Эруптивные переменные, пульсары и нейтронные звезды

Пульсирующие переменные

Физически переменные звезды

Физически переменными называются звезды, которые меняют свою светимость за относительно короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаются пульсирующие переменные и эруптивные переменные, а так же новые и сверхновые звезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных.

Цефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска. Видимая звездная величина которой периодически плавно меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц – звезды d Цефея.

Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы – Галактики.

Период – одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды он постоянен с большой степеньюточности, но у разных цефеид периоды различны (от суток до нескольких десятков суток).

Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем в пределах одного спектрального класса. Это озночает. Что изменение светимости цефеид сопровождается изменением температуры в среднем на 1500 К. В спектрах по смещению линий обнаружена периодическое изменение радиуса звезды.

Среди звезд меньшей светимости (карликов) имеются переменные различных типов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества – эрупциями. Эту большую группу звезд с новыми звездами называют эруптивно переменными.

Звезды типа Т Тельца. Наиболее молодые звезды спектральных классов F-G у которых еще не завершен этап гравитационного сжатия. Изменение светимости происходит хаотически с амплитудами достигающих 3^m, иногда до 1^m на протяжении часа.

Звезды типа UV Кита. – карлики спектральных классов К и М Отличаются они необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек: менее чем за минуту поток излучения может увеличится в десятки раз. После этого за полчаса – час он возвращается к исходному уровню. Характер явления напоминает хромосферную вспышку на Солнце но значительно большими масштабами.

Новые звезды. Термин «новая» не означает появление вновь возникшей звезды, а отражает определенную стадию переменности звезд. Новыми звездами принято называть горящие карликовые звезды спектрального классов О - В у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка) не менее чем на 7 – 8 звездных величин. Чаче всего звездная величена уменьшается на 10^m - 13^m что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимуме достигает - 8^m,5. За время вспышки новая излучает энергию 10³⁸Дж.

Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины

18^m и даже -21^m. Возрастание светимости происходит более дисятки миллионов раз (в миллиарды раз превышает светимость Солнца). Общая энергия, излучаемая за время вспышки составляет около 10⁴² – 10⁴⁴ Дж.

Пульсары. Пульсарами (от англ. импульс) называют источники импульсного радиоизлучения (поляризованное излучение, нетепловой природы). Первый пульсар открыт 1967 г, продолжительность импульса около 0^с,3 повторяется через каждые 1^с,3373011168. Этот период даже на протяжении полугода выдерживается с точностью до 10^-8 с, хотя амплитуда сигнала меняется. Периоды большинства пульсаров близки к 0^с,75. Наибольший Р=4^с,8, а наименьшей Р=0^с,033. Наблюдения показывают, что периоды пульсаров о временем медленно увеличиваются. Это позволило сделать вывод о том, что чем меньше период, тем меньше время стадии пульсара. Оценки показывают, что возраст пульсаров, у которых Р=0^с,5 - 2^с, достигает 10⁶ – 3 10⁷ лет. Можно предположить что пульсары нейтронные звезды (образовавшие после вспышки сверхновой) при массе порядка 2 М Солнца, радиусом примерно 10 км, вращающиеся вокруг своей оси с частотой до нескольких десятков оборотов в секунду. Пульсации объясняются наличием неоднородностей, своеобразных горячих пятен, на поверхности этих звезд.

ТЕМА: НАША ГАЛАКТИКА

§ 1 Объекты нашей Галактики.

Через все небо тянется широкая светлая полоса Млечного Пути, которая при рассмотрении в телескоп оказывается скоплением огромного количества звезд и ярких туманностей. Все эти звезды (более 100 миллиардов) образуют гигантскую звездную систему - Галактику. Яркие звезды, наблюдаемые невооруженным глазом - просто наиболее близкие к нам объекты Галактики.

Многие звезды образуют группы, называемые звездным скоплениями.

Помимо звезд и звездных скоплений в Галактике имеется большое количество разреженного газа с примесью небольших твердых частичек -пылинок. В некоторых областях Млечного Пути плотность этого вещества сильно возрастает, и оно образует множество диффузных газово-пылевых туманностей. Вблизи горячих звезд они светятся (светлые туманности), а вдали от них - остаются темными и выделяются на фоне ярких участков Млечного Пути благодаря вызываемому ими поглощению света (темные пылевые туманности).

В Галактике имеется большое количество элементарных частиц, обладающих огромными энергиями и движущихся со скоростями, близкими к скорости света, - космические лучи. Наконец большую роль в Галактике играют магнитные и гравитационные поля и электромагнитное излучение.

Солнечная система находится внутри Галактики, далеко от ее центра. Многие области Галактики удалены от нас на огромные расстояния, вплоть до 25 тыс. пс. Если учесть при этом, что в области Млечного Пути диффузная среда не позволяет наблюдать оптическими методами области дальше 3 килопарсеков (кпс), то станет очевидным, почему так трудно изу­чать строение Галактики и мы не можем сразу представить себе ее общего вида.

Млечным Путем называют слабо светящуюся на звездном небе полосу неправильной формы, то суживающуюся, то расширяющуюся и опоясывающую северное и южное полушария примерно по большому кругу. Древние наблюдатели называли его galaxias (gаlа по-гречески значит "молоко"), т.е. молочный круг. Уже один из первых философов-материалистов древности Демокрит представлял себе Млечный Путь состоящим из бесчисленных мелких звездочек. Галилей в 1610 г. при помощи своего несовершенного телескопа впервые убедился в правильности гениальной догадки Демокрита.

Центральная линия Млечного Пути расположена приблизительно по большому кругу небесной сферы, наклоненному под углом около 62 к небесному экватору. Полюсы этого большого круга, из которых один имеет склонение +28', а другой - 28', называются северным и южным галактическими полюсами.

Дата добавления: 2013-12-12