We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Dit is 'n eenvoudige, handboekdefinisie van 'n binêre sterbaan. Een ster met 'n lae massa trek om 'n ster met 'n hoër massa in 'n smal, maar definitiewe middelpunt. Die ster met groot massa sou byvoorbeeld ons eie son wees - 'n G-tipe hoofreeksster - wat deur 'n kleiner dwerg wentel, soos 'n rooi dwerg of 'n bruin dwerg. Maar wat van binêre wentelbane van twee identiese sterre - soos ons son wat 'n ander G-tipe hoofreeksster wentel? Is hierdie soort baan moontlik?
Die figuur gebruik beslis net verskillende massas, want dit is die meer algemene moontlikheid (die twee massas sal immers nie wees nie presies dieselfde). Trouens, as u na die verdeling oor massaverhouding q in binêre stelsels in Figuur 1b in https://arxiv.org/pdf/1304.3123.pdf kyk, blyk dit dat die kumulatiewe aantal binaries met 'n massaverhouding kleiner as q meer is of minder gelyk aan q (waar q kleiner massa bo groter massa is). Dit beteken dat die waarskynlikheid van die massaverhouding tussen enige q en q + dq ongeveer gelyk is aan dq en byna onafhanklik van q. Die kans dat die massaverhouding tussen 0,9 en 1 is, is dus ongeveer dieselfde as byvoorbeeld tussen 0 en 0,1. In 'n sekere sin is dit soos om te sê dat alle q ewe waarskynlik is. En natuurlik, as q naby 1 is, sal die sterre dieselfde ouderdom hê en in dieselfde evolusietoestand wees, so ook dieselfde sterktipe.
Daar is ongeveer 100 miljard sterre (waarskynlik meer) in die Melkwegstelsel (ons s'n). Daarvan word vermoed dat ongeveer 85% daarvan in meestersterstelsels (binêre, drieling, ens.) Is. Daar word vermoed dat dit in die orde van 10 is triljoen sterrestelsels in die sigbare heelal (hiervoor het ek hierdie artikel op Space.com gebruik).
So iets soos $ 100 keer 10 ^ 9 keer 10 keer 10 ^ {12} = 10 ^ {24} $ sterre in die heelal.
Laat ons sê ongeveer die helfte van die sterre in meestersterstelsels is in binêre stelsels (nie drieling nie, ens.). Dit gee ons 'n (belaglike ruwe) skatting van ongeveer $ 4 keer 10 ^ {23} $ binêre stelsels in die heelal.
Dit bring ons terug na:
Maar wat van binêre wentelbane van twee identiese sterre - soos ons son wat 'n ander G-tipe hoofreeksster wentel? Is hierdie soort baan moontlik?
Gegewe die groot aantal is dit moeilik om voor te stel dat nie een van die binêre stelsels vir alle doeleindes naby identiese sterre en selfs naby identiese G-tipe sterre is nie.
Die enigste soortgelyke sterre in 'n binêre stelsel waarvan ek persoonlik weet, is Mizar Aa en Mizar Ab. Dit is A-sterre, nie G-sterre nie, maar dit illustreer die idee is moontlik.
Ftyjkyo
Is neurale netwerke geneig tot katastrofiese vergeet?
Waarom verminder weerstand wanneer 'n geleidende materiaal gerek word?
Neem Google Maps rekening met heuwels / hellings vir roetetye?
Waarom sou gewere nie in die put werk nie?
Gebruik moedertaalsprekers ZVE of CPU?
Waarom is Hobbits so lief vir sampioene?
Hoe kan ek omgaan met 'n speler wat die werklike mitologie in my huisbrou-omgewing probeer invoeg?
Is hierdie optimalisering van drywende punte toegelaat?
Wat is hierdie sweisgereedskap wat ek op my solder gevind het?
Is Profeet van Facebook anders as 'n lineêre regressie?
Waarom lê Hellboy sy horings neer?
Wat is die verskil tussen logiese konsekwentheid en logiese meelewing in deduktiewe logika?
Onttrek 'n kenmerkwaarde uit XML
Begin wagwoorde wat lukraak gegenereer word met "a" minder veilig?
Kubieke programmering en verder?
Tydens kopiëring is die joernaal nie eens oor die spelling van die hoofonderwerp van papier nie
Is daar dubbele sterre wat ek kan sien om mekaar wentel?
Cops: The Hidden OEIS Substring
Hoe kan 'n gevorderde beskawing vergeet hoe om die tegnologie te vervaardig?
Hoe kan u as DM onbewuste metagaming vermy wanneer u met 'n hoë AC-karakter te make het?
Is daar dubbele sterre wat ek kan sien om mekaar wentel?
Hoeveel sterre kan naby mekaar bly sonder om inmekaar te sak? Bekostigbare fotografie van die naghemel Watter persentasie visuele sterre is eintlik binêre sterre? Kan ons alle binêre sterre as pare sien? Stel CIBER Experiment van Caltech voor dat daar baie sterre kan wees wat nie is nie? in enige sterrestelsel? Hoe is die aarde se & # 8220quasi-satelliet & # 8221 2016 HO3 & # 8220 eerste opgemerk & # 8221 en is sy baan bepaal? Is daar spieëls in die ruimte? Sou twee sterre in binêre stervorming met dieselfde massa en geen snelheid in mekaar bots nie anders? Kan twee sterre van dieselfde tipe om mekaar wentel? Verskil in die waarneming van warm sterre wat rooi geword het en koel en rooi sterre
As ek 'n mooi amateurteleskoop & # 8224 gehad het, is daar enige meervoudige sterrestelsels wat ek oor 'n paar jaar of 'n paar dekades kon waarneem en die beweging van een of albei mettertyd sou sien?
My kort lewensduur van die mens en beperkte teleskoop plaas die baanafstand, helderheid en afstand van die son hewige beperkings, so ek raai dat die aantal waarskynlik klein is as daar enige is.
& # 8224 arbitrêr gedefinieër as 'n opening van 20 cm (8 duim) met 'n goeie stel okulêre en 'n sketsblok.
As ek 'n mooi amateurteleskoop & # 8224 gehad het, is daar enige meervoudige sterrestelsels wat ek oor 'n paar jaar of 'n paar dekades kon waarneem en die beweging van een of albei mettertyd sou sien?
My kort lewensduur van die mens en beperkte teleskoop plaas die baanafstand, helderheid en afstand van die son hewige beperkings, so ek raai dat die aantal waarskynlik klein is as daar enige is.
& # 8224 arbitrêr gedefinieër as 'n opening van 20 cm (8 duim) met 'n goeie stel okulêre en 'n sketsblok.
As ek 'n mooi amateur-teleskoop & # 8224 gehad het, is daar enige meervoudige sterrestelsels wat ek oor 'n paar jaar of 'n paar dekades kon waarneem en die beweging van een of albei mettertyd sou sien?
My kort lewensduur van die mens en beperkte teleskoop plaas die baanafstand, helderheid en afstand van die son hewige beperkings, so ek raai dat die aantal waarskynlik klein is as daar enige is.
& # 8224 arbitrêr gedefinieër as 'n opening van 20 cm (8 duim) met 'n goeie stel okulêre en 'n sketsblok.
As ek 'n mooi amateur-teleskoop & # 8224 gehad het, is daar enige meervoudige sterrestelsels wat ek oor 'n paar jaar of 'n paar dekades kon waarneem en die beweging van een of albei mettertyd sou sien?
My kort menslike lewensduur en beperkte teleskoop plaas die baanafstand, helderheid en afstand van die son hewige beperkings, so ek raai dat die getal waarskynlik klein is as dit enigsins is.
& # 8224 arbitrêr gedefinieër as 'n opening van 20 cm (8 duim), met 'n goeie stel okulêre en 'n sketsblok.
6 antwoorde 6
Ek kan byvoeg dat die verskil in massa tussen die sterre nie belangrik is nie, solank die planeet op die rif beweeg soos in die voorbeeld verduidelik.
Oor rooi sterre: Rooi is net 'n kleur, hulle kan klein wees: rooi dwerg of groot: rooi reus. rooi reus is aan die einde van hul lewe. Hierdie toestand is net tydelik, so ek sal dit nie aanbeveel nie. Rooi dwerge is sterre met 'n lang lewensverwagting. Sommige van hulle is ook fakkelsterre met groot variasies in helderheid, maar ander is stabieler.
Blou / wit: Dit is dieselfde oor die blou en wit sterre. Dit kan sterwende sterwe of normale sterre wees. Hou in gedagte dat sterre van daardie kleur gewoonlik baie warm is as hulle in hul hoofreeks is (volwassenheid vir sterre). Hulle is groot en massief, maar het 'n kort lewensduur.
Wit dwerge, Dit is ou sterwende sterwe. Wanneer klein tot mediumgrootte sterre aan die einde van hul normale lewe kom, word hulle 'n rooi reus. Dan sal dit saamtrek en 'n wit dwerg word. Hulle is baie warm aan die begin, maar koel baie vinnig af. Die temperatuur stabiliseer nooit, maar mettertyd sal dit amper stabiel word.
U kan meer oor die sterre klassifikasie van kleure hier vind: http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification
en ander inligting oor ster hier: Watter soort ster moet ek vir my wêreld gebruik?
Moontlike kombinasies deur die Wikipedia-tabel te gebruik:
As u wil hê dat die planeet lewe moet ontwikkel, kan u nie regtig 'n groot ster hê nie. O- en B-sterre is uit en A-sterre is regtig aan die limiet. Hulle leef 1 of 2 miljard jaar as ek reg onthou. Dit is 'n baie kort tydjie vir die lewe om te ontwikkel, maar dit is moontlik.
Heel waarskynlik kombinasie: Rooi dwerg (M ster) en wit dwerg. Soortgelyke massa.
Dit is 'n stabiele paartjie. Nie baie warm of baie helder nie, maar die planeet sal relatief naby hulle moet wentel om genoeg hitte te hê. Dit is moeilik om die invloed op die temperatuur te bepaal, want ek het nie die parameters van elke ster nie, maar plaas die planeet nie te ver nie. Dit is waarskynlik dat die rooi ster die warmste ster is. Die wit ster is warmer, maar kleiner en dit beteken gewoonlik dat dit 'n dowwe ster sal wees.
Moontlike probleem: natuurlike satelliete sal waarskynlik die balans tussen die een of die ander ster verbreek as die planeet tussen die twee sterre is.
As u bedoel & quotKan drie sterre dieselfde swaartepunt met dieselfde wentelperiode wentel? & Quot, is die antwoord nee.
As drie sterre in so 'n baan geplaas word, sal die kleinste baan altyd onstabiel wees - 'n effense verandering in sy baan wat dit na een van die ander twee sterre beweeg, sal lei tot 'n voortdurende versnelling in daardie rigting. Dit sal die vierhoekige konfigurasie en kwotasie waarna u soek, verbreek. Maar 'n figuur 8-opset kan moontlik wees.
Hier is 'n skakel na 'n bladsy wat sommige van hierdie wentelbane beskryf.
http://www.atlasoftheuniverse.com/orbits.html
Ek is nie seker wat u bedoel nie.
Kan jy in werklikheid 3 sterre op ewe ver punte in 'n sirkel plaas?
As gevolg hiervan dink ek nie daar is 'kleinste' bane soos u gesê het nie.
Ek is nie seker wat u bedoel nie.
Kan jy in werklikheid 3 sterre op ewe ver punte in 'n sirkel plaas?
As gevolg hiervan dink ek nie daar is 'kleinste' bane soos u gesê het nie.
Maar in elk geval nee, ek het nie verstaan of dit my vraag sou beantwoord nie. Ek was onduidelik of hy my vraag reg verstaan. Ek het nie verstaan of die bladsy my vraag bespreek nie.
Dit verklaar natuurlik ook nie wat die probleem met my driehoekige baan is nie.
