Презентация на тему типы двойных звезд. Презентация на тему: "Переменные звёзды

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.

З В Ё З Д Ы

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.

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.

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.

Описание презентации по отдельным слайдам:

1 слайд

Описание слайда:

2 слайд

Описание слайда:

Яркость некоторых звезд непостоянна и изменяется в течение определенных периодов времени - от часов до недель или даже года. Яркость переменной звезды можно определить путем сравнения с окружающими звездами, имеющими постоянную яркость. Главная причина переменной яркости - в изменении размера звезды из-за ее нестабильности. Наиболее известны пульсирующие звезды класса Цефеид, названные по их прототипу - звезде дельта Цефея. Это желтые сверхгиганты, пульсирующие каждые несколько дней или недель, вследствие чего меняется их яркость.

3 слайд

Описание слайда:

Важность таких звезд для астрономов в том, что период их пульсации напрямую связан с яркостью: самые яркие Цефеиды имеют наибольший период пульсации. Следовательно, наблюдая период пульсации Цефеид, можно точно определить их яркость. Сравнивая вычисленную яркость с видимым с Земли блеском звезды, можно определить, как далеко она находится от нас. Цефеиды сравнительно редки. Самый многочисленный тип переменных звезд - это красные гиганты и сверхгиганты; все они в той или иной степени переменны, однако они не обладают такой четкой периодичностью, как Цефеиды. Наиболее известный пример изменчивого красного гиганта - это омикрон Кита, известная как Мира. Изменения некоторых красных переменных звезд, таких как сверхгигант Бетельгейзе, не имеют никакой закономерности.

4 слайд

Описание слайда:

К совершенно иному типу переменных звезд относятся двойные-затменные звезды. Они состоят из двух звезд с взаимосвязанными орбитами; одна из них периодически закрывает от нас другую. Каждый раз, когда одна звезда затмевает другую, видимый нами свет системы звезд ослабевает. Наиболее известная из таких - звезда Алголь, называемая также бета Персея.

5 слайд

Описание слайда:

Наибольшее впечатление производят переменные звезды, блеск которых изменяется внезапно и часто очень сильно. Их называют новыми и сверхновыми. Считается, что новая - это две близко расположенные звезды, одна из которых является белым карликом. Газ от другой звезды оттягивается белым карликом, взрывается, и свет звезды на некоторое время увеличивается в тысячи раз. При взрыве новой звезда не разрушается. Взрывы некоторых новых наблюдались не один раз, и, возможно, новые появляются вновь через некоторое время. Новые часто первыми замечают астрономы-любители. Еще более эффектны сверхновые - небесные катаклизмы, которые означают смерть звезды. При взрыве сверхновой звезда разрывается на кусочки и заканчивает свое существование, вспыхивая на время в миллионы раз сильнее, чем обычные звезды. Там, где происходит взрыв сверхновой, остаются обломки звезды, разлетающиеся в космическом пространстве, как, например, в Крабовидной туманности в созвездии Тельца и в туманности Вуаль созвездия Лебедь.

6 слайд

Описание слайда:

Сверхновые бывают двух типов. Один из них - это взрыв белого карлика в двойной звезде. Другой тип - когда звезда во много раз больше Солнца становится нестабильной и взрывается. Последняя сверхновая в нашей галактике наблюдалась в 1604 году, еще одна сверхновая вспыхнула и была видна невооруженным глазом в Большом Магеллановом Облаке в 1987 году.

7 слайд

Описание слайда:

Двойные звёзды Солнце является одиночной звездой. Но иногда две или несколько звезд расположены близко друг к другу и обращаются одна вокруг другой. Их называют двойными или кратными звездами. Их в Галактике очень много. Так, у звезды Мицар в созвездии Большой Медведицы есть спутник - Алькор. В зависимости от расстояния между ними двойные звезды обращаются друг вокруг друга быстро или медленно, и период обращения может составлять от нескольких дней до многих тысяч лет. Некоторые двойные звезды повернуты к Земле ребром плоскости своей орбиты, тогда одна звезда регулярно затмевает собой другую. При этом общая яркость звезд ослабевает. Мы воспринимаем это как перемену блеска звезды. Например, "дьявольская звезда" Алголь в созвездии Персея с древних времен известна как переменная звезда. Каждые 69 часов, - таков период обращения звезд в этой двойной системе, - происходит затмение более яркой звезды ее холодным и менее ярким соседом. С Земли это воспринимается как уменьшение ее блеска. Через десять часов звезды расходятся, и яркость системы опять становится максимальной.

8 слайд

Описание слайда:

Двойные звезды - это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести. Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

9 слайд

Описание слайда:

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

10 слайд

Описание слайда:

Спектроскопическая двойная звезда - это пара звезд, которые расположены слишком близко друг к другу и неразличимы в телескоп; существование второй звезды выявляется при анализе света с помощью спектроскопа.

11 слайд

Описание слайда:

Движение звёзд. В небе аналогами долготы и широты служат прямое восхождение и склонение. Прямое восхождение начинается в том месте, где Солнце каждый год пересекает небесный экватор в северном направлении. Эта точка, называемая точкой весеннего равноденствия, является небесным аналогом Гринвичского меридиана на Земле. Прямое восхождение измеряется в восточном направлении от точки весеннего равноденствия в часах, от 0 до 24. Каждый час прямого восхождения разделяется на 60 минут, а каждая минута - на 60 секунд. Склонение определяется в градусах к северу и к югу от небесного экватора, от 0 на экваторе до +90° на северном небесном полюсе и до -90° на южном небесном полюсе. Небесные полюса расположены непосредственно над полюсами Земли, а небесный экватор проходит прямо над головой, если смотреть с земного экватора. Таким образом, положение звезды или другого объекта можно точно определить по прямому восхождению и склонению, так же как по координатам точки на поверхности Земли. Координатные сетки в часах прямого восхождения и градусах склонения нанесены на звездные карты этой книги.

12 слайд

Описание слайда:

Однако картографы космического пространства сталкиваются с двумя проблемами, которые не возникают у картографов земной поверхности. Во-первых, каждая звезда медленно перемещается относительно окружающих звезд (собственное движение звезды). За некоторыми исключениями, например звезда Барнарда, это движение настолько медленное, что его можно определить только с помощью специальных измерений. Однако через много тысяч лет это движение приведет к полному изменению настоящей формы созвездий, часть звезд переместится в соседние созвездия. Когда-нибудь астрономам придется пересмотреть современную номенклатуру звезд и созвездий. Вторая проблема заключается в том, что общая координатная сетка смещается из-за колебания Земли в пространстве, которое называется прецессия. Это приводит к тому, что нулевая точка прямого восхождения совершает на небе полный оборот за 26 000 лет. Координаты всех точек на небе постепенно изменяются, поэтому обычно координаты небесных объектов приводятся на определенную дату.

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

Описание слайда:

Слайд 2