Пульсирующие звёзды, цефеиды Ключевые слова: цефеиды, период – светимость,

Пульсирующие звёзды,
цефеиды
Ключевые слова: цефеиды,
период – светимость,
вспыхивающие, новые и
сверхновые звёзды.
Цефеиды – наблюдения
В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил
изменения блеска η Орла
η Aql, изменяющая
свой блеск с 3,48 до
4,39m с периодом
7,177 суток.
Объект SS 433
Лучевые скорости
меняются от 50 000
до -30000 км/с.







В 1784 г. Гудрайк
обнаружил, что d
Цефеи изменяет
свои блеск почти
на 1 зв. в. с
периодом 5.37
суток.
Цефеиды - наблюдения
В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил
изменения блеска η Орла
с периодом 7,17 дней.
1784 г. Гудрайк: изменение блеска d Цефеи
1894 А.А. Белопольский: периодические
изменения блеска и лучевой скорости.
Шварцшильд: изменение температуры.
Typical Cepheid light curve
Теория





Ритлер, в 1879 г получил соотношение между
плотностью и периодом пульсаций Цефеид.
1914 г. Шепли – размер звёзд больше орбит,
соответствующих их лучевым скоростям.
Эддингтон – клапан.
1953 г. С. А. Жевакин. Клапан – слой
вторичной ионизации гелия.
1958 г. Кокс. Аналогично Жевакину.
1953 г. С. А. Жевакин.
Клапан – слой
вторичной ионизации
гелия.
1958 г. Кокс. Аналогично
Жевакину.
Цефеиды I типа (классические)
располагаются в плоскости галактики,
цефеиды II типа (звёзды типа W
Девы) принадлежат сферической
составляющей галактики.
Классические цефеиды считаются
молодыми, а цефеиды II типа –
старыми
Цефеиды дополнительно делятся на группы,
по положению на диаграмме
Герцшпрунга-Рассела: классические
цефеиды, RR Лиры, Мириды, цефеиды-карлики,
W Девы, RV Тельца, долгопериодические
цефеиды (с характерными
периодами ~175 и ~350 суток).
Mira was discovered
on August 13, 1596,
by Dutch astronomer
David Fabricus,
who mistook it for
a nova because it
later
faded from view.
He called it Mira,
meaning
"The Wonderful."
c Лебедя

Она периодически увеличивается в размерах,
при этом колебания диаметра составляют от
450 миллионов километров до 720 миллионов
километров. Период колебаний равен 408
суткам. В момент максимума яркости χ Лебедя
видна невооружённым глазом. Масса звезды
примерно равна двум массам Солнца. а
температура поверхности — 3000 градусам
по Кельвину.
R гидры блеск звезды меняется от
3,21 до 11,m с периодом в 389d.
Период – светимость
1908 г. Х. С. Ливитт
обнаружила связь
«период-сетимость»
Позднее Герцшпрунг предложил
использовать цефеиды для измерения
расстояний. Х. Шепли и В. Бааде:
определение 0-пункта 1924 г.
Хаббл (1889-1953) обнаружил, что
туманность Андромеды
является галактикой. 12 цефеид.
Периоды пульсаций: от 71 с. до 350 сут.
T 2r = const, T – период пульсаций,
r- средняя плотность.

Период – светимость
RR Лиры быстро меняют свой блеск.
Периоды ~ суток , амплитуды блеска
~ одна звездная величина.
Спектральные классы А–F.
Постоянная Хаббла по
цефеидам
V=Hr



1994 г. Мауна Кеа, NGC 4571 (в
скоплении галактик в Деве).
Согласно цефеидам r≈14.9±1.2 Мпк
H=87±7 км/сМпк
Velocity-Distance Relation
among Extra-Galactic Nebulae
Cepheid Pulsations Resolved by the VLTI
Звезды, вспыхивающие

