Зашто је добро када звезда има пратиоца? Циклус “Двојне звезде – астрофизичке лабораторије” Зашто је добро када звезда има пратиоца? Олга Атанацковић Катедра за астрономију Математички факултет у Београду Задужбина Илије М. Коларца, 4. април 2019.

Више од половине звезда у нашој галаксији имају пратиоца, неке чак и више њих. То није случајно!

Звезде се формирају близу једна друге у гасном облаку, унутар већих звезданих скупина – јата.

Mizar-Alcor - двојни систем који се може видети и голим оком DVOJNE ZVEZDE Mizar – прва откривена визуелно двојна звезда (J.B.Riccioli, 1650) α Centauri – 1689 (fr.jez. Richaud), Castor – 1719 (Bradley, Pound) Први каталог двојних звезда (80 система) објавио је C.Mayer 1781.

1782-1821. објавио је три каталога са више од 800 двојних звезда. William Herschel (1738-1822) William Herschel je 13. марта 1781. открио планету Уран. Открио је Титанију и Оберон (сателите Урана) и Енцеладус и Мимас (сателите Сатурна). 1800. је открио инфрацрвено зрачење. је међу првима систематично посматрао двојне звезде, помоћу свог телескопа пречника 1,2m. 1803. На основу дугогодишњих посматрања двојних звезда, објавио је доказ да су многе двојне звезде – физички системи. 1782-1821. објавио је три каталога са више од 800 двојних звезда. Caroline Herschel (1750-1848) John Herschel (1792-1871) John Herschel (XIX век) је открио још неколико хиљада двојних и вишеструких звезда. 1828. добила је златну медаљу Краљевског астрономског друштва (после ње тек Vera Rubin -1996.)

Опште карактеристике двојних звезда Компоненте двојног система се крећу сагласно Кеплеровим законима. Масивнија звезда се креће по мањој орбити. Звезде се крећу око заједничког центра масе – барицентра. Закон центра масе:

Закон кретања звезда у двојном систему III Кеплеров закон

Визуелно двојне звезде Ако се две звезде које чине физички пар могу видети раздвојене помоћу телескопа – визуелно двојне. Угаоно растојање међу компонентама Позициони угао Привидна релативна орбита

Откриће Сиријуса B Sirius A (A1V) M=1,42, m= -1,47 Besel (1784 – 1846) познат по прецизним одређивањима положаја звезда и првом мерењу паралаксе звезде (1838). Alvan Clark је први посматрао пратиоца Сиријуса – белог патуљка, Сиријус B, 1862. Snimak HST- a Fridrih Besel je прецизним мерењима уочио да сопствено кретање Сиријуса одступа од праволинијског и закључио (1844) да је разлог томе постојање невидљивог пратиоца (астрометријски двојна). Sirius A (A1V) M=1,42, m= -1,47 Sirius B (DA2) M=11,18; m=8,44 d = 8 - 31A.J.

Одређивање звезданих параметара Физички параметри растојање луминозност (сјај) температура радијус маса старост хемијски састав Мерења промена положаја звезда на небу (астрометријски и визуелно двојне) промена флукса зрачења (еклипсно/фотометријски двојне) промена у положају спектралних линија (спектроскопски двојне) Масу је могуће израчунати само у случају двојних звезда!

Израчунавање маса компонената визуелно двојног система Са односом мерених углова Из закона центра масе: (однос маса) Са периодом P, мереним углом α и познатим растојањем d из III Кеплеровог закона: (збир маса)

Релација маса-сјај (један од најважнијих резултата проучавања двојних звезда) На основу посматрања визуелно двојних звезда и одређивања маса њихових компонената изведена је емпиријска релација маса-сјај Везу масе звезде и њеног сјаја теоријски је предвидео Eddington 1924. Ова релација важи само за звезде главног низа.

