Stjernernes fysik

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 13. december 2021; checks kræver 3 redigeringer .

Stjernefysik er en gren af astrofysikken, der studerer stjernernes fysiske side ( masse , tæthed og så videre). Forståelse af stjernernes fødsel og død kræver anvendelse af næsten alle underafsnit af moderne fysik [1] .

Dimensioner, masser, tæthed, lysstyrke af stjerner

I øjeblikket er der mange undersøgte stjerner, som hver især er unikke og adskiller sig fra andre i dets parametre (størrelse, masse, tæthed, farve og andre). Når vi taler om stjernernes fysiske data, er det umuligt at ignorere metoderne til at opnå disse data. Stjernestørrelser kan bestemmes på flere måder. Den første metode er brugen af et optisk interferometer med den videre brug af de opnåede data til beregning af størrelsen ved hjælp af formler. Ulempen ved denne metode er manglen på nøjagtige data om radius af stjernen under undersøgelse. Denne metode er svær at bruge for stjerner, der er langt fra vores planet. For at bestemme størrelsen af mange andre stjerner bruges den anden metode. I beregningen af dataene bruges vores planets satellit, Månen. Det er hende, der lukker den studerede stjerne og gradvist blokerer dens lys. På dette tidspunkt fastlægges stjernens såkaldte vinkelstørrelse, hvorefter stjernens sande størrelse beregnes ved hjælp af data om afstanden til den. Der er også en tredje måde at beregne dimensioner på. Den består i en teoretisk beregning af størrelsen af en stjerne, baseret på estimater af den samlede lysstyrke og temperatur i henhold til Stefan-Boltzmann-loven . Som tidligere nævnt er hver stjerne unik på sin egen måde. Hvis vi opdeler alle stjernerne efter deres størrelse, så kan vi tale om dværgstjerner, kæmpestjerner, hvis størrelse er sammenlignelig med størrelsen af solsystemet, og resten af hovedsekvensstjernerne, som udgør størstedelen .

Masse af stjerner

Stjernernes masse som studieobjekt er en meget vigtig egenskab. Massen varierer afhængigt af mængden af stof i stjernen. Følgelig ændres trykket, temperaturen og mange, mange andre faktorer også afhængigt af mængden af stof. Astronomi har i øjeblikket ikke en metode til direkte og uafhængigt at bestemme massen af en isoleret stjerne. For hovedsekvensstjerner er det fastslået, at jo større masse, jo højere lysstyrke har stjernen. Denne afhængighed er ikke-lineær: for eksempel med en fordobling af massen øges lysstyrken med mere end 10 gange. Generelt afviger masserne af stjerner, fra de største til de mindste, kun et par hundrede gange.

Tæthed af stjerner

Stjernernes tæthed afhænger i høj grad af stjernens størrelse. Lad os huske den velkendte regel (kilde?), at tætheden af kæmpe- og supergigantiske stjerner er meget lavere (5..10 mg/m 3 ) end densiteten for mellemstore og små stjerner. De førende i tæthed er dværgstjerner (deres tæthed varierer fra 900 til 10 11 kg/m 3 ). Den store uoverensstemmelse i tæthed kan forklares med de meget interessante egenskaber ved disse stjerners stoffer. Faktum er, at elektronerne i stjernestof bliver revet af fra kernernes atomer. Og aggregeringstilstanden for dette stof er svær at tilskrive enhver aggregeringstilstand. Det er trods alt hverken en flydende eller en fast tilstand, men ikke desto mindre anses det for at være gasformigt.

Stjernernes lysstyrke

Ved hjælp af brugen af moderne teleskoper blev det muligt at opdele stjernerne i 24 grupper alt efter deres lysstyrke. Tidligere var det kutyme kun at opdele stjernerne i seks grupper. Enheden til måling af stjerners lysstyrke er at tage det latinske bogstav "m", det forkortede ord "magnitude", som betyder "magnitude" på latin. De klareste stjerner klassificeres som stjerner af den første størrelsesorden (1m). Stjerner med lavere lysstyrke er tildelt 2m. Yderligere opdeling af stjernernes lysstyrke sker i faldende rækkefølge (det vil sige, at de svageste stjerner tildeles 24m-gruppen).

Stjernernes temperatur

I 2017 blev der fundet en brun dværg med en temperatur på 27° C [2] .

