О туманностях.

[Atandakil]

Туманности представляют собой облака газа и пыли, расположенные в галактике и выделяющиеся поглощением, излучением или отражением света на общем фоне неба. Они часто представляют собой очень эффектное зрелище, отчего их фотографии любят рассматривать, а некоторые - помещать в блогах. Кроме этого, они играют важную роль в изучении эволюции звезд и галактик в целом, поэтому их любят фотографировать.
Туманности в целом подразделяются на две группы - диффузные (светлые) и поглощающие (темные). Внешне они отличаются просто - диффузные туманности светятся, а темные, соответственно названию, - нет и даже наоборот, затемняют расположенные за ними участки неба.
Диффузные туманности - это три разнородных класса объектов: отражательные туманности, эмиссионные туманности и туманности, образованные при взрывах сверхновых звезд (остатки сверхновых, supernova remnants, SNR).
Отражательные туманности - это газопылевые облака, отражающие свет находящихся рядом с ними и подсвечивающих их звезд. Они состоят из газа и мелкой пыли, в основном, углеродной (в значительной степени образованной в оболочках сверхгигантов) с примесями других металлов, часто - железа и никеля, выброшенных старыми взрывами сверхновых, и имеют спектр и цвет, близкий к цвету и спектру освещающей их звезды (или звезд) с небольшими добавками. Правда, из-за того, что с уменьшением длины волны свет рассеивается более эффективно (именно по этой причине наше небо является голубым), цвет отражательных туманностей обычно является более синим, чем цвет освещающей звезды.

Пример отражательной туманности - туманность NGC 1999 в Орионе.

Эмиссионные туманности обладают собственным свечением. При этом зачастую отличие эмиссионных и отражательных туманностей заключается не в их природе, а в том, с какими звездами они соседствуют. Звезды ранних спектральных классов О и В излучают много высокоэнергетических фотонов, которые ионизируют газ туманности, а ионизированный газ переизлучает (эмитирует) видимый свет с большей длиной волны (вплоть до красного), который мы и видим. В результате одна и та же туманность, если рядом с ней находится, скажем, красный сверхгигант, не излучающий высокоэнергетических фотонов, будет видна как отражательная, а если голубой - как эмиссионная. Поэтому иногда наблюдаются туманности, часть которых, соседствующая со звездой раннего спектрального класса, является эмиссионной, а другая часть - отражательной.

Пример эмиссионной туманности - Большая туманность Киля. Хорошо видны вызывающие ее свечение сверхгиганты и гипергиганты. Подробнее о ней - alef0.diary.ru/p175614926.htm

Некогда, на заре времен, существовали своеобразные колоссальные эмиссионные туманности (облака Лайман-альфа) - колоссальные облака газа размером с нашу Галактику, а то и превышающие ее в несколько раз, внутри которых образовывались не звезды, а галактики. Нынче они давно сгинули - их съели выросшие в них галактики.

 

Туманности, образованные при взрывах сверхновых звезд, состоят из материала самой взорвавшейся звезды и межзвездного газа и пыли, сжатых и нагретых на фронте ударной волны, распространяющейся после взрыва. Они наблюдаются в течение относительно короткого времени после взрыва (порядка десятков и сотен тысяч лет, пока не охлаждаются и не рассеиваются), имеют высокую температуру (порядка миллионов градусов) и, соответственно, обладают собственным свечением в широком спектре вплоть до рентгеновского. Такие туманности могут иметь сложную и причудливую форму, определяемую начальной динамикой взрыва и взаимодействием ионизированных продуктов взрыва с магнитным полем и ранее сброшенным веществом.

Пример остатка сверхновой - Крабовидная туманность.

Существуют также так называемые планетарные туманности, к планетам отношения не имеющие и являющиеся сброшенными оболочками звезд на последних этапах их жизни.

Пример планетарной туманности - NGC 7293 Улитка. Прогенитор туманности - маленькая звезда в центре, белый карлик. Чуть подробнее о най - alef0.diary.ru/p198261462.htm

Темные (поглощающие) туманности свет только поглощают и рассеивают. Они содержат в себе большое количество пыли, препятствующей прохождению фотонов. В результате расположенные за ними источники излучения выглядят более красными, чем на самом деле (опять же, потому что синий свет лучше рассеивается, а красный - лучше пропускается, именно поэтому Солнце на рассвете или закате выглядит красным). При большом количестве пыли они вообще не пропускают свет.
В таких туманностях обычно интенсивно рождаются новые звезды. Как правило, темные туманности весьма велики (так называемые гигантские молекулярные облака), хотя встречаются компактные темные туманности, называемые глобулами Бока.

Фрагмент темной туманности - туманность Конская голова

 

Темная газопылевая туманность с интенсивным звездообразованием - туманность Змея.

Пример глобулы Бока в туманности IC2944

Часто различие между темными, эмиссионными и отражательными туманностями является случайным. Одна и та же туманность может быть темной, если рядом с ней нет ярких звезд, отражательной, если рядом с ней есть яркие звезды поздних спектральных классов (желтые и красные сверхгиганты) и эмиссионной, если она подсвечивается яркой звездой ранних спектральных классов О или В.

 

@темы: фото, наука/открытия, гипотезы и факты

---

Кое-что о переменных.

[Atandakil]

Переменными звездами называют звезды, которые хотя бы однажды заметным для наблюдений образом изменили свою светимость.
Подавляющее большинство переменных звезд, как правило, относится к одному из следующих классов:
1. Эруптивные переменные звезды. Это - переменные, изменение светимости которых происходит в результате вспышек в хромосфере или короне звезды, обусловленных теми или иными причинами.
2. Пульсирующие переменные звезды. Изменение светимости происходит в результате периодического изменения размера поверхностных слоев звезды Изменение может быть радиальным (изменяется диаметр звезды) или нерадиальным (изменяется ее форма).
3. Вращающиеся переменные звезды. Они либо имеют неоднородную яркость (пятнистые), либо несферическую форму - в результате, при их вращении они изменяют видимую яркость. Причины неоднородной яркости поверхности разнообразны но, как правило, их объединяет связь с магнитным полем звезды.
4. Катаклизмические переменные (новые, новоподобные и т. д.). Причина изменения светимости - взрывы в оболочке (новые звезды). Формально сюда можно отнести и сверхновые (взрыв в глубинных слоях звезды) - но они являются переменными однократного действия
5. Затменно-двойные системы. Яркость звезды меняется из-за периодического затмения одной звезды в кратной системе другой или из-за изменения их формы за счет взаимного притяжения.
Существуют и другие виды переменных, но они достаточно редки либо достаточно экзотичны.
Думаете, это все? Вовсе нет - это лишь начало.

1. Эруптивные переменные в основном подразделяются на:
1.1. Вспыхивающие неправильные (типа UV Кита) - маленькие и тусклые красные (поздних классов М), а иногда - и коричневые карлики, на которых происходят вспышки, подобные солнечным, только гораздо мощнее, так что яркость звезды может в течение считанных секунд увеличиться в несколько раз. Их очень много - это самый многочисленный класс переменных звезд, и похоже, что чуть ли не все маленькие красные карлики принадлежат к этому классу или проходят через эту стадию.
1.2. Переменные типа BY Дракона - звезды поздних классов (К и М), но большие, чем предыдущие, показывающие нерегулярную вспышечную активность такого же происхождения но меньшей относительной амплитуды.
1.3. Неправильные эруптивные переменные, вариации светимости которых не описываются какой-то закономерностью и которые не относятся к предыдущим группам:
- неправильные переменные ранних спектральных классов (спектральные классы О - А). Переменность вызвана преимущественно неустойчивым горением внутренних слоев;
- неправильные переменные промежуточных (F-G) и поздних (К-М) спектральных классов;
- неправильные переменные диффузных туманностей (орионовы переменные) - очень молодые звезды, локализованные в диффузных туманностях (alef0.diary.ru/p174440487.htm). Они подразделяются на фуоры (только что образовавшиеся) и звезды типа Т Тельца (более зрелые) но в любом случае - это еще не вышедшие на главную последовательность eyespace.diary.ru/p208758066.htm юные звезды, нерегулярная яркость которых связана с процессами завершения сжатия и аккреции вещества протозвездного диска;
- быстрые неправильные переменные, подобные предыдущей группе, но не связанные с диффузными туманностями. Они также подразделяются на переменные ранних спектральных классов и переменные промежуточных (F-G) и поздних (К-М) спектральных классов.
1.4. Яркие голубые переменные (eyespace.diary.ru/p208758066.htm) - гипергиганты, величайшие звезды в мире.

