Кривая блеска

Рис. 45.21. Сводные кривые блеска сверхновых I (а) и Рис. 45.23. Примерная схема строения нейтронной II (б) типов [32] звезды [35]

Рис. 83. Фотовизуальная кривая блеска звезды

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]

Можно указать ещё на так называемые карликовые новые звёзды типа U Близнецов, повторяющих свои слабые вспышки— звёздное чихание—через одну-две недели. На рис. 85 представлена кривая блеска для таких звёзд. [c.282]

Рис. 87. Кривая блеска сверхновой заезды в спиральной туманности NG 1003.

Независимую от цефеид и звёзд типа RR Лиры Р. ш. близких галактик дают новые звёзды, их светимость в максимуме блеска связана со скоростью его уменьшения. Эту зависимость можно прокалибровать в Галактике по скоростям расширения оболочек или светового зха от вспышек новых звёзд. Новые звёзды зарегистрированы даже в галактиках скопления в созвездии Девы, при модуле расстояния 30—31 (10—16 Мпк), но обнаружение вспышки и построение кривой блеска требует длит, наблюдений. Практически более важными индикаторами расстояния являются ярчайшие сверхгиганты для голубых звёзд абс. величина составляет ок. —О (что близко к абс. величине новых в максимуме блеска), однако она является ф-цией интегральной светимости родительской галактики. Этого недостатка лишены красные сверхгиганты, светимость к-рых повсюду составляет ок. —8,0 . Характеристики ряда др. индикаторов расстояния также зависят от светимости вмещающей их галактики и(или) интенсивности звездообразования в них. Это относится к светимости наиб, ярких шаровых скоплений и диаметрам наибольших в галактике зон НИ и объясняется в осн. влиянием различия величины выборки. Более обещающей является обнаруженная недавно корреляция светимости зон НИ с дисперсией скоростей газа в них. [c.286]

Классификация С. з. Внегалактические С. 3. не являются однородной группой объектов и по наблюдаемым кривым блеска и оптич. спектрам делятся на два осн. типа. [c.433]

Периоды кривых блеска затменных двойных обычно составляют несколько суток это показывает, что компоненты этого типа систем гораздо ближе друг к другу, чем в случае визуальных двойных. [c.452]

Реальные формы кривых блеска меняются от одной двойной звезды к другой, но общими особенностями у них являются два [c.452]

Основной тип кривой блеска затменной двойной представлен на рис. 14.5 здесь для периодов минимумов блеск принят постоянным. Эта специфическая форма кривой указывает, что затмения являются полными. [c.452]

Полный блеск сохраняется до тех пор, пока меньшая звезда перемещается от к В этом положении начинается ее затмение большей звездой, и блеск падает. В положении О меньшая звезда полностью затмевается и остается в таком состоянии до достижения точки Я. Во время перемещения от точки О до Я блеск остается постоянным, но в общем не таким, как в минимуме, имевшем место между точками С и В, поскольку блеск компонентов обычно бывает разным. При перемещении звезды от Я к / блеск возрастает, пока не достигнет максимального уровня. Этот блеск сохраняется неизменным, пока меньшая звезда снова не достигнет точки В, откуда начинается новый цикл кривой блеска. [c.453]

Теперь рассмотрим кривую блеска с количественной стороны. Хотя кривые блеска иногда можно выразить через изменения звездной величины, удобнее выразить их через изменения блеска. Предположим, что меньшая звезда имеет светимость 1, а большая 2- (Обычно имеет место > 2-) Очевидно, видимая светимость системы равна сумме светимостей обеих звезд. Они дают вклад в общую светимость в соответствии с их индивидуальной светимостью и долей поверхности, которую можно наблюдать. Если полные наблюдаемые поверхности равны 51 и 5г для меньшей и большей звезд соответственно и если измеренный блеск между затмениями (т. е. полный видимый блеск) равен В, можно написать [c.453]

Значения отношений светимостей и радиусов звезд помогает нам сравнить свойства звезд, являющихся компонентами затменной двойной системы. Дальнейший анализ кривых блеска во многих случаях позволяет связать радиусы звезд с размерами их орбит возможно также определить наклонение орбиты звезды по отношению к наблюдателю. Вся эта информация особенно полезна, если затменная двойная также наблюдается как спектрально-двойная (см. разд. 14.6). Однако изящные методы, используемые для такого анализа кривых блеска, выходят за рамки нашего изложения и не будут здесь рассматриваться. [c.454]

