Astronomiya

İkili Ulduz İlkin Sürət

İkili Ulduz İlkin Sürət

Bir-birinin ətrafında dövr edən ikili ulduzlar üçün 2D simulyasiya yazıram. Hal-hazırda, ulduzların başlanğıc mövqeyi ekranın əks tərəfindədir, sol ulduz səhifəni sürətləndirir və sağ ulduz səhifəni bərabər tutur.

Mənim sualım, ulduzların sabit bir orbitdə qalması üçün başlanğıc sürətin nə qədər olacağını hesablamaq üçün bir düstur varmı? Optimal olaraq, düstur ulduzların kütləsini (ekvivalent olan), məsafəni və G-ni nəzərə alacaqdır.

Bu sualın başqa yerə yönəldilməsi və ya öz tədqiqatımdakı cavabı unutmamağım üzr istəyirəm.

Kömək üçün təşəkkür edirəm.


Ulduzların bir-birinə nisbətən qaçma sürətindən az olduğu təqdirdə həmişə "sabit" bir orbit əldə edəcəksiniz. (ulduzları toqquşa biləcəkləri üçün sıfır olmayan radiuslu modelləşdirmirsinizsə) Ulduzlar bir baryentr ətrafında eliptik orbitlərə girəcəklər.

Ancaq sanki dairəvi bir orbit istəyirsən. Dairəvi bir orbit üçün sürət $ v $ tərəfindən verilir

$$ v ^ 2 = GM / r $$

burada r - orbit radiusu (kütlənin mərkəzindən), G Newtons cazibə sabitidir və M azalmış kütlədir $$ M = frac {m_1m_2} {m_1 + m_2} $$ kütlə ulduzları üçün $ m_1 $$ m_2 $.

Astronomik vahidlərdən (SI vahidlərindən deyil) istifadə etməyi rahat tapacaqsınız, buna görə AU-dakı məsafə, illərdəki vaxt, "günəş kütlələri" dəki kütlə Bu vahidlərdə $ G = (2 pi) ^ {2} $ və çox böyük və çox kiçik dəyərlərlə çətinliklərdən çəkinirsiniz. (bu vahidlərdə Yerin sürəti $ 2 pi $ AU / mənası olan il)


James K-nin dairəvi orbit üçün şərt verən cavabından ümumiləşdirmək üçün…

İkili binanın bağlı qalması şərt sistemin potensial enerjinin cəmi olan ümumi enerjisidir $ V $ və kinetik enerji $ T $ (momentum mərkəzi çərçivəsində qiymətləndirildiyi kimi) sıfırdan azdır.

$$ T + V <0 $$

Sistemi, Nyuton cazibəsinə, cazibə potensialı enerjisinə itaət edən iki nöqtə kütləsi hesab etdikdə $ V $ tərəfindən verilir:

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

harada $ m_1 $$ m_2 $ kütlələrdir, $ vec {r_1} $$ vec {r_2} $ kütlələrin mövqe vektorlarıdır və $ G $ cazibə sabitidir.

Kinetik enerji:

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

Harada $ vec {v_1} = dot { vec {r_1}} $$ vec {v_2} = dot { vec {r_2}} $ iki kütlənin sürət vektorlarıdır.

İmpuls mərkəzi mərkəzinin tərifindən istifadə etmək $ m_1 vec {v_1} + m_2 vec {v_2} = vec {0} $və nisbi mövqelər və sürətlər baxımından ifadə

$$ r = sol | vec {r_2} - vec {r_1} right | v = left | vec {v_2} - vec {v_1} right | $$

və azaldılmış kütlə

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

şərt yazmaq olar:

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

Hansı veriləcəyi yenidən təşkil edilə bilər

$$ v ^ 2 < frac {2 G sol (m_1 + m_2 sağ)} {r} $$

Simulyasiyanı işə salmağın asan yolu, başlanğıcda birincil stasionar vəziyyətə gətirmək, ikincilin vəziyyətini və sürətini bu vəziyyətə uyğun seçmək, sonra sisteminizin gəzməməsini təmin etmək üçün fərdi sürətlərdən kütlə mərkəzinin sürətini çıxarmaqdır. ekrandan kənar.


Bəs şərtlərə cavab verməyən hallar? Cəmi enerji tam sıfırsa (yəni azdan az işarəsini bərabərliklə əvəz edin), orbit parabolik olacaq. Enerji sıfırdan çox olarsa, orbit hiperbolik olacaqdır.

Əgər nisbi sürət və nisbi mövqe vektorları bərabər xəttlidirsə (və ya sürət vektoru sıfırdırsa), hərəkət xətti olacaqdır: ümumi enerji sıfırdan az olduqda kütlələr toqquşacaq, ümumi enerji sıfırdan böyükdürsə və sürətlər xaricə yönəldildikdə sonsuzluğa qaçacaqlar.


Hipervelocity ulduzları haradan gəlir?

700 km / s, bu Günəş sürətinin 3 qatından çoxdur! Bu ulduz o qədər sürətlə hərəkət edir ki, sürəti Süd Yolundan qaçacaq qədər yüksəkdir. Hipervelocity ulduzları (HVS) sayılan bu cür ulduzların mövcudluğu təxminən 20 il əvvəl Hills (1988) tərəfindən proqnozlaşdırıldı.