Stjernernes magnetfelt

Et stjernemagnetisk felt er et magnetfelt skabt af bevægelsen af ledende plasma inde i hovedsekvensstjerner . Denne bevægelse er skabt af konvektion , som er en form for energioverførsel fra midten af en stjerne til dens overflade gennem den fysiske bevægelse af materiale. Lokale magnetfelter virker på plasmaet, hvilket får de magnetiserede områder til at stige i forhold til resten af overfladen og kan endda nå stjernens fotosfære . Denne proces skaber stjernepletter på stjernens overflade (svarende til solpletter ), og det tilhørende udseende af koronale sløjfer [3] .

Star Wind Bubble

En stjernevindboble (astrosfære) er et område af rumvolumenet af et stjernesystem, hvor stjernevinden fra en stjerne (eller stjerner) har en positiv hastighed væk fra sin stjerne. Udefra er astrosfæren betinget begrænset af en kollisionsfri chokbølge, bestemt af balancen mellem stjernernes vindtryk på den ene side og på den anden side af trykket fra magnetfeltet og det interstellare medium [4] . Heliosfæren er et specialtilfælde af astrosfæren.

Området kan være flere lysår på tværs for en massiv stjerne af klasse O , B , Wolf-Rayet stjerner . Den er begrænset til den varme gas fra det interstellare medium i chokbølgezonen, som opvarmes af stjernevindens høje hastighed (op til flere tusinde km/s (for unge og varme stjerner). Også gassen fra indersiden af systemet "blæses ud" af vinden udad. Astrosfæren af mindre varme stjerner (f.eks. Solen) opvarmer den interstellare gas en smule.

Astrosfærer har en struktur med to chokbølger [5] : området, hvor vinden aftager, kaldes chokbølgegrænsen ; det område, langs hvilket vindens og det interstellare mediums tryk er afbalanceret, det vil sige, hvor vinden taber fart fuldstændigt, kaldes astropausen (i analogi med heliopausen ); grænsen, hvor kollisionen og blandingen af det interstellare medium med den modkørende stjernevind finder sted, er buechokbølgen . Gassen i zonen af stødbølgegrænsen kan opvarmes til 10 6 K og generere røntgenstråler på grund af dens ionisering til plasmatilstanden .

Selve boblen er ikke sfærisk. På den ene side er det forlænget, og på den anden side komprimeres det, afhængigt af stjernesystemets rotationsretning omkring galaksens galaktiske centrum og af tætheden af nærliggende stjerner og deres energikraft.

Med en høj tæthed af interstellar gas og støv, eller i nærværelse af en tidligere udskudt stjerneskal, dannes der observerede tåger fra Jorden, skabt af chokbølger (for eksempel Halvmånetågen ).

Der er også "superbobler", de såkaldte H II-regioner - hulrum, op til flere i diameter, dannet i den interstellare gas under påvirkning af stjernevinden af klynger af store unge stjerner.

For eksempel , betegnet N44F, er placeret cirka 160.000 lysår fra Jorden i den nærliggende dværggalakse Stor Magellansk Sky (mod det sydlige stjernebillede Dorado ). N44F er oppustet af stjernernes vindstrømme fra en ekstremt varm stjerne, "begravet" én gang i en kold tæt sky.

Superboble

En superboble er et område i det interstellare rum fyldt med varm gas, som har en reduceret tæthed sammenlignet med miljøet og når flere hundrede lysår på tværs . I modsætning til stjernernes vindbobler skabt af enkeltstjerner dannes superbobler omkring OB-foreninger placeret inde i molekylære skyer . Stjernevinden fra OB-stjerner og energien fra supernovaeksplosioner opvarmer stoffet af superbobler til temperaturer i størrelsesordenen 10 6 K . [6] Ældre superbobler, som har en tættere støvet ydre skal og et tyndere og koldere indre, kaldes også superskaller . Solsystemet sidder nær midten af en gammel superboble kendt som den lokale boble , hvis grænser kan bestemmes af en pludselig stigning i støvudryddelse ved afstande større end et par hundrede lysår.

Harvard-klassificering af stjernespektre

Den vigtigste metode til at studere stjerner er studiet af deres spektre. Talrige mørke linjer, der krydser spektralstriben, er forbundet med absorption af lys af atomer af forskellige grundstoffer i stjerners atmosfære. Da hvert kemisk element har sit eget sæt linjer, giver spektret dig mulighed for at bestemme, hvilke stoffer stjernen er lavet af. Stjernernes spektre kan opdeles i flere hovedklasser.