2. Пульсирующие переменные подразделяются на:
2.1. Долгопериодические (классические) цефеиды (alef0.diary.ru/p165601890.htm).
2.2. Переменные типа W Девы. Иногда их называют цефеидами гало - это низкометалличные звезды, в основном, локализованные среди населения типа II (древних звезд второго поколения) и по характеру пульсаций яркости похожие на цефеиды, хотя физика их пульсаций носит иной характер. В свою очередь, подразделяются на длиннопериодические (длительность пульсации больше восьми суток) и короткопериодические типа BL Геркулеса (длительность пульсации меньше восьми суток).
2.3. Медленные неправильные переменные. Странная группа звезд, без видимых причин медленно и несильно изменяющих яркость без видимых закономерностей изменения. Обычно это - некоторые гиганты или сверхгиганты.
2.4. Мириды, звезды типа Миры Кита. Зрелые красные гиганты на конечной стадии жизни с периодом пульсации, превышающим сто дней, и изменениями светимости более, чем на одну звездную величину (eyespace.diary.ru/p208757964.htm). Изменения светимости обусловлены неустойчивостью внешних слоев, из-за которой, вследствие развития в ней гигантских волн, она то расширяется, то сжимается, при этом еще и теряя сферическую симметрию.
2.5. Полуправильные переменные - переменные с заметной, но нестрогой периодичностью и непостоянной амплитудой колебаний светимости:
- тип Z Водолея - гиганты поздних спектральных классов с хорошо выраженной периодичностью в диапазоне от месяца до примерно трех с половиной лет. Амплитуда и формы кривой светимости могут изменяться. Как правило, похожи на мириды, отличаясь меньшей амплитудой;
- тип R Лиры - аналогичные предыдушим гиганты поздних спектральных классов с заметно менее строгой периодичностью. Среднее время изменения яркости у таких звезд находится в диапазоне примерно от полумесяца до двух с половиной лет. Иногда у таких звезд накладываются друг на друга несколько периодов колебаний светимости;
- тип μ Цефея - сверхгиганты поздних классов. Амплитуды колебаний светимости около одной звездной величины, периоды близки друг к другу. У таких звезд периоды могут составлять от месяца до нескольких лет. К этому типу относится любимая народом Бетельгейзе;
- тип SX Геркулеса - подобные предыдущим гиганты и сверхгиганты промежуточных спектральных классов F, G, или K с амплитудами изменения блеска до четырех звездных величин.
2.6. Переменные типа RR Лиры (иногда именуемые короткопериодическими цефеидами). Гиганты ранних спектральных классов (от А до F, II - III классов светимости по йеркской классификации, eyespace.diary.ru/p208758066.htm) с правильной короткопериодической радиальной пульсацией (колебаниями диаметра с периодами от 4 до 30 часов) и постоянной кривой изменения светимости (амплитуда изменения светимости может доходить до двух звездных величин). Судя по всему, самый многочисленный тип переменных после типа UV Кита. Старые звезды низкой металличности, встречаются в шаровых звездных скоплениях и в гало (короне, сферической компоненте) Галактики.
2.7. Переменные типа RV Тельца. Желтые сверхгиганты классов F или G в максимуме и К или М - в минимуме. Период - промежуточный между классическими цефеидами и миридами (30 - 150 суток). Достаточно массивные звезды на самом последнем этапе эволюции (стадия сброса оболочки при переходе с асимптотической ветви гигантов eyespace.diary.ru/p208758066.htm к белому карлику), так что пульсация развивается в сбрасываемой звездой внешней оболочке.
2.8. Переменные типа β Цефея. Массивные и яркие голубые гиганты главной последовательности (классы B0V - B3V) с незначительными (до 0,3m) колебаниями светимости и периодами в несколько часов. В таких звездах из-за неустойчивости пульсирует внешняя оболочка, нагретая мощным излучением внутренних частей звезды.
2.9. Переменные типа δ Щита. Звезды, начинающие сходить с главной последовательности или дошедшие до стадии гигантов классов A и F. Период пульсаций правильный, амплитуда слабо или средне (менее одной звездной величины) выражена и переменна сама по себе (вплоть до временного затухания пульсаций). Причины такого поведения до конца не ясны, у некоторых звезд это типа пульсации радиальные, у других, как оказалось - нет (меняется форма звезды наряду с радиусом). Период пульсаций - несколько часов. К этому классу переменных принадлежит Вега.
2.10. Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики. По белому карлику гуляют волны того же, замечу, физического происхождения, что и волны в океане. Иногда они усиливаются и накладываются - и мы видим пульсации яркости. У некоторых молодых белых карликов к этому процессу прибавляются более изощренные механизмы.

3. Вращающиеся переменные звезды:
3.1. Переменные типа α² Гончих Псов (магнитные переменные). Звезды главной последовательности спектральных классов B8V-A7V. Эти звезды имеют сильные магнитные поля, несоосность которых с вращением самой звезды порождает интенсивные процессы в оболочке, проявляющиеся в изменениях яркости.
3.2. Вращающиеся эллипсоидальные переменные. Звезды в кратной системе, приобретшие эллиптическую форму в результате гравитационного взаимодействия с близким компонентом системы. При вращении таких звезд площадь видимой земному наблюдателю поверхности звезды изменяется, соответственно, изменяется ее видимая яркость. Примером такой переменной является Спика (альфа Девы).
3.3. Переменные типа FK Волос Вероники. Быстровращающиеся гиганты с неоднородной поверхностной яркостью спектральных классов G-К. Амплитуды колебаний яркости составляют несколько десятых звездной величины, периоды - порядка нескольких суток. Есть теория, утверждающая что это - слившиеся двойные звезды.
3.4. Переменные типа SX Овна. Голубые гиганты главной последовательности спектрального класса В. Близки к переменным типа α² Гончих Псов, но с более высокой температурой поверхности.

