemně přesvitat, se stejnou periodou se bude měnit jasnost celého páru. Tento typ dvojhvězd se nazývá zákrytové dvojhvězdy. Pokud mluvíme o proměnlivosti hvězdy, pak se takové hvězdě říká zákrytová proměnná, což také naznačuje její dualitu. Vůbec první objevenou a nejznámější dvojhvězdou tohoto typu je hvězda Algol (Ďáblovo oko) v souhvězdí Persea.

Spektrální dvojhvězdy

Binarita je určena studiem spektra hvězdy, ve kterém jsou pozorovány periodické posuny absorpčních čar nebo je vidět, že čáry jsou dvojité, na čemž je založen závěr o dualitě hvězdy.

Zákon univerzálie platí pro soustavy dvojhvězd.

Gravitační a Keplerovy zákony zobecněné Newtonem. To umožňuje odhadnout hmotnosti hvězd v binárních systémech.

Podle třetího Keplerova zákona můžeme zapsat podíl

kde m 1 a m 2 jsou hmotnosti dvou hvězd s oběžnou dobou R ,

A je hlavní poloosa oběžné dráhy hvězdy obíhající kolem jiné hvězdy.

Hmoty M a m jsou hmoty slunce a země, T= 1 rok a je to vzdálenost od Země ke Slunci.

Tento vzorec udává součet hmotností binárních složek, tzn. členy tohoto systému.

proměnné hvězdy

Proměnné hvězdy jsou hvězdy, jejichž jasnost se mění, někdy se správnou periodicitou. Na obloze je poměrně dost proměnných hvězd. V současnosti je jich známo přes 30 000.

Mnohé z nich jsou dobře přístupné k pozorování v malých a středních velikostech.

optické přístroje - dalekohled, zaměřovací dalekohled nebo školní dalekohled.

Amplituda a perioda proměnné hvězdy

Fyzikální proměnné se nazývají hvězdy, které mění svou svítivost v důsledku fyzikálních procesů probíhajících v samotné hvězdě.

Takové hvězdy nemusí mít konstantní světelnou křivku.

První pulzující proměnná byla objevena v roce 1596 Fibritiem.

v souhvězdí Cetus. Říkal jí Mira, což znamená „úžasná, úžasná“.

Ve svém maximu je Mira jasně viditelná pouhým okem, zdánlivě hvězdná

magnituda 2 m , v období minima klesá na 10 m a je viditelná pouze dalekohledem.

Průměrná doba variability Mira Kita je 332 dní.

Cefeidy se nazývají pulzující hvězdy vysoké svítivosti, pojmenované podle jedné z prvních objevených proměnných hvězd – δ Cephei.

Jedná se o žluté veleobry spektrálních tříd F a G, jejichž hmotnost několikanásobně převyšuje hmotnost Slunce.

V průběhu evoluce získávají cefeidy zvláštní strukturu.

V určité hloubce se objeví vrstva, která akumuluje energii přicházející z jádra hvězdy, a pak ji dává pryč.

Cefeidy se periodicky smršťují, teplota cefeid se zvyšuje,

poloměr se zmenšuje. Potom plocha povrchu

se zvyšuje, jeho teplota klesá, což způsobuje obecnou změnu jasu.

Cefeidy hrají v astronomii zvláštní roli.

V roce 1908 si Henrietta Leavittová při studiu cefeid v Malém Magellanově mračnu všimla, že čím menší je zdánlivá velikost cefeid,

tím delší je období změny jeho jasu.

Velký Magellanův mrak

Malý Magellanův oblak

Henrietta Leavittová

Hvězda, která během několika hodin tisíckrát a milionkrát zvýší svou jasnost a poté ztmavne a dosáhne své původní jasnosti, se nazývá Nový.

Nova se objevuje v blízkých binárních soustavách, ve kterých je jednou ze složek dvojhvězdy bílý trpaslík nebo neutronová hvězda.

Když na povrchu bílého trpaslíka (na neutronové hvězdě) kritické

hmoty hmoty, dojde k termonukleární explozi, která odtrhne obal od hvězdy

a tisíckrát zvýší jeho svítivost.

Mlhovina po výbuchu

Nova v souhvězdí Labutě

v roce 1992 je viděn jako

malá červená tečka

mírně nad středem

Fotografie.

