Astronomiya

İki ulduzun kütlələri nədir (verilən məlumatlar verilir)?

İki ulduzun kütlələri nədir (verilən məlumatlar verilir)?

Əgər kimsə heç olmasa məni cavab tapmaq istiqamətində göstərməyə və ya həll etməyimdə kömək etməyə hazır olsaydı, minnətdaram. Bunu necə edəcəyimi bilmirəm və bunu özbaşına necə həll edəcəyimi bilməliyəm (üstəlik ev tapşırığının cavabına ehtiyacım var, ancaq bir cavab kömək etməyəcək).

Sual:

Tutulan ikili sistemdəki iki ulduzun spektral xətləri 10 aylıq bir müddətlə irəli və irəliləyir. Hər iki ulduzun xətləri bərabər miqdarda dəyişir və Doppler sürüşmə miqdarı hər ulduzun orbital sürətinin $ ~ 8.0 cdot 10 ^ 4 ~ mbox {m} / mbox {s} olduğunu göstərir. $ Nələrdir iki ulduzun kütlələri? Tutaq ki, iki ulduzun hər biri öz kütlə mərkəzi ətrafında dairəvi bir orbit izləyir.


Kepler'in üçüncü qanununun ümumiləşdirilmiş (a la Newton) formasını istifadə etməlisiniz; buraya bax.


Ulduzların kütlə baxımından bərabər olduğunu və orbitlərinin dairəvi olduğunu düşünə bilərik

Orbital sürət 80000 m / s və 10 aylıq orbital dövrdə (və ya 2.628 $ dəfə 10 ^ 7 $ s) orbitin uzunluğu 2.1024 $ dəfə 10 ^ {12} $ m və ya 14.05 AU təşkil edir orbit buna görə $ 14.05 / tau $ = 2.237AU təşkil edir.

Keplers qanununun verilmiş versiyası $$ T ^ 2 = frac {a ^ 3} {m_1 + m_2} $$

$ T ^ 2 = (10/12) ^ 2 = 0.6944 $ (ilə çevirmək üçün 12-yə bölün) və $ a ^ 3 = 11.19 $ əvəzinə $$ m_1 + m_2 = frac {11.19} {0.6944} = 16.12 mathrm {solar kütlə}. $$

$ M_1 = m_2 $ olduğundan, hər ulduzun kütləsi 8.06 günəş kütləsi və ya $ 1.6 dəfə 10 ^ {31} $ kg.


İki ulduzun kütlələri nədir (verilən məlumatlar verilir)? - Astronomiya

Bu bölmənin sonunda:

  • İkili ulduz sistemlərinin müxtəlif növlərini fərqləndirin
  • Cəmini çıxarmaq üçün Kepler’in üçüncü qanununun Newton versiyasını necə tətbiq edə biləcəyimizi anlayın ulduz kütləsiikili ulduz sistemindədir
  • Bir ulduzun fiziki xüsusiyyətlərini təyin etmək üçün ulduz kütləsi ilə ulduz parlaqlığı arasındakı əlaqəni tətbiq edin

Bir ulduz kütləsi - içərisində nə qədər material var - ən vacib xüsusiyyətlərindən biridir. Gördüyümüz kimi bir ulduzun kütləsini bilsək, nə qədər parlayacağını və son taleyinin nə olacağını təxmin edə bilərik. Yenə də bir ulduzun kütləsini birbaşa ölçmək çox çətindir. Nə isə bir tərəzinin kosmik ekvivalentinə bir ulduz qoymalıyıq.

Xoşbəxtlikdən bütün ulduzlar digər ulduzlardan təcrid olunaraq Günəş kimi yaşamır. Ulduzların təxminən yarısı ikili ulduzlar- cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə bağlanmış iki ulduz. İkili ulduzların kütlələri, orbitlərinin ölçmələrindən hesablana bilər, necə ki Günəşin kütləsi ətrafındakı planetlərin orbitlərini ölçməklə əldə edilə bilər (bax: Orbits and Cravity).


Müşahidələr

16 Oktyabr 2017-ci il tarixində bildirilən hadisə 17 Avqust 2017-ci il tarixində başladı. LIGO təcrübələri o gün təxminən 100 saniyə davam edən bir cazibə dalğa siqnalını qeyd etdi. Üçüncü bir detektor, İtaliyada Qız baş interferometri də bu hadisəni təsbit etdi. Astronomlar bu hadisəni GW170817 təyin etdilər ("GW" "cazibə dalğası" deməkdir və rəqəmlər hadisənin aşkar olunduğu tarixə aiddir). GW150914-də olduğu kimi (cazibə dalğalarının ilk birbaşa aşkarlanması olan hadisənin adı 2015), dalğaların spektri nəzəriyyəçilərə hadisənin mahiyyətini çıxartmağa imkan verdi. Verilənlərə ən yaxşı uyğun olan biri 1,1 günəş kütləsi, digəri isə 1,6 günəş kütləsi ilə yaxın bir orbitdə iki neytron ulduzunun toqquşmasıdır. Toqquşma, uzun illər ərzində ağırlıq dalğalarının tədricən şüalanması ilə orbitin çürüməsi nəticəsində meydana gəldi. Bu hadisə, iki qara dəliyin birləşməsindən çox, iki neytron ulduzunun toqquşması nəticəsində meydana gəldiyindən, son hadisənin ssenarisi əvvəlkindən daha fərqli oynandı.

