Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной, так как при помощи этих звезд можно точно рассчитать расстояние до отдаленных космических объектов.Объекты глубокого космоса > Звезды > Цефеиды
Хаббл запечатлел переменную звезду RS Кормы
Вселенная – невероятно огромное место. Если быть точнее, то это 46 миллиардов световых лет в любую сторону от нас! Но главный момент в том, что это лишь наблюдаемая часть, поэтому ученые полагают, что она намного больше.
Чтобы в этом разобраться, необходимо уметь измерять такие дистанции. Астрономия не стоит на месте и постоянно ищет новые методы работы. Кроме замеров красного смещения и исследования света, ученые также пользуются звездным классом, который называют переменные цефеиды.
Переменными именуют звезды, чья яркость колеблется. Переменные цефеиды – это особый вид переменных. Их масса в 5-20 превышает солнечную. Но суть в том, что они пульсируют в радиальном направлении и меняют диаметр и температуру.
Лучше всего то, что пульсации связаны с абсолютной яркостью, которая меняется в конкретные периоды (1-100 дней). Если строить кривую блеска в зависимости от величины и периода, то она напомнит плавник акулы – внезапный пик, а затем снижение.
Класс получил свое наименование от звезд Дельта Цефея. Анализ спектра выявил изменения температуры от 5500 К до 6600 К, а также диаметра ~15%.
Связь между периодом колебания и светимостью очень полезна для расчетов дистанций объектов во Вселенной. Для этого используют формулу: m – M = 5 log d – 5. Здесь m – видимая величина (светимость), М – абсолютная, d – дистанция к объекту в парсеках. Переменные цефеиды можно увидеть и измерить на удаленности в 20 миллионов световых лет.
Соотношение периода и светимости для цефеид
Благодаря яркости и видимости можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.
Существует два главных подкласса: классические и цефеиды II типа. Первые – население I (богатые на металл), превосходящие солнечную массу в 4-20 раз и в 100000 раз ярче. Они регулярно пульсируют в течение нескольких дней или месяцев.
Это желтые яркие гиганты или сверхгиганты (F6-K2), чей радиус меняется в миллионы км во время пульсации. Классические применяют для вычисления дистанций к галактикам в пределах Местной Группы и за ее чертой.
RR Лиры
Цефеиды II типа – бедные на металл. Период пульсации охватывает 1-50 дней. Их возраст составляет 10 миллиардов лет и достигают половины солнечной массы. Они также делятся на BL Геракла (1-4 дней), W Девы (10-20 дней), RV Тельца (более 20 дней). Ими пользуются, если нужно вычислить дистанцию к галактическому центру, шаровым скоплениям и соседним галактикам.
Есть также аномальные цефеиды. Их периодичность составляет 2 дня (как RR Лиры), но они светятся намного ярче. Превосходят цефеиды II по массе, но возраст остается неизвестным. Есть небольшой процент переменных, которые пульсируют одновременно в двух режимах – «цефеиды с двойным режимом».
Впервые переменную звезду нашел Эдвард Пиготт 10 сентября 1784 года. Он наткнулся на Эта Орла. Через несколько месяцев Джон Гудрик находит Дельта Цефея.
В 1908 году переменные исследовали в Магеллановых Облаках. Генриетте Левитт удалось найти связь между периодом и яркостью классических цефеид. Свои записи с периодами 25 переменных звезд она опубликовала в 1912 году.
Изменение яркости цефеиды V1 в Мессье 31
В 1925 году Эдвин Хаббл сумел установить расстояние между нашей галактикой и Андромедой. Это был важный шаг, ведь до этого многие полагали, что наша галактика уникальна и дальше ничего нет. После замеров дистанции между Млечным Путем и другими галактиками, а также объединив их с красным смещением Весто Слайфера, Хаббл и Милтон Хьюмасон смогли вывести закон Хаббла. То есть, они доказали, что Вселенная расширяется.
В 20-м веке ученые занимались классификацией цефеид и выводили формулы, по которым можно измерить расстояние. Этим занимался Вальтер Бааде, который в 1940-х гг. вывел разницу между классическим цефеидами и типом II, основываясь на их размере, уровне светимости и возрасте.
