Особенности затменно переменных звезд


Особенности затменно переменных звезд

Первая затменная переменная звезда Алголь (р Персея) была открыта в 1669 г. итальянским математиком и астрономом Монтанари. Впервые ее исследовал в конце XVIII в. английский любитель астрономии Джон Гудрайк. Оказалось, что там, где невооруженный глаз видит одиночную звезду [5 Персея, в действительности расположена кратная звездная система, не разделяющаяся даже при телескопических наблюдениях. Две из входящих в систему звезд образуют тесную пару, которая совершает один орбитальный оборот вокруг центра масс за 2 суток 20 часов и 49 минут. В определенные моменты времени одна из компонент закрывает от земного наблюдателя другую, происходит затмение, что вызывает временное ослабление суммарного блеска системы.

Если же происходит полное затмение, то в середине минимума наблюдается полная фаза, и блеск в течение некоторого промежутка времени сохраняет свое наименьшее значение.


первый взгляд кажется, что вне затмения блеск системы должен оставаться постоянным: ведь в это время до нас доходит свет от обеих компонент. Однако это не совсем так. Обе компоненты близки друг к другу. Поэтому более слабая компонента (часто большая по размерам), освещаемая яркой компонентой, рассеивает падающее на нее излучение. Очевидно, что наибольшее количество рассеянного излучения будет направляться к земному наблюдателю, когда эта компонента расположена за яркой, т. е. вблизи вторичного затмения. Общий блеск системы немного увеличивается но мере приближения к вторичному минимуму и симметрично убывает после него. Это так называемый эффект отражения, хотя его следовало бы назвать эффектом переизлучения. К настоящему времени открыто и исследовано много сотен подобных затменных звезд. Они классифицируются как звезды типа Алголя. В 1784 г. Гудрайк открыл вторую затмеыную звезду —Лиры. Она меняет блеск сравнительно медленно с периодом, равным 12 суткам 21 часу 56 минутам A2,914 суток). В отличие от Алголя, она меняет блеск плавно. Возникающие в системе приливные силы заставляют обе звезды вытянуться вдоль линии, соединяющей их центры. Компоненты уже не шаровые, а эллипсоидальные. При орбитальном движении диски компонент, имеющие эллиптическую форму, плавно изменяют свою площадь, что и приводит к непрерывному изменению блеска системы даже вне затмения. Изучение закона этого изменения позволяет сделать выводы относительно формы компонент.
1903 г. была открыта затменная переменная звезда W Большой Медведицы, у которой период обращения немногим больше 8 часов,3336384 суток. За это время наблюдаются два минимума равной или почти равной глубины. Изучение кривой блеска такой звезды показывает, что компоненты почти равны по размерам и почти соприкасаются поверхностями. Кроме звезд типа Алголя, Лиры и W Большой Медведицы существуют еще очень редкие объекты, которые также относят к затменным переменным звездам. Это эллипсоидальные звезды, которые вращаются вокруг оси. Изменение площади диска вызывает небольшие изменения блеска.

Источник: Цесевич В. П. Ц49. Переменные звезды и их наблюдение.

Источник: www.vseocosmose.ru

Молодые переменные

– это звезды, которые формируются или находятся на ранней стадии эволюции. К ним относятся звезды типа Т Тельца, демонстрирующие нерегулярные изменения блеска и часто окутанные облаками пыли и газа.

Переменные Хаббла – Сэндиджа,

массивные звезды большой светимости с нерегулярной эмиссией. В эту группу входят звезды максимальной светимости нашей и соседних галактик. Возраст таких звезд всего несколько миллионов лет, а их массы лежат в диапазоне от 60 до 200 масс Солнца. В нашей Галактике такими звездами являются Р Лебедя и h Киля, интенсивно теряющие массу в виде звездного ветра.

Пульсирующие переменные


периодически расширяются и сжимаются, а их блеск синхронно усиливается и ослабляется. Среди пульсирующих переменных наиболее известны цефеиды, названные так по прототипу – звезде d Цефея. Изменение цвета, светимости и скорости движения поверхностного слоя у классической цефеиды происходит с определенным периодом. Чем больше этот период, тем больше средняя светимость звезды. Поскольку видимый блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее, то, измерив блеск и определив по периоду светимость цефеиды, можно вычислить расстояние до нее. Классические цефеиды имеют массы порядка 5 масс Солнца и возраст от нескольких миллионов до 100 млн. лет.

Пульсирующие переменные звезды типа b Цефея изменяют, вероятно, не столько свой размер, сколько форму. Они значительно моложе Солнца.

