Astronomija

Dvejetainės žvaigždės pradinis greitis

Dvejetainės žvaigždės pradinis greitis


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Rašau 2D modeliavimą dvinarėms žvaigždėms, skriejančioms viena kitai. Šiuo metu pradinė žvaigždžių padėtis yra priešingose ​​ekrano pusėse, kairiosios žvaigždės greitis aukštyn puslapiu, o dešinės žvaigždės lygiavertis - žemyn.

Mano klausimas, ar yra formulė, kaip apskaičiuoti, koks turėtų būti tas pradinis greitis, kad žvaigždės liktų stabilioje orbitoje? Optimaliai formulėje būtų atsižvelgta į žvaigždžių (kurios yra lygiavertės) masę, atstumą vienas nuo kito ir G.

Atsiprašau, jei šis klausimas būtų geriau nukreiptas kitur, arba jei nepastebėčiau atsakymo atlikdamas savo tyrimą.

Ačiū už pagalbą.


Jūs visada gausite „stabilią“ orbitą, jei žvaigždės viena kitos atžvilgiu turi mažiau nei pabėgimo greitis. (nebent jūs modeliuojate žvaigždes, kurių spinduliai nėra nuliniai, kad jos galėtų susidurti) Žvaigždės pateks į elipsės formos orbitą aplink barijotrą.

Bet manau, kad norite žiedinės orbitos. Apskritos orbitos greičiu $ v $ yra duota

$$ v ^ 2 = GM / r $$

kur r yra orbitos spindulys (nuo masės centro), G yra Niutonų gravitacijos konstanta ir M yra sumažinta masė $$ M = frac {m_1m_2} {m_1 + m_2} $$ masės žvaigždėms $ m_1 $ ir $ m_2 $.

Jums bus patogu naudoti astronominius vienetus (ne SI vienetus), taigi atstumas AU, laikas metais, masė „saulės masėmis“ Šiuose vienetuose $ G = (2 pi) ^ {2} $ ir jūs išvengsite sunkumų, susijusių su labai didelėmis ir labai mažomis vertybėmis. (šiuose vienetuose Žemės greitis yra $ 2 pi $ AS per metus (tai prasminga)


Apibendrinant iš Jameso K atsakymo, kuris suteikia sąlygą apskritajai orbitai ...

Sąlyga, kad dvejetainis liktų susietas, yra ta, kad visa sistemos energija yra potencialios energijos suma $ V $ ir kinetinė energija $ T $ (vertinant momento centro kadre) yra mažesnis nei nulis.

$$ T + V <0 $$

Laikant sistemą dviem taškų masėmis, paklūstančiomis Niutono gravitacijai, gravitacijos potencialo energijai $ V $ suteikia:

$$ V = - frac {G m_1 m_2} { kairė | vec {r_2} - vec {r_1} right |} $$

kur $ m_1 $ ir $ m_2 $ yra masės, $ vec {r_1} $ ir $ vec {r_2} $ yra masių padėties vektoriai ir $ G $ yra gravitacinė konstanta.

Kinetinę energiją suteikia:

$$ T = tfrac {1} {2} m_1 kairė | vec {v_1} dešinė | ^ 2 + tfrac {1} {2} m_2 kairė | vec {v_2} right | ^ 2 $$

Kur $ vec {v_1} = dot { vec {r_1}} $ ir $ vec {v_2} = dot { vec {r_2}} $ yra dviejų masių greičio vektoriai.

Naudojant momento centro rėmo apibrėžimą $ m_1 vec {v_1} + m_2 vec {v_2} = vec {0} $ir išreiškiant santykinėmis padėtimis ir greičiais

$$ r = kairė | vec {r_2} - vec {r_1} dešinė | v = kairė | vec {v_2} - vec {v_1} right | $$

ir sumažinta masė

$$ mu = frac {m_1 m_2} {m_1 + m_2} $$

sąlygą galima parašyti:

$$ tfrac {1} {2} mu v ^ 2 - frac {G m_1 m_2} {r} <0 $$

Kuris gali būti pertvarkytas duoti

$$ v ^ 2 < frac {2 G kairė (m_1 + m_2 dešinė)} {r} $$

Lengvas būdas inicijuoti modeliavimą yra inicializuoti pirminį stacionarų pradžios taške, pasirinkti antrinio padėtį ir greitį, kad atitiktų šią sąlygą, tada atimti masės centro greitį iš atskirų greičių, kad jūsų sistema neklystų. išjungti ekraną.


Ką daryti su atvejais, kurie neatitinka sąlygos? Jei visa energija yra lygiai nulis (t. Y. Pakeiskite mažesnį nei ženklą lygybe), orbita bus parabolinė. Jei energija viršija nulį, orbita bus hiperbolinė.

Jei santykinis greičio ir santykinės padėties vektoriai yra linijiniai (arba greičio vektorius yra lygus nuliui), judėjimas bus tiesinis: jei bendra energija yra mažesnė už nulį, masės susidurs, jei visa energija bus didesnė už nulį ir greičiai, nukreipti į išorę, tada jie pabėgs į begalybę.


Iš kur hipervelocity žvaigždės?

