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Folientext:

Folientext: Arten von Doppelsternen Lassen Sie uns zunächst herausfinden, welche Sterne so heißen. Lassen Sie uns sofort die Art von Doppelsternen verwerfen, die „optische Doppelsterne“ genannt werden. Dabei handelt es sich um Sternpaare, die am Himmel zufällig nahe beieinander liegen, also in die gleiche Richtung weisen, aber im Weltraum tatsächlich durch große Entfernungen voneinander getrennt sind. Wir werden diese Art von Double nicht berücksichtigen. Wir werden uns für die Klasse der physikalischen Doppelsterne interessieren, also Sterne, die wirklich durch Gravitationswechselwirkung verbunden sind.

Folientext: Lage des Massenschwerpunkts Physikalisch gesehen rotieren Doppelsterne in Ellipsen um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt. Wenn Sie jedoch die Koordinaten eines Sterns relativ zu einem anderen messen, stellt sich heraus, dass sich die Sterne relativ zueinander auch in Ellipsen bewegen. In dieser Abbildung haben wir den massereicheren blauen Stern als Ursprung genommen. In einem solchen System beschreibt der Massenschwerpunkt (grüner Punkt) eine Ellipse um den blauen Stern. Ich möchte den Leser vor dem weit verbreiteten Missverständnis warnen, dass oft angenommen wird, dass ein massereicherer Stern einen masseärmeren Stern stärker anzieht als umgekehrt. Zwei beliebige Objekte ziehen sich gegenseitig gleichermaßen an. Ein Objekt mit großer Masse ist jedoch schwieriger zu bewegen. Und obwohl ein auf die Erde fallender Stein die Erde mit der gleichen Kraft anzieht wie seine Erde, ist es unmöglich, unseren Planeten mit dieser Kraft zu stören, und wir sehen, wie sich der Stein bewegt.

Folientext: Häufig gibt es jedoch sogenannte Mehrfachsysteme, also mit drei oder mehr Komponenten. Die Bewegung von drei oder mehr interagierenden Körpern ist jedoch instabil. In einem System von beispielsweise drei Sternen kann man immer ein Doppelsubsystem und einen dritten Stern unterscheiden, der sich um dieses Paar dreht. In einem Vier-Sterne-System kann es zwei binäre Subsysteme geben, die einen gemeinsamen Massenschwerpunkt umkreisen. Mit anderen Worten: In der Natur reduzieren sich stabile Mehrfachsysteme immer auf Systeme mit zwei Termen. Das System aus drei Sternen umfasst den bekannten Alpha Centauri, der von vielen als der uns am nächsten gelegene Stern angesehen wird, aber tatsächlich ist die dritte schwache Komponente dieses Systems – Proxima Centauri, ein Roter Zwerg – näher. Alle drei Sterne des Systems sind aufgrund ihrer Nähe separat sichtbar. Tatsächlich ist die Tatsache, dass ein Stern doppelt ist, manchmal durch ein Teleskop sichtbar. Solche Doubles werden visuelle Doubles genannt (nicht zu verwechseln mit optischen Doubles!). In der Regel handelt es sich hierbei nicht um enge Paare; die Abstände zwischen den Sternen in ihnen sind groß, viel größer als ihre eigene Größe.

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Folientext: Die Brillanz von Doppelsternen Oftmals unterscheiden sich paarweise Sterne stark in der Helligkeit, wobei ein dunkler Stern vom hellen überschattet wird. In solchen Fällen erfahren Astronomen manchmal etwas über die Dualität eines Sterns, indem sie die Bewegung eines hellen Sterns unter dem Einfluss eines unsichtbaren Satelliten von der für einen einzelnen Stern berechneten Flugbahn im Weltraum unterscheiden. Solche Paare werden astrometrische Binärdateien genannt. Insbesondere Sirius wurde lange Zeit als Doppelstern dieser Art klassifiziert, bis die Leistung von Teleskopen es ermöglichte, einen bisher unsichtbaren Satelliten zu erkennen – Sirius B. Dieses Paar wurde visuell doppelt. Es kommt vor, dass die Rotationsebene von Sternen um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt durch das Auge des Beobachters verläuft oder fast verläuft. Die Umlaufbahnen der Sterne eines solchen Systems befinden sich sozusagen direkt neben uns. Hier verdunkeln sich die Sterne regelmäßig gegenseitig, die Helligkeit des gesamten Paares ändert sich im gleichen Zeitraum. Diese Art von Binärdatei wird als Eclipsing-Binärdatei bezeichnet. Wenn wir über die Variabilität eines Sterns sprechen, dann wird ein solcher Stern als Verfinsterungsvariable bezeichnet, was auch auf seine Dualität hinweist. Der allererste entdeckte und berühmteste Doppelstern dieser Art ist der Stern Algol (Auge des Teufels) im Sternbild Perseus.

Folientext:

Folientext: Spektral binäre Sterne Die letzte Art von Binärsternen ist der spektrale Binärstern. Ihre Dualität wird durch die Untersuchung des Spektrums des Sterns bestimmt, in dem periodische Verschiebungen der Absorptionslinien festgestellt werden, oder es ist klar, dass die Linien doppelt sind, worauf die Schlussfolgerung über die Dualität des Sterns basiert.

Folientext: Warum sind Doppelsterne interessant? Erstens ermöglichen sie es, die Massen von Sternen herauszufinden, da sie am einfachsten und zuverlässigsten aus der sichtbaren Wechselwirkung zweier Körper berechnet werden können. Direkte Beobachtungen ermöglichen es, das Gesamtgewicht des Systems herauszufinden, und wenn wir dazu die bekannten Beziehungen zwischen den Massen der Sterne und ihrer Leuchtkraft hinzufügen, die oben in der Geschichte über das Schicksal der Sterne besprochen wurden, dann sind wir es kann die Massen der Komponenten ermitteln und die Theorie testen. Einzelne Sterne bieten uns eine solche Möglichkeit nicht. Darüber hinaus kann sich das Schicksal von Sternen in solchen Systemen, wie bereits erwähnt, deutlich vom Schicksal derselben Einzelsterne unterscheiden. Himmelspaare, deren Abstände im Vergleich zur Größe der Sterne selbst groß sind, leben in allen Phasen ihres Lebens nach den gleichen Gesetzen wie Einzelsterne, ohne sich gegenseitig zu stören. In diesem Sinne manifestiert sich ihre Dualität in keiner Weise.