Böyük bir müşahidə fərqi ondan ibarətdir ki, GW170817 təxminən 100 saniyə ərzində meydana gəldiyi halda, GW150914 təxminən dörddə bir saniyə, təxminən 1/400 uzun müddət davam etdi. Bundan əlavə, GW150914-dən fərqli olaraq, GW170817 elektromaqnit spektrinin bir neçə dalğa boyunda aşkar edilmişdir. İlk belə aşkarlama qamma şüası idi (bir hadisə astronomları etiketi GRB 170817A - “GRB” “qamma şüası partlaması” mənasını verir, əvvəllər olduğu kimi rəqəmlər aşkarlanma tarixinə istinad edir və “A” hərfi göstərir o gün aşkarlanan ilk qamma şüası idi). Həm yer üzündə fırlanan Fermi Gamma-Ray Kosmik Teleskopu (FGST), həm də INTErnational Gamma-Ray Astrofizika Laboratoriyası (INTEGRAL) cazibə dalğa siqnalının bitməsindən iki saniyə keçmədən GRB 170817A aşkar etdi. Gamma şüalarının partlaması yarım əsrdir bilinir, lakin uzun illər mənşəyi bilinmir və qızğın mübahisələrə səbəb olurdu. Yaranan dominant nəzəriyyə qamma şüalarının partlamalarının neytron ulduzlarının birləşməsindən qaynaqlandığıdır. Qama-şüa partlamaları astrofiziki cəhətdən çox maraqlı olduğundan, onların aşkarlanması avtomatik olaraq dünyanın böyük rəsədxanalarına astronomların hadisələrin optik həmkarlarını axtarmağa başlamaları üçün bir xəbərdarlıq verir. Cazibə dalğası ölçmələrindən alınan məlumatlar səmanın kiçik bir hissəsinə qədər axtarışları daraldıb. 11 saat ərzində bir qrup, 130 milyon işıq ili uzaqlıqda olduğu təxmin edilən Hydra bürcündəki bir qalaktika olan NGC 4993-də bir "yeni ulduz" şəkli çəkdirdi. Ehtimal olunur ki, bu obyekt GW170817-dən görünən emissiya idi. Doqquz gün sonra dünya ətrafında dövr edən Chandra X-ray Rəsədxanası (CXO) ilk dəfə mənbədən rentgen şüaları aşkar etdi. Bundan bir həftə sonra radio dalğaları Çox Böyük Array (VLA) tərəfindən təsbit edildi. Hər bir elektromaqnit siqnalının vaxt gecikməsi, genişlənən püskürmənin neytron ulduzu ikili sistemin ətrafındakı maddə ilə qarşılıqlı əlaqəsi üçün tələb olunan vaxta bağlıdır.


18.2 Ulduz kütlələrinin ölçülməsi

Bir ulduz kütləsi - içərisində nə qədər material var - ən vacib xüsusiyyətlərindən biridir. Gördüyümüz kimi bir ulduzun kütləsini bilsək, nə qədər parlayacağını və son taleyinin nə olacağını təxmin edə bilərik. Yenə də bir ulduzun kütləsini birbaşa ölçmək çox çətindir. Nə isə bir tərəzinin kosmik ekvivalentinə bir ulduz qoymalıyıq.

Xoşbəxtlikdən bütün ulduzlar digər ulduzlardan təcrid olunaraq Günəş kimi yaşamır. Ulduzların təxminən yarısı ikili ulduzlar- cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə bağlanmış iki ulduz. İkili ulduzların kütlələri, orbitlərinin ölçmələrindən hesablana bilər, necə ki Günəşin kütləsi ətrafındakı planetlərin orbitlərini ölçməklə əldə edilə bilər (bax: Orbits and Cravity).

İkili Ulduzlar

Kütlənin necə ölçülə biləcəyini daha ətraflı müzakirə etməzdən əvvəl cüt-cüt gələn ulduzlara daha yaxından nəzər salacağıq. İlk ikili ulduz yarım əsrdən az müddət sonra 1650-ci ildə kəşf edildi Qalileo teleskopla səmanı müşahidə etməyə başladı. İtalyan astronom John Baptiste Riccioli (1598–1671), Böyük Möcüzənin qulpunun ortasında olan Mizar ulduzunun teleskopu ilə iki ulduz kimi göründüyünü qeyd etdi. Bu kəşfdən bəri minlərlə ikili ulduz kataloğ edildi. (Astronomlar göydə bir-birlərinə yaxın görünən hər hansı bir ulduz cütlüyünü çağırırlar ikiqat ulduzlar, lakin bunların hamısı əsl ikili təşkil etmir, yəni hamısı fiziki cəhətdən əlaqəli deyildir. Bəziləri, əslində bizdən fərqli məsafələrdə olan ulduzların təsadüfən uyğunlaşmasıdır.) Ulduzlar ən çox cüt-cüt olmasına baxmayaraq, üç və dördlü sistemlər də mövcuddur.

Tanınmış ikili ulduzlardan biri Əkizlər bürcündə yerləşən Castor'dur. 1804-cü ilə qədər astronom William Herschel , eyni zamanda Uran planetini kəşf edən Kastorun daha solğun komponentinin daha parlaq komponentə nisbətən mövqeyini bir qədər dəyişdirdiyini qeyd etmişdi. ("Komponent" ifadəsini bir ulduz sisteminin üzvü deməkdir.) Burada bir ulduzun digərinin ətrafında hərəkət etdiyinə dair dəlillər var idi. Əslində cazibə qüvvəsinin Günəş sistemi xaricində mövcud olduğuna dair ilk dəlil idi. İkili ulduzun orbital hərəkəti Şəkil 1-də göstərilmişdir. Hər iki ulduzun teleskopla göründüyü ikili ulduz sisteminə a vizual ikili.

İkili Ulduzun İnqilabı.

Şəkil 1. Bu rəqəm, biri qəhvəyi bir cırtdan və biri ultra sərin L cırtdanı olan iki ulduzun qarşılıqlı inqilabına dair yeddi müşahidəni göstərir. Mavi ellips tərəfindən göstərilən orbitdəki hər qırmızı nöqtə, cırtdanlardan birinin digərinə nisbətən mövqeyinə uyğundur. Ulduz cütlüyünün fərqli tarixlərdə fərqli görünməsinin səbəbi, bəzi şəkillərin Hubble Kosmik Teleskopu ilə, bəzilərinin isə yerdən çəkilməsidir. Oklar hər qırmızı nöqtənin mövqelərinə uyğun olan həqiqi müşahidələrə işarə edir. Bu müşahidələrdən beynəlxalq bir astronom qrupu ilk dəfə ultra soyuq qəhvəyi cırtdan ulduzun kütləsini birbaşa ölçdü. Jupiter planetinin böyüklüyünə görə cırtdan ulduz Günəşimizin kütləsinin yalnız% 8,5-i qədərdir. (kredit: ESA / NASA və Herve Bouy (Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik / ESO, Almaniya) tərəfindən işin dəyişdirilməsi)

Edward C. Seçim (1846-1919), Harvardda, 1889-cu ildə ikili ulduzların ikinci sinifini - ulduzlardan yalnız birinin doğrudan göründüyü bir sinfi kəşf etdi. Mizar spektrini araşdırarkən daha parlaq ulduz spektrindəki qaranlıq udma xətlərinin ümumiyyətlə ikiqat olduğunu tapdı. Astronomların normalda yalnız birini gördükləri iki xətt yox idi, həm də xətlərin aralığı daim dəyişirdi. Bəzən xətlər tək olurdu. Mizarın Mizar A adlanan daha parlaq komponentinin özü 104 gün ərzində bir-birinin ətrafında fırlanan iki ulduz olduğunu düzgün şəkildə çıxartdı. Mizar A kimi, teleskopla çəkildikdə və ya vizual olaraq müşahidə edildikdə tək bir ulduz kimi görünən, lakin spektroskopiyada həqiqətən ikiqat ulduz olduğunu göstərən bir ulduza deyilir spektroskopik ikili.

