јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > «м≥нн≥ ≥ нестац≥онарн≥ зор≥

«м≥нн≥ ≥ нестац≥онарн≥ зор≥

1. ÷ефењди. як ви вже знаЇте, зм≥ни видимоњ ¤скравост≥ в системах алгол≥в спричинен≥ не зм≥ною св≥тност≥ самих' з≥р, а њх пер≥одично повторюваними затемненн¤ми. –азом з тим у наш час в≥дом≥ дес¤тки тис¤ч ф≥зичних зм≥нних з≥р, у ¤ких реально зм≥≠нюЇтьс¤ њхн¤ св≥тн≥сть. ѕричому в одних вона зм≥нюЇтьс¤ строго пер≥одично, а в ≥нших Ч з часто порушуваною пер≥одичн≥стю або нав≥ть безсистемне).

ќтже, зм≥на розм≥ру й температури спричин¤Ї зм≥ну св≥тност≥ з≥р. “ому дл¤ вс≥х ф≥зичних зм≥нних з≥р типово, що разом ≥з зм≥ною св≥тност≥ в≥дбуваютьс¤ т≥ чи ≥нш≥ зм≥ни в спектр≥, тобто в стан≥ њх атмо≠сфери.

« пер≥одичних зм≥нних з≥р особливий ≥нтерес становл¤ть ц е ф е њ д й. ÷е б≥л≥ або жов≠туват≥ зор≥. —вою назву вони д≥стали за типовим представ≠ником Ч зорею 6 ÷ефе¤. ѕе≠р≥од њњ зм≥нност≥ 5,37 доби й ампл≥туда зм≥ни ¤скравост≥ в≥д 4,6 до 3,7 зор¤ноњ величини. јмпл≥туди зм≥ни ¤скравост≥ цефсњд становл¤ть не б≥льш ¤к 1,5 зор¤ноњ величини при пе≠р≥одах в≥д дес¤тк≥в хвилин до

к≥лькох дес¤тк≥в д≥б.† ÷ей пер≥од у† них багато рок≥в незм≥нний з точн≥стю до часток секунди.

ѕа малюнку† подано зм≥ни ¤скравост≥ та супров≥дн≥ зм≥ни температури ≥ променевоњ швидкост≥ цефењд.

≤з зм≥ною температури дещо зм≥нюЇтьс¤ й спектральний клас цефењд. ѕричина цього в тому, що цефењди Ч пульсуюч≥ зор≥. ¬они пер≥одично розширюютьс¤ ≥ стискуютьс¤. —тисканн¤ зовн≥шн≥х шар≥в спричин¤Ї њх нагр≥ванн¤.

÷ефењди под≥л¤ють на дв≥ групи: короткопер≥одичн≥, ≥накше зор≥ типу    Ћ≥ри, з пер≥одами, меншими за 1 добу, ≥ класичн≥ з пер≥одами, б≥льшими за 2 доби. ѕерш≥ з них гар¤ч≥ш≥ й мають однакову абсолютну величину ћ = 0,5.

 ласичн≥ цефењди холодн≥ш≥ й мають незвичайну особли≠в≥сть. ÷е надг≥ганти, ≥ њхн¤ св≥тн≥сть тим вища, чим б≥льший пер≥од зор≥. ÷ефењди, ¤к≥ найпов≥льн≥ше зм≥нюютьс¤, най¤скрав≥≠ш≥. ѕри пер≥од≥ близько 50 д≥б њхн¤ св≥тн≥сть в 10000 раз б≥ль≠ша, н≥ж у —онц¤. ¬становивши св≥тн≥сть цефењди за пер≥одом зм≥≠ни њњ ¤скравост≥, що легко визначаЇтьс¤ безпосередн≥ми спостере≠женн¤ми нав≥ть у найслабших цефењд, можна обчислити абсолют≠ну зор¤ну величину ћ ≥, пор≥вн¤вши њњ з видимою зор¤ною величи≠ною т. визначити в≥дстань до зор≥ за формулою

Lg D = 0,2 (m Чћ)+1, що випливаЇ з формули (4).

“ому залежн≥сть св≥тност≥ в≥д пер≥оду цефењд надзвичайно важлива дл¤ визначенн¤ в≥дстаней ≥ розм≥р≥в нашоњ зор¤ноњ системи.

яскрав≥ цефењди-г≥ганти нам видно, ¤к ма¤ки ¬сесв≥ту, здалеку. ѕо них ми й нам≥чаЇмо контури нашоњ зор¤ноњ системи.

2.† Ќов≥†† зор≥.†† Ќазва†† Ђнов≥†† зор≥ї† збереглас¤† з† давн≥х† час≥в за зор¤ми, ¤к≥ вважалис¤ справд≥ новими. «≥бран≥ колекц≥њ фото≠граф≥й показали, що так звана нова зор¤ насправд≥ ≥снувала й ра≠н≥ше, але раптом спалахнула, внасл≥док чого њњ ¤скрав≥сть за короткий час зб≥льшилас¤ в дес¤тки тис¤ч раз≥в. ѕ≥сл¤ спалаху зор¤ поступово повернулас¤ до попереднього стану. јмпл≥туда зм≥ни ¤скравост≥ нових з≥р Ч в≥д 7 до 14 зор¤них величин, тобто њх св≥тн≥сть може зм≥нюватис¤ в 400000 раз. ” максимум≥ вони бувають в≥д Ч6 до Ч9 абсолютних зор¤них величин. ћожливо, що в нових з≥р спалахи повторюютьс¤ з пром≥жками в тис¤ч≥ рок≥в. яскрав≥ нов≥ зор≥, ¤к≥ в максимум≥ дос¤гали першоњ зор¤ноњ вели≠чини, спостер≥галис¤ р≥дко, наприклад у 1901, 1918, 1925 рр.