IFF die sterre is almal dieselfde massa, dan kan 'n Kempler Rosette-formasie voorkom. 3 is baie minimaal en die minste stabiele opstelling, 2 is natuurlik die stabielste, maar word nie as 'n roset beskou nie, maar 'n mens kan Kempler-rosette van 3, 4, 5, 6 en 7 of meer sterre maak as hul massa dieselfde of baie naby is daaraan. Hulle moet in 'n ring van dieselfde radius wees en almal moet dieselfde spoed om hul gewigspunt beweeg. Daar kan ook 'n ster in die middel van die formasie wees, en dit hou steeds sy stabiliteit.
Hierdie baanidees is deur Kempler getoon en wiskundig bewys. Dit IS spesiale gevalle en is geneig om uiters toevallig of 'n kunsmatige struktuur te wees. Het soms in verskillende wetenskapfiksies opgedaag, maar is gebaseer op werklike wiskunde. (Larry Niven doen 'n goeie voorbeeld van die vorm).
Ek is nie seker wat u bedoel nie.
Kan jy in werklikheid 3 sterre op ewe ver punte in 'n sirkel plaas?
As gevolg hiervan dink ek nie daar is 'kleinste' bane soos u gesê het nie.
Met die kleinste een het ek die kleinste ster bedoel, nie die kleinste baan nie.
As u drie sterre van dieselfde massa in 'n wentelbaan plaas oor 'n gemeenskaplike swaartepunt, waar hulle begin as punte op 'n gelyksydige driehoek met sirkelvormige wentelbane, bly hulle ideaal in die wentelbane en bly ewe ver van mekaar af. Maar dit is nie stabiel nie. Enige effense variasie sal versterk word en die paaie sal nie meer sirkels of ellipses wees nie.
Die enigste rede waarom ek die kleinste gekies het, is dat u, as dit klein genoeg is, basies 'n tweerigtingstelsel (wat stabiel is) met 'n klein besoeker het. Daar is dus altyd 'n probleem om die kleinste een aan te knoop.
Goed, dit antwoord die boodskap. Dankie, nie noodwendig dat ek alle woorde en verduidelikings verstaan het nie, maar ek het die idee gekry.
Scott, ek glo dat u korrek is dat met 6 massas van dieselfde grootte en omwentelingsnelheid en -afstand binne 'n vlak, hulle in staat moet wees om hul vorm te hou, 'n 7de, sentrale ster, van soortgelyke of groter massa, sou help om die stelsel te stabiliseer. Elke massa sal op 60 grade van mekaar af wees, wat ooreenstem met die balansvorm van die Lagrangian Point.
Normale Lagrangian-punte L3, L4 en L5, tesame met die 'prima'-massa, ongeveer 'n sentrale punt, moet u punte tussen L3 en L4 byvoeg, en tussen L3 en L5 op dieselfde 60 grade tussen massas en baanafstand / spoed . Sover ek weet is dit die enigste basiese bekende teoretiese stal Kempler Rosette, met 7 massas wat die stabielste is, maar dit bestaan uit 'n spesiale stel baie onwaarskynlike konfigurasies om dit baie gereeld te laat gebeur.
3 massas sou onderhewig wees aan die verdraaiing van die wentelbane met geen of afnemende stabilisering van die ander massas nie; die ou 3-liggaamsprobleem laat dit kop uitsteek. Die 6 of verkieslik 7 massa-oplossing omseil dit omdat dit 'n selfversterkende stelsel van weerklankings van wentelbane is wat 'n redelike langtermynstabiliteit kan handhaaf.
Ruimte en tyd is egter 'n baie groot speelplek om te werk, en al die energie is belangrik!
Algemene visuele patrone
Dubbelsterre verskyn in 'n wye verskeidenheid kombinasies, maar sommige hiervan skep patrone wat veral opvallend of onvergeetlik is as gevolg van 'n unieke rangskikking, noue skeiding, helder helderheid en / of kleurkontraste, of die ligging van die stelsel in 'n ryk veld van sterre of selfs in 'n sterregroep.
Die onderstaande diagram illustreer sommige van die visuele patrone wat meer gereeld voorkom. Dit bevat geensins die kombinasies wat 'n aktiewe waarnemer teëkom nie, en die etikette is nie standaard in die dubbelsterliteratuur nie.
• Ooreenstem met mekaar & # 150 (gam VIR, mu DRA, gam ARI). Twee visueel nabye sterre van soortgelyke of identiese grootte (tot 'n grootteverskil van ongeveer 0,3), en dus baie gereeld van 'n ekwivalente massa en identiese spektrale / helderheidstipe. Dit is die waarskynlikste van alle visuele verdubbelings om 'n fisiese stelsel te wees. Hulle dien as standaardteikens vir 'n toets van die oplossingskrag van 'n teleskoop en waarnemer (of van die sien), en is pragtig om te ontdek terwyl u deur 'n ryk sterreveld dwaal (my gunsteling is LAL 53).
• Reuse tipe & # 150 (alp HER, alp SCO). 'N Binêre samestelling wat bestaan uit 'n reuse- of superreus-primêre reus of 'n vroeë spektraaltipe (O, B of A) van die laat spektrum (K, of M). Hierdie kombinasies kom relatief gereeld voor, want die meeste binaries het 'n ongelyke massa en albei sterre is massief en sigbaar oor enorme afstande. Die paar skep gewoonlik 'n geel teen blou (Y / B) of oranje versus groen (O / G) kleurkontras wat die teenstander se oogverwerking tot 'n treffende effek verbeter.
• Ongelyke massa & # 150 (wed ORI, del CYG). Twee sterre van verskillende grootte wat naby is, maar maklik opgelos kan word. Ek vind hierdie patroon veral aantreklik as die primêre ster 6 tot 9 is met 'n metgesel van 2 tot 3 sterkte, en binne 'n skeiding van 4 tot 6 boogsekondes in hierdie opset lyk die paar sigbaar (en is dit dikwels) baie ver weg. Grootheidskontras met 'n wye (> 20 tot> 30 boogsekondes) skeiding is minder indrukwekkend, aangesien die komponent soos 'n veldster kan lyk.
