Чем можно объяснить изменение яркости новых звезд


Когда вы представляете себе ночное небо, вы, скорее всего, думаете о тысячах звёзд, мерцающих на чёрном покрывале ночи, нечто, что можно по-настоящему увидеть только вдалеке от городов и других источников светового загрязнения.

Но те из нас, кто не может на периодической основе наблюдать такое зрелище, упускают тот факт, что звёзды, видимые из городских районов с высоким световым загрязнением, выглядят по-другому, нежели чем при просмотре в тёмных условиях. Их цвет и относительная яркость сразу отделяют их от соседних с ними звёзд, и у каждой из них есть своя собственная история.


Жители северного полушария, вероятно, сразу могут узнать Большую Медведицу или букву W в Кассиопее, а в южном полушарии самым известным созвездием должен быть Южный Крест. Но эти звёзды не относятся к десятке самых ярких!

Млечный путь рядом с Южным Крестом

У каждой звезды есть свой собственный жизненный цикл, к которому она привязана с момента рождения. При формировании любой звезды доминирующим элементом будет водород – самый распространённый элемент во Вселенной – и её судьба определяется лишь её массой. Звёзды массой в 8% от солнечных могут зажигать реакцию ядерного синтеза в ядре, синтезируя гелий из водорода, и их энергия постепенно передвигается изнутри наружу и изливается во Вселенную. Звёзды малой массы красные (из-за низких температур), тусклые, и сжигают своё топливо медленно – самым долгоживущим предначертано гореть триллионы лет.


Но чем больше звезда набирает массы, тем горячее её ядро, и тем больше регион, в котором идёт ядерный синтез. Ко времени достижения солнечной массы звезда попадает в класс G, и её время жизни не превышает десяти миллиардов лет. Удвойте солнечную массу, и вы получите звезду класса А, ярко-голубую, и живущую менее двух миллиардов лет. А самые массивные звёзды, классов О и В, живут всего несколько миллионов лет, после чего у них в ядре заканчивается водородное топливо. Не удивительно, что самые массивные и горячие звёзды также и самые яркие. Типичная звезда класса А может быть в 20 раз ярче Солнца, а самые массивные – в десятки тысяч раз!

Но как бы звезда ни начала жизнь, водородное топливо в её ядре заканчивается.


И с этого момента звезда начинает сжигать более тяжёлые элементы, расширяясь в гигантскую звезду, более холодную, но и более яркую, чем изначальная. Фаза гиганта короче, чем фаза сжигания водорода, но её невероятная яркость делает её видимой с гораздо больших расстояний, чем те, с которых была видна изначальная звезда.

Спасибо, что прочли до конца, вы такой любознательный читатель =)

Оцените мой пост и подпишитесь на канал — Дневник Космонавта

Источник: zen.yandex.ru

1. Астероид имеет заметное собственное движение. Проще говоря он движется относительно "неподвижных" звезд.


