Predstavitev dvojnih zvezd o fiziki. Dvojne zvezde. Aldebaran je rdeči orjak v ozvezdju Bika

Diapozitiv 1

Diapozitiv 2

Najprej ugotovimo, katere zvezde se tako imenujejo. Fizično se dvojne zvezde vrtijo v elipsah okoli skupnega središča mase. Če pa izmerite koordinate ene zvezde glede na drugo, se izkaže, da se zvezde med seboj gibljejo tudi po elipsah. Na tej sliki smo za izvor vzeli masivnejše modro zvezdo. V takem sistemu središče mase (zelena pika) opisuje elipso okoli modre zvezde.

Diapozitiv 3

vizualni binarni sistemi astrometrični binarni sistemi zasenčitveni binarni sistemi spektralni binarni sistemi

Diapozitiv 4

Diapozitiv 5

Zgodi se, da vrtilna ravnina zvezd okoli njihovega skupnega središča mase prehaja ali skoraj prehaja skozi oko opazovalca. Orbite zvezd takega sistema se nahajajo tako rekoč na robu. Tu bodo zvezde občasno zasenčile druga drugo, svetlost celotnega para se bo spreminjala z istim obdobjem. Ta vrsta dvojiške datoteke se imenuje zasenčena dvojiška datoteka. Če govorimo o spremenljivosti zvezde, potem takšno zvezdo imenujemo spremenljivka mrka, kar kaže tudi na njeno dvojnost. Prva odkrita in najbolj znana dvojna datoteka te vrste je zvezda Algol (Hudičevo oko) v ozvezdju Perzej.

Diapozitiv 6

Zadnja vrsta binarja je spektroskopski binarni sistem. Njihovo dvojnost ugotavljamo s preučevanjem spektra zvezde, v katerem opazimo periodične premike absorpcijskih črt ali pa je jasno, da so črte dvojne, na podlagi česar sklepamo o dvojnosti zvezde.

Diapozitiv 7

Diapozitiv 8

Diapozitiv 9

Dvojna zvezdaDvojna zvezda ali dvojni sistem - sistem
dveh gravitacijsko povezanih zvezd,
vrtijo se v zaprtih orbitah okoli
skupno središče mase. Dvojne zvezde so zelo
skupni predmeti. Približno polovica
izmed vseh zvezd v naši galaksiji pripada
dvojni sistemi.

Po merjenju obdobja
kroženje in oddaljenost
med zvezdami, včasih
mase je mogoče določiti
komponente sistema. to
metoda je praktično
zahteva dodatne
model
predpostavke in zato
je eden glavnih
metode določanja mase
v astrofiziki. Glede na to
povzroča dvojne sisteme,
sestavine katerih
so črni
luknje ali nevtroni
predstavljajo zvezde
veliko zanimanje
za astrofiziko.

Vizualne dvojne zvezde

Sposobnost opazovanja zvezde kot vizualne dvojne slike
določena z ločljivostjo teleskopa,
razdalja do zvezd in razdalja med njimi. torej
Tako so vizualne dvojne zvezde v bistvu
zvezde v bližini Sonca z zelo velikimi
obdobje kroženja (posledica velike razdalje
med komponentami).
Pri opazovanju vizualne dvojne zvezde merijo
razdalja med komponentami in položajni kot
središčnice, z drugimi besedami, kot med
smer proti severnemu nebesnemu polu in smer
linija, ki povezuje glavno zvezdo z njenim satelitom.

Pegaste interferometrične dvojne zvezde

Speckle interferometrija, skupaj z
s prilagodljivo optiko omogoča doseganje
uklonska meja zvezdne ločljivosti,
kar posledično omogoča odkrivanje
dvojne zvezde. To pomeni, da so specklinterferometrične dvojne datoteke v bistvu enake
najbolj vizualno dvojno. Če pa v
klasična vizualno-dvojna metoda
morate dobiti dva ločena
slike, potem je v tem primeru treba
analizirajte pegaste interferograme.
Speckle interferometrija je učinkovita za
binarne z dobo več desetletij

Astrometrične dvojne zvezde

V primeru vidnih dvojnih zvezd vidimo
premikanje dveh predmetov po nebu hkrati. vendar
če si predstavljate, da eden od obeh
komponente nam tako ali drugače niso vidne
razlogov, potem je dvojnost še možna
zaznati s spreminjanjem položaja na nebu
drugo. V tem primeru govorijo o
astrometrično dvojne zvezde.

