Кривая - блеск
Cтраница 3
Он обратил внимание на то, что снимки туманности Андромеды на больших рефлекторах делались довольно редко, не чаще нескольких раз в месяц. Поэтому для оценки звезды в максимуме кривые блеска обычно приходилось несколько экстраполировать, учитывая скорость падения блеска, определенную тогда, когда от максимума звезда была уже далека. Но яркие новые звезды в нашей Галактике значительно быстрее слабели сразу же после максимума и лишь затем скорость падения их блеска уменьшалась. Если все это учесть, новые в туманности Андромеды и Галактике, как будто бы должны стать одинаковыми. [31]
Наряду с регулярно пульсирующими звездами имеются различные типы звезд, показывающие нерегулярную переменность. Явления нерегулярности, связанные с непостоянством кривых блеска, наблюдаются и у звезд типа RV Тельца, являющихся гигантами, несколько менее красными, чем мириды, в которых начинают проявляться эффекты ударных волн. Нерегулярные переменности, наблюдаемые у некоторых типов звезд, видимо, являются проявлениями таких неустойчивостей, которые способны привести к частичной хаотизации поведения звезды как динамической системы. [32]
Объекты, у к-рых ra te r, являются вемагн. В пользу такой модели качающегося диполя свидетельствует также корреляция светимости и смещения кривых блеска по фазе. При достаточно большой скорости аккреции белый карлик вращается не совсем синхронно, делая один оборот относительно спутника за неси. [33]
Еще в 1922 г. вместе с Лундмарком он исследует замечательную сверхновую Z Центавра в галактике NGG 5253L Правда, тогда глубокие различия между обычной новой и сверхновой еще не были известны и авторы работы именовали ее просто новой. Звезда вспыхнула уже давно, в 1895 г., и Хаббл и Лундмарк собирают данные и строят ее кривую блеска. Z Центавра была самой яркой сверхновой после знаменитой сверхновой 1885 г. в туманности Андромеды, она достигала седьмой звездной величины ( а сейчас мы бы добавили - и после сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке) и светила в сотню раз ярче своей родительской галактики, состоящей из сотен миллионов звезд. Правда, галактика NGC 5253 отнюдь не принадлежит к сколько-нибудь крупным. [34]
Как оказалось, единственным индикатором существования волн охлаждения в оболочках сверхновых является постоянство во времени цветовой температуры. В свою очередь температура Г2 и болометрическая звездная величина очень сильно зависят от химического состава. Поэтому детальные исследования кривых блеска сверхновых и показателей их цвета на протяжении десятков дней совместно с привлечением теории волн охлаждения дают возможность оценивать массы оболочек, устанавливать их химический состав, а по особенностям кривых блеска и закон распределения плотности в оболочке. [35]
Сверхновая звезда в другой галактике может наблюдаться только на первых этапах вспышки, когда блеск звезды достаточно велик и заметно сказывается на общей светимости этой галактики. Систематические поиски сверхновых в других галактиках производятся уже свыше тридцати лет путем периодического фотографирования больших групп галактик. Если при сравнении фотографий одной и той же области неба обнаруживают, что яркость какой-либо из галактик увеличилась ( это замечают по более сильному почернению негатива в соответствующем месте), то начинают следить за изменением яркости этой галактики и таким путем получают кривую блеска сверхновой звезды. Понятно, что при этом способе наблюдений трудно захватить не только кратковременный пер иод увеличения блеска звезды, но и момент ее максимального блеска. [36]
Сверхновые подразделяют на два типа, различающиеся в основном по виду их оптических спектров. Свойства всех сверхновых / типа очень похожи. Их спектры эволюционируют вполне определенным образом, причем в них нет линий водорода. Форма их кривых блеска практически одинакова: быстрое, примерно за неделю, увеличение блеска до максимального значения, затем уменьшение блеска примерно на Зт за 25 сут и, наконец, более медленное экспоненциальное уменьшение блеска со скоростью около т за 70 сут. [37]
Картина эволюции спектра сверхновых II типа не обладает характерными особенностями. Вообще говоря, к этому типу относят все объекты, не принадлежащие к I типу. В их спектрах присутствуют сильные линии водорода, причем линия На видна в излучении. Вид их кривых блеска не имеет общих особенностей. Обычно их блеск после достижения максимума уменьшается не так быстро, как у сверхновых I типа, но часто в длинном экспоненциальном хвосте кривой блеска наблюдают резкий завал. [38]