Некоторые пульсирующие переменные звезды очень стары: их возраст доходит до 15 млрд. лет, а массы составляют от 0,6 до 2 масс Солнца. Например, это переменные типа RR Лиры с периодами менее суток и светимостью от 50 до 100 солнечных. Сюда же относятся цефеиды старого населения Галактики (переменные типа W Девы), обнаруженные в шаровых скоплениях. Их периоды сравнимы с периодами классических цефеид, хотя светимость заметно слабее и ведут они себя немного иначе. Вероятно, родственны этой группе и звезды типа d Щита, которые часто называют «карликовыми цефеидами». См. ЗВЕЗДЫ.


Четвертая группа пульсирующих переменных состоит из холодных старых звезд с обширными оболочками. В эту группу входят мириды – полуправильные и долгопериодические переменные типа Миры Кита. Полуправильные звезды являются сверхгигантами с массами от 8 до 40 солнечных масс. На конечной стадии эволюции у них наблюдаются нерегулярные пульсации, как это видно на примерах Бетельгейзе и Антареса. Типичные периоды мирид составляют от 200 до 450 сут, а светимости достигают 10 000 солнечных; диапазон их масс от 0,8 до 3 солнечных. Динамика их пульсаций усложняется развитием ударных волн. Мириды образуют непрерывную последовательность с переменными ОH/IR, в спектрах которых видны гидроксильные (OH) эмиссионные линии, а сами звезды так холодны, что в основном излучают в инфракрасном диапазоне (IR). Это умирающие звезды, окруженные огромными газо-пылевыми оболочками.

Затменные переменные.

Многие переменные звезды входят в двойные системы. Блеск некоторых из них (например, Алголя) меняется для земного наблюдателя из-за периодического затмения их поверхности более холодным спутником. Изменение блеска других обусловлено внутренними причинами. К группе таких звезд относятся переменные типа RS Гончих Псов – холодные старые звезды с активными хромосферами и пятнистой поверхностью. Наиболее интересны в этой группе те системы, в которых белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра соседствуют с более или менее нормальной звездой.
кие системы могут быть переменными в ультрафиолетовом или рентгеновском диапазонах. В этих системах вещество, теряемое нормальной звездой, падает на белый карлик или попадает в аккреционный диск вокруг нейтронной звезды или черной дыры. В объекте SS 433 звезда-гигант, вероятно, является членом двойной системы вместе с нейтронной звездой, окруженной аккреционным газовым диском, из которого вещество выбрасывается со скоростью 1/4 скорости света. См. также ЧЕРНАЯ ДЫРА; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА.

Наиболее известными системами, состоящими из белого карлика и близкого к нему спутника, являются классические новые звезды, карликовые новые и симбиотические переменные. Блеск классических новых может усилиться в миллион раз, а затем быстро ослабеть. Карликовые новые усиливают свой блеск от 6 до 200 раз, а ослабление происходит за время от 10 до сотен дней. Симбиотическая звезда – это система, состоящая из холодной красной звезды и ее маленького горячего спутника, причем вся система окутана облаком ионизованного газа. См. также НОВАЯ ЗВЕЗДА.

Сверхновые.

Самыми замечательными переменными звездами считаются сверхновые, которые в момент вспышки становятся ярче целой галактики. В нашей Галактике сравнительно недавно наблюдались вспышки сверхновых: породившая Крабовидную Туманность вспышка 1054 года; Сверхновая Тихо (1572); Сверхновая Кеплера (1604). Это мощные взрывы, почти полностью разрушающие звезду.
зличают два типа сверхновых. Сверхновые I типа наблюдаются в звездных системах, лишенных молодых звезд (в эллиптических галактиках), и в максимуме достигают светимости 6Ч109 солнечных. Вероятно, это взрываются белые карлики, на которые в двойных системах происходит аккреция вещества с соседней звезды до тех пор, пока масса карлика не превысит предел Чандрасекара (1,44 массы Солнца). Сверхновые II типа образуются при взрыве молодых массивных звезд (15–30 масс Солнца) и достигают светимости 4Ч108 солнечной. Сверхновые обоих типов производят в процессе взрыва химические элементы тяжелее железа и выбрасывают их в межзвездное пространство. Эти взрывы могут стимулировать рождение звезд следующего поколения; возможно, так родилась и Солнечная система. МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.

Спектральные переменные.

