какие звезды обладают очень низкой плотностью

Размеры звезд и плотность их вещества

Рассмотрим на простом примере как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, о светимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в корень квадратный из 120, что приближенно равно 11 раз. Определить размеры других звезд позволяет знание законов излучения.

Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же как Земля. Между тем масса у него почти такая же как и у Солнца. Следовательно белый карлик имеет огромную плотность — около 109 кг/м3. Существование газа такой плотности было объяснено таким образом : обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это «крошево» из частиц может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтральный газ. теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. На примере белых карликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление о строении вещества ; пока такие условия в лаборатории создать невозможно. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений.

Источник

Определение масс и размеров звезд.

ТЕСТ по теме «Определение массы звёзд. Двойные звёзды»

Задание 1

Близко расположенные пары звёзд называются

Выберите один из 4 вариантов ответа:

1) двойными звёздами

2) оптическими двойными звёздами

3) кратными звёздами

4) двойными системами

Задание 2

Укажите типы двойных звёзд.

Выберите несколько из 4 вариантов ответа:

1) Оптические двойные

3) Физические двойные

Задание 3

Первая звезда, у которой была открыта её физическая двойственность

Задание 4

Укажите, какие высказывания относятся к определению физической двойной звезды.

Укажите истинность или ложность вариантов ответа:

__ звёзды обращаются по замкнутым орбитам

__ звёзды не связаны друг с другом силами гравитации

__ звёзды обращаются вокруг общего центра масс

__ расстояние между звёздами очень велико

__ система из двух гравитационно связанных звёзд

Задание 5

Пара визуально-двойных звёзд, известная ещё с глубокой древности

Выберите один из 4 вариантов ответа:

1) Сириус А и Сириус В

2) Алголь А и Алголь В

3) Альфа Центавра и Хадар

Задание 6

Изменение вида кривой блеска затменно-переменной звезды позволяет определить следующие характеристики её компонентов:

Выберите несколько из 4 вариантов ответа:

1) наклонение плоскости орбиты

2) период обращения

3) массу компонентов

4) эксцентриситет орбит

Задание 7

Для каждого из определений подберите правильные ответы.

Укажите соответствие для всех 4 вариантов ответа:

А) очень тесные звёздные пары, в которых одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость.

Б) тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких суток по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами.

В) звёзды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений.

Г) двойные звёзды, компоненты которых можно увидеть раздельно (в телескоп или сфотографировать).

Задание 8

Укажите порядок следования определений:

Укажите порядок следования всех 4 вариантов ответа:

А) промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами.

Б) разность звёздных величин в минимуме и максимуме блеска

В) система из трёх или более звёзд, которые связаны друг с другом силами гравитации

Г) планета, находящаяся вне Солнечной системы.

ТЕСТ по теме «Размеры и модели звёзд»

Задание 1

Укажите последовательность стадий эволюции Солнца.

Укажите порядок следования всех 6 вариантов ответа:

А) Остывание белого карлика

Г) Уплотнение газа и пыли

Д) Сжатие в протозвезду

Задание 2

Какие звёзды обладают очень низкой плотностью?

Задание 3

Укажите, что не входит в состав белого карлика

Выберите один из 4 вариантов ответа:

3) всё из перечисленного входит в модель белого карлика

4) плотный ионизированный газ

Задание 4

Укажите порядок следования всех 6 вариантов ответа:

Д) Звёзды главной последовательности

Задание 5

Укажите основные физические характеристики, которыми белый карлик отличается от модели звезды солнечного типа.

Выберите несколько из 4 вариантов ответа:

Задание 6

Укажите тип звезды по её описанию

Укажите соответствие для всех 4 вариантов ответа:

1) Горячая звезда главной последовательности

2) Нейтронная звезда

А) Размеры звезды сравнимы с размерами Земли.

Б) Плотность вещества звезды превышает плотность атомного ядра.

В) Холодная звезда, обладающая большими размерами и массой, но низкой плотностью вещества.

Г) Голубая (бело-голубая) звезда, источником энергии которой является углеродный цикл (CNO-цикл).

Задание 7

Укажите, что входит в модель горячей звезды главной последовательности.