Folie Nr. 10

Folientext: Enge Paare: Der erste Massenaustausch Doppelsterne werden gemeinsam aus demselben Gas- und Staubnebel geboren, sind gleich alt, haben aber oft unterschiedliche Massen. Wir wissen bereits, dass massereichere Sterne „schneller“ leben, daher wird ein massereicherer Stern seinen Gegenspieler im Laufe der Evolution überholen. Es wird sich ausdehnen und zu einem Riesen werden. In diesem Fall kann die Größe des Sterns so groß werden, dass Materie von einem Stern (aufgeblasen) zu einem anderen zu fließen beginnt. Dadurch kann die Masse des zunächst leichteren Sterns größer werden als die des zunächst schweren! Außerdem werden wir zwei gleichaltrige Sterne bekommen, und der massereichere Stern befindet sich noch in der Hauptreihe, das heißt, in seinem Zentrum ist die Synthese von Helium aus Wasserstoff noch im Gange, und der leichtere Stern hat seine bereits aufgebraucht Wasserstoff, und darin hat sich ein Heliumkern gebildet. Denken wir daran, dass dies in der Welt der einzelnen Sterne nicht passieren kann. Aufgrund der Diskrepanz zwischen dem Alter des Sterns und seiner Masse wird dieses Phänomen zu Ehren desselben Doppelsternsystems der Sonnenfinsternis Algol-Paradoxon genannt. Der Stern Beta Lyrae ist ein weiteres Paar, das gerade Masse austauscht.

Folie Nr. 11

Folientext: Materie eines aufgeblasenen Sterns, die auf eine weniger massereiche Komponente fließt, fällt nicht sofort darauf (die gegenseitige Rotation der Sterne verhindert dies), sondern bildet zunächst eine rotierende Materiescheibe um den kleineren Stern. Die Reibungskräfte in dieser Scheibe verringern die Geschwindigkeit der Materieteilchen und sie setzen sich auf der Oberfläche des Sterns ab. Dieser Vorgang wird als Akkretion bezeichnet, und die resultierende Scheibe wird als Akkretion bezeichnet. Dadurch weist der zunächst massereichere Stern eine ungewöhnliche chemische Zusammensetzung auf: Der gesamte Wasserstoff in seinen äußeren Schichten fließt zu einem anderen Stern und hinterlässt nur einen Heliumkern mit Beimischungen schwererer Elemente. Ein solcher Stern, Heliumstern genannt, entwickelt sich je nach Masse schnell zu einem Weißen Zwerg oder einem relativistischen Stern. Gleichzeitig kam es zu einer wichtigen Veränderung im gesamten Doppelsternsystem: Der zunächst massereichere Stern gab diese Überlegenheit auf.

Folie Nr. 12

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Folie Nr. 13

Folientext: Zweiter Massenaustausch In binären Systemen gibt es auch Röntgenpulsare, die in einem Wellenlängenbereich höherer Energie emittieren. Diese Strahlung ist mit der Ansammlung von Materie in der Nähe der Magnetpole eines relativistischen Sterns verbunden. Die Akkretionsquelle sind Sternwindteilchen, die vom zweiten Stern emittiert werden (der Sonnenwind hat die gleiche Natur). Wenn der Stern groß ist, erreicht der Sternwind eine erhebliche Dichte und die Energie der Röntgenpulsarstrahlung kann Hunderte und Tausende von Sonnenleuchtkräften erreichen. Ein Röntgenpulsar ist die einzige Möglichkeit, ein Schwarzes Loch indirekt zu entdecken, das, wie wir uns erinnern, nicht sichtbar ist. Und ein Neutronenstern ist ein seltenes Objekt für die visuelle Beobachtung. Das ist noch lange nicht alles. Auch der zweite Stern wird sich früher oder später aufblähen und Materie wird zu seinem Nachbarn fließen. Und dies ist bereits der zweite Materieaustausch in einem binären System. Nachdem er große Größen erreicht hat, beginnt der zweite Stern, das zurückzugeben, was beim ersten Austausch genommen wurde.

Folie Nr. 14

Folientext: Wenn an der Stelle des ersten Sterns ein Weißer Zwerg erscheint, können durch den zweiten Austausch Fackeln auf seiner Oberfläche entstehen, die wir als neue Sterne beobachten. Sobald zu viel Material auf die Oberfläche eines sehr heißen Weißen Zwergs fällt, steigt die Temperatur des Gases in der Nähe der Oberfläche stark an. Dies löst einen explosiven Ausbruch nuklearer Reaktionen aus. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt deutlich zu. Solche Ausbrüche können wiederholt werden und werden als wiederholte neue Ausbrüche bezeichnet. Wiederholte Ausbrüche sind schwächer als die ersten, wodurch der Stern seine Helligkeit um das Zehnfache steigern kann, was wir von der Erde aus als das Erscheinen eines „neuen“ Sterns beobachten.

Folie Nr. 15

Folientext: Ein weiteres Ergebnis in einem Weißen-Zwerg-System ist eine Supernova-Explosion. Die Folge des Materieflusses vom zweiten Stern könnte sein, dass der Weiße Zwerg eine maximale Masse von 1,4 Sonnenmassen erreicht. Wenn es sich bereits um einen eisernen Weißen Zwerg handelt, kann er die Gravitationskompression nicht aufrechterhalten und explodieren. Supernova-Explosionen in Doppelsternsystemen sind in Helligkeit und Entwicklung einander sehr ähnlich, da Sterne immer mit der gleichen Masse explodieren – 1,4 Sonnen. Erinnern wir uns daran, dass bei Einzelsternen der zentrale Eisenkern diese kritische Masse erreicht und die äußeren Schichten unterschiedliche Massen haben können. In binären Systemen fehlen diese Schichten, wie aus unserer Erzählung hervorgeht, fast nicht. Deshalb haben solche Fackeln die gleiche Leuchtkraft. Indem wir sie in entfernten Galaxien beobachten, können wir Entfernungen berechnen, die viel größer sind, als mit der Sternparallaxe oder den Cepheiden bestimmt werden können. Der Verlust eines erheblichen Teils der Masse des gesamten Systems infolge einer Supernova-Explosion kann zum Zerfall eines Doppelsternsystems führen. Die Anziehungskraft der Schwerkraft zwischen den Bauteilen wird stark reduziert und sie können aufgrund der Trägheit ihrer Bewegung auseinanderfliegen.

Folie Nr. 16

Folientext: Astronomische Doppelsterne

Arten von Doppelsternen Lassen Sie uns zunächst herausfinden, welche Sterne so heißen. Lassen Sie uns sofort die Art von Doppelsternen verwerfen, die „optische Doppelsterne“ genannt werden. Dabei handelt es sich um Sternpaare, die am Himmel zufällig nahe beieinander liegen, also in die gleiche Richtung weisen, aber im Weltraum tatsächlich durch große Entfernungen voneinander getrennt sind. Wir werden diese Art von Double nicht berücksichtigen. Wir werden uns für die Klasse der physikalischen Doppelsterne interessieren, also Sterne, die wirklich durch Gravitationswechselwirkung verbunden sind.

Lage des Massenschwerpunkts Physikalisch gesehen rotieren Doppelsterne in Ellipsen um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt. Wenn Sie jedoch die Koordinaten eines Sterns relativ zu einem anderen messen, stellt sich heraus, dass sich die Sterne relativ zueinander auch in Ellipsen bewegen. In dieser Abbildung haben wir den massereicheren blauen Stern als Ursprung genommen. In einem solchen System beschreibt der Massenschwerpunkt (grüner Punkt) eine Ellipse um den blauen Stern. Ich möchte den Leser vor dem weit verbreiteten Missverständnis warnen, dass oft angenommen wird, dass ein massereicherer Stern einen masseärmeren Stern stärker anzieht als umgekehrt. Zwei beliebige Objekte ziehen sich gegenseitig gleichermaßen an. Ein Objekt mit großer Masse ist jedoch schwieriger zu bewegen. Und obwohl ein auf die Erde fallender Stein die Erde mit der gleichen Kraft anzieht wie seine Erde, ist es unmöglich, unseren Planeten mit dieser Kraft zu stören, und wir sehen, wie sich der Stein bewegt.

Häufig handelt es sich jedoch um sogenannte Mehrfachsysteme mit drei oder mehr Komponenten. Die Bewegung von drei oder mehr interagierenden Körpern ist jedoch instabil. In einem System von beispielsweise drei Sternen kann man immer ein Doppelsubsystem und einen dritten Stern unterscheiden, der sich um dieses Paar dreht. In einem Vier-Sterne-System kann es zwei binäre Subsysteme geben, die einen gemeinsamen Massenschwerpunkt umkreisen. Mit anderen Worten: In der Natur reduzieren sich stabile Mehrfachsysteme immer auf Systeme mit zwei Termen. Das System aus drei Sternen umfasst den bekannten Alpha Centauri, der von vielen als der uns am nächsten gelegene Stern angesehen wird, aber tatsächlich ist die dritte schwache Komponente dieses Systems – Proxima Centauri, ein Roter Zwerg – näher. Alle drei Sterne des Systems sind aufgrund ihrer Nähe separat sichtbar. Tatsächlich ist die Tatsache, dass ein Stern doppelt ist, manchmal durch ein Teleskop sichtbar. Solche Doubles werden visuelle Doubles genannt (nicht zu verwechseln mit optischen Doubles!). In der Regel handelt es sich hierbei nicht um enge Paare; die Abstände zwischen den Sternen in ihnen sind groß, viel größer als ihre eigene Größe.

Der Glanz von Doppelsternen Oftmals unterscheiden sich die Sterne in Paaren stark in der Helligkeit; der dunkle Stern wird vom hellen überschattet. In solchen Fällen erfahren Astronomen manchmal etwas über die Dualität eines Sterns, indem sie die Bewegung eines hellen Sterns unter dem Einfluss eines unsichtbaren Satelliten von der für einen einzelnen Stern berechneten Flugbahn im Weltraum unterscheiden. Solche Paare werden astrometrische Binärdateien genannt. Insbesondere Sirius wurde lange Zeit als Doppelstern dieser Art klassifiziert, bis die Leistung von Teleskopen es ermöglichte, einen bisher unsichtbaren Satelliten zu erkennen – Sirius B. Dieses Paar wurde visuell doppelt. Es kommt vor, dass die Rotationsebene von Sternen um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt durch das Auge des Beobachters verläuft oder fast verläuft. Die Umlaufbahnen der Sterne eines solchen Systems befinden sich sozusagen direkt neben uns. Hier verdunkeln sich die Sterne regelmäßig gegenseitig, die Helligkeit des gesamten Paares ändert sich im gleichen Zeitraum. Diese Art von Binärdatei wird als Eclipsing-Binärdatei bezeichnet. Wenn wir über die Variabilität eines Sterns sprechen, dann wird ein solcher Stern als Verfinsterungsvariable bezeichnet, was auch auf seine Dualität hinweist. Der allererste entdeckte und berühmteste Doppelstern dieser Art ist der Stern Algol (Auge des Teufels) im Sternbild Perseus.

Spektrale Doppelsterne Die letzte Art von Doppelsternen ist der spektrale Doppelstern. Ihre Dualität wird durch die Untersuchung des Spektrums des Sterns bestimmt, in dem periodische Verschiebungen der Absorptionslinien festgestellt werden, oder es ist klar, dass die Linien doppelt sind, worauf die Schlussfolgerung über die Dualität des Sterns basiert.

