Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Gwiazdy zaćmieniowe dzieli się tradycyjnie na trzy grupy:

• gwiazdy typu Algola


• gwiazdy typu beta Lyrae


• gwiazdy typu W Ursae Maioris

       Gwiazdy typu Algola są najliczniej reprezentowane wśród gwiazd zaćmieniowych. Stanowią one układy podwójne, złożone z dwóch gwiazd prawie kulistych, w dość znacznych od siebie odległościach w porównaniu z ich rozmiarami. Przedstawicielką tego typu jest gwiazda beta Persei (Algol), której zmienność odkryto jeszcze w XVII wieku, a w 1783 roku Goodricke w Anglii wypowiedział trafny pogląd, że zmiany blasku występujące w okresie 2^d21^h wynikają z zasłaniania jaśniejszej gwiazdy przez obiegające je ciemne ciało. 100 lat później H. C. Vogel w Poczdamie wykazał na podstawie własnych obserwacji, że Algol jest gwiazdą spektralnie podwójną, co potwierdziło słuszność przypuszczeń Goodricke'a. W skład układu wchodzą dwie gwiazdy: mniejsza, klasy B, a temperaturze 15 000 K i nieco od niej większa, klasy F, o temperaturze 7000 K. U gwiazd typu Algola występują zazwyczaj dwa zaćmienia blasku; główne, gdy jaśniejszy składnik zasłaniany jest przez ciemniejszy i wtórne, gdy ciemniejszy składnik znajduje się za jaśniejszym. Między zaś zaćmieniami łączny blask nie ulega prawie zmianom. Gwiazd typu Algola znamy około 2700.

       Układy podwójne typu beta Lyrae składają się z dwóch elipsoidalnych gwiazd nierównych rozmiarów. Okres obiegu tych gwiazd bywa większy od 1 doby. W żadnej fazie układ nie wykazuje stałego blasku, lecz łączny blask zmienia się stale zarówno na skutek zasłaniania jednej gwiazdy przez drugą, jak i na skutek elipsoidalnego kształtu składników.

       Gwiazd typu W Ursae Maioris tym się różnią od typu beta Lyrae, że elipsoidalne składniki takich układów mają prawie jednakowe rozmiary i wskutek tego nie dostrzega się różnicy między minimum wtórnym a głównym. Okresy obiegu gwiazd tego typu są krótkie, wynoszące dla większości gwiazd od 0^d,3 do 0^d,5. Są to gwiazdy późniejszych klas widmowych od F do K. Gwiazdy te stykają się prawie swymi powierzchniami.

       W roku 1955 Z. Kopal zaproponował podział gwiazd zaćmieniowych na trzy grupy, zależnie od stopnia stabilności. Zasadą tego podziału jest stosunek rozmiarów gwiazdy do tzw. powierzchni zerowej prędkości względnej, noszącej jeszcze nazwę powierzchni Roche'a, mogącej utrzymać w jej wnętrzu całą masę gwiazdy. Do pierwszej grupy zaliczamy układy podwójne rozdzielone, w których oba składniki leżą wewnątrz powierzchni zerowej i są znacznie od niej mniejsze. Są to układy trwałe. Gdy jedna z gwiazd się tak rozszerzy, że wypełni cały obszar objęty powierzchnią Roche'a, mamy do czynienia z układami pół-rozdzielonymi. W układach tego rodzaju strumienie gazu wyrzucane z gwiazdy wypełniającej opisaną powierzchnię krążą dookoła układu lub spadają na drugą gwiazdę. Gdy obie gwiazdy wypełnią powierzchnię Roche'a, mamy do czynienia z ciasnym układem podwójnym w zetknięciu. Gwiazdy typu W Ursae Maioris stanowią tego rodzaju typ układu podwójnego. W takich ciasnych układach podwójnych panują złożone warunki fizyczne na skutek wymiany materii między składnikami układów.

       Układ podwójny beta Lyrae składa się z dwóch gwiazd: gorętszej klasy B9 i gwiazdy chłodniejszej klasy F. Dla obserwatora na Ziemi środek głównego zaćmienia przypada w chwili, gdy chłodniejszy składnik zasłoni gorętszy. Powierzchnie obu składników tego ciasnego układu prawie się nie stykają i na skutek działania sił przypływowych gorący strumień gazu przepływa od gwiazdy B9 do gwiazdy F, a chłodniejszy odwrotnie. Przepływy te stwierdzono w widmie układu beta Lyrae.

       W każdej sekundzie około 10²² g rozprasza się w przestrzeni międzygwiazdowej. Gdyby rozpraszanie to odbywało się w tempie niezmiennym, to cała masa gwiazdy, wynosząca 10³⁵ g rozproszyłaby się w ciągu 300 000 lat. Nie mamy podstaw do zakładania, że gwiazda traci swą masę z niezmienną prędkością, jednakże należy się spodziewać gruntownych zmian w układzie w czasie znacznie krótszym od 300 000 lat.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: