Главное меню



Переменные звезды и модели звезд


К числу переменных звезд со строгой периодичностью принадлежат прежде всего цефеиды. Они получили это название потому, что первой среди звезд этого типа была открыта дельта Цефея. Эта классическая цефеида меняет свою светимость с периодом 5,37 суток, а амплитуда изменения светимости примерно одна звездная величина. Как правило, у цефеид эта амплитуда не превышает 1,5 звездной величины, зато периоды изменения светимости весьма различны: от десятков минут до нескольких десятков суток, причем этот период у них долгие годы сохраняется постоянным. Изучение спектров цефеид показало, что изменение светимости сопровождается изменениями температуры и лучевой скорости. Эти данные показывают, что причиной всему является пульсация наружных слоев звезды. Они периодически то расширяются, то сжимаются. При сжатии звезда нагревается и становится ярче, при расширении ее светимость уменьшается. По сути дела, цефеида - это природная автоколебательная система, «сферический маятник», который имеет собственную частоту (период) колебаний. Еще в начале XX в. было замечено: чем ярче цефеида, тем продолжительнее период изменения ее светимости. Зависимость «период - светимость», существующая у цефеид, используется для определения расстояний в астрономии. Получив из наблюдений период изменения светимости цефеиды, можно узнать ее светимость, вычислить абсолютную звездную величину М, а сравнив ее с видимой звездной величиной m, вычислить расстояние до звезды по формуле: lgD = 0,2(m-M) + 1.




Цефеиды - это звезды-сверхгиганты, они обладают высокой светимостью. Так, например, светимость цефеиды с периодом 50 суток в 10 тыс. раз больше, чем у Солнца. Они заметны даже в других галактиках, поэтому цефеиды, которые можно использовать для определения таких больших расстояний, когда годичный параллакс невозможно измерить, часто называют «маяками Вселенной». Звезды, пульсация которых происходит с периодом большим, чем у цефеид, называются долгопериодическими. Период изменения светимости у них не выдерживается так строго, как у цефеид, и составляет в среднем от нескольких месяцев до полутора лет, а светимость меняется очень значительно - на несколько звездных величин. Эти звезды типа Миры (о Кита) являются красными гигантами с весьма протяженной и холодной атмосферой. У некоторых звезд, светимость которых долгое время оставалась практически постоянной, она вдруг неожиданно падает, а через некоторое время опять восстанавливается на прежнем уровне. Поскольку в атмосферах таких звезд наблюдается повышенное содержание углерода, принято считать, что причиной уменьшения светимости является образование гигантских облаков сажи, поглощающих свет.









Наряду с исследованиями двойных звезд важную роль в развитии представлений о физической природе звезд сыграли исследования переменных звезд. В отличие от затменно-переменных речь идет о физических переменных звездах, у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде. В настоящее время известно несколько десятков тысяч переменных звезд различных типов. Светимость некоторых меняется строго периодически, у других периодичность часто нарушается или не соблюдается так строго, а есть и такие, у которых светимость меняется неправильным образом, и пока не удалось найти определенных закономерностей в этих изменениях. В зависимости от массы и размеров звезды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95-98% их массы составляют водород и гелий). Звезды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. У более горячих звезд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует. В этих звездах конвекция происходит в ядре протяженностью до 1/4 их радиуса, окруженном лучистой оболочкой. Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объем (9/10 радиуса) составляет протяженная конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотической» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмется до размеров, примерно равных размерам Земли.


Внутри белого карлика температура достигает 10 млн. К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.Понять, как связаны между собой различные типы звезд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звезд, образующих огромные звездные системы - галактики. К сожалению, звезды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна. В большинстве случаев размеры звезд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

L=4pi R^2 sigmaT^4

Отношение светимостей звезды и Солнца будет равно:
L/Lo=(R/Ro)^2 (T/To)^4  
Приняв, что Ro=1 и Lo=1, 
получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца)   
R= L * To^2 /T^2

Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звезд, расстояния до которых невелики. Звезды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру. Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звездами являются белые карлики, диаметр которых несколько тысяч километров. Расчеты средней плотности звезд различных типов, проведенные на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10-3кг/м3, что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов - около 10-9 кг/м3.



Класс Ленточные черви

Представители этого класса являются исключительно эндопаразитами, на организацию которых паразитизм наложил наибольший отпечаток. Они полностью утратили собственную пищеварительную систему и всасывают переваренную хозяином пищу всей поверхностью длинного лентовидного тела. Половая система повторяется в каждом членике. Бычий цепень — один из наиболее крупных ...

Астрономический словарь

Азимут - угловое расстояние по математическому горизонту от точки юга (астрономический) или севера (геодезический) до вертикала светила. Апогей - наиболее удаленная от Земли точка орбиты обращающегося вокруг нее тела. Аргумент перигелия - угол в плоскости орбиты небесного тела, образованный направлениями на восходящий узел и точку перигелия орбиты. Отсчитывается против часовой ...

Строение и эволюция Вселенной

Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка вселенной имеет свое начало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся Вселенная бесконечна и вечна так, как она является вечно самодвижущейся материей. Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений вещества звездных миров и звездных систем. Поэтому ...

Законы движения планет Солнечной системы

Важную роль в формировании представлений о строении Солнечной системы сыграли также законы движения планет, которые были открыты Иоганном Кеплером (1571-1630) и стали первыми естественнонаучными законами в их современном понимании. Работы Кеплера создали возможности для обобщения знаний по механике той эпохи в виде законов динамики и закона всемирного тяготения ...