Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со врем - rita.netnado.ru o_O
Главная
Поиск по ключевым словам:
страница 1
Похожие работы
Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается - страница №1/1

Реферат

Переменные звёзды

&

Крабовидная туманность.



Выполнил ученик 11 «А» класса

Ирипханов Руслан



Учитель: Симонова. Т. А.


Переменные звезды
Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих — вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию. Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с очень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике около 40000, а в других галактиках— более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.
Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическими изменениями радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезд температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости, не смотря на то, что радиус уменьшается. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды — звезды типа Мира Кита). У цефеид и звезд типа RR Лиры периодичность выдерживается с удивительной точностью. У переменных звезд с полуправильным или хаотичным изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Все цефеиды — гиганты, звезды большой светимости, многие из них сверхгиганты, к ним относятся звезды с наибольшей светимостью. Мириды называются долгопериодическими переменными звездами. Изменения их блеска сопровождаются изменениями их температуры. Мира Кита в наибольшем блеска почти так же ярка, как Полярная звезда. Переменные звезды этого типа также являются взездами-сверхгигантами. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.
Второй класс переменных звезд — взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы в возникают при взаимодействии компонентов в таких системах.
Раньше думали, что новые звезды действительно являются вновь появившимися. Но эти звезды существовали и ранее — они обнаруживаются как слабые звезды на фотографиях звездного неба, сделанных ранее.
Некоторые из новых звезд (а может быть, и все) вспыхивают неоднократно. Так внезапно вспыхивать и увеличиваться в размерах со скоростью, равной сотням километров в секунду, могут очень горячие звезды, имеющие особое, неустойчивое состояние. При вспышке их наружные газовые слои срываются и с огромной скоростью несутся в пространство. С течением времени эти газы рассеиваются.
В редких случаях наблюдаются вспышки сверхновых звезд. Они отличаются тем, что их светимость во время вспышки бывает в десятки и сотни миллионов раз больше светимости Солнца. В настоящее время ученые-астрономы и физики много работают над решением вопроса о том, какие физические причины вызывают такое грандиозное явление, как вспышки сверхновых звезд.
Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных превышает 2000.
Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменения их видимого блеска связаны с физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размеры звезды.
К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.
В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны искажениями формы звезд. Периоды изменения блеска затменных двойных — от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд.
Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд — магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.
Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.
Переменные звезды очень внимательно изучаются астрономами. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность определить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и характеристики различных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость “период — светимость”, обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а следовательно, и расстояния до нее. Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения.