Yeri gəlmişkən, Mizar bu cür ulduz sistemlərinin nə qədər kompleks ola biləcəyinə yaxşı bir nümunədir. Mizar, teleskop olmadan görülə bilən Alcor adlı zəif bir yoldaşına sahib olduğu əsrlərdir bilinir. MizarAlcor forma optik ikiqat- göydə bir-birinə yaxın görünən, lakin bir-birinin ətrafında fırlanmayan bir cüt ulduz. 1650-ci ildə Riccioli’nin kəşf etdiyi kimi teleskopla Mizarın orbitə çıxan başqa bir daha yaxın yoldaşının olduğu görülə bilər Mizar, beləliklə görmə ikili. Mizar A və Mizar B kimi tanınan bu vizual ikili təşkil edən iki komponent, hər ikisi spektroskopik ikili. Deməli, Mizar həqiqətən dördqat bir ulduz sistemidir.

Qəti şəkildə desək, ikili ulduz sisteminin hərəkətini bir ulduzun digərinin ətrafında fırlandığını söyləməklə təsvir etmək düzgün deyil. Cazibə qüvvəsi a qarşılıqlı cazibə. Hər bir ulduz digərinə bir cazibə qüvvəsi tətbiq edir və nəticədə hər iki ulduz aralarında bir nöqtə ətrafında dönər kütlə mərkəzi. Təsəvvür edin ki, iki ulduz bir mişarın hər iki ucunda oturur. Mişarın tarazlaşması üçün dayaq nöqtəsinin yerləşməli olduğu nöqtə kütlə mərkəzidir və hər zaman daha böyük ulduza daha yaxındır (şəkil 2).

İkili Ulduz Sistem.

Şəkil 2. İkili ulduz sistemində hər iki ulduz kütlə mərkəzinin ətrafında dövr edir. Şəkildə iki fərqli kütləli ulduzların kütlə mərkəzindən nisbi mövqeləri, iki kütlənin səviyyəsini saxlamaq üçün bir mişar məkanında necə yerləşməli olduqlarına bənzəyir. Kütləsi daha yüksək olan ulduz kütlənin mərkəzinə yaxın, aşağı kütləsi olan ulduz isə ondan daha uzaqda olacaqdır.

Şəkil 3, sistemdən fərqli vaxtlarda müşahidə etdiyimiz hər bir ulduzun spektrindəki bir xətt ilə birlikdə kütlə mərkəzi ətrafında hərəkət edən iki ulduz (A və B) göstərir. Bir ulduz kütlə mərkəzinə nisbətən bizə yaxınlaşdıqda, digər ulduz bizdən geri çəkilir. Sol üst illüstrasiyada A ulduzu bizə tərəf irəliləyir, ona görə də spektrindəki xətt spektrin mavi ucuna doğru Doppler tərəfindən dəyişdirilmişdir. Ulduz B bizdən uzaqlaşır, ona görə də xətti qırmızı sürüşmə göstərir. İki ulduzun kompozit spektrini müşahidə etdikdə, xətt ikiqat görünür. İki ulduz hər ikisi də bizim görmə xəttimiz boyunca hərəkət edərkən (nə bizə, nə də bizə tərəf), ikisi də eyni radial sürətə (cütün kütlə mərkəzininki) bərabərdir, bu səbəbdən iki ulduzun spektral xətləri bir araya gəlir. Bu, Şəkil 3-dəki iki alt illüstrasiyada göstərilir.

İki Ulduzun Bir-birinin ətrafında dövr etdiyi hərəkətlər və Spektrin nələri göstərdiyi.

Şəkil 3. Sürətdəki dəyişiklikləri görə bilərik, çünki bir ulduz Yer üzünə doğru irəlilədikdə, digəri yarım dövr sonra geriyə doğru hərəkət edir. Doppler sürüşmələri spektral xətlərin irəli və irəli hərəkət etməsinə səbəb olur. Diaqram 1 və 3-də hər iki ulduzun xətləri bir-birindən yaxşı ayrılmış şəkildə görülə bilər. İki ulduz görmə xəttimizə dik olaraq hərəkət etdikdə (yəni nə bizə doğru, nə də bizdən uzaqlaşmırlar), iki xətt tamamilə üst-üstə qoyulmuşdur və beləliklə 2 və 4-cü diaqramlarda yalnız bir spektral xətt görürük . Diaqramlarda ulduz cütlüyünün orbiti izləyiciyə nisbətən bir az əyilir (və ya izləyici göydə ona baxsaydı, orbit izləyicinin görmə xəttinə görə əyilmiş olardı). Əgər orbit tam olaraq səhifənin və ya ekranın (və ya göyün) müstəvisində olsaydı, demək olar ki, dairəvi görünərdi, lakin radial sürətdə heç bir dəyişiklik görməzdik (hərəkətin heç bir hissəsi bizə tərəf və ya bizdən uzaq olmayacaqdı). ) Əgər orbit səhifənin və ya ekranın müstəvisinə perpendikulyar olsaydı, ulduzlar düz bir xətt üzrə irəli və irəli hərəkət etdikləri görünür və mümkün olan ən böyük radial sürət dəyişikliyini görərik.

Ulduzların sürətlərinin zamanla necə dəyişdiyini göstərən bir süjet a radial sürət əyrisi Şəkil 3-dəki ikili sistem üçün əyri Şəkil 4-də göstərilmişdir.

Spektroskopik ikili sistemdəki radial sürətlər.

Şəkil 4. Bu əyrilər ulduzların növbə ilə Yer kürəsindən necə yaxınlaşdığını və geri çəkildiyini göstərən iki ulduzun spektroskopik ikili sistemində radial sürətlərini təsvir edir. Qeyd edək ki, müsbət sürət, ulduzun sistemin kütlə mərkəzinə nisbətən bizdən uzaqlaşması deməkdir və bu vəziyyətdə saniyədə 40 kilometrdir. Mənfi sürət ulduzun kütlə mərkəzinə nisbətən bizə doğru irəliləməsi deməkdir. Döngədəki Şəkil 3-dəki illüstrasiyalara uyğun mövqelər diaqram nömrəsi ilə qeyd olunur (1-4).