Выберите несколько из 4 вариантов ответа:

1) зона лучистого переноса

2) тонкий энерговыделяющий слой

3) конвективная зона

4) конвективное ядро

Задание 8

Укажите, что относится к модели красного гиганта

Укажите истинность или ложность вариантов ответа:

__ зона лучистого переноса

__ изотермическое гелиевое ядро

__ конвективная зона

__ энерговыделяющий слой

Задание 9

Субзвёздные объекты, температура которых не превышает 2000 К.

Выберите один из 4 вариантов ответа:

Источник

Какие звезды обладают очень низкой плотностью

§ 23. М ассы и размеры звёзд

1. Двойные звёзды. Определение массы звёзд

Редким примером двойной звезды, оба компонента которой различимы даже невооружённым глазом, являются Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы. Среди ярчайших звёзд также были обнаружены двойные: Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звёзд такой пары сама состоит из нескольких звёзд. Так, Мицар и Капелла имеют в своём составе четыре компонента, а Кастор — шесть. Выяснилось, что α Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого «ближайшая»).

У двойных звёзд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких сотен или даже тысяч лет. Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звёзд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.

Несмотря на многочисленность двойных звёзд, достаточно надёжно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

= ,

где m 1 и m 2 — массы компонентов звёздной пары; M 1 и M 2 — массы Солнца и Земли; T 1 — период обращения звёзд; T 2 — период обращения Земли; A — большая полуось орбиты двойной звезды; a — большая полуось земной орбиты. Выражая период обращения в двойной системе T в годах (периодах обращения Земли), большую полуось орбиты A в а. е. (расстояниях между Солнцем и Землёй), получаем суммарную массу системы в массах Солнца:

m 1 + m 2 = A 3 : .

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния A 1 и A 2 ( A = A 1 + A 2 ) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.

Рис. 5.16. Раздвоение линий в спектре двойной звезды

Для наблюдателя, который находится в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, её компоненты будут поочерёдно загораживать, «затмевать» друг друга. Такие звёзды называют затменно-двойными или алголями — по названию наиболее известной звезды этого типа β Персея. Её арабское название «эль гуль» (дьявол) постепенно превратилось в Алголь. Возможно, что ещё древние арабы заметили странное поведение этой звезды: в течение 2 суток 11 часов её яркость остаётся постоянной, но затем за 5 часов она ослабевает от 2,3 до 3,5 звёздной величины, а за следующие 5 часов её прежняя яркость восстанавливается (рис. 5.17).

Рис. 5.17. Схема затмений и кривая блеска Алголя

Рис. 5.18. Кривая блеска несферической двойной звезды

Определение масс звёзд на основе исследований двойных звёзд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.

Методы изучения спектрально-двойных и затменно-переменных звёзд в настоящее время используются также для поиска планет, обращающихся вокруг других звёзд (экзопланет). К концу 2009 г. было подтверждено открытие около 400 экзопланет, которые составили 340 планетных систем. В их числе было 42 системы, содержавшие не менее двух планет, а одна — не менее 5. Большинство этих планет оказались газовыми гигантами типа Юпитера и Сатурна.

2. Размеры звёзд. Плотность их вещества

Рис. 5.19. Пятна на диске Бетельгейзе

К сожалению, звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна (рис. 5.19).

В большинстве случаев размеры звёзд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

Отношение светимостей звезды и Солнца будет равно:

= .

Приняв, что R ☉ = 1 и L ☉ = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца):

R = .

Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звёзд, расстояния до которых невелики.

Рис. 5.20. Солнце в сравнении с гигантами и сверхгигантами

Рис. 5.21. Размеры звёзд-карликов

Звёзды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру (рис. 5.20). Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звёздами являются белые карлики, диаметр которых составляет несколько тысяч километров (рис. 5.21).

В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).

Звёзды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. Среди множества звёзд этого типа есть и такие, которые по многим своим характеристикам являются «двойниками» Солнца. Наиболее яркой из них является β Гончих Псов. У более горячих звёзд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует. В этих звёздах конвекция происходит в ядре протяжённостью до 1 / 4 их радиуса, окружённом лучистой оболочкой (рис. 5.22).

Рис. 5.22. Внутреннее строение звёзд различных классов

Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объём ( 9 / 10 радиуса) составляет протяжённая конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотической» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмётся до размеров, примерно равных размерам Земли. Внутри белого карлика температура достигает 10 млн К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.