Nové hvězdy jsou explodující proměnné hvězdy

Zbytek nová hvězda GK Perseus

supernovy se nazývají hvězdy, které náhle explodují a dosáhnou

při maximální absolutní velikosti od –11m do –21m.

Svítivost supernovy se zvýší desetimilionkrát, což může přesáhnout svítivost celé galaxie.

Výbuchy supernov jsou jedním z nejsilnějších přírodních katastrofických procesů.

Obrovské uvolnění energie (Slunce generuje takové množství energie za miliardy let) doprovází výbuch supernovy.

Supernova může vyzařovat více záření než všechny hvězdy v galaxii dohromady.

Nachází se tam supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu,

kde na starých fotografiích byla pouze hvězdička 12. magnitudy.

Jeho maximální hodnota dosáhla 2,9 m,

což usnadnilo pozorování supernovy pouhým okem.

Husté jádro se zhroutí a táhne ho do volného pádu směrem ke středu

vnější vrstvy hvězdy. Když je jádro silně zhutněno, jeho stlačení se zastaví,

a přicházející rázová vlna dopadá na horní vrstvy a vystřikuje ven

energii obrovského množství neutrin. V důsledku toho se skořápka rozpadne

rychlostí 10 000 km/s, obnažení neutronové hvězdy nebo černé díry.

Při výbuchu supernovy se uvolní energie 10 46 J.

Střed Gumové mlhoviny, který zbyl po výbuchu supernovy,

nachází se v souhvězdí Plachty

Supernova 1987A 4 roky po výbuchu.

Prstenec světelného plynu v roce 1991 dosáhl

1,37 světelných let v průměru.

Pozůstatek supernovy z roku 1987

dvanáct let po vypuknutí

Nejznámějším pozůstatkem supernovy v naší galaxii je

Krabí mlhovina.

Toto je pozůstatek výbuchu supernovy v roce 1054.

S jejím výzkumem jsou spojeny největší milníky v historii astronomie.

Krabí mlhovina byla prvním zdrojem kosmické rádiové emise,

v roce 1949 identifikován s galaktickým objektem.

Na místě výbuchu supernovy v Krabí mlhovině

vznikla neutronová hvězda

Do Moskvy by se snadno vešla neutronová hvězda

Belway nebo New York

Vnější obal neutronové hvězdy je kůra tvořená železnými jádry.

při teplotě 10 5 -10 6 K. Zbytek objemu s výjimkou malého

oblast ve středu zabírá „neutronová kapalina“. Středisko se očekává

přítomnost malého hyperonového jádra. Neutrony se řídí Pauliho principem.

Při takových hustotách „neutronová kapalina“ degeneruje

a zastaví další kontrakci neutronové hvězdy.

Matchbox s hmotou neutronové hvězdy

by vážil asi deset miliard tun na Zemi

V 60. letech 20. století zcela náhodou při pozorování radioteleskopem

který byl navržen ke studiu scintilací kosmických rádiových zdrojů,

Joslyn Bell, Anthony Hewish a další na University of Cambridge

Velká Británie objevila sérii periodických pulzů.

Doba trvání pulsů byla 0,3 sekundy na frekvenci 81,5 MHz, což

opakován v překvapivě konstantním čase, 1,3373011 sekundy.

Milisekundový pulsar PSR J1959+2048 ve viditelné oblasti.

Pulsy jsou přerušovány na 50 minut každých 9 hodin,

což naznačuje, že pulsar je zakrytý svou doprovodnou hvězdou

Bylo to úplně jiné než obvyklý chaotický vzorec náhody

nepravidelné blikání.

Existovala dokonce domněnka o mimozemské civilizaci,

vysílá své signály na Zemi.

Proto bylo pro tyto signály zavedeno označení LGM.

(zkratka pro anglické malé zelené muže „malí zelení muži“).

Byly učiněny vážné pokusy

rozpoznat jakýkoli kód

přijaté impulsy.

Ukázalo se však, že je nemožné,

jak se říká, k věci byly

nejvíc

kvalifikovaní specialisté

v šifrovací technologii.

Pulsary v IMO

O šest měsíců později byly objeveny další tři podobné pulzující rádiové zdroje.

Ukázalo se, že zdroje záření jsou přirozené nebeské

těla. Říká se jim pulsary.

Za objev a interpretaci rádiové emise z pulsarů, Anthony Hewish

byl oceněn Nobelova cena ve fyzice.