Mrk dvojne zvezde

Zgodi se, da orbitalna ravnina
nagnjen k vidnemu polju pod zelo
majhen kot: orbite zvezd
takega sistema se nahajajo, kot da
rob proti nam. V takem sistemu
zvezde se bodo pojavljale občasno
zasenčiti drug drugega, torej zasijati
pari se bodo spreminjali. Dvojno
opazovane zvezde
takšni mrki se imenujejo
eclipsing binaries ali eclipsing spremenljivke. Najbolj znani in
prva odkrita zvezda te vrste
vrsta je Algol (Oko
Hudič) v ozvezdju Perzej.

Če obstaja visoka natančnost
astrometrična opazovanja, torej
lahko domnevamo dvojnost
popravil nelinearnost gibanja:
prva izpeljanka pravilnega
gibanja in drugega astrometr
dvojne zvezde se uporabljajo za
meritve mase rjavih pritlikavk
različne spektralne razrede

Algolov paradoks

Ta paradoks je sredi 20. stoletja formulirala Sovjetska zveza
astronoma A. G. Masevich in P. P. Parenago, ki sta
pozornost na neskladje med masami Algol komponent in njihovimi
evolucijsko stopnjo. Po teoriji evolucije zvezd,
hitrost evolucije masivne zvezde je veliko večja od hitrosti evolucije
zvezde z maso, primerljivo s Soncem ali nekoliko večjo.
Očitno je, da so komponente dvojne zvezde nastale v
hkrati, torej masivna komponenta
bi se moral razviti prej kot nizkomasivni.
Vendar je bila v sistemu Algol bolj masivna komponenta
mlajši.
Razlaga tega paradoksa je povezana s pojavom prelivanja
mase v tesnih binarnih sistemih in je bil prvič predlagan
Ameriški astrofizik D. Crawford. če
predpostavimo, da med evolucijo ena od komponent
postane možen prenos mase k sosedu, nato
paradoks je odpravljen

Masa zvezd

Masa vseh zvezd brez izjeme je precej visoka.
To pojasnjuje sposobnost zadrževanja planetov in
drugih nebesnih teles, saj večja kot je masa telesa, tem
njegova gravitacija je močnejša.
Masa ne vpliva le na gravitacijsko silo zvezde, ampak tudi na
njegove druge značilnosti. Na primer, masa je ravna
sorazmerno s tlakom in temperaturo v središču zvezde,
in ta dva parametra sta odločilna
značilnosti zvezde.
Neposredna masa zvezde se lahko določi le z
temelji na zakonu univerzalne gravitacije. Vendar to
mogoče samo za zvezde, vključene v dvojne sisteme. torej
imenujemo par zvezd, ki se vrtita okoli skupnega središča. IN
v drugih primerih se mase zvezd izračunajo z analizo
različne lastnosti, posredno povezane z maso.
Običajno se za to uporablja svetilnost zvezd.
sorazmerno z maso.
Masa najlažjih zvezd je približno 10-krat manjša
sončne, najtežji pa so približno 10 več od teh
sonce

"Nevtronska zvezda" - 7. 8. Izmerjene mase nevtronskih zvezd. Zvezde z večjo centralno gostoto in večjo maso se izkažejo za nestabilne. Notranja struktura nevtronskih zvezd. 2. Neposredna uvedba mnogodelčnih sil v izovektorske kanale: model relativističnega srednjega polja (RMF). Predstavitev mnogodelčnih sil.

"Dvojne zvezde" - Vizualno dvojne, astrometrično dvojne, mrčno dvojne, spektralno dvojne. Najprej ugotovimo, katere zvezde se tako imenujejo. Zakaj so dvojne zvezde zanimive? Samske zvezde nam ne dajejo takšne možnosti. Zadnja vrsta binarja je spektroskopski binarni sistem. Spektralno dvojno. Eclipsing dvojne.

"Masa zvezd" - masa skoraj enaka Soncu in 2,5-krat večja od Zemlje. Vir energije iz Sonca in zvezd. Glavno zaporedje. Gostota zvezd glavnega zaporedja je primerljiva z gostoto Sonca. Mase zvezd segajo od približno 1/20 do 100-kratne mase Sonca. Betelgeuse je rdeča supervelikanka.

"Ozvezdja" - Obstajajo tudi zvezde sedme, osme in celo osemnajste magnitude. Zvezda prve magnitude je natančno 2,512-krat svetlejša od zvezde druge magnitude. V noči brez oblaka in lune, daleč od naseljenih območij, je mogoče razlikovati okoli 3000 zvezd. Zimski trikotnik sestavljajo najsvetlejše zvezde Orion, Veliki in Mali pes.