У сверхновых, относимых к I типу, блеск уменьшается без каких-либо колебаний, монотонно, и падение блеска занимает довольно большое время. За год после вспышки блеск звезды ослабевает в несколько сотен раз. У всех звезд этого типа кривые блеска почти в точности совпадают, тогда как новые звезды очень сильно отличаются друг от друга по деталям кривой блеска. Сверхновые II типа характеризуются большим разнообразием кривых блеска и быстрым падением блеска спустя приблизительно сто дней после максимума. [39]
При малых а начальное магнитное поле является слишком слабым для того, чтобы вызвать заметное радиальное движение в оболочке. Со временем в процессе вращения звезды происходит намотка магнитных силовых линий на ядро, в результате чего возрастает напряженность магнитного поля и усиливается магнитогидродинамическое взаимодействие. Процесс оказывается как бы затянутым во времени в 1 / а раз. Сравнительно медленное выделение энергии в вариантах с малыми а хорошо соответствует требованиям, следующим из наблюдений кривых блеска сверхновых. [40]
 |
Снимки Новой Орла 1918 г. в разные годы, по которым видно увеличение размеров оболочки. На снимках 1933 и 1940 гг. заметно образование, являющееся сгустком газа на конце оси. [41] |
Излучение звезды ( или, как говорят, ее блеск) на этом рисунке указано в очень широко употребляемых в астрономии условных единицах - звездных величинах. В основу определения звездной величины кладется следующее условие: возрастание блеска звезды в 100 раз соответствует уменьшению на 5 ее звездной величины. Значит, изменение блеска на одну звездную величину есть его изменение в уюО 2 512 раза. Такая система единиц сложилась еще в древности и общепринята среди наблюдателей звезд, поскольку сравнивать блеск двух звезд в звездных величинах гораздо легче, чем если бы он выражался в энергетических единицах. Для нас же удобство такой системы состоит в возможности более компактного изображения кривых блеска. [42]
С я О из Не) рас положен на границе вырожденного ядра. Масса С-О - ядра постепенно увеличивается благодаря поступлению1 в него продуктов горения из слоевого источника. Приближение массы С-О - ядра к пре-делу Чандрасекара сопровождается резким увеляче - HUCii плотности в центре ядра, что приводит к сильному релятивистскому вырождению электронного газа. Та-кой рост вырожденного ядра характерен для эволюции звезды с массой 4 - 8 Мо на гл. В конце концов в ядре создаются условия для зажпга-ния углерода. Поскольку повышение темп-ры в силь-но вырожденном веществе практически не приводит к увеличению давления, то горение углерода разви-вается при пост, плотности в приобретает взрывной характер: нарушается гидростатически равновесный ре-жим горения, происходят термоядерный взрыв С-0-яд-pa звезды. Последний играет важную роль в формировании кривых блеска С. Термоядерный взрыв вырожденного С-О - ядра приводит к частичному или полному сгоранию углерода. При этом происходит полный разлет С-О - ядра с кипетич. [43]
В докладе говорилось, что единственным указанием на существование звезд в туманности Андромеды пока служили лишь новые, а в туманности Треугольника - три переменные звезды, открытые Дунканом. Однако на хороших снимках с большими телескопами внешние части обоих объектов явно разлагались на множество звездных изображений. Блинкование пластинок, а их накопилось уже около двух сотен, привело к выявлению немалого числа переменных. После газетной публикации Хаббл продолжал упорно работать, и к концу 1924 г. в М 31 были найдены уже 36 переменных, а также 46 новых, включая и те 22, которые до него обнаружили другие наблюдатели на Маунт Вилсон. Для 22 звезд М 33, оказавшихся цефеидами, были построены кривые блеска. Многие, еще неисследованные переменные, вероятно, также принадлежали к этому типу. [44]
Эти / 3-цефеиды - самые горячие из известных переменных звезд, их эффективные температуры Teff составляют от 20 000 до 25 000 К, а периоды колебаний блеска - всего несколько часов. Теория этих звезд до сих пор находится в весьма неудовлетворительном состоянии, особенно в отношении механизма, вызывающего их переменность. Собственно говоря, даже точная природа их колебаний еще не известна со всей определенностью. Кривые лучевых скоростей некоторых переменных типа 0 Цефея весьма сложны и их не всегда можно истолковать просто радиальными пульсациями. Кроме того, из-за высоких температур на поверхности можг но исключить возбуждение пульсаций в этих звездах за счет обычных механизмов ионизации в оболочке, которыми, очевидно, объясняется неустойчивость более холодных переменных. Упомянем в этой связи фазовое соотношение между кривыми блеска и лучевой скорости, из которого при, самом простом истолковании следует, что у / 3-цефеид запаздывание максимума светимости относительно минимума радиуса практически отсутствует. [45]
Страницы: 1 2 3