Учебная работа. Доклад: Переменные звезды

Учебная работа. Доклад: Переменные звезды

Хотя на 1-ый взор сверкающие на небе звезды кажутся неизменными, оказывается, что у почти всех из их видимый сияние изменяется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды именуются переменными звездами. У одних переменных звезд сияние изменяется строго временами. У остальных он изменяется наиболее либо наименее временами, у третьих — совсем хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие нежданно. Там, где несколько дней вспять была еле приметная на фото звездочка, сейчас сверкает звезда, видимая невооруженным взором. Через несколько месяцев сияние звезды опять падает. У неких звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у каких наблюдаются весьма резвые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотки раз, а через час ворачивается к начальному состоянию. Амплитуды колебаний блеска разных переменных звезд составляют от нескольких сотых толикой звездной величины до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих сияние звезд, сделалось вероятным открыть новейшие переменные звезды с весьма малеханькими амплитудами и маленькими периодами. Общее число найденных переменных звезд в Галактике около 40000, а в остальных галактиках— наиболее 5000. Для обозначения переменных звезд употребляются латинские буковкы с указанием созвездия, в каком звезда размещена. В границах 1-го созвездия переменным звездам поочередно присваивается одна латинская буковка, композиция из 2-ух букв или буковка V с номером. к примеру: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три огромных класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды владеют плавным конфигурацией блеска. Оно обосновано повторяющимися переменами радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезд температура увеличивается. Увеличение температуры приводит к повышению светимости, не глядя на то, что радиус миниатюризируется. Периоды пульсирующих звезд изменяются от толикой денька (звезды типа RR Лиры) до 10-ов (цефеиды) и сотен дней (мириды — звезды типа Мира Кита). У цефеид и звезд типа RR Лиры периодичность выдерживается с умопомрачительной точностью. У переменных звезд с полуправильным либо беспорядочным конфигурацией блеска пульсации, хотя и наиболее массивные, происходят нерегулярно. Все цефеиды — гиганты, звезды большенный светимости, почти все из их сверхгиганты, к ним относятся звезды с большей светимостью. Мириды именуются долгопериодическими переменными звездами. конфигурации их блеска сопровождаются переменами их температуры. Мира Кита в самом большом блеска практически так же ярка, как Полярная звезда. Переменные звезды этого типа также являются взездами-сверхгигантами. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.

2-ой класс переменных звезд — взрывные, либо, как их еще именуют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-1-х, сверхновые, новейшие, повторные новейшие, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем сиим звездам характерны однократные либо повторяющиеся вспышки взрывного нрава с неожиданным повышением яркости. Почти все из этих звезд являются компонентами тесноватых двойных систем, и бурные процессы в появляются при содействии компонент в таковых системах.

Ранее задумывались, что новейшие звезды вправду являются вновь показавшимися. Но эти звезды существовали и ранее — они обнаруживаются как слабенькие звезды на фото звездного неба, изготовленных ранее.

Некие из новейших звезд (а быть может, и все) вспыхивают не один раз. Так в один момент вспыхивать и возрастать в размерах со скоростью, равной соткам км в секунду, могут весьма жаркие звезды, имеющие особенное, неустойчивое состояние. При вспышке их внешние газовые слои срываются и с большой скоростью несутся в место.С течением времени эти газы рассеиваются.

В редчайших вариантах наблюдаются вспышки сверхновых звезд. Они различаются тем, что их светимость во время вспышки бывает в 10-ки и сотки миллионов раз больше светимости Солнца. В истинное время ученые-астрономы и физики много работают над решением вопросца о том, какие физические предпосылки вызывают такое потрясающее явление, как вспышки сверхновых звезд.

Во-2-х, к эруптивным звездам относятся юные резвые некорректные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд схожих им объектов. Число открытых эруптивных превосходит 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды именуются физическими переменными звездами, так как конфигурации их видимого блеска соединены с физическими действиями, протекающими на их. При всем этом меняется температура, цвет, а время от времени и размеры звезды.

К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра масс они попеременно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.

В тесноватых системах конфигурации суммарного блеска могут быть вызваны искажениями формы звезд.. Периоды конфигурации блеска затменных двойных — от нескольких часов до 10-ов лет. В Галактике понятно наиболее 4000 таковых звезд.

Существует еще маленький отдельный класс переменных звезд — магнитные звезды. Не считая огромного магнитного поля они имеют мощные неоднородности поверхностных черт. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Приблизительно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Переменные звезды весьма пристально изучаются астрологами. Наблюдаемые конфигурации блеска, диапазона и остальных величин дают возможность найти главные свойства звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, также изучить строение атмосфер и свойства разных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в разных звездных системах можно найти возраст этих систем и тип их звездного населения. Восхитительная зависимость “период — светимость”, обнаруженная для цефеид, дозволяет по установленному периоду вычислить настоящую яркость звезды, а как следует, и расстояния до нее. Если в каком-либо весьма отдаленном скоплении звезд найдена цефеида, то по наблюдениям определяют период конфигурации ее блеска, а отсюда и светимость. А опосля этого просто вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по собственному блеску звездой такой-то величины. размеры скопления, вроде бы ни были они значительны, ничтожны по сопоставлению с расстоянием до него, а это означает, что все входящие в него звезды находятся на примерно схожих расстояниях от нас. Таковым образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, также до остальных галактик. Современные наблюдения проявили, что некие переменные двойные звезды являются галлактическими источниками рентгеновского излучения.

]]>