İkili Ulduzların Yörüngələrindən Kütlələr

Newton’un Kepler’in üçüncü qanununun yenidən qurulmasından istifadə edərək ikili ulduz sistemlərinin kütlələrini qiymətləndirə bilərik (Newton’un Ümumdünya Cazibə Qanununda müzakirə olunur). Kepler, bir planetin Günəşi dövr etməsi üçün vaxtın Günəşdən uzaqlığı ilə müəyyən bir riyazi düsturla əlaqəli olduğunu tapdı. İkili ulduz vəziyyətimizdə, iki obyekt qarşılıqlı inqilab edirsə, o zaman dövr (P) bir-birlərinin ətrafında gəzdikləri yarı ox ilə əlaqəlidir (D.) bu tənliyə görə birinin digərinə görə orbitinin

harada D. astronomik vahidlərdədir, P illərlə ölçülür və M1 + M2 iki ulduzun Günəş kütləsinin vahidlərindəki kütlələrinin cəmidir. Bu astronomlar üçün çox faydalı bir düstur ki, orbitin ölçüsünü və ulduzların qarşılıqlı inqilab müddətini ikili sistemdə müşahidə edə bilsək, kütlələrinin cəmini hesablaya bilərik.

Əksər spektroskopik ikili sistemlər bir neçə gündən bir neçə aya qədər dəyişir, üzv ulduzları arasında adətən 1 AU-dan az ayrılır. Xatırladaq ki, AU Yerdən Günəşə olan məsafədir, buna görə də bu kiçik bir ayrılıqdır və ulduzların məsafələrində görünməsi çox çətindir. Bu səbəbdən bu sistemlərin bir çoxunun yalnız spektrlərini diqqətlə öyrənərək ikiqat olduğu bilinir.

Spektroskopik ikili ulduzların kütlələrini təyin etmək üçün radial sürət əyrisini (şəkil 4-də olduğu kimi) analiz edə bilərik. Bu praktik olaraq mürəkkəbdir, lakin prinsipcə çətin deyil. Ulduzların sürətlərini Doppler təsiri . Daha sonra dövrü - ulduzların bir orbital dövrü keçmə müddətini sürət əyrisindən təyin edirik. Ulduzların nə qədər sürətlə hərəkət etdiyini və onların nə qədər dövr etdiklərini bilmək bizə orbitin ətrafını və dolayısı ilə ulduzların kilometrlərlə və ya astronomik vahidlərlə ayrılmasını izah edir. Kepler qanunundan, dövr və ayrılma ulduzların kütlələrinin cəmini hesablamağa imkan verir.

Əlbətdə kütlələrin cəmini bilmək, hər bir ulduzun kütləsini ayrı-ayrılıqda bilmək qədər faydalı deyil. Ancaq iki ulduzun nisbi orbital sürətləri bizə hər ulduzun ümumi kütləsinin nə qədər olduğunu izah edə bilər. Testere bənzətməsində gördüyümüz kimi, daha kütləvi ulduz kütlənin mərkəzinə daha yaxındır və bu səbəbdən daha kiçik bir orbitə sahibdir. Bu səbəbdən daha uzaq, daha aşağı kütləli ulduzla müqayisədə eyni zamanda dolaşmaq üçün daha yavaş hərəkət edir. Sürətləri bir-birinə nisbətən ayırsaq, kütlələri bir-birinə nisbətən sıralaya bilərik. Təcrübədə, ikili sistemin göydə görmə xəttimizə necə yönəldiyini də bilməliyik, amma bunu etsək və yeni təsvir olunan addımlar diqqətlə yerinə yetirilsə, nəticə hər birinin kütlələrinin hesablanmasıdır. sistemdəki iki ulduz.

Xülasə edək ki, ümumi bir kütlə mərkəzi ətrafında iki ulduzun hərəkətinin cazibə qanunları ilə birləşdirildiyi yaxşı bir ölçü, bu cür sistemlərdəki ulduzların kütlələrini təyin etməyə imkan verir. Bu kütləvi ölçmələr ulduzların necə inkişaf etdiyinə dair bir nəzəriyyənin inkişafı üçün tamamilə vacibdir. Bu metodun ən yaxşı tərəflərindən biri ikili sistemin yerləşməsindən asılı olmamasıdır. Ən yaxın qonşularımızdakı kimi bizdən 100 işıq ili uzaqlıqdakı ulduzlar üçün də yaxşı işləyir.

Xüsusi bir nümunə götürmək üçün Sirius Əlavə J-də Kepler’in üçüncü qanunu tətbiq etmək üçün kifayət qədər məlumata sahib olduğumuz ikili ulduzlardan biridir:

Bu vəziyyətdə, adətən Sirius adlandırdığımız iki ulduz və onun çox zəif yoldaşı, təxminən 20 AU ilə ayrılır və təxminən 50 il orbital dövrü var. Bu dəyərləri formulda yerləşdirsək, sahib olardıq

Bu kütlələrin cəmi üçün həll edilə bilər:

Buna görə Sirius ikili sistemindəki iki ulduzun kütlələrinin cəmi Günəş kütləsindən 3,2 dəfə çoxdur. Hər ulduzun fərdi kütləsini təyin etmək üçün iki ulduzun sürətlərinə və orbitin görmə xəttimizə nisbətən istiqamətinə ehtiyacımız olacaq.

Ulduz Kütlələrin Aralığı

Bir ulduzun kütləsi nə qədər böyük ola bilər? Günəşdən daha böyük ulduzlar nadirdir. Günəşdən 30 işıq ili içindəki ulduzların heç birinin kütləsi Günəşin dörd qatından çox deyil. Günəşdən böyük məsafələrdə aparılan axtarışlar, kütlələri Günəşdən təxminən 100 dəfə çox olan bir neçə ulduzun tapılmasına gətirib çıxardı və bir neçə ulduzun (bir neçə milyarddan bir neçəsinin) 250 günəş kütləsi qədər kütləsi ola bilər. . Ancaq əksər ulduzların kütləsi Günəşdən daha azdır.

