Urok27-Физические переменные, новые и сверхновые

Урок 27

Тема: Физические переменные, новые и сверхновые

Галактика М100 и сверхновая SN 2006X в ней, 7.03.2006г

Переменные звезды

звезды, меняющие со временем блеск, светимость

Первая открыта в 1596г Давидом Фабрициус (1564-1617, Германия). Это о Кита (Мира Кита). Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». Блеск изменяется от 2 m в период минимума до 10 m , в минимуме. Средний период переменности Миры Кита 331,6 суток.

Фото в ультрафиолете. Виден крючкообразный хвостик, отходящий от Миры, в направлении ее компаньона.

Переменность звезд характеризуется периодом и амплитудой изменения блеска, который меняется по разным причинам. В зависимости от изменения блеска, звезды делятся на:

строго периодические ( правильные ),

с нарушением периодичности ( полуправильные ),

хаотически изменяющие ( неправильные ).

короткопериодические (период изменения блеска от 1 до 90 суток)

долгопериодические (период изменения блеска от 90 до 739 суток)

Обозначаются буквами от R до Z в соединении с названием созвездия (для последующих парами букв от RR до ZZ, затем от AA) до доступных 334 комбинаций. Свыше просто как V335, V336 и т.д.

Самым полным является 4-е издание “Общего каталога переменных звезд” (1985г, ГАИШ) с информацией о типах переменности, амплитудах и периодах изменения блеска для 28450 звезд, открытых и обозначенных до 1982 года. Дополнением к этому трехтомнику является издание этих же авторов – “Каталог звезд заподозренных в переменности” с перечисленными 14812 “подозрительными” звездами.

Виды переменных звезд

Положение на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла переменных звёзд, массы которых меньше 2М  ; CW - цефеиды сферической составляющей (типа W Девы), RRs - звёзды типа RR Лиры с периодом P

Вид

Цефеиды

Тип звезды

Период, сут

Цефеиды C δ

Цефеиды CW

Спектральный класс

правильные

2-218

1-3, 11-30

FII-GI

Амплитуда (в синих лучах)

RR Лиры

0,1-2 m

(F-G)

Миры Кита

Тип звёздного населения Галактики

0,05-1,2

полуправильные

0,5-1,5 m

β Большого Пса

80-220 500-1000

A-F

I

0,5-2 m

M,C,S

II

0,1-0,6

δ Щита

2-10,1 m

BO-B3III-IV

0,03-0,2

RV Тельца

II

0,1 m

A-FV-III

II I

30-140

0,1-0,5 m

I

F-GI

I

2-3 m

I

Полоса нестабильности в диаграмме Герцшпрунга – Рессела.

Цефеиды – «маяки Вселенной»

В 1908 году Генриетта Ливитт (1868-1921) , изучая Малое Магелланово Облако, заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды, тем большее период изменения ее блеска. Поскольку все звезды ММО удалены от нас на примерно одинаковое расстояние, то видимая звездная величина m цефеид отражает ее светимость L. А так как сверхгиганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик.

В 1912г Генриетта Ливитт  получила периоды 25 звезд и сопоставила их графически с блеском в максимуме и минимуме, таким образом установив зависимость “период-светимость” для цефеид.

Малое Магелланово Облако

Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых облаках от периода переменности.

Цефеиды - физически переменные

Классические цефеиды от звезды δ Цефея , открытой в 1784 году Джоном Гудрайк (1764-1786, Англия) с Т= 5дн. 8час. 37 мин. Главная звезда – цефеида 3,9 m - бело-желтый сверхгигант, а в 41" голубоватый спутник 7,5 m . Изменяет блеск почти на 1 m .

   В 1894г Аристарх Белопольский (1854-1934) открыл у нее периодичность изменения лучевой скорости, а в 1896г Н.А. Умов (1846-1915) высказал предположение, что звезда пульсирует. Теория пульсации разработана А.С. Эддингтоном (1882-1944, Англия). Это пульсирующие звезды (меняют R)

Являясь «маяками Вселенной», по ним можно определять расстояние до 20 Мпк, вычислив абсолютную звездную величину

для короткопериодических М ≈ -1,67-2,54 lg р ,

для долгопериодических М ≈ 0,2 (2-lg р)

lg L = 2,47+1,15lg р определяется светимость цефеиды в сравнении со светимостью Солнца

В 60-е годы советский астроном Юрий Ефремов (р. 1937г) установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. К 1999 году по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла, которую теперь считают равной 70 км/с на 1 Мпк с точностью 10 %.