r />2. Иногда у кометы образуется несколько хвостов различной длины и формы. Их классификация была предложена выдающимся русским ученым Федором Александровичем Бредихиным (1831- 1904): I тип — длинный хвост, направленный почти прямо от Солнца; II тип — изогнутый и отклоненный от этого направления; III тип — короткий, почти прямой и отклоненный. Хвосты образуются частицами разного рода, для которых соотношение сил притяжения к Солнцу и сил, действующих в противоположном направлении, неодинаково. Во времена Бредихина в расчет принималось лишь давление света; в настоящее время известно, что не менее существенную роль в формировании кометного хвоста играет солнечный ветер — поток заряженных частиц, летящих от Солнца. Солнечное излучение вызывает распад молекул, вылетевших из кометного ядра, а также образование ионов. Именно ионы атомов и молекул образуют плазменные хвосты I типа. Воздействие солнечного ветра на ионы кометного хвоста, которое в тысячи раз сильнее их притяжения Солнцем, нередко вызывает изломы хвостов I типа. Хвосты II типа составляют непрерывно выделяющиеся из ядра пылинки. Если же из ядра вылетает сразу целое облако пылинок, то появляются хвосты III типа. Пылинки, различные по размерам и массе, получают различные ускорения, поэтому облако вытягивается и образует хвост.+
3. См. http://www.astrogalaxy.ru/058.html
http://www.astrogalaxy.ru/623.html
6. То же http://www.astrogalaxy.ru/623.html
7. В зависимости от химического состава метеориты подразделяются на каменные (85 %), железные (10 %) и железо-каменные метеориты (5 %).
br />Каменные метеориты состоят из силикатов с включениями никелистого железа. Поэтому небесные камни, как правило, тяжелее земных. Основными минералогическими составляющими метеоритного вещества являются железо-магнезиальные силикаты и никелистое железо. Более 90 % каменных метеоритов содержит округлые зерна – хондры. Такие метеориты называются хондритами. Железные метеориты почти целиком состоят из никелистого железа. У них удивительная структура, состоящая из четырех систем параллельных камаситовых пластин с низким содержанием никеля и с прослойками, состоящими из тэнита. Железо-каменные метеориты состоят наполовину из силикатов, наполовину из металла. Они обладают уникальной структурой, не встречающейся нигде, кроме метеоритов. Эти метеориты представляют собой либо металлическую, либо силикатную губку. Возраст метеоритов определяют по радиоактивному распаду 87Rb, период полураспада которого 47 млрд. лет с образованием изотопа стронция 87Sr. Так например метеорит «Дип Спрингс» массой 11,5 кг имеет возраст 2,3 млрд. лет.
8. http://www.astrogalaxy.ru/633.html
9. Метеорное тело – это кусок камня или скопление пыли в космическом пространстве. Поверхность Земли постоянно бомбардируется небесными телами самых разных размеров. При трении об атмосферу частицы разогреваются и сгорают или испаряются, оставляя за собой яркий след – метеор. Метеором называется световое явление, возникающее на высоте от 80 км до 130 км от поверхности Земли при вторжении в земную атмосферу частиц – метеорных тел.
орости движения метеорных тел различны – от 11 до 75 км/с. Кроме единичных, спорадических метеоров, можно наблюдать и метеорные потоки. Особенно яркие метеоры называются болидами. Летящий по небу очень яркий огненный шар с длинным дымным хвостом производит сильное, незабываемое впечатление на каждого, кто видит его. Болиды иногда бывают ярче Луны и даже ярче Солнца. На несколько секунд ночью становится светло, как днем, видны бегущие тени от больших предметов. Полет болида может завершиться падением метеорита. Только редко кому выпадает удача стать свидетелем подобного события.

Источник: astrogalaxy.ru

Спектральный класс звезды

Однако прежде чем начать знакомство с удивительным миром переменных звезд, придется ввести такое базовое астрономическое понятие, как спектральный класс.

Спектральный класс позволяет включить сразу три характеристики звезды — цвет, температуру и химический состав. Основных спектральных классов семь, они соответствуют цветам от голубого через белый до красного: OBAFGKM. Для того чтобы их запомнить, английские студенты придумали поговорку: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me». С классами все сильно упрощается: например, вместо того чтобы говорить: «голубая звезда с температурой 20 000 градусов и с преобладанием водородных линий в спектре», можно сказать: «звезда класса О».


лые и голубые звезды (классы О, А, В) более молодые и горячие, и в их спектрах преобладают водород и гелий. С «покраснением» звезды остывают, а в атмосфере у них перестает преобладать водород и появляются вначале гелий и углерод, а затем и металлы. Ранее считалось, что спектральные классы отражают также и эволюцию звезды — звезда рождается голубой и горячей, затем остывает и проходит последовательно всю цепочку спектральных классов. Но эта теория не подтвердилась.

Кроме того, звезды различаются по размерам. Здесь выделяют звезды сверхгиганты, гиганты, субгиганты и карлики.

Ученые Герцшпрунг и Рассел построили следующую диаграмму: по вертикальной оси была отложена светимость звезды (количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), по горизонтальной — спектральные классы. То есть для каждой звезды на этой диаграмме была своя точка.