Правда, стоит отметить, что приведенная выше кривая блеска описывает систему, в которой наблюдаются полные затмения. Несомненно, что существуют системы, в которых происходят частные затмения. Для таких систем не существует сколько-нибудь протяженных периодов, в течение которых сохраняется неизменным минимальное значение блеска кривая блеска и.меет два У-образных минимума обычно различной глубины. На рис. 14.6, а представлена подобная частично затменная система на рис. 14.6, б показана соответствующая кривая блеска. [c.454]

Из рис. 14.6 ВИДНО, что максимальная площадь диска большой звезды, затмеваемая меньшей, имеет место в положении А. Поскольку затмение частное, кривая блеска после достижения минимума сразу начинает возрастать. Легко показать, что глубины минимумов на подобной кривой блеска по-прежнему позволяют определить отношение светимостей однако отношение радиусов уже нельзя получить с помощью простой формулы (14.15). Для получения этих данных из кривой блеска применяют другие стандартные, но более сложные приемы. [c.455]

Помимо данных об орбите, детальный анализ кривой блеска обеспечивает нас также следующей информацией [c.455]

Некоторые звезды расположены так близко друг к другу, что возникают гравитационные искажения их фигур обе звезды оказываются вытянутыми вдоль прямой, соединяющей их центры. Таким образом (это иллюстрировано на рис. 14.8), если две звезды со сплюснутыми фигурами обращаются друг относительно друга в такой плоскости, что происходят затмения, то кривая блеска не будет содержать прямолинейных отрезков кривая будет меняться гладко, поскольку полная площадь звездных дисков, видимая наблюдателю, никогда не остается постоянной. [c.456]

Хорошо известно, что Солнце не имеет однородной яркости по диску яркость падает по направлению к солнечному лимбу. Этот эффект называется потемнением к лимбу. Из кривых блеска затменных двойных мы знаем, что некоторые звезды должны показывать тот же самый эффект. Когда начинается затмение (рис. 14.9), первоначальное падение блеска происходит медленно, поскольку сначала экранируются менее яркие области звездного диска. Убывание яркости происходит с возрастающей скоростью. [c.456]

В свете сказанного выше ясно, что с обоими членами тесной двойной системы может быть связано вещество, окружающее эту двойную. Это вещество было действительно обнаружено при изучении многих двойных. Оно может иметь форму газовых потоков, дисков, оболочек или облаков, окружающих оба компонента. Присутствие подобных образований обнаруживается по дополнительным линиям излучения или поглощения в спектрах этих двойных, по возмущениям измеренных лучевых скоростей, определяющих кривые скоростей компонентов и по видоизменению кривых блеска. [c.472]

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]

По фотометрич. наблюдениям ЗДЗ строят кривую блеска (заниси.иость блеска от фазы периода) и находят по ней Р, Т, е, i, со и радиусы komhoh jstob в единицах большой полуоси. Сочетание спектральт1ых и фотометрич, данных также позволяет определить абс. размеры орбиты и сумму масс. [c.563]

Нелинейные пульсации звёзд. Анализ пульсац. устойчивости звезды относительно малых возмущений (линейный анализ устойчивости) не даёт представления об амплитуде установившихся П. з., а также о форме кривых блеска (зависимостей блеска от времени) и лучевой скорости. Зависимость эффективности меха-внэмов возбуждения и затухания от амплитуды колеба> ний исследуется в нелинейной теории П. з. Из-за конечной поглощат, способности зон частичной ионезв- [c.182]

Наблюдение вспышки С. з.— весьма редкое событие. Так, за последнее тысячелетие в Галактике наблюдались историч. вспышки в 1006, 1054, 1181, 1572 и 1604. Поэтому практически все сведения о С. з. получены в результате исследований вспышек в др. галактиках. Зафиксировано прибл. 600 вспышек внегалактических С. 3. и примерно в 100 случаях получены кривые блеска (зависимости блеска от времени) и спектры. [c.433]

С. 3, II типа имеют в спектрах линии водорода, а их кривые блеска характеризуются значит, разнообра-внем формы. Из всех кривых блеска С. з. II типа, кпыхнувших в далёких галактиках, выделяют две [c.433]

Рис. 3. Кривая блеска сверхновой звезды N1987А- в Большом Магеллановом Облаке, По оси абсцисс отложено время, отсчитанное от момента регистрации нейтринной вспышки от этой звезды. По оси ординат отложена та же величина, что и на рис. ).

