Оптические переменные двойные системы с жестким рентгеновским излучением это кратко

Обновлено: 05.07.2024

Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением

Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Основная статья: Звезда Вольфа — Райе

Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 излучения в континууме. Звезды такого типа имею свой спектральный — W [6] . Однако подклассы строятся не совсем не как у звезд главной последовательности:

WN — подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии NIII — V и HeI-II.

WO — в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 — 3834

WC — звезды богатые углеродом.

Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа-Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции [7] .

Основная статья: Звезда типа T Тельца

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) – класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипаТ Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие [8] .

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, т.к. он разрушается при температуре выше 2,500,000 K [9] .

Основная статья: Новая звезда

Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9 m ): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2 m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда [10] :

Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t₂) меньше 10 дней.

Тут вы можете оставить комментарий к выбранному абзацу или сообщить об ошибке.

Жизнь звёзд

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Муниципальное общеобразовательное учреждение

Троицкая общеобразовательная школа Новохопёрского муниципального района Воронежской области

Рентгеновские двойные звёзды

Сверхновая — смерть звезды

Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие — это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые. Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью. Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут это не зависит от массы звезды. Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени.

Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет. В противоположность им являются звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их — красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет. Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как же могут эти холодные звезды со слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги? Ответ состоит в том, что эти звезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами. Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта — например, Бетельгейзе в Орионе — в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадиях своей жизни, и гигант может, в конце концов, превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет энергию за счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце содержит огромное количество водорода, однако запасы его не бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Солнце уже израсходовало половину водородного топлива и сможет поддерживать свое существование в течение ещё 5 миллиардов лет, прежде чем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом? После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Термоядерные реакции совершаются не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере. В результате размер самой звезды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. В конечном итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом. Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в белые карлики. После чего они просто угасают. В процессе превращения в красного гиганта в белого карлика звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температура которой на поверхности может достигать 100 000? С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, поскольку они часто выглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют!

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на том не остановится. Гравитационные силы в этом случае очень велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны, способные прилегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов. Типичная нейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают ещё двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.

Переменная звезда — это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут не только с внутренними процессами: если свет от звезды пройдёт сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звёзд принято следующее деление:

Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности.

Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных и химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.

Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической. Соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.

Катаклизмические переменные звёзды — переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).

Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением.

6. Рентгеновские двойные звезды

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 — 20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах. Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск. В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо в нейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.

Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, — это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение ока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Световой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду. Такие грандиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые — довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 г. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли в Млечном Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа, оставшегося от сверхновой в созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва — 1658 г. В то время никто не зарегистрировал необычно яркой звезды, хотя одна довольно скромная звездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмечена в этом же месте на звездной карте 1680 г.