Переменные звезды, яркость которых резко
и непериодически возрастает на короткое
время, как правило, на несколько минут.
Амплитуда вспышки может достигать 7m,
хотя обычно не превосходит 1-2m. Начало
вспышки очень резкое: блеск звезды может
возрасти вдвое всего за несколько секунд.
Вспыхивающие и
взрывающиеся звёзды



Г. А. Гурзадян, Звёздные вспышки, 1985
1924 г., Герцшпрунг обнаружил внезапное
изменение блеска слабой звезды на 2
величины.
1947 г., Карпентер на серии
последовательных с интервалом в 4 минуты
снимков обнаружил двадцатикратное
увеличение блеска звезды на втором снимке
по сравнению с первым. На пятом снимке
блеск вернулся к нормальному значению.
К 1970 г. список вспыхивающих
звёзд достиг 50.
К 1982 г. в каталоге Аро для
скопления Плеяд (площадь 20
2
град ) насчитывалось
519 вспыхивающих звёзд
12 характерных признаков
вспышек





1) Внезапное и сильное увеличение
блеска в U, B и V областях спектра.
Увеличение ~1m - 2m, иногда 6m - 7m,
очень редко 8m в U.
2) Правило во время вспышки
Dm(U)>Dm(B)>D m(V).
3) Вспышки типа I. Время увеличения
блеска от нескольких секунд, до
нескольких минут, время перехода к
нормальной светимости от нескольких
минут до часа.
4. Вспышки типа II (типа t Тельца).
Время увеличения блеска 30 минут
и больше, время перехода к нормальной
светимости от 3-х до10 часов.
5. Отношение Dm(U)/Dm(B) и Dm(B)/Dm(V)
~ 2 доходит до 4-х и больше – признак
нетеплового характера вспышки.
При увеличении температуры вдвое это
отношение было бы ~1.25.
6. Чаще всего вспышки наблюдаются
у поздних спектральных классов M0 – M6,
иногда у К5-М0, очень редко у G5-K0.
7. Во время вспышки усиливаются
эмиссионные линии и появляются новые,
соответствующие высоким потенциалам
ионизации.
8. Линии поглощения фотосферы
замываются, а новые не появляются.
9. В инфракрасной области заметных
изменений блеска не наблюдается.
10. Вспышка в оптическом диапазоне
сопровождается вспышкой в радио
диапазоне.
11. Рентгеновская вспышка.
12. Для вспышек звезд типа UV Cet
наблюдаются определенные
зависимости между параметрами
вспышки.
Звезда может быть отнесена к
разряду вспыхивающих, если темп
нарастания её блеска во время
вспышки больше 0m.005 с-1. В 1974 г
в UV Cet наблюдалась вспышка с
темпом роста 2m.8 с-1. Диапазон
наблюдаемой энергий вспышки
~10271034 эрг. (Г. Аро)
Новые звезды

- звёзды, блеск к-рых внезапно
увеличивается в тысячи и даже миллионы
раз (в среднем на 12 звёздных величин).
Начальный период вспышки Н. з. - до того,
как блеск достигает максимума,
продолжается неск. суток. Спад блеска до
первоначального значения длится годами и
десятилетиями. Но сначала блеск
уменьшается достаточно быстро, особенно у
т.н. быстрых Н. з.