700 km / s, o tai daugiau nei 3 kartus viršija Saulės greitį! Ši žvaigždė juda taip greitai, kad jos greitis yra pakankamai didelis, kad ištrūktų iš Paukščių Tako. Tokių žvaigždžių, laikomų hipervelocity žvaigždėmis (HVS), egzistavimą beveik 20 metų anksčiau numatė Hills (1988).

Vadinamasis Hills mechanizmas dideliu greičiu išstumia žvaigždes iš Galaktikos centro po to, kai dvejetainė žvaigždžių sistema gravitaciškai sąveikauja su galinga juodąja skyle galaktikos centre. Esant tokiai trijų kūnų sąveikai, viena žvaigždė gali būti išstumta labai dideliu greičiu, o kita lieka centrinėje Galaktikos srityje labai ekscentriškoje orbitoje. Galaktikos centre pastebima daugybė labai ekscentriškų trumpo laikotarpio žvaigždžių, o tai rodo, kad gali būti susijusios HVS. Nuo pirminio HVS atradimo 2005 m., Atrasta daug daugiau (žr. Šį astrobitą). Mažas įspėjimas: tikslus HVS apibrėžimas gali skirtis literatūroje. Šiame įraše žvaigždės, keliaujančios tolyn nuo Galaktikos centro, pakankamai dideliu greičiu, kad būtų nesusijungusios nuo centrinės juodosios skylės, vadinamos HVS.

Nors labai tikėtina, kad Hills mechanizmas sukuria HVS, neaišku, ar visi HVS yra sukurti naudojant šį metodą. Įdomu, ar yra papildomas metodas gaminti HVS, šių dienų autoriai nagrinėja HVS gamybą sprogdami supernovomis.

Kiek HVS sukuria supernovos?
Zubovas ir kt. išnagrinėti HVS gamybos greitį ir erdvinį pasiskirstymą išmetus dvinarį palydovą sprogus supernovoms. Dauguma žvaigždžių, ypač dauguma didžiųjų, yra dvejetainės sistemos dalis. Jei viena iš žvaigždžių yra pakankamai masyvi, kad išgyventų šerdies žlugimo supernovas, jos voko išstūmimas išstums jos palydovą į išorę. Kai kuriais atvejais ši išorinė jėga bus pakankamai stipri, kad ne tik atsieitų dvejetainę, bet ir išsiųstų antrąją žvaigždę, švilpiančią iš Galaktikos.

Šis tyrimas papildomas ankstesniais HVS supernovų gamybos tyrimais, atliekant išsamią Monte Karlo analizę. Monte Karlo analizė nustato HVS gamybos greitį ir erdvinį pasiskirstymą atsitiktine tvarka imant prognozuojamus pradinius pasiskirstymus ir taikant numatomus fizinius modelius. Į pradinius parametrus įeina tokie įėjimai kaip numatomas dvejetainių sistemų skaičius ir erdvinė orientacija Galaktikos centre, numatomas erdvinis žvaigždžių atskyrimas tose sistemose ir kiek išstūmimo energijos perduodama palydovinei žvaigždei.

Nors pradiniai parametrų skirstiniai yra fiziškai motyvuoti, svarbu pažymėti, kad tai yra pagrindinės prielaidos, kurios stipriai veikia rezultatus. Paprastame pavyzdyje, jei dvejetainė dalis iš tikrųjų yra 2 kartus mažesnė už įvesties prielaidą, Monte Karlo simuliacija numatys dvigubai daugiau HVS nei yra iš tikrųjų. Fiziniai supernovų sprogimų modeliai taip pat yra gana neapibrėžti, o tai gali stipriai paveikti Monte Karlo prognozes.

Zubovas ir kt. 2a pav. Šis paveikslas parodo iš sistemos išmestų žvaigždžių greičio bendrą pasiskirstymą. Tik nedidelė dalis išmestų žvaigždžių turi pakankamai didelius greičius, kad išvengtų Galaktikos potencialo (

Autoriai pastebi, kad daugiau nei 93% laiko, sprogus supernovoms, sutrinka dvejetainė sistema, išstumiant antrinę, tačiau dauguma išmestų antrinių žvaigždžių Galaktikos centre lieka surištos su centrine supermasyvia juodąja skylute. Remiantis skirtingais pradiniais modelio parametrais, dvejetainių palydovų iš Galaktikos centro išstūmimo greitis gali būti tarp

4 & # 8211 25%. Tai reiškia, kad žvaigždė išmetama maždaug kartą per 4 & # 8211 22 milijonus metų.

Zubovas ir kt. nustatykite, kad per 100 milijonų metų didžiausias greitis HVS, pagamintas sprogus supernovoms, yra

500 & # 8211 700 km / s, nurodant, kad šis išmetimo metodas negali paaiškinti greičiausių žinomų HVS (

750 km / s). Prognozuojamas supernovų suformuotų HVS erdvinis pasiskirstymas, kaip ir stebima HVS populiacija, nėra sferiškai simetriškas. Taip yra todėl, kad pradinė imituota populiacija buvo anizotropinė, ir šis kiekis yra išsaugotas, tai pasakytina ir apie Hills mechanizmą. Apskritai prognozuojamas HVS gamybos greitis per supernovas yra palyginamas su gamybos greičiu, numatomu Hills mechanizmui. Tai rodo, kad pastebėta HVS populiacija gali turėti dvi pirmines populiacijas.