Sözdə Hills mexanizmi, ikili bir ulduz sistemi Qalaktikanın mərkəzindəki supermassive qara dəliklə cazibə qüvvəsi ilə qarşılıqlı əlaqədə olduqdan sonra ulduzları Qalaktikanın mərkəzindən yüksək sürətlə uzaqlaşdırır. Belə bir üç cisim qarşılıqlı təsirdə bir ulduz çox yüksək sürətlə atıla bilər, digəri isə Qalaktikanın mərkəzi hissəsində olduqca eksantrik bir orbitdə qalır. Qalaktik mərkəzdə bir sıra yüksək eksantrik qısa müddətli ulduzlar müşahidə olunur ki, bu da əlaqəli HVS-lərin mövcud ola biləcəyini göstərir. 2005-ci ildə HVS-nin ilk kəşfindən bəri daha çox şey aşkar edilmişdir (bax bu astrobit). Kiçik bir xəbərdarlıq: HVS-lərin dəqiq tərifi ədəbiyyat boyu dəyişə bilər. Bu yazıda Qalaktik mərkəzdən mərkəzi qara dəlikdən bağlanmayacaq qədər yüksək sürətlə uzaqlaşan ulduzlara HVS-lər deyilir.

Hills Mexanizminin HVS-lər yaratma ehtimalı yüksək olsa da, bütün HVS-lərin bu metodla yaradılıb-yaratılmadığı məlum deyil. HVS istehsal etmək üçün əlavə bir metodun olub-olmaması maraqlıdır, bugünkü & # 8217s sənədinin müəllifləri supernova partlayışları ilə HVS istehsalını araşdırırlar.

Supernovalar tərəfindən nə qədər HVS istehsal olunur?
Zubovas et al. supernova partlaması zamanı ikili yoldaşın atılmasından HVS-lərin istehsal sürətini və məkan bölgüsünü araşdırın. Əksər ulduzlar, xüsusən də ən böyük ulduzlar ikili sistemin bir hissəsidir. Ulduzlardan biri nüvəli çökmə fövqəlnovasına məruz qalacaq qədər böyükdürsə, zərfinin atılması yoldaşını xaricə itələyir. Bəzi hallarda, bu xarici qüvvə yalnız ikili bağlamaq üçün deyil, ikinci ulduzu Qalaktikadan qoparmaq üçün kifayət qədər güclü olacaqdır.

Bu iş ətraflı bir Monte Carlo analizini həyata keçirərək HVS-lərin supernova istehsalına dair əvvəlki tədqiqatlarla genişlənir. Monte Carlo analizi, proqnozlaşdırılan ilkin paylamalardan təsadüfi seçmə və gözlənilən fiziki modelləri tətbiq etməklə HVS-lərin istehsal sürətini və məkan bölgüsünü təyin edir. İlkin parametrlərə Qalaktik mərkəzdəki ikili sistemlərin gözlənilən sayı və məkan oriyentasiyası, ulduzların bu sistemlər içərisində gözlənilən məkan ayrılması və yoldaş ulduzuna nə qədər ejika enerjisi veriləcəyi kimi girişlər daxildir.

İlkin parametr paylamaları fiziki cəhətdən əsaslandırılmış olsa da, bunların nəticələrə güclü təsir göstərən təməl fərziyyələr olduğunu qeyd etmək vacibdir. Sadə bir misalda, ikili hissə giriş fərziyyəsindən 2 qat daha azdırsa, Monte Carlo simulyasiyası HVS-lərin olduğundan iki dəfə çox proqnoz verəcəkdir. Supernova partlayışlarının fiziki modelləri də olduqca qeyri-müəyyəndir ki, bu da Monte Carlo proqnozlarına güclü təsir göstərə bilər.

Zubovas et al. rəqəm 2a. Bu rəqəm sistemdən çıxarılan ulduzlar üçün sürətlərin məcmu paylanmasını göstərir. Çıxarılan ulduzların yalnız kiçik bir hissəsi Qalaktik potensialdan qaçmaq üçün kifayət qədər yüksək sürətlərə malikdir (

Müəlliflər zamanın 93% -dən çoxunun fövqəladə partlayışların ikili sistemi pozduğunu, ikincili atdığını, Qalaktik mərkəzdəki ən çox atılan ikincil ulduzların mərkəzi supermassive qara dəliyə bağlı qaldığını tapdılar. Fərqli başlanğıc model parametrlərinə əsasən, Qalaktik mərkəzdən ikili yoldaşların atılma dərəcəsi arasında ola bilər

4 & # 8211 25%. Bu, 22 & # 8211 ildə 4 dəfə bir ulduzun atılmasına uyğundur.

Zubovas et al. 100 milyon ildən çox fövqəladə partlayışlar nəticəsində istehsal olunan ən yüksək sürət HVS olduğunu tapın

500 & # 8211 700 km / s, bu atma metodunun ən sürətli bilinən HVS'ləri izah edə bilməyəcəyini ifadə edən (

750 km / s). Supernovaların yaratdığı HVS-lərin proqnozlaşdırılan məkan bölgüsü, müşahidə olunan HVS populyasiyası kimi, sferik simmetrik deyil. Bunun səbəbi, ilkin süni populyasiyanın anizotrop olduğu və bu miqdarın qorunub saxlanılmasıdır, bu da Hills Mexanizmi üçün də doğrudur. Ümumiyyətlə, supernovalar vasitəsilə HVS-lərin proqnozlaşdırılan istehsal sürəti Hills mexanizmi üçün proqnozlaşdırılan istehsal sürəti ilə müqayisə edilə bilər. Bu, HVS-lərin müşahidə olunan populyasiyasının iki əcdad populyasiyası ola biləcəyini göstərir.


