Astronomija

Kas nutiktų, jei žvaigždė praeitų per dviejų dvinarių žvaigždžių barijotą?

Kas nutiktų, jei žvaigždė praeitų per dviejų dvinarių žvaigždžių barijotą?

Atlikau keletą tyrimų apie „Alfa Centauri A“ ir „B“ ir galvojau: „Kas nutiktų, jei kažkas pereitų tiesiai per šių dviejų žvaigždžių barjerą?“ Galiu teoretizuoti, kad pravažiuojanti žvaigždė savo gravitacija atsvers baricentrą, nusiųsdamas dvi žvaigždes bet kuria kryptimi. Nesu tikras dėl to, taip pat nesu tikras, ar kas nors turi atsakymą. Bet jei taip, prašau atsakykite, aš tikrai norėčiau žinoti!


Jei manysime, kad dvejetainės poros masės yra vienodos, tai simetrijos būdu žvaigždė, einanti per jų baricentrą stačiu kampu prieš jų sukimosi plokštumą, nepakeis jų simetrijos.

Atlikau keletą paprastų modeliavimų, kai žvaigždė, kurios masė 0,1, praskrenda per dvejetainį skritulį orbitoje.

Pirmasis atvejis yra sąveikaujantis asmuo, judantis 20 greičiu. Jis praeina, praradęs šiek tiek impulsą dvejetainiui, kuris dabar lėtai juda ta pačia kryptimi.

Antrasis yra sąveikaujantis asmuo, judantis lėčiau, greičiu 1. Dabar dvejetainis juda daugiau, o sąveika sukelia kvaziperiodinį svyravimą seimajoro ašyje.

Vien tik nuleidus sąveiką su nuliniu greičiu, jis susisieja su dvejetainiu, svyruojančiu pirmyn ir atgal, skatinančiu sudėtingą kvaziperiodinį ar chaotišką judesį.

Pora gali būti išsibarstę, įmesdami pakankamai sunkų sąveiką su pakankamu pagreičiu, kuris pirmiausia pritraukia dvejetainius kompiuterius, perkelia tiek impulsą, kad atjungtų sistemą, ir tada eina kartu.

Žinoma, jei kryptis nėra visiškai simetriška, viskas gali tapti netvarkinga. Atkreipkite dėmesį, kad yra ir ne chaotiškų sprendimų.

Apibendrinant galima pasakyti, kad interlopleriai gali kaupti energiją ir impulsą, padalinti dvejetainius failus arba sukurti chaotiškus raizginius. Bet ne barijotas yra svarbi dalis.


Ne, žvaigždė, einanti per barrycenterą ar kur nors tarp žvaigždžių ar netoliese, žvaigždžių neišskraidytų ir nieko nepanaikintų. Poveikis priklausys nuo to, kokia didelė buvo jūsų praeinanti žvaigždė, kaip greitai ji praėjo ir kokiu kampu artėjo, tai yra, kaip arti ji praėjo kiekvienai iš „Alfa Centauri“ žvaigždžių.

Kiek smūgio ar stūmimo jis duos kiekvienam objektui, priklausys nuo jūsų artėjančios žvaigždės santykinės krypties, greičio ir atstumo bei gravitacijos ar masės, todėl jis gali žvaigždes priartinti, atstumti, bet tuo pačiu tik pridėtų vektorių prie jau esančių žvaigždžių judėjimo.


Jei įsivaizduojate, kad visų trijų žvaigždžių masė yra panaši, tai būtų įprastas dalykas, kurį reikėtų laikyti pirmuoju artėjimu, ir darant prielaidą, kad įvykio greitis yra didesnis nei orbitos greitis (greičiausiai taip būtų, nes jis traukiasi), tada panašu, kad sąveika gali vykti su viena iš žvaigždžių dvilypėje, daugiau nei su kita. Taigi trumpai tos dvi žvaigždės elgtųsi kaip du objektai, patiriantys „Rutherfordo sklaidą“. Tai iš tiesų jautriai priklausytų nuo detalių (ypač kritimo kampo), tačiau man atrodo gana tikėtina, kad tai sutrikdys pradinį dvejetainį variantą. Gali būti, kad besikeičianti žvaigždė netgi gali patraukti vieną iš žvaigždžių į dvejetainę su savimi, palikdama kitą už savęs, tačiau jei žvaigždė greitai pasirodys, atrodo gana tikėtina, kad originali dvejetainė versija bus bent jau ekscentriška. ir gana tikėtina, kad iš viso sutriko. Bet taip, orbitos modeliavimas nėra pakaitalas.

Man atrodo, kad gali įsivaizduoti, kad trečioji žvaigždė ateina išilgai pirminio dvejetainio ašies. Tokiu ypatingu atveju incidento žvaigždė turėtų jokio poveikio jei pradiniame dvejetainyje žiedinėje orbitoje būtų dvi vienodos masės žvaigždės, jis paprasčiausiai pagreitintų visą pradinį dvejetainį link jo, o po to jį grąžintų į pradinį judėjimą. Tačiau tai nepaliks žvaigždžių judėjimo - ji ištrins jo poveikį, kai išeis, ir viskas, kas užsitęs, yra bendras barijoto centro poslinkis. Bet ten labai ypatingas atvejis.


Dvejetainės žvaigždės ir dvigubos žvaigždės

Dvejetainių žvaigždžių, bendradarbiaujančių kartu, vaizdas yra pribloškiantis, ypač kai jos turi ryškias spalvas.

XVII amžiuje išradus teleskopą, išryškėjo tikroji nakties dangaus prigimtis. Dabar buvo susiformavę tai, kas buvo paprasčiausia neryški nepaliestos akies dėmė, ir staiga buvo galima pastebėti visiškai naują ūkų, galaktikų ir žvaigždžių spiečių pasaulį.

Kai teleskopai buvo apmokyti žvaigždės, buvo padarytas įdomus atradimas - ne visos žvaigždės, kurias mes akimis matome kaip vienintelius taškus, iš tikrųjų nėra vienos. Kai kurios buvo atskleistos kaip dvi žvaigždės, o gal net daugiau. Buvo atrastos dvigubos žvaigždės ir kelių žvaigždžių sistemos.


Klausimas, kas nutinka, jei žvaigždė pati sukasi greičiau nei šviesa?

