Презентация на тему: Новые и сверхновые звёзды

Тема: Физические переменные, новые и сверхновые Галактика М100 и сверхновая SN 2006X в ней, 7.03.2006г 900igr.net

Физические двойные звезды Визуально - двойные звезды Оптически двойные звезды Спектрально – двойные звезды Рентгеновские двойные звезды Обычно физические двойные звезды связаны силами тяготения. Компоненты двойной звезды образуют тесные пары. Периоды обращения компонентов двойной звезды не превышают сотни лет, иногда бывают значительно меньше.

Физические двойные звезды Переменные звезды – это звезды, блеск которых изменяется. Периодически Первая переменная звезда открыта в 1596г Давидом Фабрициус (1564-1617, Германия). Это о Кита (Мира Кита). Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». Блеск изменяется от 2m в период минимума до 10m, в минимуме. Средний период переменности Миры Кита 331,6 суток. Фото в ультрафиолетовом свете. Виден крючкообразный хвостик, отходящий от Миры, в направлении ее компаньона. Беспорядочно Переменные физические звезды

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).

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 сверхважный тип звезд иганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик. Малое Магелланово Облако Цефеиды – это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды δ Цефея. δ Цефея, открытой в 1784 году Джоном Гудрайк (1764-1786, Англия). 0 1 2 3 4 5 6 7 Сутки m 3,6 4,0 4,4    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) Т= 5дн. 8час. 37 мин. Главная звезда – цефеида 3,9m - бело-желтый сверхгигант, а в 41" голубоватый спутник 7,5m. Изменяет блеск почти на 1m

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. Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых облаках от периода переменности.

Исследование спектров цефеид показывает, что вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума удаляется с наибольшей скоростью. Цефеиды – это пульсирующие звезды. В процессе пульсации изменяется температура фотосферы ( самая высокая - в максимуме блеска). 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.

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 < 0,21 суток, М - звёзды типа Миры Кита, SRb - красные переменные гиганты, RV - переменные сверхгиганты (типа RV Тельца). Жирными линиями указаны последовательности для скоплений, в которых встречаются эти звёзды (шаровое скопление М13 и старые рассеянные скопления NGC 7789 и NGC 188). Вид Тип звезды Период, сут Спектральный класс Амплитуда (в синих лучах) Тип звёздного населения Галактики Цефеиды Цефеиды Cδ 2-218 FII-GI 0,1-2m I Цефеиды CW 1-3, 11-30 (F-G) 0,5-1,5m II правильные RR Лиры 0,05-1,2 A-F 0,5-2m II Миры Кита 80-220 500-1000 M,C,S 2-10,1m II I β Большого Пса 0,1-0,6 BO-B3III-IV 0,1m I полуправильные δ Щита 0,03-0,2 A-FV-III 0,1-0,5m I RV Тельца 30-140 F-GI 2-3m I

Изменение блеска U Близнецов – карликовой новой Яркость звезд внезапно увеличивается, обычно от  2m до 8m (в среднем в 104 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. 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).  Туманность после взрыва Новой в созвездии Лебедя (1992г), видна как маленькое красное пятнышко выше середины фото

Еще грандиознее вспышки сверхновых звезд. Блеск звезд увеличивается до  19m В максимуме блеска излучающая поверхность звезды приближается со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Сверхновые – это взрывающиеся звезды. Сверхновые звезды Эволюционные пути звезд

Нейтронные звезды рентгеновских пульсаров обладают очень сильным магнитным полем, достигающим значений 108–109 Тл (в 1011–1012 раз больше магнитного поля Солнца). Рентгеновские пульсары располагаются преимущественно в диске Галактики. 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 ~ 2×1014 г/см3 Cas A Cas A – Кассиопея А туманность, мощный источник радиоизлучения. Внутри пульсар.

Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке расположена там, где на старых фотографиях была лишь звездочка 12-й величины. Ее величина в максимуме достигла 2,9m, что позволяло легко наблюдать сверхновую невооруженным глазом Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки. Кольцо светящегося газа в 1991 году достигло 1,37 светового года в поперечнике. Внизу через 12 лет.

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

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 16,4m). 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).