Содержание
Эруптивные (неправильные) переменные звезды
В эту категорию попадают все переменные звезды, которые не относятся к затменным и пульсирующим — обычно это новые и сверхновые звезды.
Первые упоминания о сверхновых звездах встречаются уже во II веке до нашей эры. Тогда же появились первые каталоги звезд. Китайские астрономы наблюдали в XI веке (1054 г.) вспышку сверхновой (на ее месте сейчас находится Крабовидная туманность — рассеянная вокруг бывшей звезды ее газовая оболочка). Сверхновые характерны тем, что вспыхивают необычайно ярко. По сравнению с обычным своим светом их блеск усиливается в сто миллионов раз — столько же света излучает целая галактика. Сверхновые звезды делятся на два основных типа (по механизму взрыва, который обуславливает светимость, характер ее изменения и спектр). Звезды I типа быстро, за неделю, достигают максимума своего блеска, который затем ослабевает. Звезды II типа имеют меньший максимальный блеск, более долго светят при максимуме и быстрее ослабевают. Вспышка сверхновой звезды заканчивается почти полным ее распадом. На ее месте остается сверхплотная звезда — ядро сверхновой (со временем превращается в нейтронную звезду или черную дыру),
а вещество звездной оболочки рассеивается в мировое пространство, образуя газовую диффузную туманность.
Кроме сверхновых звезд существуют новые звезды, которые вспыхивают не так ярко, как сверхновые. Для наблюдателя отличие сверхновой от новой будет только в яркости — сверхновая ярче в десятки тысяч раз, хотя физические процессы, протекающие в этих звездах, различны (но это, пожалуй, тема для отдельной статьи). Вспышка новой звезды (как и сверхновой) происходит внезапно. Ее блеск быстро возрастает и достигает максимума. После этого начинается постепенное падение блеска, которое происходит у разных звезд по‑разному. В конце концов блеск звезды снижается до «нормального», довспышечного состояния. По окончании вспышки новой звезды, через несколько лет после максимума, становится видимой образованная сбросом оболочки окружающая новую звезду газовая туманность, которая постепенно расширяется.
Астрономы наблюдали также повторные новые, которые вспыхивали несколько раз с интервалом в несколько лет. Как, например, Т Северной Короны. Это двойная звезда, состоящая из красного гиганта (спектрального класса МЗ) и горячей звезды. Во время вспышки повторной новой звезды ее диаметр увеличивается звезда раздувается. Раздувшаяся оболочка становится все более разреженной и прозрачной, а потом распадается на отдельные сгустки. Звезда постепенно ослабляет свой блеск.
Переменные звезды, подобные U Близнецов, сохраняют свой минимальный блеск, как бы накапливая энергию для последующей резкой вспышки, которая может длиться несколько суток. Вспышки происходят не периодически, а циклически, так что предсказать, когда произойдет следующая вспышка, невозможно. Яркость вспышки зависит от длительности цикла: она тем больше, чем продолжительнее цикл.
Казалось бы, что за взрывом звезды всегда должно следовать повышение ее блеска. Но для некоторых звезд это не выполняется. Когда из недр звезд поднимается отработанное в термоядерных реакциях вещество (углерод) и выбрасывается из звезды, ее блеск слабеет, так как выброшенная пыль начинает поглощать свет самой звезды. Блеск может упасть на десять звездных величин, то есть в десятки тысяч раз. Так это происходит со звездами типа R Северной Короны.
Богатство мира переменных звезд еще не изучено, и многие открытия терпеливо ждут своих исследователей и наблюдателей. Ведь одно удачное наблюдение переменной звезды может сделать больший вклад в науку, чем годы теоретических изысканий! Наблюдениями переменных звезд занимаются многие организации, объединяющие астрономов-любителей со всего мира (например, Американская Ассоциация Наблюдателей Переменных Звезд, ).
Статья опубликована в журнале «Популярная механика»
(№7, Июль 2004).
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. Различают 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.
Классификация
Разделяются на три группы по цвету и выполняемым функциям:
- хлоропласты,
- хромопласты,
- лейкопласты.