8. Сверхновая — смерть звезды

Чтобы разобраться в том, что приводит к взрыву сверхновой, нам придется рассмотреть последние стадии эволюции массивной звезды. Когда весь водород в центральном ядре превращается в гелий, начинаются новые ядерные процессы, преобразующие гелий в углерод. Но дальше от центра, в оболочке, водород все еще соединяется, образуя гелий. Когда гелий использован, горючим становится углерод. В слоях, расположенных вокруг ядра, протекает весь ряд последовательных ядерных реакций, так что звезда приобретает структуру, напоминающую луковицу. В последней стадии ядро звезды состоит уже из железа и никеля, а в слоях вокруг него идет ядерное горение кремния, неона, кислорода углерода и это ведет к образованию в центре звезды белого карлика. А за этим пределом превышает критического рубежа, наступает катастрофическое сжатие — коллапс ядра. Менее чем за секунду ядро уменьшается от размеров Земли до 100 км в поперечнике. Его плотность становится такой как у атомного ядра (примерно в 100 миллионов раз больше, чем плотность воды). Вещество сливается в нечто подобное гигантскому атомному ядру — образуется нейтронная звезда. В тот момент, когда нейтроны во внутренней части ядра оказываются способными предотвратить дальнейшее сжатие, процесс внезапно останавливается. Немедленно на еще падающий к центру материал обрушиваются встречные ударные волны, и в звезду вливается энергия огромного количества частиц, называемых нейтрино. В результате звезда сбрасывает свои наружные слои, открывая взгляду скрывавшееся под ними нейтронное ядро. По мнению астрономов, большая часть нейтронных звезд, если не все они, родились во взрывах сверхновых. При определенных условиях ядро может оказаться достаточно массивным, чтобы вместо нейтронной звезды образовалась черная дыра. У нас есть ясная картина того, как массивные звезды заканчивают свое существование взрывами сверхновых. Но это не единственный способ запуска подобных взрывов. Лишь около четверти всех сверхновых появляется таким путем. Они отличаются своими спектрами и специфической картиной возгорания и затухания. Как действуют другие сверхновые, пока не вполне ясно. Наиболее достоверная теория предполагает, что они начинаются с белых карликов в двойных системах. Вещество перетекает на белого карлика с его партнера до тех пор, пока масса карлика не превысит 1,4 солнечной массы. Затем следует взрыв сверхновой, и вся звезда, по-видимому, навсегда разрушается. Сверхновая сохраняет свою максимальную яркость лишь около месяца, а затем непрерывно угасает. В это время источником световой энергии является распад вещества, образовавшегося при взрыве. Ещё долгое время после взрыва можно наблюдать вещество сброшенной оболочки, постепенно расходящееся в окружающем пространстве. Такие туманности называют остатками сверхновых. В созвездии Тельца имеется Крабовидная туманность, представляющая собой остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г. Обширное тонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Петля Лебедя, осталась от вспышки сверхновой, произошедшей около 30 000 лет назад, Остатки сверхновых — одни из сильнейших источников радиоволн в нашем небе.

переменная звезда гигант карлик сверхновая

Наш обычный мир — скалистая Земля с ее океанами, атмосферой, растительной и животной жизнью — состоит примерно из 100 различных химических элементов. Во Вселенной некоторые из них гораздо более распространены, чем другие. Сочетаясь между собой, элементы образуют бесчисленное множество различных веществ. Но откуда взялись сами элементы, эти основные строительные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы в состоянии дать полную картину того, как образовались и как распределились по Вселенной различные элементы. Простейший из всех элементов — водород. Ядро атома водорода состоит из единственного протона, а добавление к нему одного электрона завершает конструкцию атома. Ядра других элементов содержат различные количества протонов, а также нейтронов, которые входят в состав всех элементов, кроме водорода. В ходе ядерных реакций отдельные ядра могут сливаться с элементарными частицами, вроде нейтрона, и образовывать новые элементы. Для протекания ядерных реакций нужны очень высокие температуры. Такие температуры существовали на ранних стадиях развития Вселенной, а сейчас они встречаются внутри звезд, во взрывах сверхновых, а также при падении вещества на очень плотные звезды типа белых карликов. Весь водород во Вселенной, да и значительная часть гелия, появились на свет в течение нескольких первых минут после начала мира. Первые из сформировавшихся звезд состояли почти целиком из водорода и гелия. Но мы уже видели, как звёзды получают свою энергию путем слияния ядер водорода, приводящего к образованию гелия, а затем — слияния гелия с более тяжелыми элементами, когда получается все остальное, включая углерод, кислород, кремний, железо и так далее. Когда звезда сбрасывает оболочку, как сверхновая, большая часть материала выносится в космическое пространство. Тепловая энергия взрыва способствует созданию еще большего числа элементов. После того как произошло достаточно много вспышек сверхновых, межзвёздное вещество уже содержит значительное количество веществ, произведённых в звездах — наряду с водородом и гелием, которые были здесь с самого начала. Звёзды, которые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они постепенно освобождаются от своих внешних слоев, вызывая появление звездных ветров или планетарной туманности. Они сформировалось из облаков, в которых было немало углерода, кислорода, кремния, железа и др., — по крайней мере, этих элементов оказалось достаточно, чтобы собрать их воедино во вращающейся туманности, ставшей затем Солнечной системой, и образовать нашу планету. Это может показаться странным, но большинство атомов в нашем собственном теле было создано в недрах давно умерших звезд.