Ne, nes jie negali egzistuoti. Įsivaizduokite, kaip bandote kaboti karuselės krašte (skersmuo = 10 pėdų), sukantis 1 apsisukimu per sekundę. Dabar padidinkite tą rotaciją iki 31 milijono apsisukimų per sekundę.

Žvaigždės taip pat skristų, net nespėjusios susiformuoti, jei sukimasis būtų tik šviesos greičio dalis.

Keista, bet anksčiau buvo manoma, kad žvaigždės negali susidaryti iš debesų, nes visi debesys turi tam tikrą sukimąsi. Nors šie apsisukimai yra nedideli, debesų griūtis yra 20 dydžių, o tai reiškia, kad žvaigždė, sugriuvus iki normalaus dydžio, sukimosi greičiu viršytų šviesos greitį. Tai labai vėlavo debesų žlugimo modelį dešimtmečiais, kol buvo nustatyta, kad kiti įvykiai leido debesims žlugti.

Šridharta

IG2007

& Nekritikuokite to, ko negalite suprasti. & quot

Sniego gniūžtės saulės sistema

Žvaigždė centrifuginiu būdu fragmentuosis ilgai, kol pasieks šviesos greičio sukimąsi. Tai būtų tiesa net ir tokioms kompaktiškoms žvaigždėms, kaip baltieji nykštukai ar neutroninės žvaigždės.

Štai kas atsitinka, kai hidrostatinis objektas sukasi iki išcentrinio suskaidymo taško, kuris, manau, iš tikrųjų įvyko mūsų Saulės sistemoje:

Daugelio žvaigždžių sistemos vystosi „orbitos sąveikos“ būdu, kai mažiausiai masyvūs komponentai yra „išgarinami“ į išorę, o masyvesnės žvaigždės nugrimzta į vidų, kad suformuotų šerdį (arba dvejetainę porą dviejų masyvių žvaigždžių atveju). Principas yra „kinetinės energijos padalijimas“, kuris linkęs pernešti kinetinę energiją iš masyvesnių objektų į mažiau masyvius objektus orbitoje artimuose susitikimuose.

Čia yra spyruoklė - mažiau masyvūs objektai ne tik įgyja kinetinę energiją ir kampinį impulsą iš masyvesnių objektų, bet ir skatinami „pasisukti“, didinant jų sukimosi greitį. Rutuliniame klasteryje, kuriame nėra grynojo kampinio impulso, kampinio impulso vektoriai yra neteisingai išlyginti, nesukeliant progresuojančio sukimosi, tačiau plokštuminėje sistemoje, kaip ir protoplanetiniame diske (kur kampinio impulso vektoriai yra išlyginti), siūlau, kad gali atsirasti kažkas labai neįprasto .

Įsivaizduokime didelį kampinio momento protoplanetinį diską, kuriame centrinis mažybinis (rudos-nykštukinės masės) protostaras yra daug, daug mažiau masyvus nei aplinkinis diskas, kur m = 2 režimo disko nestabilumas sudaro dvigubą dvejetainę porą disko nestabilumo objektų orbitoje aplink rudosios nykštukės centrinę šerdį.

Dėl orbitinės sąveikos dvyniai protostarinai išgarina rudąjį nykštuką į apytakinę orbitą, nes dviviečiai protostarai nugrimzta į vidų (išsaugodami kampinį impulsą), kad susidarytų žvaigždės artima dvejetainė pora, tačiau jei proporcingai pasisukus rudasis nykštukas centrifugiškai suskaidomas, aš galima manyti, kad fragmentacija įvyksta labai konkrečiame dvare.

Pirmiausia sukdamas objektas išsikreipia į ištuštintą sferą, bet tada atsitinka kažkas neįprasto. Savarankiškas sunkumas ima viršų, o įstrižoji sfera išsikreipia į Jacobi elipsoidą, kuris (su papildomu pasukimu) pereina į baro režimo nestabilumą, kuris centrifuginiu būdu nepavyksta, kai dėl rankos savęs sunkio jėgos jie sugniaužiasi į didžiulį dvynį. dvejetainė pora, skriejanti apie mažybinę liekamąją šerdį, mano vadinamame procese „trifurkacija“.

Pirmosios kartos trifurkacija tuo pačiu ekvivalentinio padalijimo principu skatina antrosios kartos trifurkaciją, sukuriant mažėjančių dydžių dvinarių dvinarių porų rinkinį, pavyzdžiui, rusų lizdus.

Su keliomis trifurkacijos kartomis siūlau, kad buvęs dvejetainis Saulė (dvigubo dvejetainio disko nestabilumo objektai) sukėlė mūsų buvusį rudąjį nykštuką 4 kartų trifurkacijos formavimuisi: (buvęs)
- 1 gen. - buvęs dvejetainis palydovas + SUPER-Jupiterio liekamoji šerdis,
- 2 gen. - Jupiteris-Saturnas + SUPER-Neptūno liekamoji šerdis
- 3 gen. - Uranas-Neptūnas + SUPER-Žemės likutinis branduolys
- 4 gen. - Venera-Žemė + gyvsidabrio liekamoji šerdis

Tada dvejetainiai-dvejetainiai rezonansai išsprendė sistemą, sukeldami ekscentriškumo pompavimą, dėl kurio dvejetainė Saulė užfiksavo tris dvikalnių planetų rinkinius iš dvejetainio palydovo, sudarantį šią tarpinę konfigūraciją, išvardintus didėjančiu radialiniu atstumu nuo Saulės sistemos barijokcentro:
Dvejetainis-Saulė, Venera-Žemė-Merkurijus, Jupiteris-Saturnas, dvejetainis-palydovas, Uranas-Neptūnas, trifurkacijos šiukšlių diskas. (Kol kas pamirškite apie Marsą.) Ir karšti klasikiniai Kuiperio diržo objektai (KBO) „sutirštėjo“ nestabilumą transliuodami iš trifurcacijos šiukšlių disko.

Dėl papildomo ekscentriškumo pumpavimo visos dvejetainės poros išsiskyrė, išskyrus dvejetainį palydovą, nes dvejetainės saulės elementai susisuko į šviečiančią raudonąją novą, esant 4567 Ma, sudarydami saulės jungimosi šiukšlių diską, kuris „sutirštėjo“ nestabilus asteroidų srautams. , su gyvais saulės jungimosi-nukleosintezės trumpalaikiais radionuklidais (SLR). Chondritai kondensavosi vėliau, kai veidrodiniai fotoaparatai iš esmės mirė.