Warum sind Doppelsterne interessant? Erstens ermöglichen sie es, die Massen von Sternen herauszufinden, da sie am einfachsten und zuverlässigsten aus der sichtbaren Wechselwirkung zweier Körper berechnet werden können. Direkte Beobachtungen ermöglichen es, das Gesamtgewicht des Systems herauszufinden, und wenn wir dazu die bekannten Beziehungen zwischen den Massen der Sterne und ihrer Leuchtkraft hinzufügen, die oben in der Geschichte über das Schicksal der Sterne besprochen wurden, dann sind wir es kann die Massen der Komponenten ermitteln und die Theorie testen. Einzelne Sterne bieten uns eine solche Möglichkeit nicht. Darüber hinaus kann sich das Schicksal von Sternen in solchen Systemen, wie bereits erwähnt, deutlich vom Schicksal derselben Einzelsterne unterscheiden. Himmelspaare, deren Abstände im Vergleich zur Größe der Sterne selbst groß sind, leben in allen Phasen ihres Lebens nach den gleichen Gesetzen wie Einzelsterne, ohne sich gegenseitig zu stören. In diesem Sinne manifestiert sich ihre Dualität in keiner Weise.

Enge Paare: Der erste Massenaustausch Doppelsterne werden gemeinsam aus demselben Gas- und Staubnebel geboren; sie sind gleich alt, haben aber oft unterschiedliche Massen. Wir wissen bereits, dass massereichere Sterne „schneller“ leben, daher wird ein massereicherer Stern seinen Gegenspieler im Laufe der Evolution überholen. Es wird sich ausdehnen und zu einem Riesen werden. In diesem Fall kann die Größe des Sterns so groß werden, dass Materie von einem Stern (aufgeblasen) zu einem anderen zu fließen beginnt. Dadurch kann die Masse des zunächst leichteren Sterns größer werden als die des zunächst schweren! Außerdem werden wir zwei gleichaltrige Sterne bekommen, und der massereichere Stern befindet sich noch in der Hauptreihe, das heißt, in seinem Zentrum ist die Synthese von Helium aus Wasserstoff noch im Gange, und der leichtere Stern hat seine bereits aufgebraucht Wasserstoff, und darin hat sich ein Heliumkern gebildet. Denken wir daran, dass dies in der Welt der einzelnen Sterne nicht passieren kann. Aufgrund der Diskrepanz zwischen dem Alter des Sterns und seiner Masse wird dieses Phänomen zu Ehren desselben Doppelsternsystems der Sonnenfinsternis Algol-Paradoxon genannt. Der Stern Beta Lyrae ist ein weiteres Paar, das gerade Masse austauscht.

Die Materie des aufgeblasenen Sterns, die auf die masseärmere Komponente fließt, fällt nicht sofort auf diese (die gegenseitige Rotation der Sterne verhindert dies), sondern bildet zunächst eine rotierende Materiescheibe um den kleineren Stern. Die Reibungskräfte in dieser Scheibe verringern die Geschwindigkeit der Materieteilchen und sie setzen sich auf der Oberfläche des Sterns ab. Dieser Vorgang wird als Akkretion bezeichnet, und die resultierende Scheibe wird als Akkretion bezeichnet. Dadurch weist der zunächst massereichere Stern eine ungewöhnliche chemische Zusammensetzung auf: Der gesamte Wasserstoff in seinen äußeren Schichten fließt zu einem anderen Stern und hinterlässt nur einen Heliumkern mit Beimischungen schwererer Elemente. Ein solcher Stern, Heliumstern genannt, entwickelt sich je nach Masse schnell zu einem Weißen Zwerg oder einem relativistischen Stern. Gleichzeitig kam es zu einer wichtigen Veränderung im gesamten Doppelsternsystem: Der zunächst massereichere Stern gab diese Überlegenheit auf. Die Materie des aufgeblasenen Sterns, die auf die masseärmere Komponente fließt, fällt nicht sofort auf diese (die gegenseitige Rotation der Sterne verhindert dies), sondern bildet zunächst eine rotierende Materiescheibe um den kleineren Stern. Die Reibungskräfte in dieser Scheibe verringern die Geschwindigkeit der Materieteilchen und sie setzen sich auf der Oberfläche des Sterns ab. Dieser Vorgang wird als Akkretion bezeichnet, und die resultierende Scheibe wird als Akkretion bezeichnet. Dadurch weist der zunächst massereichere Stern eine ungewöhnliche chemische Zusammensetzung auf: Der gesamte Wasserstoff in seinen äußeren Schichten fließt zu einem anderen Stern und hinterlässt nur einen Heliumkern mit Beimischungen schwererer Elemente. Ein solcher Stern, Heliumstern genannt, entwickelt sich je nach Masse schnell zu einem Weißen Zwerg oder einem relativistischen Stern. Gleichzeitig kam es zu einer wichtigen Veränderung im gesamten Doppelsternsystem: Der zunächst massereichere Stern gab diese Überlegenheit auf.

Zweiter Massenaustausch In binären Systemen gibt es auch Röntgenpulsare, die in einem Wellenlängenbereich höherer Energie emittieren. Diese Strahlung ist mit der Ansammlung von Materie in der Nähe der Magnetpole eines relativistischen Sterns verbunden. Die Akkretionsquelle sind Sternwindteilchen, die vom zweiten Stern emittiert werden (der Sonnenwind hat die gleiche Natur). Wenn der Stern groß ist, erreicht der Sternwind eine erhebliche Dichte und die Energie der Röntgenpulsarstrahlung kann Hunderte und Tausende von Sonnenleuchtkräften erreichen. Ein Röntgenpulsar ist die einzige Möglichkeit, ein Schwarzes Loch indirekt zu entdecken, das, wie wir uns erinnern, nicht sichtbar ist. Und ein Neutronenstern ist ein seltenes Objekt für die visuelle Beobachtung. Das ist noch lange nicht alles. Auch der zweite Stern wird sich früher oder später aufblähen und Materie wird zu seinem Nachbarn fließen. Und dies ist bereits der zweite Materieaustausch in einem binären System. Nachdem er große Größen erreicht hat, beginnt der zweite Stern, das zurückzugeben, was beim ersten Austausch genommen wurde.

