Валентин Урбан: aby se napít, známky a extáze Голосов: 1 Адрес блога: http://dubva1.livejournal.com/ Добавлен: 2008-08-04 10:21:30 блограйдером pinker

О звездах, меняющих сияние

2011-11-01 11:46:02 (читать в оригинале)

В многообразии объектов Вселенной еще в давнешние времена были увидены звезды, меняющие собственный сияние. Таковой звездой была «бета» созвездия Персея – Алголь (от арабского слова Аль Гуль – «глаз дьявола»). Персей держит в собственной руке голову Медузы Горгоны. Один глаз Медузы подмигивал потрясенным старым арабам, за что и получил свое заглавие





Во время жизни обыкновенной звезды ее сияние изменяется очень медлительно, если ассоциировать, к примеру, с людской жизнью либо даже жизнью нескольких поколений. А вот сияние переменных звезд изменяется в интервале от нескольких минут до пары лет! Потому исследование переменных звезд – превосходный метод больше выяснить о процессах, происходящих в звездных недрах. В современной астрономии различают несколько 10-ов типов переменных звезд, а само количество узнаваемых переменных приближается к 100 тыщам.


Спектральный класс звезды


Но до того как начать знакомство с необычным миром переменных звезд, придется ввести такое базисное астрономическое понятие, как спектральный класс.


Спектральный класс позволяет включить сходу три свойства звезды – цвет, температуру и хим состав. Главных спектральных классов семь, они соответствуют цветам от голубого через белоснежный до красноватого: OBAFGKM. Для того чтоб их уяснить, английские студенты выдумали поговорку: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me». С классами все очень упрощается: к примеру, заместо того чтоб гласить: «голубая звезда с температурой 20 000 градусов и с доминированием водородных линий в спектре», можно сказать: «звезда класса О». Белоснежные и голубые звезды (классы О, А, В) более юные и жаркие, и в их диапазонах преобладают водород и гелий. С «покраснением» звезды остывают, а в атмосфере у их перестает преобладать водород и возникают сначала гелий и углерод, а потом и металлы. Ранее числилось, что спектральные классы отражают также и эволюцию звезды – звезда рождается голубой и жаркой, потом остывает и проходит поочередно всю цепочку спектральных классов. Но эта теория не подтвердилась.


Не считая того, звезды различаются по размерам. Тут выделяют звезды сверхгиганты, гиганты, субгиганты и лилипуты.


Ученые Герцшпрунг и Рассел выстроили последующую диаграмму: по вертикальной оси была отложена светимость звезды (количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), по горизонтальной – спектральные классы. Другими словами для каждой звезды на этой диаграмме была своя точка.


Большая часть звезд оказалась на полосы V, нареченной «главной последовательностью». Это означает, что практически неважно какая звезда в процессе собственной эволюции огромную часть жизни проводит конкретно там. В высшей части диаграммы появились полосы сверхгигантов и гигантов, а в нижней – карликов. Эволюционный путь звезды на этой диаграмме находится в зависимости от массы и хим состава звезды, одиночная это звезда либо у нее есть соседка, и еще нескольких наименее важных причин. Обычно он начинается в области голубых сверхгигантов, слева вправо, в некий момент звезда садится на главную последовательность и движется по ней вниз, потом опять распухает и становится красноватым гигантом, а позже преобразуется в белоснежный лилипут.


Переменные звезды


Как обычно при исследовании огромного количества объектов (в нашем случае это несколько 10-ов тыщ переменных звезд!), нужно классифицировать их по типам и соединить в группы: затменные переменные, пульсирующие переменные и эруптивные (некорректные) переменные.


Затемненные переменные


Более нередко упоминаемым в этом классе является Алголь. После старых арабов его переменность открыли поновой в XVII веке, а растолковал предпосылки переменности британский любитель астрономии Джон Гудрайк. Гудрайк сделал последующее предположение: «Если бы не было еще очень рано высказывать суждения о причинах переменности, я мог бы представить существование огромного тела, вращающегося вокруг «Алголя», – которое и подтвердилось спустя 100 лет.


Затменные переменные звезды – это двойные звезды, когда одна звезда обращается вокруг другой либо обе они крутятся вокруг общего центра масс. Когда обе звезды оказываются на луче нашего зрения, другими словами происходит затмение одной из звезд, их видимый сияние слабнет, а когда они не перекрываются – возрастает.