Звёзды, вспыхивающие как С. з. I типа, в ходе эволюции потеряли богатые водородом слои и имеют радиусы ( 0,01/Iq), значительно уступающие радиусу фотосферы в максимуме блеска. Поэтому кривые блеска С. в. 1 типа полностью определяются радиоакт, источ-BDKOM энергии. Необходимое кол-во радиоакт, изотопа никеля 0,4—1 Mq. Такое кол-во изотопа никеля может образоваться в результате взрыва вырожденного С-О-ядра, отвечающего вспышке С. з. I типа. [c.435]

С, 3, II типа (за исключением подобных SN1987A) являются результатом взрыва звёзд с радиусом ок. 5-10 i 0. Их кривые блеска до квазиэкспоненц. стадии объясняются высвечиванием внутр. энергии, запасённой при взрыве. Масса выброшенного вещества С. а. IIP типа ок. 1I типа — существенно мень- [c.435]

С. Цолгопериодические (классические) цефеиды. 610. Период и форма кривой блеска постоянны. Периоды лежат в диапазоне от 1 до 70 дней. Амплитуда пульсации 0,1—2". Спектральный класс в минимуме блеска G —К, в максимуме блеска — F. Скорость увеличения радиуса до 20 км сек. [c.981]

На диаграмме спектр-светимость (см. Спектр — светимость диаграмма) Ц. занимают место, где расположены желтые гиганты и сверхгиганты, что нозволяет допустить, что они являются переходной стадией в эволюции массивных звезд главной последовательности при переходе последних в стадию красного гиганта (см. Звезды). Различные характеристики Ц. (особенности кривых блеска, амплитуды изменения блеска, цвета и лучевых скоростей и т. д.) тесно коррелируют с величиной периода изменения блеска, а также с положением Ц. на диаграмме спектр — светимость . Эти корреляции, как и зависимость период — светимость , различны для звезд тина 6 Цефея и У Девы. г. с. Царажкий. [c.394]

С. 3. II типа представляют собой метгее однородную группу об1.ентов, их кривые блеска более разнообразны. Как правило, надетгпе блеска происходит у них быстрее, чем у С. з. I тина. [c.473]

Кривая блеска также дает нам возможность вывести эксцентриситет орбиты одной звезды относительно другой. В качестве примера на рис. 14.7 представлен предельный случай, когда большая ось орбиты перпендикулярна к лучу зрения. Обе звезды подчиняются закону всемирного тяготения, а следовательно, и трем законам Кеплера. Поэтому спутник движется по орбите быстрее всего, когда он всего ближе к главной звезде или, как говорят, когда спутник находится в периастре. Вследствие этого вторичное затмение, имеющее место в положении С, происходит ближе по времени к предшествующему главному затмению А (рис. 14.7, б), чем к последующему главному затмению, и периоды максимальной яркости (В и О) оказываются неравной длины. [c.455]

В этом случае участки кривой блеска между минимумами обладают наклоно.м и искривлены (рис. 14.10), так что, хотя звезда не входит и не выходит нз зат.мення, блеск звезды изменяется. Происходит то, что меньшая звезда показывает фазы, аналогичные существующим у Венеры или Луны. Сторона спутника, обращенная к большей звезде, оказывается ярче, чем противоположная сторона. Следует напомнить, однако, что в противоположность случаю Венеры или Луны, меньшая звезда — самосветящееся тело. [c.457]

Если мы снова прибегнем к мысленному эксперименту , рассмотрев широкую двойную систему с двумя невращающимися звездами, движущимися по эллипсам относительно их центра масс, то они будут сферической формы и взаимодействовать как материальные точки. Если уменьшить расстояние между компонентами, то период, разумеется, тоже уменьшится в соответствии с III законом Кеплера наконец, наступит время, когда гравитационное взаимодействие между компонентами приведет к возникновению на них ощутимых приливов и каждая звезда окажется вытянутой вдоль прямой, соединяющей их центры. Если звезды еще и вращаются, то их фигуры будут сплющиваться, подобно фигуре Земли вследствие ее вращения. Копал предположил, что звезды в тесной двойной будут вращаться со скоростями, определяемыми максимальной угловой скоростью движения по орбите. Кривая блеска подобной затменной двойной звезды не содержала бы никаких прямолинейных участков (см. рис. 14.8). [c.469]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...