1. Астрономия, 11 класс

2.  Переменные звёзды - звезды, блеск которых
изменяется. Первая Переменная звезда открыта в
1596г Давидом Фабрициус (1564-1617, Германия). Это
была о Кита (Мира Кита или Удивительная Кита). Он
назвал ее Мира, что означает «чудесная,
удивительная». В максимуме Мира хорошо видна
невооруженным глазом, ее видимая звездная
величина 2m, в период минимума она уменьшается до
10m, и видна только в телескоп. Средний период
переменности Миры Кита 331,6 суток. В 1783
году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска η
Орла с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон
Гудрайк открыл переменность звезды δ Цефея (период
5,366 дней).

4.  Изменение блеска, происходящее по разным
причинам, может происходить строго периодически
(правильные), с нарушением периодичности
(полуправильные) и хаотически (неправильные). Так к
строго периодическим (правильным) относятся уже
изученные затменно-переменные звезды.
Напоминаем, первая затменно-переменная звезда –
Алголь (β Персея) – была открыта в 1669 году
итальянским астрономом Монтанари, а ее исследовал
английский астроном Джон Гудрайк, открывший в
1784 году вторую затменную звезду – β Лиры. В нашей
Галактике обнаружено свыше 4000 звёзд этого класса.

5. На рисунке кривая блеска и схема системы Алголь (β Персея) (а)
и β Лиры (б). Буквами А, В, С, D обозначены взаимные
положения звёзд, отвечающие максимумам и минимумам
кривой блеска; m - звёздная величина; время указано в часах
(h), светлый кружок - более яркая звезда.

6.  Существуют различные типы физически переменныхзвезд,
изменение блеска которых связано с происходящими на них
физическими процессами. Принятые способы обозначения
переменных звезд восходят, главным образом, к
обозначениям Ф.В.А. Аргеландера (1799-1875), который
использовал для девяти самых ярких переменных в каждом
созвездии буквы от R до Z в соединении с названием
созвездия. Для последующих переменных стали использовать
пары букв, от RR до RZ, от SS до SZ и так далее, вплоть до ZZ
(буква J опускается). Затем используются пары букв от AA до
AZ, от BB до BZ и так далее, что доводит число доступных
обозначений до 334. Однако во многих созвездиях число
открытых переменных намного превысило предельное
значение 334, так что эти звезды стали обозначать просто как
V335, V336, и так далее (англ. variable «переменный»).

7.  Физически переменные звезды - на 1986г
было открыто 28500 таких звезд. Делятся
на короткопериодические(период
изменения блеска от 1 до 90 суток)
и долгопериодические (период изменения
блеска от 90 до 739 суток). В таблице
приведены характеристики некоторых
периодических пульсирующих звезд.

9.  Цефеиды - весьма распространенные, вид строго
периодических (правильных) физически переменных звезд с
изменением блеска от 0,1 до 2m. К числу классических цефеид
относятся сверхгиганты спектральных классов F и G, а
периоды изменения их блеска составляют от 1 до 50, изредка
до 218 cym. С увеличением периода цефеид этого типа
увеличиваются и их масса и светимость, причём более
массивные цефеиды являются и более молодыми. Название
получили от классической звезды δ Цефея с Т= 5дней 8 часов
37 минут, открытой в 1784 году Джоном Гудрайк. Главная
звезда – цефеида (переменная), 3,9m - бело-желтый
сверхгигант имеет голубоватый спутник 7,5m в 41"от главной
звезды. Изменяет блеск почти на 1m

10. На рисунке кривая
яркости, изменение
температуры и радиуса
схематически представлены для
типичной переменной типа
цефеид. Если L
увеличивается, то Т
возрастает а R уменьшается.

11. Выделяют два различных типа цефеид:
так называемые классические цефеиды (в
плоскости Галактики - желтые гиганты,
Т=1,5¸ 68 дней, > 1000 в Галактике) и
цефеиды "населения типа II", также
известные как звезды типа W Девы. Их
зависимости период-светимость
отличаются: для данного периода
светимость классических цефеид
приблизительно на две звездные величины
больше светимости звезд типа W Девы. Это
- результат различий в их массе и
химическом составе. Меньшая масса звезд
типа W Девы обуславливает меньшую
светимость.