Эти объекты невероятно ценны, но и у них есть ограничения. Главное состоит в том, что связь периода и светимости у типа II может основываться на более низкой металличности, фотометрическом загрязнении и пока неизвестном эффекте, который газ и пыль оказывают на свет.
Это привело к тому, что константа Хаббла имела два разных значения, колеблющиеся между 60-80 км/с на 1 миллион парсеков. Современная космология пытается решить эту проблему, так как результат влияет на вычисление скорости расширения Вселенной и ее размера.
v-kosmose.com
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной, так как при помощи этих звезд можно точно рассчитать расстояние до отдаленных космических объектов.
Полярная звезда — классическая Цефеида
Цефеиды относятся особому классу регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.
Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их мигание вызвано рядом физических процессов, которые происходят внутри этих небесных тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.
Пульсация цефеид
Как мы уже говорили выше, мигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами.
Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.
Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.
Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.
Дельта Цефея
Название «Цефеиды» происходит от наименования одноименной звезды Дельта Цефея. Звездная величина этого небесного светила меняется каждые пять дней в диапазоне от 3,6 до 4,3 единиц.
Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G. Эти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной. Однако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.
Типы цефеид
Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ. Цефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.
Ярким представителем цефеид второго населения является W Девы. Если цефеиды населения І обитают в рассеянных звездных скоплениях, то цефеиды населения ІІ наиболее часто встречаются в шаровых скоплениях, расположенных вблизи галактического центра. Их возраст выше возраста звезд населения І, а свечение заметно ниже.
Изменение блеска звезды V1 в галактике M31
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной. Причина этого в том, что эти небесные тела позволяют вычислить расстояние к удаленным космическим объектам, в частности галактикам. Происходит это следующим образом. Допустим, вы обнаружили цефеиду в другой галактике. Первое, что вам нужно сделать – это вычислить период ее пульсации, благодаря которому вы сможете измерить светимость звезды. Сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до звезды, а также до галактики, в которой вы ее обнаружили.
comments powered by HyperComments
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Просмотров записи: 3426
spacegid.com
Большая энциклопедия школьникауникальное издание, содержащее весь свод знаний, необходимый ученикам младших классов. Для детей, собирающихся в 1-й класс, она послужит незаменимым помощником для подготовки к школе. В этой энциклопедии ребенок сможет найти любую интересующую его информацию, в понятном и простом для него изложении. Вы подбираете слова и определения для простых вещей, которые надо объяснить ребенку? Сомневаетесь в формулировках? Просто возьмите «Большую энциклопедию школьника» и найдите нужный ответ вместе с малышом!
Математика в стихах Развитие речи Азбука в картинках Игры на развитие внимания Как правильно выбрать школу Ваш ребенок левша Как готовить домашнее задание Контрольные и экзамены
Большая энциклопедия школьника - это твой надёжный путеводитель в мире знаний. Она проведёт сквозь извилистые лабиринты наук и раскроет завесу великих тайн Вселенной. С ней ты поднимешься высоко к звёздам и опустишься на дно самых глубоких морей, ты научишься видеть мельчайшие организмы и осязать огромные пространства Земли. Отправившись в это увлекательное путешествие, ты значительно расширишь свой кругозор и поднимешься на новую ступень развития. Отныне никакие вопросы учителей не смогут поставить тебя в тупик, ты сможешь найти выход из любой ситуации. Мир знаний зовёт тебя. В добрый путь!
