Двойные звёзды презентация

обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам.

определить массы компонентов системы. Этот метод практически не требует дополнительных модельных предположений, и поэтому является одним из главных методов определения масс в астрофизике. По этой причине двойные системы, компонентами которых являются чёрные дыры или нейтронные звезды, представляют большой интерес для астрофизики.

расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким образом, визуально-двойные звезды — это в основном звезды окрестностей Солнца с очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между компонентами).
При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную звезду с её спутником.

разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет обнаруживать двойные звезды. То есть по сути своей, спекл-интерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но если в классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных изображения, то в данном случае приходится анализировать спекл-интерферограммы.
Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько десятков лет

сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность все равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах.

зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

зафиксировав нелийность движения: первую производную собственного движения и вторую Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов

советскими астрономами А. Г. Масевичем и П. П. Паренаго, обратившими внимание на несоответствие масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с массой, сравнимой с солнечной, или немногим более. Очевидно, что компоненты двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный компонент должен проэвоэлюционировать раньше, чем маломассивный. Однако в системе Алголя более массивный компонент был моложе.
Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д. Кроуфордом. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается

высока. Именно этим объясняется способность удерживать планеты и другие небесные тела, ведь чем больше масса тела, тем сильнее его гравитация.
Масса влияет не только на силу гравитации звезды, но и на другие её характеристики. Например, масса прямо пропорциональна давлению и температуре в центре светила, а эти два параметра являются определяющими характеристики звезды.
Напрямую массу звезды можно определить только на основании закона всемирного тяготения. Однако это возможно лишь для звёзд, входящих в двойные системы. Так называют пару звёзд, вращающихся вокруг общего центра. В других случаях массы звёзд вычисляют, анализируя различные характеристики, косвенно связанные с массой. Обычно для этого используют светимость звёзд, пропорциональную массе.
Масса самых лёгких звёзд примерно в 10 раз меньше солнечной, а самых тяжёлых примерно в 10 больше, чем у Солнца.