4. Катаклизмические переменные - это:
4.1. Новые звезды. Белые карлики в двойной системе, на поверхность которых аккрецирует вещество второго компонента. По мере накопления водорода на поверхности белого карлика, в нем растут температура и давление - до развития в нем термоядерной реакции детонационного типа (взрыва) (замечу, что когда белый карлик в результате аккреции преодолевает предел Чандрасекара и взрывается сверхновой типа Ia (alef0.diary.ru/p166318659.htm), в нем протекает не объемная детонация, а куда, казалось бы, более безобидная дефлаграционная реакция ("горение" в поверхностном слое распространяющейся ударной волны. А какая разница в эффекте!). После взрыва опять начинается накопление водорода на поверхности - до следующего взрыва. В зависимости от времени между вспышками подразделяются на быстрые новые, медленные новые, особо медленные новые и повторные новые.
4.2. Карликовые новые. Похожи на новые, но термоядерный взрыв (меньшей мощности) у них происходит не на поверхности белого карлика, а в аккреционном диске, его окружающем.
4.3. Симбиотические переменные типа Z Андромеды - подобны новым, но накопление вещества на поверхности белого карлика происходит не за счет аккреции вещества второго компонента, а за счет испускаемого им звездного ветра.
4.4. Новоподобные звезды. Класс, куда относят катаклизмические переменные невыясненной природы. Например, если звезда похожа по характеру на новую, но ее вспышка не зафиксирована, ее относят к новоподобным. Потом, если она, наконец, вспыхивает, ее с удовольствием переквалифицируют.
4.5. Сверхновые.
4.6. А еще к катаклизмическим переменным относят поляры alef0.diary.ru/p179868109.htm.

5. Затменно-двойные переменные подразделяются на:
5.1 Затменно-двойные переменные типа Алголя. Две достаточно удаленные друг от друга сферические звезды периодически затмевают одна другую. Соответственно, на кривой яркости хорошо видны начало и конец каждого затмения, а между затмениями светимость системы почти не изменяется.
5.2. Затменные переменные типа β Лиры. Два компонента расположены ближе друг к другу, чем в первом случае, и имеют, соответственно, из-за гравитационного взаимодействия эллипсоидальную форму. В результате кривая изменения яркости выглядит достаточно плавной, яркость изменяется непрерывно, и установить моменты начала и конца затмения непросто.
5.3. Затменные переменные типа W Большой Медведицы. Звезды настолько близки, что их оболочки объединены, обе звезды непрерывно обмениваются веществом. Собственно, это - единый восьмеркообразный объект. Кривая блеска изменяется непрерывно, начало и конец затмения выявить невозможно, яркость нарастает и убывает плавно.

@темы: наука/открытия, гипотезы и факты

---

Гамма-всплески.

[Atandakil]

Гибель сверхмассивной звезды-гипергиганта может оказаться одним из наиболее грозных событий для Земли.

В среднем, один раз в 100000 - 1000000 лет в средней по размеру галактике происходит взрыв гиперновой звезды - сверхгиганта и гипергиганта массой, в тридцать и более превосходящей массу Солнца.
Если такая звезда быстро вращается, обладает большим магнитным полем и на момент гибели имеет массу (без внешней водородной оболочки, которая может считаться уже сорванной со звезды) более тридцати солнечных, то есть, перед гибелью была быстро вращающимся гипергигантом, то коллапс ее центральных областей происходит сложным образом - в центре звезды формируется массивная быстро вращающаяся черная дыра, а вокруг нее - мощный сверхгорячий аккреционный диск из материала более высоких слоев звезды. Это - так называемый коллапсар.
Поскольку в этот момент в более высоких слоях звезды происходят бурные процессы (то есть, взрыв сверхновой!) аккреционный диск существет недолго - несколько секунд. Он тормозится и буквально всасывается внутрь черной дыры. Его более удаленные от экваториальной области части при этом внутрь горизонта событий не попадают - они закручиваются по оси вращения коллапсара и выбрасываются вдоль его полюсов с огромными, релятивистскими скоростями - на доли процента, иногда на один процент меньшими скорости света. Эта струя релятивистского вещества называется джетом.
В принципе, похожие процессы, только в куда более грандиозном масштабе, происходят в квазарах и активных ядрах галактик. Их джеты во многом раз массивнее и иногда выбрасываются на расстояния, во много раз превышающие размеры галактик (я об этом уже говорил). А в мощнейших светящихся объектах неба - блазарах - релятивистские джеты тормозятся магнитным полем, излучая значительную часть массы в виде энергии синхротронного излучения.
Но в коллапсарах таится серьезная скрытая угроза. Угол расхождения джета очень мал - струя релятивистского вещества расходится узким конусом. Джет сопровождается мощным выборосом гамма-излучения, несущегося со скоростью света таким же узким пучком. Он настолько узок, что, если полярная область коллапсара в момент гибели была ориентирована строго (и очень точно!) на Землю, мы можем уловить эту вспышку гамма-лучей с другого конца Вселенной. Собственно, так и происходит. Во Вселенной миллиарды галактик, и хотя гибель гипергиганта по описанному сценарию происходит редко, а вероятность того, что погибшая звезда была ориентирована осью вращения на Солнце, крайне мала, практически ежесуточно регистрируются так называемые длинные гамма-всплески - видимые с оси вспышки гамма-излучения, распространяющиеся от сверхгигантов, погибших в далеких галактиках на растояниях в миллиарды световых лет и длящиеся несколько секунд.
Если в нашей Галактике где-нибудь за облаком пыли, даже на ее дальней стороне, есть быстровращающийся гипергигант описанного типа, ориентированный осью на нашу Солнечную систему, то мы об этом можем даже не узнать. А в случае его коллапса на столь малом расстоянии, как несколько десятков тысяч световых лет, на Землю обрушится поток гамма-лучей такой плотности, что высшую жизнь на планете ничто не спасет. Гамма-вспеск длится несколько секунд - но с обращенной в его стороны половины земного шара будет практически сорвана атмосфера. Есть теория, что именно не слишком удаленный гамма-всплеск в нашей Галактике вызвал массовое вымирание на Земле в ордовикском периоде.