Хлоропласты
Наиболее глубоко изучены, имеют зеленую окраску. Содержаться в листьях растений, иногда в стеблях, плодах и даже корнях. По внешнему виду похожи на округлые зернышки размером 4-10 микрометров. Малый размер и большое количество значительно увеличивает площадь рабочей поверхности.
Могут отличаться по цвету, это зависит от вида и концентрации содержащегося в них пигмента. Основной пигмент- хлорофилл, также присутствуют ксантофилл и каротин. В природе существует 4 вида хлорофилла, обозначаемых латинскими буквами: а, b, с, е. Первые два типа содержат клетки высших растений и зеленых водорослей, у диатомовых присутствуют только разновидности а и с.
Внимание! Подобно другим органоидам, хлоропласты способны стареть и разрушаться. Молодая структура способна к делению и активной работе
Со временем их граны разрушаются, а хлорофилл распадается.
Хлоропласты выполняют важную функцию: внутри них происходит процесс фотосинтеза преобразование солнечного света в энергию химических связей формирующихся углеводов. При этом они могут двигаться вместе с током цитоплазмы или активно передвигаться сами. Так, при слабом освещении они скапливаются у стенок клетки с большим количеством света и поворачиваются к нему большей площадью, а при очень активном освещении, наоборот, встают ребром.
Хромопласты
Приходят на смену разрушенным хлоропластам, бывают желтого, красного и оранжевого оттенков. Цветная окраска формируется благодаря содержанию каротиноидов.
Данные органоиды содержаться в листья, цветах и плодах растений. По форме могут быть округлыми, прямоугольными или даже игольчатыми. Строение аналогично хлоропластам.
Основная функция – придание окраски цветам и плодам, что позволяет привлечь насекомых- опылителей и животных, которые поедают плоды и тем самым способствуют распространению семян растения.
Важно! Ученые строят предположения о роли хромопластов в окислительно-восстановительных процессах клетки в качестве светофильтра. Рассматривается возможность их влияния на рост и размножение растений
Лейкопласты
Данные пластиды имеют отличия в строении и функциях. Основная задача – запасать питательные вещества впрок, поэтому находятся они преимущественно в плодах, но также могут быть в утолщенных и мясистых частях растения:
- клубнях,
- корневищах,
- корнеплодах,
- луковицах и других.
Бесцветная окраска не позволяет выделить их в структуре клетки, однако лейкопласты легко разглядеть при добавлении небольшого количества йода, который, взаимодействуя с крахмалом, окрашивает их в синий цвет.
Форма близка к округлой, при этом внутри плохо развита система мембран. Отсутствие складок мембран помогает органоиду при запасании веществ.
Крахмальные зерна увеличиваются в размерах и легко разрушают внутренние мембраны пластиды, как-бы растягивая ее. Это позволяет накопить больше углеводов.
В отличие от других пластид, содержат молекулу ДНК в оформленном ядре. При этом, накапливая хлорофилл, лейкопласты могут превращаться в хлоропласты.
Определяя, какую функцию выполняют лейкопласты, нужно отметить их специализацию, поскольку существует несколько типов, запасающих определенные вид органического вещества:
- амилопласты накапливают крахмал,
- олеопласты производят и запасают жиры, при этом последние могут запасаться и в других частях клеток,
- протеинопласты «берегут» белки.
Помимо накопления, могут выполнять функцию расщепления веществ, для чего существуют ферменты, которые активизируются, когда возникает дефицит энергии или строительного материала.
В такой ситуации ферменты начинают расщеплять запасенные жиры и углеводы до мономеров, чтобы клетка получила необходимую энергию.
Все разновидности пластид, не смотря на особенности строения, обладают способностью превращаться друг в друга. Так, лейкопласты могут преобразоваться в хлоропласты, этот процесс мы видим при позеленении клубней картофеля.
В то же время, по осени хлоропласты превращаются в хромопласты, в результате чего листья желтеют. Каждая клетка содержит только один вид пластид.
История
В 1975 году Андрей Ковалев, студент МАДИ, играл в коллективе, называвшемся «Пилигрим». Вскоре университетская музыкальная группа распалась.
С 1980-х годов Андрей Ковалев занимается бизнесом, достаточно успешно. Ему принадлежат компании «Экоофис» и «Первая макаронная компания» (брэнды «Экстра М» и «Знатные»).