Model Pulsar

Popis prezentace na jednotlivých snímcích:

1 snímek

Popis snímku:

2 snímek

Popis snímku:

Jasnost některých hvězd není konstantní a mění se v určitých časových obdobích – od hodin po týdny nebo dokonce rok. Jasnost proměnné hvězdy lze určit srovnáním s okolními hvězdami, které mají konstantní jasnost. Hlavním důvodem proměnlivé jasnosti je změna velikosti hvězdy v důsledku její nestability. Nejznámější jsou pulzující hvězdy třídy Cepheid, pojmenované podle svého prototypu, hvězdy Delta Cephei. Jsou to žlutí veleobri, kteří každých pár dní nebo týdnů pulzují a v důsledku toho mění svůj jas.

3 snímek

Popis snímku:

Význam takových hvězd pro astronomy spočívá v tom, že jejich perioda pulsace přímo souvisí s jasností: nejjasnější cefeidy mají nejdelší periodu pulsací. Pozorováním periody pulsace cefeid lze tedy přesně určit jejich jasnost. Porovnáním vypočtené jasnosti s jasností hvězdy při pohledu ze Země můžeme určit, jak daleko je od nás. Cefeidy jsou poměrně vzácné. Nejpočetnějším typem proměnných hvězd jsou červení obři a veleobri; všechny jsou do určité míry variabilní, ale nemají tak jasnou periodicitu jako cefeidy. Většina slavný příklad Nestálý červený obr je omikron Cetus, známý jako Mira. Změny u některých červených proměnných hvězd, jako je veleobr Betelgeuse, nemají žádnou pravidelnost.

4 snímek

Popis snímku:

Zákrytové dvojhvězdy patří ke zcela jinému typu proměnných hvězd. Skládají se ze dvou hvězd se vzájemně propojenými drahami; jeden z nich od nás periodicky uzavírá druhý. Pokaždé, když jedna hvězda zastíní druhou, světlo, které vidíme ze soustavy hvězd, zeslábne. Nejznámější z nich je hvězda Algol, nazývaná také Beta Perseus.

5 snímek

Popis snímku:

Největší dojem vyvolávají proměnné hvězdy, jejichž jas se náhle a často velmi silně mění. Říká se jim novy a supernovy. Předpokládá se, že novou hvězdou jsou dvě blízko sebe umístěné hvězdy, z nichž jedna je bílý trpaslík. Plyn z jiné hvězdy je odtažen bílým trpaslíkem, exploduje a světlo hvězdy se na chvíli tisíckrát zvětší. Když nová hvězda exploduje, nezhroutí se. Výbuchy některých nových byly pozorovány více než jednou a je možné, že se po nějaké době znovu objeví nové. Novae jsou často první, koho si amatérští astronomové všimnou. Ještě velkolepější jsou supernovy – nebeská kataklyzmata, která znamenají smrt hvězdy. Když supernova exploduje, rozpadne se na kusy a ukončí svou existenci, přičemž na chvíli bliká milionkrát silněji než běžné hvězdy. Tam, kde dojde k výbuchu supernovy, se trosky z hvězdy nechávají létat ve vesmíru, jako například v Krabí mlhovině v souhvězdí Býka a v Závojové mlhovině v souhvězdí Labutě.

6 snímek

Popis snímku:

Supernovy jsou dvojího druhu. Jedním z nich je výbuch bílého trpaslíka v dvojhvězdě. Jiný typ je, když se hvězda mnohonásobně větší než Slunce stane nestabilní a exploduje. Poslední supernova v naší galaxii byla pozorována v roce 1604, další supernova vybuchla a byla viditelná pouhým okem ve Velkém Magellanově mračnu v roce 1987.