Подобные документы

Двойные звезды. Открытие двойных звезд. Измерение параметров двойных звезд. Теплые двойные звезды. Рентгеновские двойные звезды. Характерные примеры двойных звезд Центавра. Сириус. Двойные звезды — две звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести.

Рентгеновские двойные системы являются классом двойные звезды которые светятся в Рентгеновские лучи. Рентгеновские лучи производятся материей, падающей из одного компонента, называемого донор (обычно относительно нормальный звезда) к другому компоненту, называемому аккретор, который очень компактен: a нейтронная звезда или черная дыра. Падающая материя выпускает гравитационно потенциальная энергия, до нескольких десятых его массы покоя, как рентгеновские лучи. (Водород слияние высвобождает только около 0,7% массы покоя.) Время жизни и скорость массопереноса в рентгеновской двойной системе зависят от эволюционного статуса звезды-донора, отношения масс между звездными компонентами и их орбитального расстояния. [1]

Содержание

Классификация

Рентгеновские двойные системы подразделяются на несколько (иногда перекрывающихся) подклассов, которые, возможно, лучше отражают физику, лежащую в основе. Обратите внимание, что классификация по массе (высокая, средняя, низкая) относится к оптически видимому донору, а не к компактному аккретору, излучающему рентгеновские лучи.

(SXT) или супер мягкие источники [5] (SSX), (SSXB)

Ультракомпактные рентгеновские двойные системы (UCXB) [6]

(BeXRBs) (SGXB) (SFXT) [7][8]

Рентгеновская двойная система с малой массой

А маломассивная рентгеновская двойная система (LMXB) это двойная звезда система, в которой один из компонентов является либо черная дыра или нейтронная звезда. [1] Другой компонент, донор, обычно заполняет его Лобе Роша и поэтому передает массу компактной звезде. В системах LMXB донор менее массивен, чем компактный объект, и может находиться на главная последовательность, вырожденный карлик (белый Гном) или эволюционировавшая звезда (красный гигант). Примерно двести LMXB было обнаружено в Млечный Путь, [9] и из них тринадцать LMXB были обнаружены в шаровые скопления. В Рентгеновская обсерватория Чандра обнаружил LMXB во многих далеких галактиках.

Типичная маломассивная рентгеновская двойная система излучает почти все радиация в Рентгеновские лучи, и обычно менее одного процента в видимом свете, поэтому они являются одними из самых ярких объектов в рентгеновском небе, но относительно тусклые в видимом свете. В кажущаяся величина обычно составляет от 15 до 20. Самая яркая часть системы - это аккреционный диск вокруг компактного объекта. Орбитальные периоды LMXB колеблются от десяти минут до сотен дней.

Вариабельность LXMB чаще всего наблюдается как Рентгеновские барстеры, но иногда можно увидеть в виде Рентгеновские пульсары. В Рентгеновские барстеры созданы термоядерные взрывы создается аккрецией водорода и гелия. [10]

Рентгеновская двойная система промежуточных масс

An рентгеновская двойная система промежуточных масс (IMXB) представляет собой двойную звездную систему, одним из компонентов которой является нейтронная звезда или черная дыра. Другой компонент - звезда промежуточной массы. [10] [11] Рентгеновская двойная система промежуточных масс является источником маломассивных рентгеновских двойных систем.

Рентгеновская двойная система большой массы

А массивная рентгеновская двойная система (HMXB) это двойная звезда система, которая сильна в рентгеновских лучах, и в которой нормальный звездный компонент является массивным звезда: обычно звезда O или B или синий сверхгигант. Компактный рентгеновский компонент представляет собой нейтронная звезда или черная дыра. [1] Часть звездный ветер массивной нормальной звезды захватывается компактным объектом и производит Рентгеновские лучи при падении на компактный объект.

В массивной рентгеновской двойной системе массивная звезда доминирует в излучении оптического света, в то время как компактный объект является основным источником рентгеновского излучения. Массивные звезды очень светятся и поэтому их легко обнаружить. Одна из самых известных рентгеновских двойных систем с большой массой - это Лебедь X-1, который был первым идентифицированным кандидатом в черные дыры. Другие HMXB включают Vela X-1 (не путать с Vela X), и 4U 1700-37.

