Paradoks Algola: Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
drobne redakcyjne |
m źródła/przypisy |
||
| Linia 1: | Linia 1: | ||
'''Paradoks Algola''' – sytuacja, gdy składniki [[Gwiazda podwójna|układu podwójnego]] wydają się ewoluować inaczej, niż wynikałoby to z teorii [[ewolucja gwiazd|ewolucji gwiazd]]. Cechą tempa ewolucji [[gwiazda|gwiazd]] jest zależność od masy gwiazdy. Im większa jest masa [[gwiazda|gwiazdy]], tym szybsze jest tempo ewolucji i tym szybciej odchodzi od [[ciąg główny|ciągu głównego]], przechodząc przez fazę podolbrzyma czy [[olbrzym (gwiazda)|olbrzyma]]. W [[Gwiazdy zmienne typu Algola|Algolu]] i innych podobnych układach stwierdzona została odwrotna relacja między gwiazdami układu: składnik mniej masywny jest już podolbrzymem, a drugi o masie znacznie większej pozostaje na ciągu głównym. Wydaje się to sprzeczne, gdyż gwiazdy układu podwójnego powstają zazwyczaj jednocześnie, zatem gwiazda bardziej masywna powinna być bardziej zaawansowana ewolucyjnie. |
'''Paradoks Algola''' – sytuacja, gdy składniki [[Gwiazda podwójna|układu podwójnego]] wydają się ewoluować inaczej, niż wynikałoby to z teorii [[ewolucja gwiazd|ewolucji gwiazd]]<ref>{{Cytuj pismo | nazwisko = Pustylnik | imię = I. | tytuł = The Early History of Resolving the Algol Paradox | url = http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1998A%26AT...15..357P/0000357.000.html | czasopismo = Astronomical and Astrophysical Transactions | wolumin = 15 | strony = 358 | rok = 1998 | doi = 10.1080/10556799808201791 | bibcode = 1998A&AT...15..357P | język = en | data dostępu = 2016-11-13 }}</ref>. |
||
Cechą tempa ewolucji [[gwiazda|gwiazd]] jest zależność od masy gwiazdy. Im większa jest masa [[gwiazda|gwiazdy]], tym szybsze jest tempo ewolucji i tym szybciej odchodzi od [[ciąg główny|ciągu głównego]], przechodząc przez fazę podolbrzyma czy [[olbrzym (gwiazda)|olbrzyma]]. W [[Gwiazdy zmienne typu Algola|Algolu]] i innych podobnych układach stwierdzona została odwrotna relacja między gwiazdami układu: składnik mniej masywny jest już podolbrzymem, a drugi o masie znacznie większej pozostaje na ciągu głównym. Wydaje się to sprzeczne, gdyż gwiazdy układu podwójnego powstają zazwyczaj jednocześnie, zatem gwiazda bardziej masywna powinna być bardziej zaawansowana ewolucyjnie. |
|||
Przyczyną jest przepływ materii pomiędzy składnikami, często rejestrowany w układach podwójnych, który w istotny sposób zaburza normalny proces ewolucji gwiazdy, powodując odwrócenie relacji między masami. Jeśli przepływ ma miejsce na późnym etapie ewolucji masywniejszego składnika, ten staje się wtedy mniej masywny, zyskując tym samym nieproporcjonalną do czasu istnienia małą masę i tempo ewolucji, zaś składnik pierwotnie mniej masywny staje się gwiazdą masywną o szybkim tempie ewolucji i intensywnym wietrze gwiazdowym. |
Przyczyną jest przepływ materii pomiędzy składnikami, często rejestrowany w układach podwójnych, który w istotny sposób zaburza normalny proces ewolucji gwiazdy, powodując odwrócenie relacji między masami. Jeśli przepływ ma miejsce na późnym etapie ewolucji masywniejszego składnika, ten staje się wtedy mniej masywny, zyskując tym samym nieproporcjonalną do czasu istnienia małą masę i tempo ewolucji, zaś składnik pierwotnie mniej masywny staje się gwiazdą masywną o szybkim tempie ewolucji i intensywnym wietrze gwiazdowym. |
||
| Linia 5: | Linia 7: | ||
== Zobacz też == |
== Zobacz też == |
||
* [[błękitny maruder]] |
* [[błękitny maruder]] |
||
{{Przypisy}} |
|||
[[Kategoria:Fizyka gwiazd]] |
[[Kategoria:Fizyka gwiazd]] |
||
Wersja z 23:56, 13 lis 2016
Paradoks Algola – sytuacja, gdy składniki układu podwójnego wydają się ewoluować inaczej, niż wynikałoby to z teorii ewolucji gwiazd[1].
Cechą tempa ewolucji gwiazd jest zależność od masy gwiazdy. Im większa jest masa gwiazdy, tym szybsze jest tempo ewolucji i tym szybciej odchodzi od ciągu głównego, przechodząc przez fazę podolbrzyma czy olbrzyma. W Algolu i innych podobnych układach stwierdzona została odwrotna relacja między gwiazdami układu: składnik mniej masywny jest już podolbrzymem, a drugi o masie znacznie większej pozostaje na ciągu głównym. Wydaje się to sprzeczne, gdyż gwiazdy układu podwójnego powstają zazwyczaj jednocześnie, zatem gwiazda bardziej masywna powinna być bardziej zaawansowana ewolucyjnie.
Przyczyną jest przepływ materii pomiędzy składnikami, często rejestrowany w układach podwójnych, który w istotny sposób zaburza normalny proces ewolucji gwiazdy, powodując odwrócenie relacji między masami. Jeśli przepływ ma miejsce na późnym etapie ewolucji masywniejszego składnika, ten staje się wtedy mniej masywny, zyskując tym samym nieproporcjonalną do czasu istnienia małą masę i tempo ewolucji, zaś składnik pierwotnie mniej masywny staje się gwiazdą masywną o szybkim tempie ewolucji i intensywnym wietrze gwiazdowym.
Zobacz też
- ↑ I. Pustylnik. The Early History of Resolving the Algol Paradox. „Astronomical and Astrophysical Transactions”. 15, s. 358, 1998. DOI: 10.1080/10556799808201791. Bibcode: 1998A&AT...15..357P. [dostęp 2016-11-13]. (ang.).