7 snímek

Popis snímku:

Binární hvězdy Slunce je jedna hvězda. Někdy se ale dvě nebo více hvězd nacházejí blízko sebe a obíhají jedna kolem druhé. Říká se jim dvojité nebo vícenásobné hvězdy. V Galaxii je jich spousta. Takže hvězda Mizar v souhvězdí Velké medvědice má satelit - Alcor. V závislosti na vzdálenosti mezi nimi dvojité hvězdy obíhají rychle nebo pomalu a doba revoluce může být od několika dnů až po mnoho tisíc let. Některé dvojhvězdy jsou otočeny k Zemi okrajem roviny své oběžné dráhy, pak jedna hvězda pravidelně zastiňuje druhou. Zároveň slábne celkový jas hvězd. Vnímáme to jako změnu jasnosti hvězdy. Například „ďábelská hvězda“ Algol v souhvězdí Persea je od starověku známá jako proměnná hvězda. Každých 69 hodin – taková je perioda revoluce hvězd v této dvojhvězdné soustavě – dochází k zákrytu jasnější hvězdy jejím chladným a méně jasným sousedem. Ze Země je to vnímáno jako pokles její lesku. O deset hodin později se hvězdy rozcházejí a jas systému je opět maximální.

8 snímek

Popis snímku:

Dvojhvězdy jsou dvě (někdy i tři nebo více) hvězd obíhající kolem společného těžiště. Existují různé dvojhvězdy: v páru jsou dvě podobné hvězdy, ale existují různé hvězdy (zpravidla se jedná o červeného obra a bílého trpaslíka). Ale bez ohledu na jejich typ jsou tyto hvězdy nejvhodnější ke studiu: na rozdíl od běžných hvězd u nich můžete analýzou jejich interakce zjistit téměř všechny parametry, včetně hmotnosti, tvaru oběžných drah, a dokonce přibližně zjistit vlastnosti hvězd jim blízkých. Tyto hvězdy mají zpravidla díky vzájemné přitažlivosti poněkud protáhlý tvar. Mnoho takových hvězd objevil a studoval na začátku našeho století ruský astronom S. N. Blažko. Přibližně polovina všech hvězd v naší Galaxii patří do binárních systémů, takže dvojhvězdy obíhající kolem sebe jsou velmi častým jevem.

9 snímek

Popis snímku:

Dvojhvězdy drží pohromadě vzájemná gravitace. Obě hvězdy dvojhvězdy rotují po eliptických drahách kolem určitého bodu ležícího mezi nimi a nazývaného těžiště těchto hvězd. Ty lze považovat za opěrné body, pokud si člověk představí hvězdy sedící na dětské houpačce, každou na svém vlastním konci prkna položeného na kládě. Čím dále jsou hvězdy od sebe, tím déle trvají jejich dráhy na oběžné dráze. Většina dvojhvězd je příliš blízko u sebe, než aby je bylo možné vidět jednotlivě i těmi nejvýkonnějšími dalekohledy. Pokud je vzdálenost mezi partnery dostatečně velká, lze oběžnou dobu měřit v letech a někdy i na celé století nebo i více. Dvojhvězdy, které lze vidět samostatně, se nazývají viditelné dvojhvězdy.

10 snímek

Popis snímku:

Spektroskopická dvojhvězda je pár hvězd, které jsou příliš blízko u sebe, aby byly viditelné dalekohledem; Existence druhé hvězdy je odhalena analýzou světla spektroskopem.

11 snímek

Popis snímku:

Pohyb hvězd. Na obloze jsou zeměpisná délka a šířka analogické rektascenci a deklinaci. Rektascenze začíná v bodě, kde Slunce každý rok protíná nebeský rovník severním směrem. Tento bod, nazývaný jarní rovnodennost, je nebeským protějškem Greenwichského poledníku na Zemi. Rektascenze se měří na východ od jarní rovnodennosti v hodinách, od 0 do 24. Každá hodina rektascenze je rozdělena na 60 minut a každá minuta na 60 sekund. Deklinace je definována ve stupních na sever a na jih od nebeského rovníku, od 0 na rovníku do +90° na severním nebeském pólu a do -90° na jižním nebeském pólu. Nebeské póly jsou přímo nad zemskými póly a nebeský rovník probíhá přímo nad hlavou při pohledu ze zemského rovníku. Polohu hvězdy nebo jiného objektu lze tedy přesně určit rektascenzí a deklinací, stejně jako souřadnicemi bodu na povrchu Země. Na hvězdných mapách této knihy jsou zakresleny mřížky v hodinách rektascenze a stupně deklinace.