| Ребенок не хочет учить буквы Ребенок не хочет учить буквы - Понимаете, ведь надо что-то делать! - с тревогой говорила мне полная, хорошо одетая дама, едва умещающаяся на стуле. Ее ноги в аккуратных лодочках были плотно сжаты (юбка до середины колена казалась слегка коротковатой для такой монументальной фигуры), руки сложены на коленях. - Ей же на тот год в школу, все ее сверстники уже читают, а она даже буквы ... | Past continuous passive Страдательный залог образуется с помощью вспомогательного глагола 'to be'. Страдательный залог глагола 'to repair' в группе 'continuous' : To be repaired = Быть исправленным. The road is being repaired = Дорогу чинят. The road is not being repaired = Дорогу не чинят. Is the road being repaired? = Чинят ли дорогу? The road was being repaired = Дорогу чинили. The road was not being repaired = Дорогу не чинили. Was the road being repaired? = Чинили ли дорогу? Страдательный ... |
| Определение формулы органического вещества по его молярной массе Задание: Определить формулу углеводорода, если его молярная масса равна 78 г. № п/п Последовательность действий Выполнение действий 1. Записать общую формулу углеводорода. Общая формула углеводорода СхНу 2. Найти молярную массу углеводорода в общем виде. М(СхНу)=12х +у 3. Приравнять найденное в общем виде значение молярной массы к данному в ... | У У ЗВУК (У). 1) Удобная буква! Удобно в ней то, Что можно на букву Повесить пальто. У – сучок, В любом лесу Ты увидишь букву У. 2) ФОНЕТИЧЕСКАЯ ЗАРЯДКА. - Как воет волк! ( у – у – у ) 3) ЗАДАНИЯ. а) Подними руку, если услышишь звук (у): паук, цветок, лужа, диван, стол, стул, голуби, курица. б) Где стоит (у)? Зубы, утка, наука, кенгуру ... |
for-schoolboy.ru
3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают.
Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд).
Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры>. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, 'у звезды появляется источник энергии, способный поддерживать ее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит па стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет.
Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.
Нормальные звезды
Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие - это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые.
Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем Е миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью.
Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости ? Оказывается, тут нге ~явисит от массы звезды.
Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальная величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет около одной две Вставить из листика
Гиганты и карлики
Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.
В противоположность им эвезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.
Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран - глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как же могут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?
Ответ состоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами.
Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта - например, Бетельгейзе в Орионе - в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера
Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звезды бывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.
Обычиая звсзда, такая, как Солнце, вы деляст знергию за счет превращения во лорола н гелий в ядерной печи, нахо дягцейся и самой ее сердцевине. Солн пе с<)псржит огромное количество во дородь, однаио запасы его не бесконеч иы. За ~юследние 5 миллиардов лет Со лнцс уже израсходовало половипу во дородного топлива и сможет поддер живать свое существование в течение еп~е 5 миллиардов лет, прежде чем за пасы водорода в его ядре иссякнут. А _ что потом7
Послс того как звезда израсходует водорол, содержащийся в центральной ее части, виутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает псрс~орать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, раз бухаст. В результате размер самой звез ды резко возрастает, а температура ее иовсрхпости надает. Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыо той иослсдовательиости измеиений, которая называется звездной эволюцией и которую ироходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареюг и умирают, по продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды про носятся черсз свой жизиенный цикл, за канчивая его эффектным взрывом.
Звезды более скромных размеров, включая и Солице, наоборот, в нонце жизпи сжимаются, превращаясь в белые карлики.
После чего они просто угасают.
В процессе превращеиия иэ красно го гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив лри этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температура которой на поверхпости может достигать 100 000"С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены,
они были названы планетарными туманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют!
Звездные скопления
По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления - вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, лотому что им известно, что все звезды, входяшие в скопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой.
Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы. ]
Открытые звездные
скопления
Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении - где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.
Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд.
Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуют- ся, с течением времени не меняется.
Деело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд - тех самых, тысячи которых предстаьот перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочиы, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать.
Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они сущес твуют не очень долго и обычно состо ят из очень молодых звезд вблизи меж звездных облаков, из которых они воз никли. В звездную ассоциаци~о входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в об ласти размером в несколько сотен све товых лет.
Облака, в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.
Шаровые звездные скопления
В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичного шарового скопления - от 20 до 400 световых лет.
В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды.
Йногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях дв'ойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.
Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое ц'елое.
Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самое яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кснтавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений:
его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.
В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.
Эта звезда получила название Мира - ечудесная~. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.
Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.
Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в нес~олько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом оиа меняется. График изменения звездной величины переменной
звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величии профессиональиые астрономы используют прибор, иазываемый фотометром, сщпако многочисленные наблюдеиия перемеипых звезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специальио подготовленной карты и после иекоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеиной звезды лрямо на глаз, если сравиивать ее с постоянными звездами, расположенными рядом.