Hertzsprung – Russell (H-R) дијаграм

Одређивање растојања: динамичка паралакса (за двојне звезде на главном низу) Мерења: орбитални период P, угаоно растојање θ и привидни сјај (магнитуде) звезда m1 i m2 (1) Из III Кеплеровог закона са збиром маса (*) и периодом P израчуна се (2) Помоћу θ и рачуна се растојање d (3) Са растојањем d и привидним сјајем m1 и m2 рачуна се стварни сјај (L1 i L2) (4) Из релације маса-сјај израчунају се тачније вредности маса (1) – (4) понови се неколико пута Резултат: збир маса компонената и растојање до двојног система

Спектроскопски двојне звезде

Једна од компонената визуелно двојне звезде Мизар је прва откривена спектроскопски двојна звезда (E. Pickering, 1889) DVOJNE ZVEZDE Mizar – четвороструки систем Alcor – двојни систем

Спектроскопски двојне звезде орбите спектри криве радијалних брзина Из периодичних помака спектралних линија, Δλ(t), одређују се криве vrad(t) звезда (из Доплеровог обрасца), а отуда њихове орбиталне брзине v1 и v2 и орбитални период P.

Криве радијалних брзина за две оријентације елиптичних орбита

Израчунавање маса компонената спектроскопски двојног система Израчунавање маса компонената спектроскопски двојног система Из кривих радијалних брзина одређују се P и орбиталне брзине v1 и v2 Потребно је знати и инклинацију i. Можемо је одредити ако је систем и еклипсно двојни.

Еклипсно (фотометријски) двојне звезде Системи у којима се, у односу на посматрача, компоненте међусобно наизменично помрачују Мерене промене флукса зрачења система – криве сјаја m(t)

Еклипсно двојни систем крива сјаја

крива сјаја

Еклипсно двојне звезде Анализом криве сјаја може се одредити мноштво параметара: инклинација орбиталне равни (i) врста помрачења период револуције (P) радијуси компонената (R1, R2) однос ефективних температура (T1/T2) облик (e) и оријентација (ω) орбите

Врсте помрачења Орбитални период AR Lacertae Algol Β Lyrae

Одређивање радијуса компонената код еклипсно двојних система

Одређивање односа ефективних температура компонената еклипсно двојних система

Johannes Hartmann (1865 – 1936) Прва детекција међузвездане материје посматрањем спектроскопски двојних звезда Међузвездане линије калцијума у спектру двојне звезде δ Orionis - Mintaka (1904) остају непомерене. Међузвездане линије натријума у спектру звезде δ Orionis (2000)

Откриће ротације звезда Frank Schlesinger (1871 – 1943) Откриће ротације звезда F. Schlesinger je 1909. први измерио ротацију звезде из њеног спектра посматрајући спектроскопски и еклипсно двојне системе λ Tauri и δ Librae. ‘Rossiter–McLaughlin’ efekat (1924)

Тесни двојни системи Snimak u X-području Umetnička vizija Mira Ceti је систем који чине променљиви црвени џин (Mira A) и бели патуљак окружен акреционим диском (Mira B – VZ Ceti)

Двојни пулсари и ефекти ОТР Russell Hulse i Joseph Taylor открили су први двојни пулсар (PSR 1913+16) 1974. Периодичне промене фреквенције импулса (сваких 7.75 сати) у односу на средњу вредност од 16.94 импулса у секунди (P=0.059 s) указују да пулсар има пратиоца (други пулсар или бели патуљак) Russell Hulse (1950 - ) Joseph Taylor Jr. (1941 - ) Промена фреквенције примљених импулса код двојног пулсара Орбита двојног пулсара Растојање међу компонентама је 1,1 - 4,8 Rʘ

Нобелова награда за физику 1993. предвиђање ОТР Смањење орбиталног периода (2s за 8 година) представља доказ постојања гравитационог зрачења. Нобелова награда за физику 1993. "for the discovery of a new type of pulsar, a discovery that has opened up new possibilities for the study of gravitation."

Прва посматрања гравитационих таласа Ајнштајн је 1916. предвидео гравитационе таласе (OTР). 14. септембра 2015. – прва непосредна детекција - LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) GW150914: сигнал настао спајањем црних рупа; у току последњих 20 milisekundi спајања снага гравитационог зрачења је била 3.6×1049 W. GW170817: сигнал потиче од спајања двојне неутронске звезде (посматран и у електромагнетном зрачењу). Најава ере гравитационе астрономије! Нобелова награда за физику 2017. Rainer Weiss, Kip Thorne, Barry Barish "for decisive contributions to the LIGO detector and the observation of gravitational waves."

Хвала на пажњи!