Бета лиры

Общие сведения

Художественная анимация показывает, как изменяется светимость в тесных двойных системах при их вращении вокруг общего центра масс

Анимированное изображение Бета Лиры полученное инфракрасным интерферометром CHARA

Система Бета Лиры Aа1 состоит из двух звёзд главной последовательности — это бело-голубая звезда спектрального класса B7V (примерно в 26 тыс. раз ярче Солнца, это более яркий компонент) и белая звезда спектрального класса A8V или более позднего класса B (бо́льшего размера, но менее яркая, в 6500 раз ярче Солнца). Орбитальной расстояние между ними около 40 млн км.

В этой системе происходит перетекание газа с одной звезды на другую, поскольку одна из них — называемая звездой-донором — в процессе звёздной эволюции из=за раздувания уже заполнила свою полость Роша. Поток перетекающего на вторую звезду газа образует аккреционный диск вокруг неё, светимость которого оценивается в 20 % от общей светимости системы. Вся система двух звёзд октана общей газовой оболочкой, вещество которой непрерывно истекает в межзвёздное пространство.

При рождении этой пары звезда-донор была более массивной, поэтому эволюционировала быстрее и раньше достигла стадии гиганта, заполнила свою полость Роша и начала отдавать вещество через окрестности точки Лагранжа L₁ своему спутнику. В результате сейчас масса этой звезды — всего лишь около 3 солнечных, а её компаньон увеличился в массе до 13 солнечных масс.

Система относительно близка к Солнцу (по последним данным 314±17 парсек), соответственно, компоненты системы можно разрешить с помощью интерферометров.

В 2008 году интерферометрическими наблюдениями в ближнем инфракрасном диапазоне были получены изображения главного компонента и аккреционного диска вторичного компонента (см. видео); также эти наблюдения позволили более точно определить элементы орбиты.

Некоторые факты

Впервые переменные звезды были открыты в 1638 году. Именно тогда Иоганн Хольвард обнаружил, что Омикрон Кита, звезда Мира, пульсирует с периодичностью 11 месяцев. Правда, изначально её считали новой.Сейчас же известно более 50 000 светил переменного типа. Причем большая часть располагается в нашей галактике.

Так как подобные объекты можно наблюдать даже невооружённым глазом, то они вызывают интерес не только у опытных астрономов, но и у обычных любителей. Более того, любой может открыть новое, еще не известное науке светило. В любом случае, наблюдать красочные звёздные вспышки интересно и увлекательно.

Переменная звезда Мира

Безусловно, изучение и исследование переменных звезд различного типа имеют важное значение для понимания их эволюции и устройства нашей Вселенной. Стоит отметить, что такие космические объекты в определённые моменты находятся в неустойчивом состоянии

Вдобавок, как уже было сказано, происходящие с ними процессы хорошо заметные и наблюдаются без труда.

Сегодня мы узнали какие звезды называют переменными, чем они отличаются от других и какие бывают. Надеюсь, вам было интересно!

Массовые потоки

Эти массовые потоки возникают из-за того, что одна из звезд в процессе своего эволюция, стал гигантом или сверхгигантом. Такие протяженные звезды легко теряют массу просто потому, что они такие большие: гравитация на их поверхности слабая, поэтому газ легко улетучивается (так называемое звездный ветер ). В тесных двойных системах, таких как системы бета Лиры, эту потерю массы усиливает второй эффект: когда гигантская звезда набухает, она может достичь своего Предел Роша, то есть математическая поверхность, окружающая два компонента двойной звезды, где вещество может свободно перетекать от одного компонента к другому.

В двойных звездах самая тяжелая звезда обычно первой превращается в гиганта или сверхгиганта. Расчеты показывают, что потеря массы станет настолько большой, что за сравнительно очень короткое время (менее полумиллиона лет) эта звезда, которая когда-то была самой тяжелой, теперь становится более легкой из двух компонентов. Часть его массы передается звезде-компаньону, остальное теряется в космосе.

Кривые блеска

В кривые блеска переменных бета Лиры довольно плавные: затмения начинаются и заканчиваются так постепенно, что точные моменты определить невозможно. Это происходит из-за того, что поток массы между компонентами настолько велик, что охватывает всю систему общей атмосферой. В амплитуда вариаций яркости в большинстве случаев меньше одного величина; самая большая известная амплитуда — 2.3 звездной величины (V480 Lyrae).

Период изменения яркости очень регулярный. Он определяется периодом обращения двойной системы — временем, за которое два компонента совершают один оборот вокруг друг друга. Эти периоды короткие, обычно один или несколько дней. Самый короткий из известных периодов — 0,29 дня (QY Hydrae); самый длинный — 198,5 дней (W Crucis). В бета-системах Lyrae с периодами более 100 дней одним из компонентов обычно является сверхгигант.

Системы Beta Lyrae иногда[количественно оценить ] рассматривается как подтип Переменные Алгола; однако их кривые блеска различаются ( затмения переменных Алгола определены гораздо точнее). С другой стороны, переменные beta Lyrae выглядят как Переменные W Ursae Majoris; однако последние, как правило, являются еще более близкими двоичными файлами (так называемые контактные двоичные файлы ), а их составляющие звезды в основном легче компонентов системы бета Лиры (около 1M_☉).

Звездная система

Мира – это двойная пульсирующая переменная звезда. И в периоды максимальной светимости она вспыхивает и становится самой яркой звездой в своем созвездии. Но даже при минимальной яркости его можно увидеть с Земли в обычный бинокль. Лучший месяц для наблюдения за этой звездой – октябрь и ноябрь.

Звездная система состоит из двух компонентов – Мира А и Мира Б. Звезда Мира А – красный гигант. Мира В – белый карлик. Расстояние между объектами – примерно 70 астрономических единиц. Находятся они на расстоянии около 417 световых лет от Земли.

Имя Мира – это латинское слово. Оно означает «удивительный» или «замечательный». Дал его звезде польский астроном Иоганнес Гевелиус в своей книге Historiola Mirae Stellae.(1662 г.). Название было официально одобрено Рабочей группой Международного астрономического союза (МАС) 30 июня 2016 года.

Формально оно применяется только к основному компоненту системы. Раньше Мира также была известна как Стелла Мира и Коллум Кита (шея Кита).

Изображение: НАСА / Лаборатория реактивного движения. 2012 г.

Изучая такие звезды, как Мира А и Мира Б, ученые надеются понять, чем двойные звезды нашей Галактики отличаются от одиночных звезд. И как именно они отдают свои запасы новых материалов звездной экосистеме Млечного Пути.

Свойства [ править ]

Beta Lyrae решена с использованием массива CHARA

Бета Лиры Aa — это полуразделенная двойная система, состоящая из главной звезды класса B6-8 и вторичной звезды, которая, вероятно, также является звездой B-типа. Более тусклая и менее массивная звезда в системе когда-то была более массивным членом пары, что заставило ее сначала уйти от главной последовательности и стать гигантской звездой . Поскольку пара находится на близкой орбите, когда эта звезда расширилась до гиганта, она заполнила свою полость Роша и передала большую часть своей массы своему компаньону.

Вторичная, теперь более массивная звезда окружена аккреционным диском от этого массопереноса с биполярными струйными элементами, выступающими перпендикулярно диску. Этот аккреционный диск блокирует взгляд людей на вторичную звезду, снижая ее видимую светимость и затрудняя для астрономов точное определение ее звездного типа. Количество массы, передаваемой между двумя звездами, составляет примерно 2 × 10 -5 солнечных масс в год, или эквивалент массы Солнца каждые 50 000 лет, что приводит к увеличению периода обращения вокруг Земли примерно на 19 секунд каждый год. спектрBeta Lyrae показывает эмиссионные линии аккреционного диска. Диск дает около 20% яркости системы.

В 2006 году исследование адаптивной оптики обнаружило возможного третьего компаньона, Beta Lyrae Ab. Он был обнаружен на угловом расстоянии 0,54 дюйма с дифференциальной звездной величиной +4,53. Разница в звездных величинах предполагает, что его спектральный класс находится в диапазоне B2-B5 V. Этот спутник сделает Beta Lyrae A иерархической тройной системой.

Внешние ссылки [ править ]

Калер, Джеймс Б. (2002), Сотня величайших звезд , Серия Коперник, Спрингер, стр. 29, ISBN 978-0-387-95436-3
Домашняя страница Филиппа Сти: Исследование горячих и активных звезд
Калер, Джеймс Б., «SHELIAK (Beta Lyrae)» , Stars , Университет Иллинойса , получено 20 декабря 2011 г.
Брутон, Дэн; Линеншмидт, Робб; Шмуде, младший, Ричард У., Смотря шелиак Evolve , Texas A & M University, архивируются с оригинала на 2003-02-25 , извлекаться 2011-12-20
Бек, Сара Дж (1 июля 2011), шелиак , AAVSO , извлекаться 2011-12-20

vтеЗвезды Лиры
Байер	α (Вега) β (Шелиак) γ (Сулафат) δ 1 δ 2 ε 1, 2 ζ 1 ζ 2 η (Аладфар) θ ι κ λ μ (Алатфар) ν 1 ν 2
Флемстид	16 17 19
Переменная	R (13) S Т V W RR RV RZ TT TZ UZ XY AY CC CN CY DM EP EZ FL HK HP HR KX MV V344 V361 V404 V473 V477 V478 V533 V542 V543 V545 V550 V558
HR	6845 6847 6853 6901 6968 6984 6997 7016 7017 7019 7030 7033 7041 7043 7044 7064 7073 7081 7112 7115 7118 7132 7140 7146 7162 7181 7202 7204 7212 7237 7238 7244 7253 7272 7280 7284 7302 7338 7345 7346 7359 7376 7382
HD	177830 180314 181068
Gliese	Gliese 758 B GJ 4063
Кеплер	7 8 9 13 14 19 20 21 год 24 25 26 30 37 38 46 53 55 59 60 62 65 75 83 88 91 92 93 94 95 98 100 102 103 104 105 109 128 130 131 138 160 177 238 277 279 282 350 410 421 429 444 705
Другой	GSC 02652-01324 ШАПКА-П-5 (Часо) KSw 71 LHS 6343 ЛСР J1835 + 3259 WASP-3 WASP-58 WISE 1828 + 2650

2. Компоненты

Название	Прямое восхождение	Склонение	Видимая звёздная величина	Спектральный класс	Ссылка
β Лиры B (HD 174664)	18ч 50м 06,7053с	+33° 21′ 06,678″	7,13	B5V	Simbad
β Лиры C (HD 174639)	18+50+01,2	+33° 21′ 26″		B2	Simbad
β Лиры D (BD+33 3223D)	18+50+09,4	+33° 22′ 09″	15,15		Simbad
β Лиры E (BD+33 3222)	18ч 50м 01,1654с	+33° 22′ 34,957″	10,5	G5	Simbad
β Лиры F (BD+33 3225)	18ч 50м 06,6524с	+33° 23′ 07,211″	10,6	G5	Simbad

Кривая блеска звезды β Лиры. Первый, более глубокий минимум (4,4m) приходится на тот момент, когда более массивная звезда затмевает звезду-донор, второй (3,8m) происходит через 6,5 дней, когда звезда-донор затмевает часть большей звезды.

Спектрально-двойственные звезды

Через метод спектроскопии исследователи фиксируют процесс расщепления спектральных линий, которое происходит в результате эффекта Доплера. Если один компонент является слабой звездой, то в небе можно наблюдать лишь периодическое колебание позиций одиночных линий. Данный метод применяет только тогда, когда компоненты двойной системы находятся на минимальном расстоянии и их идентификация с помощью телескопа осложнена.

Двойные звезды, которые можно исследовать через эффект Доплера и спектроскоп, именуют спектрально-двойственными. Однако далеко не каждая двойная звезда носит спектральный характер. Оба компонента системы могут сближаться и отдаляться друг от друга в радиальном направлении.