Nəzəri hesablamalara görə həqiqi bir ulduzun sahib ola biləcəyi ən kiçik kütlə Günəşin təxminən 1/12 hissəsidir. "Həqiqi" bir ulduz dedikdə, astronomlar helium meydana gətirmək üçün protonları birləşdirəcək qədər isti olanı bildirir (Günəşdə: Nüvə Elektrik Evində bəhs edildiyi kimi). Təxminən Günəşin 1/100 ilə 1/12 arasında kütlələri olan cisimlər, deuteriumun iştirak etdiyi nüvə reaksiyalarının köməyi ilə qısa müddətə enerji istehsal edə bilər, lakin protonları birləşdirəcək qədər isti olmurlar. Bu cür cisimlər ulduzlar və planetlər arasında kütlə baxımından aralıqdır və bu ad verilmişdir qəhvəyi cırtdanlar (Şəkil 5). Qəhvəyi cırtdanlar bənzərdir Yupiter radiusda, lakin kütlələri Yupiterin kütləsindən təxminən 13 ilə 80 qat daha böyükdür. 1

Orionda Qəhvəyi Cırtdanlar.

Şəkil 5. Hubble Kosmik Teleskopu ilə çəkilən bu şəkillər, ulduz əmələ gətirən bölgənin içərisindəki Trapezium ulduz qrupunu əhatə edən bölgəni göstərir. Orion Dumanlıq . (a) Görünən işıq görünüşündə qəhvəyi cırtdanlar görünmür, həm görünənlərə çox az işıq səpdikləri üçün, həm də bu bölgədəki toz buludları içərisində gizləndikləri üçün. (b) Bu şəkil tozdan keçərək bizə yol tapa bilən infraqırmızı işıqda çəkilmişdir. Bu görüntüdəki ən zəif obyektlər, kütlələri Yupiterin kütləsindən 13 ilə 80 dəfə çox olan qəhvəyi cırtdanlardır. (kredit a: NASA, CR O'Dell və SK Wong (Rice Universiteti) kredit b: NASA KL Luhman (Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzi) və G. Schneider, E. Young, G. Rieke, A. Cotera, H. Chen, M. Rieke, R. Thompson (Steward Rəsədxanası))

Kütlələri Günəşin (və ya 10 Yupiter kütləsinin) kütləsindən təqribən daha kiçik olan cisimlərə planetlər deyilir. İçərisində olduqları radioaktiv elementlər tərəfindən istehsal olunan enerjini yaya bilər və eyni zamanda öz çəkilərində yavaş-yavaş sıxaraq (qravitasiya daralması deyilən bir proses) əmələ gələn istiliyi də yaya bilərlər. Bununla birlikdə, içləri heç bir nüvə reaksiyasının reallaşması üçün əsla yüksək istiliyə çatmayacaq. Kütləsi Günəşin 1/1000 kütləsi olan Yupiter, şübhəsiz ki, bir planetdir. 1990-cı illərə qədər planetləri yalnız öz günəş sistemimizdə aşkar edə bilirdik, amma indi başqa yerlərdə də minlərlə planetimiz var. (Bu həyəcanlı müşahidələri Günəş Sisteminin xaricində Ulduzların Doğuşu və Planetlərin Kəşfi kitabında müzakirə edəcəyik.)

Kütlə-Parlaqlıq Münasibəti

İndi bir çox fərqli ulduz tipinin xüsusiyyətlərini ölçdüyümüz üçün xüsusiyyətlər arasında əlaqələr axtara bilərik. Məsələn, bir ulduzun kütləsi və parlaqlığının əlaqəli olub olmadığını soruşa bilərik. Çoğu ulduz üçün bunlar olduğu ortaya çıxdı: Nə qədər kütləvi ulduzlar ümumiyyətlə daha parlaqdır. Kimi tanınan bu münasibət kütlə-parlaqlıq əlaqəsi, Şəkil 6-da qrafik olaraq göstərilmişdir. Hər nöqtə kütləsi və parlaqlığı hər ikisi bilinən bir ulduzu təmsil edir. Grafiğin üfüqi mövqeyi Günəşin kütləsi vahidlərində verilmiş ulduz kütləsini, şaquli mövqeyi isə Günəş parlaqlığının vahidlərində parlaqlığını göstərir.

Kütlə-Parlaqlıq Münasibəti.

Şəkil 6. Çizilmiş nöqtələr ulduzların kütlələrini və parlaqlığını göstərir. Xalların ardıcıllığının altında yatan üç nöqtə hamısı ağ cırtdan ulduzlardır.

Bunu riyazi baxımdan da deyə bilərik.

Parlaqlığın (Günəşin parlaqlığının vahidləri ilə ifadə olunan) kütlənin dördüncü gücü olaraq (Günəşin kütləsinin vahidlərində) dəyişdiyini söyləmək olduqca yaxşı bir yaxınlaşmadır. (Simvol

iki kəmiyyət mütənasibdir deməkdir.) İki ulduz kütləsinə görə 2 dəfə fərqlənərsə, o qədər kütlə 2 4 olacaq və ya bir ulduz başqasının kütləsinin 1/3-i olarsa, təxminən 16 dəfə daha parlaq olar. təxminən 81 dəfə az işıqlıdır.

Bir Ulduzun Parlaqlığından Kütlənin hesablanması

Kütlə-parlaqlıq düsturunu yenidən yazmaq olar ki, parlaqlıq məlum olduğu təqdirdə bir kütlə dəyəri müəyyən edilsin.

Həll

Əvvəlcə bir ulduzun həm kütləsini, həm də parlaqlığını Günəşin kütləsi və parlaqlığı vahidlərində ifadə edərək vahidlərimizi düzəltməliyik:

İndi hər iki tərəfin 4-cü kökünü götürə bilərik, bu da hər iki tərəfi 1/4 = 0.25 gücünə aparmağa bərabərdir. Bu vəziyyətdə düstur belə olacaq:

Təliminizi yoxlayın

Əvvəlki hissədə, içindəki iki ulduzun kütlələrinin cəmini təyin etdik Sirius 3.2 günəş kütləsi olan Kepler’in üçüncü qanunu istifadə edən ikili sistem (Sirius və onun zəif yoldaşı). Kütlə-parlaqlıq əlaqəsindən istifadə edərək hər bir ulduzun kütləsini hesablayın.

CAVAB:

Əlavə J-də Sirius Günəşin 23 qat parlaqlığı ilə siyahıya alınmışdır. Bu dəyər Siriusun kütləsini almaq üçün kütlə-parlaqlıq əlaqəsinə daxil edilə bilər:

Siriusa yol yoldaşının kütləsi 3.2 - 2.2 = 1.0 günəş kütləsidir.

