Fizyka LO Turek
Start
Nauczyciele
Nauczanie
Konkursy
Ciekawostki
Aktualno軼i
Astronomia
Struktura materii
Do鈍iadczenia domowe
Testy z fizyki
Spis tre軼i i wyszukiwarka
Hosted by:
W kr璕u fizyki LO Turek
Nast瘼na »
Obiekty 
Gwiazdy supernowe

supernowa
Pozosta這嗆 po wybuchu supernowej w gwiazdozbiorze. ζb璠zia wykonane przez HST. Jest to z這瞠nie trzech obraz闚. Na niebiesko przedstawiony jest tlen, na zielono wod鏎, a na czerwono siarka.
Gwiazdy supernowe s to gwiazdy zmienne odznaczaj帷e si nag造m wzrostem jasno軼i do oko這 107 - 108 razy przewy窺zaj帷ej jasno嗆 S這鎍a. Nie jest to raczej gwiazda ale proces wybuchu, podczas kt鏎ego znaczna cz窷 materii (nawet do jednej trzeciej cz窷ci) zosta豉 wyrzuca na zewn徠rz co powoduje 鈍iecenie. S dwie przyczyny wybuchu supernowych.
Pierwsze supernowe typu II, Ib i Ic to zaawansowane ewolucyjnie masywne gwiazdy zwane czerwonymi nadolbrzymami (ich masa jest 10 razy wi瘯sza od masy S這鎍a). W tak du篡ch gwiazdach tworz si coraz to ci篹sze pierwiastki a do 瞠laza i niklu w陰cznie. G瘰to嗆 j康ra ro郾ie. Gdy temperatura wzro郾ie do 10 miliard闚 stopni nast瘼uje gwa速owny rozpad j康er 瞠laza i i niklu na j康ra helu i neutrony. Z這穎ne procesy przemian j康rowych sprawiaj, 瞠 r闚nowaga mi璠zy si豉mi grawitacyjnymi a ci郾ieniem sk豉dnik闚 rdzenia ulega zachwianiu i rdze ten ulega grawitacyjnemu zapadni璚iu si. Nast瘼uje pot篹na implozja, a opadaj帷e na j康ro wewn皻rzne warstwy gwiazdy ulegaj odbiciu od spr篹ystego j康ra. Powstaje fala uderzeniowa wyrzucaj帷a zewn皻rzne warstwy gwiazdy. W czasie wybuchu zachodz szybkie reakcje syntezy ci篹kich pierwiastk闚, kt鏎e rozpraszaj si w przestrzeniach mi璠zygwiezdnych, zasilaj帷 rozproszon materi w ci篹kie j康ra. Z takich ci篹kich j康er powsta造ch po wybuchach supernowych jest zbudowana Ziemia i cz這wiek. Jasno嗆 gwiazdy po wybuchu supernowej ro郾ie w闚czas dziesi徠ki a nawet setki milion闚 razy, osi庵aj帷 blask por闚nywalny z ca陰 galaktyk, w kt鏎ej si znajduje. Du瘸 cz窷 gwiazdy (czasem prawie ca豉 materia gwiazdy) zostaje wyrzucona w przestrze z pr璠ko軼iami od kilku do kilkudziesi璚iu tysi璚y km/s. Po wybuchu jasno嗆 supernowej maleje (dwukrotny spadek co kilkadziesi徠 dni). Po kilku latach wida ju tylko rozszerzaj帷 si otoczk, kt鏎a tworzy w miejscu wybuchu nieregularn mg豉wic, zwan pozosta這軼i supernowej.
