Пульсирующие звёзды, цефеиды Ключевые слова: цефеиды, период – светимость, вспыхивающие, новые и сверхновые звёзды.

Цефеиды – наблюдения Цефеиды – наблюдения В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска η Орла Эдуард Пиготт η Aql, изменяющая свой блеск с 3,48 до 4,39m с периодом 4,39m с периодом 7,177 суток.

Объект SS 433 Лучевые скорости меняются от до 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 Эдуард Пиготт изменения блеска η Орла с периодом 7,17 дней г. Гудрайк: изменение блеска 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. Ритлер, в 1879 г получил соотношение между плотностью и периодом пульсаций Цефеид г. Шепли – размер звёзд больше орбит, соответствующих их лучевым скоростям г. Шепли – размер звёзд больше орбит, соответствующих их лучевым скоростям. Эддингтон – клапан. Эддингтон – клапан г. С. А. Жевакин. Клапан – слой вторичной ионизации гелия г. С. А. Жевакин. Клапан – слой вторичной ионизации гелия г. Кокс. Аналогично Жевакину г. Кокс. Аналогично Жевакину.

1953 г. С. А. Жевакин. Клапан – слой вторичной ионизации гелия 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."

Лебедя 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. 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. R гидры блеск звезды меняется от 3,21 до 11,m с периодом в 389d.

Период – светимость Позднее Герцшпрунг предложил использовать цефеиды для измерения расстояний. Х. Шепли и В. Бааде: определение 0-пункта 1924 г. Хаббл ( ) обнаружил, что туманность Андромеды является галактикой. 12 цефеид г. Х. С. Ливитт обнаружила связь «период-сетимость»

Периоды пульсаций: от 71 с. до 350 сут. T 2 const, T – период пульсаций, - средняя плотность.

Период – светимость 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) г. Мауна Кеа, NGC 4571 (в скоплении галактик в Деве). Согласно цефеидам r 14.9±1.2 Мпк Согласно цефеидам r 14.9±1.2 Мпк H=87±7 км/с Мпк H=87±7 км/с Мпк

Velocity-Distance Relation among Extra-Galactic Nebulae

Cepheid Pulsations Resolved by the VLTI

Звезды, вспыхивающие Звезды, вспыхивающие Переменные звезды, яркость которых резко и непериодическиее 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. Переменные звезды, яркость которых резко и непериодическиее 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 Г. А. Гурзадян, Звёздные вспышки, г., Герцшпрунг обнаружил внезапное изменение блеска слабой звезды на 2 величины г., Герцшпрунг обнаружил внезапное изменение блеска слабой звезды на 2 величины 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 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 град 2 ) насчитывалось 519 вспыхивающих звёзд

12 характерных признаков вспышек 1) Внезапное и сильное увеличение блеска в U, B и V областях спектра. 1) Внезапное и сильное увеличение блеска в U, B и V областях спектра. Увеличение ~1 m - 2 m, иногда 6 m - 7 m, очень редко 8 m в U. Увеличение ~1 m - 2 m, иногда 6 m - 7 m, очень редко 8 m в U. 2) Правило во время вспышки 2) Правило во время вспышки m(U)> m(B)> m(V). m(U)> m(B)> 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. 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 Тельца). Время увеличения блеска 30 минут и больше, время перехода к нормальной светимости от 3-х до 10 часов. 5. Отношение m(U)/ m(B) и m(B)/ m(V) ~ 2 доходит до 4-х и больше – признак нетеплового характера вспышки. При увеличении температуры вдвое это отношение было бы ~ 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 ~ 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. 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. Интерес к новым возобновился в 1917 г. Новые в среднем увеличивают свой блеск на 12 m. Новые в среднем увеличивают свой блеск на 12 m. В максимуме M -8 m. L n ~10 5 L ~ эрг/с В максимуме M -8 m. L n ~10 5 L ~ эрг/с Энергия вспышки новой ~10 47 эрг Энергия вспышки новой ~10 47 эрг Масса оболочки ~ г. Масса оболочки ~ г. 4 часа 39 мин. 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 Первым из советских астрономов ее заметил невооруженным глазом тогда еще студент-старшекурсник ГАИШ Сергей Шугаров на Крымской станции Сергей Шугаров

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.созвездии Лебедя Астрономы выдвинули гипотезу о том, что на белый карлик этой белый карлик системы было сброшено очень много газа. Вследствие этого на его поверхности образовались условия для термоядерного горения, произошел термоядерный взрыв, и большое количество 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 наблюдалось во всех диапазонах электромагнитного спектра.термоядерного горения Космический телескоп им.Хабблаэлектромагнитного спектра

T Компаса: повторная новая

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 расширяющуюсяновая звездаGK Персея Персеярасширяющуюся оболочку газа. Сейчас GK Персея слабо вспыхивает каждые 3-4 года.GK Персея слабо вспыхивает Туманность Фейерверк

Типы новых Длительность интервала Длительность интервала ослабление на 3 m ослабление на 3 m Очень быстрые – 4-20 дня, Очень быстрые – 4-20 дня, Быстрые – месяца, Быстрые – месяца, Медленные – более 2 месяцев, Медленные – более 2 месяцев, Очень медленные – десятилетия. 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 скорости расширения оболочки По световому эхо. По световому эхо. Расширяющеся оболочки (15 до 1980) Расширяющеся оболочки (15 до 1980) Эхо - 4 случая Эхо - 4 случая В туманности Андромеда ежегодно вспыхивает 26 – 31 новых. 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 до масс Солнца до масс Солнца Обычные новые оказались карликами с массами от одной солнечной до нескольких десятых солнечной. 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 - В 1934 г. советские астрономы П.П. Паренаго и Б.В. Кукаркин - чем больше амплитуда, тем больше цикл между вспышками 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 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 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. 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 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. 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. 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 За время между вспышками новая звезда излучает примерно столько же энергии, сколько высвобождает при вспышке E эрг E эрг