Звёзды переменные

В настоящее время стало ясным, что основные проблемы внутреннего строения звёзд и проблемы выяснения грандиозных удивительных явлений, наблюдаемых в переменных звёздах, связаны тесным образом с исследованием проблем газовой динамики. В излагаемой теории даны новые рациональные постановки задач и точные решения уравнений адиабатических движений газа и уравнений равновесия газа с учётом эффектов излучения. Соответствующие идеализированные случаи движения или равновесия газа можно в некоторых случаях рассматривать как схематические процессы, моделирующие действительные газодинамические эффекты в звёздах. Они могут служить источником для получения представления о возможных механизмах вспышек звёзд, пульсаций звёзд, о внутреннем строении звёзд и о влиянии различных физических факторов, связанных с выделением и поглощением энергии внутри звёзд, роли переменности плотности, о влиянии тяготения, о возможных движениях, обусловленных отсутствием начального равновесного распределения давлений, и т. п. [c.9]

Все числовые данные и эта таблица взяты из книги С. Россе-ланд. Теория пульсаций переменных звёзд, ИЛ, М., 1952. [c.279]

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]

Между новыми звёздами и цефеидами существует промежуточный тип переменных звёзд— повторные новые , которые [c.281]

Описанные выше наблюдения вспышек сверхновых звёзд, новых звёзд и колебаний светимости цефеид показывают, что существо этих явлений самым непосредственным образом связано с движением колоссальных масс газа, из которых образованы соответствующие переменные звёзды. [c.284]

Соотношение (5.4), невидимому, отражает фундаментальные закономерности в пульсациях газовых масс, образующих переменные звёзды. [c.303]

Рис. 88. Эмпирические данные о связи период—плотность для различных переменных звёзд.

Большинство пульсирующих звёзд — цефеиды, звезды типов RR Лиры, б Щита, RV Тельца, W Девы, переменность к-рых обусловлена одним и тем же механизмом (см. Пульсации звёзд), на Г.— Р. д. расположены в очень узкой полосе нестабильности (рис. 1). [c.444]

Простейшим массовым методом определения параметров 3. а. по спектральным линиям является метод кривых роста, позволяющий без знания профилей линий, по одним эквивалентным ширинам находить все осн. характеристики 3. а., включая хим. состав. Для звёзд с детально изученными спектрами используют метод синтетич. спектра — метод сравнения с наблюдениями теоретически рассчитанных спектров с учётом наиб, важных (обычно многих тысяч) спектральных линий. Это позволяет уточнить все осн. параметры 3. а. Более тонкие характеристики, такие, как вращение звезды, вертикальные движения, наличие пятен и т. д., определяют исследуя профили спектральных линий и их переменность. [c.62]

Осн. часть атмосфер большинства звезд находится в состоянии, близком к гидростатич. равновесию. Исключение составляют гл. обр. ниж. части фотосфер звёзд с 7 з<8000 К, где важна роль конвекции, верх, части 3. а., где формируется звёздный ветер, а также 3. а. пульсирующих звёзд, эруптивных переменных звёзд и те участки 3. а., где происходят хромосфер-ные вспышки и некоторые другие активные процессы. [c.62]

Более распространены слабые КМ (КМ ОН 2-го типа), находящиеся в растекающихся холодных оболочках переменных звёзд — сверхгигантов типа Миры Кита и Большого Пса. Мощность КМ на молекулах Н О и ОН (1612 МГц) составляет эрг/с, [c.26]

МОДЕЛИРОВАНИЕ ЗВЁЗД — методы нахождения распределений физ. характеристик звёздного вещества (давления, плотности, темп-ры, массы, хим. состава) от центра до поверхности звезды и изменений этих характеристик со временем. Построение моделей даёт возможность установить связь между оси. параметрами звёзд (массой, хим. составом, возрастом) и главными наблюдаемыми характеристиками — светимостью (интегральным потоком излучения), эффективной температурой и ускорением силы тяжести на поверхности. Прослеживая изменения моделируемых параметров звёзд со временем, удаётся описать переменность звёзд и их эволюцию. М. 3. основывается на законах гидродинамики, теории переноса излучения, ядерной физике, статистической физике и др. Одним из основных методов исследования является численное моделирование. [c.174]