В принципе, гамма-всплески делятся на две категории.

Длинные гамма-всплески длятся, как правило, несколько секунд, иногда - минут и порождаются полярными джетами при коллапсе свермассивных звезд. Механизм их возникновения описан выше.
Наблюдаются также так называемые короткие гамма-всплески длительностью в доли секунды.Они возникают совершенно иным образом. Дело в том, что если тесная двойная система состояла из двух гигантов, то после их гибели образуется пара нейтронных звезд или пара нейтронной звезды с черной дырой, вращающихся друг вокруг друга. Такая пара непрерывно излучает в пространство гравитационные волны, теряя энергию вращения, в результате чего взаимное вращение постепенно тормозится. Рано или поздно компоненты пары сближаются настолько, что в конце концов сливаются. Это - впечатляющий процесс, длящийся доли секунды и приводящий к мощному кратковременному выбросу огромной энергии в направлении полюсов системы.
Наконец, очень редко наблюдаются сверхдлинные гамма-всплески, вызванные полярными джетами при захвате звезды или облака газа сверхмассивной черной дырой в центре какой-нибудь галактики (первый такой гамма-всплеск наблюдался с расстояния 3,8 миллиарда световых лет в 2011 году). Такие гамма-всплески длятся много дней.

Колоссальная яркость гамма-всплеска приводит к тому, что он может наблюдаться с любого расстояния. Таким образом, частота гамма-всплесков и их расположение могут рассказать о расположении материи на таких больших расстояниях, которые недоступны наблюдениям обычных телескопов.

Как правило, в сутки наблюдается один-два гамма-всплеска (рекорд - четыре).

@темы: наука/открытия, гипотезы и факты

---

Звезды - самые-самые.

[Atandakil]

Списки самых-самых звезд.

Самые большие известные звезды (приведена масса в единицах массы Солнца):
1. R136a1 - 265. Голубой гипергигант, находится в туманности Тарантул Большого Магелланова облака.
2. WR 101e - 160. Звезда Вольфа - Райе (о звездах Вольфа-Райе говорилось в предыдущем посте) . В молодости, несколько миллионов лет назад, могла быть почти в полтора раза больше.
3. HD 269810 - 150. Голубой гипергигант из Большого Магелланова облака.
4. WR 102ka - 150. Звезда Вольфа-Райе, удаленная на 25 тысяч световых лет.
5. LBV 1806-20. - 130. Самая яркая из известных человечеству звезд. Приведена здесь по нижней оценке массы - возможно, в этом списке должна занять второе место (верхняя оценка - 190 солнечных масс).
В середине апреля 2013 года стало известно, что самая большая звездная система расположена неподалеку от R136a1. Это - пара звезд Вольфа-Райе, двойная звезда R144 полной массой компонентов около 300 солнечных масс. При рождении они были на четверть, а то и на треть массивнее. Причем интересно то, что в недалеком будущем они могут слиться в единый объект, который окажется большей звездой, нежели нынешний рекордсмен, появившийся на свет, скорее всего, таким же образом.

 

Самые яркие из известных звезд (приведена абсолютная болометрическая светимость во всем диапазоне электромагнитного излучения в единицах болометрической светимости Солнца):
1. LBV 1806-20 - (последний номер предыдущего списка) - 10 000 000 - 12 000 000. Спрятанное за газом и пылью чудовище класса LBV (яркая голубая переменная) массой 130-190 масс Солнца, удаленное на расстояние 30-50 тысяч световых лет и находящееся в весьма экзотическом окружении (alef0.diary.ru/p173655052.htm, где приведена старая завышенная оценка светимости, alef0.diary.ru/p182468509.htm и alef0.diary.ru/p172479811.htm). Легко видеть, что примерно за 2,5 - 3 секунды она излучает примерно столько же энергии, сколько Солнце за год.
2. R136a1 - 8 700 000. Первый номер предыдущего списка - крупнейшая известная звезда.
3. Лебедь OB2-12 - 6 300 000. Расстояние - пять тысяч световых лет, так что она находится сравнительно близко к нам - ближе других звезд этого списка. Звезда закрыта газопылевым облаком и ее видимая яркость - всего +11,4. Если бы не это обстоятельство, она имела бы звездную величину +1,5 - ярче Денеба.
4. HD 269810 - 6 300 000. Голубой гипергигант из Большого Магелланова облака массой 150 солнечных (номер 3 предыдущего списка).
5 - 6. HD 93129A и η Киля - 5 500 000. Про эту Киля, самый знаменитый гипергигант, много рассказано здесь alef0.diary.ru/p196220590.htm, а HD 93129A - голубой гипергигант массой 127 солнечных, компонент двойной системы, в которой меньшая звезда имеет массу около 60 солнечных и сама по себе тоже является гипергигантом. Звезде меньше миллиона лет.

