Презентация на тему Новые и сверхновые звёзды

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.

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

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).

, 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

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.

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.

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).

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

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

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.

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.

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).