• Dubbele enkel (2+1 of 1+2) & # 150 (mu HER, zet CNC). 'N noue primêre binêre met 'n verre flouer metgesel, die komponente in 'n verhouding van die skeidings groter as 7: 1 (ongeveer 42% van die drievoudige stelsels) omgekeerd enkel dubbel (1 + 2) -konfigurasie, 'n helder primêre met 'n flouer, nabye binêre metgesel, is minder algemeen (ongeveer 10% van alle driepersone). Wanneer parallaks of behoorlike beweging beskikbaar is, word die enkele ster soms nie met die binêre verband gehou nie. Rekenaarsimulasies dui daarop dat hierdie opset natuurlik sal ontwikkel uit 'n drievoudige stelsel van sterretjies, en dat dit nie skaars moet wees nie.
• Dubbel dubbel (2+2) & # 150 (eps 6,7 LYR, STF 1964). Twee binaries wentel as 'n enkele stelsel, gewoonlik met 'n verhouding in die skeiding tussen en binne binaries van meer as 10: 1. Die term word dikwels toegepas op twee nie-verwante binêre stelsels wat in dieselfde laekragveld sigbaar is (bv. STF 2470 en STF 2474 in Lyra), of as twee onverwante binaries in optiese samewerking en geklassifiseer as 'n enkele meervoudige stelsel (bv. STF & # 1602538 en BU 438).
• CPM & # 150 (nu1,2 CRB, xi SCO). Twee sterre wat visueel en ruimtelik baie ver van mekaar af is, soms op afstande groter as 50.000 & # 160AU visueel die mees oortuigende wanneer albei sterre ongeveer dieselfde grootte of spektrale kleur het (twee K- of M-reuse is besonder fyn en kan waargeneem word by groot afstande). Parallaks of CPM-bewyse is nodig om te bevestig dat 'n paar wat wyd geskei is, fisies is, wat slegs haalbaar is vir stelsels binne 'n paar honderd parseke van die son.
Hierdie paar patrone is die basiese temas in 'n verstommende verskeidenheid in dubbelster-konfigurasies, wat strek tot komplekse meervoudige stelsels en klein sterretrosies. Een van die onbeantwoorde vrae in dubbelstersterrekunde is hoe hierdie patrone verband hou met die wentelbaan- en astrofisiese evolusie van sterrestelsels. Dit vereis dat ons hul dinamiese struktuur moet verstaan.
Belajar Sterrekunde
Deur 'n teleskoop na die sterre te kyk, is daar baie min inligting wat ons daaruit kan kry. Om seker te wees, weet ons watter kleur hulle het, en ons kan sien dat sommige meer helder is as ander. As ons 'n spektrograaf gebruik, kan ons sien uit watter elemente dit bestaan. Uit hierdie feite alleen is dit moeilik om te bepaal hoeveel massa dit bevat.
Binêre sterre kan van twee fundamentele tipes wees:
Alberio (Visuele Binêre)Optiese dubbelspel is sterre wat lyk asof dit naby mekaar lê, maar in werklikheid nie, dit lyk slegs vir ons uit ons aardse waarneming om naby mekaar te wees. Een van die sterre in die paar is eintlik agter die eerste ster en baie ver weg. Die sterre van 'n optiese dubbel is nie swaartekrag gebind nie.
William Herschel het in 1782 na optiese dubbelspel begin soek met die hoop dat hy 'n meetbare parallaks sou vind deur 'n nabye ster te vergelyk met die sterre in 'n optiese dubbel.
Herschel het geen optiese binaries gevind nie, maar hy het honderde visuele binaries gekatalogiseer. In 1804 het Herschel soveel visuele binaries gehad dat hy tot die gevolgtrekking gekom het dat 'n paar sterre bekend as Castor om mekaar wentel. Dit was 'n belangrike ontdekking, want dit was die eerste keer dat waarnemingsgetuienis duidelik twee voorwerpe in 'n baan om mekaar aangetoon het buite die invloed van ons eie son- en sonnestelsel.
Spektroskopiese Binêre
Dit is ook moontlik om binêre sterre met behulp van 'n spektroskoop op te spoor. As twee sterre om mekaar wentel, produseer hulle albei 'n spektrum. As die sterre amper dieselfde helderheid het, is dit moontlik om verskillende spektrumlyne van albei sterre te sien. Hierdie sterre is veral van belang omdat dit gebruik kan word om die radiale snelheid van die wentelbaan van die twee sterre te bepaal. Sterre lyk rooi verskuif as hulle van die aarde af wegtrek en blou skuif soos dit nader kom. Hierdie effek word veroorsaak deur die Doppler-effek wat aankomende liggolwe van die sterre verwring, afhangende van die rigting as hulle beweeg. 'N Spektroskopiese binêre sal wissel tussen blou en rooi verskuifde spektraallyne.
Spektroskopiese binaries is nie waarneembaar as ons die ster in die gesig staar nie, omdat daar geen Doppler-verskuiwings in die spektrum voorkom nie. As die Doppler-verskuiwings in 'n enkele lyn van die spektrum voorkom, sien ons die lig van slegs een ster en noem ons dit 'n enkellynspektroskopiese binêre. As ons die lig van albei sterre kan sien, sal die Doppler-verskuiwings wissel, verdeel en saamsmelt, afhangende van die posisies van die twee sterre in hul wentelbane. Dit word 'n dubbellynspektroskopiese binêre genoem.
Een baie belangrike detail, ons weet nie hoe die wentelbane van die twee sterre na die aarde neig nie. Hierdie neiging kan enige hoek wees, want vir die bietjie inligting moet ons teruggaan na visuele metodes om die individuele sterre te sien om die helling van hul wentelbane ten opsigte van die aarde te bepaal. Desondanks kan ons nie die regte helling van die baan bepaal nie, dus is ons massa-berekening slegs 'n onderste limiet vir die massas van die twee sterre.
Radiale snelhede laat sterrekundiges toe om die totale massa vir die twee sterre te bereken; hulle gee nie die massas vir die individuele sterre nie, en ander metodes moet gebruik word om daardie bepaling te maak
Verduisterende Binêre
'N Ander soort binêre genaamd die Eclipsing-binêre kan bestudeer word. Die versamelde inligting kan gebruik word om die individuele sterremassas en die deursnee van die individuele sterre te bereken. Dit is selde dat daar twee sterre in 'n wentelbaan om mekaar is om 'n wentelbaan te hê waar die sterre voor mekaar verbygaan om een ligpunt te vorm soos gesien vanaf die aarde.