Tapıldı: ən sürətli tutulan ikili

Milli Elm Fondunun Kitt Peak Milli Rəsədxanasında 2,1 metrlik (84 düym) teleskopda istifadə üçün hazırlanmış yeni bir cihazla aparılan müşahidələr, indiyə qədər tutulan ən sürətli tutqun ağ cırtdan ikili kəşfinə səbəb oldu. Yalnız 6.91 dəqiqəlik bir orbital dövrlə saat sürətində dönən ulduzların, gələcək kosmik təməlli cazibə dalğa detektoru olan LISA ilə aşkar edilə bilən ən güclü cazibə dalğaları mənbələrindən biri olacağı gözlənilir.

Ulduzların Sıx "Sonrakı Yaşamaları"

Ömrünün sonunda qırmızı bir nəhəngə çevrildikdən sonra Günəş kimi bir ulduz, sıx bir ağ cırtdana çevriləcək, Günəşin kütləsi olan bir cisim, Dünya ilə müqayisə edilə bilən bir ölçüyə qədər əzildi. Eynilə, ikili ulduzlar inkişaf etdikcə yoldaşlarını qırmızı nəhəng faza və spiral bir-birinə bürüyə bilər, nəticədə yaxın bir ağ cırtdan ikili geridə qoyur. Çox sıx orbitləri olan ağ cırtdan ikili binaların güclü cazibə dalğa şüalanma mənbəyi olacağı gözlənilir. Nisbətən yayılmış olacağı gözlənilsə də, bu cür sistemlərin ələ keçmədiyi sübut edildi, bu günə qədər yalnız bir neçəsi müəyyənləşdirildi.

Rekord quran Ağ Cırtdan İkili

Hal-hazırda Palomar Rəsədxanasında və Kitt Peak Milli Rəsədxanasında aparılan gecə səmasına dair yeni bir araşdırma bu vəziyyəti dəyişdirir.

Palomar Rəsədxanasındakı 48 düymlük teleskopdan istifadə edən bir araşdırma olan Caltech’s Zwicky Transient Facility (ZTF), hər gecə parıldayan, qırpan və ya başqa bir şəkildə dəyişən cisimlər üçün səmanı tarar. Qısa müddət tutulma ikili sənədləri müəyyən etmək üçün Kitt Peak 2,1 metrlik teleskopda ümidverici namizədləri yeni bir alət Kitt Peak 84 düymlük Elektron Çarpan Nümayişçi (KPED) ilə təqib edirlər. KPED, səma mənbələrinin dəyişən parlaqlığını sürət və həssaslıqla ölçmək üçün nəzərdə tutulmuşdur.

Bu yanaşma, ZTF J1539 + 5027-nin (və ya qısaca J1539), bu günə qədər bilinən ən qısa müddətə sahib, sadəcə 6.91 dəqiqə olan ağ cırtdan tutulma ikili kəşfinə səbəb oldu. Ulduzlar bir-birinə o qədər yaxınlaşır ki, bütün sistem Saturn planetinin diametrinə sığa bilər.

Caltech məzunu tələbə Kevin Burdge, "Karıldayan ulduz daha parlaq olanın qarşısından keçəndə işığın çoxunu bloklayır və ZTF məlumatlarında gördüyümüz yeddi dəqiqəlik yanıb-sönən naxışla nəticələnir" deyir. Nature jurnalının bugünkü sayında yer alan kəşf.

Güclü Cazibə dalğalarının mənbəyi

Sistemin cazibə dalğaları yayaraq enerjisini itirdiyi üçün yaxından dövr edən ağ cırtdanların bir-birinə daha yaxın və daha sürətli sarmal olacağı proqnozlaşdırılır. J1539-un orbiti o qədər sıxdır ki, orbital dövrünün yalnız bir neçə ildən sonra ölçüləcək qısalacağı proqnozlaşdırılır. Burdge komandası, yeni nəticələrini son on ildə əldə edilmiş arxiv məlumatları ilə müqayisə edərək, azalan bir orbitin ümumi nisbi nisbətindən proqnozu təsdiqləməyi bacardı.

J1539 nadir bir daşdır. 2034-cü ildə atılması gözlənilən gələcək Avropa kosmik missiyası LISA (Laser Interferometer Space Antenna) tərəfindən aşkar ediləcək bilinən cazibə dalğaları mənbələrindən biri - məkanda və zamandakı dalğalar. NASA-nın olduğu LISA bir rol oynayır, Milli Elm Fondunun bir-birinə dəyən qara dəliklərdən qravitasiya dalğalarının ilk birbaşa aşkarlanmasını həyata keçirərək tarix yazan LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Dalğa Rəsədxanası) ilə oxşar olacaqdır. LISA kosmosdan aşağı tezliklərdə cazibə dalğalarını aşkar edəcəkdir. J1539, LISA ilə yaxşı uyğunlaşmışdır, J1539'un 4.8 mHz cazibə dalğa tezliyi, LISA həssaslığının zirvəsinə yaxındır.