Bu kütlə-parlaqlıq əlaqəsinin nə qədər yaxşı olduğuna diqqət yetirin. Əksər ulduzlar (bax Şəkil 6) diaqramın sol alt (aşağı kütlə, aşağı parlaqlıq) küncündən yuxarı sağa (yüksək kütlə, yüksək işıq) küncdən keçən bir xətt boyunca düşür. Bütün ulduzların təxminən 90% -i kütlə-parlaqlıq münasibətinə tabedir. Daha sonra niyə belə bir əlaqənin mövcud olduğunu və “itaət etməyən” ulduzların təxminən 10% -dən nə öyrənə biləcəyimizi araşdıracağıq.

Əsas anlayışlar və xülasə

Ulduzların kütlələri ikili ulduzların - ümumi bir kütlə mərkəzinin ətrafında dövr edən iki ulduzun orbitinin analizi ilə müəyyən edilə bilər. Vizual ikili sistemlərdə iki ulduz ayrı-ayrılıqda bir teleskopda görülə bilər, spektroskopik ikilikdə isə yalnız spektr iki ulduzun varlığını göstərir. Ulduz kütlələr Günəşin kütləsindən təqribən 1/12 ilə 100 qat arasında dəyişir (nadir hallarda Günəş kütləsindən 250 dəfə çox olur). Kütlələri Günəşin 1/12 ilə 1/100 arasında olan cisimlərə qəhvəyi cırtdanlar deyilir. Heç bir nüvə reaksiyasının baş verə bilməyəcəyi obyektlər planetlərdir. Ən kütləvi ulduzlar, əksər hallarda ən parlaqdır və bu korrelyasiya kütlə-parlaqlıq əlaqəsi olaraq bilinir.

Dipnotlar

    1 Planetlər və qəhvəyi cırtdanlar arasında ayırma xəttinin harada qoyulacağı bu kitabı yazarkən astronomlar arasında bəzi mübahisələrə səbəb olur (əslində bu obyektlərin hər birinin dəqiq tərifi olduğu kimi). Qəhvəyi cırtdanlar üçün həlledici məsələ olaraq deuterium birləşməsini qəbul edənlərə də baxın (Ulduzların Doğuşu və Günəş Sisteminin xaricindəki Planetlərin Kəşfi) ulduzun tərkibinə və digər amillərə görə, belə bir cırtdan üçün ən aşağı kütləni qəbul edir. 11 ilə 16 arasında Yupiter kütləsi ola bilər.

Lüğət


Başlıq: NEYTRON ULDUZLARININ KİVLƏRİN YAYILMASI VƏ DOĞUM MASSASLARI ÜZRƏ

Bayes statistik metodlarından istifadə edərək, ikili ikili populyasiyalarda neytron ulduz kütlələrinin paylanmasını araşdırırıq. Xüsusilə, fərqli təkamül yolları və yığılma epizodları yaşamış mənbələr arasındakı neytron ulduz kütlələrindəki fərqləri araşdırırıq. Neytron ulduz kütlələrinin təkrar emal olunmayan tutulmaqda olan yüksək kütləli ikili binalarda və hamısı doğum kütlələrinə yaxın olduğuna inandıqları yavaş pulsarlarda paylanmasının ortalama olaraq 1,28 M və 0,24 M dispersiyası. Bu dəyərlər nüvə çökmə supernovalarında neytron ulduzu meydana gəlməsi gözləntiləri ilə uyğundur. Digər tərəfdən, doğum kütlələrinə yaxın olduğu düşünülən cüt neytron ulduzları, daha az kütlə bölgüsünə sahib və 1.33 M-ə çatmışdır., lakin yalnız 0.05 M dispersiyası ilə. Belə kiçik bir dispersiya asanlıqla başa düşülə bilməz və bəlkə də müəyyən və nadir bir əmələ gəlmə kanalına işarə edir. Təkrar emal olunmuş neytron ulduzlarının kütləvi paylanması orta hesabla 1,48 M-dir və 0,2 M dispersiyası, genişlənmiş kütləvi yığılma epizodlarını yaşadıqları gözləntisinə uyğundur. Çıxarılan paylanmada təkrar işlənmiş daha çox və rəquo neytron ulduzlarının çox kiçik bir hissəsinin artıq kütlələrə sahib olması 2 M bu neytron ulduzlarından yalnız bir neçəsinin kütlə həddini aşaraq az kütləli qara dəliklər yaratdığını göstərir. & daha az


Vizual ikili sənədlər

  • Fotoşəkillər bizə ulduzların görmə xəttimizdəki hərəkəti barədə məlumat verir.
    • Bu, bizə açılar verir.
    • AU-da açıları məsafələrə çevirmək üçün ikili sistemə olan məsafəni bilməliyik.
    • Məsafə, məsələn, paralaks ölçmələrindən gələ bilər.

    Spektroskopik ikili sənədlər

    • İki ulduzdan gələn işığın doppler növbəsi ölçmələri bizə görmə xəttimizdəki hərəkəti izah edir.
    • Hər iki ulduzdan da xəttləri görə bilməliyik. (Bir ulduz digərinə nisbətən çox zəifdirsə, bu işə yaramır.)
    • Sonra bir ulduz uzaqlaşır, digəri bizə tərəf irəliləyir.
      • Beləliklə, bir ulduz mavidir, digəri isə yenidən dəyişdirilir.
      • Beləliklə, ilk ulduz yenidən dəyişdirilir, digəri mavi rəngə çevrilir.

      Birinin gördüyü şey üst üstə qoyulmuş iki spektrdir.

      Budur Cornell-dən spektral cizgilərin necə dəyişdiyini göstərən kiçik bir proqram.

      Təəssüf ki, yalnız görmə xəttimizdəki hərəkət haqqında məlumat alırıq. Görmə xəttimizə nisbətən orbit təyyarəsinin əyilməsini bilsəydik, bu kifayət edərdi. Ancaq biz bunu etmirik.

      Tutulma ikili

      Daha çox məlumat tutulan ikili ikiqat işıq əyrisindən əldə edilə bilər. Məsələn, iki ulduzun ölçüləri haqqında məlumat almaq olar.

      Budur, tutulmaqda olan ikili sistemdən çıxan işığın necə göründüyünü göstərən kiçik bir proqram.