Большая часть звезд оказалась на линии V, названной «главной последовательностью». Это значит, что почти любая звезда в процессе своей эволюции большую часть жизни проводит именно там. В верхней части диаграммы появились линии сверхгигантов и гигантов, а в нижней — карликов.
олюционный путь звезды на этой диаграмме зависит от массы и химического состава звезды, одиночная это звезда или у нее есть соседка, и еще нескольких менее значимых факторов. Обычно он начинается в области голубых сверхгигантов, слева направо, в какой-то момент звезда садится на главную последовательность и движется по ней вниз, затем снова распухает и становится красным гигантом, а потом превращается в белый карлик.

Переменные звезды

Как всегда при изучении большого количества объектов (в нашем случае это несколько десятков тысяч переменных звезд!), необходимо систематизировать их по типам и объединить в группы: затменные переменные, пульсирующие переменные и эруптивные (неправильные) переменные.

Затемненные переменные

Наиболее часто упоминаемым в этом классе является Алголь. После древних арабов его переменность открыли заново в XVII веке, а объяснил причины переменности английский любитель астрономии Джон Гудрайк. Гудрайк сделал следующее предположение: «Если бы не было еще слишком рано высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг «Алголя», — которое и подтвердилось спустя сто лет.

Затменные переменные звезды — это двойные звезды, когда одна звезда обращается вокруг другой или обе они вращаются вокруг общего центра тяжести. Когда обе звезды оказываются на луче нашего зрения, то есть происходит затмение одной из звезд, их видимый блеск слабеет, а когда они не перекрываются — увеличивается.


При изучении затменных переменных звезд возникает немало вопросов. В самом деле, соседями в двойных системах бывают звезды самых различных спектральных классов. Например, двойная звезда Сириус — это звезда класса A2 и белый карлик (период их обращения — около 50 лет). Первая из них, по современным взглядам, является очень молодой звездой, вторая находится на заключительной стадии эволюции. Как же могло получиться, что эти звезды, столь различные по своему возрасту, могли образовать единую систему? Предполагается, что важную роль в процессе эволюции двойных звезд играет обмен массой между звездами. При выгорании водорода в центре звезды происходит сжатие ядра и разбухание оболочки. Влияние второй компоненты на поверхностные слои звезды становится все ощутимее. И как только диаметр звезды достигает некоторого критического значения, начинается «перекачка» массы к другой компоненте. Расчеты показывают, что одна из звезд может потерять до 80% своей начальной массы, причем далеко не вся она выпадет на звезду-спутник. Возможно, что половина или даже две трети этой массы вообще покидают систему, уходя в межзвездное пространство. Не исключено, что именно таким образом можно объяснить удивительную комбинацию звезд системы Сириуса.

Пульсирующие переменные звезды


В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус заметил в созвездии Кита новую яркую звезду, блеск которой на протяжении 20 дней увеличился от третьей до второй звездной величины, после чего блеск упал и звезда стала невидимой для невооруженного глаза (правда, ее можно наблюдать в телескоп). Фабрициус дал звезде имя Мира, «чудесная». В 1784 г. наш знакомый Гудрайк обнаружил, что четвертая по яркости звезда в созвездии Цефея (дельта Цефея) регулярно меняет свой блеск от 3й до 4й величины с периодом 5,37 суток. Все подобные пульсирующие звезды называются по имени этой звезды цефеидами.

Обе звезды — Мира и дельта Цефея — относятся к пульсирующим переменным. Так как же, почему же они изменяют свой блеск? Было установлено, что это происходит из-за изменения диаметра звезды. Звезда расширяется — и светит максимально ярко, сжимается — и ее блеск падает. Заставляет звезду расширяться и сжиматься зона ионизованного гелия.

Объясним немного подробней.

В звезде температура и плотность вещества увеличиваются по направлению к центру. На некотором расстоянии от поверхности водород и гелий постепенно переходят в ионизованное состояние (то есть атомы теряют свои электроны).

Вначале появляется зона ионизации водорода, где происходит потеря единственного в этом атоме электрона. Эта зона немного перекрывается зоной первичной ионизации гелия (у атома гелия два электрона). Спустившись еще ниже, атом гелия теряет второй электрон, образуя зону полной ионизации. Именно эта зона, имеющая маленькую толщину и массу, приводит в движение всю звезду. Свет в зоне полной ионизации поглощается, давление возрастает и заставляет данный слой расширяться. В результате расширения происходит уменьшение плотности, поэтому непрозрачность слоя уменьшается, и свет, запасенный в слое, испускается. После достижения наибольшего расширения внешние слои под действием силы тяжести начинают падать, проскакивают через положение равновесия и сжимаются. Цикл начинается сначала.