"Astronomija ozvezdij" - Temelji predvsem na opazovanjih. A v Galateo se ni zaljubil le Akid. Spiralna galaksija M74. Imena ozvezdij so bila povezana z miti, imeni bogov, imeni instrumentov in mehanizmov. Začnimo se seznanjati z ozvezdji na poletnem nebu. Mali medved. Zodiaki. Na severu visi obrnjen povodec Velikega voza.

Diapozitiv 1

DVOJNI S S S

Diapozitiv 2

Vrste dvojnih zvezd

Najprej ugotovimo, katere zvezde se tako imenujejo. Takoj zavrzimo vrsto dvojnih zvezd, ki se imenujejo "optične dvojne zvezde." To so pari zvezd, ki so na nebu slučajno v bližini, torej v isti smeri, v vesolju pa so dejansko ločeni z velikimi razdaljami. Te vrste dvojnika ne bomo upoštevali. Zanimal nas bo razred fizično binarnih zvezd, to je zvezd, ki so resnično povezane z gravitacijsko interakcijo.

Diapozitiv 3

Položaj središča mase

Fizično se dvojne zvezde vrtijo v elipsah okoli skupnega središča mase. Če pa izmerite koordinate ene zvezde glede na drugo, se izkaže, da se zvezde med seboj gibljejo tudi po elipsah. Na tej sliki smo za izvor vzeli masivnejše modro zvezdo. V takem sistemu središče mase (zelena pika) opisuje elipso okoli modre zvezde. Bralca bi rad posvaril pred pogostim napačnim prepričanjem, da se pogosto verjame, da masivnejša zvezda močneje privlači zvezdo z majhno maso kot obratno. Katera koli dva predmeta se enako privlačita. Toda predmet z veliko maso je težje premikati. In čeprav kamen, ki pade na Zemljo, privlači Zemljo z enako silo kot njena Zemlja, je nemogoče vznemiriti naš planet s to silo in vidimo, kako se kamen premika.

Diapozitiv 4

Pogosto pa obstajajo tako imenovani več sistemi, s tremi ali več komponentami. Vendar pa je gibanje treh ali več medsebojno delujočih teles nestabilno. V sistemu, recimo treh zvezd, lahko vedno ločimo dvojni podsistem in tretjo zvezdo, ki kroži okoli tega para. V sistemu s štirimi zvezdicami sta lahko dva binarna podsistema, ki krožita okoli skupnega središča mase. Z drugimi besedami, v naravi se stabilni več sistemi vedno zmanjšajo na sisteme dveh členov. Sistem treh zvezd vključuje dobro znano Alfa Kentavra, ki je po mnenju mnogih nam najbližja zvezda, v resnici pa je bližje tretja šibka komponenta tega sistema - Proksima Kentavra, rdeča pritlikavka. Vse tri zvezde sistema so zaradi bližine vidne ločeno. Dejansko je včasih dejstvo, da je zvezda dvojna, vidno skozi teleskop. Takim dvojnikom pravimo vizualni dvojniki (ne zamenjujte jih z optičnimi dvojniki!). Praviloma to niso tesni pari, razdalje med zvezdami v njih so velike, veliko večje od njihovih lastnih velikosti.

Diapozitiv 6

Sijaj dvojnih zvezd

Pogosto se zvezde v parih močno razlikujejo po svetlosti; svetla zvezda je zasenčena. Včasih v takih primerih astronomi spoznajo dvojnost zvezde z odstopanji v gibanju svetle zvezde pod vplivom nevidnega satelita od poti v vesolju, izračunane za posamezno zvezdo. Takšni pari se imenujejo astrometrični dvojniki. Zlasti Sirius je dolgo časa veljal za dvojnik te vrste, dokler moč teleskopov ni omogočila razbrati dotlej nevidnega satelita - Sirius B. Ta par je postal vizualno dvojni. Zgodi se, da vrtilna ravnina zvezd okoli njihovega skupnega središča mase prehaja ali skoraj prehaja skozi oko opazovalca. Orbite zvezd takega sistema se nahajajo tako rekoč na robu. Tu bodo zvezde občasno zasenčile druga drugo, svetlost celotnega para se bo spreminjala z istim obdobjem. Ta vrsta dvojiške datoteke se imenuje zasenčena dvojiška datoteka. Če govorimo o spremenljivosti zvezde, potem takšno zvezdo imenujemo spremenljivka mrka, kar kaže tudi na njeno dvojnost. Prva odkrita in najbolj znana dvojna datoteka te vrste je zvezda Algol (Hudičevo oko) v ozvezdju Perzej.

