Tiesioginiam aptikimui reikia labai gerai užblokuoti žvaigždės šviesą, kuri daugybę kartų nustelbia net ir didžiausių planetų spinduliuotę. Tą suprasti man prireikė dešimties metų — paskutinis lašas buvo, kai mano tuometinis vyras mano paliko, pasakęs, kad esu per stora. Našumo slapukai Šie slapukai leidžia apskaičiuoti, kaip dažnai lankomasi svetainėje, ir nustatyti duomenų srauto šaltinius — tik turėdami tokią informaciją galėsime patobulinti svetainės veikimą. Graham nuotraukomis. Mes naudojame slapukus, kurie padeda rinkti informaciją apie jūsų veiksmus internete ir leidžia sužinoti, kuo jūs domitės, taigi galime pateikti tik Jus dominančią reklamą. Patikėkite manim, numetusios tuos kilogramus protingesnės netapsite.
Šiuos skaičius nustatyti prireikė ne vieno šimtmečio pastangų — žemiau papasakosiu apie keletą būdų, kaip nustatomos žvaigždžių masės.
Stebėjimo istorija[ redaguoti redaguoti vikitekstą ] Vegos padėtis danguje metų liepos mėnesį Vega tapo antrąja nufotografuota žvaigžde po Saulės. Harvard College Observatory dagerotipijos būdu. Po kiek laiko buvo nustatyta, kad tai — vandenilio spektro linijų grupė.
Žvaigždžių būna įvairaus dydžio ir masės. Jos skirstomos į spektrines klases — O žvaigždės yra masyviausios ir didžiausios, M — mažiausios. Mūsų Saulė yra G klasės žvaigždė. Viena iš Veneros tranzito, vykusio metais, schemų. Įvairūs dvinarių žvaigždžių tipai. Nuo atsitiktinai dangaus skliaute šalia esančių kairėje iki tik dėl spektro skirtumų aptinkamų dešinėje. Vizualiosios, astrometrinės ir užtemdančios dvinarės yra tinkamiausios masėms apskaičiuoti. Žvaigždės judėjimas dangaus skliaute dėl nematomos kompanionės gravitacijos poveikio, išmatuotas Hipparcos teleskopu.
Hercšprungo-Raselo, arba tiesiog HR, diagrama. Pagrindinė seka eina iš viršaus kairėje apačion dešinėn. Tolimesnės žvaigždės regimosios padėties pasikeitimas dėl arčiau esančios baltosios nykštukės gravitacinio lęšiavimo.
Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka STScI iliustr. Schema, vaizduojanti įvairias bangas, sklindančias raudonojoje milžinėje.
Skirtingų spektrinių klasių žvaigždžių spektruose dominuoja skirtingi elementai. Artimos masės žvaigždžių spektrai taip pat skiriasi, tik žymiai mažiau. Daugiau nuotraukų 8 Aug 9,PM, atnaujinta Aug 9,PM Saulė Kai Niutonas XVII amžiuje suprato, kad kūnai vienas kitą traukia proporcingai jų masei, staiga atsirado galimybė apskaičiuoti tų kūnų mases pagal tai, kaip jie juda.
Orbitos periodas — tai planetos metų trukmė; didysis pusašis — orbitos, kurios forma yra elipsė, pusė ilgiausio skersmens ilgio.
Kadangi Saulės sistemos planetų orbitos yra gana panašios į apskritimus, t. Niutono atrasti mechanikos dėsniai Keplerio dėsnius iš pastebėjimų pavertė fizikiniais sąryšiais, leidžiančiais apskaičiuoti įvairius svarbius dydžius, tarp jų ir Saulės masę. Tačiau išliko viena didelė problema: norint nustatyti Saulės masę, reikia žinoti ir aplink ją 16-17 dydis planetos Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka trukmę, ir planetos atstumą nuo Saulės.
Metų trukmė — reikalas nesudėtingas, o štai atstumą išmatuoti visgi yra problematiška. Vienas būdas yra pasinaudoti paralaksu. Paralaksas — tai reiškinys, kai iš skirtingų vietų žiūrėdami į tą patį trimatį vaizdą, matome jį šiek tiek kitokį. Pavyzdžiui, stovint skirtingose vietose gatvėje, arti esantys medžiai pridengia skirtingas toliau esančių namų dalis. Tas pats galioja ir planetoms. Nustatęs, kiek skiriasi Marso padėtis tolimų žvaigždžių atžvilgiu, jis įvertino ir atstumą tarp jo ir Žemės.
Tada, remdamasis Keplerio dėsniais, kurie davė Marso ir Žemės orbitų spindulių santykį, galėjo apskaičiuoti ir atstumą iki Saulės. Kita gera proga patikslinti matavimus pasitaikė metais, kai Žemėje buvo matomas Veneros tranzitas — planeta praslinko prieš Saulės diską.
Dėl paralakso skirtingose Žemės vietose Venera buvo matoma prieš skirtingas Saulės disko dalis. Išmatavę paralaksą astronomai galėjo apskaičiuoti ir tikrąjį atstumą tarp Žemės ir Veneros, o tada ir tarp Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka ir Saulės.