I 1950'erne blev der i henhold til Harvard-klassifikationen skelnet mellem syv spektralklasser, betegnet med latinske bogstaver O, B, A, F, G, K, M. Når man bevæger sig langs rækken fra venstre mod højre, ændres stjernens farve. : O - blå, A - hvid, G - gul, M - rød. I samme retning falder stjernernes temperatur tilsvarende. Senere kom en ny W-klasse til.

De varmeste stjerner er stjerner i klasse W. Deres overfladetemperatur når 100.000 K. Deres farve er blå. Blå er også stjerner i klasse O. Deres temperaturer er fra 50.000 K (kelvin) og derunder. Blålig-hvide klasse B stjerner har en temperatur på 12000 - 25000 K; hvide klasse A-stjerner - 11000 K. Gule stjerner i klasse F og G og gullig-orange klasse K har en temperatur på omkring 4500 K. Og endelig er de koldeste stjerner røde stjerner af klasse M med temperaturer under 3600 K.

Fysiske processer, der finder sted i stjernernes dybder

Den vigtigste proces, der finder sted i stjernernes dybder, kaldes termonuklear fusion. Termonuklear fusion er en type nuklear reaktion, hvor lette atomkerner kombineres til tungere på grund af den kinetiske energi af deres termiske bevægelse.

Når man studerede de processer, der finder sted i stjerners indre, blev der lavet et eksperiment på fusionen af to eller flere kerner af lette elementer. Som et resultat førte dette til, at der i fusionsøjeblikket frigives en enorm mængde energi. I denne forbindelse blev det konkluderet, at en konstant proces med termonuklear fusion finder sted inde i stjernerne, som tjener som en uudtømmelig kilde til stjerneenergi. Det er også værd at bemærke effekten af temperatur på igangværende reaktioner inde i stjerner. Ved ekstremt lave temperaturer sker der kun to typer reaktioner: "proton - protonkæde" og "kulstof-nitrogen kredsløb". Hver af disse reaktioner resulterer i omdannelsen af brint til helium, hvilket frigiver enorme mængder energi. Ved høje temperaturer dominerer protonen - protonkæden og kulstof-brint kredsløbet. De reaktioner, der finder sted i stjerner, giver os mulighed for at forklare grundstofsammensætningen af vores univers, som består cirka af brint og helium, og mængden af andre grundstoffer er brøkdele af en procent.

Stjerners levetid

En stjernes levetid er direkte relateret til dens masse. Hvis vi tager Solens masse som en måleenhed for en stjernes masse, så kan vi sige, at en stjerne med en masse større end to eller tre gange vil eksistere i 15-25 millioner år. Jo større masse en stjerne har, jo kortere levetid.

Stellar nukleosyntese

Stellar nukleosyntese er et kollektivt koncept for de nukleare reaktioner ved dannelse af grundstoffer, der er tungere end brint , inde i stjerner og også, i lille grad, på deres overflade.

Stjernernes udvikling

Stjernernes udvikling i astronomi er sekvensen af ændringer, som en stjerne gennemgår i løbet af sin levetid, det vil sige over hundredtusinder, millioner eller milliarder af år, mens den udstråler lys og varme. I sådanne kolossale perioder er ændringerne ret betydelige.

En stjerne begynder sit liv som en kold forkælet sky af interstellar gas , der trækker sig sammen under indflydelse af sin egen tyngdekraft og gradvist tager form som en kugle. Ved komprimering omdannes gravitationsenergien til varme, og objektets temperatur stiger. Når temperaturen i midten når 15-20 millioner K , begynder termonukleære reaktioner , og kompressionen stopper. Objektet bliver en fuldgyldig stjerne. Den første fase af en stjernes liv ligner solens - den er domineret af reaktionerne i brintkredsløbet [7] . Det forbliver i denne tilstand det meste af sit liv, idet det er på hovedsekvensen af Hertzsprung-Russell-diagrammet , indtil brændstofreserverne i dens kerne løber tør. Når al brint i midten af stjernen omdannes til helium , dannes en heliumkerne, og den termonukleære forbrænding af brint fortsætter i dens periferi.

I denne periode begynder stjernens struktur at ændre sig. Dens lysstyrke øges, de ydre lag udvider sig, og overfladetemperaturen falder - stjernen bliver til en rød kæmpe , som danner en gren på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Stjernen bruger meget mindre tid på denne gren end på hovedsekvensen. Når den akkumulerede masse af heliumkernen bliver betydelig, kan den ikke bære sin egen vægt og begynder at skrumpe; hvis stjernen er massiv nok, kan den stigende temperatur forårsage yderligere termonuklear omdannelse af helium til tungere grundstoffer ( helium til kulstof , kulstof til oxygen , oxygen til silicium og til sidst silicium til jern ).