      ArXiv serverində yayımlanan bir məqalə, çox fərqli kütlələrə sahib iki qara dəliyin birləşməsindən yaranan cazibə dalğalarının müşahidə olunduğunu bildirir. LIGO və Qız iş birliyindən olan elm adamları, bu birləşməni araşdırmaq üçün detektorları tərəfindən toplanan məlumatlardan istifadə etdilər. İki obyektin ilk kütləsi o qədər asimmetrikdir ki, edilən təxminlər Günəşdən 8 və 30 dəfə çox olduqlarını göstərir. GW190412 olaraq kataloqlaşdırılan hadisə, oxşar kütlələrin cisimləri arasındakı birləşmələrdə indiyə qədər tapılanlardan fərqli formalı dalğalar meydana gətirdi və cütlüyün fiziki xüsusiyyətlərinin daha dəqiq ölçülməsini təmin edən məlumatları ehtiva etdi. Həm də bir dəfə daha təsdiqlənmiş ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin yeni testlərini aparmağa imkan verdi.

      2019-cu ilin Oktyabr ayında bir iş fasiləsi və yenidən başlanması istisna olmaqla, 2019-cu ilin aprelindən 2020-ci ilin mart ayınadək Qız bürcü detektoru ilə birlikdə aparılmış LIGO detektorlarının üçüncü müşahidə qaçışı (O3) 56 cazibə dalğa hadisəsi namizədinə səbəb oldu. Əməliyyatların ilk ayında, 12 aprel 2019-cu ildə bir namizəd aşkarlandı, sonra təsdiqləndi, GW190412 olaraq kataloqu verildi. İki qara dəlik arasındakı birləşmə, cazibə dalğa astronomiyasının bu erkən mərhələsində təsbit edilən ən çox görülən hadisə növüdür, lakin ümumiyyətlə iki cisim oxşar kütlələrə sahibdir. GW190412 tədbiri fərqli xüsusiyyətlər göstərdi və bu səbəbdən xüsusilə maraqlı oldu.

      hadisənin təhlili GW190412, iki qara dəliyin birləşməsinin Yerdən 1,9 ilə 2,9 milyard işıq ili arasında meydana gəldiyini göstərir. Ən maraqlı nəticə Günəşdən təxminən 8 və 30 dəfə çox olan iki cisim kütləsinin qiymətləndirilməsindən gəldi. Təsvir (Nezaket N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Maks Plank Qravitasiya Fizikası İnstitutu), Simulyasiya eXtreme Spacetimes layihəsi. Bütün hüquqlar qorunur) GW190412 kimi bir hadisənin simulyasiyasından bir ekran görüntüsü göstərir.

      Almaniyanın Potsdam şəhərindəki Max Planck Qravitasiya Fizikası İnstitutunun direktoru Alessandra Buonanno, kütlələrdəki müxtəliflik nə qədər çox olarsa, cazibə şüalanma spektrinin o qədər zəngin olduğunu izah etdi. Kütləsi və fırlanması oxşar iki qara dəliyin bir cüt skripka bənzədiyini, kütlə və digər xüsusiyyətlərinə görə çox asimmetrik olan iki qara dəliyin iki fərqli alətə bənzədiyini izah edən musiqi müqayisəsi apardı.

      Ümumi nisbilik nəzəriyyəsi cazibə dalğalarının mövcudluğunu proqnozlaşdırırdı və hadisənin GW150914 olaraq kataloqu ilə təsdiqlənməsi bu proqnozu artıq təsdiqlədi. Sonrakı təsdiqlənmiş hadisələr oxşar idi, lakin nəzəriyyə iki asimmetrik cismin birləşməsi nəticəsində yaranan tipli daha yüksək harmonik cazibə dalğalarını da əhatə edirdi. GW190412 hadisəsi ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin daha bir təsdiqini təmin etdi.

      Covid-19 pandemiyası səbəbindən LIGO və Qız detektorlarının üçüncü müşahidə qaçışının dayandırılması, onu bir neçə həftə qısaltdı, lakin tədqiq olunan bir çox hadisə ilə hələ də böyük bir uğurdur. Dedektorların həssaslığını daha da artıracaq növbəti çəkilişlərə cazibə dalğaları astronomiyasında bir addım daha irəliləməyə necə davam edəcəyimizi görmək qalır.

      Qara dəliklər arasındakı birləşmələr ümumi bir şeydir və bu cütlərin mənşəyini anlamağa çalışmaq faydalıdır. The possibilities are that they’re separately born objects that came close enough to bond gravitationally, or binary systems with two stars that exploded in supernovae that left two black holes. Each new study of a confirmed gravitational wave event helps to understand how common the various types of pairs are.


      Massive Twin Star Discovered Close To Its Stellar Sibling

      Astronomers have discovered a binary star system with the closest high-mass young stellar objects ever measured, providing a valuable "laboratory" to test theories on high mass binary star formation.

      An international team led by the University of Leeds has determined the distance between the massive young star PDS 27 and its orbiting stellar companion to be just 30 astronomical units away or 4.5 billion km. That is roughly the distance between our Sun and Neptune, making them the stellar companions with the closest proximity ever determined for young high mass stars in a binary system - a star system with two stars in orbit around a centre of mass.

      Study lead author, Dr Evgenia Koumpia, from the School of Physics and Astronomy at Leeds, said: "This is a very exciting discovery, observing and simulating massive binaries at the early stages of their formation is one of the main struggles of modern astronomy. With PDS 27 and its companion we have now found the closest, most massive young stellar objects in binaries resolved to date.

      "There is a shortage of known young massive binary systems in charted space. High mass stars have comparatively short lifespans, burning out and exploding as supernovae in only a few million years, making them difficult to spot. This limits our ability to test the theories on how these stars form."

      As part of their study the team has also identified a companion object for another young massive star referred to as PDS 37. The analysis revealed a distance between PDS 37 and its companion to be between 42 to 54 astronomical units -comparable to the distance between the Sun and Pluto. While further apart than PDS 27 and its companion, it is still a significant discovery given the need for confirmed massive young stellar binaries in astronomical research.

      Dr Koumpia continued: "How these binary systems form is quite a controversial question with several theories having been put forward. Observational studies of binaries in their early stages are crucial to verifying the theories of their formation.

      "PDS 27 and PDS 37 are rare and important laboratories that can help inform and test the theories on the formation of high mass binaries."

      PDS 27 is at least 10 times more massive than our Sun, Dr Koumpia explained, and about 8,000 light years away. To determine the presence of stellar companions for PDS 27 and PDS 37, the team used the highest spatial resolution provided by the PIONIER instrument on the European Southern Observatory's Very Large Telescope Interferometer (VLTI). This instrument combines light beams from four telescopes, each of which is 8.2 metres across, and mimics a single telescope with a diameter of 130m. The resulting high spatial resolving power allowed the team to resolve such close binary systems despite their huge distance from us and their close proximity to each other.

