1. Сверхновые звезды………………………………………………………..3
2. Переменные звезды……………………………………………………….4
3. Новые звезды……………………………………………………………….7
4. Список использованной литературы…………………………………..9
Сверхновые звезды.
Сверхновые звезды – самые яркие из тех, которые появляются в небе в результате звездных вспышек. Астрофизики подсчитали, что с периодом в 10 млн. лет сверхновые звезды вспыхивают в Нашей Галактике, в непосредственной близости от Солнца. Дозы космического излучения при этом могут превышать допустимые для Земли в 7 тыс. раз! Это чревато серьезнейшими мутациями живых существ на нашей планете. Так объясняют, в частности, внезапную гибель динозавров. Вспышка сверхновой – катастрофическое событие в жизни звезды, так как она уже не может вернуться в исходное состояние. В максимуме блеска она светит, как несколько миллиардов звезд, подобных Солнцу. Ее блеск превышал блеск вей Галактики и оказался в 4 млрд. раз более интенсивным, чем блеск Солнца. Полная энергия, выделяемая при вспышке, сопоставима с энергией, излученной Солнцем за время своего существования (5 млрд. лет). Энергия расходуется на ускорение вещества: оно разлетается во все стороны с огромными скоростями (до 20000 км/с). остатки вспышек сверхновых звезд наблюдаются сейчас в виде расширяющихся газовых туманностей с необычными свойствами (Крабовидная туманность). Их энергия равна энергии вспышки сверхновой. После вспышки на месте сверхновой остается нейтронная звезда или пульсар. До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее всего такая звездная катастрофа возможна только в конце «жизненного пути» звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки сверхновых имеют важные последствия для Галактики.
Вещество звезды, разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы весьма скудным. Вспышки сверхновых звезд были зафиксированы в 1054г., 1572г., 1604г. Китайские летописцы отметили это событие 4 июля 1054 г. В одной из летописей отмечалось: «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». И уже в наше время было выяснено, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения.
Вспышка сверхновой в 1572 г. в созвездии Кассиопеи была отмечена в Европе, изучалась и широкий интерес общественности сыграл важную роль в расширении астрономических исследований и последующем утверждении гелиоцентризма. В 1885г. появление сверхновой звезды было отмечено в туманности Андромеды. Систематические исследования позволили уже к 1980г. открыть свыше 500 вспышек сверхновых!
Со времен изобретения телескопа ни одна вспышка сверхновой не наблюдалась в Нашей Галактике. Астрономы наблюдают пока их только в других неимоверно далеких галактиках, столь далеких, что даже в мощнейший телескоп звезду, подобную нашему Солнцу, в них нельзя было бы увидеть. Взрыв сверхновой – гигантский по силе взрыв старой звезды, вызванный внезапным коллапсом ее ядра, который сопровождается кратковременным испусканием огромного количества нейтрино. Обладающие только слабым взаимодействием, эти нейтрино, тем не менее, разметали наружные слои звезды в космическом пространстве и образовали клочья облаков расширяющегося газа. При вспышке сверхновой звезды выделяется чудовищная энергия (порядка 10 n эрг, где n = 50-52). Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между звездами и межзвездной средой, для образования химических элементов ( под действием мощных потоков нейтронов), а также для рождения первичных космических лучей. При массе >1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, т.к. давление не может уравновесит силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких звезд должен быть гравитационный коллапс – неограниченное падение вещества к центру. В случае, когда отталкивание частиц и другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв – вспышка сверхновой звезды с выбросом значительной части вещества звезды в окружающее пространство с образованием газовых туманностей.
Переменные звезды.
Переменные звезды – это те, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, SCar, RTPer, V557 Sgr.
Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные
Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска. Они обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды – звезды типа Мира Кита). Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.
Второй класс переменных звезд – взрывные, или, как их еще называют, эруптивные звезды. Сюда относятся во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К эруптивным звездам относятся молодые быстрые переменные звезды типа ИV кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.
Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызвано физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды.
Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип переменных физических звезд. Им присущи особенности звезды Цефея. Ее блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8 часов. Блеск ослабевает быстрее, чем ослабевает поле максимума. Цефея – периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды – нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под действием двух противоборствующих сил: притяжения к центру звезды и силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он постоянен с большой точностью. Цефеиды – это звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью.
Главное, что между периодом и светимостью у цефеид существует зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние доцефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в определении формы и размеров нашей Галактики.
Другой тип правильных переменных – мириды, долгопериодичные переменные звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, от 80 до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в 2 – 2,5 раза. Радиусы звезд колеблются около средних значений в пределах 5 – 10%, а кривые блеска похожи на цефеидные.
Как уже было сказано, далеко не у всех переменных физических звезд наблюдаются периодические затмения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным и неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска.
Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд – 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. Вне затмений до наблюдателя доходит свет обоих компонентов, а во время затмения свет ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных звезд – от нескольких часов до десятков лет.
Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый – это переменные звезды типа Алголя (? Персея). Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника больше, а светимость меньше главной звезды. Оба компонента либо белого цвета, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник – желтого. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимость компонентов.
Второй тип затменных переменных звезд – это звезды типа ? Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности – от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд – массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство.
Третий тип затменно двойных звезд – звезды, получившие название звезд типа ? Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности ( и обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.
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 еще не определен.
Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения; расстояния до удаленных частей Нашей Галактики, а также до других галактик. Современны наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.
Новые звезды.
Новыми называются звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни,, тысячи, даже миллионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда начинает гаснуть и возвращается в спокойное состояние. Чем мощнее вспышка новой звезды, тем быстрее падает ее блеск. По скорости падения блеска новые звезды относят либо к «быстрым», либо к «медленным».
Все новые звезды выбрасывают при вспышке газ, который разлетается с высокими скоростями. Наибольшая масса газа, выбрасываемого новыми звездами при вспышке, заключена в главной оболочке. Эта оболочка видна через десятки лет после вспышки вокруг некоторых других звезд в виде туманности.
Все новые – двойные звезды. При этом пара состоит всегда из белого карлика и нормальной звезды. Так как звезды очень близки друг к другу, то возникает поток газа с поверхности нормальной звезды на поверхность белого карлика. Существует гипотеза вспышек новых. Вспышка происходит в результате резкого ускорения термоядерных реакций горения водорода на поверхности белого карлика. Водород попадает на белый карлик с нормальной звезды. Термоядерное «горючее» накапливается и взрывается после достижения некоторой критической величины. Вспышки могут повторяться. Интервал между ними от 10000 до 1000000 лет.
Ближайшие родственники новых звезд – карликовые новые звезды. Их вспышки в тысячи раз слабее вспышек новых звезд, но происходят они в тысячи раз чаще. По виду новые звезды и карликовые новые звезды в спокойном состоянии не отличаются друг от друга. И до сих пор неизвестно, какие физические причины приводят к столь разной взрывной активности этих внешне похожих звезд.
Список использованной литературы.
1. Энциклопедия по астрономии. Т.1. Составитель – Соколова Е.В., Аванта+, Москва, 1995г.
2. Учебник по астрономии для 11 класса общеобразовательных учреждений. Засов А.В., Кононович Э.В. Просвещение, Москва, 2001г.
3. «Звездные системы». Кондаков А.В. изд-во «Луч». С.-Петербург, 1989г.