„Dvejetainis kompanionas“ su super-Jupiterio masės dvejetainiais komponentais beveik 4 milijardus metų skriejo aplink Saulę tarp Saturno ir Urano orbitų, tačiau dėl Saulės sutrikimo dvejetainiai komponentai laikui bėgant susisuko į vidų, kur artimas dvejetainis potencialas energija, perkelta į heliocentrinę Saulės palydovo orbitą, todėl laikui bėgant dvejetainė palydovė orbita tampa vis ekscentriškesnė, o tai taip pat padidino dvinarės kompanijos heliocentrinį periodą.

Palaipsniui didėjantis heliocentrinis laikotarpis sukėlė 1: 4 vidutinio judesio rezonansą per Kuiperio juostą, trukdydamas KBO nuo maždaug 4,1-3,8 Ga, sukeldamas vėlyvą stiprų vidinės Saulės sistemos bombardavimą.

Dvejetainis kompanionas aplenkė Urano orbitą, sukeldamas sunkų ašinį ašies pasvirimą.

Galiausiai super-Jupiterio masės dvejetainiai komponentai susiliejo susilietę 650 Ma greičiu per asimetrinį susijungimo sprogimą, kuris suteikė naujai sujungtam „Companion“ ištrūkimo iš Saulės greitį, o „Companion-susijungimo“ šiukšlių diskas sudužo Saulės sistemą, sukeldamas Marino apledėjimą. žemės sniego rutulio. Ankstesnį kriogenijos periodo apledėjimą iš Šturto sukėlė dvejetainiai komponentai, palaipsniui akreliuodami savo mėnulius, kai jie sukasi į vidų.

650 mln. „Companion-susijungimo“ šiukšlių diskas sutirštino šaltus klasikinius KBO, tyliai ekscentriškumo, mažo polinkio orbitose ir galbūt Ceres (su mažu didelių kraterių skaičiumi ir vidiniu vandenynu, nepaisant to, kad potvynių atoslūgių nėra), ir galbūt net Plutonas (su savo geologiškai aktyviu paviršiumi, nepaisant sinchroniškos orbitos su Charonu, todėl potvynis nešildomas).

Palyginimui, „Grand Tack“ reikia daugiau kintamųjų, kad būtų galima paaiškinti daug mažiau Saulės sistemos reiškinių, ir tai yra kur kas mažiau klastojama. „Grand Tack“ reikalauja, kad Jupiteris persikeltų (paaiškintų vidinės Saulės sistemos konfigūraciją), tada išeitų (paaiškintų išorinės Saulės sistemos konfigūraciją), kiekvienam manevrui reikalaujant savo kintamųjų rinkinio (atsižvelgiant į tikslią patogiai išnykęs protoplanetinis diskas), ir jis nenuspėja ir negali paaiškinti mūsų 3 planetų dvynių (Jupiterio-Saturno, Urano-Neptūno, Veneros-Žemės) rinkinių, jis negali paaiškinti bimodalinio vėlyvo sunkaus bombardavimo (kur 1: 4 rezonansas pirmiausia sujaudino Plutinos, po to sekė cubewanos). Jis negali paaiškinti bimodalinių Žemės sniego gniūžtės epizodų ir nepaaiškina stipraus Urano ašinio pasvirimo. (Yra ir daugiau, bet tai tiesiog kauptųsi.)


Šviesos kreivių skaitymas

Varžybose gali tekti perskaityti šviesos kreivę. Šviesos kreivės yra šviesos intensyvumo grafikai, paprastai tam tikrame dažnių diapazone, atsižvelgiant į laiką. Tai labai svarbu kintančioms žvaigždėms, nes tam tikrų tipų kintamos žvaigždės turės tam tikros formos šviesos kreives. Matuojant objekto šviesos intensyvumą ir generuojant šviesos kreivę, dažnai galima nustatyti, kokio tipo objektas tai yra.

Šviesos kreivės yra naudingos tiek periodiniams, tiek sprogstamiesiems kintamiesiems. Periodiniams kintamiesiems šviesos kreivės ciklų forma ir modelis dažnai suteikia reikšmingą užuominą apie objekto tipą. Tačiau sprogstamųjų kintamųjų šviesos kreivių forma taip pat yra labai naudinga nustatant novas ir supernovas, ypač Ia tipo supernovas. Daugiau informacijos apie šviesos kreivių naudojimą Ia tipo supernovų atžvilgiu galite rasti šiame puslapyje.


Vertingos įžvalgos, kai neutroninė žvaigždė praėjo per žvaigždžių vėjus

NASA Chandros rentgeno observatorijos užfiksuoti duomenys apie neutroninę žvaigždę, praeinančią per tankų žvaigždžių vėjo lopą, sklindantį iš masyvios palydovinės žvaigždės, suteikia vertingos informacijos apie žvaigždžių vėjų struktūrą ir sudėtį bei apie pačios neutroninės žvaigždės aplinką. 2019 m. Sausio 15 d. Žurnale pateikiamas dokumentas, kuriame aprašomas tyrimas, kuriam vadovavo Penn State astronomai. Mėnesiniai Karališkosios astronomijos draugijos pranešimai .

„Žvaigždžių vėjai yra greitai tekanti medžiaga, susidedanti iš protonų, elektronų ir metalų atomų, išstumta iš žvaigždžių“, - sakė Pragati Pradhan, Penn State astronomijos ir astrofizikos mokslų daktarė ir pagrindinė šio straipsnio autorė. "Ši medžiaga praturtina žvaigždės aplinką metalais, kinetine energija ir jonizuojančiąja spinduliuote. Tai yra žvaigždžių susidarymo medžiaga. Iki paskutinio dešimtmečio manyta, kad žvaigždžių vėjai yra vienalytiai, tačiau šie" Chandra "duomenys pateikia tiesioginius įrodymus, kad žvaigždžių vėjai yra tankių grumstų “.

Stebima neutronų žvaigždė yra didelės masės rentgeno dvejetainės sistemos dalis - kompaktiška, nepaprastai tanki neutroninė žvaigždė, suporuota su masyvia „normalia“ supergigantine žvaigžde. Dvejetainėse sistemose esančios neutroninės žvaigždės sukelia rentgeno spindulius, kai žvaigždės palydovo medžiaga nukrenta neutroninės žvaigždės link ir pagreitėja iki didelio greičio. Dėl šio pagreičio gaunami rentgeno spinduliai, kurie gali sąveikauti su žvaigždės vėjo medžiagomis, kad gautų antrinius parašo energijos rentgeno spindulius įvairiais atstumais nuo neutroninės žvaigždės. Pavyzdžiui, neutralūs - nepakrauti - geležies atomai sukuria fluorescencinius rentgeno spindulius, kurių energija siekia 6,4 kilogramo elektronvoltų (keV), maždaug 3000 kartų viršijančios regimosios šviesos energiją. Astronomai naudoja spektrometrus, pavyzdžiui, instrumentą ant „Chandra“, kad užfiksuotų šiuos rentgeno spindulius ir atskirtų juos pagal jų energiją, kad sužinotų apie žvaigždžių kompozicijas.

„Neutralūs geležies atomai yra labiau paplitusi žvaigždžių sudedamoji dalis, todėl savo spektrometrų duomenyse paprastai matome didelę smailę esant 6,4 keV, žiūrėdami į daugumos neutroninių žvaigždžių rentgeno spindulius didelės masės rentgeno dvejetainėje sistemoje, Pradhan. "Kai mes pažvelgėme į rentgeno duomenis iš didelės masės rentgeno dvejetainės sistemos, žinomos kaip OAO 1657-415, pamatėme, kad ši smailė esant 6,4 keV turi neįprastą savybę. Viršūnė buvo plačiai išplėsta iki 6,3 keV. Tai pratęsimas vadinamas „Compton peties“ dalimi ir rodo, kad neutralios geležies rentgeno spindulius atgal sklaido žvaigždę supanti tanki medžiaga. Tai yra tik antroji didelės masės rentgeno dvejetainė sistema, kur tokia funkcija buvo aptikta “.

Tyrėjai taip pat naudojo pažangiausią „Chandra“ inžineriją, kad nustatytų apatinę atstumo nuo neutroninės žvaigždės, kurią sudaro neutralios geležies rentgeno spinduliai, ribą. Jų spektrinė analizė parodė, kad neutrali geležis jonizuojama mažiausiai 2,5 šviesos sekundės atstumu, maždaug 750 milijonų metrų arba beveik 500 000 mylių atstumu nuo neutronų žvaigždės, kad būtų sukurta rentgeno spinduliuotė.

„Šiame darbe matome rentgeno spindulių pritemdymą nuo neutronų žvaigždės ir ryškią liniją nuo neutralios geležies rentgeno spindulių spektre - du parašai, palaikantys klampų žvaigždžių vėjų pobūdį“, - sakė Pradhanas. "Be to, aptikus„ Compton "petį, mes taip pat leidome susikurti aplink šią neutroninę žvaigždę esančią aplinką. Tikimės, kad galėsime geriau suprasti šį reiškinį, artėjant kosminių laivų, tokių kaip„ Lynx "ir„ Athena ", paleidimui, kuris pagerins X- spindulių spektro skiriamoji geba. "

Pradhanui po doktorantūros darbo Pens valstijoje, prižiūrint astronomijos ir astrofizikos profesoriui Davidui Burrowsui, astronomijos ir astrofizikos mokslų daktarui Jamie Kennea ir astronomijos ir astrofizikos mokslų profesoriui Abe Falcone, ji daugiausia dalyvauja rašant algoritmus. rentgeno spindulių aptikimas iš trumpalaikių astronominių įvykių, pavyzdžiui, matomų iš šių didelės masės rentgeno dvejetainių sistemų prietaisams, esantiems erdvėlaivyje „Athena“.

Pradhan ir jos komanda taip pat vykdo tolesnę kampaniją, kurioje žiūrima į tą patį didelės masės rentgeno spindulių dvejetainį modelį su kitu NASA palydovu - „NuSTAR“, kuris apims platesnį šio šaltinio rentgeno spindulių spektrą, kurio energija svyruoja nuo

„Mes džiaugiamės ir būsimu„ NuSTAR “stebėjimu“, - sakė Pradhanas. "Tokie stebėjimai esant kietiems rentgeno spinduliams suteiks dar vieną aspektą mūsų supratimui apie šios sistemos fiziką ir turėsime galimybę įvertinti magnetinį OAO 1657-415 žvaigždės žvaigždės lauką, kuris greičiausiai yra milijoną kartų stipresnis nei stipriausias magnetinis laukas Žemėje “.


Keisti dulkių debesys, skriejantys aplink mūsų galaktikos centrinę juodąją skylę, gali būti keisčiau, nei manėme

Paukščių Tako galaktikos centre yra supermasyvi juodoji skylė, kurią astronomai pavadino Sgr A *, o jos masė viršija 4 milijonus kartų.

Bet tai ne vienas. Aplink tą juodąją skylę taip pat yra daugybė kitų dalykų, įskaitant žvaigždes, dujas ir dulkes. Laikui bėgant galime matyti, kaip šie objektai juda, kuriuos laiko neįtikėtinas Sgr A * sunkumas. Tiesą sakant, kelių žvaigždžių judesiai mums daug ką pasakė apie pačią juodąją skylę.

Daugiau blogos astronomijos

Bet ten yra dar viena objektų klasė, kažkas neseniai atrasta, ir neaišku, kas tai yra. Jei astronomų komanda yra teisi, jie gali būti tarp keisčiausių objektų galaktikoje: dvinarės žvaigždės, kurios, nuožmiai paveikdamos juodąją skylę, susiliejo ir tapo kažkuo kitu. Vienos žvaigždės, bet keistos.

Pirmasis iš šių objektų, vadinamas G1, buvo atrastas 2005 m., O antrasis (G2) - 2012 m. Jie atrodė kaip dulkių debesys, kompaktiški medžiagų grumstai. Tačiau 2014 m. G2 praėjo labai arti juodosios skylės, pakankamai arti, kad tai būtų paprastas debesis, kurį susmulkintų didžiulė juodosios skylės potvynio jėga. Šokiruojančiai jis išliko sveikas! Tada astronomai spėjo, kad tai gali būti žvaigždę supantis dulkių debesis, o žvaigždės sunkumas neleido debesiui išsisklaidyti. Bet be daugiau pavyzdžių buvo sunku sužinoti ką nors daugiau.