При исследовании затменных переменных звезд появляется много вопросов. По правде, соседями в двойных системах бывают звезды самых разных спектральных классов. К примеру, двойная звезда Сириус – это звезда класса A2 и белоснежный лилипут (период их воззвания – около 50 лет). 1-ая из их, по современным взорам, является очень юный звездой, 2-ая находится на заключительной стадии эволюции. Как могло получиться, что эти звезды, настолько разные по собственному возрасту, могли образовать единую систему? Подразумевается, что важную роль в процессе эволюции двойных звезд играет обмен массой меж звездами. При выгорании водорода в центре звезды происходит сжатие ядра и разбухание оболочки. Воздействие 2-ой составляющие на поверхностные слои звезды становится все ощутимее. И как поперечник звезды добивается некого критичного значения, начинается «перекачка» массы к другой компоненте. Расчеты демонстрируют, что одна из звезд может утратить до 80% собственной исходной массы, при этом далековато не вся она выпадет на звезду-спутник. Может быть, что половина либо даже две третьих этой массы вообщем покидают систему, уходя в межзвездное место. Не исключено, что конкретно таким макаром можно разъяснить изумительную комбинацию звезд системы Сириуса.


Пульсирующие переменные звезды


В 1596 г. германский астролог Давид Фабрициус увидел в созвездии Кита новейшую колоритную звезду, сияние которой в протяжении 20 дней возрос от третьей до 2-ой звездной величины, после этого сияние свалился и звезда стала невидимой для невооруженного глаза (правда, ее можно следить в телескоп). Фабрициус отдал звезде имя Мира, «чудесная». В 1784 г. наш знакомый Гудрайк нашел, что 4-ая по яркости звезда в созвездии Цефея (дельта Цефея) часто меняет собственный сияние от 3й до 4й величины с периодом 5,37 суток. Все подобные пульсирующие звезды именуются по имени этой звезды цефеидами.


Обе звезды – Мира и дельта Цефея – относятся к пульсирующим переменным. Потому что же, почему же они изменяют собственный сияние? Было установлено, что это происходит из-за конфигурации поперечника звезды. Звезда расширяется – и светит очень ярко, сжимается – и ее сияние падает. Принуждает звезду расширяться и сжиматься зона ионизованного гелия.
Объясним малость подробней.


В звезде температура и плотность вещества растут по направлению к центру. На неком расстоянии от поверхности водород и гелий равномерно перебегают в ионизованное состояние (другими словами атомы теряют свои электроны).


Сначала возникает зона ионизации водорода, где происходит утрата единственного в этом атоме электрона. Эта зона малость перекрывается зоной первичной ионизации гелия (у атома гелия два электрона). Спустившись еще ниже, атом гелия теряет 2-ой электрон, образуя зону полной ионизации. Эта самая зона, имеющая небольшую толщину и массу, приводит в движение всю звезду. Свет в зоне полной ионизации поглощается, давление растет и принуждает данный слой расширяться. В итоге расширения происходит уменьшение плотности, потому непрозрачность слоя миниатюризируется, и свет, запасенный в слое, испускается. После заслуги большего расширения наружные слои под действием силы тяжести начинают падать, проскакивают через положение равновесия и сжимаются. Цикл начинается поначалу.


Расчеты проявили, что так вести себя могут только звезды, в каких период колебаний зоны ионизации способен выйти на резонанс со всей звездой. А это может быть в главном для гигантов и сверхгигантов. При движении по типам звезд от сверхгигантов к обыденным звездам и лилипутам такая четкая резонансная настройка усугубляется, и заместо точных пульсаций происходят все более некорректные колебания блеска звезды.


Для цефеид была также выведена зависимость меж периодом конфигурации блеска и яркостью звезды – чем больше яркость, тем больше период. Эту зависимость употребляют для определения расстояний до звездных скоплений и галактик, в каких удается найти цефеиды. Из наблюдений устанавливается видимый сияние и период его конфигурации. Зная период, можно найти абсолютный сияние звезды.