Расчеты показали, что так вести себя могут лишь звезды, в которых период колебаний зоны ионизации способен выйти на резонанс со всей звездой. А это возможно в основном для гигантов и сверхгигантов. При движении по типам звезд от сверхгигантов к обычным звездам и карликам такая точная резонансная настройка ухудшается, и вместо четких пульсаций происходят все более неправильные колебания блеска звезды.

Для цефеид была также выведена зависимость между периодом изменения блеска и яркостью звезды — чем больше яркость, тем больше период. Эту зависимость используют для определения расстояний до звездных скоплений и галактик, в которых удается обнаружить цефеиды. Из наблюдений устанавливается видимый блеск и период его изменения. Зная период, можно определить абсолютный блеск звезды.

А зная ее видимый блеск и абсолютный, находят расстояние до звезды. Видимый блеск (или видимая звездная величина) зависит от двух факторов: от светимости и цвета звезды и от расстояния до нее. Сравнивать видимый блеск сложно, и для сравнения вводят так называемый абсолютный блеск (абсолютную звездную величину). Определяется она как видимый блеск звезды, расположенной на расстоянии 10 парсек от наблюдателя.

Эруптивные (неправильные) переменные звезды

В эту категорию попадают все переменные звезды, которые не относятся к затменным и пульсирующим — обычно это новые и сверхновые звезды.

Первые упоминания о сверхновых звездах встречаются уже во II веке до нашей эры. Тогда же появились первые каталоги звезд. Китайские астрономы наблюдали в XI веке (1054 г.) вспышку сверхновой (на ее месте сейчас находится Крабовидная туманность — рассеянная вокруг бывшей звезды ее газовая оболочка). Сверхновые характерны тем, что вспыхивают необычайно ярко. По сравнению с обычным своим светом их блеск усиливается в сто миллионов раз — столько же света излучает целая галактика. Сверхновые звезды делятся на два основных типа (по механизму взрыва, который обуславливает светимость, характер ее изменения и спектр). Звезды I типа быстро, за неделю, достигают максимума своего блеска, который затем ослабевает. Звезды II типа имеют меньший максимальный блеск, более долго светят при максимуме и быстрее ослабевают. Вспышка сверхновой звезды заканчивается почти полным ее распадом. На ее месте остается сверхплотная звезда — ядро сверхновой (со временем превращается в нейтронную звезду или черную дыру),

а вещество звездной оболочки рассеивается в мировое пространство, образуя газовую диффузную туманность.

Кроме сверхновых звезд существуют новые звезды, которые вспыхивают не так ярко, как сверхновые. Для наблюдателя отличие сверхновой от новой будет только в яркости — сверхновая ярче в десятки тысяч раз, хотя физические процессы, протекающие в этих звездах, различны (но это, пожалуй, тема для отдельной статьи). Вспышка новой звезды (как и сверхновой) происходит внезапно. Ее блеск быстро возрастает и достигает максимума. После этого начинается постепенное падение блеска, которое происходит у разных звезд по‑разному. В конце концов блеск звезды снижается до «нормального», довспышечного состояния. По окончании вспышки новой звезды, через несколько лет после максимума, становится видимой образованная сбросом оболочки окружающая новую звезду газовая туманность, которая постепенно расширяется.

Астрономы наблюдали также повторные новые, которые вспыхивали несколько раз с интервалом в несколько лет. Как, например, Т Северной Короны. Это двойная звезда, состоящая из красного гиганта (спектрального класса МЗ) и горячей звезды. Во время вспышки повторной новой звезды ее диаметр увеличивается звезда раздувается. Раздувшаяся оболочка становится все более разреженной и прозрачной, а потом распадается на отдельные сгустки. Звезда постепенно ослабляет свой блеск.