В 2005 Ковалев решает основать новый коллектив, но с тем же названием, в репертуар которого бы входили металл и тяжёлый рок. Первый концерт нового «Пилигрима» прошёл в мае 2005 года на фестивале «Байк-шоу» в Пушкине. Андрей Ковалев стал лидером группы. Дебют «Пилигрима» состоял из «народной» песни «Сиротинушка» и патриотической «Слава России». На эти композиции впоследствии были сняты телевизионные клипы.
В раскрутку записанного в 2007 году альбома «Слава России» Ковалев вкладывает немало денег, в клипах группы снимались такие знаменитости, как Памела Андерсон, Дольф Лундгрен. Группа отправляется с альбомом в масштабный гастрольный тур, во время которого даёт бесплатные концерты.
В 2008 году в состав «Пилигрима» вошли новые, покинувшие перед этим группу «Мастер», музыканты — Александр Карпухин (ударник) и Алексей Страйк (гитарист). При участии Карпухина и Страйка записали альбом «Выбора нет», тогда как на съёмки видеоклипа к песне «Иуда» были приглашены артисты группы Apocalyptica.
В апреле 2008 года Ковалев основывает студию звукозаписи — лейбл 1Rock, а летом того же года издавать одноимённый журнал о тяжёлом роке.
В конце 2009 из группы ушёл Павел Ветров — гитарист, чьё место вскоре было занято Олегом Изотовым.
В апреле 2010 выходит альбом «7,62». По словам самого Ковалева, диск был продан тиражом более 60 тысяч экземпляров, впрочем он не уточнял, брались ли в расчёт физические или электронные носители.
Над следующим релизом «Пилигрима», альбомом «Марта», музыканты группы работали с рэп-исполнителями (Лигалайз, Loc-Dog и Птаха), а также с DJ Shved из группы «CENTR».
25 декабря 2010 года в клубе «P!PL» отмечался первый юбилей коллектива. В ходе «праздничного» концерта вместе с основным составом группы ряд композиций исполнили и бывшие участники «Пилигрима».
Звёзды главной последовательности
Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела, это то место, где звёзды проводят большую часть своей эволюции. Причём продолжительность их «жизни» зависит от доли содержащихся в составе звёзд элементов тяжелее гелия. Включает в себя такие спектральные классы звёзд как:
- голубые (О);
- бело-голубые (В);
- белые (А);
- жёлто-белые (F);
- жёлтые (G);
- оранжевые (К);
- красные (М).
Все звёзды главной последовательности объединяться одинаковыми ядерными реакциями в их ядре, это синтез (превращение) водорода в гелий, так называемый CNO-цикл (см. терминологию сайта). Вследствие этого их температура (ну и спектральный класс конечно) и светимость всецело зависят от массы звезды.
Массы звёзд на главной последовательности варьируют от, приблизительно, 0,07 масс Солнца, у красных карликов, до 50 – в голубых звёздах.
Ссылки
Пульсирующие переменные звезды
В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус заметил в созвездии Кита новую яркую звезду, блеск которой на протяжении 20 дней увеличился от третьей до второй звездной величины, после чего блеск упал и звезда стала невидимой для невооруженного глаза (правда, ее можно наблюдать в телескоп). Фабрициус дал звезде имя Мира, «чудесная». В 1784 г. наш знакомый Гудрайк обнаружил, что четвертая по яркости звезда в созвездии Цефея (дельта Цефея) регулярно меняет свой блеск от 3й до 4й величины с периодом 5,37 суток. Все подобные пульсирующие звезды называются по имени этой звезды цефеидами.
Обе звезды — Мира и дельта Цефея — относятся к пульсирующим переменным. Так как же, почему же они изменяют свой блеск? Было установлено, что это происходит из-за изменения диаметра звезды. Звезда расширяется — и светит максимально ярко, сжимается — и ее блеск падает. Заставляет звезду расширяться и сжиматься зона ионизованного гелия.
Объясним немного подробней.
В звезде температура и плотность вещества увеличиваются по направлению к центру. На некотором расстоянии от поверхности водород и гелий постепенно переходят в ионизованное состояние (то есть атомы теряют свои электроны).