В 1996 г. были открыты космические тела, которые являются промежуточным звеном между звёздами и планетами. Они получили название «коричневые карлики», поскольку излучают слабо и только в инфракрасном диапазоне. Именно это излучение было обнаружено приборами, установленными на борту искусственных спутников. Коричневые карлики обладают слишком малой массой, что не обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерной реакции превращения водорода в гелий. Гравитационное сжатие их массы достаточно лишь для того, чтобы достигнутая температура обеспечила в течение короткого (по космическим меркам) времени превращение дейтерия (тяжёлого изотопа водорода) в гелий. Масса коричневых карликов составляет всего лишь 0,01—0,07 массы Солнца. Про них можно сказать, что они ещё не звёзды, но уже не планеты.

П РимеР РешениЯ задаЧи

=

По третьему закону Кеплера

A = ,

A = = 40 а. е.;

m 2 = = 1,28; m 1 = 4 • 1,28 = 5,12.

Ответ : m 1 = 5,12 массы Солнца, m 2 = 1,28 массы Солнца.

2. Во сколько раз Арктур больше Солнца, если светимость Арктура равна 100, а температура 4500 К?

= • = 10 • = 18.

Ответ : радиус Арктура больше радиуса Солнца в 18 раз.

В опросы 1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звёзд? 2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звёзд-сверхгигантов и карликов? 3. Каковы размеры самых маленьких звёзд?

Источник

Масса, плотность и светимость звёзд

Как ни разнообразны звезды по своим физическим характеристикам, все же и для них есть границы возможного. Не всякая звезда, какую способна создать человеческая фантазия, могла бы реально существовать. Звездами могут быть космические тела, обладающие только такой массой, которая заключена в определенных пределах.

Масса звёзд

В сущности, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной, то есть не входящей в состав кратных систем, звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. «Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз.

В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула

Считать это невидимое небесное тело планетой нельзя. Его масса составляет 0,024 массы Солнца, т. е. она больше той минимальной массы, при которой тело неизбежно становится звездой. Поэтому можно быть уверенным в том, что система 61 Лебедя состоит из трех звезд, причем третий, невидимый ее компонент есть одна из наименее массивных звезд. Природа ограничивает звезды и со стороны очень больших масс. Чтобы понять, чем вызвано это ограничение, попробуем представить себе обстановку в недрах какой-нибудь звезды.

Перестань звезда излучать свет или потеряй внезапно газ свою упругость, звезда сильно сжалась бы, перейдя в иное, «незвездное» состояние. На самом деле в наблюдаемых нами звездах господствуют устойчивость и равновесие. Но так может быть не всегда. С возрастанием массы звезды увеличивается ее светимость, т.е. количество света, излучаемое недрами звезды. При очень большой массе, например в тысячи раз превышающей массу Солнца, равновесие трех сил непременно нарушится. Световое давление станет настолько мощным, что оно изнутри подорвет устойчивость звезды.

Плотность звёзд

Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3 кг/м3. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х107 кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (1010- 1011 кг/м3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.

Светимость звёзд

Светимость звезды, как уже говорилось, тесно связана с ее массой. Чем больше вещества заключено в звезде, тем более ярко она светит. Отсюда становится понятно, почему третий компонент системы 61 Лебедя остается пока невидимым. Эта звезда содержит так мало вещества, что ее весьма слабое излучение не может быть обнаружено с помощью современных телескопов.

Источник

10 увлекательных фактов о нейтронных звездах

Как и почти все во Вселенной, звезды рождаются, живут своей жизнью, а затем умирают на протяжении миллионов, а иногда и миллиардов лет. Потребовались десятилетия, чтобы исследователи определили и каталогизировали различные типы звезд, как они формируются, и их эволюционную последовательность.

То, как звезда заканчивает свою жизнь, в конечном счете зависит от ее одной характеристики: массы. Если это будет звезда с низкой массой, то она закончится как белый карлик, черная дыра, если это массивная звезда, но все, что находится между ними, коллапсирует в нейтронную звезду.

Нейтронные звезды возникают в результате взрыва сверхновой (происходящего на последних этапах жизни звезды), которому способствует гравитационный коллапс, который сжимает звездное ядро ​​так сильно, что оно достигает плотности атомных ядер. Со временем они могут развиваться дальше различными способами.

Здесь мы собрали 15 интересных фактов о нейтронных звездах.