Изменчивость HMXB наблюдается в виде Рентгеновские пульсары и нет Рентгеновские барстеры. Эти Рентгеновские пульсары происходят из-за аккреции вещества, магнитно направляемого в полюса компактного компаньона. [10] В звездный ветер и Лобе Роша При переполнении массивных нормальных звезд происходит аккреция в таких больших количествах, перенос очень нестабилен и создает короткоживущий массоперенос.

После того, как HMXB достигнет своего конца, если периодичность двоичного файла была меньше года, он может стать единым красный гигант с нейтронным сердечником или одиночным нейтронная звезда. При более длительной периодичности, год и более, HMXB может стать двойным нейтронная звезда двоичный, если его не прерывает сверхновая звезда. [11]

Микроквазар

А микроквазар (или радиоизлучающая рентгеновская двойная система) - младший родственник квазар. Микроквазары названы в честь квазаров, поскольку у них есть некоторые общие характеристики: сильное и переменное радиоизлучение, часто разрешаемое как пара радиоструй, и аккреционный диск окружающий компактный объект что либо черная дыра или нейтронная звезда. В квазарах черная дыра сверхмассивна (миллионы солнечные массы); в микроквазарах масса компактного объекта составляет всего несколько масс Солнца. В микроквазарах аккреционная масса исходит от нормальной звезды, а аккреционный диск очень светится в оптическом диапазоне. рентгеновский снимок регионы. Микроквазары иногда называют радиоструйные рентгеновские двойные системы чтобы отличить их от других двойных рентгеновских лучей. Часть радиоизлучения исходит от релятивистские струи, часто проявляя очевидное сверхсветовое движение. [ нужна цитата ]

Микроквазары очень важны для изучения релятивистские струи. Струи формируются вблизи компактного объекта, и шкала времени вблизи компактного объекта пропорциональна массе компактного объекта. Следовательно, обычным квазарам требуются столетия, чтобы претерпеть изменения, которые микроквазар испытывает за один день.

Примечательные микроквазары включают SS 433, в котором атомные эмиссионные линии видны с обеих струй; GRS 1915 + 105, с особенно высокой скоростью струи и очень ярким Лебедь X-1, обнаружен до высокой энергии гамма лучи (E> 60 МэВ). Чрезвычайно высокие энергии частиц, излучающих в полосе СВЭ, можно объяснить несколькими механизмами ускорения частиц (см. Ферми ускорение и Центробежный механизм ускорения).

Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением

Основная статья: Звезда Вольфа — Райе

Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 излучения в континууме. Звезды такого типа имею свой спектральный - W [6] . Однако подклассы строятся не совсем не как у звезд главной последовательности:

WN - подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии NIII — V и HeI-II.

WO - в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 — 3834

WC - звезды богатые углеродом.

Основная статья: Звезда типа T Тельца

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском

Основная статья: Новая звезда

Новая звезда - тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9 m ): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2 m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда [10] :

Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t₂) меньше 10 дней.

Тут вы можете оставить комментарий к выбранному абзацу или сообщить об ошибке.

Звезда́ — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость

Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. годах от нашей Солнечной системы (4,2 св. года = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9×10 13 км).

Невооружённым взглядом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существование классов звезд. Оказалось, что все многообразие видов звезд это не более чем отражение количественных характеристик звезд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда.

В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон, к примеру O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Звёзды главной последовательности

Наиболее многочисленный класс звезд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звезд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах.

Коричневые карлики

via

Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y.

Спектральный класс M
Спектральный класс L
Спектральный класс T
Спектральный класс Y

Белые карлики

via

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты

via

Красные гиганты и сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3 m —0 m (I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Переменные звёзды

via

Переменная звезда — это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление:

Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Затменно-двойные системы
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Типа Вольфа — Райе

via

Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс — W. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной последовательности:

WN — подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии NIII — V и HeI-II.
WO — в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 — 3834
WC — звёзды, богатые углеродом.

Звёзды типа T Тельца

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском, via

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2,500,000 K.

via

Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t₂) меньше 10 дней.
Быстрые — 11 46 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

Читайте также: