Цефеиды

Для классических цефеид существует соотношение период — светимость [2] [c.1209]

Карликовые цефеиды и перемен- 1—3 ч 2 ч I А2 - F5 +2- -+3 [c.1210]

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]

Эмпирические закономерности, установленные между перио-1 дами и абсолютными видимыми величинами цефеид, позволили астрономам с помощью формулы (1.3) найти расстояния до дру- [c.277]

В таблице 1 даны некоторые величины для типичных цефеид. [c.279]

Данные для характерных цефеид [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]

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]

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]

S 5] ПЕРИОД КОЛЕБАНИЯ БЛЕСКА ДЛЯ ЦЕФЕИД 301 [c.301]

О зависимости между периодом колебания блеска и средней массовой плотностью для цефеид [c.301]

При распространении ударных волн к центру звезды, в момент отражения от центра возможно возникновение движений, рассмотренных в 4 главы IV при фокусировании потока газа в точке. Изменение блеска цефеид можно объяснить возникающими при пульсациях большими изменениями температуры в фотосфере и изменениями величины поглощения в окружающей цефеиду газовой атмосфере. При различных диаметрах фотосферы величина пути светового луча в окружающей атмосфере будет изменяться. [c.301]

Для описания пульсаций газовых шаров моделей цефеид, помимо системы уравнений (I) и условий на скачках, имеющих тот же вид, что и при отсутствии сил тяготения (см. 2 главы IV), мы будем иметь следующие краевые условия [c.301]

Средний радиус звезды 31 и массу ЗК в данном случае мы рассматриваем как независимые параметры как было указано в 2 при равновесии, радиус St является функцией массы 3JJ. Однако при пульсациях такой связи между Я и может и не быть ), что и может явиться причиной отсутствия равновесия — причиной пульсации цефеиды. [c.302]

Однако, не проводя решения, в самой общей постановке задачи можно с помощью соображений теории размерности установить фундаментальный результат, связывающий период пульсаций цефеиды с её массой и радиусом. [c.302]

В самом деле, обозначим через т период пульсаций цефеиды так как это есть характеристика движения в целом, то на основании установленной таблицы определяющих параметров (5.2) мы выводим, что [c.302]

Период пульсаций цефеид 279, 302 П-теорема 31 [c.328]

Характеристики явления 21 Цефеиды 276, 277 [c.328]

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]

Для цефеид — пульсирующих сверхгигантов плоской составляющей Галактики, периоды к-рых лежат в диапазоне от 1 сут до неск. десятков сут, существует исключительно важная зависимость между продолжительностью периода и ср. светимостью. Зависимость период — светимость даёт возможность определять расстояния до цефеид. Благодаря высокой светимости цефеид, позволяющей обнаруживать их не только в на- [c.560]

Переменные звезды. 200-дюймовый телескоп обсерватории Маунт Паломар дает возможность различать отдельные звезды в галактиках, находящихся на расстояниях около З-Ш см. Один из методов измерения расстояний этого порядка величины основан на определении периода изменения яркости переменных звезд типа Цефеид. Звезда типа Цефеид — это гравитационно неустойчивая звезда, обнаруживающая периодические пульсации, при которых ее радиус может измениться примерно на 5—10%. Температура звезды изменяется с таким же периодом, как и ее радиус, так что наблюдатель обнаруживает периодические изменения ее яркости. Были измерены периоды продолжительностью всего несколько часов. В нашей Галактике находится Цефеида с яркостью, в 2-10 раза большей яркости Солнца, и периодом изменения яркости 50 сут. [c.340]

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]

На рис, 83 показаны результаты фотометрических измерений блеска тп звезды о Цефея по времени. Соответствующие кривые для других цефеид в общем сохраняют тот же характер. Современными наблюдениями обнаружено, что период 8 Цефея раве [c.277]

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]

Таким образом, данные наблюдений, без сомнения, указывают на наличие значительных движений газа в фотосфере цефеид. Кроме того, в наблюдениях установлено, что колебания блеска сопровождаются изменением их спектров и эффективных температур. Изменение температуры и радиуса фотосферы обусловливает изменение блеска. Отношение светимостей (полная световая энергия, излучаемая звездой) цефеиды во время колебания изменяется в несколько раз, для 5 Цефея это изменение равно 2, [c.279]

Нише мы рассмотрим постановки задач и в некоторых случаях их решения о неустановившихся движениях газа, которые можно рассматривать как приближённые модели колебаний цефеид и вспышек новых и- сверхновых звёзд. [c.284]

Нетрудно показать, что общая энергия, излучаемая цефеидами за периоды изменения их блеска, мала но сравнению с общим запасом гравитационной и внутренней тепловой энергии всей звезды. Этим можно объяснить также слабое влияние законов распределения источников звёздной энергии на раснределепие плотности и давления в звёздных недрах для обычных звёзд и для цефеид. Поэтому мы можем допустить, что в неустановившихся движениях звезды в целом энергия, выделяемая в центре и излучаемая во внешнее пространство за время периода колебания, не играет существенной роли. При рассмотрении неустановившихся движений в качестве последнего допущения мы примем, что молекулярный вес fi и коэффициент теплопроводности постоянны во всей массе звезды. [c.287]

На рис. 88 в логарифмических масштабах Ig и IgVp p представлены диаграммы результатов обработки наблюдений отдельные точки нанесены как средние значения для групп звёзд, пунктирная прямая проведена согласно теоретической формуле (5.4). Расположение точек, полученных из наблюдений цефеид, показывает замечательное согласие с наклоном теоретической пунктирной прямой. [c.302]

В случае наличия такой связи в виде степенной завиепмости, кроме массы Ж, появится ещё размерная постоянная, содержащаяся ватой связи. В системе определяющих параметров вместо массы п этой постоянной (которая может быть различной для разных серий цефеид) можно взять прямо Sffi и SR. [c.302]

Обработка наблюдений нолунравильных и длиннопериодических неременных показывает, что соответствующие точки на аналогичной диаграмме располагаются вдоль некоторых прямых, параллельных соответствующей прямой для цефеид. [c.303]

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]

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]

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]

В дюжине рассеянных скоплений имеются пульсирующие жёлтые сверхгиганты — цефеиды,, светимость к-рых связана с легко определяемым нериодои изменения блеска. Эта зависимость (рис. 3) является следствием фундам. соотношений, связывающих массу и светимость звёзд, а также их ср. плотность и период пульсаций. Наклон зависимости период — светимость определяется по цефеидам в близких галактиках, размерами [c.286]

Рве. 3. Зависимость период — светимость (абсолютная величина), построенная для цефеид в рассеянных скоплениях (точки) и ОВ-ассоци иях (кре-стини) Галактики. Му — средняя за период визуальная абсолютная величина, Р — период. [c.286]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...