Rasta: greičiausiai užtemęs dvejetainis

Stebėjimai, atlikti naudojant naują instrumentą, sukurtą naudoti 2,1 metro (84 colių) teleskope, esančiame Nacionalinio mokslo fondo „Kitt Peak“ nacionalinėje observatorijoje, leido atrasti greičiausią užtemstantį baltųjų nykštukų dvejetainį, dar žinomą. Tikimasi, kad greitai skriejančios žvaigždės, skriejančios tik 6,91 minutės orbitiniu periodu, bus vienas stipriausių gravitacinių bangų šaltinių, aptinkamų naudojant LISA - būsimą kosmose veikiantį gravitacinių bangų detektorių.

Tankūs žvaigždžių „tolesni gyvenimai“

Gyvenimo pabaigoje išsiplėtusi į raudoną milžiną, tokia žvaigždė kaip Saulė ilgainiui išsivystys į tankų baltą nykštuką - objektą, kurio masė yra tokia kaip Saulės, susmulkino iki tokio dydžio, koks būtų panašus į Žemę. Panašiai, kai dvejetainės žvaigždės vystosi, jos gali apimti savo palydovą raudonosios milžinės fazėje ir susisukti spirale, galiausiai palikdamos artimą baltą nykštukinį dvejetainį. Manoma, kad baltieji nykštukiniai dvejetainiai kanalai, turintys labai griežtas orbitas, bus stiprūs gravitacinių bangų spinduliuotės šaltiniai. Nors tikimasi, kad tokios sistemos yra gana įprastos, pasirodė, kad tokios sistemos yra nepastebimos, o iki šiol nustatyta tik keletas.

Rekordus pasiekiantis baltasis nykštukas, dvejetainis

Nauja nakties dangaus apžvalga, šiuo metu atliekama Palomaro observatorijoje ir Kitt Peak nacionalinėje observatorijoje, keičia šią situaciją.

Kiekvieną vakarą „Caltech“ atliktas „Zwicky Transient Facility“ (ZTF) tyrimas, kurio metu Palomaro observatorijoje naudojamas 48 colių teleskopas, ieško dangaus, ar nėra objektų, kurie juda, mirksi ar kitaip skiriasi. Perspektyviems kandidatams skirtas naujas instrumentas - „Kitt Peak“ 84 colių elektronų dauginimo demonstratorius (KPED) prie „Kitt Peak“ 2,1 metro teleskopo, kad būtų galima nustatyti trumpalaikius užtemstančius dvejetainius failus. KPED sukurtas taip, kad greičiu ir jautrumu matuotų kintantį dangaus šaltinių ryškumą.

Šis požiūris leido atrasti ZTF J1539 + 5027 (arba trumpai J1539) - baltą nykštuką, užtemiantį dvejetainį, su trumpiausiu iki šiol žinomu periodu, tik 6,91 min. Žvaigždės skrieja taip arti vienas kito, kad visa sistema galėtų tilpti į Saturno planetos skersmenį.

"Kai blausesnė žvaigždė praeina priešais ryškesnę, ji užblokuoja didžiąją dalį šviesos, todėl septynių minučių mirksėjimas yra matomas ZTF duomenyse", - aiškina „Caltech“ absolventas Kevinas Burdge'as, pagrindinis šio pranešimo autorius. atradimas, kuris pateikiamas šiandienos žurnalo „Nature“ numeryje.

Stiprus gravitacinių bangų šaltinis

Prognozuojama, kad artimai skriejantys baltieji nykštukai susisuks spirale arčiau ir greičiau, nes sistema praranda energiją skleisdama gravitacines bangas. J1539 orbita yra tokia įtempta, kad prognozuojama, kad jos orbitos periodas išmatuojami trumpės tik po kelerių metų. Burdge'o komanda sugebėjo patvirtinti mažėjančios orbitos bendro reliatyvumo prognozę, palygindama savo naujus rezultatus su archyviniais duomenimis, gautais per pastaruosius dešimt metų.

J1539 yra retas brangakmenis. Tai yra vienas iš nedaugelio žinomų gravitacinių bangų šaltinių - bangavimo erdvėje ir laike -, kuriuos aptiks būsima Europos kosminė misija LISA („Laser Interferometer Space Antenna“), kuri turėtų startuoti 2034 m. LISA, kurioje NASA vaidina svarbų vaidmenį, bus panašus į Nacionalinio mokslo fondo antžeminę LIGO (lazerinio interferometro gravitacinių bangų observatoriją), kuri istoriją padarė 2015 m., pirmą kartą tiesiogiai aptikdama gravitacines bangas iš susidūrusių juodųjų skylių poros. LISA aptiks gravitacines bangas iš kosmoso žemesniais dažniais. J1539 gerai derinamas su LISA, 4,8 mHz J1539 gravitacinių bangų dažnis yra artimas LISA jautrumo viršūnei.

Atradimai tęsiasi istoriniam teleskopui

„Kitt Peak“ 2,1 metro teleskopas, antras pagrindinis teleskopas, kuris bus pastatytas toje vietoje, nuolat veikė nuo 1964 m. Jo istorija apima daug svarbių astrofizikos atradimų, tokių kaip Lyman-alfa miškas kvazarų spektruose, pirmasis gravitacinis objektyvas galaktika, pirmasis pulsuojantis baltasis nykštukas ir pirmasis išsamus žvaigždžių, tokių kaip Saulė, dvejetainio dažnio tyrimas. Naujausias rezultatas tęsia garbingą istoriją.

