Лекция
Привет, Вы узнаете о том , что такое переменные звёзды, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое переменные звёзды , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.
Переме́нная звезда́ — любая звезда, у которой обнаружено изменение видимого блеска со временем. Более строго — переменными можно считать те звезды, у которых видимый блеск вне атмосферы в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне изменялся с такой амплитудой, чтобы это было обнаружимо при достигнутой точности фотометрических наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности.
Характер переменности звезд может сильно различаться: изменения блеска могут быть как строго периодическими, так и нерегулярными, у них может быть разная амплитуда и период и длительность изменений. Переменность характеризуется кривой блеска — функцией видимой звездной величины в зависимости от времени. Переменность может быть вызвана большим количеством разных процессов и она не является постоянным свойством звезды, а возникает и исчезает на определенных стадиях эволюции. Например, если у звезды возникают периодические пульсации, она меняет свой размер и температуру поверхности, из-за чего ее блеск также изменяется. Если в двойной системе происходят покрытия звездами друг друга, то блеск системы периодически снижается. Перетекание вещества с одной звезды на другую может приводить к вспышкам новых и сверхновых звезд. Кроме этих механизмов переменности, существуют и многие другие.
Классификация переменных звезд учитывает различные свойства звезд и в ней выделяются сотни типов переменных, причем некоторые звезды не могут быть отнесены ни к одному из них. Системы классификации разрабатывались долгое время и не координировались, и в результате современная схема, принятая в Общем каталоге переменных звезд, является довольно громоздкой и в первую очередь эмпирической. Различные типы переменности звезд можно отнести к одной из двух больших групп: к физической переменности или к геометрической. В первом случае у звезды меняется собственная светимость из-за каких-либо физических процессов, и эта группа подразделяется на пульсирующие, эруптивные и катаклизмические переменные, а также рентгеновские двойные. Во втором случае видимый блеск меняется из-за внешних эффектов, среди геометрических переменных выделяют вращающиеся переменные и затменные двойные. В каждой из этих категорий, в свою очередь, также выделяют отдельные типы переменности (например, звезды двойной периодичности).
Существовавшие в древности философские представления предполагали, что звезды по своей природе являются постоянными объектами, поэтому целенаправленный поиск переменных звезд не производился. При этом были известны новые звезды, которые неожиданно появлялись на небе, а через некоторое время исчезали, но их не рассматривали наравне с обычными звездами, а считали «звездами-гостьями», как и кометы. К новым звездам также относили и сверхновые. Первой открытой переменной звездой, кроме новых и сверхновых, была Мира. В 1596 году Давид Фабрициус открыл эту звезду, когда она имела вторую звездную величину, и обнаружил, что ее блеск постепенно снижается. Затем она перестала быть доступной для наблюдений, и Фабрициус перестал следить за той областью неба, но в 1609 году снова ее обнаружил. Поначалу число известных переменных звезд росло медленно, но распространение фотографии ближе к концу XIX века позволило открывать их в больших количествах.
Физические переменные звезды - это звезды, которые меняют свою светимость
за короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде.
Различают:
- пульсирующие переменные,
— цефеиды, типа RR Лиры, карликовые цефеиды, мириды, полуправильные,
неправильные,
- эруптивные переменные,
— новые звезды, сверхновые звезды,
в зависимости от характера протекающих внутри звезды процессов.
Все переменные звезды имеют специальные обозначения, если они не были
обозначены раньше буквой греческого алфавита.
Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, ...,
ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ... с добавлением названия соответствующего созвездия.
Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д.
Эволюционное превращение звезды в гиганта сопровождается увеличением ее
объема и уменьшением средней плотности вещества. В это время происходят
коренные изменения внутреннего строения звезды, а оно может сопровождаться
нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого
давления. Это приводит к переменности звезды.
Часто периодически и неправильно колеблется объем звезды. Звезда то вспухает, то опадает. Такие колебания называются пульсационными.
При увеличении радиуса звезды увеличивается и площадь фотосферы, а также
температура, светимость и блеск. Радиальные пульсации фотосферы и атмосфе-
ры приводят к изменениям радиуса. Внешние слои движутся то от наблюдателя,
то к нему. Это вызывает изменение лучевой скорости, которая определяется из
измерения смещений спектральных линий.
Первая пульсирующая звезда была открыта Фабрициусом в 1596 году в созвездии Кита и названа Мирой. Ее период 331,6 суток. Подобные долгопериодические звезды называются миридами.