Wenn an der Stelle des ersten Sterns ein Weißer Zwerg erscheint, können durch den zweiten Austausch Fackeln auf seiner Oberfläche entstehen, die wir als neue Sterne beobachten. Sobald zu viel Material auf die Oberfläche eines sehr heißen Weißen Zwergs fällt, steigt die Temperatur des Gases in der Nähe der Oberfläche stark an. Dies löst einen explosiven Ausbruch nuklearer Reaktionen aus. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt deutlich zu. Solche Ausbrüche können wiederholt werden und werden als wiederholte neue Ausbrüche bezeichnet. Wiederholte Ausbrüche sind schwächer als die ersten, wodurch der Stern seine Helligkeit um das Zehnfache steigern kann, was wir von der Erde aus als das Erscheinen eines „neuen“ Sterns beobachten. Wenn an der Stelle des ersten Sterns ein Weißer Zwerg erscheint, können durch den zweiten Austausch Fackeln auf seiner Oberfläche entstehen, die wir als neue Sterne beobachten. Sobald zu viel Material auf die Oberfläche eines sehr heißen Weißen Zwergs fällt, steigt die Temperatur des Gases in der Nähe der Oberfläche stark an. Dies löst einen explosiven Ausbruch nuklearer Reaktionen aus. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt deutlich zu. Solche Ausbrüche können wiederholt werden und werden als wiederholte neue Ausbrüche bezeichnet. Wiederholte Ausbrüche sind schwächer als die ersten, wodurch der Stern seine Helligkeit um das Zehnfache steigern kann, was wir von der Erde aus als das Erscheinen eines „neuen“ Sterns beobachten.

Ein weiteres Ergebnis in einem Weißen-Zwerg-System ist eine Supernova-Explosion. Die Folge des Materieflusses vom zweiten Stern könnte sein, dass der Weiße Zwerg eine maximale Masse von 1,4 Sonnenmassen erreicht. Wenn es sich bereits um einen eisernen Weißen Zwerg handelt, kann er die Gravitationskompression nicht aufrechterhalten und explodieren. Supernova-Explosionen in Doppelsternsystemen sind in Helligkeit und Entwicklung einander sehr ähnlich, da Sterne immer mit der gleichen Masse explodieren – 1,4 Sonnen. Erinnern wir uns daran, dass bei Einzelsternen der zentrale Eisenkern diese kritische Masse erreicht und die äußeren Schichten unterschiedliche Massen haben können. In binären Systemen fehlen diese Schichten, wie aus unserer Erzählung hervorgeht, fast nicht. Deshalb haben solche Fackeln die gleiche Leuchtkraft. Indem wir sie in entfernten Galaxien beobachten, können wir Entfernungen berechnen, die viel größer sind, als mit der Sternparallaxe oder den Cepheiden bestimmt werden können. Ein weiteres Ergebnis in einem Weißen-Zwerg-System ist eine Supernova-Explosion. Die Folge des Materieflusses vom zweiten Stern könnte sein, dass der Weiße Zwerg eine maximale Masse von 1,4 Sonnenmassen erreicht. Wenn es sich bereits um einen eisernen Weißen Zwerg handelt, kann er die Gravitationskompression nicht aufrechterhalten und explodieren. Supernova-Explosionen in Doppelsternsystemen sind in Helligkeit und Entwicklung einander sehr ähnlich, da Sterne immer mit der gleichen Masse explodieren – 1,4 Sonnen. Erinnern wir uns daran, dass bei Einzelsternen der zentrale Eisenkern diese kritische Masse erreicht und die äußeren Schichten unterschiedliche Massen haben können. In binären Systemen fehlen diese Schichten, wie aus unserer Erzählung hervorgeht, fast nicht. Deshalb haben solche Fackeln die gleiche Leuchtkraft. Indem wir sie in entfernten Galaxien beobachten, können wir Entfernungen berechnen, die viel größer sind, als mit der Sternparallaxe oder den Cepheiden bestimmt werden können. Der Verlust eines erheblichen Teils der Masse des gesamten Systems infolge einer Supernova-Explosion kann zum Zerfall eines Doppelsternsystems führen. Die Anziehungskraft der Schwerkraft zwischen den Bauteilen wird stark reduziert und sie können aufgrund der Trägheit ihrer Bewegung auseinanderfliegen.

Das Werk kann für Unterricht und Berichte zum Thema „Astronomie“ verwendet werden.

Vorgefertigte Präsentationen zur Astronomie helfen dabei, die in der Galaxie und im Weltraum ablaufenden Prozesse anschaulich darzustellen. Sowohl Lehrer als auch Schüler können die Präsentation zum Thema Astronomie herunterladen. Schulpräsentationen zur Astronomie aus unserer Sammlung decken alle Astronomiethemen ab, die Kinder in der weiterführenden Schule lernen.

Mizar und Alcor werden nicht nur nebeneinander auf die Himmelskugel projiziert, sondern bewegen sich auch um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Die Umlaufzeit beträgt etwa 2 Milliarden Jahre. In der Galaxie gibt es viele Doppel- und Mehrfachsterne. Mira – Omicron Ceti – Doppelstern. Foto a zeigt die Komponenten eines Doppelsterns in einer Entfernung von 0,6 Zoll. Die Fotos b und c zeigen, dass ihre Form nicht kugelförmig ist, sondern ein Schweif ist von Mira aus in Richtung des kleineren Sterns sichtbar. Dies kann auf die Gravitationswechselwirkung von Mira zurückzuführen sein Ceti mit seinem Begleiter ac b

Mehrere Systeme erscheinen mit bloßem Auge oft als einzelne Sterne. Mit guten Ferngläsern und Teleskopen kann man ihre Dualität bzw. Vielfältigkeit erkennen. Der Stern ε Lyrae ist ein physikalisches System, das aus zwei nahe beieinander liegenden Sternpaaren ε 1 und ε 2 besteht. Mehrere Sterne

Der Stern θ Orionis ist ein komplexes Mehrfachsystem. θ 1 und θ 2 erscheinen bei Betrachtung durch ein kleines Teleskop als Vierfachsystem und als Dreifachsystem. Mit einem starken Teleskop können Sie noch mehr Sterne sehen. Das gesamte System wird Trapez des Orion genannt. Trapez des Orion (Mitte)

Ein Beispiel für ein Mehrfachsystem ist α Centauri (Rigil Centaurus), das sich 4,3 Lichtjahre von der Sonne entfernt befindet. Komponente C hat die Koordinaten α = 14 h 26 m, δ = –62°28 "und ist der sonnennächste Stern. Sein richtiger Name ist Proxima Centauri. Rigil Centaurus ist das sonnennächste Sternensystem