Это относительно молодые звезды с температурой поверхности 10 000–15 000 К. Их блеск меняется слабо, но в процессе вращения звезды в ее спектре наблюдаются сильные изменения, указывающие, что в разных областях ее поверхности сконцентрированы различные металлы. У этих звезд мощное (более 30 кГс) переменное магнитное поле. См. ЗВЕЗДЫ.

Звезды типа UV Кита.

Это относительно молодые звезды-карлики (типа Солнца), вспышки которых похожи на солнечные, но более мощные. На небольших участках их поверхности существуют сильные магнитные поля. См. СОЛНЦЕ.

Звезды типа R Северной Короны.


Это старые звезды, богатые углеродом. Их ровное свечение иногда прерывается неожиданным ослаблением блеска во много раз, а затем восстанавливается. Вероятно, в атмосфере звезды время от времени образуются облака сажи, поглощающие ее свет, которые затем рассеиваются.

Источник: www.krugosvet.ru

Глава 12. Переменные звезды.

Переменными мы называем звезды, блеск которых меняется во времени с различной периодичностью, а иногда и без оной. Таких звезд довольно много и некоторые из них вполне доступны наблюдению в любительские приборы.
Вообще наблюдение переменных звезд одна из областей астрономии, где любители могут внести довольно солидный вклад в науку своими данными.
Немного истории. В 1596 году Д.Фабрициус обнаружил звезду в созвездии Кита и проследил изменение ее блеска. Эта звезда носила обозначение омикрон Кита и получила имя Мира (Удивительная). В 1669 году Дж.Монтанари обнаружил переменность Алголя — беты Персея. В конце XVIII века был создан первый список переменных звезд, а более системные наблюдения начали проводится уже в девятнадцатом веке. Уже в двадцатом веке после начала систематических фотографических наблюдений количество звезд у которых найдена переменность существенно увеличилось.
Причинами изменения блеска звезд могут быть различные факторы.
о связано как с изменением физических параметров звезды, так и с визуальными факторами — затмением одной звезды другой, например. В зависимости от этих факторов и характера изменения блеска все переменные звезды условно разделены на несколько типов, обозначу наиболее интересные из них —
I. Пульсирующие переменные звезды:
Долгопериодические переменные звезды. Это красные гиганты с массами от одной до нескольких солнечных, вступающие в заключительный этап своей эволюции. Эти звезды испытывают колебания блеска с периодами в несколько сотен суток. Они разделяются на две группы: переменные типа Миры Кита (мириды) и полуправильные переменные (SR).

miraCet-1

 

К полуправильным относятся звезды с амплитудой изменения блеска меньше 2.5 звездных величин и отличающиеся нерегулярным изменением блеска. У мирид амплитуда блеска может достигать даже десятка звездных величин, а период изменения от 150 до 600 суток. К переменным типа Миры Кита относятся такие известные долгопериодические переменные как R Гидры и R Льва, R Орла и хи Лебедя.
Примерами полуправильных переменных могут послужить R Лиры, мю Цефея, ро Кассиопеи.
Неправильные переменные не имеют никакой системы в своих колебаниях блеска.
и звезды являются красными гигантами и сверхгигантами достигнувшими стадии нестабильности. К этому классу переменных относятся такие звезды как эпсилон Пегаса, W Большого Пса.
Цефеиды. Класс переменных звезд с ярковыраженной точной зависимостью период-светимость. Он назван по имени звезды дельты Цефея, являющейся самым известным представителями этого типа. Блеск звезд типа дельты Цефея меняется с амплитудой от 0,5 до 2,0 звездных величин, а период колебаний составляет от 1 до 200 суток.
Цефеиды в свою очередь делятся на классические цефеиды и цефеиды типа W Девы. Типичными примерами цефеид могут послужить эта Орла и дзета Близнецов. Сама дельта Цефея меняет свой блеск от 3,5 до 4,4 звездной величины с периодом 5,4 суток. Все эти три звезды вполне подходят для наблюдений начинающим.

deltaCeph-1

Переменные типа RR Лиры являются старыми белыми звездами и изменяют свой блеск на 0,5-1,5 звездной величины менее чем за сутки. Такие звезды часто встречаются также в шаровых скоплениях.
ма RR Лиры меняет блеск с 7,1 до 8,1 величины и обратно за 0,57 суток.
II. Еще один интересный класс переменных звезд — затменные переменные. В этом случае виновником переменности звезды являются не физические процессы происходящие с самой звездой, а другая звезда. Здесь переменная является членом тесной двойной системы, где одна звезда периодически затмевается другой. Естественно, в этом случае орбита этой двойной системы расположена ребром к нам. Одна из самых известных переменных такого типа и первая открытая из них — это Алголь, бета Персея. Каждые 2,9 суток блеск беты Персея падает с 2,2 зв.величины до 3,4 зв.величины, когда более слабая звезда затмевает более яркую. Существует и вторичный минимум — более яркая затмевает более слабую, но этот минимум не виден невооруженным глазом. Максимальный блеск звезда имеет когда свет приходит одновременно от обеих светил.