      Study co-author Professor Rene Oudmaijer, also from the School of Physics and Astronomy at Leeds, said: "The next big question - which we have tended to avoid so far because of observational difficulties - is why so many of these massive stars are in binary systems?"

      "It has become increasingly clear to astronomers that massive stars are almost never born alone, with at least one sibling for company. But the reasons why that is the case are still rather murky.

      "Massive stars exert significant influence on their cosmic environment. Their stellar winds, energy and the supernova explosions they generate in turn can impact the formation of other stars and galaxies. The evolution and fate of high-mass stars is quite complex but previous studies have shown that they can be influenced to a large degree by their binary properties.

      "The discovery of massive young binary stars provides a crucial step forward in being able to answer many of the questions we still have about these stellar objects. These discoveries were only possible thanks to the exquisite resolving power provided by the PIONIER instrument on the VLTI."

      This research is published in the journal Astronomy & Astrophysics: Letters.

      The study "Resolving the MYSO binaries PDS 27 and PDS 37 with VLTI/PIONIER" is published in Astronomy & Astrophysics: Letters 11 March 2019 (DOI: 10.1051/0004-6361/201834624)

      Full list of authors: E. Koumpia, K. M. Ababakr, W. J. de Wit, R. D. Oudmaijer, A. Caratti o Garatti, P. Boley, H. Linz, S. Kraus, J. S. Vink, J.-B Le Bouquin


      A Star’s Core

      The thirteenth conceptual objective, “I can describe how stars form and produce energy in their cores by nuclear fusion”, has been a topic of discussion in class as of late. Nuclear fusion is the process in which two (or more) smaller nuclei slam together and make one larger nucleus. Energy balance is the rate at which fusion releases energy in the star’s core and the rate at which the star’s surface radiates the energy into space. Stars form out of interstellar gas, within clouds in which the inward pull of gravity becomes stronger than the outward push of gas pressure. Stars are known to form in molecular clouds. Molecular clouds are cold and dense. At these cold temperatures, gases become molecular and atoms bind together. In the core of a star, energy is produced by hydrogen atoms being converted into nuclei of helium. This process is known as nuclear fusion. This process occurs in the core of stars. In class, we exercised this concept in the Lecture-Tutorial book. In the section titled, “Star Formation and Lifetimes”, in the Lecture-Tutorial book, we were given a variety of stars with different masses and lifetimes. We were then asked to compare and contrast different stars based on their masses. The Lecture-Tutorial book then provided an in depth summary on the formation of a main sequence star. “The inward collapse of material causes the center of the protostar to become very hot and dense. Once the central temperature and density reach critical levels, nuclear fusion begins. During the fusion reaction, hydrogen atoms are combined together to form helium atoms. When this happens, photons of light are emitted. Once the outward pressure created by the energy given off during nuclear fusion balances the inward gravitational collapse of material, a state of hydrostatic equilibrium is reached, and the star no longer collapses. When this happens, the protostar becomes a main sequence star.” Ultimately, we learned that low-mass stars live longer than high-mass stars. We also learned that our sun has a lifetime of approximately 10 billion years. The Lecture-Tutorial book did a great job in explaining this process. This tutorial has given me a full understanding of the process of nuclear fusion and how it occurs in a star’s core.

      The article I chose, “Earth’s Frozen Twin”, relates a newly found ‘ice ball’ planet to that of Earth. A newly founded planet that is 13,000 light-years away has the same mass as Earth and is orbiting its star at the same distance that we orbit our sun. However, the temperatures on this planet are far too cold to harbor life. The star this planet orbits is very small and its core is not nearly hot enough to generate energy through nuclear fusion. Nuclear fusion occurs with immense pressure, this star lacks it. These star like objects are known as brown dwarfs and do not have nuclear fusion in their cores.

      As discussed in class, in order for a star to form, nuclear fusion must occur in its core. This article discusses how this specific star like object lacks the process of nuclear fusion due to its size and temperature. This article clearly demonstrates the thirteenth conceptual objective by listing the characteristics a star must possess in order for nuclear fusion to exist. This article was very interesting to me as it allowed me to get a better understanding of how the process of nuclear fusion works in various different stars. This article provided a lot of information that further clarified this concept.


      Star-hop to the Hunting Dogs

      Tonight, find the Hunting Dogs. The chart above looks directly overhead at nightfall or early evening in May, as seen from a mid-latitude in the Northern Hemisphere. It’s as if we’re viewing the sky from the comfort of a reclining lawn chair, with our feet pointing southward. The constellation Leo the Lion stands high in the southern sky, while the upside-down Big Dipper is high in the north. Notice the Big Dipper and Leo. You can use them to star-hop to to the constellation Canes Venatici, the Hunting Dogs.

      Many people know how to find Polaris, the North Star, by drawing a line through the Big Dipper pointer stars, Dubhe and Merak. You can also find Leo by drawing a line through these same pointer stars, but in the opposite direction.

      Extend a line from the star Alkaid in the Big Dipper to the star Denebola in Leo. One-third the way along this line, you’ll see Cor Caroli, Canes Venatici’s brightest star. A telescope reveals that Cor Caroli is a binary star: two stars orbiting a common center of mass.

      The two component stars are an estimated 675 astronomical units (AU) apart with an orbital period of around 8,300 years. Given this information, astronomers can figure out the combined mass of Cor Caroli in solar masses with this equation: mass = a 3 /p 2 , whereby a = semi-major axis (mean distance) = 675 AU, and p = orbital period = 8,300 years. If you do the calculations, you’ll find that Cor Caroli has about 4.46 times the mass of our sun.

      By the way, Cor Caroli (Latin for “Heart of Charles”) is named in honor of England’s King Charles I, who had his head cut off in 1649. The name first appeared on English star maps in the late 1600s as Cor Caroli Regis Martyris (“Heart of Charles the Martyr King”). King Charles II, the son of King Charles I, founded the Royal Observatory in Greenwich, England, in 1675.

      If you’re familiar with the constellation Leo the Lion, you can star-hop to Cor Caroli by drawing an imaginary line from the star Alkaid of the Big Dipper to the Leo star Denebola. Image via Wikimedia Commons.

      Bottom line: Star-hop to Canes Venatici, the Hunting Dogs, tonight! You can do it, if you can find the constellation Leo the Lion and the famous Big Dipper asterism.


      Videoya baxın: Günəş sistemi haqqında (Oktyabr 2021).