Das Gesetz der universellen Gravitation und die von Newton verallgemeinerten Keplerschen Gesetze sind auf Doppelsternsysteme anwendbar. Dadurch können wir die Masse von Sternen in Doppelsternsystemen abschätzen. Nach dem dritten Keplerschen Gesetz können wir das Verhältnis schreiben, wobei m 1 und m 2 die Massen zweier Sterne mit einer Umlaufzeit P sind und A die große Halbachse der Umlaufbahn eines Sterns ist, der einen anderen Stern umkreist. Die Massen M und m sind die Massen der Sonne und der Erde, T = 1 Jahr, und die Entfernung von der Erde zur Sonne. Diese Formel gibt die Summe der Massen der Komponenten eines Doppelsterns an, d. h. Mitglieder dieses Systems. α – Winkelabstand zwischen den Komponenten π – Jahresparallaxe des Sterns Wenn die Abstände der Sterne zu ihrem gemeinsamen Schwerpunkt aus Beobachtungen bestimmt werden, kann die Masse jedes Sterns bestimmt werden.

Folie 1

Folienbeschreibung:

Folie 2

Folienbeschreibung:

Arten von Doppelsternen Lassen Sie uns zunächst herausfinden, welche Sterne so heißen. Lassen Sie uns sofort die Art von Doppelsternen verwerfen, die „optische Doppelsterne“ genannt werden. Dabei handelt es sich um Sternpaare, die am Himmel zufällig nahe beieinander liegen, also in die gleiche Richtung weisen, aber im Weltraum tatsächlich durch große Entfernungen voneinander getrennt sind. Wir werden diese Art von Double nicht berücksichtigen. Wir werden uns für die Klasse der physikalischen Doppelsterne interessieren, also Sterne, die wirklich durch Gravitationswechselwirkung verbunden sind.

Folie 3

Folienbeschreibung:

Folie 4

Folienbeschreibung:

Folie 5

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Folie 6

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Folie 7

Folienbeschreibung:

Folie 8

Folienbeschreibung:

Folie 9

Folienbeschreibung:

Warum sind Doppelsterne interessant? Erstens ermöglichen sie es, die Massen von Sternen herauszufinden, da sie am einfachsten und zuverlässigsten aus der sichtbaren Wechselwirkung zweier Körper berechnet werden können. Direkte Beobachtungen ermöglichen es, das Gesamtgewicht des Systems herauszufinden, und wenn wir dazu die bekannten Beziehungen zwischen den Massen der Sterne und ihrer Leuchtkraft hinzufügen, die oben in der Geschichte über das Schicksal der Sterne besprochen wurden, dann sind wir es kann die Massen der Komponenten ermitteln und die Theorie testen. Einzelne Sterne bieten uns eine solche Möglichkeit nicht. Darüber hinaus kann sich das Schicksal von Sternen in solchen Systemen, wie bereits erwähnt, deutlich vom Schicksal derselben Einzelsterne unterscheiden. Himmelspaare, deren Abstände im Vergleich zur Größe der Sterne selbst groß sind, leben in allen Phasen ihres Lebens nach den gleichen Gesetzen wie Einzelsterne, ohne sich gegenseitig zu stören. In diesem Sinne manifestiert sich ihre Dualität in keiner Weise.

Folie 10

Folienbeschreibung:

Enge Paare: Der erste Massenaustausch Doppelsterne werden gemeinsam aus demselben Gas- und Staubnebel geboren; sie sind gleich alt, haben aber oft unterschiedliche Massen. Wir wissen bereits, dass massereichere Sterne „schneller“ leben, daher wird ein massereicherer Stern seinen Gegenspieler im Laufe der Evolution überholen. Es wird sich ausdehnen und zu einem Riesen werden. In diesem Fall kann die Größe des Sterns so groß werden, dass Materie von einem Stern (aufgeblasen) zu einem anderen zu fließen beginnt. Dadurch kann die Masse des zunächst leichteren Sterns größer werden als die des zunächst schweren! Außerdem werden wir zwei gleichaltrige Sterne bekommen, und der massereichere Stern befindet sich noch in der Hauptreihe, das heißt, in seinem Zentrum ist die Synthese von Helium aus Wasserstoff noch im Gange, und der leichtere Stern hat seine bereits aufgebraucht Wasserstoff, und darin hat sich ein Heliumkern gebildet. Denken wir daran, dass dies in der Welt der einzelnen Sterne nicht passieren kann. Aufgrund der Diskrepanz zwischen dem Alter des Sterns und seiner Masse wird dieses Phänomen zu Ehren desselben Doppelsternsystems der Sonnenfinsternis Algol-Paradoxon genannt. Der Stern Beta Lyrae ist ein weiteres Paar, das gerade Masse austauscht.

Folie 11

Folienbeschreibung:

Folie 12

Folienbeschreibung:

Folie 13

Folienbeschreibung:

Zweiter Massenaustausch In binären Systemen gibt es auch Röntgenpulsare, die in einem Wellenlängenbereich höherer Energie emittieren. Diese Strahlung ist mit der Ansammlung von Materie in der Nähe der Magnetpole eines relativistischen Sterns verbunden. Die Akkretionsquelle sind Sternwindteilchen, die vom zweiten Stern emittiert werden (der Sonnenwind hat die gleiche Natur). Wenn der Stern groß ist, erreicht der Sternwind eine erhebliche Dichte und die Energie der Röntgenpulsarstrahlung kann Hunderte und Tausende von Sonnenleuchtkräften erreichen. Ein Röntgenpulsar ist die einzige Möglichkeit, ein Schwarzes Loch indirekt zu entdecken, das, wie wir uns erinnern, nicht sichtbar ist. Und ein Neutronenstern ist ein seltenes Objekt für die visuelle Beobachtung. Das ist noch lange nicht alles. Auch der zweite Stern wird sich früher oder später aufblähen und Materie wird zu seinem Nachbarn fließen. Und dies ist bereits der zweite Materieaustausch in einem binären System. Nachdem er große Größen erreicht hat, beginnt der zweite Stern, das zurückzugeben, was beim ersten Austausch genommen wurde.