As die baanhelling as die verduisterende binaire rand op die aarde is, lyk dit of die sterre voor mekaar gaan terwyl hulle wentel, wanneer die lig van die helderder ster verduister word, sien ons 'n diep afname in die hoeveelheid lig wat ontvang word vanaf die ster (6/25/95 in Figuur 1) noem ons hierdie primêre minimum, ook wanneer die lig van die dowwer ster geblokkeer word deur hoe helderder die ontvangte lig weer afneem, maar nie so diep nie en ons noem dit sekondêre minimum (sien 6/9/95 in Figuur 1), anders kan ons die lig of al die ligte van albei sterre versamel.
Die patroon van hierdie ligveranderings word 'n ligkromme genoem en die data daarvoor word met behulp van 'n fotometer versamel, wat periodieke metings maak totdat die verduisterende binaries 'n volledige wentelsiklus lewer.
Ons gebruik die verhouding tussen massa en helderheid om te bepaal wat die verskil tussen die individuele massas is, en dan kan ons die massa van die hele stelsel bereken uit die radiale snelheidsinligting bepaal wat die individuele massas van die twee sterre moet wees. Die fotometriese gegewens verwyder die onsekerheid rakende die helling omdat die vormkromme van die ligkrommes vir 'n gedeeltelike verduistering anders sal wees as vir 'n totale verduistering.
ALGOL is een van die bekendste en bestudeerde verduisterende binêre sterre. ALGOL is normaal ongeveer 2,3, maar elke tien uur verdof dit tot ongeveer 3,4, met ander woorde ALGOL word 68% dowwer. Ek vermoed dat die mensdom al 'n geruime tyd van ALGOL se gedrag weet, want die Arabiese naam ALGOL beteken & # 8220Demons Head & # 8221, en ALGOL word geassosieer met die afgesnyde hoof van Medusa. ALGOL word dikwels die knipoog van die demoon genoem.
'N Verduisterende binêre vind plaas wanneer die baanvlak van die binêre stelsel presies is. Wanneer een ster direk voor die ander beweeg, gesien vanaf die aarde, het ons 'n verduisterende binêre loodreg op die lugvlak gesien.
Dwerg Nova of Terugkerende Nova
As 'n andersins normale ster met 'n wit dwerggenoot geassosieer word, kan 'n soort binaire genaamd 'n herhalende nova of dwerg nova voorkom. Die normale ster dra massa oor op 'n aanwasskyf wat rondom die wit dwerg vorm. Aangesien materiaal op die aanwasskyf val, kan sommige van die materiaal deur die onstuimigheid in die aanwasskyf na die wit dwerg oorgedra word. Dit veroorsaak dat die wit dwerg skielik verhelder omdat die waterstof in helium omgeskakel word.
As genoeg materiaal van die aanwasskyf op die wit dwerg val, sal die waterstofgas saamgepers word en nie onmiddellik versmelt totdat 'n aansienlike toename in temperatuur plaasvind nie, sal die materiaal skielik en gewelddadig uitbars en versmelt tot 'n weglopende samesmeltingsreaksie en 'n hewige uitbarsting wat 'n dwerg genoem word. nova kom voor wat die aanwasskyf sal wegblaas, maar dit sal die normale ster nie steur nie.
Massa-oordrag sal vinnig hervat word en 'n nuwe aanwas-skyf sal ontstaan. Die siklus sal voortduur totdat genoeg massa van die normale ster afgetrek word om die reaksie te stop.
Massa-oordrag in enige tipe binêre stelsel sal die evolusiesiklus van die twee sterre beïnvloed. Die normale ster sal sy brandstof stadiger verbrand namate die massa verwyder word en die ster afkoel as gevolg van minder interne verhitting deur swaartekragte. Dit sal ook die evolusie van die ster wat die massa ontvang, versnel, om dieselfde redes, meer massa, meer interne verhitting en die bespoediging van die samesmeltingsproses.
As die materiaal baie vinnig oordra, sal die gravitasiekragte voorkom dat die waterstof versmelt deur dit verder saam te pers totdat die waterstofgas ontaard word. Ontaarde materie brei nie uit nie as gevolg van die toename in temperatuur, sodat die massa van die wit dwerg toeneem totdat dit die Chandrasekhar-limiet oorskry. As dit gebeur, sal die wit dwerg in duie stort en sal daar 'n tipe I-supernova voorkom wat die metgesel kan vernietig en die wit dwerg in 'n neutronster of 'n swart gat verander.
Burster
'N Soortgelyke gebeurtenis kan plaasvind wanneer 'n normale ster met 'n pulsar geassosieer word, maar die afgegee energie sal meestal X-strale wees, en in plaas daarvan om 'n dwerg nova of herhalende nova genoem te word, word dit 'n X-straalburster of eenvoudiger genoem. 'n burster. Ons dink dat as normale waterstof op die aanwasskyf val, dit vinnig in helium omgeskakel word, wanneer die helium 'n diepte van 1 meter bereik, dit helium eksplosief in koolstofproduserende X-strale omskakel. Hoe langer die vertraging in die versmelting van koolstof, hoe groter en hewiger sal die bars wees. Die belangrikste verskil tussen die herhalende nova en die boorker is dat die aanwasskyf warmer sal wees in die bors omdat dit al waterstof in helium smelt, en die sarsie ook meestal X-strale sal produseer in plaas van sigbare lig.
Wanneer 'n swart gat met 'n normale ster geassosieer word, sal dit dieselfde gebeure oplewer as 'n röntgenboor, en die enigste manier om seker te maak dat die metgesel 'n swartgat is, is wanneer die massa van die kompakte voorwerp groter is as 3 sonkrag. massas. Dit is heeltemal te veel massa vir die metgesel om 'n neutronster te wees. Die gravitasiekragte sou veroorsaak dat die ineenstorting van die ster buite die punt van die neutrone hulself teen die swaartekrag sou ondersteun, en die ster sou in 'n radius van nul ineenstort en 'n swart gat skep.