Diapozitiv 8

Spektralne dvojne zvezde

Diapozitiv 9

Zakaj so dvojne zvezde zanimive?

Prvič, omogočajo ugotavljanje mas zvezd, saj jih je najlažje in najbolj zanesljivo izračunati iz vidne interakcije dveh teles. Neposredna opazovanja omogočajo ugotovitev celotne "teže" sistema, in če jim prištejemo znana razmerja med maso zvezd in njihovim sijem, o katerih smo govorili zgoraj v zgodbi o usodi zvezd, potem lahko ugotovi mase komponent in preizkusi teorijo. Samske zvezde nam ne dajejo takšne možnosti. Poleg tega, kot je bilo že omenjeno, se lahko usoda zvezd v takih sistemih presenetljivo razlikuje od usode istih posameznih zvezd. Nebesni pari, katerih razdalje so velike v primerjavi z velikostjo samih zvezd, na vseh stopnjah svojega življenja živijo po enakih zakonih kot posamezne zvezde, ne da bi se med seboj motili. V tem smislu se njihova dvojnost nikakor ne kaže.

Diapozitiv 10

Tesni pari: prva množična izmenjava

Dvojne zvezde se rodijo skupaj iz iste plinske in prašne meglice; imajo enako starost, vendar imajo pogosto različne mase. Že vemo, da masivnejše zvezde živijo »hitreje«, zato bo masivnejša zvezda v procesu evolucije prehitela svojo vrstnico. Razširil se bo in spremenil v velikana. V tem primeru lahko velikost zvezde postane tolikšna, da snov iz ene zvezde (napihnjene) začne teči v drugo. Posledično lahko masa sprva lažje zvezde postane večja od sprva težke! Poleg tega bomo dobili dve zvezdi enake starosti, pri čemer je masivnejša zvezda še vedno na glavnem zaporedju, torej v njenem središču še vedno poteka sinteza helija iz vodika, lažja zvezda pa je svoj že porabila. vodik, v njem pa se je oblikovalo helijevo jedro. Spomnimo se, da se v svetu samskih zvezd to ne more zgoditi. Zaradi neskladja med starostjo zvezde in njeno maso se ta pojav imenuje Algolov paradoks v čast istemu mrkljivemu binarju. Zvezda Beta Lyrae je še en par, ki trenutno izmenjuje maso.

Diapozitiv 11

Snov iz napihnjene zvezde, ki steče na manj masivno komponento, ne pade takoj nanjo (medsebojna rotacija zvezd to preprečuje), ampak najprej oblikuje rotacijski disk snovi okoli manjše zvezde. Sile trenja v tem disku bodo zmanjšale hitrost delcev snovi in ta se bo usedla na površino zvezde. Ta proces se imenuje akrecija, nastali disk pa akrecija. Posledično ima sprva masivnejša zvezda nenavadno kemično sestavo: ves vodik v njenih zunanjih plasteh teče k drugi zvezdi, ostane le helijevo jedro s primesmi težjih elementov. Takšna zvezda, imenovana helijeva zvezda, se hitro razvije v belo pritlikavko ali relativistično zvezdo, odvisno od svoje mase. Hkrati se je zgodila pomembna sprememba v binarnem sistemu kot celoti: sprva masivnejša zvezda se je odrekla tej premoči.

Diapozitiv 13

Druga množična izmenjava

V binarnih sistemih obstajajo tudi rentgenski pulzarji, ki sevajo v območju višjih energijskih valovnih dolžin. To sevanje je povezano z akrecijo snovi v bližini magnetnih polov relativistične zvezde. Vir akrecije so delci zvezdnega vetra, ki jih oddaja druga zvezda (sončni veter ima enako naravo). Če je zvezda velika, doseže zvezdni veter pomembno gostoto, energija rentgenskega pulzarskega sevanja pa lahko doseže na stotine in tisoče sončnih sijev. Rentgenski pulzar je edini način za posredno zaznavanje črne luknje, ki je, kot se spomnimo, ni mogoče videti. In nevtronska zvezda je redek predmet za vizualno opazovanje. To še zdaleč ni vse. Tudi druga zvezda se bo prej ali slej napihnila in snov bo začela teči k svoji sosedi. In to je že druga izmenjava snovi v binarnem sistemu. Ko je druga zvezda dosegla velike velikosti, začne "vračati" tisto, kar je bilo vzeto med prvo izmenjavo.