Вначале появляется зона ионизации водорода, где происходит потеря единственного в этом атоме электрона. Эта зона немного перекрывается зоной первичной ионизации гелия (у атома гелия два электрона). Спустившись еще ниже, атом гелия теряет второй электрон, образуя зону полной ионизации. Именно эта зона, имеющая маленькую толщину и массу, приводит в движение всю звезду. Свет в зоне полной ионизации поглощается, давление возрастает и заставляет данный слой расширяться. В результате расширения происходит уменьшение плотности, поэтому непрозрачность слоя уменьшается, и свет, запасенный в слое, испускается. После достижения наибольшего расширения внешние слои под действием силы тяжести начинают падать, проскакивают через положение равновесия и сжимаются. Цикл начинается сначала.
Расчеты показали, что так вести себя могут лишь звезды, в которых период колебаний зоны ионизации способен выйти на резонанс со всей звездой. А это возможно в основном для гигантов и сверхгигантов. При движении по типам звезд от сверхгигантов к обычным звездам и карликам такая точная резонансная настройка ухудшается, и вместо четких пульсаций происходят все более неправильные колебания блеска звезды.
Для цефеид была также выведена зависимость между периодом изменения блеска и яркостью звезды — чем больше яркость, тем больше период. Эту зависимость используют для определения расстояний до звездных скоплений и галактик, в которых удается обнаружить цефеиды. Из наблюдений устанавливается видимый блеск и период его изменения. Зная период, можно определить абсолютный блеск звезды.
А зная ее видимый блеск и абсолютный, находят расстояние до звезды. Видимый блеск (или видимая звездная величина) зависит от двух факторов: от светимости и цвета звезды и от расстояния до нее. Сравнивать видимый блеск сложно, и для сравнения вводят так называемый абсолютный блеск (абсолютную звездную величину). Определяется она как видимый блеск звезды, расположенной на расстоянии 10 парсек от наблюдателя.
Примечания
Коричневые карлики
Коричневые карлики, это вид звёзд, в которых потери энергии на излучение не компенсируются их ядерными реакциями.
Ранее считалось, что это гипотетические объекты, так как такие объекты, по всей видимости, должны существовать. И в 2004 году был открыт 2М1207 – коричневый карлик, в созвездии Гидры.
Коричневые карлики имеют очень и очень малые размеры, где-то в 12,5-80,3 раз больше Юпитера. В их ядрах протекают ядерные реакции с участием ядер легких элементов – дейтерия, бора, бериллия и лития. После их исчерпания термоядерная реакция прекращается, и звезда полностью потухнет, превратившись в некий планетоподобный объект.
Коричневые карлики имеют свои спектральные классы, различающиеся поверхностной температурой: L – температура от 1500 K до 2000 К; Т – 700 К-1500 К; Y – очень холодные, с температурой до 700 К.
Каталоги переменных звёзд
| Первый каталог переменных звёзд был составлен английским астрономом Эдуардом Пиготтом в 1786 году. В этот каталог входило 12 объектов: две сверхновые, одна новая, 4 звезды типа ο Cet (Мириды), две цефеиды (δ Cep, η Aql), две затменные (β Per, β Lyr) и P Cyg. В XIX — начале XX вв. ведущую роль в изучении переменных звёзд заняли немецкие астрономы. После второй мировой войны по решению Международного астрономического союза (МАС) от 1946 года работа по созданию каталогов переменных была поручена советским астрономам — Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (ГАИШ) и Астросовету АН СССР (ныне ИНАСАН). Приблизительно раз в 15 лет эти организации издают Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ, англ. GCVS). Последнее 4-е издание выходило с по гг. В промежутках между очередными изданиями ОКПЗ публикуются дополнения к нему. Параллельно с созданием ОКПЗ ведётся работа по созданию каталогов звёзд, заподозренных в переменности блеска (КПЗ, англ. NSV).
Четвёртое издание ОКПЗ остается последним «бумажным» изданием. В XXI в., как и многие другие астрономические каталоги, ОКПЗ поддерживается в электронной форме и доступен в системе VisieR под названием General Catalog of Variable Stars. Он состоит из 3-х частей: каталог переменных звезд, каталог звезд, заподозренных в переменности, и каталог внегалактических переменных. |
|
Повреждение и восстановление ДНК
Пластид ДНК из кукурузы сеянцев подлежит увеличению ущерба, сеянцы развиваются. ДНК повреждается в окислительной среде, создаваемой фотоокислительными реакциями и фотосинтетическим / респираторным переносом электронов . Некоторые молекулы ДНК восстанавливаются, в то время как ДНК с неисправленными повреждениями, по-видимому, распадается на нефункциональные фрагменты.