Supernowa G292.0+1.8
Pozosta這嗆 po supernowej G292.0+1.8, w g喚bi chmury materii skrywa si pulsar.
Zapadni皻e j康ro gwiazdy przekszta販a si w gwiazd neutronow lub czarn dziur.
Wybuch gwiazdy bardzo masywnej o masie kilkudziesi璚iu mas S這鎍a powoduje najprawdopodobniej wys豉nie b造sku gamma. Taki wybuch jest nazywany wybuchem hipernowej.
Drugim 廝鏚貫m supernowych (supernowa typu Ia) s uk豉dy podw鎩ne sk豉daj帷e si z niestabilnego bia貫go kar豉 o masie bliskiej masie krytycznej (wynosz帷ej 1.44 masy S這鎍a) i drugiego sk豉dnika np. czerwonego olbrzyma. Gdy w wyniku akrecji (przep造wu) materii z drugiego sk豉dnika masa bia貫go kar豉 przekroczy warto嗆 krytyczn wynosz御 1,44 masy S這鎍a (jest to granic Chandrasekhara), to wtedy ci郾ienie gazu nie jest w stanie zr闚nowa篡 grawitacji i gwiazda zaczyna si gwa速ownie kurczy, a jego temperatura gwa速ownie ro郾ie. Wydzielona w tym procesie energia spowoduje bardzo gwa速owne zainicjowanie reakcji termoj康rowych. P這mie szybko przenosi si na zewn徠rz, przekszta販aj帷 w璕iel i tlen w nikiel. Energia wyprodukowana w tych reakcjach jest tak du瘸 瞠 prowadzi do rozerwania gwiazdy. W przestrze zostaje wyrzucona ca豉 materia gwiazdy. Przez nast瘼ne tygodnie radioaktywny nikiel rozpada si, pobudzaj帷 szcz徠ki gwiazdy do 鈍iecenia. Istnieje druga mo磧iwo嗆 wybuchu supernowej Ia w wyniku kolizji dw鏂h bia造ch kar堯w.
Supernowe typu Ia s逝膨 do precyzyjnego pomiaru odleg這軼i. Moc tego wybuchu jest zawsze sta豉. Mierz帷 ilo嗆 energii docieraj帷ej do nas mo積a obliczy odleg這嗆 supernowej Ia.
W naszej Galaktyce zaobserwowano dot康 7 supernowych. Bezpo鈔edni w latach 1054, 1572, 1604, a pozosta貫 wykryto po pewnym czasie (ostatnia w 1680 roku). Najsilniejszym wybuchem by豉 gwiazda w Mg豉wicy Krab, odnotowana w wielu kronikach w 1054 roku. Obecnie obserwujemy tam mg豉wic, w 鈔odku kt鏎ej znajduje si pulsar (gwiazda neutronowa). W ostatnich latach odkrywano 鈔ednio oko這 300 supernowych rocznie, z czego wi瘯szo嗆 w galaktykach odleg造ch od nas o miliardy lat 鈍ietlnych. Najlepiej jest zbadana supernowa zaobserwowana 1987 w Wielkim Ob這ku Magellana, kt鏎y jest naszym galaktycznym s御iadem.