Ir čia atsiranda naujas tyrimas. Naudodamiesi didžiuliu Keck 10 metrų infraraudonųjų spindulių teleskopu Havajuose, astronomai rado dar keturis objektus, skriejančius aplink supermasyvią juodąją skylę, kurie labai panašūs į pirmuosius du.

G1-6 dulkių debesų orbitų aplink galaktikos centrą schema. Kairė: 3D vaizdas, kuriame nurodomos dabartinės objektų padėties ir kryptys. Dešinėje: jų padėtis ir orbitos judėjimas parodytas žiūrint iš Žemės. Kreditas: Ciurlo ir kt.

Kaip ir pirmieji du, jie atrodo kaip dulkių debesys, skleidžiantys tokiems dalykams būdingą šviesą. Atrodo, kad jose taip pat yra vandenilio dujų, kurios infraraudonųjų spindulių spinduliuose spindi tam tikru bangos ilgiu (vadinamos Brackett gama apie 2,2 mikrono, gerokai už žmogaus akies matomos ribos). Jie elipsiškai skrieja aplink juodąją skylę, kurių laikotarpiai svyruoja nuo 170 iki 1600 metų, tačiau orbitos gana skiriasi viena nuo kitos (skirtingos elipsės ir orbitos plokštumos), nurodant, kad jos visos nesusidarė iš vieno objekto, pavyzdžiui, dulkių debesies kad suskilo į mažesnes. Įdomu tai, kad per visus 13 stebėjimo metų jie visi išliko maždaug vienodi, todėl atrodo, kad jie yra šiek tiek stabilūs.

Taigi jie negali būti paprasti dulkių debesys, kaip žinojome iš G2 artimo juodosios skylės perėjos. Tuomet kokie jie?

Meno kūrinys, kuriame vaizduojami dulkių debesys su žvaigždėmis, apjuostomis Sgr A *, supermasyvia juodąja skylute Paukščių Tako centre. Autorius: Jackas Ciurlo

Astronomai dar kartą atkreipė dėmesį į mintį, kad kiekviena iš jų kadaise galėjo būti dvinarė žvaigždžių sistema, dvi žvaigždės skrieja viena iš kitos. Maždaug pusė galaktikos žvaigždžių yra tokiose dvejetainėse sistemose, todėl jos yra labai paplitusios. Paprastai, ypač mažos masės žvaigždėms, jie gali taip sukiotis aplink milijardus metų, linksmai vienas kitą sukdami aplink savo bendrą svorio centrą.

Bet arti galaktikos centro esantys žmonės turi supermasyvią problemą: Sgr A *. Jei jie savo orbitoje priartės prie jo, juodosios skylės potvyniai gali juos paveikti. Trumpai tariant, gravitacija stiprėja tuo arčiau objekto, ir jei tas objektas yra juodoji skylė, gradientas gali būti kietas. Kai jie artėja, viena žvaigždė yra šiek tiek arčiau juodosios skylės nei kita ir daug stipriau prisitraukia. Tai ištempia orbitą dėl to gravitacijos pokyčio. Kai jie pagaliau nutolsta nuo Sgr A *, jų orbita aplink vienas kitą gali būti žymiai pakeista.

Jei tai atsitiks vėl ir vėl, dvi žvaigždes galima numesti taip arti viena kitos, kad jos susilieja ir tampa viena žvaigžde.

V838 Monocerotis. Autorius: Roberto Colombari / NASA / „TheHubble HeritageTeam“ (AURA / STScI)

Atminkite, kad tai yra nepaprastai energingas dalykas! Mes čia kalbamės su žvaigždėmis. Susiliejus įvyksta daug labai galingų įvykių, įskaitant daug dulkių susidarymą: maži grūdeliai iš akmenuotos arba anglies turinčios medžiagos. Šios dulkės plečiasi aplink žvaigždę, formuodamos aplink ją tankų debesį.

Tai ne tik teorija: mes matėme, kaip tai įvyksta. Žvaigždė V838 „Monocerotis“ yra būtent šio įvykio pavyzdys. Tikėtina, kad tai bus dvi masyvios žvaigždės, kurios susiliejo ir išpūtė didžiulį dulkių debesį. Tam tikru metu netolimoje praeityje žvaigždė turėjo šviesos protrūkį ir, kai impulsas keliavo per debesį, jis apšvietė skirtingas jo dalis (atrodo, lyg stebėtume, kaip debesis plečiasi, bet iš tikrųjų tai tik šviesa, judanti per ją mes matome).

Taigi, ar mes matome pusę tuzino V838 monocerotizų *, skriejančių aplink mūsų galaktikos centrinę supermasyvią juodąją skylę? Tai tikrai įmanoma. Tinka skaičius, kurį matome, idėja, kad jos yra žvaigždės, įterptos į tankius dulkių debesis, tinka dinamika (tai yra, kad dvinarės žvaigždės patenka aplink juodąją skylę, kurią paveikė potvynis ir susijungimas, yra fiziškai patikimas), ir mes turime pavyzdį kaip tik toks žvėris (nors ir nesisuka šalia juodosios skylės V838, yra maždaug už 2000 šviesmečių nuo mūsų, o nuo galaktikos centro - 26 000 šviesmečių). Tiesą sakant, prieš maždaug 4–6 milijonus metų galaktikos centre neseniai įvyko žvaigždžių formavimasis, kuris galėjo būti labai geras, kai gimė šie dvejetainiai failai.

Taigi tai man gana įtikinamai. Pažymėsiu, kad ši idėja man patiko dar prieš surandant G3–6, todėl esu linkusi tai vertinti kaip didesnę paramą. Ir jei paaiškėja, kad jie nėra neseniai susijungusios dvejetainės žvaigždės, skleidžiančios dulkių debesis, na, tai reiškia, kad jos yra dar keisčiau.

Man tai tikrai gerai. Kai kalbate apie masines juodąsias skyles, visos keistų dalykų manieros tampa įprasta. Taigi, kad ir kokie šie dalykai būtų, jie yra šaunūs ir verta stebėti (infraraudonųjų spindulių) akį.