В наиб, общем случае для описания строения н эволюции звёзд необходимо решать нелинейную краевую задачу с нач. условиями для системы ур-ний в частных производных, в к-рой независимыми переменными являются пространств, координаты и время. Ур-ния звёздной гидродинамики (без учёта магн. поля) включают [c.174]

Под вращающимися П. з. понимают звёзды, меняющие свой видимый блеск при осевом вращении из-за наличия на поверхности пятен, яркость к-рых отличается от яркости соседних участков, либо из-за отличия формы звезды от сферической (в тесных двойных системах — эллипсоидальных переменных). Пя-тенная переменность характерна для химически пеку-лярных звёзд, у к-рых появление пятен связано с магн. волями. Крупные тёмные пятна вызывают переменность мн. холодных звёзд (звёзд типа В Дракона), [c.561]

Рассмотрим теперь некоторые данные о так называемых переменных звёздах. В 1784 г. астроном Гудрайк впервые опубликовал сообщение ) о наблюдениях, в которых он открыл, что звезда, обозначенная буквой 8, находящаяся около головы Цефея, периодически изменяет свой блеск. В настоящее время подобных переменных звёзд, названных цефеидами, известно [c.276]

Используя эти переменные, американские астрономы Кар-рус, Фокс, Гаас и Копал ) рассмотрели задачу о вспышках новых звёзд. Они исследовали случай прогрессивных волн , сводящийся к автомодельному движению. Эти авторы пользовались уравнениями (6.11) и условиями на ударной волне (6.18) в случае, соответствующем к = 2 и s=—2, причём [c.309]

Рассеянные скопления являются сравнительно молодыми объектами с возрастом обычно от 10 до 10 лет. По массе и размерам они значительно уступают ШС, Как правило, в P насчитывается от неск. сотен до неск. тыс. звёзд (общая масса порядка 100—3000 Mq, диам. 1—10 пк). Большинство звёзд в P находится на эволюц. стадии гл. последовательности. В отличие от ШС среди них есть массивные горячие звё.зды со светимостями до 10 Lq и болео. В ряде P есть красные гиганты (массивные звёзды, находящиеся на той же стадии эволюции, что и ярчайшие звёзды в ШС) и сверхгиганты. Из переменных звёзд встречаются долгопериодич. цефеиды с периодами ог 1 до 11 сут, используемые в качестве индикатора расстояний, красные переменные гиганты и сверхгиганты, большое кол-во вспыхивающих звёзд типа UV Кита и др. Звёзды РС — это звёзды второго поколения в Галактике, они, как и Солнце, сравнительно богаты тяжёлыми хим. элементами. Диапазон металличносте РС значительно уже, чем шаровых, являющихся объектами первого поколения. [c.65]

Излучение подавляющего большинства 3. за всё время их наблюдении (за время существования астрономии как науки) практическн неизменно. Наряду с ними существуют отд. группы 3., излучение к-рых переменно (см. Переменные звёзды). Наиб, известны переменные (пульсирующие) 3. из т. н. полосы неустойчивости па диаграмме Горцшпрупга — Ресселла [c.69]

К числу переменных 3. могут быть отнесены новые звёзды и сверхновые звёзды. Новые 3. за неск. дней увеличивают свою светимость от lZ,g до IO Lq и остаются яркими в течение неск. недель, после чего их блеск постепенно убывает, возвращаясь к исходному. Взрыв повой 3. сопровождается сбросом газовой оболочки массой (10 —1О )Л/0. Выделяемая при взрыве энергия составляет 10 —10 эрг. Число вспышек новых в Галактике ж50 в год, но из-за но- глощсния излучения межзвёздно пылью только но-сколько из них удаётся обнаружить с Земли. Повторные новые вспыхивают с ин,тервалом - 10 —10 лет. Светимость сверхновых 3. в максимуме блеска достигает светимости средней галактики ( 10 Lg). Продолжительность максимума блеска составляет неск. месяцев, энергия взрыва 10 —10 эрг. В ходе вспышки сверхновой состояние 3. кардинально изменяется она либо полностью разрушается, либо её ядро превращается в нейтронную 3., а оболочка сбрасывается. [c.69]

Диапазон изменений темп-р и плотностей в недрах звёзд велик и составляет по темп-ре 6—7 порядков величины, а по плотности до 18—20 порядков. Поэтому во МП. случаях эти переменные заменяют их лога-рифмич, ф-циями. [c.175]

