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 ~10271034 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 ~10281029г. 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 E1047 эрг