Эпсилон Лиры. Двойная звезда. Каждая из двойных пар является сама по себе двойной звездой

Согласно результатам астрономических исследований, большая часть двойных звезд располагаются в галактике Млечный Путь. Соотношение одинарных и двойных звезд в процентах рассчитать крайне сложно. Действуя через вычитание, можно вычесть количество известных двойных звезд из общего числа звездного населения. В этом случае становится очевидным, что двойные звезды составляют меньшинство. Однако данный метод нельзя назвать очень точным. Астрономам известен термин «эффект отбора». Чтобы зафиксировать двойственность звезд, следует определить их главные характеристики. В этом пригодится специальное оборудование. В ряде случаев, зафиксировать двойные звезды крайне сложно. Так, визуально двойные звезды нередко не визуализируются при значительном расстоянии от астронома. Иногда невозможно определить угловое расстояние между звездами в паре. Для фиксации спектрально-двойственных или фотометрических звезд требуется тщательно измерить длины волн в спектральных линиях и собрать модуляции световых потоков. В этом случае блеск звезд должен быть достаточно сильным.

Всё это резко уменьшает количество звезд, пригодных для изучения.

Согласно теоретическим разработкам, доля двойных звезд в звездном населении варьируется от 30% до 70%.

Объекты наблюдения

Как наблюдать за Солнцем
Как наблюдать за Луной;
100 объектов на поверхности Луны
Как наблюдать за Меркурием и Венерой;
Как наблюдать за Марсом;
Как наблюдать за Юпитером;
Как наблюдать Сатурном;
Как наблюдать за Ураном, Нептуном и Плутоном
Солнечное затмение;
Лунное затмение
Как наблюдать за темными туманностями;
Как наблюдать за шаровыми скоплениями
Двойные звезды: основные понятия
Полярное сияние;
Серебристые облака: открытие, наблюдения, свойства

Как открыли переменные звезды

Всегда считалось, что яркость звезд – нечто постоянное и незыблемое. Вспышка или просто появление звезды с древних времен относили к чему-то сверхъестественному и это явно имело какой-то знак свыше. Все это можно легко увидеть по тексту той же Библии.

Однако и многие века назад люди знали, что некоторые звезды все-таки могут менять свою яркость. Например, бета Персея не зря названа Эль Гулем (сейчас она называется Алголем), что в переводе означает не что иное, как «звезда дьявола». Названа она так из-за своего необычного свойства менять яркость с периодом чуть меньше 3 суток. Эту звезду как переменную открыл в 1669 году итальянский астроном Монтанари, а в конце XVIII века изучал английский любитель астрономии Джон Гудрайк, и он же 1784 году открыл вторую переменную того же типа – β Лиры.

Английский любитель астрономии Джон Гудрайк.

В 1893 году в обсерваторию Гарварда пришла работать Генриетта Льюит. Её задачей было измерение яркости и каталогизация звезд на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В итоге Генриетта за 20 лет обнаружила более тысячи переменных звезд. Особенно хорошо она исследовала пульсирующие переменные звёзды – цефеиды, и сделала некоторые важные открытия. В частности, она открыла зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.

Генриетта Льюитт.

После этого, с бурным развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.

Характеристики

Beta Lyrae разрешена с помощью CHARA массив

Beta Lyrae Aa — это полураздельный двоичный система, состоящая из звездный класс Основная звезда B6-8 и вторичная звезда, которая, вероятно, также является звездой B-типа. Более тусклая и менее массивная звезда в системе когда-то была более массивным членом пары, что заставило ее уйти от звезды. главная последовательность первым и стать гигантская звезда. Поскольку пара находится на близкой орбите, когда эта звезда расширилась до гиганта, она заполнила Лобе Роша и передал большую часть своей массы своему компаньону.

Вторичная, теперь более массивная звезда окружена аккреционный диск от этого массообмена, с биполярные, струйные особенности выступающий перпендикулярно диску. Этот аккреционный диск блокирует взгляд людей на вторичную звезду, понижая ее видимую светимость и затрудняя для астрономов определение ее звездного типа. Количество массы, передаваемой между двумя звездами, составляет около 2 × 10−5солнечные массы в год, или эквивалент массы Солнца каждые 50 000 лет, что приводит к увеличению периода обращения вокруг Земли примерно на 19 секунд каждый год. В спектр Beta Lyrae показывает эмиссионные линии аккреционного диска. Диск дает около 20% яркости системы.

Массовые потоки

Легенда созвездия Лира

Лира – настолько старое созвездие, что встречается даже в каталоге созвездий Клавдия. С его названием и происхождением связана трагическая история.