Studiet af stjernernes udvikling er umuligt ved kun at observere én stjerne - mange ændringer i stjerner forløber for langsomt til at blive bemærket selv efter mange århundreder. Derfor studerer forskere mange stjerner, som hver især befinder sig på et bestemt tidspunkt i sin livscyklus. I løbet af de sidste par årtier er modellering af stjerners struktur ved hjælp af computerteknologi blevet udbredt i astrofysikken .

p-proces

P-processen er en termonukleær reaktion , der især forekommer under sammenbruddet af kernen af en supernova , og er ansvarlig for oprindelsen af nogle protonrige atomkerner, der er tungere end jern .

r-proces

r-processen eller hurtig neutronfangstproces er processen med dannelse af tungere kerner fra lettere ved successiv indfangning af neutroner under reaktioner. $\venstre(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\højre)$

Neutronfangst fortsætter, så længe neutronfangsthastigheden er højere end isotophenfaldshastigheden . Derefter gennemgår atomet β − henfald, og neutronfangsten fortsætter. $\venstre(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\højre)$

rp proces

rp-proces - processen med at fange hurtige protoner af en atomkerne . Det er en af nukleosynteseprocesserne , der er ansvarlig for produktionen af mange grundstoffer, der er tungere end jern , der findes i universet . I modsætning til s- og r -processerne foregår rp-processen i protonrige kerner. Den øvre grænse for rp-processen (de tungeste kerner, der kan opnås under reaktionen) er endnu ikke præcist fastlagt, men nyere forskning de siger, at det i neutronstjerner ikke kan gå længere end tellur på grund af deceleration ved α-henfald . Denne kendsgerning giver os mulighed for at sige, at det mest massive element, der kan være resultatet af rp-processen, er 105 Te - den letteste isotop , for hvilken α-henfald observeres (selvom andre, lettere, isotoper af tellur også muligvis er udsat for α-henfald ).

s-proces

s-processen eller langsom neutronfangstproces er processen med dannelse af tungere kerner fra lettere kerner ved successiv neutronfangning . Den karakteristiske tid for s-processer er meget længere end perioden med β-henfald , derfor inkluderer de enten stabile kerner eller β - radioaktive kerner med lange halveringstider . Jernisotopen 56 Fe tjener som det indledende element i s-processen .

Nuklear afbrænding af silicium

Siliciumforbrænding er en sekvens af termonukleære reaktioner , der forekommer i dybet af massive stjerner, hvor siliciumkerner omdannes til kerner af tungere grundstoffer. Denne proces kræver høj temperatur (4⋅10 9 K ) og tæthed (1⋅10 5÷6 g/cm³).

Variabel stjernetype α² Canis Hounds

En α² Canis Hound variabel stjerne er en type roterende variabel stjerne . Disse er hovedsekvensstjerner af spektraltyperne B8p-A7p. De har stærke magnetfelter , deres atmosfærer er kemisk ejendommelige - spektrene indeholder unormalt forstærkede linjer af silicium , strontium , krom og sjældne jordarters grundstoffer. Intensiteten af sådanne stjerners spektrallinjer ændres sammen med styrken af magnetfeltet. Periodiciteten af disse ændringer falder både sammen med stjernens rotationsperiode og med perioden med lysstyrkeændringer, som ligger i området fra 0,5 til 160 dage. Amplituderne af lysstyrkeændringer spænder fra 0,01 til 0,1 størrelser [8] .

Prototypen på klassen af variable stjerner er stjernen Carl's Heart (α² Hundens hunde), som ændrer dens lysstyrke med 0,14 m med en periode på 3,47 dage [9] . Af de klare stjerner omfatter denne type Aliot (ε Ursa Major) og Alferatz (α Andromedae).

I klassificeringen af den 4. udgave af General Catalogue of Variable Stars betegnes denne type stjerne ACV [8] .

Delta Scuti type variabel stjerne

Variabel ligesom δ Scuti er en variabel stjerne , hvis lysstyrke ændrer sig dramatisk på grund af radiale og ikke-radiale pulseringer af stjernens overflade.

