Физические переменные, новые и сверхновые Галактика М100 и сверхновая SN 2006X в ней, 7.03.2006г. - презентация

1 Физические переменные, новые и сверхновые Галактика М100 и сверхновая SN 2006X в ней, г

2 Переменные звезды Первая открыта в 1596г Давидом Фабрициус ( , 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. звезды, меняющие со временем блеск, светимость 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. 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) Фото в ультрафиолете. Виден крючкообразный хвостик, отходящий от Миры, в направлении ее компаньона. Самым полным является 4-е издание Общего каталога переменных звезд (1985г, ГАИШ) с информацией о типах переменности, амплитудах и периодах изменения блеска для звезд, открытых и обозначенных до 1982 года. Дополнением к этому трехтомнику является издание этих же авторов – Каталог звезд заподозренных в переменности с перечисленными подозрительными звездами.

3 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 < 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). ВидТип звездыПериод, сутСпектральный класс Амплитуда (в синих лучах) Тип звёздного населения Галактики Цефеиды Цефеиды Cδ2-218FII-GI0,1-2 m I Цефеиды CW1-3, 11-30(F-G)0,5-1,5 m II правильные RR Лиры0,05-1,2A-F0,5-2 m II Миры Кита M,C,S2-10,1 m II I β Большого Пса0,1-0,6BO-B3III-IV0,1 m I полуправильные δ Щита0,03-0,2A-FV-III0,1-0,5 m I RV Тельца30-140F-GI2-3 m I

4 Полоса нестабильности в диаграмме Герцшпрунга – Рессела.

5 Цефеиды – «маяки Вселенной» В 1908 году Генриетта Ливитт ( ), 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. Малое Магелланово Облако Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых облаках от периода переменности. 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.

6 Цефеиды - физически переменные 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 %. 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 Классические цефеиды от звезды δ Цефея, открытой в 1784 году Джоном Гудрайк ( , 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 ( ) открыл у нее периодичность изменения лучевой скорости, а в 1896г Н.А. Умов ( ) высказал предположение, что звезда пульсирует. Теория пульсации разработана А.С. Эддингтоном ( , Англия). Это пульсирующие звезды (меняют R)

7 Новые звезды Изменение блеска U Близнецов – карликовой новой 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 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 12. Зависимость между силой взрыва и длительностью периода установили П.П. Перенаго ( ) и Б.В. Кукаркин ( ). Туманность после взрыва Новой в созвездии Лебедя (1992г), видна как маленькое красное пятнышко выше середины фото

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

9 Типы сверхновых Сверхновые I типаСверхновые 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).

10 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 J (буква J указывает на то, что координаты даны на 2000 год).

11 Пульсар Нейтронные звезды рентгеновских пульсаров обладают очень сильным магнитным полем, достигающим значений 10 8 –10 9 Тл (в –10 12 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 км, плотность ~ 2×10 14 г/см 3 Cas A Cas A – Кассиопея А туманность, мощный источник радиоизлучения. Внутри пульсар.

12 Эволюционные пути звезд