 

Самые крупные по размеру звезды (диаметр в единицах диаметра Солнца):
1. VY Большого Пса - 1800-2000. Красный сверхгигант, масса - 30-40 солнечных масс, средняя плотность в 200000 раз меньше плотности воздуха. Находится от нас на расстоянии около 4900 световых лет.
2. WOH G64 - 1750. Красный сверхгигант в Большом Магеллановом облаке. Масса - около 20 солнечных масс, плотность - еще ниже чемпионской.
3. VV Цефея A - 1600-1700. Красный сверхгигант, компонент двойной системы, щедро делящийся массой с компаньоном. Масса - около ста солнечных. Расстояние - около трех тысяч световых лет.
4. V354 Цефея - 1520. Красный сверхгигант. Удалена на 9000 световых лет.
5. KW Стрельца - 1460. Красный сверхгигант. Удалена на 10000 световых лет.

 

Самые маленькие звезды. Определить самые маленькие звезды невозможно, потому что при массе менее 0,767 солнечных интенсивность термоядерной реакции в недрах звезды так низка, что уже не может скомпенсировать ее естественное охлаждение, и такой вечно остывающий с момента рождения объект является не звадой, а коричневым карликом. Но все же эта величина может немного меняться в зависимости от металличности и некоторых других факторов, так что тут можно привести звезду V1581 Лебедя C - ее масса равна 0,075 массы Солнца.

@темы: гипотезы и факты

---

О звездах.

[Atandakil]

1. Классификация звезд

1.1 Основная (гарвардская) классификация по цвету и, соответственно, температуре поверхности, выглядит так:

 

Класс	Температура, K	Истинный цвет	Видимый цвет	Масса	Радиус	Светимость
O	30 000—60 000	голубой	голубой	60	15	1 400 000
B	10 000—30 000	бело-голубой	бело-голубой и белый	18	7	20 000
A	7500—10 000	белый	белый	3,1	2,1	80
F	6000—7500	жёлто-белый	белый	1,7	1,3	6
G	5000—6000	жёлтый	жёлтый	1,1	1,1	1,2
K	3500—5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	0,8	0,9	0,4
M	2000—3500	красный	оранжево-красный	0,3	0,4	0,04

Здесь масса, радиус и светимость приведены в единицах массы, радиуса и светимости Солнца для звезд главной последовательности (см. ниже). Для звезд вне главной последовательности эти характеристики могут отличаться.
В каждом классе вводятся десять подклассов - от 9 до 0 в порядке роста температуры поверхности.
Так, Солнце относится к классу G, подклассу 2 (температура поверхности 5780 градусов Кельвина), что обозначается индексом G2.

Забавная особенность терминологии - более высокие спектральные классы (О, В, А), соответствующие высокой температуре, часто называют ранними, более низкие (К и М) - поздними, хотя к возрасту они имеют достаточно отдаленное отношение (только в части описания эволюции звезд).

1.2 Дополнительная (йеркская) классификация по светимости позволяет указать класс светимости звезды, а значит, ее место на диаграмме "цвет-светимость" (см. ниже), этап ее эволюции и ориентировочный возраст:

Ia+ или 0 - гипергиганты;
I, Ia, Iab, Ib - сверхгиганты;
II, IIa, IIb - яркие гиганты;
III, IIIa, IIIab, IIIb - гиганты;
IV - субгиганты;
V, Va, Vb - карлики (звезды главной последовательности). Таким образом, все "нормальные" звезды, которые уже полностью сформировались, и у которых еще не наступили изменения, характерные для завершения жизненного цикла, считаются карликами независимо от размера;
VI - субкарлики;
VII - белые карлики;

В такой классификации Солнце относится к спектральному классу G2V.