Согласно древнегреческим мифам, когда-то жил известный певец Орфей, очень любивший свою жену Эвридику. Когда Эвридика умерла, Орфей последовал за ней в царство мертвых, чтобы вызволить её оттуда. Игра Орфея очень понравилась всем ответственным лицам на той стороне – Харону, Церберу, и самому богу мертвых Гадесу. Поэтому Орфею было позволено увести Эвридику в мир живых, но с одним условием – он не должен огладываться на нее, пока не выйдет наружу. Однако Орфей оглянулся, и Эвридика осталась в царстве мертвых навсегда.

С горя Орфей бродил по земле то там, то сям, и играл на своей лире, пока не встретил вакханок – женщин из культа Диониса, бога вина. Они сначала соблазнили Орфея, а потом разорвали его на части. Тело Орфея похоронили во Фракии, а голову на острове Лесбос. А бог Аполлон поместил лиру Орфея на небо. Так и появилось созвездие Лира.

Компоненты системы

Название	Прямоевосхождение	Склонение	Видимаязвёзднаявеличина	Спектральныйкласс
β Лиры B (HD 174664)	18ч 50м 06,7053с	+33° 21′ 06,678″	7,13	B5V
β Лиры C (HD 174639)	18+50+01,2	+33° 21′ 26″		B2
β Лиры D (BD+33 3223D)	18+50+09,4	+33° 22′ 09″	15,15
β Лиры E (BD+33 3222)	18ч 50м 01,1654с	+33° 22′ 34,957″	10,5	G5
β Лиры F (BD+33 3225)	18ч 50м 06,6524с	+33° 23′ 07,211″	10,6	G5

В системе также имеется третья звезда — β Лиры B на узловом расстоянии 45,7 угловых секунд от главной пары β Лиры Aa и β Лиры Ab. Это звезда спектрального класса B5V с видимой звёздной величиной +7,2m, то есть её можно легко рассмотреть в бинокль. Её светимость в 80 раз больше солнечной и она является звездой с орбитальным периодом 4,34 дня.

Также рядом с этими тремя звёздами видны другие звезды, чьи параметры приведены в таблице. Вероятно, все эти звёзды являются оптически кратными.

Классификация двойных звезд

Надо понимать, что сам термин “двойная звездная система” вовсе не означает, что обе звезды находятся настолько близко, что вращаются “бок о бок”. Выделяют следующие типы взаимодействия двойных звезд:

Разделенные двойные системы – такие звезды, хотя и вращаются вокруг общего центра масс, тем не менее находятся так далеко друг от друга, что обмен массами между ними невозможен.

В разделенных двойных звездных системах, звезды взаимодействуют друг с другом гравитацией, но находятся так далеко что почти не имеют шанса столкнуться.

Полуразделённые двойные системы – в этой паре, одна из звезд либо сильно больше другой, либо значительно быстрее набирает массу и уже заполнила свою полость Роша. Вторая звезда в это случае, отдает свое вещество первой.

В полуразделенных звездных системах «отношения» звездной пары явно неравные!

Контактные двойные системы – обе звезды в паре заполняют свои полости Роша и “перетягивают” материю друг от друга.

Контактная звездная система – фактически две звезды практически объединились в одну, их полости Роша перехлестнулись

Кроме этого, двойные звездные системы также классифицируются по способу наблюдения как:

визуальные двойные системы
спектральные двойные системы
затменные двойные системы
астрометрические двойные системы.

Примеры звезд β Лиры

Прототип типа β Lyrae переменные звезды является β Лиры, также называемый Шеляк. Его изменчивость была обнаружена в 1784 г. Джон Гудрик.

звезда	тип*	период (дни)	очевидный визуальныйвеличина(макс, мин)	спектр	расстояние(световых лет )
ζ А	EB / GS / RS	17.7695	3.92-4.14	K1II-III	181
DV Aqr	EB	1.575529	5.89-6,25	A9V	280
UW CMa	~ EB / KE	4.393407	4.84-5.33	O7Ia: fp + OB	~3000
τ CMa	EB	1.28	4.32-4.37	O9Ib	~3000
β Lyr(прототип)	EB	12.913834	3.25-4.36	B8II-IIIep	880
TU Mus	EB / KE	1.3	8.17-8.75	O7,5 В + O9,5 В	15500
δ Pic	~ EB / D	1.672541	4.65-4.90	B3III + O9V	1700
V Щенок	EB / SD	1.4544859	4.35-4.92	B1Vp + B3:	1200
PU Щенок	EB	2.57895	4.69-4.75	B9	550
υ Sgr	EB / GS	137.939	4.53-4.61	B8pI: + O9V? (или F2p?)	~1700
μ1 Sco	EB / SD	1.44626907	2.94-3.22	B1,5 В + B6,5 В	800
π Sco	EB	1.57	2.82-2.85	B1V + B2V	460
CX CMa	EB		9.9-10.7	B5V