Белки репарации ДНК кодируются ядерным геномом клетки, но могут быть перемещены в пластиды, где они поддерживают стабильность / целостность генома путем репарации ДНК пластид. Например, в хлоропластах мха Physcomitrella patens белок, используемый для репарации ошибочного спаривания ДНК (Msh1), взаимодействует с белками, используемыми при рекомбинационной репарации ( RecA и RecG), для поддержания стабильности пластидного генома.
Подготовка к визуальным наблюдениям переменных звёзд
Прежде, чем приступать к наблюдениям переменных звёзд, нужно проделать определённую подготовительную работу. Рассмотрим её по этапам:
- Выбрать переменную звезду. Она должна быть хорошо видима, поэтому для наблюдений без инструментов должна иметь яркость в минимуме до +5.5m. Если есть бинокль, можно заняться более слабыми звёздами – до 7-8m. Телескоп еще больше расширяет возможности выбора.
- Выбрать поблизости пару звёзд, которые не сильно отличаются по яркости от переменной – это будут звёзды сравнения. Одна должна быть немного ярче, другая – немного слабее. Они должны быть видны в поле зрения бинокля или телескопа вместе с переменной. Цвет их тоже должен быть по возможности схожим, чтобы он не вносил лишних ошибок.
- Нужно зарисовать или напечатать на принтере расположение переменной звезды и её окрестностей, а также выбранных звёзд сравнения, чтобы легко найти их на небе.
Вот и всё, что понадобится. Хотя нужен еще блокнот или тетрадь, куда будут записываться результаты наблюдений, и часы, так как нужно отмечать точное время.
Выбор звёзд сравнения для цефеиды Дельта Цефея.
Выбрать звёзды сравнения можно, воспользовавшись атласом или любой программой-планетарием, например, Stellarium. Атлас не покажет точный блеск звёзд, поэтому он полезен только для ориентирования. Можно поискать в Интернете список звёзд сравнения для самых известных переменных звёзд, а для многих слабых найдётся и подробная карта окрестностей.
Затменно-переменные звезды
Угасания звезды Алголь (Ветта Персея) были замечены еще в древности, а объяснены в 1783 году Джоном Гудрайком. Примерно каждые 69 часов звезда на 10 часов меркнет — это видно невооруженным глазом. Поэтому Алголь — в таблице переменных звезд в Практикуме № 40. За «подмигиванием» звезды скрывается тесная пара «вальсирующих» Алголя, в которой одна периодически заслоняет другую. Конечно, мы наблюдаем затмения в этой паре только потому, что обе звезды и Земля находятся примерно на одной прямой (отклонение меньше 8°). И это значит, что вообще-то в паре Алголя затмения не полные: как Луна на нашем небе иногда частично заслоняет Солнце, так и здесь одна звезда частично заслоняет другую — частные затмения. При этом общий свет двух звезд пары гаснет на 1,З m. Если бы плоскость орбиты звезд наклонилась к линии «звезда-Земля» на 27°, то затмения нами не наблюдались бы, и Алголь не считался бы переменной звездой. А если бы угол сократился до 3°, затмения стали бы полными, и тогда мы увидели бы гораздо более глубокие угасания Алголя — более чем на З m (т. е. на полчаса Алголь становился бы не виден глазу). По старинным летописям астрономы выяснили, что такое бывало. Как медленно покачивается из стороны в сторону ось быстро вращающегося волчка, так и плоскость орбиты Алголя поворачивается с периодом около 20 ООО лет. В начале нашей эры Алголь не был переменной звездой. Вот почему его «подмигивания», хорошо заметные глазу, не упоминают древние астрономы Гиппарх и Птолемей, хотя они изучили небо при составлении своих звездных каталогов. С 161 по 1482 год нашей эры затмения были, как и сейчас, частичными. А в 1482-1768 годах — полными
Что и привлекло внимание Джона Гудрайка и других астрономов XVIII века. Частичные затмения продолжатся до 3044 года
Солнце
Как известно, наше Солнце тоже не сияет совершенно равномерно, а слегка изменяет свою активность. Каждые 11 лет на Солнце увеличивается количество пятен и повышается его активность. Разумеется, пульсации Солнца не идут ни в какое сравнение с пульсациями цефеид, а тем более новых и сверхновых звёзд. Поэтому, наше Солнце относится к постоянным звёздам.