Berekening van ster en eiendomme met binêre sterre
Tipes Binaries
- Visuele binair: kan albei sterre sien en mettertyd hul wentelbane volg.
- Spektroskopiese binair: kan die twee sterre nie skei nie, maar sien hul wentelbewegings as Doppler in hul spektrale lyne skuif.
- Verduisterende binair: kan die sterre skei, maar sien hoe die totale helderheid daal wanneer hulle mekaar gereeld verduister.
Visual Binaries & # 8211 & gt Twee sterre wentel om hul massamiddelpunt.
Sentrum van Mis
Twee sterre wentel om hul massamiddelpunt.
- Meet die semi-hoofas, a, vanaf die geprojekteerde baan en versterk die afstand.
- Relatiewe posisies rondom die sentrum gee: M1 / M2 = a2 / a1
Massas meet
Newton se derde vorm van Kepler:
Prosedure:
1. Meet die periode, P, deur die baan te volg.
2. Meet die semi-hoofas, a, en die massaverhouding, M1 / M2, vanaf die geprojekteerde baan om die lug.
3. Los die vergelyking hierbo op en skei massas.
Probleme
Ons moet 'n baan volg wat lank genoeg is om dit in detail op te spoor:
Metings hang af van die kennis van die afstand:
Klein foute tel vinnig op (10% fout in afstand vertaal in 'n 30% fout in die massa!).
Spektroskopiese binaries
Die meeste binaries is te ver weg om albei sterre apart te kan sien.
U kan egter hul wentelbewegings bespeur deur die periodieke Doppler-verskuiwings van die spektrale lyne:
• Bepaal die wentelperiode en ampgrootte aan die hand van die wentelsnelheidspatroon
Probleme:
Kan die twee sterre nie apart sien nie:
- Half-hoof-as moet geraai word uit die wentelbewegings.
- Kan nie vertel hoe die baan na die lug gekantel is nie
Alles hang krities daarvan af om die afstand te ken.
Weer & # 8230
Verduisterende binaries
Twee sterre wentel byna op ons siglyn.
- Sien 'n periodieke daling in helderheid terwyl die een ster die ander verduister.
- Kombineer dit met spektra wat omwentelingsnelhede meet
Met die beste data kan 'n mens die massas van die sterre vind sonder om die afstand te ken.
Probleme
Verduisterende Binêre sterre is baie skaars.
Die meting van die ligkrommes word deur besonderhede bemoeilik:
Rotsagtige planete kan om baie dubbelsterre wentel
Luke Skywalker se tuiste in 'Star Wars' is die woestynplaneet Tatooine, met twee sonsondergange omdat dit om twee sterre wentel. Tot dusver is slegs onbewoonbare gasreusplanete geïdentifiseer wat rondom sulke binêre sterre omsingel, en baie navorsers glo dat rotsagtige planete nie daar kan vorm nie. Wiskundige simulasies toon nou dat aardeagtige, soliede planete soos Tatooine waarskynlik bestaan en wydverspreid kan wees.
"Tatooine-sonsondergange kan tog algemeen voorkom," sluit die studie deur die astrofisikus Ben Bromley van die Universiteit van Utah en Scott Kenyon van die Smithsonian Astrophysical Observatory af.
"Ons hoofresultaat is dat buite 'n klein streek naby 'n binêre ster, [of rotsagtige of gasreus] planeetvorming kan verloop, maar net soos 'n enkele ster," skryf hulle. "In ons scenario is planete net so algemeen rondom binaries as rondom enkele sterre."
Die studie is voorgelê aan Astrofisiese joernaal ter hersiening, maar soos die gebruik in die veld is, het die outeurs die nie-hersiene referaat op die wetenskaplike preprint-webwerf geplaas ArXiv.
Met Star Wars: Episode VII - The Force Awakens as gevolg van die filmskerms op 18 Desember, kan aanhangers van die epiese reeks gejuig word oor die moontlike realiteit van planete soos Tatooine, die tuisplaneet van beide Luke en Anakin Skywalker, die ontmoetingsplek van Obi Wan Kenobi en Han Solo en die domein het regeer (tot sy dood in die geveg) deur die misdaadheer Jabba the Hutt. Luke staar na Tatooine se dubbele sonsondergang in 'n klassieke filmoomblik.
Die titel van die nuwe studie is 'Planeetvorming rondom binêre sterre: Tatooine maklik gemaak', maar die papier lyk allesbehalwe maklik: dit is gevul met wiskundige formules wat beskryf hoe binêre sterre omwentel kan word deur planetesimale - asteroïedgrootte gesteentes wat saamklont. om planete te vorm.
"Ons het ons soet numeriese tyd geneem om aan te toon dat die rit rondom 'n paar sterre net so glad kan wees as om een," as dit kom by die vroeë stappe van planeetvorming, sê Bromley. "Die 'maklike' deel sê eintlik dat dieselfde resep wat rondom die son werk, rondom Tatooine se gasheersterre sal werk."
The study was funded by NASA's Outer Planets Program and was a spinoff of Bromley's and Kenyon's research into how dwarf planet Pluto and its major moon, Charon, act like a binary system. Both are orbited by four other moons.
'Planets form like dust bunnies'
From a swirling disk of gas and dust surrounding a young star, "planets form like dust bunnies under your bed, glomming together to make larger and larger objects," says Kenyon, whose observatory is part of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. "When planets form around a binary, the binary scrambles up the dust bunnies unless they are on just the right orbit."
University of Utah astrophysicist Ben Bromley used acrylics to paint this depiction of a double sunset from an inhabited Earthlike planet orbiting a pair of binary stars. To date, only gas giant planets like Saturn have been found orbiting binaries. But in a new study, Bromley and Scott Kenyon of the Smithsonian Astrophysical Observatory performed mathematical analysis and simulations showing that, contrary to scientific doubts, it is possible for a rocky planet to form around binary stars, like Luke Skywalker’s home planet Tatooine in the “Star Wars” films. Credit: Ben Bromley, University of Utah Scientists call that a "most circular orbit," which in reality is a not-quite-circular, oval-shaped orbit in which the entire oval has numerous little waves in it, Bromley says.