Mg豉wice (ob這ki) py這wo - gazowe
mg豉wica Orze w gwiazdozbiorze W篹a
Mg豉wica Orze w gwiazdozbiorze W篹a

Gwiazdy rodz si wewn徠rz ciemnych i zimnych ob這k闚 gazowo-py這wych zwanych inaczej mg豉wicami. Nazywano s one molekularnymi, gdy sk豉daj si g堯wnie z cz御teczek wodoru.
Aby powsta豉 gwiazda, musi zadzia豉 jaki impuls z zewn徠rz, na przyk豉d pobliski wybuch supernowej, kt鏎y zapocz徠kuje gwa速owne kurczenie g瘰tszych obszar闚 po這穎nych wewn徠rz ob這ku. Gwiezdny noworodek jest otoczony dyskiem gazowo-py這wym, z kt鏎ego mo瞠, (lecz nie musi) powsta uk豉d planetarny. Tak w豉郾ie sta這 si oko這 5 mld lat temu, kiedy rodzi這 si S這鎍e.
Zanim z pierwotnego zag瘰zczenia uformuje si gwiazda, up造n miliony, a mo瞠 nawet miliardy lat. Zag瘰zczon materi uwa瘸my za gwiazd je郵i w jej j康rze zaczn zachodzi reakcje termoj康rowe polegaj帷e na 陰czeniu si wodoru w hel. W chwili rozpocz璚ia tych reakcji gwiazda na diagramie Hertzsprunga - Russella znajduje si na ci庵u g堯wnym.
mg豉wica gazowa w Orionie
Mg豉wica gazowa w Orionie.
Chocia od dawna znamy wiele miejsc mg豉wic gazowych to ich dok豉dn struktur ods這ni Kosmiczny teleskop Hubble. Ob這ki, jakimi otaczaj si nowo narodzone gwiazdy, opr鏂z cz御teczek wodoru zawieraj te znaczn domieszk py逝, co sprawia, 瞠 s nieprze廝oczyste dla 鈍iat豉 widzialnego, a wi璚 ca趾owicie skrywaj obszary gdzie si one formuj. Ujawnienie ich proces闚 powstawania jest mo磧iwe dzi瘯i obserwacjom prowadzonym w podczerwieni i radiowym zakresie widma. A takie mo磧iwo軼i posiada kamera zainstalowana w豉郾ie na Teleskopie Kosmicznym Hubble'a, kt鏎y przesy豉 na Ziemi zdj璚ia, kt鏎e s p騧niej analizowane. Barwy na zdj璚iach wykonanych w podczerwieni s umowne. Na przyk豉d promieniowanie d逝go軼i fali 1,87 mikrometra zabarwia klisz na czerwono, od 1,4 do 1,8 mikrona na niebiesko.
Najja郾iejsz i najbli窺z mg豉wic na naszym niebie jest Wielka Mg豉wica w Orionie, znana r闚nie jako Messier 42 lub M42. Widoczna jest ona nieuzbrojonym okiem i znajduje si w gwiazdozbiorze Oriona, na po逝dnie od jego Pasa. Jest odleg豉 od Ziemi o oko這 1300 lat 鈍ietlnych. Ma 鈔ednic oko這 30 lat 鈍ietlnych. Mg豉wica w Orionie jest typowym miejscem gwiezdnych narodzin. Do tej pory w mg豉wicy odkryto oko這 700 gwiazd na r騜nych etapach procesu formowania. Wiemy o tym na podstawie zdj耩 wykonanych przez Teleskop Hubble'a. Odkryto r闚nie ponad 150 dysk闚 protoplanetarnych wok馧 gwiazd mg豉wicy. Uwa瘸 si, 瞠 s to systemy w najwcze郾iejszych fazach procesu formowania si planet.

Gwiazdy zmienne

Gwiazdy zmienne charakteryzuj zmieniaj帷 si z czasem jasno軼i. Mo積a je podzieli na trzy rodzaje: gwiazdy zmienne pulsacyjnie, zmienne wybuchowo i zmienne za熤ieniowe. Dwa pierwsze rodzaje zwi您ane s r闚nie ze zmian barwy i typu widmowego gwiazdy w wyniku proces闚 zachodz帷ych w jej wn皻rzu lub na jej powierzchni i dlatego nazywamy je fizycznie zmiennymi. W zale積o軼i od charakteru krzywej zmian jasno軼i gwiazdy zmienne dzieli si na regularne (okresowe), p馧regularne i nieregularne.

Gwiazdy zmienne pulsacyjnie

T Cephei
  Krzywa zmienno軼i jasno軼i wykonana w ci庵u pi璚iu lat gwiazdy T Cephei jednej z ja郾iejszych miryd.
毒鏚貫m zmienno軼i tych gwiazd s okresowe pulsacje zewn皻rznych warstw gwiazdy. W wyniku pulsacji, cyklicznej zmianie ulega promie i temperatura fotosfery gwiazdy co w efekcie daje obserwowane zmiany jasno軼i. Rozr騜nia si kilka typ闚 gwiazd zmiennych pulsacyjnych a nazwy poszczeg鏊nych typ闚 pochodz od nazw gwiazd ich reprezentuj帷ych.
Gwiazdy zmienne typu delta Cephei to pulsuj帷e jasne olbrzymy i nadolbrzymy o okresach pulsacji w przedziale od 1 do oko這 60 dni. S to gwiazdy stosunkowo m這de.
Gwiazdy zmienne typu W Virginis to gwiazdy, dla kt鏎ych amplitudy zmian jasno軼i i zakres d逝go軼i okres闚 u tych gwiazd niewiele r騜ni si od okre郵onych dla typu delta Cephei, jednak瞠 w odr騜nieniu od nich s gwiazdami znacznie starszymi.
Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae s olbrzymami. Okresy zmienno軼i tych gwiazd zawieraj si w granicach od 1,5 h do 28 godzin.
Mira Ceti
Zdj璚ie gwiazdy Mira Ceti wykonane za pomoc teleskopu Hubble"a. Jej odleg這嗆 od Ziemi wynosi oko這 400 lat 鈍ietlnych a okres pulsacji oko這 330 dni. Rozmiary jej atmosfery s takie jak orbita Marsa.
Gwiazdy typu delta Scuti to podolbrzymy lub olbrzymy podobne do gwiazd typu RR Lyrae, jednak瞠 maj one znacznie mniejsze amplitudy zmian jasno軼i. Okresy pulsacji tych gwiazd s kr鏒kie i zawieraj si w granicach od kilku do kilkunastu godzin.
Gwiazdy typu RV Tauri s 鄴速ymi i pomara鎍zowymi nadolbrzymami o du瞠j jasno軼i absolutnej. Okresy zmienno軼i tych gwiazd zawieraj si w granicach od 30 do 150 dni. Krzywa jasno軼i posiada g喚bokie minimum g堯wne i p造tkie minimum wt鏎ne. Zmiany jasno軼i zmieniaj si z cyklu na cykl, zmienia si tak瞠 g喚boko嗆 minim闚, a charakter zmienno軼i gwiazdy mo瞠 przybra cechy gwiazdy p馧regularnej.
Gwiazdy typu Mira Ceti zwane mirydami s najliczniejsz grup gwiazd zmiennych pulsuj帷ych. S to olbrzymy i nadolbrzymy o niskiej temperaturze fotosfery, st康 ich czerwone zabarwienie. Krzywa zmian jasno軼i nie jest regularna i zar闚no amplituda jak i okres cz瘰to zmieniaj si z cyklu na cykl. Gwiazdy te charakteryzuj si d逝gimi okresami zmienno軼i od 90 do oko這 1000 dni.
Gwiazdy zmienne p馧regularne to czerwone olbrzymy i nadolbrzymy. Gwiazdy te charakteryzuj si s豉bo zaznaczonym okresem pulsacji (lub kilkoma nak豉daj帷ymi si s豉bymi okresami). W konsekwencji krzywa zmian jasno軼i ma ma這 regularny kszta速. Przyczyny zmienno軼i tych gwiazd nie zosta造 dotychczas w pe軟i wyja郾ione.
Gwiazdy wolnozmienne pulsuj w spos鏏 nieregularny lub z bardzo s豉bo zaznaczonym okresem. Typowymi przedstawicielkami tej grupy s zmienne CO Cyg i TZ Cas.
Gwiazdy nieregularne to gwiazdy, kt鏎e zmieniaj swoj jasno嗆 bez 郵ad闚 regularno軼i. Nale膨 do niej bardzo r騜ne gwiazdy. W grupie tej znajdujemy klas gwiazd zmiennych, okre郵an jako zmienne typu T Tauri. Obiekty te nie s w豉軼iwie jeszcze gwiazdami, gdy znajduj si dopiero w stadium grawitacyjnego kurczenia si, jeszcze przed osi庵ni璚iem ci庵u g堯wnego.
Spiralna galaktyka NGC 4603
Spiralna galaktyka NGC 4603, odleg豉 o 108 mln lat 鈍ietlnych, najodleglejsza zlokalizowana galaktyka zawieraj帷a gwiazdy zmienne - cefeidy. Zidentyfikowano w niej ponad 36 cefeid. Zdj璚ie z kosmicznego teleskopu Hubble'a.