Skaičiavimai — tiksliau, duomenų iš skirtingų observatorijų ir stebėjimų ekspedicijų surinkimas — užtruko, taigi rezultatai gautas tik metais. Žinodami atstumą iki Saulės ir metų trukmę, galėjome apskaičiuoti ir Saulės masę. Kaip jau minėjau, ji yra maždaug du milijonai trilijonų trilijonų kilogramų. Dvinarės žvaigždės Išmatuoti kitų žvaigždžių mases — gerokai sudėtingesnė užduotis.
Nors dauguma žvaigždžių greičiausiai turi bent po vieną planetą, jų tiesiogiai pamatyti negalime, taigi ir išmatuoti metų trukmės bei atstumo tiesiogiai neturime galimybės. Bet visgi yra būdų, kurie leidžia nustatyti žvaigždžių mases. Kai kurie yra gana tiesioginiai, kiti remiasi supratimu apie žvaigždės e vykstančius procesus. Paprasčiausia apskaičiuoti dvinarės žvaigždės komponenčių masę.
„Dydžio (r)evoliucijos“ finalas: podiumas ir netikėtos piršlybos
Dvinarėje sistemoje žvaigždės sukasi aplink bendrą masės centrą. Atstumai nuo kiekvienos žvaigždės iki masės centro yra atvirkščiai proporcingi žvaigždžių masėms. Analogiškai žvaigždžių judėjimo greičiai yra atvirkščiai proporcingi masėms — mažesnės masės žvaigždė juda greičiau, nei masyvesnė kompanionė. Taigi atstumų, arba greičių, santykis duoda mums žvaigždžių masių santykį. Naudodamiesi truputį pakeistu, pritaikytu tokiai situacijai, Keplerio dėsniu, galime apskaičiuoti masių sumą.
Žinodami sumą ir santykį, nesunkiai apskaičiuosime ir atskirų žvaigždžių mases.
Šis metodas turi vieną didelį trūkumą: žvaigždžių masių sumai apskaičiuoti reikia žinoti tikslius jų judėjimo greičius. Bet išmatuoti dažniausiai galime tik radialines jų greičių komponentes, t. Tai mums duoda tik tikrųjų greičių apatines ribas — t. Mases irgi nustatome tik minimalias.
Maža to, šis netikslumas yra labai reikšmingas, nes masių Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka yra proporcinga greičių sumos kubui. Laimei, yra pora būdų, kaip galima problemos išvengti.
Jei dvinarė sistema į mus pasisukusi šonu, praktiškai visas judėjimo greitis yra radialinis, taigi išmatuotas greitis yra lygus tikrajam. Kaip žinoti, kad sistema atsisukusi šonu? Tokioje sistemoje žvaigždės periodiškai užtemdo viena kitą. Kitas būdas — jei dvinarė žvaigždė yra pakankamai arti mūsų, galime matyti jos narių judėjimą dangaus skliaute ir iš to apskaičiuoti, kokiu greičiu žvaigždės juda kryptimi, statmena radialinei.
Žinodami abi judėjimo greičio komponentes, apskaičiuojame bendrą greitį, o tada — ir tikslią masę. Dvinarės sistemos yra vienintelis būdas tiksliai apskaičiuoti žvaigždžių mases. Visi kiti būdai yra gerokai mažiau tikslūs arba remiasi žiniomis, gautomis tyrinėjant dvinares.
Didžioji dalis masyvesnių už Saulę žvaigždžių randamos dvinarėse sistemose, taigi jų mases nustatyti galime gana gerai. Mažesnėms žvaigždėms kyla problemų, nes dauguma jų yra vienišos. Pagrindinė seka Žvaigždžių mases išmatuoti sudėtinga, tačiau šviesį per sekundę išspinduliuojamos energijos kiekį ir paviršiaus temperatūrą — daug lengviau.
Šie dydžiai yra susiję tarpusavyje: atidėję juos grafike pamatome, kad dauguma žvaigždžių patenka į siaurą vingiuotą juostą, kurioje aukštesnės temperatūros žvaigždės yra ir šviesesnės. Ta diagrama, pagal jos sudarytojus, vadinama Hercšprungo-Raselo Herzsrpung-Russellarba, bendresniu atveju, spalvos-ryškio, nes žvaigždės temperatūra nulemia jos spalvą, o šviesis — ryškį. Dvinarių žvaigždžių šviesio ir temperatūros duomenys leidžia nustatyti dalies žvaigždžių mases spalvos-ryškio diagramoje.
Taip galima nustatyti sąryšį tarp žvaigždės masės ir jos šviesio. Paaiškėja, kad dauguma žvaigždžių, kuo yra masyvesnės, tuo ryškiau ir šviečia.
Labai grubiai skaičiuojant, šviesis proporcingas masei, pakeltai kiek daugiau Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka trečiuoju laipsniu. Skaičiuojant truputį tiksliau, naudinga žvaigždes sugrupuoti į keletą intervalų pagal šviesį arba masę, kuriuose sąryšio laipsnio rodiklis šiek tiek skiriasi.