Подавляющее большинство звезд соответствует этой классификации. Однако некоторые типы звезд на разных этапах жизненного цикла приобретают особенности, которые вынуждают вводить дополнительные спектральные классы:

W - звёзды Вольфа - Райе. Это - очень массивные яркие звезды с очень высокой температурой (порядка 70000 K) и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах, возникающими из-за больших скоростей движения излучающих свет газов. Возникают в результата сброса оболочки звездой, обнажающего горячую внутреннюю часть. Являются одной из последних стадий жизни крупнейших звезд;
L - звёзды или коричневые карлики с температурой 1500-2000 K и соединениями металлов в атмосфере;
T -холодные метановые коричневые карлики с температурой 700-1500 K;
Y - очень холодные (метано-аммиачные?) коричневые карлики с температурой ниже 700 K;
C - углеродные звёзды, звезды-гиганты с повышенным содержанием углерода во внешних слоях. Ранее относились к классам R и N;
S - циркониевые звёзды;
D - белые карлики, последняя стадия жизни звезды нормальной массы (до 8 - 10 масс Солнца);
Q - новые звёзды;
P - планетарные туманности.

3. Цвет звезд и количество излучаемой ими энергии не являются совершенно независимыми.

В период от своего окончательного формирования до начала умирания любая звезда подчиняется строгому правилу: чем более она массивна, тем больше энергии она излучает и тем более горячая у нее поверхность. А температура поверхности звезды определяет ее цвет. У холодных маломассивных звезд цвет красный, более горячие и массивные имеют оранжевый цвет, еще более горячие и массивные (как наше Солнце) - желтый. Далее, по мере роста массы, звезды становятся белыми, а самые большие и горячие - голубыми.
Повторюсь, это касается только зрелых звезд в стационарном периоде их существования.
На стадии умирания, завершив стадию стационарного существования, звезды нарушают правило связи массы и цвета.

Диаграмма, на которую нанесены светимость звезд и их цвет (температура поверхности) называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела (Г-Р) или диаграммой "цвет-светимость".

На этой диаграмме наглядно показан цвет звезд и их яркость (светимость).
О цвете, светимости и абсолютной звездной величине - см. предыдущий пост eyespace.diary.ru/p208757964.htm

 

Главная последовательность (полоса, идущая от правого нижнего угла к левому верхнему) и есть место, занимаемое на диаграмме звездами в течение их нормальной жизни. В правом нижнем углу расположены самые маломассивные тускло-красные звезды массой от 0,0767 массы Солнца (при меньшей массе в звезде термоядерные реакции не компенсируют потерю энергии и такой объект классифицируется не как звезда, а как коричневый карлик), в левом верхнем - голубые гипергиганты, которые могут превосходить Солнце по массе в сотни раз, а по светимости - в сотни тысяч и миллионы.
В течение жизни звезда слегка изменяет свое положение на диаграмме, что связано и с изменением ее химического состава, и с изменением строения, к тому же звезды одной и той же массы могут иметь немного разный химический состав (в одних больше элементов тяжелее гелия (выше металличность), в других - меньше), а это влияет на протекание термоядерных реакций в звезде, а следовательно, и на реальное соотношение цвета и светимости. Существуют и иные детали - например, на положение звезды на диаграмме может влиять скорость ее вращения. Поэтому главная последовательность диаграммы Г-Р представляет собой не линию, а узкую область.
Когда же звезда подходит к концу своего жизненного пути, материал для термоядерных реакций в ее центре заканчивается, реакции начинают идти в менее глубоких слоях и звезда начинает увеличиваться в размерах.
Светимость ее при этом возрастает (для меньших звезд - существенно, для больших - незначительно, для самых больших звезд вообще может не возрастать), а площадь поверхности увеличивается, так что поверхность охлаждается и звезда начинает одновременно с увеличением размеров краснеть, то есть, перемещаться на диаграмме Г-Р вправо (и вверх - по мере роста светимости).
Самые малые звезды начнут это делать когда-нибудь потом - для них, с их продолжительностью жизни в десять-двадцать-пятьдесят, а то и намного более, миллиардов лет, время еще не пришло, потому что нашей Вселенной еще всего лишь 13,77 миллиарда лет - поэтому звезд, ушедших с главной последовательности, в нижней правой части диаграммы еще нет. Они появятся позже. Намного позже.
А вот процесс ухода с главной последовательности звезд с размерами, сравнимыми с нашим Солнцем, виден на диаграмме хорошо. Это - умирающие звезды (уходящая вправо от главной последовательности ветвь). Видно, как раздувающиеся звезды постепенно краснеют и становятся красными и очень большими. Это - красные гиганты.
Процесс умирания сравнительно небольших звезд, таких, как наше Солнце, длится относительно медленно и долго, поэтому на диаграмме зафиксировано большое количество звезд этой группы на разных стадиях превращения в красные гиганты.
А вот для массивных звезд процесс раздувания" длятся быстро, жизнь их в "раздутом" виде до взрыва Сверхновой тоже длится недолго (красных гипергигантов - близкой к конечной стадии жизни голубых гипергигантов главной последовательности - вообще известны единицы) - и их на диаграмме почти нет. Зато те, которые есть - это крупнейшие по размеру звезды, диаметр которые может превосходить солнечный в тысячу, а то и в две тысячи раз и быть равным диаметру орбиты Сатурна.
Для "нормальных" звезд типа Солнца (или массой, ненамного превышающей солнечную) процесс раздувания в красный гигант заканчивается сжатием (коллапсом) горячего ядра и сбросом оболочки (внешних слоев звезды), формирующей так называемую планетарную туманность (к планетам на самом деле отношения не имеющую). На месте звезды образуется белый карлик - раскаленный плотный объект, медленно остывающий. Он после гибели звезды весьма горяч и, разумеется, слабо светится из-за своих малых размеров. Постепенно, остывая, он желтеет, краснеет... рано или поздно он охлаждается и почти перестает излучать свет.
Белые карлики видны на нижней ветви диаграммы Г-Р.