Nacionalinės „Kitt Peak“ observatorijos direktorius ir laikinai einantis NOAO direktoriaus pareigas Lori Allenas sako: „Mums malonu matyti, kad mūsų 2,1 metro teleskopas, kuriam dabar daugiau nei 50 metų, išlieka galinga atradimų platforma“.

„Šie nuostabūs pastebėjimai yra dar vienas įrodymas, kad pažangiausias mokslas gali būti atliekamas kuklaus dydžio teleskopais, tokiais kaip 2,1 metro šiuolaikinėje epochoje“, - priduria Chris Davis, NOAO NSF programos vadovas.

Daugiau įspūdžių laukia!

Kad ir koks būtų nuostabus, J1539 buvo atrastas tik su maža dalimi duomenų, kurių tikimasi iš ZTF. Tai buvo nustatyta atlikus ZTF komandos pradinę 10 milijonų šaltinių analizę, tuo tarpu projekte galiausiai bus tiriama daugiau nei milijardas žvaigždžių.

„Praėjus tik keliems mėnesiams po prisijungimo prie interneto, ZTF astronomai aptiko baltus nykštukus, kurie skrieja vienas kitu rekordiniu tempu“, - sako NSF matematikos ir fizikos mokslų direktoriaus padėjėja Anne Kinney. "Tai atradimas, kuris labai pagerins mūsų supratimą apie šias sistemas, ir tai yra netikėtumų skonis, kuris dar laukia".

Daugiau informacijos

„Bendras reliatyvistinis orbitos skilimas septynių minučių orbitos periodu užtemiančioje dvejetainėje sistemoje“, - Burdge ir kt. 2019 m., Gamta, https://www.nature.com/articles/s41586-019-1403-0

Nacionalinė „Kitt Peak“ observatorija (KPNO) yra Nacionalinės optinės astronomijos observatorijos (NOAO) dalis, kurią pagal bendradarbiavimo susitarimą su Nacionaliniu mokslo fondu (NSF) valdo Astronomijos tyrimų universitetų asociacija (AURA). NSF yra nepriklausoma federalinė agentūra, įsteigta Kongreso 1950 m., Siekiant skatinti mokslo pažangą. NSF remia pagrindinius tyrimus ir žmones, kad jie kurtų žinias, kurios transformuotų ateitį. NOAO bendruomenei yra garbė, kad jai leidžiama atlikti astronominius tyrimus Iolkam Du’ag (Kitt Peak) kalne, ypatingai reikšmingame Tohono O’odham tautai.


Komentarai

Gražus pranešimas! Taigi išsivystė žinoma sistema. Tai taip pat malonu. Bet aš maniau, kad dauguma mano branduolių buvo pagaminti supernovoje, o ne įprastoje novoje, bent jau skamba įspūdingiau: ^) Taip, tai įvyko seniai, bet nebūtinai toli (astronomiškai tariant).

Norėdami paskelbti komentarą, turite būti prisijungę.

Ačiū Bobui už šį puikų naujosios Novos stebėjimo vadovą Kassiopijoje. Vadovaudamasis jūsų ir AAVSO svetainės nuorodos ieškotojų diagramomis, praėjusią naktį nesunkiai radau objektą. Novą buvo aišku pamatyti su mano 7 "Maksutovu 76x greičiu, nepaisant to, kad buvo toli gražu ne idealios sąlygos su plonu debesiu ir gibo mėnuliu aukštai. Man taip pat sekėsi stebėti žiūronais, o 10x70 nova buvo lengva vieta, ir aš tiesiog pavyko jį įžvelgti 8,5x44. Nekantriai stebėsime ryškumo pokyčius per būsimus stebėjimus.

Norėdami paskelbti komentarą, turite būti prisijungę.

Labai ačiū Bobui! Mačiau novą per 10x42 vaizdo stabilizuotus žiūronus aušros pradžioje, apie 5:30 val. PDT, per pastaruosius tris rytus. Šeštadienį buvau „gana tikras“, vakar buvau įsitikinęs, kad radau novą, o šį rytą tai buvo momentas. Jūsų diagramą ir nuorodas labai lengva rasti. Vizualiai nova yra visiškai nepastebima, tik viena iš plačios žvaigždžių poros, esančios maždaug 8 balais. Kaip ir tiek daug dalykų danguje, jūs turite suprasti, ką žiūrite, kad tai įvertintumėte.

Man imponuoja, kad ponas Nakamura pastebėjo 9,6 balo žvaigždę ten, kur dar nebuvo. Ar žinote, ar jis jį rado vizualiai apžiūrėdamas savo atvaizdus, ​​ar naudojo programinę įrangą?


Kaip dvejetainės žvaigždės gali taip greitai skrieti viena apie kitą?

Autorius: „Sky & amp“ teleskopo redaktoriai, 2006 m. Liepos 24 d 0

Gaukite tokius straipsnius kaip šis į savo pašto dėžutę

Naujienų pastaboje (S & ampT: 2004 m. Lapkričio mėn., 16 psl.) Aprašėte WR 20a - dvejetainę žvaigždę Karinoje su 83 ir 82 saulės masės komponentais ir 3 686 dienų orbitos periodu. Kaip du didžiuliai dujų rutuliai gali judėti taip greitai?

