Физические переменные новые и сверхновые звезды (цефеиды, другие физические переменные звезды, новые и сверхновые
план-конспект урока

Тема урока: Физические переменные новые и сверхновые звезды (цефеиды, другие физические переменные звезды, новые и сверхновые

 Ход урока:

 Переменные звезды — это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. К периодическим переменным звездам относятся, например,   затменные переменные звезды, которые, как вы знаете, представляют собой двойные  системы. Однако, в отличие от них, известны десятки тысяч одиночных звезд, блеск которых меняется вследствие происходящих на них физических процессов.  Такие звезды называются физическими  переменными. Их открытие  и исследование позали, что многообразие звезд проявляется не только в том, что  звезды  отличаются  друг  от  друга массами, размерами, температурами, светимостями и спектрами, но и в том, что некоторые из этих физических характеристик не остаются неизменными у одних и тех же звезд.

Цефеиды. Цефеиды — это   весьма  распространенный и очень важный  тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды δ Цефея.  Исследование спектров цефеид показывает, что вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью,  а вблизи минимума — с наибольшей скоростью  удаляются  от  нас.  Это  следует  из  анализа смещений линий в спектрах цефеид на основе эффекта Доплера.

С движением фотосферы звезды, а значит, и с изменением ее размеров мы встречаемся впервые. В самом деле, у Солнца и других подобных ему звезд размеры практически не меняются. Следовательно, в отличие от таких стационарных звезд, цефеиды — нестационарные звезды. Цефеиды — это пульсирующие звезды, которые периодически раздуваются и сжимаются. В процессе пульсации цефеиды изменяется и температура ее фотосферы. Самую высокую температуру звезда имеет в максимуме блеска.

Между периодом пульсации долгопериодических цефеид и светимостью этих звезд существует зависимость, получившая название «период — светимость». Если из наблюдений известен период изменения блеска цефеиды, то, пользуясь зависимостью «период — светимость», можно определить ее абсолютную звездную величину, а тогда по формуле (41) легко вычислить расстояние до цефеиды, зная из наблюдений ее видимую звездную величину. Так как цефеиды относятся к звездам-гигантам и сверхгигантам (т. е. тем, которые имеют огромные размеры и светимости), то они видны с больших расстояний. Обнаруживая цефеиды в далеких звездных системах, можно определять расстояние до этих систем.

Цефеиды не принадлежат к числу редко встречающихся звезд. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому изучение цефеид важно для понимания эволюции звезд.

Другие физические переменные звезды. Цефеиды — это лишь один из многочисленных типов физических переменных звезд. Первая переменная звезда была открыта в 1596 г. в созвездии Кита (Мира Кита, или Удивительная Кита). Это не цефеида. Ее колебания блеска происходят с периодом около 350д, причем блеск в максимуме достигает 3m, а в минимуме 9т. Впоследствии было открыто много других   долгопериодических звезд типа Миры Кита. Преимущественно это «холодные» звезды-гиганты спектрального класса М. Изменение блеска таких звезд, по-видимому, связано с пульсацией и периодическими извержениями горячих газов из недр звезды в более высокие слои атмосферы.

Далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или даже неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерность в изменении блеска.

Новые и сверхновые звезды. Мы уже видели, что, в отличие от Солнца и других стационарных звезд, у физических переменных звезд изменяются размеры, температура фотосферы, светимость. Среди различных видов нестационарных звезд особый интерес представляют новые и сверхновые звезды. На самом деле это не вновь появившиеся звезды, а ранее существовавшие, которые привлекли к себе внимание резким возрастанием блеска.

При вспышках новых звезд блеск возрастает в тысячи и миллионы раз за время от нескольких суток до нескольких месяцев. Известны звезды, которые повторно вспыхивали как новые. Согласно современным данным, новые звезды обычно входят в состав двойных систем, а вспышки одной из звезд происходят в результате обмена веществом между звездами, образующими двойную систему. Например, в системе «белый карлик — обычная звезда (малой светимости)» взрывы, вызывающие явление новой звезды, могут возникать при падении газа с обычной звезды на белый карлик.