Tarixi Teleskop üçün kəşflər davam edir

Sahədə inşa edilən ikinci böyük teleskop olan Kitt Peak'in 2,1 metrlik teleskopu 1964-cü ildən bəri davamlı işləyir. Tarixi astrofizikada bir çox mühüm kəşfləri əhatə edir, məsələn kvazre spektrlərindəki Lyman-alfa meşəsi, ilk cazibə obyekti bir qalaktika, ilk pulsasiya edən ağ cırtdan və Günəş kimi ulduzların ikili tezliyinin ilk hərtərəfli tədqiqi. Son nəticə hörmətli rekordunu davam etdirir.

Kitt Peak Milli Rəsədxanasının direktoru və NOAO-nun direktoru vəzifəsini icra edən Lori Allen, "İndi 50 yaşdan çox olan 2,1 metrlik teleskopumuzun güclü bir kəşf platforması olaraq qaldığını görəndə çox həyəcanlandıq."

NOAO-nun NSF Proqram Sorumlusu Chris Davis, "Bu möhtəşəm müşahidələr, müasir dövrün 2.1 metr kimi təvazökar ölçülü teleskoplarda qabaqcıl elmlərin edilə biləcəyinin bir daha sübutudur" dedi.

Qarşıda daha çox həyəcan!

Nə qədər diqqətəlayiq olsa da, J1539, ZTF-dən gözlənilən məlumatların yalnız kiçik bir hissəsi ilə kəşf edildi. ZTF komandasının 10 milyon mənbənin ilk analizində tapıldı, layihə sonunda bir milyarddan çox ulduzu araşdıracaq.

NSF-nin Riyaziyyat və Fizika Elmləri üzrə Direktor Köməkçisi Anne Kinney, "İnternetə gəldikdən yalnız bir neçə ay sonra ZTF astronomları bir-birlərinin ətrafında sürətli bir şəkildə dövr edən ağ cırtdanları aşkarladılar" dedi. "Bu sistemlər haqqında anlayışımızı xeyli yaxşılaşdıracaq bir kəşfdir və hələ qarşıdakı sürprizlərin dadına baxırıq."

Daha çox məlumat

"Yeddi dəqiqəlik orbital dövrü tutulan ikili sistemdə ümumi nisbi orbital çürümə" Burdge et al. 2019, Təbiət, https://www.nature.com/articles/s41586-019-1403-0

Kitt Peak Milli Rəsədxanası (KPNO), Milli Elm Fondu (NSF) ilə kooperativ müqaviləsi əsasında Astronomiyada Araşdırma Universitetləri Birliyi (AURA) tərəfindən idarə olunan Milli Optik Astronomiya Rəsədxanasının (NOAO) bir hissəsidir. NSF, Elmin tərəqqisini təşviq etmək üçün 1950-ci ildə Konqres tərəfindən yaradılan müstəqil bir federal agentlikdir. NSF, gələcəyi dəyişdirən bilik yaratmaq üçün əsas tədqiqatları və insanları dəstəkləyir. NOAO icması, Tohono O'odham Milləti üçün xüsusi əhəmiyyətə sahib bir dağ olan Iolkam Du’ag (Kitt Peak) üzərində astronomik tədqiqat aparmasına icazə verilməsindən şərəf duyur.


Şərhlər

Gözəl hesabat! Beləliklə bilinən bir sistem püskürdü. Bu da yaxşıdır. Ancaq düşünürdüm ki, nüvələrimin əksəriyyəti adi bir novada deyil, supernovada düzəldilib, heç olmasa daha təsir edici səslənir: ^) Bəli, bu çoxdan baş vermişdi, amma mütləq uzaqda deyildi (astronomik olaraq).

Şərh yazmaq üçün daxil olmalısınız.

Cassiopeia'daki yeni novanı müşahidə etmək üçün bu əla bələdçi üçün Bob'a təşəkkür edirəm. Bulucu qrafiklərinizi və AAVSO veb saytındakıları izləyərək dünən gecə obyektin yerini çətinliklə tapa bildim. Nova, 7 "Maksutovu 76x-də görmək, şərtlərin nazik bulud və ideal ayın yüksək olması ilə idealdan uzaq olmasına baxmayaraq, aydın idi. Mən də durbinlə müşahidə etməkdə müvəffəq oldum, 10x70 ilə nova asan bir nöqtə idi və mən sadəcə 8.5x44-də nəzər salmağı bacardı.Gələcək müşahidələr zamanı parlaqlıq dəyişikliklərini izləməyi səbirsizliklə gözləyirəm.

Şərh yazmaq üçün daxil olmalısınız.

Çox sağol Bob! Son üç səhər səhər 5:30 radələrində, səhərin başlanğıcında 10x42 görüntü sabitləşdirilmiş durbinlə novanı gördüm. Şənbə günü "olduqca əmin idim", dünən novanı tapdığımdan əmin idim və bu səhər bir anda çıxdı. Cədvəliniz və istiqamətləriniz tapmağı çox asanlaşdırır. Vizual olaraq nova tamamilə əlamətdar deyil, 8-ci böyüklükdə olan geniş bir cüt ulduzdan yalnız biridir. Göydə çox şey olduğu kimi, onu qiymətləndirmək üçün nəyə baxdığınızı anlamalısınız.

Cənab Nakamuranın əvvəllər heç kimin olmadığı 9.6 böyüklükdə bir ulduzu görməsindən təsirləndim. Şəkillərini vizual olaraq yoxlayaraq tapdığını və ya proqram istifadə etdiyini bilirsinizmi?


İkili ulduzlar necə bir-birlərini bu qədər sürətli dövr edə bilər?

Müəllif: Sky & amp Teleskopun Redaktorları 24 iyul 2006 0

Bu kimi məqalələri gələnlər qutunuza göndərin

Xəbər Qeydində (S & ampT: Noyabr 2004, səhifə 16) 83 və 82 günəş kütləsi və 3.686 gün orbital dövrü olan Karinada ikili bir ulduz olan WR 20a'yı təsvir etdiniz. İki nəhəng qaz topu bu qədər sürətlə necə hərəkət edə bilər?

Hər hansı bir giriş astronomiya dərsliyini götürün və ikili ulduzlar bölməsinə müraciət edin. Orada iki ulduz kütlələrinin ayrılması və orbital dövrü ilə əlaqəli bəzi sadə düsturlar tapa bilərsiniz. Bu tənliklər Isaac Newton’un ümumdünya cazibə nəzəriyyəsindən və Johannes Kepler’in üç əsrdən çoxdur astronomlara yaxşı xidmət edən orbital hərəkət qanunlarından irəli gəlir.

Xəbərlər Notumuzda verilmiş kütlələri və dövrü bağladığımda, ulduzların Merkuri və Günəşdən təxminən üçdə ikisinin bir-birindən uzaq olduğunu və nisbi sürətinə görə 700 km-dən çox bir-birinin ətrafında fırlandığını gördüm. saniyə (saatda 11/2 milyon mil).

Bu çox sürətli və sizə qəribə bir şey kimi gələ bilər, ancaq orbital mexanika ilə tamamilə uyğundur. Bu, həm də öz təcrübəmizə aiddir. Günəş sistemimiz qalaktik mərkəzin ətrafında dövr etdikcə əslində saniyədə təxminən 240 km sürətlə hərəkət edirik!

WR 20a'nın komponentləri, Günəşdən təxminən 20 qat daha böyük və yalnız yüzdə biri kimi sıx olan Wolf-Rayet ulduzlarıdır. Etdikləri kimi fırlanaraq belə özlərini bir yerdə tutmaqda çətinlik çəkmirlər. 80-dən artıq Suns’un cazibədar kütləsinin dəyərli gücüdür.


İkili Ulduz İlkin Sürət - Astronomiya

Məzmun: Uzun qamma-şüa partlayışları üçün çökən model sürətlə fırlanan bir Wolf-Rayet ulduzu kimi tələb edir.
Məqsədlər: Kütləvi çoxalma və ardıcıl kvazi kimyəvi bircins təkamül yolu ilə kütləvi yaxın ikili sürətlə fırlanan Wolf-Rayet ulduzlarını istehsal etmək fikrimizi sınayırıq - sonuncusunun əvvəllər müəyyən bir metallik həddinin altındakı çöküntülər təmin etdiyi göstərilmişdir.
Metodlar: Başlanğıc orbital dövrü 5 gün olan və SMC metalikliyi olan 16 + 15 M ☉ ikili modelin təkamülünü simulyasiya etmək üçün 1D hidrodinamik ikili təkamül kodundan istifadə edirik (Z = 0.004). Daxili diferensial fırlanma, fırlanma ilə induksiya edilən qarışdırma və maqnit sahələri, həm konservativ olmayan kütlə və açısal impuls ötürülməsi, həm də gelgit spin-orbit birləşməsinin hər iki hissəsinə daxildir.
Nəticələr: nəzərdən keçirilən ikili sistem, erkən Case B kütləvi köçürməsindən keçir. Kütləvi donor bir helium ulduzuna çevrilir və bir növ İb / c supernova olaraq ölür. Kütlə qazanıcısı bükülmüşdür və daxili maqnit sahələri yığılmış açısal impulsu ulduz nüvəsinə səmərəli şəkildə ötürür. Orbital genişlənmə sonrakı gelgit sinxronizasiyasını maneə törədir və kütlə toplayıcı daha sonra cavazi-kimyəvi olaraq homojen olaraq cavanlaşır və inkişaf edir. Kütləvi donor kütlə qazancının çökməsindən əvvəl 7 Myr partlayır. İkitərəfli supernova vuruşunun parçalandığını fərz etsək, potensial gamma-şüa partlayışının əcnəbisi, qalan ömrü boyu təxminən 200 pc səyahət edərək 27 km s -1 boşluq sürətinə sahib qaçaq bir ulduz halına gələcəkdir.
Nəticələr: .Burada təqdim olunan ikili kanal, çökmə istehsalı üçün yeni bir fiziki model təqdim etmir, çünki ortaya çıxan ulduz modelləri, yarı kimyəvi cəhətdən homojen şəkildə sürətlə fırlanan tək ulduzlarla demək olar ki, eynidir. Bununla birlikdə, kütləvi ulduzların tələb olunan yüksək fırlanma dərəcələrini əldə etməsi üçün bir vasitə təmin edə bilər. Üstəlik, qaçaq ulduzlarda uzun bir qamma şüası partlamasının böyük bir hissəsinin meydana gəldiyini göstərir.


Günəş milyonlarla ikili ulduzla əhatə olunmuşdur!

Günəş tək qalaktik orbitində fırlanır, kosmosda solo səyahət.

Ancaq Samanyolu'ndaki ulduzların yarısı üçün belə deyil. Bir yoldaşla, kosmosla birlikdə səyahət edən bir ikili ilə mövcuddurlar. Cazibə qüvvəsi bunlardır ikili ulduzlar çaşqın müxtəlif xüsusiyyətlərə malikdir və bir çox cəhətdən kosmosun dərk edilməsinin açarıdır.