Griebkite bet kokį įvadinį astronomijos vadovėlį ir pereikite prie skyriaus apie dvinarės žvaigždės. Čia rasite keletą paprastų formulių, susiejančių dviejų žvaigždžių mases su jų išsiskyrimu ir orbitos periodu. Šios lygtys kyla iš Isaaco Newtono visuotinės gravitacijos teorijos ir Johaneso Keplerio orbitos judėjimo dėsnių, kurie astronomams buvo naudingi daugiau nei tris šimtmečius.

Kai prijungiu mūsų naujienų pastaboje nurodytas mases ir periodą, pastebiu, kad žvaigždės yra maždaug du trečdaliai nuo Merkurijaus ir Saulės ir kad jos sukasi aplink viena kitą, santykiniu greičiu viršijant 700 kilometrų per valandą. sekundė (11/2 milijonai mylių per valandą).

Tai labai greitai, ir tai gali atrodyti kaip pašalinis, bet tai visiškai atitinka orbitos mechaniką. Tai taip pat priklauso nuo mūsų pačių patirties. Šiuo metu, kai mūsų Saulės sistema aplenkia galaktikos centrą, mes greičiu pravažiuojame maždaug 240 km per sekundę greičiu!

WR 20a komponentai yra „Wolf-Rayet“ žvaigždės, ypač karšti, šviečiantys kūnai, maždaug 20 kartų didesni už Saulę ir tik šimtoji tankūs. Net sukdamiesi aplinkui, jie nesudaro sunkumų susilaikydami. Tokia yra nuostabi galia, kurią suteikia 80 plius Suns gravitacinė masė.


Dvejetainės žvaigždės pradinis greitis - astronomija

Kontekstas: norint atlikti ilgų gama spindulių pliūpsnių modelį, reikalinga greitai besisukanti „Wolf-Rayet“ žvaigždė.
Tikslai: Mes išbandome idėją gaminti greitai besisukančias „Wolf-Rayet“ žvaigždes masyviuose artimuose dvejetainiuose kompiuteriuose, taikant masinę akreciją ir nuosekliai beveik chemiškai homogenišką evoliuciją. Anksčiau buvo įrodyta, kad pastarieji teikia apykakles žemiau tam tikro metališkumo slenksčio.
Metodai: Mes naudojame 1D hidrodinaminės dvejetainės evoliucijos kodą, kad imituotume 16 + 15 M ☉ dvejetainio modelio, kurio pradinis orbitos periodas yra 5 dienos, ir SMC metališkumo evoliuciją (Z = 0,004). Vidinis diferencinis sukimasis, sukimosi sukeltas maišymasis ir magnetiniai laukai yra įtraukti į abu komponentus, taip pat nekonservatyvus masės ir kampinio impulso perdavimas bei potvynio sukimosi ir orbitos sujungimas.
Rezultatai: Nagrinėjama dvejetainė sistema ankstyvu B atvejo masės perkėlimu. Masinis donoras tampa helio žvaigžde ir miršta kaip Ib / c tipo supernova. Masės stiprintuvas yra susuktas, o vidiniai magnetiniai laukai efektyviai perduoda sukauptą kampinį impulsą į žvaigždės šerdį. Orbitos išsiplėtimas užkerta kelią tolesnei potvynių sinchronizacijai, o masės stiprintuvas po to atjaunėja ir vystosi beveik chemiškai homogeniškai. Masinis aukotojas prieš žlugus masiniam sprogdintojui sprogsta 7 Myr. Darant prielaidą, kad dvejetainis kompiuteris bus suskaidytas supernovos smūgio metu, potencialus gama spindulių pliūpsnio pirmtakas taptų pabėgusia žvaigžde, kurios erdvės greitis būtų 27 km s -1, o per likusį jo gyvenimą nukeliautų apie 200 vnt.
Išvados:. Čia pateiktas dvejetainis kanalas pats savaime nepateikia naujo fizinio modelio, skirto apykaklės gamybai, nes gauti žvaigždžių modeliai yra beveik identiški beveik chemiškai homogeniškai besivystančioms greitai besisukančioms pavienėms žvaigždėms. Tačiau tai gali suteikti galimybę masyvioms žvaigždėms gauti reikiamą aukštą sukimosi greitį. Be to, tai rodo, kad bėgančiose žvaigždėse įvyksta galbūt didelė ilgų gama spindulių pliūpsnių dalis.


Saulę supa milijonai dvinarių žvaigždžių!

Saulė aplink savo galaktikos orbitą linguoja viena - kelionė per kosmosą.

Tačiau pusei Paukščių Tako žvaigždžių taip nėra. Jie egzistuoja kartu su palydovu, duetu, keliaujančiu kartu su kosmosu. Surišti pagal sunkumą, šie dvinarės žvaigždės yra neįtikėtinų savybių įvairovė ir daugeliu atžvilgių yra raktas į kosmoso supratimą.

Daugiau blogos astronomijos

Taip yra dėl „Gaia“ observatorijos ir atsidavusios astronomų komandos, kuri sunaikino milžinišką jos sukurtą duomenų atsargą.