Цефеидные П. определяются для нек-рых типов переменных звёзд, у к-рых обнаружена статистич. зависимость период — светимость. Зная тип переменности и период изменения блеска, можно найти модуль расстояния и тем самым П. или расстояние до области неба, где находится эта переменная звезда. Таким методом удалось расширить возможности определения расстояний до 3 Мпк. [c.531]

П. 3. традиционно делятся на затменные и физические. Затменные П. а.— гравитационно связанные двойные звёзды, ориентация орбит к-рых и размеры компонентов таковы, что для земного наблюдателя периодически наступают затмения компонентов друг другом. Во мн. тесных двойных звёздах присутствуют газовые потоки и иного рода проявления активности, приводящие на фоне затменной переменности к изменениям блеска незатменного характера. По этой причине деление П. 3. на затменные и физические является несколько условным. [c.560]

Пульсирующие П. з. являются автоколе-бат. системами, в к-рых энергия излучения звезды частично преобразуется в энергию колебаний (см. Пульсации звёзд). Механизмы пульсаций могут несколько отличаться у разл. типов пульсирующих П. з. К пульсирующим П. 3. относятся цефеиды, звёзды типа RR Лиры, типа б Щита, типа МирЫ Кита и др. Периоды звёздных пульсаций — от неск. с до неск. лет. До недавнего времени были известны в основном звёзды с радиальными пульсациями. Различают звёзды, пульсирующие в осн. тоне и в обертонах. Выявлено немало звёзд, пульсирующих нерадиально, как правило, с малыми амплитудами переменности блеска. Встречаются звёзды, у к-рых одновременно возбуждены неск. мод пульсаций это особенно характерно для звёзд с нерадиальными пульсациями. [c.560]

В отд. класс П. 3. выделены оптически переменные объекты, связанные с сильными источниками космич. j ревтг. излучения. Практически все такие источники, щ отождествлённые в оптич. диапазоне со звёздами, ока- зываются П. а. Детальная классификация П. з. этого класса затруднена ввиду большого многообразия наблюдаемых явлений, приводящего к высокой степени индивидуальности каждого объекта. П. з, этого класса представляют собой тесные двойные звёзды, один из компонентов к-рых — компактный объект (чёрная дыра, нейтронная звезда или белый карлик). [c.561]

В системе двух звёзд, обращающихся друг относительно друга по эллиптич. орбитам, гравитац. поле переменно и стационарные эквипотенциальные поверхности отсутствуют. Макс, размеры звёзд здесь ограничены началом истечения вещества под действием переменных приливных сил в момент прохождения перн-астра. [c.30]

ПУЛЬСАЦИИ ЗВЁЗД — собственные колебания звёзд, проявляющиеся в вх периоднч. расширении и сжатии. Простейший вид собств. колебаний звезды — радиальные сферически-симметричные пульсации. В общем случае нерадиальных колебаний меняется и форма звезды, напр. звезда периодически принимает форму то вытянутого, то сплюснутого эллипсоида. Пульсации обусловливают переменность це ид, звёзд типа RV Тельца, RR Лиры, й Щита, Р Цефея, ZZ Кита и нек-рых др. типов физ. переменных звёзд. [c.181]

Существование большого числа длительно пульсирующих звёзд указывает на то, что в пульсирующей звезде должен постоянно действовать механизм раскачки колебаний. Для классич. переменных звёзд (цефеид, переменных типа RR Лиры и др. звёзд в полосе нестабильности, см. Герцшпрунга — Ресеелла диаграмма) самым эффективным оказывается действие зон частичной ионизации водорода и гелия, особенно зоны второй ионизации гелия. Раскачивающее действие этих зов основано на том, что при сжатии они способны несколько задерживать проходящий через них поток излучения, а при расширении — наоборот, усиленно терять энергию, отдавая её внеш, слоям. Действительно, в зове ионизации анергия, выделяющаяся при сжатии, идёт не только на нагрев газа, но и на его ионизацию. Относит, изменения плотности бр/р связаны с относит, изменениями темп-ры ЬТ Т соотношением бР/Т [c.182]

Смотреть страницы где упоминается термин Звёзды переменные : [c.183] [c.130] [c.131] [c.176] [c.337] [c.349] [c.564] [c.62] [c.63] [c.66] [c.251] [c.394] [c.560] [c.561] [c.561] [c.561] [c.561] [c.82] [c.181] [c.182] [c.183]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...