12 snímek

Popis snímku:

Vesmírní kartografové však čelí dvěma problémům, které pozemní kartografové neřeší. Nejprve se každá hvězda pohybuje pomalu vzhledem k okolním hvězdám (správný pohyb hvězdy). Až na pár výjimek, jako je Barnardova hvězda, je tento pohyb tak pomalý, že jej lze určit pouze pomocí speciálních měření. Tento pohyb však po mnoha tisících letech povede k úplné změně skutečného tvaru souhvězdí, některé hvězdy se přesunou do sousedních souhvězdí. Jednoho dne budou muset astronomové revidovat moderní nomenklaturu hvězd a souhvězdí. Druhým problémem je, že se celková mřížka posouvá kvůli kolísání Země ve vesmíru, kterému se říká precese. To vede k tomu, že nulový bod rektascenze provede úplnou revoluci na obloze za 26 000 let. Souřadnice všech bodů na obloze se postupně mění, proto se obvykle uvádějí souřadnice nebeských objektů k určitému datu.

snímek 1

Popis snímku:

snímek 2

Popis snímku:

Typy dvojhvězd Nejprve si ujasněme, které hvězdy se tak nazývají. Okamžitě zahoďme typ dvojhvězd, kterému se říká „optické dvojhvězdy“. Jde o dvojice hvězd, které se náhodou na obloze ocitly vedle sebe, tedy stejným směrem, ale ve vesmíru je ve skutečnosti dělí velké vzdálenosti. Tento typ čtyřhry nebudeme uvažovat. Nás bude zajímat třída fyzikálně binárních, tedy hvězd skutečně spojených gravitační interakcí.

snímek 3

Popis snímku:

snímek 4

Popis snímku:

snímek 5

Popis snímku:

snímek 6

Popis snímku:

Snímek 7

Popis snímku:

Snímek 8

Popis snímku:

Snímek 9

Popis snímku:

Proč jsou dvojhvězdy zajímavé? Za prvé umožňují zjistit hmotnosti hvězd, protože se nejsnáze a nejspolehlivěji vypočítávají ze zdánlivé interakce dvou těles. Přímá pozorování nám umožňují zjistit celkovou „váhu“ soustavy, a pokud k nim přičteme známé vztahy mezi hmotnostmi hvězd a jejich svítivostí, o kterých byla řeč výše v příběhu o osudu hvězd, pak můžeme zjistit hmotnosti součástí, otestovat teorii. Jednotlivé hvězdy nám takovou příležitost neposkytují. Navíc, jak již bylo zmíněno dříve, osud hvězd v takových systémech se může nápadně lišit od osudu stejných jednotlivých hvězd. Nebeské páry, jejichž vzdálenosti jsou velké ve srovnání s velikostí samotných hvězd, ve všech fázích svého života žijí podle stejných zákonů jako jednotlivé hvězdy, aniž by se navzájem rušily. V tomto smyslu se jejich dualita nijak neprojevuje.

Snímek 10

Popis snímku:

Blízké páry: první hromadná výměna Binární hvězdy se rodí společně ze stejné plynové a prachové mlhoviny, mají stejný věk, ale často - různé masy. Již víme, že hmotnější hvězdy žijí „rychleji“, proto hmotnější hvězda v procesu evoluce předběhne své vrstevníky. Roztáhne se a změní se v obra. V tomto případě může být velikost hvězdy taková, že hmota z jedné hvězdy (nabobtnalé) začne proudit do druhé. V důsledku toho může být hmotnost původně lehčí hvězdy větší než původně těžká! Navíc získáme dvě stejně staré hvězdy a hmotnější hvězda je stále na hlavní posloupnosti, to znamená, že v jejím středu pokračuje fúze hélia z vodíku a lehčí hvězda již svůj vodík spotřebovala, helium se v něm vytvořilo jádro. Připomeňme, že ve světě jednotlivých hvězd se to nemůže stát. Pro nesoulad mezi stářím hvězdy a její hmotností se tento jev nazývá Algolův paradox, na počest stejné zákrytové dvojhvězdy. Hvězda Beta Lyra je dalším párem, který právě prochází hromadnou výměnou.

snímek 11

Popis snímku:

snímek 12

Popis snímku:

snímek 13

Popis snímku:

Binární systémy druhé hromadné výměny také obsahují rentgenové pulsary emitující v rozsahu vlnových délek s vyšší energií. Toto záření je spojeno s narůstáním hmoty v blízkosti magnetické póly relativistická hvězda. Zdrojem akrece jsou částice hvězdného větru emitované druhou hvězdou (povaha slunečního větru je stejná). Pokud je hvězda velká, dosahuje hvězdný vítr značné hustoty, energie záření rentgenového pulsaru může dosahovat stovek a tisíců slunečních jasů. Rentgenový pulsar - jediná možnost nepřímá detekce černé díry, která, jak si pamatujeme, není vidět. Ano, a neutronová hvězda je nejvzácnější objekt pro vizuální pozorování. To není zdaleka všechno. Druhá hvězda také dříve nebo později nabobtná a hmota začne téct k sousedovi. A to je již druhá výměna hmoty ve dvojkové soustavě. Dosahování velké velikosti, druhá hvězda začne "vracet" to, co bylo pořízeno při první výměně.