Крабовидная туманность – М1
Это видели все жители Земли, смотревшие в то время на звездное небо, но до нас дошли немногие записи об этом явлении. Вот одна из них. Китайский летописец Мин-Туань-Линь. 4 июля 1054 г. записал: «В первый год периода Чи-хо, в пятую Луну, в день Чи-Чу появилась звезда-гостья к юго-востоку от звезды Тиен-Куан и исчезла более чем через год. Собрат же Мин-Туань-Линя записал: «Она была видна днем, как Венера, лучи света исходили из нее во все стороны, и цвет ее был красновато-белый. Так была видна она 23 дня». Подобные скупые записи сделали также японские летописцы и арабские очевидцы. Эти записи были разысканы и прочитаны в 1942 г.
Немало подобных записей, хотя и не о столь ярких звездах-гостьях, т. е., по-видимому, о новых звездах, найдено в старых летописях. Но вот почти через тысячу лет после смерти Мин-Туань-Линя астрономы изучили подробно необычную туманность, видимую в телескоп к юго-востоку от китайской звезды Тиен-Куан. Мы называем ее дзетой Тельца, а туманность за ее своеобразную форму наблюдатели прозвали Крабовидной. Как краб туманных очертаний в синеватой глубине моря, мерцает это слабое пятнышко света в синеватой бездне ночного неба, и в его центре на фотографиях видны две звездочки 16-й величины, т. е. в 10 000 раз более слабые, чем звезды, едва видимые невооруженным глазом в темную, безлунную ночь.
От обычных туманных пятен, десятками тысяч видимых на небе, Крабовидную туманность отличают две особенности. Во-первых, сравнение фотографий ее, сделанных с промежутком времени в 30 лет, позволило в 1942 г. подтвердить обнаруженный ранее факт: туманность заметно расширяется во все стороны от своего центра, занятого двумя звездочками. Во-вторых, спектр туманности необычен тем, что в нем на фоне яркого непрерывного спектра видны широкие и раздвоенные яркие линии химических элементов, среди которых водорода, не в пример другим газовым туманностям, очень мало. Вид спектральных линий показывает, что туманность расширяется со скоростью 1300 км/сек, т. е. раз в десятки раз большей, чем у других газовых туманностей, также обнаруживающих расширение. Сопоставляя видимую угловую скорость расширения туманности с его линейной скоростью, определенной по спектру, мы находим расстояние до туманности 6000 световых лет, а отсюда и светимость двух звездочек в ее центре (она та же, что у Солнца). Туманность огромна, свет от одного ее края до другого идет 6 лет, тогда как диаметр орбиты Плутона в Солнечной системе он пересекает за 11 часов. Зная скорость видимого, углового расширения туманности, можно подсчитать, когда же все ее вещество было сосредоточено в одном месте — там, в центре, где видны две звездочки. И что же оказывается: это было около 800—900 лет назад, т. е. примерно в то время, когда китайские летописцы видели вблизи этого же места свою звезду-гостью! Может ли это быть простым совпадением?! Может ли быть, чтобы такая исключительная туманность случайно возникла в то время и в том месте, где сияла исключительная новая звезда? Да, после вспышки эта звезда оставила вместо себя Крабовидную туманность. Для создания такой колоссальной туманности должна была произойти катастрофа, по своей грандиозности далеко превышающая вспышки обычных новых звезд. Светимость этой сверхновой равнялась примерно 500 миллионам солнц.
Так как «звезда-гостья» 1054 г. была причиной возникновения Крабовидной туманности и, следовательно, находилась на том же расстоянии от нас, то получается, что ее блеск был такой же, как у сверхновых звезд. Крабовидная туманность особенно сильно излучает красные лучи, обязанные некоторым линиям азота. Это внушило мысль поискать подтверждения тому, что яркая новая звезда, наблюдавшаяся в 1604 г. в созвездии Змееносца, тоже была сверхновой. Окрестности этого места в 1943 г. сфотографировали на пластинках, чувствительных к красным лучам, и на снимке обнаружили невидимую ранее слабую расширяющуюся туманность. Спектр ее оказался похожим на спектр Крабовидной туманности, и центр ее совпал с местом вспышки новой звезды Кеплера.
Крабовидную туманность исследовали и в оптическом (телескоп «Хаббл») и в радиодиапазоне, а сейчас она находится в поле зрения космического телескопа «Чандра», который, несомненно, преподнесет новые открытия при исследовании этой расширяющейся туманности. В центре Крабовидной туманности находится пульсар, единственный из пульсаров, который видно в оптическом диапазоне. Астроном средневековья Шарль Мессье (создатель знаменитого каталога Мессье), включающего 109 объектов, когда создавал свой знаменитый каталог туманных объектов, и не предполагал, что под номером 1 в его каталоге будет скрываться, действительно, необычный объект. Зная это, Мессье непременно поставил бы Крабовидную туманность на первое место в своем каталоге, но на деле это произошло по воле случая, поскольку Мессье не мог даже предполагать, что это остаток взорвавшейся сверхновой звезды. Об этом узнали только в 20-м веке, как было описано выше. Наблюдать эту туманность можно в самый простой школьный телескоп. Звездная величина М1 равна 9m. Другие характеристики туманности вы можете найти в таблице ниже.
Осенью и зимой туманность видна во всей красе, т.к. восходит осенью около полуночи, а зимой ее видно уже с наступлением темноты. На приведенном рисунке показано положение М1 на небосводе. Во врезках показаны крупномасштабный участок окрестностей М1, для облегчения поисков, и сама Крабовидная туманность. Положение туманности на рисунке показано на начало сентября около 2 часов по местному времени. В телескоп с диаметром объектива от 100 мм М1 видна в виде слабого туманного пятнышка. В ясную ночь можно различить «клешни Краба» или разветвленную структуру туманности. При фотографировании с тем же инструментом туманность получается значительно лучше, чем ее видно невооруженным глазом.

Сведения о М1:

Mess1 (М1) – Крабовидная туманность

Максимальный диаметр: 420 угловых секунды



Остаток сверхновой 1054 года.