Cefeidy

Gwiazdy typu delta Cephei i typu W Virginis nazywane s cefeidami od nazwy gwiazdy delta Cephei w gwiazdozbiorze Cefeusza. Delta Cephei jest 鄴速ym nadolbrzymem i ma okres zmienno軼i wynosz帷y 5 dni 8 godzin 47 minut i 32 sekundy. Zmiany te mo積a zauwa篡 go造m okiem. Rozmiary delta Cephei oscyluj mi璠zy 29 i 31 鈔ednicami S這鎍a, za temperatura jej zewn皻rznej warstwy mi璠zy 5400 K i 6800 K. W maksimum blasku gwiazda ta jest 3300 razy ja郾iejsza od S這鎍a. Do klasy cefeid nale篡 r闚nie Gwiazda Polarna. Zmiany jej blasku s jednak zbyt s豉be, by da造 si zauwa篡 bez specjalistycznej aparatury.
Cefeidy wykazuj zwi您ek mi璠zy jasno軼i absolutn a okresem zmienno軼i. Im d逝窺zy okres zmian tych gwiazd, tym wi瘯sza jest ich jasno嗆 absolutna. Zale積o嗆 ta ma tak 軼is造 charakter (liczbowo r騜ny dla obu typ闚 cefeid) i wykorzystywana jest jako najpewniejsza metoda wyznaczania odleg這軼i do innych galaktyk pod warunkiem, 瞠 znana jest absorpcja 鈍iat豉 w przestrzeni pomi璠zy cefeid a obserwatorem. Mierz帷 okres zmian cefeidy obliczamy jej jasno嗆 absolutn. Por闚nuj帷 t jasno嗆 z jasno軼i wizualn mo積a obliczy odleg這嗆 cefeidy od Ziemi.
cefeida
Gdy otoczka cefeidy jest du瘸 to jest prawie przezroczysta dla promieniowania wydostaj帷ego si z rdzenia.
W bardzo uproszczonym modelu cefeida sk豉da si z g瘰tego i gor帷ego rdzenia oraz znacznie rzadszej i ch這dniejszej otoczki. Rdze nie bierze udzia逝 w pulsacjach, dzi瘯i czemu jego rozmiary i temperatura nie zmieniaj si. Tocz si w nim za to reakcje j康rowe, w kt鏎ych cz窷 energii wi您ania nukleon闚 zostaje zamieniona na fotony. Tempo produkcji foton闚 jest sta貫, co oznacza, 瞠 w ka盥ej sekundzie do otoczki wp造wa taka sama ich liczba. Otoczka jest ca造 czas ogrzewana rozdyma si zwi瘯szaj帷 swoje rozmiary. Nast瘼uje stopniowy spadek temperatury. Stygni璚ie gazu ma dodatkow przyczyn: jego energia cieplna jest cz窷ciowo
cefeida
W fazie maksymalnego skurczenia otoczka poch豉nia promieniowanie wydostaj帷e si z rdzenia.
zamieniana na fotony i wysy豉na w przestrze kosmiczn. Sch這dzony gaz staje si prawie przezroczysty i fotony, kt鏎e opu軼i造 rdze, p造n przeze prawie bez przeszk鏚. Jasno嗆 cefeidy jest wtedy maksymalna. Osi庵n患szy maksymalne rozmiary otoczka zaczyna si kurczy. G瘰tniej帷y i rozgrzewaj帷y si gaz staje si coraz mniej przezroczysty, a w pewnym momencie wy豉puje wi瘯szo嗆 foton闚, kt鏎e w豉郾ie wtedy opuszczaj rdze. W tej w豉郾ie chwili otoczka ma minimalne rozmiary i maksymaln temperatur. Jasno嗆 cefeidy jest wtedy minimalna. W pewnym momencie ci郾ienie jest bardzo du瞠 i zaczyna si rozszerza. Poniewa poch豉nia fotony to rozszerzanie jest bardziej energiczne. Zn闚 temperatura maleje i 鈍iat這 mo瞠 opuszcza otoczk gwiazdy. Cykl si powtarza.
Prawdziwa anatomia i prawdziwe pulsacje cefeidy s oczywi軼ie znacznie bardziej skomplikowane. Otoczka sk豉da si z wielu warstw, kt鏎e nie zachowuj si one jednakowo, jedne si rozszerzaj, a inne kurcz. Je郵i s one zbyt cienkie lub le膨 na nieodpowiedniej g喚boko軼i pod powierzchni gwiazdy to do pulsacji nie dojdzie lub jest ona nieregularna.