Daha pis Astronomiya

Buna səbəb Gaia rəsədxanası və yaratdığı böyük məlumat ehtiyatını götürən xüsusi bir astronom komandasıdır.

Rəssamın Günəşin mərkəzində radiusda 3000 işıq ili dairəsi olan Samanyolu qalaktikasının xəritəsi. Kredit: NASA / JPL-Caltech / Robert Hurt (SSC-Caltech) / Phil Plait (şərh)

Gaia, Günəşi Yerdən 1,5 milyon kilometr məsafədə sabit bir vəziyyətdə dövr edən bir Avropa Kosmik Agentliyinin bir missiyasıdır. Missiyası, mövqelərini, hərəkətlərini, rənglərini və digər xüsusiyyətlərini ölçməkdir təxminən iki milyard ulduz qalaktikada. Bu belədir. Müəyyən bir suala cavab vermək üçün hansı ulduza baxmaq lazım olduğunu (görmək üçün kifayət qədər parlaq olması lazım deyil) göstərmir.

Bunun əvəzinə, ulduzlar və onların fiziki parametrləri barədə geniş bir məlumat bazası yaratmaqdır ki, astronomlar olduqları kimi təsəvvürlü olduqdan sonra suallarını cavablandırmaq üçün onu təhlil edə bilsinlər.

Bir sual, nə qədərdir ikili ulduzlar Gaia məlumatlarını istifadə edərək tapa biləcəyimiz var? Əlimizdə olduqdan sonra, onlar və ümumiyyətlə ulduzlar haqqında məlumatlardan nə öyrənə bilərik?

Və astronomlar qrupu belə etdi. Ikili sənədləri tapmaq üçün hər ikisi də Yerdən eyni məsafədə olan cüt cüt ulduz axtarırdılar (istifadə edərək paralaks, Gaia Günəşin ətrafında dövr etdiyi zaman bir ulduzun mövqeyindəki görünən dəyişiklik) və eyni sürətlə eyni istiqamətdə hərəkət etmək - dediyimiz şey düzgün hərəkət. Gördüyümüz bütün ulduzlar Samanyolu mərkəzinin ətrafında dövr edir və zaman keçdikcə səmadakı mövqeləri bu hərəkətə görə dəyişir. Gaia, bir ulduzun mövqeyindəki son dərəcə kiçik dəyişiklikləri ölçə bilər və 3000 işıq ilinə qədər olanlar üçün olduqca yaxşı ölçülər verir.

Bizdən fərqli məsafələrdəki ulduzlar arasındakı şans düzəltmələrini deyil, həqiqi ikili olduqlarına əmin olmaq üçün siyahını silərək bir sıra məlumat filtrlərindən keçdilər. Məsələn, cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə bağlanmaq üçün bir-birindən çox uzaq olan iki ulduz, qruplardakı ulduzlar və ya üç ulduzlu sistemin bir hissəsi düşdü.

Sonda şans uyğunlaşmalarını tamamilə ortadan qaldıra bilmirlər, lakin son kataloqda sayları çox az olduqlarını statistik olaraq göstərə bilərlər.

Günəşə ən yaxın ikili ulduzlardan birinin Hubble şəkli: Sirius A (ortada) və ağ cırtdan yoldaşı B (aşağı solda) A təxminən 10.000 qat daha parlaqdır. Kredit: NASA, ESA, H. Bond (STScI) və M. Barstow (Leicester Universiteti)

% 90-lıq ikili olmaq şansı olan 1.26 milyon ulduz tapdılar və ya 99% şans olduqda 1.1 milyon ulduz tapdılar. Hər iki halda da, Günəşdən 3000 işıq ili ərzində yarım milyondan çox ikili sistem.

Dərhal inanılmaz bir nəticədir. Ən yaxın ulduz sistemi Alpha Centauri, 4 işıq ilindən çoxdur. Bu, Günəşə yaxın bir çox ulduz olmadığı kimi görünür, ancaq bu rəqəm baxdığınız məsafənin kubu ilə birlikdə artır - unutmayın, kürənin həcmi 4/3 x pi x radius 3, və hakim olan bu radius kubiklidir. 40 işıq ilinə baxın və min ulduz olacaq. 400 işıq ili içərisində bir milyon var.

3000 işıq ilində təxminən 400 milyon ulduz olmalıdır *! Çoxu Gaia’nın görə bilməyəcəyi qədər zəifdir. Ancaq bacara bilənlərdən bir milyondan çoxu başqa bir ulduzla əlaqədədir.

İkili sistemin iki ulduzu [BHB2007] 11, ulduzların bir-birinin ətrafında hərəkət etməsi səbəbiylə sarılmış bir cüt iplikdən ibarət olan diskdən material meydana gətirmə, çəkmə prosesindədir. Kredit: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), Alves et al.