10. Есть три типа нейтронных звезд

По своим уникальным характеристикам нейтронные звезды можно разделить на три подтипа; Рентгеновские пульсары, магнетары и радиопульсары. Радиопульсары или просто пульсары являются наиболее распространенным типом нейтронных звезд, излучающих мощные электромагнитные импульсы. Однако их чрезвычайно сложно обнаружить.

Поскольку пульсары излучают электромагнитное излучение от своих магнитных полюсов, их можно наблюдать только тогда, когда луч излучения направлен на Землю. С Земли этот луч будет выглядеть так, как будто он идет из фиксированной точки в пространстве. Это явление также известно как эффект маяка.

Эти пульсары, если их найти в «особом состоянии», могут дать нам бесценные знания о Вселенной.

Художественное представление магнетара

Рентгеновские пульсары также известны как пульсары с аккреционным питанием, которые обычно существуют в двойной системе звезд, где нейтронная звезда находится на орбите с другим звездным спутником. Они излучают энергию в рентгеновском спектре.

Подтипы рентгеновских пульсаров включают миллисекундные пульсары (рециркулированные пульсары), низкомассовые рентгеновские бинарные системы, среднемассовые рентгеновские бинарные системы и высокомассовые рентгеновские бинарные системы.

9. Они очень горячие и очень плотные

Температура поверхности почти каждой наблюдаемой нейтронной звезды составляет около 600 000 К, и она еще выше в новообразованных звездах. Для сравнения, Солнце имеет температуру поверхности приблизительно 5 775 K, в то время как Сириус, белый карлик, имеет температуру поверхности 9 940 K.

Нейтронная звезда компактна и настолько плотна, что ложка, полная образца материала звезды, весила бы намного больше миллиарда тонн. Ее плотность сильно варьируется, которая увеличивается с глубиной. Вблизи ядра нейтронная звезда становится плотнее атомного ядра.
Кроме того, их магнитное поле примерно в один квадриллион раз, а гравитационное поле примерно в 200 миллиардов раз сильнее, чем у Земли. Однако, причина их мощного магнитного поля остается загадкой.

8. Ближайшая нейтронная звезда

Художественная концепция «изолированной нейтронной звезды»

Еще в 2007 году группа исследователей обнаружила своеобразный рентгеновский источник в созвездии Малой Медведицы на расстоянии 250-1000 световых лет от Земли, который они позже определили как нейтронную звезду. Возможно, это может быть ближайшая к Земле нейтронная звезда.

Официально обозначенная как 1RXS J141256.0 + 792204, нейтронная звезда получила прозвище Кальвера после антагониста популярного фильма 1960-х годов «Великолепная семерка». В отличие от большинства наблюдаемых звезд, Кальвера принадлежит к редкой группе изолированных нейтронных звезд, у которых нет остатка сверхновой звезды и звезды-компаньона.

7. В Млечном Пути есть около двух тысяч известных пульсаров

Согласно оценкам, основанным на количестве взрывов сверхновых, в нашей галактике Млечный Путь должно присутствовать по меньшей мере 100 миллионов нейтронных звезд. Однако на сегодняшний день астрономы обнаружили лишь менее двух тысяч пульсаров (наиболее распространенный тип нейтронной звезды).

Этот огромный контраст в численности мог быть вызван их возрастом. Нейтронным звездам, как правило, миллиарды лет, что дает им достаточное время для охлаждения. Без необходимой энергии для излучения на разных длинах волн многие пульсары становятся почти невидимыми для наших спутников. Даже молодые пульсары могут остаться незамеченными из-за их узкого поля излучения.

6. Самая быстрая нейтронная звезда вращается со скоростью 716 раз в секунду

Новорожденные нейтронные звезды могут достигать чрезвычайно высокой скорости вращения благодаря сохранению момента импульса. Самая быстрая вращающаяся нейтронная звезда, зарегистрированная на сегодняшний день, это PSR J1748-2446ad, расположенная в созвездии Стрельца, на расстоянии около 18 000 световых лет от Земли.

Далекий пульсар вращается с бешеной скоростью 716 раз в секунду или 43 000 оборотов в минуту. Исследования подтвердили, что звезда имеет массу чуть меньше двух солнечных масс и радиус менее 16 км.