20 августа 1885 г. Гартвиг в центральной
части туманности Андромеда заметил звезду,
которую ещё 11 августа он не видел.
Интерес к новым возобновился в 1917 г.
Новые в среднем увеличивают свой блеск на
12m.
В максимуме M-8m. Ln~105 L~1038 1039эрг/с
Энергия вспышки новой ~1047 эрг
Масса оболочки ~10281029г.
В 1954 М. Уокер обнаружил, что новая 1934
является тесной двойной: красный и белый
карлики с периодом обращения 4 часа 39 мин.
Повторяющиеся новые с периодами десятки лет
27 лет назад, 29 августа 1975 года вспыхнула
Новая Лебедя 1975. Первым из советских
астрономов ее заметил невооруженным
глазом тогда еще студент-старшекурсник
ГАИШ Сергей Шугаров на Крымской станции
С.Ю.Шугаров (справа) у 38-см телескопа
Два изображения Новой Лебедя 1975
до (слева, положение звезды
отмечено стрелкой) и после вспышки
Кривая блеска Новой Лебедя 1975
Спектр Новой Лебедя 1975 из
журнала "Sky & Telescope"
Гигантский взрыв произошел в 1992 году в созвездии Лебедя.
Астрономы выдвинули гипотезу о том, что на белый карлик этой
системы было сброшено очень много газа. Вследствие этого на
его поверхности образовались условия для термоядерного
горения, произошел термоядерный взрыв, и большое количеств
окружающего газа было выброшено в виде расширяющейся
оболочки. Космический телескоп им.Хаббла сфотографировал
эту оболочку в 1994 году. Новая Лебедя 1992 года была самой
яркой за последнее время – в максимуме блеска ее можно было
видеть невооруженным глазом. Излучение этой новой
T Компаса: повторная новая
Туманность
Фейерверк
4.07.1998
Эта новая звезда называется GK Персея или новая
Персея 1901 года. В тот год она была ярчайшей
звездой на ночном небе. Новая звезда ослабела и
астрономы увидели на этом месте расширяющуюся
оболочку газа. Сейчас GK Персея слабо вспыхивает
каждые 3-4 года.
Типы новых






Длительность интервала
ослабление на 3 m
Очень быстрые – 4-20 дня,
Быстрые
– 0.5-2 месяца,
Медленные
– более 2 месяцев,
Очень медленные – десятилетия.
а-состояние до вспышки,
б-начальный подъем,
в-предмаксимальная задержка,
г-конечный подъем, д-первоначальный спад,
е-переходный период, ж - конечный спад,
з - состояние после вспышки.
Способы определения расстояний и
абсолютных величин новых





По скорости расширения оболочки
По световому эхо.
Расширяющеся оболочки (15 до 1980)
Эхо
- 4 случая
В туманности Андромеда ежегодно
вспыхивает 26 – 31 новых.
Абсолютные величины новых
звезд в максимуме блеска
Температуры оболочки Новой
Ящерицы 1936 г.
Радиусы оболочки и фотосферы
Новой Ящерицы 1950 г.
Массы оболчек и звезд


0.00002 до 0.001 масс Солнца
Обычные новые оказались карликами с
массами от одной солнечной до
нескольких десятых солнечной.
Повторные новые




В 1934 г. советские астрономы П.П.
Паренаго и Б.В. Кукаркин чем больше амплитуда, тем больше
цикл между вспышками
8 апреля 1946 г. любитель астрономии,
путевой обходчик А.С. Каменчук
обнаружил в созвездии Северной
Короны "лишнюю" звезду 2-й величины
Профессионалы заметили эту звезду
лишь 9 апреля
Зависимость "амплитуда - цикл"
для повторных новых
Взрывные звезды типа U
Близнецов
Кривые блеска U Близнецов (а) и Z Жирафа (б)


В 1855 г. английский искатель астероидов
Дж. Хинд обнаружил в созвездии Близнецов
быстро разгоревшуюся звезду. 15 декабря
она была 9-й величины, через три недели
ослабела до 12-й и впоследствии вернулась к
14-й величине.
Сейчас известно более ста пятидесяти
переменных типа U Близнецов
Новоподобные звезды


Изменения в
спектрах сходны с
изменениями в
спектрах новых, но
амплитуды впышек
существенно ниже.
Новые звезды - двойные

В 1954 г.
американский
астроном М. Уокер
обнаружил, что
Новая Геркулеса
1934 г. является
затменно-двойной
системой с очень
коротким периодом
в 4 часа 39 минут.
Все новые звезды, у которых обнаружены
следы орбитального движения, состоят
из компактной главной звезды горячего белого карлика - и холодного
разреженного спутника спектральных
классов К или М. Последний светит
очень слабо и проявляет себя в спектре
затменными линиями.

За время между вспышками новая
звезда излучает примерно столько же
энергии, сколько высвобождает при
вспышке
 E1047
эрг