Изменчивость

В переменная светимость этой системы был открыт в 1784 году британским астрономом-любителем. Джон Гудрик. Плоскость орбиты этой системы почти совпадает с лучом зрения с Земли, поэтому две звезды периодически затмение друг друга. Это заставляет Beta Lyrae регулярно менять свой кажущаяся величина от +3,2 до +4,4 за период обращения 12,9414 суток. Он образует прототип класса эллипсоидальных «контактные» затменные двоичные файлы.

Эти два компонента расположены так близко друг к другу, что их невозможно разрешить с помощью оптических телескопов, образуя спектроскопическая двойная система. В 2008 г. основная звезда и аккреционный диск вторичной звезды были разрешены и отображены с помощью CHARA массив интерферометр и Michigan InfraRed Combiner (MIRC) в ближнем инфракрасном диапазоне H (см. видео ниже), что позволяет впервые вычислить элементы орбиты.

В дополнение к обычным затмениям система показывает меньшие и более медленные изменения яркости. Считается, что они вызваны изменениями в аккреционном диске и сопровождаются изменением профиля и силы спектральных линий, особенно линий излучения. Вариации нерегулярны, но характеризуются периодом в 282 дня.

Астрометрические двойные звёзды

Это уже скорее математический метод, имеющий мало общего с визуальным наблюдением. Если в случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность всё равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрических двойных звёздах.

Если наличествуют высокоточные астрометрические наблюдения, то двойственность можно предположить, зафиксировав нелинейность движения: первую производную собственного движения и вторую.

Астрометрические двойные звезды используются для измерения массы коричневых карликов разных спектральных классов.

Спектральные наблюдения позволяют выявить двойные звезды расположенные близко друг к другу. Если спектр наблюдаемого объекта меняется с определенным постоянством, значит скорее всего перед вами не один, а два объекта

Туманности, галактики, звездные скопления в созвездии Лиры

Объект	α	δ	Тип	V	Диаметр (‘)	Ярчайшая звезда	Расстояние (св. л)	Диаметр (св. л.)	Инструмент	Примечания
Stephenson 1	18h 53,5min	+36° 55′	рс	3.8	40	4.3	1030	12	бинокль 7 × 50	Большая группа из ~15 звезд вокруг звезды дельта Лиры
М56	19 16,6	+30 11	шс	8.4	8.8	13.2	38000	90	телескоп от 90 мм	Находится в богатом звездном поле. NGC 6779
М57	18 53,6	+33 02	планет.	8.8	52 × 86″	15*	2300	1	100-мм телескоп	Туманность «Кольцо», NGC 6720. Одна из красивейших планетарных туманностей
NGC 6703	18 47,3	+45 33	гал.	11.3	2,5 × 2,3	—	180 миллионов	100 тыс.	200-мм телескоп	Заметна в 150-мм телескоп, но очень тусклая

Типы объектов: рс — рассеянное звездное скопление, шс — шаровое звездное скопление, планет. — планетарная туманность, гал. — галактика.
* — блеск центральной звезды в туманности

Post Views:
10 718

Интересные факты

Примерно половина всех звезд в наблюдаемой Вселенной – двойные. Возможно, их даже больше, чем звезд-одиночек.
В большинстве случаев оба компаньона системы двойной звезды имеют одинаковый возраст, но часто один компаньон превосходит другого массой и стадией эволюционного развития.
Иногда в системах двойных звезд можно обнаружить нейтронную звезду или черную дыру.
Двойные звезды могут обмениваться друг с другом своим веществом.
Любители астрономии различают оптически двойные и физически двойные звездные системы. Первые – это просто звезды, находящиеся рядом на ночном небе. Вторые – настоящая двойная звездная система, где обе звезды-компаньоны вращаются вокруг общего центра масс.