"It's an oval with ripples," which are caused by the cyclic tugging of the two central stars, he adds.
"For over a decade, astrophysicists believed that planets like Earth could not form around most binary stars, at least not close enough to support life," he says. "The problem is that planetesimals need to merge gently together to grow. Around a single star, planetesimals tend to follow circular paths – concentric rings that do not cross. If planetesimals do approach each other, they can merge together gently."
But if planetesimals orbit a pair of stars, "their paths get mixed up by the to-and-fro pull of the binary stars," Bromley says. "Their orbits can get so tangled that they cross each other's paths at high speeds, dooming them to destructive collisions, not growth."
Previous research started with circular orbits when pondering planet formation around binary stars, Bromley says, while the new study shows that "planets, when they are small, will naturally seek these oval orbits and never start off on circular ones. … If the planetesimals are in an oval-shaped orbit instead of a circle, their orbits can be nested and they won't bash into each other. They can find orbits where planets can form."
In their study, Bromley and Kenyon showed mathematically and by simple computer simulations that rocky, Earth-sized planets can form around binary stars if they have the oval "most circular" orbit. They didn't conduct their simulations to the point of planet formation, but showed that planetesimals could survive without collisions for tens of thousands of years in concentric, oval-shaped orbits around binary stars.
"We are saying you can set the stage to make these things," Bromley says. "It is just as easy to make an Earthlike planet around a binary star as it is around a single star like our sun. So we think that Tatooines may be common in the universe."
Kepler and worlds discovered
NASA's Kepler space telescope has discovered more than 1,000 planets orbiting other stars, including some rocky planets in the so-called habitable zone neither too near and hot, nor too far and cold from the star they each orbit.
So far, Kepler has found seven planets orbiting within or near the habitable zone around binary stars, but all of them are giant gaseous planets, Bromley says.
"The planets that Kepler has discovered so far around binary stars are larger, Neptune- or Jupiter-sized gas giants," he says. "None of those found so far are small and rocky like our Earth – or like Tatooine in 'Star Wars.'"
Bromley believes Kepler hasn't yet spotted Earthlike planets around binary stars because they are small compared with gas giants, "so it's a hard measurement."
While Kepler has found other gas giants farther from binary stars, there has been debate about how the seven in the habitable zone got where they are.
The new study shows it is possible they formed in place from gas and dust – something "everyone else says is impossible," Bromley says. He also doubts it because there doesn't appear to have been enough gas and dust for gas giants Kepler has spotted near binaries to have formed in place. The study also showed that the gas and dust could have moved in from elsewhere so the gas giants could form where they now are seen.
The prevailing theories contend the gas giants discovered by the Kepler spacecraft must have formed farther out in a cooler, calmer part of space and then migrated closer to the binary stars, either by spiraling inward though a disk of gas surrounding the binary pair, or by being hurled in by the gravity of another more distant gas-giant planet.
But "an Earthlike Tatooine would have no problem forming right where it needs to be to host life," Bromley says.
Can Two Stars of One Same Type Orbit Each Other? - Sterrekunde
The Fine Print: The following comments are owned by whoever posted them. We are not responsible for them in any way.
2 planets ( Score: 2, Funny)
Re: ( Score: 2)
Only if you don't spring for the two-person space suit.
And I think its gonna be a long long time ( Score: 2)
It's lonely out in space.
On such a timeless flight.
Re: ( Score: 2)
If you don't like the definition of planets because it is too fuzzy --- wait until you learn the distinction between stars and planets:)
Re: ( Score: 2)
No, that's pretty much always been the way it was.
Re:Problem with the definition of a planet ( Score: 4, Insightful)
Re:Problem with the definition of a planet ( Score: 5, Interesting)
They'll say, "oh, it's okay, there's enough of a size difference between those bodies that they don't count". But the thing is that there's no way that most of the current "8 planets" would have cleared their orbits without help from the giants. It's pretty much accepted science in astronomy that Jupiter, and to a lesser extent Saturn, scattered most of the bodies in our solar system. Mars has a Stern-Levison parameter (rating of the ability of a body to scatter small bodies) two orders of magnitude less than Neptune, and Neptune has multiple Pluto-scale bodies in its orbit. Pluto may be small compared to Neptune, but it's not so small in comparison to Mars, yet Mars has two orders magnitude less ability to scatter them. Mars didn't scatter these things away - Jupiter did. Heck, a number of the models show that the planets didn't even form in their current locations.
There's all this misuse of the Stern-Levison parameter out there to say things that it doesn't. The parameter is based around a probabilistic simulation of the body and a bunch of "small bodies" with a mass distribution and orbital distribution similar to our asteroid belt. But of course, that tells you very little - our asteroid belt only has the size and mass distribution that it does today because of the influence of other planets - and when I say "other planets", I really mean overwhelmingly Jupiter (only a tiny fraction of asteroids are in Mars resonances). Jupiter has stopped these bodies from coalescing into larger bodies and scattered the vast majority of its mass elsewhere. That's not the situation that the solar system was in during formation. There were numerous large "planetissimals" scattered around. The Stern-Levison parameter says absolutely nothing about the ability of a body to scatter large planetissimals. And even concerning scattering asteroids, it doesn't state that the scatters are enough to "clear the orbit", only that their angle changes on a pass by more than a given number of degrees.
Basic point: a standard based around the "8 planets" having cleared their orbit is a lie. The science says that most of them aren't responsible for clearing their own orbits.
And while we're at it: what sort of stupid standard puts Mars and Jupiter in the same group but in a different group than Pluto and Ceres? There was a perfectly reasonable standard under discussion at the IAU conference shortly before they switched what they were voting on: a definition built around hydrostatic equlibrium. A lot of the planetary scientists left thinking that this was the version that was going to be voted on, and being happy with either "no definition" or an "equilibrium definition", saw no need to stick around for the final vote. Hydrostatic equilibrium actually is valid science, and it's very meaningful. A body not in hydrostatic equilibrium is generally made of primordial minerals. It's the sort of place you'd go to research, for example, properties of how the solar system formed. A body in hydrostatic equilibrium has undergone mass conversion of its primordial minerals to new forms. It's undergone massive releases of energy (which may still be present, depending), associated action of fluids, etc, and are the sorts of places you would go to study mineralization processes, internal processes or search for life. They're very different bodies, and there's a very simple dividing line - one that's much easier to calculate/measure than a pseudoscience "cleared the neighborhood" standard.