Folie 14

Folienbeschreibung:

Wenn an der Stelle des ersten Sterns ein Weißer Zwerg erscheint, können durch den zweiten Austausch Fackeln auf seiner Oberfläche entstehen, die wir als neue Sterne beobachten. Sobald zu viel Material auf die Oberfläche eines sehr heißen Weißen Zwergs fällt, steigt die Temperatur des Gases in der Nähe der Oberfläche stark an. Dies löst einen explosiven Ausbruch nuklearer Reaktionen aus. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt deutlich zu. Solche Ausbrüche können wiederholt werden und werden als wiederholte neue Ausbrüche bezeichnet. Wiederholte Ausbrüche sind schwächer als die ersten, wodurch der Stern seine Helligkeit um das Zehnfache steigern kann, was wir von der Erde aus als das Erscheinen eines „neuen“ Sterns beobachten. Wenn an der Stelle des ersten Sterns ein Weißer Zwerg erscheint, können durch den zweiten Austausch Fackeln auf seiner Oberfläche entstehen, die wir als neue Sterne beobachten. Sobald zu viel Material auf die Oberfläche eines sehr heißen Weißen Zwergs fällt, steigt die Temperatur des Gases in der Nähe der Oberfläche stark an. Dies löst einen explosiven Ausbruch nuklearer Reaktionen aus. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt deutlich zu. Solche Ausbrüche können wiederholt werden und werden als wiederholte neue Ausbrüche bezeichnet. Wiederholte Ausbrüche sind schwächer als die ersten, wodurch der Stern seine Helligkeit um das Zehnfache steigern kann, was wir von der Erde aus als das Erscheinen eines „neuen“ Sterns beobachten.

Folie 15

Beschreibung der Präsentation anhand einzelner Folien:

1 Folie

Folienbeschreibung:

2 Folie

Folienbeschreibung:

Die Helligkeit einiger Sterne ist variabel und ändert sich im Laufe der Zeit – von Stunden über Wochen bis hin zu einem Jahr. Die Helligkeit eines veränderlichen Sterns kann durch Vergleich mit umgebenden Sternen konstanter Helligkeit bestimmt werden. Der Hauptgrund für die schwankende Helligkeit ist die Größenänderung des Sterns aufgrund seiner Instabilität. Die bekanntesten sind pulsierende Sterne der Cepheid-Klasse, benannt nach ihrem Prototyp – dem Sterndelta Cephei. Dabei handelt es sich um gelbe Überriesen, die alle paar Tage oder Wochen pulsieren und dadurch ihre Helligkeit ändern.

3 Folie

Folienbeschreibung:

Die Bedeutung solcher Sterne für Astronomen besteht darin, dass ihre Pulsationsperiode in direktem Zusammenhang mit der Helligkeit steht: Die hellsten Cepheiden haben die längste Pulsationsperiode. Daher kann durch Beobachtung der Pulsationsperiode von Cepheiden ihre Helligkeit genau bestimmt werden. Durch den Vergleich der berechneten Helligkeit mit der Helligkeit des von der Erde aus sichtbaren Sterns können Sie bestimmen, wie weit er von uns entfernt ist. Cepheiden sind relativ selten. Die zahlreichste Art veränderlicher Sterne sind Rote Riesen und Überriesen; Alle von ihnen sind in gewissem Maße variabel, weisen jedoch keine so klare Periodizität auf wie die Cepheiden. Das bekannteste Beispiel eines veränderlichen Roten Riesen ist Omicron Ceti, bekannt als Mira. Einige rote veränderliche Sterne, wie etwa der Überriese Beteigeuze, zeigen kein Muster in ihren Veränderungen.

4 Folie

Folienbeschreibung:

Eine völlig andere Art von veränderlichen Sternen sind binäre Verfinsterungssterne. Sie bestehen aus zwei Sternen mit miteinander verbundenen Umlaufbahnen; Einer von ihnen schließt den anderen regelmäßig von uns ab. Jedes Mal, wenn ein Stern einen anderen verdunkelt, wird das Licht, das wir vom Sternensystem sehen, schwächer. Der bekannteste davon ist der Stern Algol, auch Beta Persei genannt.

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Folienbeschreibung:

Am beeindruckendsten sind veränderliche Sterne, deren Helligkeit sich plötzlich und oft sehr stark ändert. Sie werden Novae und Supernovae genannt. Es wird angenommen, dass es sich bei einer Nova um zwei nahe beieinander liegende Sterne handelt, von denen einer ein Weißer Zwerg ist. Gas vom anderen Stern wird vom Weißen Zwerg weggezogen, explodiert und das Licht des Sterns nimmt für eine Weile tausendfach zu. Wenn eine Nova explodiert, wird der Stern nicht zerstört. Explosionen einiger Novae wurden mehr als einmal beobachtet, und vielleicht tauchen nach einiger Zeit wieder neue auf. Neue werden oft zuerst von Amateurastronomen bemerkt. Noch spektakulärer sind Supernovae – Himmelskatastrophen, die den Tod eines Sterns bedeuten. Wenn eine Supernova explodiert, wird ein Stern in Stücke gerissen und beendet seine Existenz, wobei er für eine Zeit lang millionenfach stärker aufflammt als gewöhnliche Sterne. Bei einer Supernova-Explosion werden Trümmer des Sterns in den Weltraum verstreut, beispielsweise im Krebsnebel im Sternbild Stier und im Schleiernebel im Sternbild Schwan.

6 Folie

Folienbeschreibung:

Es gibt zwei Arten von Supernovae. Eine davon ist die Explosion eines Weißen Zwergs in einem Doppelstern. Bei einem anderen Typ wird ein Stern, der um ein Vielfaches größer als die Sonne ist, instabil und explodiert. Die letzte Supernova in unserer Galaxie wurde 1604 beobachtet, eine weitere Supernova ereignete sich und war 1987 in der Großen Magellanschen Wolke mit bloßem Auge sichtbar.