* Graikiško žodžio genityvo atvejo pliuralizavimas angliškai mano kalbinius įgūdžius gerokai viršija. Taigi aš einu su tuo.


Dvejetainė žvaigždė yra dviejų žvaigždžių, skriejančių aplink centrinį tašką, žvaigždžių sistema, vadinama barijocentru. Pokalbyje dvinarės žvaigždės kartais atsainiai vadinamos dvigubomis žvaigždėmis. Dvejetainių žvaigždžių sistemos arba kelių žvaigždžių sistemos (3 ir daugiau žvaigždžių orbitoje toje pačioje sistemoje) iš tikrųjų yra daug labiau paplitusios, nei jūs manote. Tęskite skaitymą & # 8220Binarinės žvaigždės & # 8221 Tęsti skaitymą ir rarr

Ar tai paukštis? lėktuvas? superherojus? Ne tai ir kometa! „Comet & rsquos“ yra šaldytos dujų, uolų ir dulkių sniego gniūžtės, skriejančios aplink Saulę ir rdquo. „Comet & rsquos“ paprastai svyruoja nuo 750 metrų iki 20 kilometrų. Šiuo metu yra 3717 žmogui žinomų kometų. „Comet & rsquos“ susidaro iš dulkių dalelių, susidariusių apledėjus. Tęskite skaitymą & # 8220Comet & # 8221


Meteoritai, kometos ir planetos

1.02.1 Įvadas

Tradiciškai astronomai tyrinėjo žvaigždes, naudodami, retais atvejais, Žemės ir virš jos teleskopais gaunamą elektromagnetinę spinduliuotę. Nuo aštuntojo dešimtmečio vidurio buvo atidarytas papildomas stebėjimo langas mikroskopinių presoliarinių grūdelių pavidalu, randamais primityviuose meteorituose. Šie grūdai, matyt, susiformavo vėlyvojo tipo žvaigždžių ištekėjimuose ir žvaigždžių sprogimų išmetimo šaltiniuose ir išgyveno susidarius Saulės sistemai. Jie gali būti jų pagrindiniuose meteorituose ir iš jų išgauti bei išsamiai ištirti laboratorijoje. Jų žvaigždžių kilmę atpažįsta izotopinės kompozicijos, kurios visiškai skiriasi nuo Saulės sistemos ir kai kuriems elementams apima itin platų diapazoną, nepalikdamos beveik abejonių, kad grūdai yra senovės žvaigždžių dulkės.

1950-aisiais buvo galutinai nustatyta, kad elementai nuo anglies iki tol susidaro dėl branduolinių reakcijų žvaigždėse ir klasikinių Burbidge'o straipsnių. ir kt. (1957) ir Cameron (1957) pateikė teorinę žvaigždžių nukleosintezės sistemą. Pasak šių autorių, branduoliniai procesai gamina labai skirtingų izotopų kompozicijų elementus, priklausomai nuo konkretaus žvaigždės šaltinio. Naujai pagaminti elementai į žvaigždžių vėją arba kaip supernovos (SN) išstūmimą įpurškiami į tarpžvaigždinę terpę (ISM), praturtindami galaktiką „metalais“ (visi elementai sunkesni už helį) ir manoma, kad po ilgos galaktikos istorijos Saulės sistema susidarė iš šios medžiagos mišinio. Tiesą sakant, originalus Burbidge'o darbas ir kt. ir Cameroną paskatino Saulės sistemos nuklidų gausos dėsningumų stebėjimas, gautas tiriant meteoritus (Suess ir Urey, 1956). Nors Saulės sistemos elementų ir izotopų gausa yra tik daugelio žvaigždžių šaltinių vidurkis (žr. 1.03 skyrių, Andersas ir Grevesse, 1989, Grevesse) ir kt., 1996 Lodders, 2003 Asplund ir kt., 2005) išliko svarbiu nukleosintezės teorijos testu (pvz., Timmes ir kt., 1995 ).

Priešingai, žvaigždžių grūdelių tyrimas leidžia gauti informacijos apie atskiras žvaigždes, papildant astronominius elementų ir izotopų gausumo žvaigždėse stebėjimus (pvz., Lambert, 1991), pridedant matavimus tiems elementams, kurių neįmanoma išmatuoti astronomiškai. Be nukleosintezės ir žvaigždžių evoliucijos, presoliariniai grūdai teikia informaciją apie galaktinę cheminę evoliuciją, fizines savybes žvaigždžių atmosferose, SN išstūmimo maišymą ir sąlygas Saulės ūkoje bei meteoritų, kuriuose yra grūdai, pirminiuose kūnuose.

Ši nauja astronomijos sritis išaugo tiek, kad šiame skyriuje ne visi išankstinių grūdų aspektai gali būti išsamiai nagrinėjami. Todėl suinteresuotas skaitytojas remiasi naujausiomis apžvalgomis (Anders and Zinner, 1993 Ott, 1993 Zinner, 1998a, b Hoppe and Zinner, 2000 Nittler, 2003 Clayton and Nittler, 2004 Hoppe, 2004 Lodders and Amari, 2005 Lugaro, 2005) ir surastų dokumentų rinkiniui Presolarinės medžiagos laboratorinių tyrimų astrofiziniai padariniai (Bernatowicz ir Zinner, 1997). Knygoje yra ne tik keli išsamūs apžvalginiai straipsniai apie priešsluoksnius dulkių grūdelius, bet ir keletas skyrių apie žvaigždžių nukleosintezę. Daugiau informacijos apie nukleosintezę galite gauti iš Claytono (1983b) ir Arnetto (1996) vadovėlių ir iš Käppeler apžvalgų. ir kt. (1989), Meyer (1994), Wallerstein ir kt. (1997) ir Meyer ir Zinner (2006).


Ar prieš tūkstantmečius artimas ateivių žvaigždžių sistemos pralėkimas sukėlė Saulės sistemos kometas?

Prieš 70 000 metų dvejetainė žvaigždžių sistema skyrė mūsų Saulės sistemą gana arti, skirdama mažiau nei šviesmetį nuo Saulės. Tai neįprasta, vidutiniškai žvaigždės yra panašios į 4 šviesmečių atstumą - iš tikrųjų artimiausia mums žinoma žvaigždė yra maždaug už 4,2 šviesmečių.

Ar šis artimas žvaigždžių susitikimas prieš tūkstantmečius galėjo kaip nors paveikti Saulės sistemą? Atsakymas yra…. gal būt.

Skirkite sekundę, kad tai nustatytumėte už jus.

Dvejetainis pavadinimas vadinamas WISE J072003.20-084651.2 (matomas WISE observatorijos ir pavadintas pagal jo koordinates danguje), arba šnekamojoje kalboje „Scholz's stars“, nes pirmą kartą jį nustatė astronomas Ralfas-Dieteris Scholzas. Du sistemos objektai yra šiek tiek nelyginiai, vienas yra a labai mažos masės raudonoji nykštukinė žvaigždė, vos vos žvaigždė (tai M9 tipas), o kita tikrai nėra žvaigždė, o rudasis nykštukas, objektas, masyvesnis už planetą, tačiau neturintis masės, reikalingos užsitęsusiai branduolio sintezei jo šerdis (dėl ko žvaigždė tampa žvaigžde).

Dėl mažos šių objektų masės jie labai nualpsta, todėl jie nebuvo atrasti iki 2014 m. Dar blogiau, kad jie yra Dvynių žvaigždyne, esančiame Paukščių Tako plokštumoje, kur buriasi milijonai žvaigždžių , todėl sunkiau pastebėti silpnus daiktus.

Iki silpnos dvinarės žvaigždžių sistemos „WISE J072003.20-084651.2“, dar žinomos kaip „Scholz“ žvaigždės, yra maždaug 22 šviesmečiai, jos aptikti nepavyko iki 2014 m. Gal galite pamatyti, kodėl - ir šis vaizdas yra infraraudonųjų spindulių spinduliuose, kur žvaigždės šviečia ryškiau nei matomos lengvas. Kreditas: Aladinas / 2MASS

Dvejetainė Scholzo žvaigždžių sistema yra maždaug 22 šviesmečių atstumu nuo Saulės ... dabar. Bet atsekus jo judėjimą atgal laiku, matyti, kad jis praėjo labai arti mūsų prieš 70 000 metų. Tiksliai kaip arti sunku pasakyti, bet kažkas mažiau nei šviesmečiai atrodo gana tikri.

Šis artimas dvejetainis pravažiavimas tikrai neturėjo įtakos mūsų vidinės Saulės sistemos planetoms ar mėnuliams, tačiau tai įmanoma padarė paveikti mūsų vietinės apylinkės gyventojus: Oorto debesų kometas.

Oorto debesis yra maždaug sferinė, galimai trilijonų ledo kamuoliukų, esančių tamsoje, kolekcija. Apibrėžimai skiriasi, tačiau jis prasideda maždaug 400 milijardų kilometrų nuo Saulės, 100 kartų viršijančių Neptūno atstumą, ir gali siekti daugiau nei dešimt trilijonų kilometrų: apie šviesmečius.

Kaip tik arti praėjo Scholzo žvaigždės. Hmmm. Ar dvejetainės sistemos sunkumas galėjo paveikti kokias nors kometas, pakeisdamas didingas milijonų metų orbitas ir nuleidęs jas link Saulės?

Gali būti! Astronomų komanda apžvelgė kometų, turinčių neįprastas orbitas, kolekciją, kurią mes vadiname hiperbolinėmis orbitomis. Objects on these kinds of paths are moving too quickly to be bound by the Sun as they pull away from the Sun they slow, but they're moving so rapidly the Sun's gravity can't slow them to a stop and reverse their courses. They'll leave the solar system entirely.

There are a few ways comets can become hyperbolic. One is to pass to close to Jupiter or Neptune. If they do, the gravity of these planets can give them a kick in the tail (haha! Ha! Because they're kometos!), boosting their velocity just enough to become hyperbolic. We've seen this happen a few times with comets.

Another is a close pass by a star, like Scholz's binary. But how can you tell?

What the astronomers did was look at 339 hyperbolic comets to figure out the shapes of their orbits as carefully as possible, and then traced the motions of these comets backward in time about 100,000 years. This can be done using sophisticated computer models that use the physics of gravitational interactions with the planets, moons, and asteroids to see just how they affect the comets' orbits.

Because the Oort cloud is roughly spherical, you'd expect the comets would come from random directions in the sky. But that's not what they found: There were several clumps in the sky where comets seems to come from more often than other spots. Some of these you expect through random statistics, like flipping a coin and having it come up heads a few times in a row.

You can apply some math to that distribution and determine how much deviation from randomness you expect… And some of the clumps look pretty real. Including one that appears in the sky not too far from the current location of Scholz's stars.

But wait! Not so fast! It's not that clear this means what you think it means. That's the location of Scholz's binary now, but 70,000 years ago, when it passed us, it was in a different part of the sky. I'd expect the comets to be coming from there, not the direction where the binary star is now.

I asked the lead author of the work, Carlos de la Fuente Marcos, about this, and he agreed. The problem is that the position of the binary star system is hard to extrapolate backward accurately, and the farther back you go the more uncertain it gets. You get what I think of as a "probability blob," a biggish area on the sky where the stars probably were, but you can't say for certain where in that area they were.

So the directions those comets came from overlaps with where the stars may have been 70,000 years ago, but it's not certain. And it's certainly not certain enough to rule out the possibility that there may be another cause for the comet clumping.

Artwork depicting the red dwarf/brown dwarf binary system called Scholz’s stars, which passed near Earth about 70,000 years ago (the Sun appears as a bright star to the left). Credit: Michael Osadciw/University of Rochester

And that's why the answer to all this is "maybe." It's possible the gravity from the binary system shook up the outer solar system and sent a bunch of comets our way, but it's possible they're unrelated, too.

That's irritating. But there's a way to do better. One is to keep observing Scholz's system, get better measurements of its velocity in space, so that we can trace it backward better. Another way is to keep looking for more comets, and whenever we find one that's hyperbolic we can add it to the list and see where it falls.

Until then, this is a very interesting hypothesis, but by no means certain.

Another thing they mention that's pretty interesting: They found 8 comets out of the 339 that were moving at speeds that indicate they may be interstellar! In general, comets that start in the Oort cloud and get disturbed in some way accelerate as they fall closer to the Sun, but these were moving rapidly enough (about 1.5 kilometers per second faster than the free fall speed) that it's at least possible they came from another star. We can't say for sure, but still pretty neat.