Menininko Paukščių Tako galaktikos žemėlapis, kurio apskritimo spindulys yra 3000 šviesmečių, o jo centras yra Saulė. Autoriai: NASA / JPL-Caltech / Robert Hurt (SSC-Caltech) / Phil Plait (anotacija)

„Gaia“ yra Europos kosmoso agentūros misija, skriejanti apie Saulę stabilioje padėtyje apie 1,5 milijono kilometrų nuo Žemės. Jo misija yra išmatuoti „over“ pozicijas, judesius, spalvas ir kitas savybes beveik du milijardai žvaigždžių galaktikoje. Viskas. Nenurodoma, į kokią žvaigždę žiūrėti (išskyrus tai, kad ji būtų pakankamai ryški, kad galėtų pamatyti), ar gilintis į atsakymą į konkretų klausimą.

Vietoj to, idėja yra sukurti didžiulę žvaigždžių ir jų fizinių parametrų duomenų bazę, kad astronomai, kokie yra vaizduotės, galėtų ją analizuoti, kad rastų atsakymus į jiems rūpimą klausimą.

Vienas klausimas - kiek dvinarės žvaigždės ar yra tokių, kuriuos galime rasti naudodami „Gaia“ duomenis? O kai tai turėsime po ranka, ką galime sužinoti apie juos ir žvaigždes apskritai iš duomenų?

Tai ir padarė astronomų komanda. Norėdami rasti dvejetainius failus, jie ieškojo žvaigždžių porų, esančių vienodu atstumu nuo Žemės (naudojant paralaksas, akivaizdus žvaigždės padėties pokytis bėgant laikui, kai Gaia skrieja aplink Saulę) ir juda ta pačia kryptimi tuo pačiu greičiu - tai, ką mes vadiname tinkamas judesys. Visos žvaigždės, kurias galime pamatyti, skrieja aplink Paukščių Tako centrą ir laikui bėgant dėl ​​to judėjimo jų padėtis danguje keičiasi. „Gaia“ gali išmatuoti itin mažus žvaigždės padėties pokyčius, suteikdamas gana padorius matavimus 3000 šviesmečių spinduliu.

Norėdami įsitikinti, kad jie turi tikrus dvejetainius failus, o ne atsitiktinius žvaigždžių išsidėstymus skirtingais atstumais nuo mūsų, jie perėjo daugybę duomenų filtrų, išnaikindami sąrašą. Pvz., Buvo numestos dvi žvaigždės, kurios buvo per toli viena nuo kitos, kad būtų sujungtos gravitacijos būdu, taip pat žvaigždės grupėse arba trijų žvaigždžių sistemos dalis.

Galų gale jie negali visiškai pašalinti atsitiktinių sutapimų, tačiau gali statistiškai parodyti, kad jų yra labai mažai galutiniame kataloge.

Hablo vaizdas iš vienos artimiausių Saulei dvejetainių žvaigždžių: Sirijus A (viduryje) ir baltojo nykštuko palydovas B (kairėje apačioje) A yra maždaug 10 000 kartų ryškesnis. Autoriai: NASA, ESA, H. Bondas (STScI) ir M. Barstow (Lesterio universitetas)

Jie rado 1,26 milijono žvaigždžių, kurios turi 90% tikimybę būti susietos dvinarės, arba, jei padidėja galimybė, iki 99%, 1,1 milijono žvaigždžių. Šiaip ar taip, per 3000 šviesmečių Saulės spindulių gerokai daugiau nei pusė milijono dvejetainių sistemų.

Tai iš karto yra nuostabus rezultatas. Iki artimiausios žvaigždžių sistemos „Alpha Centauri“ yra daugiau nei 4 šviesmečiai. Todėl atrodo, kad arti Saulės nėra daug žvaigždžių, tačiau šis skaičius didėja kartu su žiūrimo atstumo kubu - atminkite, kad sferos tūris yra 4/3 x pi x 3 spindulys, ir dominuoja tas kubelinis spindulys. Pažvelkite į 40 šviesmečių ir bus tūkstantis žvaigždžių. Per 400 šviesmečių yra milijonas.

Iki 3000 šviesmečių turėtų būti apie 400 milijonų žvaigždžių *! Vis dėlto dauguma yra per silpni, kad Gaja galėtų pamatyti. Tačiau iš tų, kuriuos gali, daugiau nei milijonas palaiko ryšius su kita žvaigžde.

Dvi dvejetainės sistemos žvaigždės [BHB2007] 11 formuojasi ir traukia medžiagą iš disko, supančio abi gijų poras, suvyniotas dėl žvaigždžių judėjimo aplink viena kitą. Autoriai: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), Alvesas ir kt.

Statistika: iš šių dvejetainių kompiuterių 900 000 sistemų abi žvaigždės buvo tokios kaip Saulė, kurios branduoliuose vandenį sulydė į helį, ką mes vadiname pagrindinės sekos žvaigždės. 16 000 buvo sistemoje su viena pagrindine seka žvaigždute ir vienu baltu nykštuku, karšta žvaigždės šerdis, veikiama kosmoso po žvaigždės mirties. 1400 buvo baltųjų nykštukų / baltųjų nykštukų sistemoje (paprastai vadinamoje a dviguba degeneracinė sistema), 10 000 sistemų viena žvaigždė buvo milžinė - artėjanti savo gyvenimo pabaigai ir labai išsipūtusi - ir 130 žvaigždžių buvo milžiniškos. 13 000 buvo sistemos su pavaldžiomis žvaigždėmis, kai žvaigždė tik pradėjo naudoti savo degalus ir žengė į milžinišką kelią.