Turėdami šį sąryšį ir nustatę žvaigždės šviesį, galime apskaičiuoti ir jos masę. Deja, viskas nėra taip jau paprasta. Žvaigždės toje siauroje juostoje, vadinamoje pagrindine seka, praleidžia ne visą savo gyvenimą. Gyvenimo pradžioje jos kurį laiką yra šviesesnės, nei pagrindinė seka, nes vis dar traukiasi ir spinduliuoja traukimosi metu išlaisvinamą energiją, o ne tik termobranduolinių reakcijų sukurtą. Gyvenimo pabaigoje jos ima deginti helį, o nebe vandenilį, Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka išsipučia, atvėsta bei paryškėja — palieka pagrindinę seką.
Finalinėje laidoje dėl plius dydžio žvaigždės vardo susikaus Donata Virbilaitė, Vitalija Jonikytė ir Dovilė Rostovskytė. Patikėkite manim, numetusios tuos kilogramus protingesnės netapsite. Tą suprasti man prireikė dešimties metų — paskutinis lašas buvo, kai mano tuometinis vyras mano paliko, pasakęs, kad esu per stora.
Net ir pagrindinėje sekoje žvaigždžių temperatūros ir šviesiai yra šiek tiek išsibarstę, priklausomai nuo jų amžiaus pavyzdžiui, Saulė, net ir būdama pagrindinėje sekoje, nuolat po truputį šviesėja ar metalingumo už helį sunkesnių elementų kiekio. Jei negalime būti tikri, ar žvaigždė yra pagrindinėje sekoje, masės apskaičiavimas tampa daug sunkesne užduotimi.
Norėdami apskaičiuoti žvaigždžių, esančių ne pagrindinėje sekoje, mases, turime remtis žvaigždžių evoliucijos modeliais, kurie nurodo, kaip skirtingos masės žvaigždės turėtų evoliucionuoti gyvenimo pradžioje ar pabaigoje. Šiuo metu žvaigždžių evoliucijos modeliai gana gerai leidžia apskaičiuoti masyvių žvaigždžių mases. O štai mažos masės žvaigždėskurias sunku aptikti ir kurios evoliucionuoja labai lėtai, yra menkiau suprastos, todėl jų mases įvertinti yra sudėtinga.
Bet čia į pagalbą ateina kiti modeliai — žvaigždžių atmosferų.
Gravitacinis lęšiavimas Kartais viena žvaigždė pralekia priešais kitą, ir tolimesnės žvaigždės šviesa trumpam paryškėja dėl gravitacinio lęšiavimo. Taip atsitinka, nes artimesnės žvaigždės gravitacija iškreipia pro šalį einančių šviesos spindulių kelią; dalis spindulių nukreipiama tiesiai mūsų link, todėl žvaigždės regimasis šviesis išauga. Dažniausiai žvaigždes gravitaciškai lęšiuoja maži ir kitaip neaptinkami objektai, pavyzdžiui rudosios nykštukės ar juodosios skylės. Bet jei lęšiuojantis objektas yra normali žvaigždė, ją įmanoma aptikti ir vėliau.
Tada galima išmatuoti žvaigždės paralaksą ir Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka atstumą iki jos. Žinant atstumą iki lęšiuojančio objekto ir tolimos žvaigždėsbei turint duomenis apie lęšiavimo metu įvykusį tolimos žvaigždės šviesio padidėjimą, galima apskaičiuoti ir lęšiuojančios žvaigždės masę.
Pirmą kartą tai padaryta metais. Tačiau lęšaivimas — neprognozuojamas procesas, mat jam reikalingas atsitiktinis dviejų žvaigždžių suėjimas į vieną liniją, žiūrint iš Žemės. Taigi praktiškai kiekvienas toks atradimas yra vertas atskiros naujienos.
O šiemet vienos žvaigždės masė išmatuota labai panašiu metodu, tačiau ne stebint kitos žvaigždės šviesio pokytį, bet nustatant, kiek dėl lęšiuojančios žvaigždės gravitacijos poveikio pasikeičia regimoji toliau esančios žvaigždės padėtis danguje arXiv versija. Astroseismologija Visos žvaigždės virpa. Bangos, sklindančios per žvaigždes, nuolatos keičia jų Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka ir šviesį.
Pokyčiai nėra dideli, tačiau išmatuojami. Dar XX a. Panašiu metu prasidėjo ir kitų žvaigždžių šviesio kitimo dėl vibracijų tyrimai — astroseismologija. Tokie tyrimai leidžia gana tiksliai apskaičiuoti žvaigždžių spindulius.
Spindulys ir seismologinė informacija leidžia apskaičiuoti ir Dydziu nariu zvaigzdes nuotrauka, nors tiksliam apskaičiavimui reikia ir gero supratimo apie žvaigždės struktūrą. Žvaigždėms, panašioms į Saulę, masės nustatymas yra netgi gana greitas procesas.
Keplerio teleskopas surinko daugybę duomenų apie žvaigždžių vibracijas.