ПОИСК Статьи Чертежи Таблицы Некоторые данные наблюдений из "Методы подобия и размерности в механике " В современной астрофизике анализ и пониманне внутренних движений в звёздах, эволюции звёзд и эволюции различных туманностей невозможны в рамках динамики систем дискретных материальных точек или в рамках гидростатики жидких масс— теорий, которые до последнего времени служили основным источником различного рода моделей и представлений в классической астрономии. В настоящее время изучение движений небесных объектов как газообразных тел должно дать ключ для решения главных проблем космогонии, и только таким путём можно найти объяснение и толкование ряда наблюдаемых эффектов. Сейчас стало очевидным, что в основу концепций для исследования небесных явлений необходимо положить постановки и решения ряда динамических задач о движениях газа, которые можно рассматривать как теоретические модели, охватываю-ш,ие суш ественные особенности движения и эволюции звёзд и туманностей. Для построения и исследования таких моделей необходимо использовать методы, аппарат и представления современной теоретической газовой динамики—аэродинамики— и применительно к проблемам астрофизики поставить и разрешить соответствующие механические задачи. [c.273] В связи с этой уже ясно осознанной потребностью в 1949 г. было созвано международное совещание в Париже, на котором произошла встреча астрофизиков с виднейшими представителями аэродинамики, занимавшимися до этого главным образом задачами авиации и теориями распространения взрывных волн. [c.273] О движении в гравитационном поле газовых масс с большими относительными скоростями и с наличием ударных волн, о турбулентных движениях газа с учётом электромагнитных полей и т. п. [c.274] Предварительный анализ показал, что для объяснения небесных явлений недостаточно использовать уже известные изученные явления движения газа—необходимо строить новые модели, ставить и решать новые задачи газовой динамики. [c.274] На основе методов теории размерности, развитых в предыдущей главе в приложениях -к теории одномерных движений газа со сферической симметрией, мы изучили некоторые движения газа, которые, повидимому, могут отражать существенные черты, обнаруженные в астрономических наблюдениях. [c.274] Ниже мы рассмотрим некоторые приложения к теории блеска и внутреннего строения звёзд, к теории изменения блеска цефеид и к теории вспышек новых и сверхновых звёзд. Изло- жим теперь некоторые основные данные об этих явлениях, известные из астрофизики. [c.274] Основной характеристикой звёзд является их блеск и яркость которые связаны непосредственно с ощущением глаза при наблюдениях. Блеск можно измерять с помощью специальных приборов, называемых фотометрами. С давних времён интенсивность блеска звёзд положена в основу понятия звёздной величины . [c.274] Вначале классификация звёзд производилась просто на глаз так, что звёзды первой величины казались ярче звёзд второй величины во столько раз, во сколько те кажутся ярче звёзд третьей величины, и т. д. Таким образом, все звёзды можно было расположить в ряд в соответствии с их видимым блеском. Уже в древности при наблюдениях простым глазом звёзды были подразделены на шесть классов. Самые яркие звёзды были отнесены к первому классу и названы звёздами первой величины, затем следовали звёзды второй величины и т. д. Очевидно, что многие звёзды попадали в промежутки между классами и в соответствии с этим им приписывались видимые величины, выражающиеся нецелыми числами. Из указанного определения очевидно, что с увеличением звёздной величины видимый блеск уменьшается. В настоящее время при фотографировании с длительной выдержкой изображений звёзд, полученных при помощи мощных современных телескопов, можно изучать слабые звёзды, которые могут быть отнесены к звёздным величинам 22-й или даже 23-й видимой величины. [c.274] На основании свойств человеческого глаза, определяемого законом Вебера-Фехнера, оказалось, что