Variabler af typen BY Dragon

Variabler af typen BY Draco er variable hovedsekvensstjerner af sene spektraltyper , normalt K eller M. Prototypen for denne kategori af stjerner er BY Draco . Variationer i deres lysstyrke opstår på grund af rotation, da der er pletter på deres overflade, der ligner solen , men optager et meget større område, og også på grund af kromosfærisk aktivitet. Lysstyrkens amplitude overstiger normalt ikke 0,5 størrelsesorden , og den karakteristiske cyklus varighed er lig med stjernens rotationsperiode (fra flere timer til flere måneder). Nogle af disse stjerner udviser andre typer af variabilitet - for eksempel oplever de udbrud, der er karakteristiske for UV Ceti-variabler ; i sådanne tilfælde er de også af denne type. Et godt eksempel på en sådan stjerne er EV Lizards .

Variabel type RR Lyra

RR Lyrae-variabler er en type radialt pulserende variable stjerner , kæmper af spektralklasser A-F, liggende på den vandrette gren af Hertzsprung-Russell-diagrammet , med perioder fra 0,2 til 1,2 dage, og lysstyrkeændringsamplituder fra 0, 2 m til 2 m . Prototypen for disse variable var Lyras RR .

Traditionelt omtales RR Lyrae-variabler nogle gange som kort-periode Cepheider eller kugleformede klyngevariabler . I de fleste tilfælde er de inkluderet i den sfæriske komponent af galaksen , de findes (nogle gange i stort antal) i nogle kugleformede klynger , hvis alder er over 12 milliarder år, de tilhører de ældste repræsentanter for stjernebefolkningen i galaksen . Antallet af kendte stjerner af denne type overstiger 6 tusinde, og de er den mest talrige undertype af variabler.
Ligesom cepheider falder den maksimale ekspansionshastighed af overfladelagene af disse stjerner praktisk talt sammen med maksimum af deres lysstyrke. Men i modsætning til cepheider er disse ældre stjerner og relativt lav masse (lidt mere end halvdelen af solmassen ). Den gennemsnitlige absolutte stjernestørrelse er 0,75 m , det vil sige, at de er 40-50 gange lysere end Solen. Tilfælde af variabilitet i både formen af lyskurven og perioden er kendt ( Blazhko-effekten ).
Forholdet mellem periode og absolut størrelse gør dem til gode kandidater til standardlys til relativt nærliggende objekter i Mælkevejen . De bruges meget ofte til at studere kugleformede stjernehobe . Dårligt egnet til at studere ydre galakser på grund af deres lave lysstyrke.

Variabler af typen RR Lyra er opdelt i tre undertyper:

RRab er variable med en asymmetrisk lyskurve (stejlt stigende gren), perioder fra 0,3 til 1,2 dage og amplituder fra 0,5 m til 2 m ( RR Lyrae ). Oprindeligt identificerede forskere separate undertyper af RRa og RRb, som adskilte sig i stejlheden af den stigende gren, men yderligere forskning afslørede ikke en klar linje mellem dem. Deer forenet i OKPZ .
RRc er variable med næsten symmetriske, nogle gange sinusformede, lyskurver med perioder fra 0,2 til 0,5 dage og amplituder, der ikke overstiger 0,5 m ( SX UMa ). I den moderne teori om stjernepulsationer antages det, at i modsætning til RRab-undertypen (pulserende i grundtonen), pulserer RRc-undertypens stjerner i overtonen .
RR(B) er variabler karakteriseret ved tilstedeværelsen af to samtidigt fungerende pulsationstilstande - grundtonen med perioden P 0 og den første overtone med perioden P 1 ( AQ Leo ). Forhold Р 1 /Р 0 ≈ 0,745.

Variabel type RS Hound Dogs

Variabler af typen RS Hounds of the Dog er eruptive variable stjerner. Denne type omfatter tætte binære systemer med emission af H og K Ca II i spektret , hvis komponenter har øget kromosfærisk aktivitet, hvilket forårsager kvasi-periodisk variabilitet af deres lysstyrke med en periode tæt på omdrejningsperioden og en variabel amplitude, der normalt når 0,2 m .

Den første til at adskille disse variable i en separat klasse var Otto Struve i 1946. I 1974 bestemte den amerikanske astronom Oliver (Oliver DS) et sæt visuelle karakteristika for variablerne som RS Hounds, og i 1976 opdelte den amerikanske astronom Hull (Hall), baseret på dem, disse systemer i fem grupper. [11] :

I. Periodiske systemer. Omløbsperioden er fra 1 til 14 dage. Den varmere komponent af spektral type F eller G og lysstyrkeklasse V eller IV. Spektrallinjerne af Ca II H og K er tydeligt udtrykt , mens komponenterne ikke overstråler hinanden.
II. kort periode systemer. Cirkulationsperioden er mindre end 1 dag. Den varmere komponent af spektral type F eller G og lysstyrkeklasse V eller IV. Spektrallinierne af Ca II H og K er til stede i spektret af en eller begge komponenter.
III. Langtidssystemer. Omløbsperioden er mere end 14 dage. En af komponenterne i spektralklasse G eller K og lysstyrkeklasse II, III eller IV. Spektrallinjerne af Ca II H og K er tydeligt udtrykt , mens komponenterne ikke overstråler hinanden.
IV. Blinkende stjerner. Den varmere komponent af spektralklassen dKe eller dMe, i dets spektrum , er spektrallinjerne af Ca II H og K tydeligt udtrykt ,
V. Systemer af typen T Tauri . Den varmere komponent er den hvide dværg . Kølerkomponenten tilhører spektralklassen G eller K, dens spektrum viser tydeligt spektrallinjerne for Ca II H og K,

Lyskurven for variablerne af Canis RS-typen udviser en kvasi-periodisk struktur. Der er plateauer på kurven. I 1979 foreslog amerikanske astronomer Eaton og Hull den enkleste mekanisme til dannelsen af et plateau - "stjernepletter", det vil sige kolde store områder på overfladen af en stjerne, analogt med solpletter . Lignende pletter er nu blevet opdaget ved indirekte metoder i mange stjerner [12] .

Kromosfærisk aktivitet påvises ved tilstedeværelsen af CaIIH- og K- spektrallinjer såvel som af Balmer- eller Ha-serien. I analogi med Solen kan vi antage, at denne aktivitet er forbundet med kraftige magnetfelter og pletter på stjernens overflade.

Nogle variabler såsom RS-hunde er kilder til røntgen- og radioemission. Radioemission er ikke relateret til overfladetemperatur og kan tjene som en indikator for kraftige magnetfelter. Røntgenstråling L x >> 10 24 watt. En sådan kraftig stråling, analogt med Solen , kan tolkes som bevis på en meget varm korona : T ~ 10 7 K.

Variabel type W Jomfru

Variabler af type W Jomfru er pulserende variabler af den sfæriske komponent eller den gamle komponent af galaksens skive med perioder fra ca. 0,8 til 35 dage og amplituder fra 0,3 m til 1,2 m . De er karakteriseret ved en periode-luminositetsafhængighed, der adskiller sig fra en lignende afhængighed for variabler af δ Cephei-typen . Med samme periode er Jomfruens W-type variabler 0,7-2 m svagere end Cepheus' δ-type variabler. Lyskurverne for variabler af Jomfru W-type adskiller sig fra lyskurverne for cepheider i de tilsvarende perioder, enten i amplitude eller i tilstedeværelsen af pukler på den nedadgående gren, som nogle gange vokser til et bredt fladt maksimum. De findes i gamle kuglehobe og på høje galaktiske breddegrader. De er opdelt i undertyper:

CWA - variabler af type W Jomfru med perioder på mere end 8 dage ( W Jomfru );
CWB - Variabler af type W Jomfru med perioder mindre end 8 dage ( BL Hercules ).

Traditionelt kaldes Jomfru W-type variabler ofte også for Cepheider, da det ofte er (i perioder fra 3 dage til 10 dage), at det er umuligt at skelne variabler af disse typer fra hinanden ved formen af lyskurven. Men i virkeligheden er disse helt forskellige objekter, der er på forskellige stadier af udviklingen . Variabler af type W Jomfru tilhører anden generation af stjerner (befolkning II), det vil sige, at de dukkede op fra materialet af stjerner fra den første generation og har en ret lav metallicitet . En af de væsentlige spektrale forskelle mellem stjerner af Jomfru W-type og cepheider er, at der i førstnævntes spektre i en vis række af faser observeres emissioner i brintlinjer, mens der i spektre af cepheider, i Ca II H og K linjer. Det var undervurderingen af disse træk, der fik Edwin Hubble til forkert at anvende formlerne for klassiske cepheider for at estimere afstanden til Andromeda-tågen og derved undervurdere den.

Prototypen af disse variable er Jomfruens W .

Alpha Cygnus Type Variable

Variabler af typen Alpha Cygni tilhører klassen af variable stjerner med udtalte ikke-radiale pulsationer. Disse stjerner er supergiganter af spektralklasse B eller A. Variationer i lysstyrke er i størrelsesordenen 0,1 størrelsesorden (10 % lysstyrke) med perioder fra flere dage til flere uger. Disse variationer forekommer ofte uregelmæssige på grund af slag , dvs. overlejring af mange pulsationer med tætte perioder.

Prototypen på denne klasse af stjerner var Deneb (alpha Cygnus), hvis lysstyrkepulsationer ligger i området fra +1,21 m til +1,29 m .

Fotometrisk system u'g'r'i'z'

Det u'g'r'i'z' fotometriske system er et astronomisk bredbånds femfarvet fotometrisk system . Udviklet til SDSS- kataloget . Ved udgangen af 2009 er der kun fotometriske standarder for den nordlige halvkugle.

Fotometrisk system UBV

UBV -systemet ( Johnson -systemet eller Johnson-Morgan-systemet ) er det mest udbredte fotometriske bredbåndssystem . Udviklet i 1950'erne af de amerikanske astronomer Harold L. Johnson og William W. Morgan til at klassificere stjerner ud fra deres farve [13] .

I dette system måles stjernernes størrelser i tre brede bånd af spektret , kaldet U (ultraviolet - ultraviolet ), B (blåt - blåt) og V (visuelt - visuelt). Den maksimale følsomhed af disse bånd ligger ved bølgelængder på henholdsvis 350, 430 og 550 nm . Valget af farver fra den blå del af spektret blev foretaget, fordi fotografiske film fra den tid var mest følsomme i denne region af spektret. Størrelserne er bestemt på en sådan måde, at for stjerner af spektraltypen A0 V uden interstellar rødning er alle tre størrelser lig med hinanden. For sådanne stjerner er farveindekserne B-V og UB - forskellen i stjernestørrelser i forskellige bånd - således lig nul [14] .

Farveindeksene (UB) og (BV) kan bruges til at bestemme nogle af de fysiske egenskaber af individuelle stjerner eller deres grupper. Difference (BV) er den mest almindeligt anvendte, med B og V, i meget forenklede termer, svarende til fotografiske og visuelle størrelser. Farveindekset (BV) er praktisk, fordi det for de fleste stjerner er relativt hurtigt og nemt at måle, mens det forbliver en god indikator for spektral type . Dette er en af de variable, der bruges til at konstruere et farvestørrelsesdiagram ( Hertzsprung-Russell-diagram ). For at udvide metodens muligheder foreslog Johnson i 1965 at bruge flere flere bånd i den infrarøde del af spektret (fra 0,7 til 10,2 mikron ). De hed R, I, J, H, K, L, M og N.

UBV-systemet har en række ulemper. Den korte bølgelængde afskæring af U- filteret bestemmes hovedsageligt af jordens atmosfære , ikke af filteret selv. Således kan de observerede værdier ændre sig med højden og skiftende atmosfæriske forhold. Ikke desto mindre er der foretaget mange målinger i dette system, herunder mange klare stjerner. [15] .

Chandra X-ray Orbital Observatory

Chandra Space X-ray Observatory (Chandra Space Telescope) er et rumobservatorium opsendt af NASA den 23. juli 1999 (ved hjælp af Columbia-shuttlen ) for at udforske rummet i røntgenområdet . Opkaldt efter den amerikanske fysiker og astrofysiker af indisk oprindelse Chandrasekhar , som underviste ved University of Chicago fra 1937 til sin død i 1995 og hovedsageligt var kendt for sit arbejde med hvide dværge .

Chandra er det tredje af fire NASA -lancerede observatorier i slutningen af det 20. og begyndelsen af det 21. århundrede . Det første var Hubble- teleskopet , det andet var Compton og det fjerde var Spitzer .

Observatoriet blev udtænkt og foreslået af NASA i 1976 af Riccardo Giacconi og Harvey Tananbaum som en udvikling af det dengang lancerede HEAO-2 (Einstein) observatorium. I 1992 blev designet af observatoriet ændret væsentligt på grund af et fald i bevillingerne - 4 af de 12 planlagte røntgenspejle og 2 af de 6 planlagte fokalinstrumenter blev fjernet.

Startvægten af AXAF/Chandra var 22.753 kg, hvilket er den absolutte rekord for den masse, der nogensinde er blevet opsendt i rummet af rumfærgen rumfærgen . Hovedmassen af Chandra-komplekset var en raket, som gjorde det muligt at opsende en satellit i kredsløb, hvis apogee er omkring en tredjedel af afstanden til månen.

Stationen blev designet til en driftsperiode svarende til 5 år, men den 4. september 2001 besluttede NASA at forlænge levetiden med 10 år på grund af de fremragende resultater af arbejdet.