А зная ее видимый сияние и абсолютный, находят расстояние до звезды. Видимый сияние (либо видимая звездная величина) находится в зависимости от 2-ух причин: от светимости и цвета звезды и от расстояния до нее. Ассоциировать видимый сияние трудно, и для сопоставления вводят так именуемый абсолютный сияние (абсолютную звездную величину). Определяется она как видимый сияние звезды, расположенной на расстоянии 10 парсек от наблюдающего.


Эруптивные (некорректные) переменные звезды


В эту категорию попадают все переменные звезды, которые не относятся к затменным и пульсирующим – как правило это новые и сверхновые звезды.


1-ые упоминания о сверхновых звездах встречаются уже во II веке до нашей эпохи. Тогда же появились 1-ые сборники звезд. Китайские астрологи следили в XI веке (1054 г.) вспышку сверхновой (на ее месте на данный момент находится Крабовидная туманность – рассеянная вокруг бывшей звезды ее газовая оболочка). Сверхновые свойственны тем, что вспыхивают необыкновенно ярко. По сопоставлению с обыденным своим светом их сияние усиливается в 100 миллионов раз – столько же света испускает целая галактика. Сверхновые звезды делятся на два главных типа (по механизму взрыва, который обуславливает светимость, нрав ее конфигурации и диапазон). Звезды I типа стремительно, за неделю, добиваются максимума собственного блеска, который потом слабеет. Звезды II типа имеют наименьший наибольший сияние, более длительно светят при максимуме и резвее слабеют. Вспышка сверхновой звезды завершается практически полным ее распадом. На ее месте остается сверхплотная звезда – ядро сверхновой (с течением времени преобразуется в нейтронную звезду либо черную дыру),
а вещество звездной оболочки рассеивается в мировое место, образуя газовую диффузную туманность.


Не считая сверхновых звезд есть новые звезды, которые вспыхивают не так ярко, как сверхновые. Для наблюдающего отличие сверхновой от новейшей будет исключительно в яркости – сверхновая ярче в 10-ки тыщ раз, хотя физические процессы, протекающие в этих звездах, различны (но это, пожалуй, тема для отдельной статьи). Вспышка новейшей звезды (как и сверхновой) происходит в один момент. Ее сияние стремительно растет и добивается максимума. После чего начинается постепенное падение блеска, которое происходит у различных звезд по-разному. В конце концов сияние звезды понижается до «нормального», довспышечного состояния. По окончании вспышки новейшей звезды, через пару лет после максимума, становится видимой образованная сбросом оболочки окружающая новейшую звезду газовая туманность, которая равномерно расширяется.


Астрологи следили также повторные новые, которые вспыхивали пару раз с интервалом в пару лет. Как, к примеру, Т Северной Короны. Это двойная звезда, состоящая из красноватого гиганта (спектрального класса МЗ) и жаркой звезды. Во время вспышки повторной новейшей звезды ее поперечник возрастает звезда раздувается. Раздувшаяся оболочка становится все более разреженной и прозрачной, а позже распадается на отдельные сгустки. Звезда равномерно ослабляет собственный сияние.


Переменные звезды, подобные U Близнецов, сохраняют собственный малый сияние, вроде бы накапливая энергию для следующей резкой вспышки, которая может продолжаться несколько суток. Вспышки происходят не временами, а циклически, так что предсказать, когда произойдет последующая вспышка, нереально. Яркость вспышки находится в зависимости от продолжительности цикла: она тем больше, чем продолжительнее цикл.


Казалось бы, что за взрывом звезды всегда должно следовать увеличение ее блеска. Но для неких звезд это не производится. Когда из недр звезд подымается отработанное в термоядерных реакциях вещество (углерод) и выбрасывается из звезды, ее сияние слабнет, потому что выброшенная пыль начинает всасывать свет самой звезды. Сияние может свалиться на 10 звездных величин, другими словами в 10-ки тыщ раз. Так это происходит со звездами типа R Северной Короны.


Достояние мира переменных звезд еще не исследовано, и многие открытия терпеливо ожидают собственных исследователей и наблюдателей. Ведь одно удачное наблюдение переменной звезды в состоянии сделать больший вклад в науку, чем годы теоретических изысканий! Наблюдениями переменных звезд занимаются многие организации, объединяющие астрономов-любителей со всего мира (к примеру, Южноамериканская Ассоциация Наблюдателей Переменных Звезд, www.aavso.org).