при изменёнии звёздных величин т, определяемых интенсивностью ощущений по числам арифметической прогрессии, соответствующие интенсивности раздражителя изменяются по числам геометрической прогрессии. [c.275] Следовательно, светимость Сириуса в 28 раз больше, чем светимость Солнца. Величину видимого блеска звезды т можно измерить непосредственно если из каких-либо дополнительных данных мы сумеем найти абсолютную величину М, то с помощью формулы (1.3) легко вычислить расстояние I до звезды. [c.276] На рис. 81 и 82 даны диаграммы, взятые из работ П. П. Па-ренаго и А. Г. Масевич, из которых обнаруживаются такого рода зависимости. В 3 мы приведём некоторые теоретические соображения о соотношениях (1.4). [c.276] Спектроскопические измерения на основании эффекта Допплера показывают, что изменение блеска цефеид сопровождает-ся изменением с тем же периодом лучевых скоростей излучающих частиц газа, что свидетельствует о наличии радиального движения газа в фотосфере цефеид. Амплитуда колебаний лучевой скорости имеет порядок нескольких десятков километров в секунду, для S Цефея эта амплитуда равняется 39 км1сек. Кривые блеска и кривые лучевых скоростей очень похожи друг на друга. [c.279] В таблице 1 даны некоторые величины для типичных цефеид. [c.279] В этой таблице 9J —масса звезды, ЗЛя—масса Солнца, 91—радиус звезды (радиус Солнца 9 д = 6,26-10 км) о,Л—половина разности между наибольшим и наименьшим значением радиуса звезды, М—средняя абсолютная визуальная величина. В графе асимметрия кривой блеска дано отношение продолжительности падения блеска от максимума до минимума к продолжительности его возрастания. [c.280] Графа спектральный класс связана с температурной характеристикой звезды. Цефеиды, как и все переменные звёзды, это звёзды очень высокой светимости и, как правило, являются сверхгигантами. По массе и по своим размерам цефеиды значительно больше, чем наше Солнце. [c.280] Величины радиусов звёзд вычислены в этой таблице в предположении, что фотосфера (расширяющаяся или сжимающаяся вместе со звездой) состоит из одних и тех же частиц газа. При этом видно, что изменения радиуса 8i имеют порядок миллионов километров. Если граница расширяющейся фотосферы совпадает с фронтом ударной волны, то изменение радиуса фотосферы будет большим, так как скорость скачка больше, чем измеряемая скорость частиц газа за скачком. Очевидно, что изменение светимости звезды за счёт изменения площади фотосферы для цефеид может быть весьма значительным. Этот эффект усугубляется, когда перед фронтом ударной волны—границей фотосферы—имеется спой сравнительно холодного газа, который особенно много поглощает излучаемой энергии в моменты минимального радиуса фотосферы. [c.280] На рис. 84 представлено изменение блеска звезды Новой Орла, вспыхнувшей в 1918 г. [c.281] Изменение блеска сопровождается резкими изменениями спектров. Характерным является смещение всех линий в фиоле--товую сторону, обусловленное возникновением больших радиальных скоростей излучающего газа. Эти скорости имеют порядок от нескольких сотен до трёх-четырёх тысяч километров в секунду. Через некоторое время после вспышки в спектре новой звезды появляются яркие запрещённые линии, что характерно для излучения весьма разреженного газа и для спектров газовых туманностей. Спектры новых звёзд до вспышки и после вспышки через много лет принадлежат к классу О наиболее горячих звёзд. Для Новой Орла с помощью метода Занстра по линиям Не-И было найдено, что через три месяца после вспышки температура звезды равнялась 65 000° (температура Солнца равна 6000 ). [c.281] Диаметр новых звёзд в момент своего максимума сравним с диаметром орбиты Земли. По различным расчётам астрономы оценивают энергию, выделяемую при вспышках новых звёзд в 10 —10 эрг. Эта энергия равна энергии, излучаемой Солнцем за 10 ООО—100 000 лет. В нашей Галактике вспыхивает около 100 новых звёзд в год. [c.281] Вернуться к основной статье