Gwiazdy zmienne wybuchowe

Gwiazdy tego typu charakteryzuj si tym, 瞠 ich jasno嗆 bardzo szybko wzrasta, a potem wolno opada. Nast瘼uje to na skutek wydzielenia ogromnych ilo軼i energii co prowadzi do wybuchu gwiazdy. Wybuchowi towarzyszy szybkie zwi瘯szanie si jasno軼i gwiazdy z jednoczesnym wyrzuceniem w przestrze cz窷ci materii z otoczki gwiazdy. Zmiana jasno軼i mo瞠 by jednorazowa lub powtarzaj帷a si. W zale積o軼i od rodzaju wybuchu mo瞠my wyr騜ni kilka grup gwiazd zmiennych wybuchowych:
Gwiazdy supernowe
Gwiazdy nowe
Gwiazdy nowe kar這wate zachowuj si bardzo podobne do zachowania gwiazd nowych ale skala zjawisk jest mniejsza. Nast瘼uj wybuchy spowodowane niestabilno軼iami w dyskach materii otaczaj帷ych bia貫go kar豉. Gwa速owne poja郾ienia czyli wybuchy pojawiaj si co jaki czas (od 10 dni do 1000 dni) Najja郾iejsz przedstawicielk zmiennych kataklizmicznych jest SS Cygni.
Gwiazdy symbiotyczne to uk豉dy podw鎩ne sk豉daj帷e si z ch這dnego olbrzyma oraz bia貫go kar豉 lub gor帷ej gwiazdy ci庵u g堯wnego. Zmiany jasno軼i tego uk豉du spowodowane s przep造wem materii z ch這dnego olbrzyma na jego towarzysza, a procesy odpowiedzialne za zachowanie gwiazdy nieco przypominaj procesy zachodz帷e w przypadku wybuch闚 gwiazd nowych, z t jednak r騜nic, 瞠 amplituda zmian jasno軼i gwiazdy symbiotycznej jest ma豉. Najja郾iejszym przedstawicielem jest zmienna CH Cygni.
Gwiazdy typu UV Ceti to czerwone kar造, kt鏎e co pewien czas nagle zwi瘯szaj swoj jasno嗆 na kilka minut, po czym r闚nie szybko wracaj do stanu poprzedniego. Prawdopodobnie odpowiedzialne za takie zachowanie tych gwiazd s lokalne gwa速owne wyp造wy materii na ich powierzchni. Gwiazd rozb造skow jest najbli窺za gwiazda Proxima Centauri.
Gwiazdy nowopodobne typu gamma Cassiopeae nieregularne zmieniaj swoj jasno嗆, co jest spowodowane szybk rotacj gwiazdy i zwi您any z tym wyp造w materii z jej obszar闚 r闚nikowych. Do tej klasy nale篡 jedna z jasnych gwiazd w Plejadach - Plejone.
Gwiazdy typu R Coronae Borealis s to nadolbrzymy prawdopodobnie znajduj帷e si w ko鎍owych stadiach ewolucji. Ich jasno嗆 przez pewien czas pozostaje niemal sta豉, po czym co pewien czas obserwuje si znaczne os豉bienie jasno軼i, trwaj帷e od kilku tygodni do ponad roku. Przyczyn tych os豉bie prawdopodobnie jest wyrzucanie przez gwiazd ob這k闚 materii bogatej w zwi您ki w璕la. Ob這ki te, wyrzucane z gwiazdy trafiaj帷 do obszar闚 o ni窺zej temperaturze krystalizuj si i tworz kryszta造 grafitu, kt鏎e wygaszaj 鈍iat這 gwiazdy. Po rozproszeniu si ob這k闚 gwiazda powraca do normalnej jasno軼i. Najja郾iejszymi przedstawicielami s R Coronae Borealis oraz RY Sagittarii.