Šie skaičiai yra be galo naudingi astronomams. Dvejetainių žvaigždžių žvaigždės susidaro kartu iš to paties dujų debesies, todėl jų amžius ir sudėtis yra vienodi. Tai padeda pašalinti klaidinančius veiksnius bandant išsiaiškinti kitas savybes. Jų orbita aplink vienas kitą suteikia jums jų mases. Baltųjų nykštukų aušinimo greitis yra gerai suprantamas, todėl galime gauti ir jų amžių (silpniausia, ką jie matė Gaia duomenyse, buvo daugiau nei 10 mlrd metų, didelė dalis Visatos amžiaus). Stebint subgigantus ir milžinus šiose sistemose, parodoma, kaip jie vystosi bėgant laikui.

Meno kūriniai, vaizduojantys antrąją saulę, dvinarę Saulės palydovę, kuri galėjo egzistuoti prieš milijardus metų. Autorius: M. Weissas

Tikriausiai tai tik sutapimas, kad Saulė nėra dvejetainė. Kai kurios žvaigždės yra, kitos ne. Dvejetainėse sistemose aptikome daugybę eksoplanetų, skriejančių aplink vieną žvaigždę arba abi, todėl nėra taip, kad vienintelės planetos yra vienintelės žvaigždės. Tačiau kuo daugiau žinome apie dvejetaines žvaigždes, tuo geriau suprantame ir planetų formavimąsi.

Ir, tiesą sakant, mes tiksliai nežinome, kad Saulė visada buvo solo. Gali būti, kad kadaise tai buvo dvejetainės sistemos dalis. Taigi, vėl sužinojus daugiau apie juos, mums bus lengviau suprasti Saulę, o tai reiškia geriau suprasti save.

Dvejetainiai ar ne dvejetainiai, jie visi yra žvaigždės, kurių kiekviena verta sužinoti ir suprasti jas tokias, kokios yra. Galbūt ten yra ir bendresnė pamoka.

* Galaktika yra plokščias diskas, todėl aplink šį atstumą geometrija tampa sudėtingesnė nei naudojant kubuotą atstumą, o skaičius didėja labiau kaip atstumas kvadratu.


Baltųjų nykštukų sprogimai: švelni rūšis

Panagrinėkime tokią dviejų žvaigždžių sistemą: viena tapo a baltasis nykštukas o kitas palaipsniui perkelia ant jo medžiagą. Kai šviežias vandenilis iš išorinių jo palydovo sluoksnių kaupiasi ant karšto balto nykštuko paviršiaus, jis pradeda kaupti vandenilio sluoksnį. Kai degeneruotos žvaigždės paviršiuje kaupiasi ir kaista vis daugiau vandenilio, naujasis sluoksnis ilgainiui pasiekia temperatūrą, dėl kurios susiliejimas prasideda staigiai, sprogdinant, sprogdinant didelę dalį naujos medžiagos.

Tokiu būdu baltasis nykštukas greitai (bet tik trumpai) tampa gana ryškus, šimtus ar tūkstančius kartų viršijantis ankstesnį ryškumą. Stebėtojams prieš išradant teleskopą atrodė, kad staiga atsirado nauja žvaigždė, ir jie tai pavadino a nova. [1] Novae išnyksta per kelis mėnesius ar kelerius metus.

Buvo pastebėta šimtai novų, kurių kiekviena įvyko dvejetainėje žvaigždžių sistemoje, o kiekviena vėliau parodo išvarytos medžiagos apvalkalą. Nemažai žvaigždžių turi ne vieną novos epizodą, nes ant baltojo nykštuko kaupiasi daugiau medžiagos iš kaimyninės žvaigždės ir visas procesas kartojasi. Kol epizodai nepadidina baltojo nykštuko masės už Chandrasekharo ribos (per greitai pernešant per daug masės), paties tankio baltojo nykštuko beveik neveikia jo paviršiaus sprogimai.