В 1784 году Гудрайк открыл переменность δ Цефея. амплитуда блеска равна
5
d
,3663. Подобные ей звезды называются цефеидами.
Цефеиды - это пульсирующие гиганты, класса F и G, поэтому могут быть наблюдаемы с больших расстояний. Их периоды заключены от 1,5 до 50 суток.
Амплитуды блеска цефеид достигают 1m
,5.
Полярная звезда тоже принадлежит к классу цефеид.
Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз. Синхронно с блеском меняются температура фотосферы, показатели цвета и лучевые скорости, а
следовательно радиусы фотосферы и атмосферы. Происходит изменение спектра в пределах 1 спектрального класса.
Пульсация звезды происходит благодаря клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоев звезды задерживает часть излучения внутренних
слоев.
Роль такого клапана играет тот слой звезды, где частично ионизован гелий.
Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этот нагрев и вызванное им расширение
способствует ионизации гелия, слой становится прозрачным, поток выходящего
излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из-за чего
гелий снова становится нейтральным и весь процесс повторяется снова.
Для осуществления этого механизма подходят только определенные звезды,
занимающие особое место на диаграмме Герцшпрунга-Рэссела.
Цефеиды находятся в стадии неустойчивости не вечно. Выведена формула, позволяющая вычислить возраст Т цефеиды в зависимости от продолжительности
периода:
lg T = - 0,714 lgP + 2,57.
T - возраст выраженный в миллионах лет, начиная с того момента, когда звезда
впервые вышла в своем развитии на главную последовательность.
Из теории пульсации следует, что между периодом Р и средней плотностью ρ
вещества существует зависимость:
P √ ρ = const.
При изменении средней плотности должен меняться период.
Была установлена также зависимость между периодом и светимостью у цефеид.
Эта зависимость линейная. Чем больше период, тем больше светимость и абсолютная звездная величина.
По этой зависимости определяют расстояния до далеких объктов, когда не могут быть применены иные методы. Сложность заключается в том, что очень
трудно найти нуль-пункт расположения прямых на диаграмме из-за того, что
тригонометрическими методами не измерены расстояния ни до одной из цефеид.
К настоящему времени в нашей Галактике известно свыше 700 цефеид.
Цефеиды делятся на группы:
1. Дельта цефеиды (Сδ) или классические цефеиды. Для этих звезд характерна
зависимость между периодом и формой кривой блеска, открытая и изученная Э.
Герцшпрунгом.
У цефеид с периодами в пределах от 1,5 до 5 суток кривая изменения блеска
гладкая, при более продолжительных значениях периода появляется “горбик” на
нисходящей ветви кривой блеска, который постепенно перемещается к максимуму. Таким образом по величине периода и форме кривой блеска можно отличить дельта-цефеиду от других объектов.
Это молодые объекты, расположенные вблизи основной плоскости Галактики.
2. Цефеиды типа W Девы (W - цефеиды, CW). Эти звезды не вписываются в
закономерности обычных цефеид, расположены далеко от плоскости Галактики
и намного старше. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . Они встречаются в шаровых звездных скоплениях и принадлежат к сферической составляющей Галактики.
Эти звезды горячее всего не в максимуме, а на середине подъема блеска.
3. Малоамплитудные цефеиды - дзета (Сζ). типичный представитель - звезда
ζ Близнецов. Они обладают симметричными кривыми блеска и расположены в
пространстве вблизи центральных областей спиральных ветвей Галактики.
Звезды типа RR Лиры.
Это гиганты спектрального класса А. Они занимают узкий участок на диаграмме Герцшпрунга-Рэссела, соответствующий почти одинаковой для всех светимости.
Периоды этих звезд лежат в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Они очень быстро
меняют блеск. Амплитуда изменения блеска достигает 1 зв. величины.
У всех звезд этого типа изменяются лучевые скорости, что свидетельствует о
пульсационных изменениях радиуса. Во время быстрого роста блеска в водородной оболочке возникает ударная волна и появляются яркие эмиссионные
линии в спектре. Синхронно с блеском меняются и показатели цвета, что вызвано изменением температуры фотосферы. В максимуме блеска звезда горячее
и белеет.
Много таких звезд в шаровых скоплениях, среди них многие обладают переменными периодами (эффект Блажко). У этих звезд также как и у цефеид существует зависимость между периодом и светимостью.
Карликовые цефеиды. Эти звезды обладают очень малым периодом изменения
блеска от 0 d,055 до 0 d,2. Амплитуды колебания блеска невелики - от 0,2 до 0,7
зв. величин.
Спектры этих звезд класса А, светимости небольшие - от +4 до +2.
Долгопериодические переменные (мириды). Звезды типа о Кита.
Амплитуды изменения блеска могут достигать 10 зв. величин. Периоды очень
разнообразны и могут быть от 90 до 730 суток.
Это красные звезды спектральных классов M, S, N. По большим светимостям
они относятся к классу сверхгигантов.
Механизм пульсации у этих звезд несколько иной чем у цефеид. Переменность
блеска вызвана колебанием температуры. При понижении температуры атомы
объединяются в молекулы. Молекулы активнее поглощают излучение, чем свободные атомы, и прозрачность внешних слоев понижается, что приводит к ослаблению блеска. Энергия задерживается во внутренних слоях и постепенно
накапливается, что приводит к разогреванию. При повышении температуры
молекулы распадаются на атомы, и среда становится прозрачной.
К миридам относятся только те долгопериодические переменные, у которых в
спектрах появляются эмиссионные линии.
Остальные же называются просто долгопериодическими переменными.
Помимо регулярных переменных существует значительное количество таких,
у которых происходят очень сложные, непредсказуемые изменения блеска.
Они называются полуправильными или неправильными переменными. Для их
наблюдения необходимы длительные ряды однородных наблюдений.
Типичная такая звезда - µ Цефея. На кривой изменения блеска видны два типа
колебаний. Это плавные колебания изменения блеска с амплитудой в 1 зв.
величину. Моменты максимумов нельзя представить единой формулой с
точным значением периода. Приходится заменять период циклом - средней
продолжительностью промежутка времени, отделяющего два соседних момента
максимума. Отдельные циклы изменений блеска этой звезды колеблются от
730 до 904 суток. Кривая изменения среднего блеска может еще имеет период
в 4500 суток.
В тех случаях, когда удается вывести некоторое среднее значение цикла,
звезда называется полуправильной. Если же среднее значение найти нельзя -
то неправильной.
Возможно, что одной из причин такого неправильного изменения блеска
является вращение сверхгигантов, у которых диски покрыты огромными
светлыми и более темными пятнами.
Есть много переменных звезд и среди карликов, правда раз в 10 меньше, чем
гигантов. Они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек,
которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества - эрупциями. поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми и сверхновыми называют
эруптивными.
Среди эруптивных звезд встречаются самые разнообразные, как молодые, так и
старые.
1. Молодые звезды. Это звезды, еще не завершившие процесс гравитационного
сжатия. К ним относятся переменная Т Тельца и ей подобные.
Это карлики спектральных классов F - G, с эмиссионными линиями в спектре.
Много таких звезд в туманности Ориона, где идет процесс звездообразования.
Изменение светимости происходит очень неправильно, нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут происходить с амплитудами, достигающими 3 m
, причем иногда до 1m
в течение часа. Звезды типа
Т Тельца встречаются чаще всего группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Эти группы называются Т - ассоциациями. Небольшие
яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг этих звезд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.
Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного
сжатия звезды, является причиной хаотической переменности.
Вспыхивающие звезды типа UV Кита. встречаются вместе с переменными типа
Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. В спектрах наблюдаются
эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются необычайной быстротой
возрастания светимости во время эпизодических вспышек. Менее чем за минуту
поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого за полчаса возвращается в исходное состояние. Во время вспышки усиливается яркость эмиссионных линий. Характер явления напоминает хромосферные вспышки на
Солнце, но в больших масштабах.
Вспышечная активность этих звезд имеет длительные периоды усиления и ослабления, подобно 11 летнему солнечному циклу активности.
Возможно, что причина вспышек нетепловая. Из недр звезды вырываются потоки быстро движущихся заряженных элементарных частиц, которые вызывают
мощные изменения в оболочке.
Эти звезды чуть старше по возрасту предыдущих и находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия. Их обнаружено не очень много - около
75. Они имеют малую светимость и могут наблюдаться только вблизи Солнца.
Есть большая группа вспышечных звезд, у которых вспышки длятся не минуты,
а гораздо более продолжительны. К таким звездам относятся и все звезды скопления Плеяды.
Звезды типа Вольфа-Райе (WR). Образуют немногочисленную группу звезд,
принадлежащих к наиболее ярким объектам в Галактике. В среднем имеют абс.
зв. величину - 4m
. Число их не более 400. Спектры этих звезд состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами
ионизации. Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением. Источником энергии в линиях является мощное ультрафиолетовое излучние очень горячей звезды, эффективная температура которой достигает 100 000К. Световое давление горячего излучения является причиной ускоренного движения атомов в атмосферах
этих звезд.
Фуоры и антифуоры. В 1936 году было обнаружено интересное явление. Слабая звезда 16 m за несколько месяцев плавно увеличила свой блеск в 150 раз и
светит как звезда 10 m
. Ее спектр характерен для сверхгиганта спектрального
класса F5 или G3. Звезда называется FU Ориона, а подобные ей звезды называются фуорами.
Звезда CQ Тельца наоборот, была звездой 9 m
, а затем плавно ослабела до 11m
и
остается слабой. Эта звезда была названа антифуором.
Это эруптивные старые звезды особого типа. У новых звезд наблюдается внезапное и резкое увеличение светимости не менее чем на 7-8 звездных величин.
Чаще всего за время вспышки видимая звездная величина уменьшается на 10 m
-
13 m
, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. После
вспышки эти звезды являются горячими карликами.
В максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных
классов A - F. Если вспышка одной и той же новой наблюдалась не раз, она называется повторной. У повторных новых возрастание светимости меньше, чем у
обычных.
Всего известно около 300 новых звезд, из них около 150 вспыхнуло в нашей
Галактике и свыше 100 в туманности Андромеды. У известных семи повторных
новых наблюдалось около 20 вспышек. Вспышки происходят примерно раз в
100 лет. Многие, если не все новые являются тесными двойными звездами.
После вспышки часто обнаруживают слабую переменность.
При вспышке начальный подъем блеска происходит очень быстро, за 2-3 суток.
Незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется (окончательный подъем). После максимума происходит уменьшение светимости, длящееся
годы. Падение блеска на первые три зв. величины плавное. Затем следует переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости еще на
три величины, либо колебаниями ее. Окончательное падение блеска происходит
плавно, и звезда приобретает ту светимость, что имела ранее.
Во время вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью,
возникающей в звезде. Эта неустойчивость может возникать у некоторых горячих звезд в результате внутренних процессов, определяющих выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких-либо внешних факторов.
Причиной взрыва новой может являться обмен вещества между компонентами
тесных двойных систем. Если богатое водородом вещество из оболочки главной
звезды попадет на поверхность ее спутника - белого карлика, может произойти
внезапное выделение термоядерной энергии. Эта энергия очень велика, но все
же неизмеримо меньше общих запасов энергии звезды, поэтому взрыв новой не
сопровождается изменением общей ее структуры, а затрагивает толко приповерхностные слои.
Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс
звездой вещества, приводящий к отрыву от нее внешних слоев - оболочки массой 0,0001 Msol. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью до 2000 км/с.
Об этом свидетельствуют доплеровские смещения спектральных линий в фиолетовую сторону спектра. Звезда быстро сбрасывает оболочку и в результате
образует вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были
обнаружены почти у всех близких новых.
Зная расстояние до новой звезды, можно определить ее начальную и максимальную светимость, а также оценить радиус до вспышки и максимальный радиус.
Сверхновые - это звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абс. зв. величины от -18 m до -21m
. Возрастание светимости происходит
в десятки миллионов раз, более чем на 19 m
. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки превышает в тысячи раз энергию новых звезд. Название “сверхновая” было дано в 1934 году американцами Цвикки и Бааде.
Фотографически зарегистрировано более 300 вспышек сверхновых в других
галактиках. Нередко светимость сверхновых была сравнима с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. Так например, в 1895
году наблюдалась сверхновая в галактике NGC 5253. Звезда была 7,2 m
, а сама
галактика 12 m
. Одна звезда излучала в 100 раз больше, чем все звезды галакти-
ки! По грубым подсчетам Цвикки сверхновые вспыхивают в галактике примерно один раз в 360 лет.
По летописям выявлено, что в нашей Галактике тоже было несколько вспышек
сверхновых звезд. Эту работу проделал шведский астроном Лундмарк. За последние 1000 лет наблюдалось по крайней мере 6 сверхновых: в 1006, 1054,
1181, 1572, 1604, 1667 годах.
Самые известные - это сверхновая 1054 года, наблюдавшаяся китайскими астрономами в созвездии Тельца и бывшая ярче Венеры, так, что ее можно было
видеть даже днем. Об этом осталась запись в Хронике Сунь Ханьяо: “В 22 день
седьмой Луны первого года периода Ши-Хо Янг Вейтэ сказал: “Простираю
свою персону ниц: я наблюдал в созвездии Твен-Куан явление звезды-гостьи...
Согласно распоряжению императора я почтительнейше сделал предсказание,
сводящееся к следующему: Звезда-гостья не нарушит Альдебарана. Это указывает, что страна обретет великую силу. Я прошу, чтобы это предсказание было
передано на хранение в департамент историографии...”. На память о ней осталась Крабовидная туманность.
Не менее интересным было и явление сверхновой звезды 1572 года. Эту звезду
наблюдал Тихо Браге в созвездии Кассиопеи. За несколько дней звезда стала
ярче Венеры, а потом ослабела в течение двух лет.
Несмотря на то, что вспышка сверхновой похожа на вспышку новой, это явление сильно отличается по своей физической сути и масштабу.
По характеру спектра в эпоху максимума сверхновые делятся на 2 типа.
1. Вблизи максимума имеют непрерывный спектр, в котором не видно никаких
линий. Позднее появляются широкие эмисионные полосы, положение которых
не совпадает ни с какими известными спектральными линиями. Ширина полос
соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/с. Кривая блеска
после максимума плавная, уменьшение блеска идет почти по линейному закону.
2. Светимость в максимуме меньше чем у 1-го типа. Спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Наблюдаются линии поглощения и излучения. На заключительной стадии кривые блеска круче. Иногда наблюдаются
вторичные максимумы.
После вспышек сверхновых 1-го типа остаются быстро расширяющиеся газовые
туманности. Форма эмиссионных линий Крабовидной туманности говорит о ее
расширении со скоростью около 1000 км/с. Крабовидная туманность является
одним из мощных источников радиоизлучения в Галактике. Рентгеновское излучение можно объяснить торможением релятивистских электронов при их
движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей.
Сверхновые 2 типа выбрасывают во время вспышек огромную массу газа, превосходящую массу Солнца. Газ расширяясь движется в пространстве и может
существовать в виде туманности десятки тысяч лет.
Сверхновые 2 типа вспыхивают только в ветвях спиральных галактик, а в эллиптических и неправильных галактиках вспыхивают только сверхновые 1 типа.
Эллиптические галактики содержат в основном старые звезды с массой ненамного превышающей массу Солнца. все более массивные звезды в них давно
проэволюционировали. Значит сверхновые 1 типа до взрыва - это очень старые
звезды, масса которых превосходит солнечную только на 10-20%. Такие же
звезды вспыхивают и в спиральных галактиках.
Сверхновые 2 типа - молодые объекты. Они находятся в спиральных рукавах,
где еще идет процесс рождения звезд. Возраст этих звезд не более десятков млн.
лет. Однако, вспышка происходит со звездой только тогда, когда она сходит с
главной последовательности и вступает в заключительный этап эволюции. Значит сверхновые 2 типа - очень массивные звезды, с массой в 10 раз и более превышающей солнечную. На главной последовательности это горячие голубые
гиганты классов О и В.
Нейтронные звезды были еще в 30-х годах нашего столетия предсказаны теоретически. Согласно теории, если первоначальная масса ядра звезды находится в
пределах от 1,2 до 2,4 массы Солнца, после исчерпания ядерного горючего,
происходит следующее. Сила лучевого давления не может уравновешивать гравитационное сжатие и внутренние области обрушиваются к центру звезды, а
внешняя оболочка выбрасывается со скоростью до 10 000 км/с. в результате
взрыва. Происходит явление сверхновой звезды. Внутренние области звезды за
несколько секунд сжимаются до состояния ядерного вещества. Линейные размеры звезды достигнут около 10 км.
В такой звезде силе гравитационного сжатия противостоит сила взаимодействия
нейтронов и протонов. Поэтому она названа нейтронной звездой.
Практически нейтронную звезду обнаружить очень трудно из-за ее малого размера. При температуре около 6000К на расстоянии около 10 св. лет звездная
величина будет всего около 30 m
.
Открытие нейтронных звезд стало возможным лишь с развитием рентгеновской
и радио астрономии. В 1964 году были обнаружены первые источники рентгеновского излучения. Сразу же было высказано мнение, что это и есть нейтронные звезды, так как после сжатия температура поверхности нейтронных звезд
должна достигать около миллиарда К. Тогда максимум излучения должен приходится на жесткое рентгеновское излучение.