5. Скорость их вращения может увеличиться

В некоторых случаях нейтронная звезда в двойной системе может начать поглощать аккрецированную материю или плазму от своей звезды-компаньона. Этот процесс может значительно увеличить скорость вращения нейтронной звезды, а также может изменить ее форму на сжатый сфероид. Эти изменения вызваны взаимодействием магнитосферы звезды и плазмы.

Хотя этот феномен впервые наблюдался в нескольких рентгеновских пульсарах, таких как Centaurus X-3 и Hercules X-1, в настоящее время он наблюдается и в других подобных пульсарах. С другой стороны, также регистрируется долгосрочное уменьшение периода импульса Centaurus X-3.

4. Нейтронные звезды могут иногда подвергаться «сбоям»

Художественная концепция «звездного землетрясения»

Ряд недавних исследований показали, что уровень энергии, выделяющейся во время звездного землетрясения, будет недостаточным для возникновения сбоя. Вместо этого была выдвинута новая теория, в которой эти сбои могут быть объяснены с помощью возмущений в гипотетическом сверхтекучем ядре пульсара.

3. Может существовать в сложной двойной системе

Но в 2003 году международная группа радиоастрономов из обсерватории Паркса (Австралия) обнаружила двойную систему с двумя пульсарами, то есть двумя пульсирующими нейтронными звездами в гравитационно связанной системе. Это единственная известная нам двойная система пульсаров. Два пульсара обозначены как PSR J0737-3039A и PSR J0737-3039B.

2. Нейтронные звезды также могут принимать планеты

Художественная концепция системы PSR B1257 + 12

Как и другие, нейтронные звезды могут также принимать планеты и даже иметь четко определенную планетную систему. Теоретически, эти экзопланеты могут быть местными, захваченными или существующими в околоземной форме (планета в двойной системе звезд).

Кроме того, пульсирующая нейтронная звезда в двойной системе может полностью удалить атмосферу своей звезды-компаньона, оставив только голую небесную массу. Эти массы можно интерпретировать либо как планету, либо как звездный объект.

Только две такие планетные системы были подтверждены на сегодняшний день. Первая состоит из трех планет, а именно Полтергейста, Фобетора и Драугра, вращающихся вокруг PSR B1257 + 12. Вторая система содержит только один внесолнечный мир, и она вращается вокруг PSR B1620-26.

1. Столкновение двух нейтронных звезд

17 августа 2017 года около 70 различных обсерваторий по всему миру, включая Virgo и LIGO, обнаружили сигнал гравитационной волны, теперь известный как GW170817. Эта гравитационная волна возникла в течение последних нескольких минут слияния двух нейтронных звезд. Хотя это было не первое обнаруженное открытие, оно считается прорывным открытием в астрономии.

Причина этого заключается в том, что все ранее записанные гравитационные волновые сигналы были вызваны слиянием черных дыр, которые не испускают никакого значительного электромагнитного сигнала. Вскоре после столкновения космический гамма-телескоп Ферми наблюдал короткий гамма-всплеск, обозначенный как GRB 170817A.

Несколько коротких фактов

Hulse-Taylor binary или PSR B1913+16-это пульсар, который вместе с нейтронной звездой образует бинарную звездную систему. После своего открытия в 1972 году он стал первым в истории бинарным пульсаром, который был обнаружен и оказался решающим в изучении гравитационных волн. Это открытие и дальнейший анализ принесли Расселу Алану Халсу и Джозефу Хутону Тейлору-младшему Нобелевскую премию по физике в 1993 году.

Сопоставимый с пределом Чандрасекара (максимальная масса, при которой белый карлик может оставаться стабильным), предел Толмана–Оппенгеймера–Волкофа является верхним потолком массы нейтронной звезды, после чего мертвая звезда далее коллапсирует в черную дыру. Его значение колеблется от 1,5 до 3,0 солнечной массы.

Существование нейтронных звезд было предсказано астрономами Вальтером Бааде и Фрицем Цвицким в 1934 году, более чем за три десятилетия до того, как они были впервые подтверждены.

Остальные шесть звезд в группе: RX J0806.4-4132, RX J0720.4-3125, RBS1556, RBS1223, RX J0420.0-5022 и 1RXS J214303.7 + 065419. Каждый из семи источников рентгеновского излучения обнаружен спутником ROSAT.

Источник