betaPer-1

Еще одна из известных затменных — бета Лиры. Она меняет свой блеск от 3,3 до 4,4 за 12,9 суток. Обе эти звезды являются хорошим объектом для начинающего любителя.
III. Самыми эффектными из всех переменных могут считаться новые звезды — они неожиданно вспыхивают на десять величин и больше. Звезда может стать видимой невооруженным глазом после вспышки, когда как до этого была слабой звездой видимой лишь в телескоп. Новыми их называют потому, что в древности их действительно считали новыми звездами появившимися на пустом месте. На самом деле это довольно старые звезды, слабые, лишь временно увеличившие свой блеск. Кстати, несмотря на схожие названия они не связаны со сверхновыми, имеющими другие причины для увеличения блеска.
Для оценок блеска переменных звезд используется следующий несложный метод. Блеск наблюдаемой звезды сравнивается с блеском двух соседних звезд, блеск которых известен и постоянен. Подбираются такие пары, в которых одна звезда чуть ярче переменной, а другая чуть слабее. Такие звезды называются звездами сравнения. Мысленно разбивают диапазон на несколько долей и сравнивают в этой шкале насколько переменная слабее яркой и насколько ярче более слабой звезды. Результат вместе со временем наблюдения обязательно нужно зафиксировать.
Для наблюдения в течение всего периода изменения блеска выбирают несколько таких пар сравнения, чтобы перекрыть весь диапазон изменения блеска нашей переменной. Звезды сравнения для удобства записи временно обозначают латинскими буквами (a, b, c и так далее). Нашу переменную временно обозначим буквой v.
Для удобства обработки результат записывается так —
a1v3b.
Эта запись значит, что наша переменная немного слабее звезды a и существенно слабее звезды b, при том что весь диапазон яркости между звездами a и b поделен на четыре части. Далее, уже при обработке полученного результата, в более комфортных условиях дома, можно подставить реальные величины звезд сравнения в эту формулу и рассчитать полученный нами блеск переменной звезды. Таким несложным методом проведя несколько наблюдений в разное время можно получить простейшую кривую блеска нашей переменной в зависимости от времени.
Переменных звезд на нашем небе большое количество и чтобы отнаблюдать их всех не хватит ресурсов и времени даже у всех на Земле профессиональных обсерваторий. А если добавить к ним звезды переменность которых находится под вопросом и нуждается в проверке, то это число еще и увеличится. Поэтому наблюдения любителей могут быть очень полезны при исследованиях этого типа астрономических объектов.
Для более подробного изучения этого интересного класса астрономических объектов рекомендую почитать следующие ресурсы —
— Книга известного отечественного исследователя переменных звезд — Н.Н.Самусь. Переменные звезды
— Интересный российский ресурс посвященный переменным звездам. Много материалов, статей, можно скачать книги, атласы и другую информацию по наблюдению переменных — http://variablestars.ru/
— Сайт Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO) — AAVSO.                                             ( по материалам http://blog.astronomypage.ru )

Источник: www.galaxy-science.ru

На одном из прошлых уроков мы с вами говорили о том, что во Вселенной существует огромное количество звёздных систем, состоящих из двух и более звёзд, связанных между собой силами тяготения и обращающихся вокруг общего центра масс. Их изучение позволило оценить массы и, соответственно, размеры звёзд различных типов.

Наряду с исследованиями двойных звёзд важную роль в развитии представлений о физической природе звёзд сыграли исследования физических переменных или нестационарных звёзд. В отличие от затменно-переменных звёзд, они меняют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самих звёздах. И кстати, не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

В зависимости от характера процессов физические переменные звёзды принято подразделять на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды — это физические переменные звёзды, у которых происходят периодические колебания блеска.

Самая первая пульсирующая звезда была открыта в далёком 1596 году немецким астрономом Давидом Фабрициусом в созвездии Кита. А Ян Гевелий дал ей имя — Мира, то есть «удивительная».