В 1967 году сотрудники Кавендишской лаборатории обнаружили пульсары. На
радиотелескопе наблюдались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения, повторяющиеся через строго постоянный
период времени порядка 1-й секунды. Первоначально предполагали, что это
источники искусственного происхождения. Однако, целенаправленные поиски
подобных объектов позволили открыть их большое количество. Периоды пульсаров заключены в пределах от 0,002 до 4 с.
Изменение периодов пульсаров составляет очень малую величину, меньшую
чем 10-14
за период.
В настоящее время известно более 300 пульсаров. Излучение пульсаров имеет
нетепловую природу. Были измерены расстояния до них. Они лежат в пределах
от сотен до тысяч парсеков.
Некоторые пульсары были отождествлены с туманностями - остатками вспышек
сверхновых звезд. Самый интересный пульсар - NP 0531 лежит в Крабовидной
туманности. Оптическое излучение этой звезды тоже импульсивно. В максимуме блеска она имеет 13 зв. величину. Рентгеновское излучение звезды превышает в 100 раз мощность оптического.
Малые периоды пульсации связаны с тем, что вращение нейтронной звезды
очень быстрое, доходит до нескольких десятков оборотов в секунду. Промежуток времени между последовательными импульсами равен периоду вращения
нейтронной звезды. Пульсация объясняется наличием неоднородностей, горячих пятен на поверхности нейтронных звезд.
У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов ( с удвоением за 1000 - 10 000 000 лет) связанное с тормозящим влиянием магнитного
поля.
В 1962 году был обнаружен первый космический источник рентгеновского излучения. Он получил название “Скорпион Х-1”.
К настоящему времени обнаружено более 600 источников рентгеновского излучения. Примерно половина из них относится к другим галактикам.
Много источников рентгеновского излучения отождествлено с радио и рентгеновскими пульсарами, некоторые с туманностями - остатками вспышек сверхновых звезд. Причиной свечения последних является тепловое излучение газа,
нагретого до температуры в несколько миллионов градусов.
Около ста ярких галактических рентгеновских источников связаны с рентгеновскими звездами. Это тесные пары массивных звезд, из которых одна является
релятивистским объектом, а другая - обычная звезда.
Особенностью излучения этих объектов является переменность их излучения.
Вариации потока оптического и рентгеновского излучения никак не связаны
друг с другом. Анализ излучения показывает, что источниками рентгеновского
излучения должны быть очень компактные объекты, типа нейтронных звезд.
Кроме нейтронных звезд источниками могут быть белые карлики и черные дыры, находящиеся в тесной паре с нормальной звездой.
Причиной возникновения рентгеновского излучения является процесс потери
массы нормальной звездой и захватом ее релятивистским объектом. Потеря
массы может происходить либо в виде струи, либо в виде звездного ветра. В
первом случае газ закручивается вокруг релятивистского объкта, образуя плоский диск. Трение приводит к уменьшению скорости и газ по спирали приближается к звезде. Это явление называется аккрецией.
В результате аккреции потенциальная энергия падающего газа переходит в тепло. Это приводит к большому нагреву. При высоких температурах максимум
излучения газов приходится на рентгеновский диапазон спектра. Если у звезды
есть магнитное поле, то газ движется вдоль магнитных линий, нагревается и
падает вблизи магнитных полюсов.
У нейтронных звезд магнитная ось и ось вращения не совпадают и наиболее
горячие области, вблизи которых происходит аккреция, при благоприятной ориентации, становятся видимыми через промежутки времени, равные периоду
вращения нейтронной звезды, что и дает явление пульсара.
При аккреции на черную дыру явления пульсара не наблюдается. Рентгеновское
излучение может сильно флуктуировать.
Самый вероятный кандидат в черные дыры - рентгеновский источник Лебедь Х1. Масса его равна 7-10 солнечных масс.
Наблюдаются также вспышечные рентгеновские источники. Вспышки наблюдаются нерегулярно. Называются такие объекты барстерами и отождествляются
с шаровыми звездными скоплениями.
гостевая звезда
Нерегулярная переменная
Список переменных звезд
Звездная пульсация
Исследование, описанное в статье про переменные звёзды, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое переменные звёзды и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия
Комментарии
Оставить комментарий
Астрономия
Термины: Астрономия