Характеристика и состав
У изменчивости есть причины. Это касается изменения светимости или массы, а также некоторых препятствий, мешающих свету поступать к Земле. Поэтому выделяют типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды раздуваются и сжимаются. Двойные затменные теряют яркость, когда одна из них перекрывает вторую. Некоторые переменные представляют две близко расположенных звезды, обменивающиеся массой.
Можно выделить два главных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные – их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. А есть внешние – причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения.
На снимке центра Млечного Пути видны три переменных цефеиды. Их используют для определения дистанций и возраста объектов
История изучения
Top-10 созвездий по числу переменных звёздсогласно каталогу ОКПЗ-4
Первая переменная звезда была определена в 1638 году, когда Иоганн Хольварда заметил, что звезда Омикрон Кита, позже названная Мирой, пульсирует с периодом в 11 месяцев. До этого звезда была описана астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 году и ошибочно определена как новая. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 и 1604 годах, доказало, что звёздное небо не является чем-то вечно неизменным, как тому учили Аристотель и другие философы древности. Открытие переменных звёзд, тем самым, внесло свой вклад в революцию астрономических взглядов, произошедшую в шестнадцатом и начале семнадцатого века.
Второй переменной звездой, которая была описана в 1669 году Джеминиано Монтанари, стала затменная переменная Алголь. Верное объяснение причин её переменности было дано в 1784 году Джоном Гудрайком. В 1686 году астрономом Готфридом Кирхи была обнаружена звезда Хи Лебедя (χ Cygni), а в 1704 году благодаря Джованни Маральди стала известна R Гидры (R Hydrae). К 1786 году было известно уже 10 переменных звёзд. Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея (δ Cephei) и Шелиак (β Lyr). С 1850 года количество известных переменных звёзд резко увеличилось, особенно с 1890 г., когда для их обнаружения стало возможным использование фотографии.
В последнем издании Общего каталога переменных звёзд (2008) перечислено более 46000 переменных звёзд из нашей галактики, а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.
Внешние переменные звезды
К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в системе Земля-Луна. Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.
Схема затмения у бинарной звезды
Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.
Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.
В центре Млечного пути видно две пульсирующие звезды (цефеиды), играющие роль указателей космических дистанций
Вращающиеся переменные звезды
В 1984 году космический телескоп IRAS обнаружил у звезды Веги пылевой диск. Такие характерны для очень юных звезд, возрастом менее 100 млн лет, вокруг которых из газопылевого диска формируются планеты. Вега старше — около 450 млн лет. В поисках разгадки ученые обнаружили, что Вега очень быстро вращается: на ее экваторе скорость 280 км/с. Для сравнения — скорость вращения Солнца в 140 раз меньше — всего 2 км/с. При такой скорости Вега — вовсе не шар, а сильно сплющенный эллипсоид, поэтому экватор Веги заметно дальше от ее центра и потому холоднее полюсов. Температура связана с яркостью. Поэтому экватор Веги — темная полоса, а полюса — светлые шапки.Мы все время видели один из полюсов и не подозревали, что волчок-то полосатый. Если однажды Вега повернется к нам так, что будет попеременно наблюдаться то полюсами, то боками, она станет переменной звездой.
Световое эхо — эффект, возникающий в астрономии, когда свет от вспышки светила приходит к наблюдателю, отражаясь от «экранов» вдали от светила, позже, чем свет, пришедший по прямой. При этом в некоторых случаях возникает видимость удаления отражающего свет «экрана» от светила-источника со скоростью выше скорости света.