Переменные звезды, подобные U Близнецов, сохраняют свой минимальный блеск, как бы накапливая энергию для последующей резкой вспышки, которая может длиться несколько суток. Вспышки происходят не периодически, а циклически, так что предсказать, когда произойдет следующая вспышка, невозможно. Яркость вспышки зависит от длительности цикла: она тем больше, чем продолжительнее цикл.

Казалось бы, что за взрывом звезды всегда должно следовать повышение ее блеска. Но для некоторых звезд это не выполняется. Когда из недр звезд поднимается отработанное в термоядерных реакциях вещество (углерод) и выбрасывается из звезды, ее блеск слабеет, так как выброшенная пыль начинает поглощать свет самой звезды. Блеск может упасть на десять звездных величин, то есть в десятки тысяч раз. Так это происходит со звездами типа R Северной Короны.

Богатство мира переменных звезд еще не изучено, и многие открытия терпеливо ждут своих исследователей и наблюдателей. Ведь одно удачное наблюдение переменной звезды может сделать больший вклад в науку, чем годы теоретических изысканий! Наблюдениями переменных звезд занимаются многие организации, объединяющие астрономов-любителей со всего мира (например, Американская Ассоциация Наблюдателей Переменных Звезд, ).

Источник: www.PopMech.ru

В течение долгого времени астрономы считали, что яркость новых в огромной степени объясняется сжиганием материи, находящейся у их поверхности. Однако в последние годы возникли серьёзные сомнения в обоснованности этой модели. И уже в начале 2020-го появились данные наблюдений, которые, по всей видимости, способны объяснить, что заставляет вспыхивать эти звезды.

В отличие от сверхновых, взрыв которых обозначает смерть звезды, новые не погибают. Они вспыхивают, когда уже мертвое светило поглощает вещество своего компаньона. То есть здесь требуется довольно специфическое условие, а именно двойная система. Первая звезда может быть какой угодно — главное, чтобы она была газообразной. Однако при этом она должна находиться в непосредственной близости от белого карлика. Последние образуются после гибели звезды среднего размера. Или, вернее, окончания в ней процесса ядерного синтеза. Они не столь плотны, как другие посмертные останки, например, нейтронные звезды, однако это всё равно очень компактные и массивные объекты. Если рядом с белыми карликами находится что-то большое и «рыхлое», они начинают вытягивать оттуда внешние газовые слои.

Выкачивая это вещество, белый карлик приобретает массу, но не становится крупнее. Увеличивается его плотность — до тех пор, пока на поверхности звезды не запускается реакция синтеза. Это провоцирует термоядерный взрыв во внешних слоях светила. Долгое время считалось, что именно эти кратковременные явления порождают характерные для новых вспышки света. Однако затем исследователи поняли, что взрывы подобного рода должны генерировать ударные волны, проносящиеся сквозь накопленный карликом газ и вызывающие изменение яркости звезды. Они движутся с разной скоростью, поэтому в какой-то момент начинают сталкиваться друг с другом. Это приводит к разогреву вещества и излучению света. В последние годы среди астрономов, занимающихся изучением новых, велись ожесточённые дебаты относительно того, что генерирует больше света — термоядерный взрыв или ударные волны?

Если верить последним наблюдениям, отчёт о которых был опубликован в апреле 2020 года в журнале «Nature Astronomy», преимущество оказалось всё же на стороне ударных волн. Авторы работы изучали новую V906 Carinae с помощью космического телескопа «Fermi», который был призван обнаружить характерный отпечаток ударных волн — гамма-лучи. Последние образуются, когда происходит ускорение частиц практически до скорости света. Выяснилось, что названная звезда генерирует самое мощное гамма-излучение среди всех известных науке новых! Это указало на наличие на этом объекте чрезвычайно мощных ударных волн.

V906 Carinae

Затем исследователи сравнили эти данные с показателями пиков яркости звезды, в результате чего обнаружили полное их совпадение с гамма-пиками. Это было прямым указанием на то, что ударные волны генерируют и то, и другое. Теперь исследователи попытаются экстраполировать полученные знания на другие очень яркие астрономические явления. Здесь, в частности, можно упомянуть столкновения звезд и взрывы сверхновых.

Источник: poznavaemoe.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.