Snímek 14

Popis snímku:

Objeví-li se na místě první hvězdy bílý trpaslík, pak v důsledku druhé výměny mohou na jejím povrchu vzniknout záblesky, které pozorujeme jako nové hvězdy. V jednom okamžiku, kdy na povrch velmi horkého bílého trpaslíka spadlo příliš mnoho materiálu, teplota plynu v blízkosti povrchu prudce stoupne. To vyvolává explozivní výbuch jaderných reakcí. Výrazně se zvyšuje svítivost hvězdy. Taková ohniska se mohou opakovat a již se jim říká opakované nové. Opakované výrony jsou slabší než ty první, v důsledku čehož může hvězda zvýšit svou jasnost až desítkykrát, což ze Země pozorujeme jako vzhled „nové“ hvězdy. Objeví-li se na místě první hvězdy bílý trpaslík, pak v důsledku druhé výměny mohou na jejím povrchu vzniknout záblesky, které pozorujeme jako nové hvězdy. V jednom okamžiku, kdy na povrch velmi horkého bílého trpaslíka spadlo příliš mnoho materiálu, teplota plynu v blízkosti povrchu prudce stoupne. To vyvolává explozivní výbuch jaderných reakcí. Výrazně se zvyšuje svítivost hvězdy. Taková ohniska se mohou opakovat a již se jim říká opakované nové. Opakované výrony jsou slabší než ty první, v důsledku čehož může hvězda zvýšit svou jasnost až desítkykrát, což ze Země pozorujeme jako vzhled „nové“ hvězdy.

snímek 15

"Neutronová hvězda"- 7. 8. Naměřené hmotnosti neutronových hvězd. Hvězdy s vyšší centrální hustotou a vyšší hmotností se ukazují jako nestabilní. Vnitřní struktura neutronové hvězdy. 2. Přímé zavedení vícečásticových sil do izovektorových kanálů: Relativistic Mean Field Model (RMF). Zavedení vícečásticových sil.

"Dvojité hvězdy"- Vizuální astrometrické dvojhvězdy zákrytové dvojhvězdy spektroskopické dvojhvězdy. Nejprve zjistíme, které hvězdy se tak nazývají. Co je zajímavé dvojhvězdy. Jednotlivé hvězdy nám takovou příležitost neposkytují. Posledním typem dvojhvězd jsou spektroskopické dvojhvězdy. Spektrální dvojky. Zákrytové dvojhvězdy.

"Hmotnost hvězd"- Hmotnost je téměř stejná jako Slunce a je 2,5krát větší než Země. Zdroj energie slunce a hvězd. Hlavní sekvence. Hustoty hvězd hlavní posloupnosti jsou srovnatelné s hustotou Slunce. Hmotnost hvězd je přibližně 1/20 až 100krát větší než hmotnost Slunce. Betelgeuse je červený veleobr.

"souhvězdí"- Jsou zde také hvězdy sedmé, osmé a dokonce osmnácté velikosti. Hvězda první velikosti je přesně 2,512krát jasnější než hvězda druhé velikosti. Za bezoblačné a bezměsíčné noci, daleko od obydlených oblastí, lze rozlišit asi 3000 hvězd. Zimní trojúhelník je vymyšlený nejjasnější hvězdy Orion, Velký pes a Malý pes.

"Astronomie souhvězdí"- Založeno především na pozorováních. Ale nejen Akida se do Galatey zamiloval. Spirální galaxie M74. Názvy souhvězdí byly spojeny s mýty, jmény bohů, jmény nástrojů a mechanismů. Začněme seznamování se souhvězdími z letní oblohy. Malý medvěd. Zvěrokruhy. Na severu visí obrácený kbelík Velkého vozu.