Особенности затменно переменных звезд

Период изменения блеска этой звезды составляет около 332 дней, в течение которых видимая звёздная величина изменяется от 2m (в максимуме блеска) до 10,1m — в минимуме.

Долгопериодические звёзды (типа Миры Кита) с периодами от нескольких недель до года и более называют миридами. Практически все они являются красными гигантами огромных размеров и большой светимости, находящимися на конечных этапах своей эволюции.

Предполагается, что изменение блеска мирид связано с их периодическим сжатием и расширением, вызванным нарушениями равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Такие периодические колебания переменных звёзд называются пульсационными.

19 октября 1784 года молодой английский астроном-любитель Джон Гудрайк, наблюдая за звездой Дельта Цефея, обнаружил, что её блеск меняется со строгой периодичностью (период составляет 5 дней и 9 часов), а амплитуда изменения светимости составляет примерно одну звёздную величину.

Особенности затменно переменных звезд

Причём рост блеска происходил гораздо быстрее, чем спад. Так был открыт новый очень обширный класс ярких переменных звёзд-сверхгигантов и гигантов классов F и G — класс цефеид.

В настоящее время цефеидами называют пульсирующие переменные звёзды, блеск которых плавно и периодически меняется от 0,5 до 2 звёздных величин с периодом изменения блеска от 1,5 до 70 суток.

Особенности затменно переменных звезд

Изучение спектров цефеид показало, что изменение их светимости сопровождается изменениями их лучевой скорости и температуры (в среднем на 1500 оС). Причиной этому является пульсация наружных слоёв звёзды — они периодически то расширяются, то сжимаются.

В начале ХХ века было замечено, что период пульсации цефеид зависит от их светимости: чем она больше, тем больший период пульсации. То есть цефеиды обладают очень важной зависимостью «период — светимость»:

Особенности затменно переменных звезд

В записанной формуле Р — это период изменения блеска (то есть период пульсации) в сутках, а М — средняя абсолютная звёздная величина.

Таким образом, получается, что по известному из наблюдений периоду можно определить абсолютную звёздную величину или светимость звезды. А далее, сравнивая абсолютную звёздную величину цефеида с его видимой звёздной величиной, можно легко определить расстояние до него:

M = m + 55lg D;

lg D = 0,2(Mm) + 1.

Как мы уже говорили, цефеиды — это звёзды-сверхгиганты, которые обладают очень высокой светимостью. Она, наряду с переменностью блеска, позволяет обнаруживать цефеиды в других звёздных системах, находящихся от нас на расстоянии до 20 Мпк. Их наблюдают в ближайших галактиках, определяя таким образом расстояния до этих звёздных систем. Поэтому не зря цефеиды часто называют «маяками Вселенной».

Ещё одной разновидностью пульсирующих переменных звёзд являются звёзды типа RR Лиры. Все они являются гигантами спектрального класса А с периодами от 0,2 до 1,2 дня.

Особенности затменно переменных звезд

Иногда в звёздном небе появляются звёзды, видимые невооружённым глазом в тех местах, где их раньше никогда не наблюдали. Это новые звёзды. Как правило, их блеск внезапно увеличивается в тысячи и миллионы раз в течении нескольких суток. А затем в течение года и более блеск звезды ослабевает до своего первоначального значения.

Особенности затменно переменных звезд

Обращаем ваше внимание на то, что термин «новая звезда» не подразумевает, что звезда родилась. Так называют звёзды, у которых внезапно увеличивается блеск. Так, например, в июне 1918 года в созвездии Орла вспыхнула самая яркая новая звезда, зарегистрированная за последние 300 лет — V603 Орла. Изначально на месте новой была маленькая звёздочка одиннадцатой звёздной величины. Но 9 июня (в максимуме блеска) её звёздная величина достигла –1,4m. После этого звезда стала постепенно угасать, пока в марте следующего года она стала не видна невооружённым глазом.

Интересно, что первые описания новых звёзд были найдены в китайских и японских летописях 532 г. до н. э. Однако механизм образования новых звёзд был не ясен вплоть до середины XIX века. Современные наблюдения за новыми звёздами показали, что все они являются компонентами тесных двойных систем, состоящих из белого карлика и звезды-компаньона (чаще красного гиганта). Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы компаньона.

Особенности затменно переменных звезд

Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, образуя обогащённый водородом слой, температура и плотность которого постоянно увеличивается — создаются условия для начала протекания термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Но эти реакции протекают настолько быстро, что приобретают взрывной характер. Во время взрыва внешние слои расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение мы-то и наблюдаем как вспышку новой звезды.