Еще более грандиозны вспышки сверхновых звезд, блеск которых внезапно возрастает примерно на 19m. В максимуме блеска излучающая поверхность звезды приближается к наблюдателю со скоростью в несколько тысяч километров в секунду. Картина вспышки сверхновых звезд свидетельствует о том, что сверхновые — это взрывающиеся звезды.

При взрывах сверхновых в течение нескольких суток выделяется огромная энергия — порядка 1041 Дж. Такие колоссальные взрывы происходят на заключительных этапах эволюции звезд, масса которых в несколько раз больше массы Солнца.

В максимуме блеска одна сверхновая звезда может светить ярче миллиарда звезд, подобных нашему Солнцу. При наиболее мощных взрывах некоторых сверхновых звезд может выбрасываться вещество со скоростью 5000—7000 км/с, масса которого достигает нескольких солнечных масс. Остатки оболочек, сброшенных сверхновыми звездами, видны долгое время как расширяющиеся газовые туманности. Обнаружены не только остатки оболочек сверхновых звезд, но и то, что осталось от центральной части некогда взорвавшейся звезды. Такими «звездными остатками» оказались удивительные источники радиоизлучения, которые получили название пульсаров. Первые пульсары были открыты в 1967 г.

У некоторых пульсаров поразительно стабильна частота повторения импульсов радиоизлучения: импульсы повторяются через строго одинаковые промежутки времени, измеренные с точностью, превышающей 10-9 с. Открытые пульсары находятся от нас на расстояниях, не превышающих сотни парсек. Предполагается, что пульсары — это быстровращающиеся сверхплотные звезды, радиусы которых около 10 км, а массы близки к массе Солнца. Такие звезды состоят из плотно упакованных нейтронов и называются нейтронными. Лишь часть времени своего существования нейтронные звезды проявляют себя как пульсары.

Вспышки сверхновых звезд относятся к редким явлениям. За последнее тысячелетие в нашей звездной системе наблюдалось всего лишь несколько вспышек сверхновых. Из них наиболее достоверно установлены следующие три: вспышка1054 г. в созвездии Тельца, в1572 г. — в созвездии Кассиопеи, в1604 г. — в созвездии Змееносца. Первая из этих сверхновых описана как «звезда-гостья» китайскими и японскими астрономами, вторая — Тихо Браге, а третью наблюдал Иоганн Кеплер. Блеск сверхновых 1054 г. и 1572 г. превосходил блеск Венеры, и эти звезды были видны днем. Со времени изобретения телескопа (1609 г.) в нашей звездной системе не наблюдалось ни одной сверхновой звезды (возможно, что некоторые вспышки остались незамеченными). Когда же появилась возможность исследовать другие звездные системы, в них стали часто открывать новые и сверхновые звезды.

23 февраля 1987 г. сверхновая звезда вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке (созвездие Золотой Рыбы) — самом большом спутнике нашей Галактики. Впервые после 1604 г. сверхновую звезду можно было видеть даже невооруженным глазом. До вспышки на месте сверхновой находилась звезда 12-й звездной величины. Максимального блеска 4m звезда достигла в начале марта, а затем стала медленно угасать. Ученым, наблюдавшим сверхновую с помощью телескопов крупнейших наземных обсерваторий, орбитальной обсерватории «Астрон» и рентгеновских телескопов на модуле «Квант» орбитальной станции «Мир», удалось впервые проследить весь процесс вспышки. Наблюдения проводились в разных диапазонах спектра, включая видимый оптический диапазон, ультрафиолетовый, рентгеновский и радиодиапазоны. В научной печати появлялись сенсационные сообщения о регистрации нейтринного и, возможно, гравитационного излучения от взорвавшейся звезды. Были уточнены и обогащены новыми результатами модели строения звезды в фазе, предшествующей взрыву.

Расстояние до сверхновой (СН 1987 А) — не менее 160 тыс. св. лет (50 кпк). Поэтому на самом деле звезда вспыхнула не в1987 г., а на 160 тыс. лет раньше. Если бы вспышка произошла на расстоянии 10 пк от нас, то сверхновая освещала бы Землю лучше, чем Луна в полнолуние.