Крива - блиск
Він звернув увагу на те, що знімки туманності Андромеди на великих рефлекторах робилися досить рідко, не частіше кількох разів на місяць. Тому для оцінки зірки в максимумі криві блиску зазвичай доводилося кілька екстраполювати, враховуючи швидкість падіння блиску, певну тоді, коли від максимуму зірка була вже далека. Але яскраві нові зірки в нашій Галактиці значно швидше слабшали відразу ж після максимуму і лише потім швидкість падіння їх блиску зменшувалася. Якщо все це врахувати, нові в туманності Андромеди і Галактиці, як ніби-то повинні стати однаковими. [31]
Поряд з регулярно пульсуючими зірками є різні типи зірок, що показують нерегулярну змінність. Явища нерегулярності, пов'язані з мінливістю кривих блиску. спостерігаються і у зірок типу RV Тельця, є гігантами, дещо менш червоними, ніж міріди, в яких починають виявлятися ефекти ударних хвиль. Нерегулярні змінності, що виникли у деяких типів зірок, мабуть, є проявами таких неустойчивостей, які здатні привести до часткової хаотизации поведінки зірки як динамічної системи. [32]
Об'єкти, у яких брало ra te r, є вемагн. На користь такої моделі коливається диполя свідчить також кореляція світності і зміщення кривих блиску по фазі. При досить великій швидкості акреції білий карлик обертається не зовсім синхронно, роблячи один оборот щодо супутника за неси. [33]
Як виявилося, єдиним індикатором існування хвиль охолодження в оболонках наднових є сталість у часі колірної температури. У свою чергу температура Г2 і болометрична зоряна величина дуже сильно залежать від хімічного складу. Тому детальні дослідження кривих блиску наднових і показників їх кольору протягом десятків днів спільно з залученням теорії хвиль охолодження дають можливість оцінювати маси оболонок, встановлювати їх хімічний склад, а за особливостями кривих блиску і закон розподілу щільності в оболонці. [35]
Наднова зірка в іншій галактиці може спостерігатися тільки на перших етапах спалаху, коли блиск зірки досить великий і помітно позначається на загальній світності цієї галактики. Систематичні пошуки наднових в інших галактиках виробляються вже понад тридцять років шляхом періодичного фотографування великих груп галактик. Якщо при порівнянні фотографій однієї і тієї ж області неба виявляють, що яскравість якої-небудь з галактик збільшилася (це помічають по сильнішого почорніння негативу у відповідному місці), то починають стежити за зміною яскравості цієї галактики і таким шляхом отримують криву блиску наднової зірки. Зрозуміло, що при цьому способі спостережень важко захопити не тільки короткочасний пров йод збільшення блиску зірки, а й момент її максимального блиску. [36]
Наднові поділяють на два типи, що розрізняються в основному по виду їх оптичних спектрів. Властивості всіх наднових / типу дуже схожі. Їх спектри еволюціонують цілком певним чином, причому в них немає ліній водню. Форма їх кривих блиску практично однакова: швидке, приблизно за тиждень, збільшення блиску до максимального значення, потім зменшення блиску приблизно на Зт за 25 діб і, нарешті, більш повільне експоненціальне зменшення блиску зі швидкістю близько т за 70 діб. [37]
Картина еволюції спектра наднових II типу не притаманні такі ознаки. Взагалі кажучи, до цього типу відносять всі об'єкти, які не належать до I типу. В їх спектрах присутні сильні лінії водню, причому лінія На видна в випромінюванні. Вид їх кривих блиску не має загальних особливостей. Зазвичай їх блиск після досягнення максимуму зменшується не так швидко, як у наднових I типу, але часто в довгому експоненційному хвості кривої блиску спостерігають різкий завал. [38]
У наднових, що відносяться до I типу, блиск зменшується без будь-яких коливань, монотонно, і падіння блиску займає досить великий час. За рік після спалаху блиск зірки слабшає в кілька сотень разів. У всіх зірок цього типу криві блиску майже в точності збігаються, тоді як нові зірки дуже сильно відрізняються один від одного по деталях кривої блиску. Наднові II типу характеризуються великою різноманітністю кривих блиску і швидким падінням блиску через приблизно сто днів після максимуму. [39]
При малих а початкова магнітне поле є занадто слабким для того, щоб викликати помітне радіальне рух в оболонці. Згодом в процесі обертання зірки відбувається намотування магнітних силових ліній на ядро, в результаті чого зростає напруженість магнітного поля і посилюється магнітогідродинамічним взаємодія. Процес виявляється як би затягнутим у часі в 1 / а раз. Порівняно повільне виділення енергії в варіантах з малими а добре відповідає вимогам, що випливають з спостережень кривих блиску наднових. [40]
Випромінювання зірки (або, як кажуть, її блиск) на цьому малюнку вказано в дуже широко вживаних в астрономії умовних одиницях - зоряних величинах. В основу визначення зоряної величини кладеться така умова: зростання блиску зірки в 100 разів відповідає зменшенню на 5 її зоряної величини. Значить, зміна блиску на одну зоряну величину є його зміна в уюО 2 512 рази. Така система одиниць склалася ще в давнину і загальноприйнята серед спостерігачів зірок, оскільки порівнювати блиск двох зірок в зоряних величинах набагато легше, ніж якби він висловлювався в енергетичних одиницях. Для нас же зручність такої системи полягає в можливості більш компактного зображення кривих блиску. [42]
З я Про из Не) рас покладено на кордоні виродженого ядра. Маса С-О - ядра поступово збільшується завдяки поступленію1 в нього продуктів горіння з шарового джерела. Наближення маси С-О - ядра до пре-справі Чандрасекара супроводжується різким увеляче - HUCii щільності в центрі ядра, що призводить до сильного релятивістському виродження електронного газу. Та-кою зростання виродженого ядра характерний для еволюції зірки з масою 4 - 8 Мо на гл. Зрештою в ядрі створюються умови для зажпга-ня вуглецю. Оскільки підвищення темп-ри в силь-но виродженим речовині практично не призводить до збільшення тиску, то горіння вуглецю роз-ється при пост, щільності в набуває вибуховий характер: порушується гідростатично рівноважний ре-жим горіння, відбуваються термоядерний вибух С-0-отрута- pa зірки. Останній грає важливу роль у формуванні кривих блиску С. Термоядерний вибух виродженого С-О - ядра призводить до часткового або повного згорання вуглецю. При цьому відбувається повний розліт С-О - ядра з кіпетіч. [43]
Ці / 3-цефеїди - найгарячіші з відомих змінних зірок, їх ефективні температури Teff складають від 20 000 до 25 000 К, а періоди коливань блиску - всього кілька годин. Теорія цих зірок до сих пір знаходиться в дуже незадовільному стані, особливо щодо механізму, що викликає їх змінність. Власне кажучи, навіть точна природа їх коливань ще не відома з усією визначеністю. Криві променевих швидкостей деяких змінних типу 0 Цефея дуже складні і їх не завжди можна витлумачити просто радіальними пульсаціями. Крім того, через високу температуру на поверхні можга але виключити порушення пульсацій в цих зірках за рахунок звичайних механізмів іонізації в оболонці, якими, очевидно, пояснюється нестійкість більш холодних змінних. Згадаємо в цьому зв'язку фазовий співвідношення між кривими блиску і променевої швидкості, з якого при, найпростішому тлумаченні слід, що у / 3-цефеїд запізнювання максимуму світності щодо мінімуму радіусу практично відсутня. [45]
Сторінки: 1 2 3