Įvadas
1. Dvejetainių žvaigždžių Henri M. J. Boffino zoologijos sodas
2. Dvejetainių ir daugybinių žvaigždžių statistika M. Moe
3. Gaia ir LSST: jų svarba atliekant dvejetainių žvaigždžių tyrimus. L. Eyer, Nami Mowlavi, Isabelle Lecoeur-Taibi, Lorenzo Rimoldini, Berry Holl, Marc Audard, Simon Hodgkin, Dafydd W. Evans, Lukasz Wyrzykowsi, George Seabroke, Andrej Prša, ir Dimitri Pourbaix
4. Dvejetainių žvaigždžių R. G. Izzardo ir G. M. Halabi populiacijos sintezė
5. Mažos ir vidutinės masės žvaigždžių evoliucija: atviros problemos M. Salaris
6. Simbiotinės žvaigždės U. Munari
7. Dvejetainės žvaigždės po AGB kaip žvaigždžių evoliucijos žymekliai H. van Winckel
8. Binariškumo svarba formuojantis ir vystantis planetiniams ūkams D. Jonesas
9. Masinė žvaigždžių evoliucija: dvinarės dvi atskiros žvaigždės C. Georgy ir S. Ekström
10. Binariškumas didelėse masėse H. Sana
11. Šviesūs mėlyni kintamieji: jų susidarymas ir nestabilumas dvejetainių sąveikų kontekste A. Mehner
12. Ia tipo supernovos: iš kur jos kyla ir kur mus ves? F. Patatas ir N. Hallakounas
13. Dvejetainės sąveikos ir gama spindulių pliūpsniai N. R. Tanvir
14. Dvejetainiai kaip gravitacinių bangų šaltiniai G. Nelemansas
15. Dvejetainių programų poveikis žvaigždžių pradinei masės funkcijai P. Kroupa ir T. Jerabkova
16. Dvejetainių žvaigždžių susidarymas: teorijos ir stebėjimo įžvalgos C. J. Clarke
17. „Maxwell“ žvaigždžių spiečių demonas M. Mapelli
18. Alternatyvūs žvaigždžių evoliucijos keliai R. D. Mathieu ir E. M. Leiner
19. Laikrodžiai ir svarstyklės: žaismas su mėlynųjų klaipėdiečių F. R. Ferraro ir B. Lanzoni fizika
20. Binarai, turintys labai mažą metališkumą S. Lucatello
21. Populiacija ir spektrinė sintezė: ji neveikia be dvejetainių dokumentų J. J. Eldridge ir E. R. Stanway.

Giacomo Beccari, Europos pietinė observatorija, Garčingas
Giacomo Beccari yra Europos pietinės observatorijos Garčingo personalo astronomas. Jis yra buvęs Levi-Montalcini premijos laureatas ir „Blue Straggler Stars“ ekologijos (2014) bendraautorius.

Henris M. J. Boffinas, Europos pietinė observatorija, Garčingas
Henri M. J. Boffinas yra personalo astronomas Europos pietų observatorijoje Garčinge. Neseniai jis parodė dvejetainių žvaigždžių svarbą paaiškinant planetinius ūkus, įskaitant Flemingo 1 dvejetainės žvaigždės atradimą. Jis pradėjo naudoti optinę interferometriją tiriant masės perdavimą simbiotinėse žvaigždėse.


Nauji tyrimai suteikia didesnę reikšmę dvejetainių žvaigždžių formavimosi teorijai

Naudodamiesi naujomis patobulinto „Karl G. Jansky Very Large Array“ (VLA) galimybėmis, mokslininkai atrado anksčiau nematytus dvejetainius palydovus porai labai jaunų protostarų. Šis atradimas labai palaiko vieną iš konkuruojančių paaiškinimų, kaip susiformuoja dvigubų žvaigždžių sistemos.

Astronomai žino, kad maždaug pusė visų į Saulę panašių žvaigždžių yra dvigubų ar kelių žvaigždžių sistemų nariai, tačiau diskutavo, kaip tokios sistemos formuojasi.

& # 8220 Vienintelis būdas išspręsti diskusijas yra stebėti labai jaunas žvaigždžių sistemas ir sugauti jas formavimo akte “, - sakė Johnas Tobinas iš Nacionalinės radijo astronomijos observatorijos (NRAO). Tai, ką mes padarėme su žvaigždėmis, kurias stebėjome, ir gavome iš jų naujų vertingų patarimų “, - pridūrė jis.

Nauji jų užuominos palaiko idėją, kad dvigubų žvaigždžių sistemos susidaro, kai aplink vieną jauną žvaigždę susisuka dujų ir dulkių diskas, sudarantis dar vieną naują žvaigždę, skriejančią orbitoje su pirmąja. Jaunos žvaigždės, kurios vis dar renka materiją iš savo aplinkos, formuoja tokius diskus, o į srovę panašūs nutekėjimai greitai varo medžiagą siauromis sruogomis, statmenomis diskui.

Kai Tobinas ir tarptautinė astronomų komanda tyrė dujomis apgaubtas jaunas žvaigždes, nutolusias maždaug už 1000 šviesmečių nuo Žemės, jie nustatė, kad dviejuose anksčiau nematyti palydovai buvo lėktuve, kur tikėtasi jų diskai, statmeni ištekėjimo iš oro krypčiai. sistemas. Viena iš sistemų taip pat aiškiai turėjo diską, supantį abi jaunas žvaigždes.

“This fits the theoretical model of companions forming from fragmentation in the disk,” Tobin said. “This configuration would not be required by alternative explanations,” he added.

The new observations add to a growing body of evidence supporting the disk-fragmentation idea. In 2006, a different VLA observing team found an orbiting pair of young stars, each of which was surrounded by a disk of material. The two disks, they found, were aligned with each other in the same plane. Last year, Tobin and his colleagues found a large circumstellar disk forming around a protostar in the initial phases of star formation. This showed that disks are present early in the star formation process, a necessity for binary pairs to form through disk fragmentation.

“Our new findings, combined with the earlier data, make disk fragmentation the strongest explanation for how close multiple star systems are formed,” said Leslie Looney of NRAO and the University of Illinois.

“The increased sensitivity of the VLA, produced by a decade-long upgrade project completed in 2012, made the new discovery possible,” Claire Chandler of NRAO said.

The new capability was particularly valuable at the VLA’s highest frequency band, from 40-50 GHz, where dust in the disks surrounding young stars emits radio waves. The astronomers observed the young stars during 2012 with the VLA and with the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA) in California.