Кроме того, скорость вращения Веги на экваторе равна скорости отрыва вещества от звезды центробежными силами. Иногда сгустки вещества действительно отрываются от Веги и присоединяются к окружающему ее диску. Поэтому, хотя звездный ветер и сдувает вещество диска в космос, но диск постоянно пополняется новым веществом от звезды. Конечно, диск около звезды должен вращаться, иначе он упадет на звезду. Из-за вращения разные части диска в разное время слегка заслоняют нам саму Вегу. Так возникают небольшие колебания ее яркости, обнаруженные недавно.
Газопылевые диски вокруг звезд иногда играют столь важную роль, что не ясно, к какой категории отнести некоторые переменные звезды.
6.3.2. Физические переменные звезды window.top.document.title = «6.3.2. Физические переменные звезды»;
Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2m, в период минимума она уменьшается до 10m, и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 3 331,6 суток.
 |
| Рисунок 6.3.2.1.Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга – Рассела |
В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска ? Орла с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность звезды ? Цефея (период 5,366 дней). Все переменные звезды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соответствующего созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T… или просто букву V (англ. variable «переменный») с цифрами.
 |
|
Модель 6.3. Цефеиды |
Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – ? Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру – на определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска. Исследование спектров цефеид показывает, что периодически изменяются лучевые скорости: вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа спектров цефеид на основе эффекта Доплера. Таким образом, периодически изменяется радиус цефеиды. Чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость.
 |
| Рисунок 6.3.2.2.Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых Облаках от периода переменности |
Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 году Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, 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. Так, 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 %.
В 60-е годы советский астроном Юрий Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда.
Звезды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск. У большинства из них периоды заключаются в пределах 0,2–0,8 суток, а амплитуды блеска составляют в среднем около одной звездной величины. Это звезды спектральных классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звездных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.
Особая группа переменных – молодые звезды типа T Тельца, впервые открытые Отто Васильевичем Струве в XIX веке. Они меняют свой блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси.
R Северной Короны и похожие на нее звезды ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.
Звезды типа R Северной Короны производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды. В таблице приведены наиболее известные переменные звезды
В наблюдении переменных звезд посильную помощь могут оказать и любители астрономии
В таблице приведены наиболее известные переменные звезды. В наблюдении переменных звезд посильную помощь могут оказать и любители астрономии.
Спектральный класс звезды
Однако прежде чем начать знакомство с удивительным миром переменных звезд, придется ввести такое базовое астрономическое понятие, как спектральный класс.
Спектральный класс позволяет включить сразу три характеристики звезды — цвет, температуру и химический состав. Основных спектральных классов семь, они соответствуют цветам от голубого через белый до красного: OBAFGKM. Для того чтобы их запомнить, английские студенты придумали поговорку: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me». С классами все сильно упрощается: например, вместо того чтобы говорить: «голубая звезда с температурой 20 000 градусов и с преобладанием водородных линий в спектре», можно сказать: «звезда класса О». Белые и голубые звезды (классы О, А, В) более молодые и горячие, и в их спектрах преобладают водород и гелий. С «покраснением» звезды остывают, а в атмосфере у них перестает преобладать водород и появляются вначале гелий и углерод, а затем и металлы. Ранее считалось, что спектральные классы отражают также и эволюцию звезды — звезда рождается голубой и горячей, затем остывает и проходит последовательно всю цепочку спектральных классов. Но эта теория не подтвердилась.
Кроме того, звезды различаются по размерам. Здесь выделяют звезды сверхгиганты, гиганты, субгиганты и карлики.
Наука
Парадокс монарха: как бабочка ввела ученых в заблуждение
Ученые Герцшпрунг и Рассел построили следующую диаграмму: по вертикальной оси была отложена светимость звезды (количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), по горизонтальной — спектральные классы. То есть для каждой звезды на этой диаграмме была своя точка.
Большая часть звезд оказалась на линии V, названной «главной последовательностью». Это значит, что почти любая звезда в процессе своей эволюции большую часть жизни проводит именно там. В верхней части диаграммы появились линии сверхгигантов и гигантов, а в нижней — карликов. Эволюционный путь звезды на этой диаграмме зависит от массы и химического состава звезды, одиночная это звезда или у нее есть соседка, и еще нескольких менее значимых факторов. Обычно он начинается в области голубых сверхгигантов, слева направо, в какой-то момент звезда садится на главную последовательность и движется по ней вниз, затем снова распухает и становится красным гигантом, а потом превращается в белый карлик.