Gwiazdy zmienne za熤ieniowe

Algol
Zdj璚ie komety Hale - Boppa i Algola wykonane przez Janusza Wilanda 17 kwietnia 1997 roku.
Gwiazda zmienna za熤ieniowa to uk豉d podw鎩ny gwiazd, kt鏎ego p豉szczyzna orbity jest nachylona do kierunku obserwacji pod tak ma造m k徠em, 瞠 ka盥y ze sk豉dnik闚 jest ca趾owicie lub cz窷ciowo zas豉niany przez drugi sk豉dnik podczas ka盥ego okresu orbitalnego. Wzajemne zas豉nianie sk豉dnik闚 (za熤ienie) powoduje okresowe spadki jasno軼i ca貫go uk豉du zwane minimami. Za熤ienie, podczas kt鏎ego sk豉dnik o mniejszej jasno軼i powierzchniowej zakrywa sk豉dnik o wi瘯szej jasno軼i powierzchniowej nazywamy za熤ieniem g堯wnym, a odpowiadaj帷e mu minimum jasno軼i nazywamy minimum g堯wnym. Za熤ienie wt鏎ne ma miejsce wtedy gdy sk豉dnik o wi瘯szej jasno軼i powierzchniowej zas豉nia sk豉dnik o mniejszej jasno軼i powierzchniowej. Odpowiadaj帷e mu minimum jasno軼i nazywa si minimum wt鏎nym, kt鏎e jest p造tsze od minimum g堯wnego. R騜nica fazy mi璠zy minimum g堯wnym i wt鏎nym zale篡 od ekscentryczno軼i orbity. Dla orbity ko這wej minimum wt鏎ne wyst瘼uje dok豉dnie w po這wie okresu orbitalnego.
Algol
Uk豉d Algola ogl康any od strony ja郾iejszej gwiazdy
Gwiazdy typu Algola to do嗆 lu幡e uk豉dy podw鎩ne i dlatego obserwowane jest wyra幡e minimum g堯wne i p造tsze wt鏎ne. Poza minimami jasno嗆 uk豉du praktycznie pozostaje sta豉. Okresy za熤ieniowych typu Algola zawieraj si w bardzo szerokich granicach, od oko這 1 doby do kilku tysi璚y dni, chocia ogromna wi瘯szo嗆 ma okresy od kilku do kilkunastu dni. S to najcz窷ciej spotykane uk豉dy za熤ieniowe.
Uk豉d Algola le篡 w odleg這軼i 93 lat 鈍ietlnych i w maksimum blasku 鈍ieci z moc oko這 200 razy wi瘯sz od s這necznej. Jego g堯wny (ja郾iejszy) sk豉dnik ma mas 3,9 mas S這鎍a i promie 2,9 razy wi瘯szy 0od S這鎍a i temperatur 12 000K. Sk豉dnik wt鏎ny (ciemniejszy) jest znacznie mniej masywny (0,8 mas S這鎍a) i ch這dniejszy (4000K), ale za to wi瘯szy (3,5 promienia S這鎍a). Odleg這嗆 mi璠zy nimi wynosi 15 promieni s這necznych. Pocz徠kowe masy sk豉dnik闚 by造 inne ni obecne. Sk豉dnik wt鏎ny, pierwotnie bardziej masywny rozd掖 si szybciej, a gdy jego powierzchniowe warstwy znalaz造
Algol
Komputerowa symulacja przep造wu materii mi璠zy sk豉dnikami uk豉du Algola
si dostatecznie blisko drugiej gwiazdy, rozpocz掖 si przep造w materii, kt鏎y trawa do dzisiaj. Okres zmian jasno軼i Algola wynosi 2 dni 20 godzin 48 minut i 56 sekund.
Obecnie wiadomo, 瞠 Algol jest gwiazd co najmniej potr鎩n. Trzeci sk豉dnik ma mas 1,4 razy wi瘯sz od masy S這鎍a i znajduje si w du瞠j odleg這軼i od ciasnego uk豉du podw鎩nego.
Gwiazdy typu beta Lyrae sk豉daj si z dw鏂h blisko siebie kr捫帷ych gwiazd o kszta販ie elipsoidalnym co jest wynikiem dzia豉nia na gwiazdy si grawitacyjnych. Z powodu tego odkszta販enia , a tak瞠 nier闚nomiernej jasno軼i powierzchniowej , jasno嗆 uk豉du zmienia si w spos鏏 ci庵造 tak瞠 poza minimami. Okres zmian wynosi kilka dni.
Gwiazdy typu W Ursae Majoris maj podobn krzyw zmian jasno軼i co gwiazdy b Lyrae ale okresy obiegu tych gwiazd s bardzo kr鏒kie i wynosz kilka lub kilkana軼ie godzin. Tak kr鏒kie okresy 鈍iadcz o tym i s to uk豉dy jeszcze cia郾iejsze ni uk豉dy typu beta Lyrae i oba sk豉dniki maj podobne parametry fizyczne.
Nast瘼na »
Obiekty