And there's one other thing I want to add: The press release for this news came with an interesting graphic. Given the timing of the passage of Scholz's star, it happened when humans walked the Earth. In fact there were still Neanderthals along with Homo sapiens at that time! The graphic depicts an ancient person of indeterminate species gazing up at and illuminated by a red star in the sky:

Sadly, this graphic is not accurate even at closest approach, Scholz’s Stars were far, far too faint to see without a telescope, which would have to wait 70,000 years to be invented. Credit: José A. Peñas/SINC

There's a problem here though: Even the brighter of the two objects in the binary is so faint and weak that it would've been invisible to the naked eye! And it's not even close it would've been about 1/100th as bright as the faintest star you can see. I know that seems counterintuitive given how close it was, but a red dwarf at that end of the mass scale is truly a dim bulb. It would have to have passed us ten times closer to be seen at all, and even then it would've been very faint (you might suppose we have that drawing wrong, and that's an alien standing on a planet orbiting the red dwarf — but that doesn't work either the Sun would be as bright as Venus, fainter than depicted, and it's the wrong color anyhow).


Ever look at a picture of Saturn (or anything else with rings) and think &ldquoWow, I wonder what those rings are made of?&rdquo Spoiler alert &ndash they&rsquore just very pretty rocks and ices and dusts. How about this one &ndash Ever look up at the Moon (or any other moon) and think &ldquoWow, I wonderContinue reading “earth&rsquos rings?” Continue reading &rarr

I was watching a documentary about the sheer power and destruction that Mount Vesuvius lay upon those heedless Roman citizens in Pompeii, and it got me thinking about the movement of the tectonic plates. What needs to happen underneath the land to create enough power to bury a city in 15 feet of rubble andContinue reading “Mount Vesuvius and the Pompeiian Disaster: How it happened” Continue reading &rarr


Fall 2015 - The Symbiotic Binary AG Pegasi

A Once in a Century Opportunity!!

AG Pegasi​ is a very dynamic system. Its last outburst was in 1860-1870 when it went from magnitude V=6, at its brightest, and has been gradually dimming since to magnitude V=9. That is until this year, between May 27t​h​ and June 13t​h​, when this system started brightening again. In the past year the system has brightened by a factor of 6! ​Little is truly known​ about this fascinating target&rsquos outburst phase.

Not much new has been learned since Kenyon et al. wrote about it in 1993. AG Peg is what is known as a symbiotic binary star, first classified as such by Cecilia Payne-Gaposchkin (at Harvard!) in 1957. AG Peg is a ​M III giant​ with a ​hot, compact companion​ star embedded in an ionized nebula with expanding shells of gas. The system is in a ​812 day orbit​.

Photometric monitoring allowed early astronomers to discover a lot about this system. During the previous outburst, the technology did not exist to do really precise photometry and the time coverage was sparse, so there is still a lot of information about the system to be learned.

Another particularly interesting opportunity is to track the changes in the spectra to get a physical understanding of how the system is changing during an outburst. Getting​ photometric​ and ​spectroscopic​ data frequently is very important to our understanding of this unique transient system.

Spring 2015 - Comet Lovejoy

We observed Comet Lovejoy throughout the spring semester after it made its closest approach in January 2015. The above image in BVR shows the bright green comet and the trailing stars as the comet moves through the sky. The green color is from a florescence of diatomic C2 gas.

A chance discovery on January 21, 2014 by Steve Fossey et al. of University College London during an undergraduate telescope training session revealed the closest Type Ia supernova in the past 42 years. Type Ia supernova are valuable distance measures and an explosion this close allows for accurate calibration. The Harvard Observing Project monitored this closely for 4 months in BVRi filters and an Harvard undergraduate Missy McIntosh presented a poster (see below) at the American Astronomical Society meeting in Boston, MA (June 2014).

Fall 2013 and Fall 2014 - TargetAsteroids!

Tracking Asteroid 2005YU55.


We will be participating in the Target Asteroids! citizen science program, which is part of the OSIRIS-REx mission. In 2016, the spacecraft will journey to a Near Earth Asteroid that makes a close pass by Earth every six years and will return a sample of asteroid material. In the mean time, amateur observers - including us - are joining forces to gather more information on NEOs of particular interest to the mission.

Near Earth Objects (or NEOs) are asteroids or comets that are on orbits that take them close to Earth's. Our goal is to do astrometry (measuring position) and photometry (measuring brightness). Astrometry allows us to determine the object's orbit - in particular, you might want to know if it will hit Earth! From photometry, we can measure the rotation period of an asteroid and maybe learn something about it's shape (see, for example, this blog post). Another reason you might be interested in the nearest asteroids is that Planetary Resources announced in Spring 2012 that they are going to mine asteroids.

As an example of what we hope to see, the video to above-left shows Asteroid 2005YU55 on its close approach to Earth in 2011. This video is a composite of 6 images taken by the Fall 2011 SPU21 class.

Fall 2012 - Eclipsing Binary Stars

Eclisping binaries are two orbiting stars which periodically pass in front of each other. Eclipsing binaries are useful because the eclipses tell us about the radii and temperatures of the two stars (with other observations, their masses may also be determined). Most stars are in fact part of binary systems. Some binaries consist of two mid-life stars that are still on the main sequence, some contain one star at a later stage of its evolution, and some contain rarer specimens such as white dwarfs or neutron stars.

With our observations, we'll be helping out the eclipsing binary research being led by the KELT and Kepler teams.

Fall 2011 - PAWM: White Dwarf Monitoring

Data from one of our PAWM teams. Orange cross-hairs show our data. Red circles are the data averaged over short time intervals.


Harvard joined amateur astronomers around the world in the Pro-Am White Dwarf Monitoring (PAWM) Project. During this month-long pilot project, we looked for transits of Earth-sized planets around white dwarfs.

A transit occurs when a planet passes between us an its host star, temporarily blocking some of the star's light. We see the star decrease in brightness and can use this decrease to determine the planet's orbital period and radius. White dwarfs aren't much bigger than Earth itself, so the transit of an Earth-sized planet could block a lot of light.

PAWM observed 46 white dwarfs, none of which showed evidence for an Earth-sized planet. However, one white dwarf was seen to vary sinusoidally.


Žiūrėti video įrašą: Žvaigždžių dydžiai (Sausis 2022).