Новые звезды

Яркость звезд внезапно увеличивается, обычно от  2 m до 8 m (в среднем в 10 4 раз), а затем постепенно (в течение нескольких месяцев) падает.

Вспышки связаны с нарушением устойчивости внешних слоев звезды и выбросом вещества в среднем около 10 -5 массы звезды.

Новые представляют собой тесные двойные звезды, один из компонентов которых - белый карлик (или нейтронная звезда). Когда на нем накапливается критическая масса вещества, происходит термоядерный взрыв.

Туманность после взрыва Новой в созвездии Лебедя (1992г), видна как маленькое красное пятнышко выше середины фото

Считается, что четверть всех звезд вспыхивает. Очень яркие новые звезды наблюдались в 1901г в созвездии Персея, в 1918г — в созвездии Орла, в 1925г — в созвездии Живописца, в 1934г — в созвездии Геркулеса, в 1942г — в созвездии Кормы. Всего к 1970гг. известно более 180 новых звезд, вспыхнувших в Галактике, из них 11 повторных, причем с 1890г по 1967г звезда Т Компаса испытала 5 вспышек. В Галактике вспыхивает ежегодно около 100 новых звезд, но на Земле из них обнаруживают 1—2. Зависимость между силой взрыва и длительностью периода установили П.П. Перенаго (1906-1960) и Б.В. Кукаркин (1909-1977). 

Изменение блеска U Близнецов – карликовой новой

Сверхновая 1987A

Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки. Кольцо светящегося газа в 1991 году достигло 1,37 светового года в поперечнике. Внизу через 12 лет.

Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке расположена там, где на старых фотографиях была лишь звездочка 12-й величины. Ее величина в максимуме достигла 2,9 m , что позволяло легко наблюдать сверхновую невооруженным глазом

Типы сверхновых

По характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа сверхновых. Только четверть всех сверхновых связана с коллапсом ядер массивных звезд (вспышки II типа и типа Ib). Многие сверхновые образуются при коллапсе (или взрыве) белых карликов (вспышки Ia).

Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные.

Сверхновые II типа характеризуются спектром, богатым водородными линиями. Их светимость меняется в широких пределах, а после максимума падает более резко, чем у сверхновых I типа.

В эллиптических галактиках, состоящих из небольших красных звезд, вспыхивают сверхновые I типа, а в спиральных, где в рукавах много молодых массивных горячих сверхгигантов, вспыхивают сверхновые II типа

Сверхновые I типа

Сверхновые II типа

Крабовидная туманность

SN 1054 (созвездие Тельца) видна была днем в течение 23 суток, отмечено в китайских и японских летописях. На ее месте обнаружена Крабовидная туманность, расширяющаяся со скоростью 1500км/с, а внутри в 1968г обнаружен пульсар (нейтронная звезда 16,4 m ).

Испускаемые пульсаром электроны порождают синхротронное излучение. Интервал между вспышками пульсара - 33 мсек; вспышки видны и в видимом свете, и как радиоимпульсы. Крабовидная туманность - один из самых сильных источников радиоизлучения в небе и называна "Телец-А". Туманность является также источником рентгеновского излучения.

Пульсар в туманности обозначался раньше NP 0531, а теперь обозначается PSR J0535+2200 (буква J указывает на то, что координаты даны на 2000 год).

Пульсар

Остаток сверхновой в центре образованной туманности - нейтронная звезда ( пульсар ) , обнаруживаемый по его радиоизлучению. Массы не превосходящей трех солнечных и размером в 20-30 км, плотность ~ 2×10 14 г/см 3

Cas A – Кассиопея А туманность, мощный источник радиоизлучения. Внутри пульсар.

Cas A

Нейтронные звезды рентгеновских пульсаров обладают очень сильным магнитным полем, достигающим значений 10 8 –10 9  Тл (в 10 11 –10 12  раз больше магнитного поля Солнца). Рентгеновские пульсары располагаются преимущественно в диске Галактики.

Эволюционные пути звезд