Astronomers Discover Impossible Binary Systems
This artist's impression shows the tightest of the new record breaking binary systems. Two active M4 type red dwarfs orbit each other every 2.5 hours, as they continue to spiral inwards. Eventually they will coalesce into a single star (J. Pinfield / RoPACS network)
Until now it was thought that such close-in binary stars could not exist.
About half of the stars in our Milky Way galaxy are, unlike our Sun, part of a binary system in which two stars orbit each other. Most likely, the stars in these systems were formed close together and have been in orbit around each other from birth onwards. It was always thought that if binary stars form too close to each other, they would quickly merge into one single, bigger star. This was in line with many observations taken over the last three decades showing the abundant population of stellar binaries, but none with orbital periods shorter than 5 hours.
For the first time, the team has investigated binaries of red dwarfs, stars up to ten times smaller and a thousand times less luminous than the Sun. Although they form the most common type of star in the Milky Way, red dwarfs do not show up in normal surveys because of their dimness in visible light.
“To our complete surprise, we found several red dwarf binaries with orbital periods significantly shorter than the 5 hour cut-off found for Sun-like stars, something previously thought to be impossible”, said Dr Bas Nefs of Leiden Observatory in the Netherlands, lead author of a paper accepted for publication in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. “It means that we have to rethink how these close-in binaries form and evolve.”
Since stars shrink in size early in their lifetime, the fact that these very tight binaries exist means that their orbits must also have shrunk as well since their birth, otherwise the stars would have been in contact early on and have merged. However, it is not at all clear how these orbits could have shrunk by so much.
One possible answer to this riddle is that cool stars in binary systems are much more active and violent than previously thought.
It is possible that the magnetic field lines radiating out from the cool star companions get twisted and deformed as they spiral in towards each other, generating the extra activity through stellar wind, explosive flaring and star spots. Powerful magnetic activity could apply the brakes to these spinning stars, slowing them down so that they move closer together.
“Without UKIRT’s superb sensitivity, it wouldn’t have been possible to find these extraordinary pairs of red dwarfs,” said co-author Dr David Pinfield of the University of Hertfordshire. “The active nature of these stars and their apparently powerful magnetic fields has profound implications for the environments around red dwarfs throughout our Galaxy.”
Bibliographic information: Nefs SV et al. 2012. Four ultra-short period eclipsing M-dwarf binaries in the WFCAM Transit Survey. Accepted for publication in Mon. Not. R. Astron. Soc. arXiv:1206.1200v1
Twin Planets Found Around Twin Stars
Well, this is interesting: Astronomers looking for exoplanets—alien worlds orbiting other stars—have found a binary system (two stars orbiting each other) where both stars have a single planet orbiting them!
Plenty of circumbinary planets have been found, where the exoplanet orbits albei stars at some distance (think Tatooine), but it’s rare to find a binary star where both stars have their own planet (called circumprimary planets).
The binary is called WASP 94AB (the 94 th planetary system found by the Wide Angle Search for Planets, where the two individual stars are called A and B). Both stars are classified as F-types, somewhat more massive and hotter than the Sun. They orbit each other at a distance of at least 400 billion kilometers, about 90 times the distance of Neptune from the Sun.
The planets are both “hot Jupiters,” gas giants that orbit their respective host star closely. One of the planets, WASP 94Ab (planets are given lower case letter designations starting at “b”), was discovered because it transits its star, moves directly between us and the star, blocking a wee bit of its light. Knowing how big the star is, we can determine how big the planet is by how much light it blocks. In this case, it’s 1.7 times wider than Jupiter.
We can also get its mass, because as it orbits the star it tugs on it, and we can measure that effect. The planet’s mass, interestingly, is only about 0.45 times Jupiter’s. So it’s less massive, but much larger than Jupiter. Hoekom?
Heat. It orbits the star every four days, which means it’s very close to this inferno. The planet absorbs that heat, and its atmosphere puffs up, making it much larger than you’d expect.
The other planet, WASP 94Bb, was discovered by accident! Although it does not transit the star, it still tugs on it, and this effect was discovered when the astronomers serendipitously observed WASP 94B at the same time as WASP 94A. They found the planet’s mass to be about 0.6 times Jupiter’s (the size can’t be found because there’s no transit). It takes only two days to orbit the star.
What’s very interesting, though, is that these planets exist at all! We know planets this massive can’t form this close in to stars it’s too hot for planets to be able to gather enough material to grow that big. The current thinking is that they form much farther out and migrate inward toward the star. When they form, there’s a disk of material around the star called the protoplanetary disk, and plowing through this material drops the big planet down toward the star, eventually stopping when the disk peters out close to the star.
However, there’s more going on with the WASP 94 planets. For one, careful measurements of the first planet show it orbits the star in the wrong direction, opposite to the star’s spin! This retrograde motion, as it’s called, can’t be due to simple migration inward something else must have kicked the planet in some way to get it moving the opposite direction.
For another, the other planet doesn’t transit, meaning its orbital plane is tilted quite a bit from the first planet. The two stars almost certainly formed together, and have very similar properties, so the disks that formed the planets should be similar. You’d expect both disks would have aligned with the orbital plane of the two stars themselves. But at least one of the planets is out of whack.
It’s possible these anomalies are due to the mutual gravitational influences of the stars, one tugging on the disk of the other. But they’re very widely separated, so this is unlikely (though not impossible). Perhaps WASP 94A has or had other planets that interacted with the planet 94Ab, sending it into a weird orbit.
Whatever happened here, this is an odd system. Hot Jupiters aren’t very common in stars this massive, and so each one having such a planet is a bit weird in and of itself. Only three other binary systems with circumprimary planets like this are known so far.
I love exoplanets! They show such a rich and diverse range of properties, and not all of them are easily explainable. We’re still arguing over the details of how our own solar system formed, honestly, so studying these other systems gives us insight into our own origin story.