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Folienbeschreibung:

Doppelsterne Die Sonne ist ein einzelner Stern. Aber manchmal liegen zwei oder mehr Sterne nahe beieinander und kreisen umeinander. Man nennt sie Doppel- oder Mehrfachsterne. Es gibt viele davon in der Galaxie. Der Stern Mizar im Sternbild Ursa Major hat also einen Satelliten – Alcor. Abhängig vom Abstand zwischen ihnen umkreisen Doppelsterne einander schnell oder langsam, und die Umlaufzeit kann zwischen einigen Tagen und vielen tausend Jahren liegen. Einige Doppelsterne sind mit dem Rand ihrer Bahnebene der Erde zugewandt, dann verdunkelt regelmäßig ein Stern den anderen. Gleichzeitig schwächt sich die Gesamthelligkeit der Sterne ab. Wir nehmen dies als eine Veränderung der Helligkeit des Sterns wahr. Beispielsweise ist der „Teufelsstern“ Algol im Sternbild Perseus seit der Antike als veränderlicher Stern bekannt. Alle 69 Stunden, der Umlaufzeit der Sterne in diesem Doppelsternsystem, wird ein hellerer Stern von seinem kühleren, weniger leuchtenden Nachbarn verdunkelt. Von der Erde aus wird dies als eine Abnahme ihrer Helligkeit wahrgenommen. Zehn Stunden später lösen sich die Sterne auf und die Helligkeit des Systems erreicht erneut ihr Maximum.

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Doppelsterne sind zwei (manchmal drei oder mehr) Sterne, die einen gemeinsamen Schwerpunkt umkreisen. Es gibt verschiedene Doppelsterne: Es gibt zwei ähnliche Sterne in einem Paar, und es gibt verschiedene (normalerweise einen Roten Riesen und einen Weißen Zwerg). Unabhängig von ihrer Art lassen sich diese Sterne jedoch am besten untersuchen: Im Gegensatz zu gewöhnlichen Sternen ist es bei ihnen durch die Analyse ihrer Wechselwirkung möglich, fast alle Parameter zu bestimmen, einschließlich Masse, Form der Umlaufbahnen, und sogar grob die Eigenschaften zu bestimmen Sterne, die sich in ihrer Nähe befinden. In der Regel haben diese Sterne aufgrund der gegenseitigen Anziehung eine etwas längliche Form. Viele solcher Sterne wurden zu Beginn unseres Jahrhunderts vom russischen Astronomen S. N. Blazhko entdeckt und untersucht. Ungefähr die Hälfte aller Sterne in unserer Galaxie gehören zu Doppelsternsystemen, sodass Doppelsterne, die einander umkreisen, ein sehr häufiges Phänomen sind.

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Doppelsterne werden durch die gegenseitige Schwerkraft zusammengehalten. Beide Sterne des Doppelsternsystems drehen sich auf elliptischen Bahnen um einen bestimmten zwischen ihnen liegenden Punkt, den sogenannten Schwerpunkt dieser Sterne. Man kann sich diese als Drehpunkte vorstellen, wenn man sich die Sterne auf einer Kinderschaukel vorstellt: jeder an seinem eigenen Ende eines Bretts, das auf einem Baumstamm steht. Je weiter die Sterne voneinander entfernt sind, desto länger dauern ihre Umlaufbahnen. Die meisten Doppelsterne liegen zu nahe beieinander, als dass sie selbst mit den leistungsstärksten Teleskopen einzeln gesehen werden könnten. Wenn der Abstand zwischen den Partnern groß genug ist, kann die Umlaufzeit in Jahren gemessen werden, manchmal sogar in einem Jahrhundert oder mehr. Doppelsterne, die einzeln sichtbar sind, werden als sichtbare Doppelsterne bezeichnet.

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Ein spektroskopischer Doppelstern ist ein Sternenpaar, das zu nahe beieinander liegt, um durch ein Teleskop sichtbar zu sein. Die Existenz eines zweiten Sterns wird durch die Analyse des Lichts mit einem Spektroskop aufgedeckt.

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Bewegung der Sterne. Am Himmel sind die Analoga von Längen- und Breitengrad Rektaszension und Deklination. Der Rektaszension beginnt an dem Punkt, an dem die Sonne jedes Jahr den Himmelsäquator in nördlicher Richtung kreuzt. Dieser Punkt, Frühlingsäquinoktium genannt, ist das himmlische Äquivalent des Greenwich-Meridians auf der Erde. Der Rektaszension wird ostwärts von der Frühlings-Tagundnachtgleiche in Stunden von 0 bis 24 gemessen. Jede Stunde des Rektaszension ist in 60 Minuten und jede Minute in 60 Sekunden unterteilt. Die Deklination wird in Grad nördlich und südlich des Himmelsäquators definiert, von 0 am Äquator bis +90° am Himmelsnordpol und bis -90° am Himmelssüdpol. Die Himmelspole befinden sich direkt über den Erdpolen und der Himmelsäquator verläuft vom Erdäquator aus gesehen direkt über ihnen. So kann die Position eines Sterns oder eines anderen Objekts anhand seiner Rektaszension und Deklination sowie anhand der Koordinaten eines Punktes auf der Erdoberfläche genau bestimmt werden. Auf den Sternkarten dieses Buches sind Koordinatengitter in Rektaszensionsstunden und Deklinationsgraden eingezeichnet.

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Allerdings stehen Kartographen des Weltraums vor zwei Problemen, mit denen Kartographen der Erdoberfläche nicht konfrontiert sind. Erstens bewegt sich jeder Stern langsam relativ zu den umgebenden Sternen (die Eigenbewegung des Sterns). Mit wenigen Ausnahmen, wie etwa dem Barnard-Stern, ist diese Bewegung so langsam, dass sie nur durch spezielle Messungen bestimmt werden kann. Diese Bewegung wird jedoch nach vielen tausend Jahren zu einer völligen Veränderung der gegenwärtigen Form der Sternbilder führen; einige Sterne werden in benachbarte Sternbilder wandern. Eines Tages werden Astronomen die moderne Nomenklatur von Sternen und Sternbildern überdenken müssen. Das zweite Problem besteht darin, dass sich das gesamte Koordinatengitter aufgrund der Schwankung der Erde im Weltraum, der sogenannten Präzession, verschiebt. Dies führt dazu, dass der Nullpunkt des Rektaszensionsprozesses alle 26.000 Jahre eine Umdrehung am Himmel vollzieht. Die Koordinaten aller Punkte am Himmel ändern sich nach und nach, daher werden die Koordinaten von Himmelsobjekten normalerweise für ein bestimmtes Datum angegeben.