Видео

Источники

https://ru.wikipedia.org/wiki/Двойная_звездаhttps://aboutspacejornal.net/вселенная/галактика/звезды/двойная-звезда/http://skygazer.ru/10-krasivyh-dvojnyh-zvezd-dlya-nablyudenij-v-binokl/https://mirznanii.com/a/312318-2/dvoynye-zvezdy-2https://2i.by/kratnyie-zvyozdyi/

Звезда Мира. Летящая сквозь Вселенную

Мира. Источник изображения: NASA/JPL-Caltech/POSS-II/DSS/C. Мартин (Калифорнийский технологический институт)/М. Зайберт (OCIW).

Большинство звезд в галактике Млечный Путь медленно вращаются вокруг ее центра. Скорость этого вращения почти такая же, как у межзвездных газов. Например, наше Солнце проходит через местное межзвездное облако со скоростью около 25 километров в секунду. А вот рассматриваемая нами сегодня Мира летит через межзвездное пространство со скоростью 130 километров в секунду. Из-за такой приличной скорости вещество, из которого состоит Мира, как бы сдувается с нее. В результате этого процесса образуется уникальный хвост, который приводит в неописуемый восторг земных астрономов.

Этот хвост – особенность, которая делает Миру одной из самых необычных звезд в созвездии Кит.

Мицар и Алькор — шестикратная система

Точка в данном споре, кажется, была поставлена в 2010 году, когда команда астрономов под руководством Эрика Мамажека (Eric Mamajec) открыла… спутник у звезды Алькор! Алькор Bоказался типичным красным карликом, который расположен всего в 1 угловой секунде от главной звезды. Он настолько тусклый, что тонет в лучах Алькора. Для его обнаружения пришлось воспользоваться инфракрасной камерой 6,5-метрового телескопа MMT в Аризоне, оснащенного адаптивной оптикой.

Удивительное открытие позволило увеличить массу Алькора на 0,3 массы Солнца (столько примерно «весит» Алькор B), а это довело суммарную массу системы Мицар — Алькор до 9 солнечных масс! Аккуратные измерения скоростей и направлений движения двух светил показали, что Алькор и Мицар скорее всего гравитационно связаны между собой, а значит, мы имеем дело с шестикратной звездной системой!

Такие звездные системы очень редки. Считается, что в радиусе 130 световых лет от Солнца таких звезд всего две — Кастор в созвездии Близнецов и Мицар с Алькором. Вот какая удивительная звезда находится в ручке Большого Ковша!

Характеристики

Beta Lyrae разрешена с помощью CHARA массив

Откройте четвёртую дверь

Недостающий фрагмент птицы вы можете забрать из нижней части фонаря со скриншота.

Активируйте переключатель, а затем расставьте звёздные указатели.

Если подняться по спиральной лестнице, вверху вас ждёт головоломка с мостами. Активируя звёздные указатели, вы будете строить мосты, при помощи которых нужно будет добраться до звёздочки. В результате звездочка улетит в центр зала. Там появится платформа, на которой можно подняться.

На платформе прямо над спиральной лестницей есть сундук. Подняться туда можно при помощи платформы на первом этаже (возможно, нужно активировать куб переключающий созвездия, чтобы она появилась).

Две добытые звёздочки спустят воду в центральном пруду. Также из сундука вы получите недостающий фрагмент, позволяющий открыть все двери сразу.

История

Созвездие Лира, рисунок из старинного атласа неба

Лира является очень древним созвездием. Входит в каталог звездного неба Клавдия Птолемея под названием «Альмагест». Лира была самым излюбленным музыкальным инструментом древних греков. Но рисовалось созвездие в виде коршуна (Вега – падающий коршун), который держит лиру в лапах.

Список созвездий летнего неба
Июнь	Волопас· Циркуль· Весы· Волк· Малая Медведица
Июль	Райская Птица· Жертвенник· Северная Корона· Дракон·Геркулес· Наугольник· Змееносец· Скорпион·Змея· Южный Треугольник
Август	Южная Корона· Лира· Стрелец· Щит· Телескоп