ATLAST

Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope (ATLAST) er et rumteleskop designet til at fungere i de ultraviolette, synlige og nær-infrarøde områder (110-2400 nm).

Noter

↑ GS Bisnovatyi-Kogan, Stellar Physics (Springer-Verlag: Berlin 2002)
↑ En stjerne med stuetemperatur er et nyt fund af videnskabsmænd . Hentet 8. november 2017. Arkiveret fra originalen 9. november 2017. (ubestemt)
↑ Brainerd, Jerome James røntgenstråler fra Stellar Coronas . Astrophysics Spectator (6. juli 2005). Dato for adgang: 7. oktober 2012. Arkiveret fra originalen 2. juli 2012. (ubestemt) (Engelsk)
↑ Burgin M.S. Heliosphere på astronet.ru . Astronet . Hentet 7. oktober 2012. Arkiveret fra originalen 9. februar 2013. (ubestemt) (Russisk)
↑ Castor, J.; McCray, R., & Weaver, R. Interstellar Bubbles // Astrophys. J. (Breve). - 1975. - T. 200 . - S. L107-L110 . - doi : 10.1086/181908 . - .
↑ Tomisaka K., Habe A., Ikeuchi S. Sekventielle eksplosioner af supernovaer i en OB-forening og dannelse af en superboble // Astrophysics and Space Science. - Springer , 1981. - Vol. 78 , nr. 2 . - S. 273-285 . - doi : 10.1007/BF00648941 . — .
↑ Universets struktur og udvikling . Institut for Fysik. Kirensky SB RAS . Hentet 6. oktober 2012. Arkiveret fra originalen 22. marts 2009. (ubestemt)
↑ 1 2 GÆSIG . GCVS- variabilitetstyper . — Klassificering af variable stjerner i henhold til GCVS . Hentet 9. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012.
↑ GÆSKE . GCVS-forespørgselsresultat for alf 2 CVn . Hentet 9. september 2008. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012.
↑ En ny Delta Scuti-stjerne med høj amplitude på de scannede Moscow-arkivplader . Astronet . Hentet 6. oktober 2012. Arkiveret fra originalen 7. juli 2011. (ubestemt)
↑ Berdyugina 2.4 RS CVn stjerner Arkiveret 12. februar 2012 på Wayback Machine
↑ Animation Arkiveret 11. februar 2012 på Wayback Machine , der viser pletter på XY Ursa Major og V361 Lyra
↑ Johnson, HL; Morgan, WW (1953), Fundamental stjernefotometri for standarder af spektral type på det reviderede system af Yerkes spektralatlas , The Astrophysical Journal, vol. 117, s. 313-352 _
↑ Mironov, A.V. PRÆCISIONSFOTOMETRI. . Astronet (1997). Arkiveret fra originalen den 9. november 2012. (ubestemt)
↑ Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I. og Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars , Sky & Telescope, vol. 30, s. 21 (engelsk)

Litteratur

N.N. Samus. sek. 2.5. Variabler af typen RR Lyra // Variable stjerner .
Kenneth R. Lang, Astrophysical Formulas // Springer, 1999, ISBN 3-540-29692-1
John S. Lewis, Physics and Chemistry of the Solar System , 2. udgave, Elsevier Academic Press , 2004, ISBN 978-0-12-446744-6 , side 43
Mælkevejsgalaksen , side 32 "2.2.1 Nukleosyntese i stjerner" - Taylor & Francis, 1996, ISBN 2-88124-931-0
Donati, Jean-François Overflademagnetiske felter af ikke-degenererede stjerner . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse (16. juni 2003). Arkiveret fra originalen den 26. maj 2012. (ubestemt) (Engelsk)
Donati, Jean-François Differentiel rotation af andre stjerner end Solen . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse (5. november 2003). Arkiveret fra originalen den 1. maj 2012. (ubestemt) (Engelsk)
B.C. Ishkhanov , I. M. Kapitonov , I. A. Tutyn . Reaktioner under påvirkning af neutroner r-proces (27. februar 2009). Hentet: 26. juni 2010. (ubestemt)
B.C. Ishkhanov , I.M. Kapitonov , I.A. Tutyn . Reaktioner under påvirkning af neutroner s - proces (27. februar 2009). Hentet: 26. juni 2010. (ubestemt)
Durlevich O. V., Samus N. N. Klassificering af variable stjerner ifølge GCVS . OKPS (12. februar 2009). Hentet 7. oktober 2012. Arkiveret fra originalen 24. november 2012. (ubestemt) (Engelsk)