Embed Size (px)
Citation preview
Zvijezde u paruPromjenjive zvijezde
ZVIJEZDE U PARU ?
Dvojnih zvijezda ima otprilike koliko i jednostrukih!
POMRČINSKI DVOJNE ZVIJEZDE
zvijezde se gibaju tako da se u gibanju međusobno zaklanjaju.
Primjer :
Algol ( β Perzeja ) - vidljiva okom;
T < 3 dana ; glavna zvijezda i pratilac nisu jednakog sjaja.
PROMJENLJIVE I EKSPLOZIVNE ZVIJEZDE
Pulsirajući promjenljive zvijezde
najčešće divovske zvijezde nestalnog obujma ; njihova atmosfera pulsira
Pomrčinski promjenljive zvijezde
Tumačenje promjene sjaja… Oplošja zvijezda polumjera R1 i R2 se
odnose :
A1 / A2 = 4·R12π / 4·R2
2π = (R1/R2)2
Ako u dvojnom sustavu vrijedi R1 < R2onda vrijedi i:
U maksimumu sjaja dvojnog sustava , zvijezde jedna drugu ne prekrivaju :
L = L1 + L2
Za primarnog minimuma , druga zvijezda u potpunosti prekriva prvu:
Lp / L = L2 / L1 + L2
Za sekundarnog minimuma , prva zvijezda se nalazi ispred druge :
Ls / L = L1 +( L2 – (R1/R2)2·L2 ) / L1 + L2
Luminozitet zvijezde : L = σ ·A ·T4 = σ ·4 ·R2 ·π ·T4
Pomrčinski promjenljive zvijezde
Pulsirajuće promjenljive zvijezde
CEFEIDE ( ime po δ Cefeja ) periodi od 1 do 10-ak dana ,
prividna zvjezdana veličina se mijenja za nekoliko desetina do 1 – 2 zvjezdane veličine
divovi velikog sjaja ( 104 puta sjajnije od Sunca )
zvijezda to više zrači što ima duži period sjaja
Krivulja sjaja cefeida
Cefeide Prosječna prividna magnituda cefeide : ‹m› = (mmax + mmin) / 2
Period (T) cefeide se odredi iz grafa
Apsolutna magnituda cefeide se odredi iz zakona period – sjaj :
M = A + B· log T
A, B – konstante koje ovise o vrsti cefeide.
Za cefeidu , čiji je priložen m-t graf , vrijedi:
M = - 1,43 -2,81·log T(d)
Udaljenost cefeide se dobiva iz odnosa prividne i apsolutne magnitude.
Cefeida je u svom maksimumu sjajnija nego u minimumu za :
Emax : Emin = 2,512m(min) – m(max)
Krivulja sjaja cefeide u Velikom Magellanovom oblaku :
mmin = 15,96m , mmax= 15,20m , period T = ( 6,3 – 1,5 ) d = 4,8 d.
Najpoznatije δ-cefeide
Metode vizualnih ocjena sjaja promjenljivih zvijezda
Argelanderova metoda
Uspoređuje se u uvjetnim „stupnjevima“sjaj promjenljive zvijezde (v) s dvijeporedbene zvijezde najbliže po sjajupromjenjivoj zvijezdi od kojih je jedna (a)sjajnija, a druga (b) slabija odpromjenljive. Ocjene moraju bitimeđusobno neovisne:
a2v , v3b
a3v , v1b
a4v , v1b
…
Pickeringova metoda
Interpolacijska metoda. Odabiru se dvijeporedbene zvijezde (a , b) koje se nerazlikuju puno od sjaja promjenjivezvijezde. Poredbena zvijezda a je sjajnija , ab slabijeg sjaja od promjenljive (v). Intervalsjaja između a i b se u mislima podijeli na 10jednakih dijelova…
Ocjene se zapisuju u obliku :
a3v7b
a4v6b
…apv(10-p)b
Potrebne su poredbene zvijezde i karte okolina za odabrane promjenjive zvijezde.
Određivanje prividne magnitude zvijezde Fotografira se okolina zvijezde nepoznatog
sjaja. Za nekoliko okolnih zvijezda se znaprividni sjaj (prividnu magnitudu).
Površina slike zvijezde na fotografijiproporcionalna je prividnom sjaju zvijezde.
Iz promjera slika zvijezda dobije se površinapa se može nacrtati graf ovisnosti prividnogsjaja o površini.
Iz baždarnog dijagrama se nakonizračunavanja površine slike nepoznatezvijezde dobije njen prividni sjaj.
IRIS , An astronomical images processing software
Promjena polumjera zvijezde
Zvijezdi polumjera R1 smanjuje se polumjer na R2…
Po zakonu očuvanja momenta količine gibanja
L1 = L2 ; I1 ·ω1 = I2 ·ω2
Smanjenjem polumjera smanjuje se moment tromosti, a povećava kutna brzina.
(2/5)MR12·( v1/R1) = (2/5)MR2
2·( v2/R2)
Slijedi : R1·v1 = R2·v2
R1·( 2R1π/T1 ) = R2·( 2R2π/T2 )
R12 / T1 = R2
2 / T2
Određivanje udaljenosti galaksije
M
log P
4. s grafa M = f(P) očitati apsolutnu zvjezdanu veličinu M
M = m + 5 5 log r
2. izmjeriti prividnu zvjezdanu veličinu m1. pronaći u njoj cefeidu
3. mjeriti sjaj cefeide u vremenu, odrediti period pulsacija P
5. iz relacije - pc izračunati r
MIRIDE ( po zvijezdi Mira Ceti)
pulsirajući promjenljive zvijezde dugog perioda (mjeseci , godine)
Superdivovi niske temperature
Mira Ceti pri najvećem sjaju je m = 2 , a pri najmanjem se teško uočava
a) Mira, pulsirajuća promjenljiva s periodom od 332 d, snimljena u rendgenskom spektru, zajedno spratiocem nalazi se u plinovitoj atmosferi (simbiotska zvijezda).
b) Mirina krivulja sjaja. Dok je u maksimumu 2. magnitude, u minimumu, golim se okom zvijezda ne vidi.
a) b)
Što su nove?
NOVE ZVIJEZDE- od vremena do vremena pojavi se na nebu zvijezda koju se prije nije vidjelo- u kratkom roku sjaj zvijezde se povećao tisuće puta , a kroz nekoliko mjeseci se vrati na početni sjaj
m
vrijeme
NOVE
Nova se zvijezda sastoji od dvije zvijezde između kojih struji plin.Atmosfera veće zvijezde prelazi u manju. Manja je bijeli patuljak.
U bijelom patuljku pridošli plin (vodik) se pretvara u helij panakon nekog vremena nastupi eksplozija .
Poslije eksplozije tvar se i dalje nastavlja prenositi do slijedećeeksplozije …
0,5 MO
crveni div
10 /god-10
MO
C, N, O
20 10 K6
disk
bijeli patuljak
M MO~~
Kada dotokom tvari masa bijelog patuljka naraste iznad Chandrasekharove granice –javlja se eksplozija supernove tipa Ia!
Zbog gravitacijskog izvora energije zvijezda se zagrijava što dovodi dopaljenja ugljika u degeneriranom središtu. Budući da se degeneriranatvar s povišenjem temperature ne širi – i time hladi, rast temperatureje takav da se praktički u jednoj sekundi izgrade svi elementi doželjeza. Izgaranje ugljika posvemašnje je i dolazi do potpunog raspadabijelog patuljka. U središtu ekspandirajuće maglice neće biti ostatka!Sve se pretvorilo u maglicu.
Sve ove eksplozije imaju iste značajke, supernove Ia postižu isti sjaj: -19,3 ± 0,3.
SUPERNOVA I a: izgaranje bijelog patuljka u bliskom paru
SUPERNOVE
sjaj im se poveća mnogo više nego kod novih.
javljaju se rjeđe nego nove
ako je u jezgri jako masivne zvijezde utermonuklearnoj fuziji došlo do željeza, tlak u jezgripada, središte zvijezde se uruši, a atmosfera odlijeće usvemir. Od atmosfere preostaje samo maglica!
SUPERNOVE
Primjeri :
Rakovica ( M1 u Biku ), eksplozija 1054. g. - vidjeli kineski astronomi
1571. g. – Tycho Brache (Bracheova supernova)
1601.g. – Johannes Kepler (Keplerova supernova)
1901.g. – nova u Perzeju
1987.g. – nova u Velikom Magellanovom oblaku
Što ostaje nakon eksplozije supernove ?
1) neutronska zvijezda – polumjera 10-ak kilometara koja brzo rotira (stotinjak puta usekundi). Neke neutronske zvijezde se vide kao pulsari. Prvi puta su otkriveni1967.g. ( Jocelyn Bell/A. Hewish - radioastronomi )
2) crna jama –objekti jako malih dimenzija, a jako velike gustoće. Niti elektromagnetskozračenje ih ne može napustiti .
Pulsar
Pulsar Rakovice (M1)
CRNA RUPACrna rupa je nebesko tijelo koncentrirano od mase s gravitacijskim poljem tako jakim da čak i izlazna brzina iz najbližih točaka nadmašuje brzinu svjetlosti. To znači da ništa, pa čak ni svjetlost, ne može izaći iz nje otuda i naziv crna rupa.Teoretski crne rupe mogu biti bilo koje veličine, od mikroskopskih do onih veličine Svemira.Crne rupe iziskuju opći relativistički koncept zakrivljenog prostora-vremena (prostorno vremenskog kontinuuma), a njihove najuočljivije karakteristike se oslanjaju na izobličenje (distorziju) geometrije prostora koji ih okružuju.
Schwarzschildov polumjer
polumjer karakterističan za crne rupe
Polumjer tijela mase M koje se zboggravitacijskih sila urušilo do te mjereda više nikakve sile ne mogu spriječitinjegovo daljnje urušavanje.
Niti svjetlost u tim uvjetima ne moženapustiti tijelo.
Schwarzschildov polumjer - izvod
Crna rupa zapravo je nevidljiva jer guta svjetlost. Kako bi astronomi otkrili postojanjecrne rupe moraju proučavati okolne zvijezde tj. njihovo gibanje. Tamo gdje se nalazicrna rupa zvijezde se oko nje gibaju znatno brže nego u prostorima gdje crne rupe nisuprisutne.
U galaktici blizu naše Mliječne staze otkrivena je prva super masivna crna rupa.Znanstvenici su super masivne crne rupe nakon toga pronašli u još niz galaksija i timezaključili da se super masivne crne rupe nalaze u gotovo svim galaksijama.Ubrzo je otkriveno da se i u središtu naše galaksije Mliječne staze nalazi super masivnacrna rupa mase 2 milijuna puta veća od mase Sunca. Daljnja istraživanja pokazala su dase crne rupe nalaze u svim galaksijama. Crna rupa sastavni je dio svake galaksije, te čini0.5% njene mase.
Crna rupa također utječe i na sigmu (brzina kruženja zvijezda na rubu galaksije). Što jeveća masa crne rupe, brzina sigme je brža. Njihova povezanost ukazuje da su uprošlosti crne rupe i sigme bile blisko povezane.Do nedavno znanstvenici su mislili da su galaksije i zvijezde nastale sažimanjem plina,no novija istraživanja pokazuju da su crne rupe utjecale na stvaranje i razvoj galaksija.Nastale su urušavanjem velikog oblaka plina, te su nakon nastajanja vitlale velikekoličine plina i stvorile zvijezde i samu galaksiju.
Zvijezda u gravitacijskom polju crne rupe
Iz :
Fcp = Fg
mv2/r = GmM/r2
Slijedi :
M = rv2/ G
Zapaža se Dopplerov učinak u obliku periodičnogpomaka prema crvenom(udaljavanje) i modrom(približavanje).
z = v/c = ∆λ/ λ
v = c·∆λ/ λ , ( 1)
v = 2· r ·π / T , (2)
m
Udaljavanje : λ1 = λ + ∆λPribližavanje : λ2 = λ - ∆λ
λ1 - λ2 = 2·∆λ
GRUPA KLASA TIP
PROMJENLJIVEZVIJEZDE
INTRINZIČNO
EKSTRINZIČNO
POMRČINSKE DVOJNE
ROTIRAJUĆEPROMJENLJIVE
ERUPTIVNE(KATAKLIZMIČKE
EKSPLOZIVNE)
PERIODIČKIPROMJENLJIVE
Cefeide
RR Lyrae
RV Tauri
Dugoperiodičke
Tip I - Klasične
Tip II – W Virginis
Mire
Polupravilne
Supernove
Nove
Povratne nove
Patuljaste nove
Simbiotske
R Coronae Borealis
Ponovimo......