İstatistiklər: Bu ikili sistemlərdən 900.000 sistemin içərisində hər iki ulduz da Günəş kimi ulduz idi və hidrogenləri nüvələrindəki helyuma birləşdirir. əsas ardıcıllıq ulduzları. 16,000, ulduz öldükdən sonra kosmosa məruz qalan bir ulduzun isti nüvəsi olan bir əsas ardıcıllıq ulduzu və bir ağ cırtdan olan bir sistemdə idi. 1400 nəfər ağ cırtdan / ağ cırtdan sistemində idi (adətən a ikiqat degenerasiya sistemi), 10.000 sistemin bir ulduzu nəhəng idi - ömrünün sonuna yaxın və çox şişmişdi - 130 nəhəng ulduz idi. 13000-i, ulduzun yanacağını yenicə istifadə etməyə başladığı və nəhənginə qədər şişmək yolunda olduğu subgiant ulduzları olan sistemlər idi.

Bu rəqəmlər astronomlar üçün olduqca faydalıdır. İkiliklərdəki ulduzlar eyni qaz buludundan birlikdə əmələ gəlir, buna görə də eyni yaşa və tərkibə sahibdirlər. Digər xüsusiyyətləri anlamağa çalışarkən qarışıq amillərin aradan qaldırılmasına kömək edir. Onların bir-birinin ətrafındakı orbitləri sizə öz kütlələrini verir. Ağ cırtdanlar yaxşı başa düşülən soyutma dərəcəsinə sahibdirlər, buna görə yaşlarını da əldə edə bilərik (Gaia məlumatlarında gördükləri ən zəif 10-dan yuxarı idi) milyard yaş, Kainatın yaşının böyük bir hissəsi). Bu sistemlərdəki nəhəngləri və nəhəngləri müşahidə etmək, onların zamanla necə inkişaf etdiklərini göstərir.

Milyard il əvvəl mövcud ola biləcək Günəşin ikili bir yoldaşı olan ikinci bir günəşi əks etdirən sənət əsərləri. Kredit: M. Weiss

Yəqin ki, Günəşin ikili olmadığı sadəcə bir təsadüfdür. Bəzi ulduzlar var, bəziləri yox. İkili sistemlərdə bir ulduzun və ya hər ikisinin ətrafında dövr edən bir çox ekzoplanet tapdıq, buna görə tək ulduzların planetləri olan tək ulduzlar olduğu kimi deyil. Ancaq ikili ulduzlar haqqında nə qədər çox şey bilsək, planetlərin meydana gəlməsi haqqında daha çox məlumatlı olduğumuz anlayış da.

Düzü, Günəşin həmişə solo olduğunu dəqiq bilmirik. Bir zamanlar ikili sistemin bir hissəsi olması mümkündür. Yenə də onlar haqqında daha çox şey öyrənmək, Günəşi daha yaxşı anlamağımıza kömək edəcək, yəni özümüzü daha yaxşı başa düşmək deməkdir.

İkili və ya ikili deyil, hamısı ulduzdur, hər biri onları olduğu kimi öyrənməyə və anlamağa dəyər. Bəlkə də orada daha ümumi bir dərs var.

* Qalaktika düz bir diskdir, buna görə də bu məsafədə həndəsə kub məsafəni istifadə etməkdən daha mürəkkəbləşir və sayı kvadrat məsafəsi kimi daha da artır.


Ağ cırtdan partlayışlar: mülayim bir növ

Aşağıdakı iki ulduz sistemini nəzərdən keçirək: biri a oldu ağ cırtdan digəri tədricən üzərinə material ötürür. Yoldaşının xarici təbəqələrindən təzə hidrogen isti ağ cırtdanın səthində toplandıqca, bir hidrogen təbəqəsi yığmağa başlayır. Getdikcə daha çox hidrogen yığılmış və degenerasiya olunmuş ulduzun səthində istiləşdikcə, yeni təbəqə birləşdirilmənin qəfil, partlayıcı bir şəkildə başlamasına səbəb olan bir temperatura çatır və yeni materialın çox hissəsini uzaqlaşdırır.

Bu şəkildə ağ cırtdan sürətlə (ancaq qısa bir müddətdə) əvvəlki parlaqlığından yüzlərlə və ya minlərlə qat çox parlaq olur. Teleskopun icadından əvvəl müşahidəçilərə elə gəldi ki, qəfildən yeni bir ulduz peyda oldu və bunu a adlandırdılar nova. [1] Novae bir neçə aydan bir neçə ilə qədər yox olur.

Hər biri ikili ulduz sistemində meydana gələn və daha sonra xaric edilmiş bir maddə qabığını göstərən yüzlərlə yeni nova müşahidə edildi. Qonşu ulduzdan daha çox material ağ cırtdanda toplandığı və bütün proses təkrarlandığı üçün bir sıra ulduzların birdən çox yeni epizodu var. Epizodlar ağ cırtdanın kütləsini Chandrasekhar həddindən çox artırmadığı müddətcə (çox çox kütlə köçürərək), sıx ağ cırtdanın özü də səthindəki partlayışlardan təsirlənmədən qalır.


Giriş
1. İkili ulduzlar Henri M. J. Boffin zooparkı
2. İkili və çoxsaylı ulduzların statistikası M. Moe
3. Gaia və LSST: ikili ulduz tədqiqatlarındakı əhəmiyyəti L. Eyer, Nami Mowlavi, Isabelle Lecoeur-Taibi, Lorenzo Rimoldini, Berry Holl, Marc Audard, Simon Hodgkin, Dafydd W. Evans, Lukasz Wyrzykowsi, George Seabroke, Andrej Prša, və Dimitri Pourbaix
4. İkili ulduzlar R. G. Izzard və G. M. Halabi'nin populyasiya sintezi
5. Aşağı və orta kütləli ulduz təkamülü: açıq problemlər M. Salaris
6. Simbiotik ulduzlar U. Munari
7. AGB sonrası ikili ulduz təkamülünün izləyiciləri olan H. van Winckel
8. Planet dumanlıqlarının əmələ gəlməsində və təkamülündə ikililiyin əhəmiyyəti D. Jones
9. Kütləvi ulduz təkamülü: iki tək ulduz C. Georgy və S. Ekström kimi ikili
10. Yüksək kütlələrdə ikilik.H.Sana
11. Parlaq mavi dəyişənlər: ikili qarşılıqlı təsir kontekstində əmələ gəlmələri və qeyri-sabitliyi A. Mehner
12. Type Ia supernovae: haradan gəlirlər və bizi hara aparacaqlar? F. Patat və N. Hallakoun
13. İkili qarşılıqlı təsir və qamma şüaları N. R. Tanvir
14. Cüt cazibə dalğalarının mənbəyi kimi ikili tərəflər G. Nelemans
15. Binarların ulduz başlanğıc kütlə funksiyasına təsiri P. Kroupa və T. Jerabkova
16. İkili ulduzların əmələ gəlməsi: nəzəriyyədən və müşahidədən anlayışlar C. J. Clarke
17. Maksvellin ulduz dəstələri M. Mapelli
18. Alternativ ulduz təkamül yolları R. D. Mathieu və E. M. Leiner
19. Saatlar və tərəzilər: mavi fırıldaqçılar F. R. Ferraro və B. Lanzoni fizikası ilə oynamaq
20. Çox aşağı metallikdə ikili binalar S. Lucatello
21. Əhali və spektral sintez: ikili binalar J. J. Eldridge və E. R. Stanway olmadan işləmir.

Giacomo Beccari, Avropa Cənubi Rəsədxanası, Garching
Giacomo Beccari, Avropa Cənubi Rəsədxanası, Garching bir heyət astronomudur. Keçmiş Levi-Montalcini Mükafatının qalibi və Mavi Straggler Ulduzları Ekologiyasının (2014) həmmüəllifidir.

Henri M. J. Boffin, Avropa Cənubi Rəsədxanası, Garching
Henri M. J. Boffin, Garching, Avropa Cənubi Rəsədxanasının işçi astronomudur. Bu yaxınlarda ikili ulduzların planet dumanlıqlarını izah etməkdə, o cümlədən Fleminq 1-in ikili ulduzunu kəşf etməkdə əhəmiyyətini göstərdi. Simbiyotik ulduzlarda kütlə ötürülməsini öyrənmək üçün optik interferometriyanın tətbiqinə öncülük etdi.


Yeni Tədqiqatlar İkili Ulduz Yaratma Nəzəriyyəsinə təkan verir

Təkmilləşdirilmiş Karl G. Jansky Çox Böyük Array (VLA) -nın yeni imkanlarından istifadə edərək, elm adamları əvvəllər görünməmiş bir cüt çox gənc prototarın ikili yoldaşlarını kəşf etdilər. Kəşf, ikiqat ulduzlu sistemlərin necə meydana gəldiyinə dair rəqib izahatlardan birinə güclü dəstək verir.

Astronomlar Günəşə bənzər ulduzların təxminən yarısının ikiqat və ya çox ulduzlu sistemlərin üzvü olduğunu bilirlər, lakin bu cür sistemlərin necə yaradıldığı mövzusunda mübahisə etdilər.

& # 8220Müzakirəni həll etməyin yeganə yolu çox gənc ulduz sistemlərini müşahidə etmək və meydana gəlmə mərhələsində tutmaqdır & # 8221, Milli Radio Astronomiya Rəsədxanasından (NRAO) John Tobin dedi. & # 8220Bu, müşahidə etdiyimiz ulduzlarla etdiklərimiz və onlardan dəyərli yeni ipucları aldıq & # 8221 dedi.

Yeni ipuçları, ikiqat ulduzlu sistemlərin bir gənc ulduz parçası ətrafında fırlanan bir qaz və toz diskinin meydana gəldiyi və orbitdə birincisi ilə başqa bir yeni ulduz meydana gətirdiyi fikri dəstəkləyir. Hələ də ətrafından maddə toplayan gənc ulduzlar, diskə dik olan dar şüalarda sürətlə hərəkətə gətirən reaktiv axınlarla birlikdə bu cür disklər meydana gətirir.

Tobin və beynəlxalq bir astronom qrupu, Yerdən təqribən 1000 işıq ili məsafəsində qazla örtülmüş gənc ulduzları araşdırdıqda, disklərinin gözlənildiyi müstəvidə iki nəfərin əvvəllər görünməmiş yoldaşlarının olduğunu, xaricdən çıxma istiqamətinə dik olduqlarını gördülər. sistemlər. Sistemlərdən birində açıq şəkildə hər iki gənc ulduzu əhatə edən bir disk var idi.

& # 8220Bu, diskdəki parçalanmadan meydana gələn yoldaşların nəzəri modelinə uyğundur & # 8221 Tobin dedi. & # 8220Bu konfiqurasiya alternativ izahatlarla tələb olunmayacaq & # 8221 dedi.

Yeni müşahidələr disk parçalanması fikrini dəstəkləyən artan bir dəlil toplusu əlavə etdi. 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.


Videoya baxın: إشارة القرآن الكريم إلى النجوم فائقة السرعة فوله تعالى والنجم إذا هوى (Sentyabr 2021).