„ерез неспод≥ван≥сть таких спалах≥в нов≥ зор≥ в≥дкривають випадково, њх в≥дкривають переважно любител≥ астроном≥њ, ≥нод≥ школ¤р≥. ƒл¤ цього треба част≥ше огл¤дати суз≥р'¤ поблизу ћолочного Ўл¤ху. јле не сплутайте планету з новою зорею!

—палах новоњ зор≥ в≥дбуваЇтьс¤ звичайно за к≥лька дн≥в Ч катастроф≥чна, а поверненн¤ до попередньоњ св≥тност≥ триваЇ роками й супроводитьс¤ коливанн¤ми ¤скравост≥ (мал. 78).

«м≥ни в спектр≥ новоњ зор≥ показали: ¤скрав≥сть зор≥ зб≥льшу≠Їтьс¤ тому, що роздуваЇтьс¤ фотосфера Ч зростаЇ њњ поверхн¤. ” момент максимуму св≥тност≥ д≥аметр новоњ зор≥ б≥льший з-а д≥а≠метр земноњ орб≥ти. ” момент найб≥льшоњ ¤скравост≥ ≥з зор≥ зри≠ваЇтьс¤ зовн≥шн≥й шар ≥ з швидк≥стю близько 1000 км/с, розширю≠ючись, рине в прост≥р.

як нов≥ спалахують лише де¤к≥ дуже гар¤ч≥ зор≥ пом≥рних св≥тностей, причому вс≥ нов≥ зор≥, очевидно, Ї подв≥йними, отже, нашому —онцю спалах не загрожуЇ.

3. Ќаднов≥ зор≥. ƒе¤к≥ особлив≥ зор≥, невидим≥ ран≥ше, не≠спод≥вано спалахують ≥ згасають под≥бно до нових з≥р.

ѕроте в максимум≥ св≥тност≥ вони бувають у тис¤ч≥ раз≥в ¤скрав≥шими, н≥ж нов≥ зор≥, њх називають надновими зор¤ми. Ўвидк≥сть ви≠киданн¤ газ≥в з них також у багато раз≥в б≥льша, н≥ж у звичайних нових з≥р.

¬насл≥док колосальноњ св≥тност≥, ¤ка в максимум≥ перевищуЇ в дес¤тки тис¤ч раз≥в св≥тн≥сть най¤скрав≥ших звичайних з≥р, ми бачимо наднов≥ зор≥ на величезних в≥дстан¤х в≥д нас, в ≥нших зор¤них системах (мал. 79). ƒл¤ оц≥нки цих в≥дстаней вим≥рюють ¤скрав≥сть наднових з≥р. —палахи наднових з≥р в≥дбуваютьс¤ надзвичайно р≥дко Ч у середньому один спалах за к≥лька дес¤ти≠л≥ть або стол≥ть у систем≥, де нал≥чуютьс¤ м≥ль¤рди з≥р.

ўе до винайденн¤ телескопа в наш≥й зор¤н≥й систем≥ спостер≥≠галос¤ к≥лька з≥р, ¤к≥ безсумн≥вно були надновими. Ќа м≥сц≥, де одна з них спалахнула в 1054 р. в суз≥р'њ “ельц¤, знаходитьс¤ особлива, слабкосв≥тна туманн≥сть, названа  рабопод≥бною (мал. 80). ¬она м≥стить ≥он≥зований газ у вигл¤д≥ прожилок, ¤к≥ прони≠зують њњ основну аморфну масу. ѕор≥вн¤вши фотограф≥њ р≥зних рок≥в, з'¤сували, що туманн≥сть розширюЇтьс¤ з≥ швидк≥стю Ђ 1 000 км/с, њњ розширенн¤ почалос¤ з моменту спалаху над≠новоњ зор≥. √аз, що утворив туманн≥сть, вона викинула п≥д час спалаху. ѕ≥зн≥ше ви¤вилось, що  рабопод≥бна туманн≥сть Ч одне з найпотужн≥ших джерел рад≥овипром≥нюванн¤. ¬оно спричинене тим, що магн≥тне поле туманност≥ гальмуЇ породжен≥ п≥д час ви≠буху зор≥ електрони, ¤к≥ рухаютьс¤ з≥ швидк≥стю, близькою до швидкост≥ св≥тла. “аке рад≥овипром≥нюванн¤ електрон≥в у магн≥т≠ному пол≥ називаЇтьс¤ нетепловим, або синхротронним.  рабопод≥бна туманн≥сть ви¤вилас¤ також одним з найпотужн≥≠ших косм≥чних джерел рентген≥вських промен≥в.

Ќа м≥сц≥ спалах≥в ≥нших Ђблизькихї наднових з≥р також ви¤в≠лено туманност≥, що випром≥нюють рад≥охвил≥ й розширюютьс¤.

—палахи наднових з≥р Ч найгранд≥озн≥ш≥ й найр≥дк≥сн≥ш≥ з катаст≠роф, що в≥дбуваютьс¤ з небесними т≥лами.

¬ивченн¤ вс≥х зм≥нних ≥ нових з≥р дуже важливе дл¤ розум≥н≠н¤ природи та еволюц≥њ з≥р взагал≥, бо зм≥нн≥ й особливо нов≥ зор≥ перебувають на поворотних етапах свого розвитку.  р≥м того, зм≥ни в цих з≥р легко спостер≥гати, а в звичайних з≥р Ч н≥, бо њхн≥ зм≥ни надто пов≥льн≥.

1

Ќазва: «м≥нн≥ ≥ нестац≥онарн≥ зор≥
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (847 прочитано)