Графики блеска переменных звеэд показывают, что пекоторыс:>везды мсняю'гся регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времеии определенной длины (периоде) повторяется снова и сиова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. К иравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойныс звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бицариых звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, опи могут проходить прямо одна перед другой. Подобные сисгемы пазываются затменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.
пульсирующие переменные
звезды
Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, пример но так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звеэды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска.
Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холод ные красные гиган ты в последней ста дии своего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетар ную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах.
Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.
Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний. Неправильные переменные
звезды
R Северной Короны и звезды, подобные ей, 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 ирежнему уровню. Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако ие рассеется в пространстве.
Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.
Вспыхивающие звезды
Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца. Для некоторых звезд - красных карликов - это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масштабов, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солпцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.
Двойные звезды
Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным сис- темам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг дру гой, явление весьма распространенное.
Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находят- ся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и р сверхновых звезд.
Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как ТОЧК~ опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто - двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже болыие. Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно, называются видимыми двойными.
Открытие двойных звезд
Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместиому спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положеп ия. Сиектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды, вроде Сопнца, подобеп непрерывной радуге, пересечепной многочисленными узкими н~елями - так называемыми линиями иоглощепия. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движегся к нам или от пас. Это явление нжзивается эффектом Допплера. Когда эвезды двойной системы движутся ио своим орбитам, они поперемеппо то приближаются к нам, то удаляются. В результате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойпая. Если оба участника двойной системы имеют примерио одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминирова'гь, но регулярное смещение спектральных лииий всс равно выдаст ее истинную двойную природу.
Измеренне скоростей звезд двойной системы и лрименение зак нного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. зучение двойных звезд - это единственный прямой способ вычислени я з вездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.
Теспые двойные звезды
В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой ыритическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что эаполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звеэды разбухмот, превращаясь в гиганты, а многие эвезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные систем ы - - явление нередкое.
Звезда переливается через
край
Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.
Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи реэко возрастает, а температурд под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжкды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и месяцы.
К огда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.
Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отгалкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.
Белый каплик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.
Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами пазывают целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее иоличество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам асгрономов, не менее лесятой части вссх звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего пеба, является членом двойной системы, и сго иапарник - белый карлик под пазванием Сириус В.
Нейтронные звезды
Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солпиа более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии бслого карлика, на атом ие остановится. Гранитациоишые силы в этом случае стсиь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результатс иротопы лревращаются в нейтроны (см. с. 20 - 21), способные прилега'гь друг к другу без всяких промежуткпв. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотпость белых карликов; ио если масса материала не превосходит 3 солпечпых масс, нейтроны, как и электроны, способиы сами предотвратить далынейшее сжатие. Типичная иисйтроиная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо исслыханно громадной плотиости, псйтроиные звезды обладают сще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрос вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрес, когда лрижимает к себе руки. Нейтропная звезда совершает несколы<о оборотов в секунду. Наряду с атим исключитепьно быстрьтм вращеиием, нейтроппые звезды имеют магнитиос полс, в миллионы раз более сильиое, чем у Земли.
Иульсары
Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражсиы тем фактом, что какие-то природные объекты могут иэлучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда, пенадолго) астрономы дике заподоэрили участие неких мыслящих сущесгв, обитаюших в глубинах Галак'гики. Но вскоре было иайдено естественнсэс объясиепие. В мощном магнитпом иоле пейтронной звезды движущиеся по сиирали электроиы генерируют рщиоволиы, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вра~цается, и радиолуч пересекает лииию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы.
Рентгеновские двойные
звезды
В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.
Возможно, рсптгеновские ислйчники представляют собой двойные звезды, одла из которых очень малснькая, но массив~ия; это может быть нейтроцная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, масса которой превосходит солнечиую в 10 - 20 раз, либо иметь массу, превосходящу~о массу Солица не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложпая история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояпия между звездами.
В д~зойпых системах с небольшими массами вокруг пейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с болыыими массами материал устремллется примо ~и нейтронную з.везду - ее магнитпое поле засасывает его, как в воронку. Имен~ш такие системы часто оказываготся рентгеновскими пульсарами.
Черные дыры
бы бттть лмке нейтронными звездами В одной из рентгеновских двойных систем, пазываемой А0620-00 удалос оч ень точно измерить массу компактной звезды (для этого испоз!ъзовились данные разных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намного превышает возможн'ости нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее б,З солнечной. Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик.
Сверхновые
Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, - это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение ока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше
Солнце за 10 миллиардов лет. Сыетовой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду.
Такие грандиозные звездные взрьгвы называются сверхновыми. Сверхновые - довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие в кюкдой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхиовых не наблюдали с 1604 ~. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-за большого количсства пьши в Млечном Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа, остав~ыегося ог сверхновой в созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва - 1658 г. В то время никто не зарегистрировы! необычно яркой звезды, хотя од~-и довольио скромная звездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмсчена в этом же месте на звездной карте 1680 г.
Сверхновая - гмертъ звезды
Чтобы разобраться в том, что приводит к взрыву сверхновой, нам придется рассмотреть последние стадии эволюции массивной звезды. Когда весь водород в центральиом ядре превращается в гелий, начинаются новые ядерные процессы, преобразуюшие гелий в углерод. Но дальше от центра, в оболочке, водород все еще соединяется, обрюуя гслий. Когда гелий использован, горючим стаиовится углерод. В слоях, расположенных вокруг ядра, протекает весь ряд последовательных ядсрных реакций, так что звезда приобрстает структуру, напоминающую луковицу.
В последпей стадии ядро звезды состоит уже из жслеза и пикеля, а в слоях вок г нег ру го идет ядерное горение
кремния, неона, кислорода углеро даи это ведет к образованию в центре звезды белого карлика , пока б, солнечной. А за этим преде е превышает критического РУ бежа в 14 лом наступает катастрофическое сжатие - коллапс ядра, Менее чем за секунду ядро уменьшается от раэмеров Земли до 100 км в поперечнике. Его плотность становится такой к ак у атомного а (примерно в 100 миллион миллион миллионов раз больше, чем плотность воды). Вещество сливается в нечто подобное гигантскому атомному ядру - образуется нейтронная звезда. В тот момент, когда нейтроны во вн утреннеи части ядра оказываются способными предотвратить дальней шее сжатие п роцесс внезапно останавливается. Немедленно на еще падающий к центру материал обрушиваются встречные ударные волны, и в звезду вливастся оп<ргия огромного количествя чягтиц, называемых нейтрино. В результате звезда сбрасывает свои наружные слои, открывая взгляду скрывавшееся под ними нейтронное ядро. По мнению астрономов, большая часть нейтронных звезд, если не все они, родились во взрывах сверхновых. При определенных условиях ядро может оказаться достаточно массивным, чтобы вместо нейтронной звезды образовалась черная дыра. У нас есть ясная картина того, как массивные звезды заканчивают свое существование взрывами свеухновых. Но это не единственный способ запуска подобных взрывов. Лишь около четверти всех сверхновых появляется таким путем. Оии отличаются своими спектрами и специфической картиной возгорания и затухания. Как действуют другие сверхновые, пока не вполне ясно. Наиболее достоверная теория предполагает, что они начинаются с белых карликов в двойных сис;емах. Вешество перетекает на белый карлик с его партнера до тех пор, иока масса карлика не превысит 1,4 солнечной. Затем следует взрыв сверхновой, и вся звезда, повидимому, навсегда разрушается. Сверхновая сохраняет свою макси- ~~~~~~ ядкость лишь около месяца, а затем непрерывно угасает. В это время источником световой энергии является р~иоагл~вный распад вещества, образовавшегося при взрыве. Еше долгое время после взрыва можно наблюдать вещество сброшенной оболочки, постепенно расходящееся в окружающем пространстве. Такие туманности называют остатками сверхновых. В созвездии Тельца имеется Крабовидная туманность, представляющая собой остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г. Обширное тонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Петля Лебедя, осталась от вспышки сверхновой, произошедшей около 30 000 лет назад, Остатки сверхновых - одни из сильнейших источников радиоволн в иашем небе.
Происхождение элементов
Наш обычный мир - скалистая Земля с ее океанами, атмосферой, растительной и животной жизнью - 'состоит примерно из 100 различных химических элементов. Во Вселенной некоторые из них гораздо более распространены, чем другие. Сочетаясь между собой, элементы образуют бесчисленное множество различных веществ. Но откуда взялись сами элементы, эти основные строительные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы в состоянии дать полную картину того, как образовались и как распределились по Вселенной различные элементы (см. также с. 20 - 21). Простейший из всех элементов - водород. Ядро атома водорода состоит из единственного протона, а добавление к нему одного электрона заверша~ конструкцию атома. Ядра других элементов содержат различные количества протонов, а также нейтронов, которые входят в состав всех элементов, кроме водорода. В ходе ядерных реакций отдель ные ядра могут сливаться с элементарными частицами, вроде нейтрона, и образовывать новые элементы. Для протекания ядерных реакций нужны очень высоние температуры. Такие температуры существовали на ранних стадиях развития Вселенной, а сейчас они встречаются внутри звеэд, во взрывах сверхновых, а также при падении вещества на очень плотные звезды типа белых карликов. Весь водород во Вселенной, да и значительная часть гелия, появились на свет в течение нескольких первых минут после начала мира. Первые из сформировавшихся звезд состояли почти целиком из водорода и гелия. Но мы уже видели, как знезды получают свою энергию путем слияния ядер водорода, приводящего к образованию гелия, а затем - слияиия гелия с более тяжелыми элеме~ггами, когда получается все остальное, включая углерод, кислород, кремний, железо и так далее. Когда звезда сбрасывает оболочку, как сверхновая,
большая часть материала выносится в космическое пространство. Тепловая энергия взрыва способствует созданию еще большего числа элементов. После того как произошло достаточно много вспьп.пек сверхновых, межзвсздное вещество уже содержит значительное количестио веществ, нроизведенных в звездах - паряду с водородом и гелием, когорые были здесь с самого начала. Звещы, которые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они
постепенно освобождаются от своих впетних слоев, выэывая появление
звездиых ветров> или планетарной тумаиности.
Теперь самое время иапомнить, что звездьт формируются из облаков межзвездного материала. Звезды, которые сегодня рождаются в нашей Галактике,
образуются из гораздо более разнообразиой смеси химических элеме~ггов, чем
самыс лериые звезды. Даже паше Солние уже пе принадлежит к первому звездному иоиолсиию. Оно сформировалось из облака, в котором было немало углерода, кислорода, кремния, железа и др., - по крайпей мере, этих элеме~ггов
оказалось достаточно, чтобы собрать их воедино во вра~цающейся туманности,
ставшей затсм Солиечной систсмой, и образовать нашу планету. Это может
показкгься сгранным, но большинство атомов в т~зоем собственном теле было создаио н ненрах давно умерших звезд.
СВЕРХНОВ.
Когда 24 февраля 1987 г. была открыта 5М 1987А, астрономы были очень взволнованы: ведь это была самая яркая сверхновая с 1604 г. Хотя на этот раз сверхновая вспыхнула не в наыей Галактике, а в соседней Большом Магелла~ювом облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигла 2,9, что позволяло легко наблюдать сверхновую в южном лолушарии невооруженным глазом.
Впервые развитие сверхновой стало доступно наблюдению с помощыо современной аппаратуры. Ислользуя фотографии, снятые до вслышки, удалось даже определить, какая именио звезда нэорвя лягк Ято оказллгя голубой сверхгигант с массой примерно в 17 солнечных; согласно расчетам, его возраст составлял около 20 миллионов лет. ВАЯ 1987А
На самом деле взрл~в произошел примерпо за деиь до его обнаруже ния. Э'го было установлепо по 6олее ранней фотографии, а исследователи, изучаюи~ие иотоки космических пей трипо, 23 фсвраля зарегистрировали иеожиданно большое их количество. 1 Нсйтрино - это элемеитарные час тицы, вряд ли имеющие массу. Их очень трудно регистрировать, Йо га кая работа чрезвычайно важна, так как пейтриио упосят большое количество энсргии и целом ряде ядерных реак ций. Обнаружение пейтриио показа ло, что нан~а теория возникновеиия сверхиовой в основиом верна. Одна ко иа мсстс испышки м-ой сиерхно вой ие упы~ось обиаружить пульсар или ~>сйтроииую звезду.
КРАБОВИДНАЯ ТММАННОСТЬ
Один из самых известных остатков сверхновой, Крафбовидная туманность, обязана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляю~цее имя не совсем соответствует этому страниому объекгу. Теперь мы знаем, что ма туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ее возраст бьи установлен в 1928 г. Здвином Хабблом, измерившим скорость ее расширеиия и обратившим внимание ти совт~адение ее положения на небе со стариниыми китайскими записями. Она имеет форму овала с неровными краями; красповатые и зелеиоватые нити сиетящегося газа видны на ~эоне тусклого белого пятна. НИТИ СВГГЯЩСГОСЯ гклд напоминают сеть, иаброшенную на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся ио спиралям в сильном магнитном иоле. Туманность является также интснсивным источником радиоволн и рен ггсиовских лучей. Когда аетрономы осознали, что пульсары - зто нейтрон сверхпоных, им стало ясно, что искать иульсары иадо иыенио в таких остатках типа Крабонидной туманности. В 1969 г. 6ыло обиаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически излучаег радиоимпульсы, а также с~зсговыс и рентгеновские сигнаЛЫ ЧСф7СЗ КЖКДЫС 33 ТЫСЯ%ИЫХ ДОЛИ ССкунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но оиа поетепенно пониЖается. Тс пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намного старые иульсара Крабовидной тумаиности.
КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ
Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманиость, обязаца своим названием Уильяму Парсонсу, тре гьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляющее имя ие совсем соответствует этому странпому объекту. Теперь мы знаем, что эта туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ес возраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хабблом, измерившим скорость ее расширения и обративы~им внимаиие на сов~!адение ее положения иа небе со сгариииыми китайскими записями.
Она имеет форму овала с церовными краями; красиоватые и зеленоватые нити светящегося газа видны на фоне тусююго белого пятна.
Ни'ги снегящегося газа напоминают сеть, наброи~енну~о на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся ло спиралям в сильном магнитном полс. Туманность является также интепсивиым источником радиоволн и рентгеиовских лучей. Когда астрономы оссхп~али, что пульсары - это пейтронные эвезды, возниказощие при взрывах сверхно~зых, им стало ясно, что искать иульсары иадо именио в таких остатках тиг~а Крабовидной туманности. В 1969 г. было обнаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически и:шучает радиоимпульсы, а такжс снстоьзые и рентгеновские сигналы чсрез кмщые 33 тысячных доли секунды. Э-ю очепь высокая частота даже для пульсара, но опа постепенно понижается. Те пульсары, которые вращаются гораздо медлейнее, намного старше пульсара Крабовидной туманности.
НАИМЕНОВАНИЕ СВЕРХНОВЫХ
Хотя совремепные астрономы пе были свидетелями сиерхновой в наи~ей Гыактикс, им удалось наблюдать по крайней мере второе по интересу событие - сверхновую в 1987 г. в Болыиом Магеллановом облаке, ближней галактике, видимой в южном иолу~парий. Сверхновой дали имя ЯХ 1987А. Свсрхновьте именуюгся гопом открытия, за которым следует заглавная латинская буква в алфавитиом порядке, соответетвенно последоватеньности находок, БХ это сокран~епие от ~сверхновая~. (Если за тд их открыто более 26, следуют обозначения АА, ВВ и т.д.)
Реферат Эволюция звезд Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялось большой загадкой ; современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе.
Реферат Наша галактика Астрономия — это наука о Вселенной, изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Как и все на свете, астрономия имеет длительную историю, едва ли не большую, чем любая другая наука. По ходу знакомства с окружающей нас Вселенной возникали новые области познания.
Реферат Сверхновые звезды Величественный покой усыпанного звездами ночного неба всегда производил глубокое впечатление на человека.
Реферат Двойные звёзды войные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик).
Реферат Характеристика звезд Звёзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин, а от ближайшей звезды (Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли звезда и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет).
Реферат Типы Звезд 3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают. Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд).
Реферат Что такое звёзды Испокон веков Человек старался дать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится и к небесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые звёзды, с течением времени – и другие. Некоторые звёзды получили названия в соответствии с положением, которое они занимают в созвездии.
nreferat.ru