12.  Правильные
а) Мириды – красные гиганты, Т=90¸ 730
суток. Прототип о Кита (Мира Кита или
Удивительная Кита). Мира - гигант класса М
(R=390R¤, M=10M¤), яркость которой
изменяется от 2m до 10,1m с периодом 331,6
дней, хотя как период, так и максимальное и
минимальное значение яркости слегка
нерегулярны. Мира выбрасывает большие
количества газа и пыли, которые образуют
сильный звездный ветер.

14.  б) Лириды – гигантские белые и желтые
звезды класса А и F с Т=0,2¸ 1,2 суток и
изменением яркости от 0,2m до
2,0m(Переменные типа RR
Лиры, существует три подтипа Лирид)-
старые звезды, известно > 4500 с
пониженным содержанием тяжелых
элементов. Такие пульсирующие
переменные часто встречаются в шаровых
звездных скоплениях.

15.  в) Магнитные – за счет изменения
магнитного поля звезды, мало
амплитудные, тип АХ Жирафа (Т=8,015
дней, изменением блеска на
0,13m), a Гончие Псы (Т=5,47, открыта в
1913г А. Белопольским).

16.  Полуправильные – на определенный
период накладываются более мелкие
колебания.
а) Типа d Щита, класс F с изменением
блеска на 0,25m, Т=3¸ 14,6 часа.
Интересна n Эридана,
Т=4ч 10м накладывается на Тmax= 5,25 дня.
Прототип мало амплитудных z Близнецов.
 б) Типа RV Тельца с Т= 30¸ 150 дней, или DF
Лебедя с Т=49,808 дня.

17.  Неправильные - особая группа эруптивных (взрывообразных)
переменных – молодые звезды типа T Тельца или RW
Возничего впервые открытые Отто Васильевичем Струве в XIX
веке. Они меняют свой блеск беспорядочным образом, но
иногда у них прослеживаются и признаки
периодичности, связанные с вращением вокруг оси.
Вспыхивающая звезда (новая) - звезда, яркость которой
внезапно увеличивается примерно на десять звездных
величин (обычно от 2m до 8m, яркость в среднем в 104 раз), а
затем постепенно (в течение нескольких месяцев) падает.
Первая была зарегистрирована в 1924 году. Вспышки связаны
с нарушением устойчивости внешних слоев звезды и
выбросом вещества в среднем около 10-5 массы звезды.

18.  А) тип UV Кита (открыл Я. Лейтен (1948г, США) в 8,5 св.лет от
нас, карлик, с М=0,1М¤, R=0,3R¤ , L=0,0001L¤, вспыхивает
вследствие мощных магнитных изменений. За » 30 час
светимость изменяется в 100 раз. Известно > 100 звезд.
Вспышки не регулярны, кратковременны.
Б) Тип U Близнецов (короткопериодические двойные
системы- обычно обычная звезда и белый карлик, открыта
15.12.1855г Джоном Хайд (1823-1895, Англия)) вспышки через
3-4 месяца, с изменяем светимости в 100 раз – карликовые
новые.
В) Тип R Северной Короны – сверхгиганты, вспышки - подъем
вещества из недр звезды на поверхность (выброс). Такие
звезды производят густую пыль, что имеет немаловажное
значение в областях, где образуются звезды.

20.  Гелиевые звезды. Новые исследования звезд
редкого типа с экстремально высоким
содержанием гелия позволили
установить, что они формируются в
результате слияния двух белых карликов.
Первая гелиевая звезда, HD 124448, была
обнаружена вв 1942г Дэниелом М. Поппером
(Daniel M. Popper) из Чикагского
университета. Открытие было сделано в
обсерватории Макдоналда в Остине. С тех
пор было обнаружено всего около двадцати
подобных звезд.

22.  Взрывающиеся звезды (Сверхновая звезда)-
катастрофический взрыв звезды, в ходе которого
выделяется так много энергии, что по яркости она
может превзойти всю галактику с ее миллиардами
звезд - достигающие в максимуме абсолютной
звездной величины от –11m до –18m. Плотное ядро
коллапсирует (меньше чем за секунду), увлекая за
собой в свободное падение к центру наружные слои
звезды. Когда ядро сильно уплотняется до ядерной
плотности, его сжатие прекращается, и на верхние
слои обрушивается встречная ударная волна, а также
выплескивается энергия огромного числа нейтрино. В
результате оболочка разлетается со скоростью 10 000
км/с, обнажая нейтронную звезду

23.  http://www.astro.websib.ru/metod/tem-
4/Urok27
 http://vehi-21vek.ru/wp-
content/uploads/2011/03/2895_1167242161.jp
g