Diapozitiv 14

Če se na mestu prve zvezde pojavi bela pritlikavka, potem lahko zaradi druge izmenjave na njeni površini pride do izbruhov, ki jih opazimo kot nove zvezde. V nekem trenutku, ko preveč materiala pade na površino zelo vroče bele pritlikavke, temperatura plina blizu površine močno naraste. To izzove eksploziven izbruh jedrskih reakcij. Svetlost zvezde se močno poveča. Takšni izbruhi se lahko ponavljajo in se imenujejo ponavljajoči se novi. Ponavljajoči se izbruhi so šibkejši od prvega, zaradi česar lahko zvezda več desetkrat poveča svojo svetlost, kar z Zemlje opazujemo kot pojav »nove« zvezde.

Diapozitiv 15

Drug rezultat v sistemu bele pritlikavke je eksplozija supernove. Posledica toka snovi iz druge zvezde je lahko, da bela pritlikavka doseže največjo maso 1,4 sončne. Če je že železna bela pritlikavka, potem ne bo mogla vzdrževati gravitacijske kompresije in bo eksplodirala. Eksplozije supernov v binarnih sistemih so si po svetlosti in razvoju zelo podobne, saj zvezde vedno eksplodirajo z enako maso - 1,4 sončne. Spomnimo se, da pri posameznih zvezdah osrednje železno jedro doseže to kritično maso, zunanje plasti pa imajo lahko različne mase. V binarnih sistemih, kot je jasno iz naše pripovedi, teh plasti skoraj ni. Zato imajo takšne bakle enako svetilnost. Če jih opazimo v oddaljenih galaksijah, lahko izračunamo veliko večje razdalje, kot jih je mogoče določiti z uporabo zvezdnih paralaks ali cefeid. Izguba znatnega dela mase celotnega sistema zaradi eksplozije supernove lahko privede do razpada binarnega sistema. Sila gravitacijske privlačnosti med komponentami se močno zmanjša in zaradi vztrajnosti svojega gibanja lahko odletijo.

Diapozitiv 16

Astronomske dvojne zvezde

1 diapozitiv

2 diapozitiv

Vrste dvojnih zvezd Najprej ugotovimo, katere zvezde se tako imenujejo. Takoj zavrzimo vrsto dvojnih zvezd, ki se imenujejo "optične dvojne zvezde." To so pari zvezd, ki so na nebu slučajno v bližini, torej v isti smeri, v vesolju pa so dejansko ločeni z velikimi razdaljami. Te vrste dvojnika ne bomo upoštevali. Zanimal nas bo razred fizično binarnih zvezd, to je zvezd, ki so resnično povezane z gravitacijsko interakcijo.

3 diapozitiv

Položaj središča mase Fizikalno se dvojne zvezde vrtijo v elipsah okoli skupnega središča mase. Če pa izmerite koordinate ene zvezde glede na drugo, se izkaže, da se zvezde med seboj gibljejo tudi po elipsah. Na tej sliki smo za izvor vzeli masivnejše modro zvezdo. V takem sistemu središče mase (zelena pika) opisuje elipso okoli modre zvezde. Bralca bi rad posvaril pred pogostim napačnim prepričanjem, da se pogosto verjame, da masivnejša zvezda močneje privlači zvezdo z majhno maso kot obratno. Katera koli dva predmeta se enako privlačita. Toda predmet z veliko maso je težje premikati. In čeprav kamen, ki pade na Zemljo, privlači Zemljo z enako silo kot njena Zemlja, je nemogoče vznemiriti naš planet s to silo in vidimo, kako se kamen premika.

4 diapozitiv

5 diapozitiv

6 diapozitiv

Sijaj dvojnih zvezd Pogosto se zvezde v parih močno razlikujejo po siju, pri čemer svetla zasenči medlo zvezdo. Včasih v takih primerih astronomi spoznajo dvojnost zvezde z odstopanji v gibanju svetle zvezde pod vplivom nevidnega satelita od poti v vesolju, izračunane za posamezno zvezdo. Takšni pari se imenujejo astrometrični dvojniki. Zlasti Sirius je dolgo časa veljal za dvojnik te vrste, dokler moč teleskopov ni omogočila razbrati dotlej nevidnega satelita - Sirius B. Ta par je postal vizualno dvojni. Zgodi se, da vrtilna ravnina zvezd okoli njihovega skupnega središča mase prehaja ali skoraj prehaja skozi oko opazovalca. Orbite zvezd takega sistema se nahajajo tako rekoč na robu. Tu bodo zvezde občasno zasenčile druga drugo, svetlost celotnega para se bo spreminjala z istim obdobjem. Ta vrsta dvojiške datoteke se imenuje zasenčena dvojiška datoteka. Če govorimo o spremenljivosti zvezde, potem takšno zvezdo imenujemo spremenljivka mrka, kar kaže tudi na njeno dvojnost. Prva odkrita in najbolj znana dvojna datoteka te vrste je zvezda Algol (Hudičevo oko) v ozvezdju Perzej.

7 diapozitiv

8 diapozitiv

Spektralno dvojne zvezde Zadnja vrsta dvojnih zvezd je spektralno dvojna. Njihovo dvojnost ugotavljamo s preučevanjem spektra zvezde, v katerem opazimo periodične premike absorpcijskih črt ali pa je jasno, da so črte dvojne, na podlagi česar sklepamo o dvojnosti zvezde.

Diapozitiv 9

Zakaj so dvojne zvezde zanimive? Prvič, omogočajo ugotavljanje mas zvezd, saj jih je najlažje in najbolj zanesljivo izračunati iz vidne interakcije dveh teles. Neposredna opazovanja omogočajo ugotovitev celotne "teže" sistema, in če jim prištejemo znana razmerja med maso zvezd in njihovim sijem, o katerih smo govorili zgoraj v zgodbi o usodi zvezd, potem lahko ugotovi mase komponent in preizkusi teorijo. Samske zvezde nam ne dajejo takšne možnosti. Poleg tega, kot je bilo že omenjeno, se lahko usoda zvezd v takih sistemih presenetljivo razlikuje od usode istih posameznih zvezd. Nebesni pari, katerih razdalje so velike v primerjavi z velikostjo samih zvezd, na vseh stopnjah svojega življenja živijo po enakih zakonih kot posamezne zvezde, ne da bi se med seboj motili. V tem smislu se njihova dvojnost nikakor ne kaže.

10 diapozitiv

Tesni pari: prva izmenjava mas Dvojne zvezde se rodijo skupaj iz iste meglice plina in prahu; imajo enako starost, vendar imajo pogosto različne mase. Že vemo, da masivnejše zvezde živijo »hitreje«, zato bo masivnejša zvezda v procesu evolucije prehitela svojo vrstnico. Razširil se bo in spremenil v velikana. V tem primeru lahko velikost zvezde postane tolikšna, da snov iz ene zvezde (napihnjene) začne teči v drugo. Posledično lahko masa sprva lažje zvezde postane večja od sprva težke! Poleg tega bomo dobili dve zvezdi enake starosti, pri čemer je masivnejša zvezda še vedno na glavnem zaporedju, torej v njenem središču še vedno poteka sinteza helija iz vodika, lažja zvezda pa je svoj že porabila. vodik, v njem pa se je oblikovalo helijevo jedro. Spomnimo se, da se v svetu samskih zvezd to ne more zgoditi. Zaradi neskladja med starostjo zvezde in njeno maso se ta pojav imenuje Algolov paradoks v čast istemu mrkljivemu binarju. Zvezda Beta Lyrae je še en par, ki trenutno izmenjuje maso.

11 diapozitiv

12 diapozitiv

Diapozitiv 13

Druga izmenjava mase V binarnih sistemih obstajajo tudi rentgenski pulsarji, ki sevajo v območju višjih energijskih valovnih dolžin. To sevanje je povezano z akrecijo snovi v bližini magnetnih polov relativistične zvezde. Vir akrecije so delci zvezdnega vetra, ki jih oddaja druga zvezda (sončni veter ima enako naravo). Če je zvezda velika, doseže zvezdni veter pomembno gostoto, energija rentgenskega pulzarskega sevanja pa lahko doseže na stotine in tisoče sončnih sijev. Rentgenski pulzar je edini način za posredno zaznavanje črne luknje, ki je, kot se spomnimo, ni mogoče videti. In nevtronska zvezda je redek predmet za vizualno opazovanje. To še zdaleč ni vse. Tudi druga zvezda se bo prej ali slej napihnila in snov bo začela teči k svoji sosedi. In to je že druga izmenjava snovi v binarnem sistemu. Ko je druga zvezda dosegla velike velikosti, začne "vračati" tisto, kar je bilo vzeto med prvo izmenjavo.