Кстати, за время вспышки новая звезда излучает столько энергии (1038 Дж), сколько наше Солнце излучает примерно за сто тысяч лет!

Вскоре после вспышки начинается новый цикл накопления водородного слоя. И через некоторое время вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звёзд.

Однако в некоторых случаях взрывной процесс может приобрести характер катастрофы. Так, если при перетекании вещества масса белого карлика превысит 1,4M, то возникает взрыв, который может полностью разрушить звезду. Происходит вспышка сверхновой первого класса.

Особенности затменно переменных звезд

Сверхновые звёзды — это одно из самых грандиозных и захватывающих космических явлений. Отдельные сверхновые звёзды в максимуме блеска превышают светимость Солнца в десятки миллиардов раз, достигая при этом –20т…–21т. Во время вспышки выделяется такое количество энергии, которое наше Солнце может излучить за всё время своего существования (1045 Дж).

Сверхновые второго класса представляют собой звёзды на заключительном этапе своей эволюции и наблюдается у массивных звёзд, масса которых в десятки раз превосходит массу Солнца. Звезда вспыхивает вследствие коллапса (схлопывания) своего массивного ядра. Объясняется такой феномен следующим образом. Вы знаете, что на разных этапах жизни массивной звезды в её ядре протекают термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий — в углерод и так далее до образования ядер железа, никеля и кобальта. Последующие реакции с образованием более тяжёлых элементов должны идти уже с поглощением энергии.

Особенности затменно переменных звезд

Поэтому лишённое энергии железное ядро буквально за несколько миллисекунд коллапсирует (то есть катастрофически сжимается). Внутренние слои буквально обрушиваются к центру звёзды и происходит термоядерный взрыв огромной мощности. В итоге наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью и наблюдается вспышка сверхновой. От огромной звезды остаются лишь расширяющаяся с огромной скоростью газовая оболочка и нейтронная звезда или чёрная дыра.

Нейтронная звезда образуется в том случае, когда масса звезды до взрыва была в 8 раз больше массы Солнца. Она представляет собой космическое тело, состоящее в основном из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1—2 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. При массе, сравнимой с массой Солнца, нейтронная звезда обладает очень маленьким радиусом — около 10—20 км. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра.

Особенности затменно переменных звезд

Если нейтронная звезда обладает очень быстрым вращением и мощным магнитным полем, то её называют пульсаром. Он представляет собой источник строго периодических радиоимпульсов с периодом от 0,0014 до 11,8 с.

Интересно, что первый пульсар был открыт в июле 1967 года. Но результаты открытия несколько месяцев хранились в тайне, а первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (от английского Little Green Men)— «маленькие зелёные человечки»). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение.

Наиболее замечательный пульсар в точности совпадает с одной из звёздочек в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Интересна она тем, что Крабовидная туманность является остатками сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 году.

Особенности затменно переменных звезд

Её наблюдали китайские и японские астрономы в виде внезапно появившейся «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днём.

Иногда взрываются и очень массивные звёзды с массой более 80 масс Солнца. Сила их взрыва в 10 раз превышает мощность взрыва обычной сверхновой звезды. Такие звёзды стали называть гиперновыми.

Если после взрыва масса оставшегося вещества превосходит 2—3М солнечные массы, то звезда сжимается в крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры. Это область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что даже свет не может его преодолеть.

Особенности затменно переменных звезд

Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звёзд гравитационный радиус может быть определён как

Особенности затменно переменных звезд

Как правило, для массивных звёзд он составляет всего несколько десятков километров.

Из-за того, что чёрные дыры непосредственно наблюдать нельзя, их поиски во Вселенной сопряжены с очень большими трудностями. Поэтому обнаружить такой объект пока возможно лишь двумя способами. Проще всего найти чёрную дыру можно тогда, когда она является одним из компонентов тесной двойной звёздной пары. В этом случае наблюдается обращение второго компонента вокруг массивного «пустого места».

Второй способ предполагает, что в тесных двойных системах мощное гравитационное поле чёрной дыры вызывает падение на неё газа из атмосферы звезды-спутника. В этом случае из-за сильного нагрева должно возникать мощное рентгеновское излучение. Примером может служить звезда Лебедь Х-1. Она представляет собой массивную двойную систему, одним из компонентов которой является чёрная дыра массой около 14,8 масс Солнца, а второй компонент — это голубой сверхгигант.

Особенности затменно переменных звезд

Источник: videouroki.net


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.