Римские цифры на диаграмме (от I до V) соответствуют классам светимости йеркской классификации, приведенным выше.

Если зафиксировать на диаграмме процесс изменения светимости и цвета звезды в течение всей ее жизни, получается фигура, именуемая эволюционным треком звезды.

Форма и расположение эволюционного трека зависит от массы звезды и по общему правилу, как уже понятно, перемещение звезды по эволюционному треку в конце жизни осуществляется направо и слегка вверх (достаточно круто вверх для маломассивных звезд, а самые массивные светимость не изменяют и, соответственно, вверх не перемещаются). После коллапса нормальной звезды трек резко опускается вниз - в область белых карликов. У более массивных звезд трек обрывается взрывом сверхновой, после которой могут остаться нейтронная звезда или черная дыра (а возможно, для некоторых самых массивных звезд, после взрыва не остается ничего кроме огромного облака газа). Нейтронные звезды и черные дыры на диаграмме, разумеется, отсутствуют.
Типичные эволюционные треки для разных звезд:

Видно, что звезды с массами, близких к Солнцу, поднимаются и уходят вправо (краснеют и становятся красными субгигантами (стадия горения водорода в областях, прилегающих к центру звезды), а потом и гигантами.
Звезды большой массы (сверхгиганты) в конце жизни почти без роста светимости уходят вправо и превращаются в красных сверхгигантов.
Голубые гипергиганты превращаются в желтых гипергигантов (желтых супергигантов подкласса 0, он же Ia+), а потом - и в красных гипергигантов того же класса. А иногда и нет - гипергигант может потерять устойчивость и взорваться сверхновой еще на стадии желтого гипергиганта (есть примеры), а может при особенно высокой энергии реакций сбросить внешний слой и стать яркой голубой переменной. Иногда взрыв следует на этой стадии, а иногда дальнейший сброс оболочек приводит к превращению гипергиганта в очень горячую звезду Вольфа-Райе.
Интересная деталь - эволюционные треки показывают, что массивные звезды в процессе выгорания ядерного топлива начинают "метаться" по диаграмме, перемещаясь то влево, то вправо. Это связано с тем, что после "выгорания" гелия ядро начинает сжиматься и нагреваться, пока не вступают в термоядерную реакцию более тяжелые элементы (у гипергигантов в этом процессе последовательно может наблюдаться несколько стадий - до образования в ядре железа). В результате звезды вначале уменьшают свою светимость, а после начала реакций следующего цикла (с участием более тяжелых элементов) опять ее увеличивают. У меньших звезд температура для начала последующих реакций оказывается недостаточной.
Обозначения на этой схеме:
SubG - субгиганты. Стадия, на которой горение водорода в центре уже прекратилось, а горение гелия еще не началось. Звезда несколько увеличивается в размерах, и ее светимость растет в связи с началом термоядерных реакций в областях, прилегающих к ее центру. Эта стадия заметна у звезд средней массы - у более массивных звезд она кратковременна;
RC - красное сгущение. Стадия горения гелия в ядре звезд средней массы высокой металличности (первого типа населения, третьего и последующих поколений). Предшествует переходу в стадию красного гиганта;
RG - красные гиганты;
AGB - звезды асимптотической ветви гигантов. Финальная стадия активной жизни звезды с массой, не слишком превосходящей солнечную. Внутренняя часть этих звезд уже достаточно плотна и горяча, и в их ядре на стадии красного гиганта гелий выгорает. Начинается горение гелия в оболочке вокруг центра звезды, и звезда еще немного увеличивает размер и светимость по сравнению со стадией красного гиганта;
BSG - голубые сверхгиганты;
YSG - желтые сверхгиганты;
RSG - красные сверхгиганты. У сверхгигантов кроме гелиевых протекают термоядерные реакции с участием более тяжелых элементов (металлов);
WR - звезды Вольфа-Райе. Гигантская звезда сбрасывает внешнюю более холодную оболочку и мы видим раскаленную до пятидесяти-ста тысяч градусов внутреннюю поверхность. Это - самые горячие звезды, но после сброса оболочки их размер и, соответственно, светимость уменьшается по сравнению с предшествующей стадией;
LBV - яркие голубые переменные. Стадия жизни гипергигантов, в которой они часто наблюдаются. Примеры - эта Киля и самая яркая известная звезда LBV 1806-20;
MS - main sequence, главная последовательность.

 

 

@темы: наука/открытия, гипотезы и факты

---

Яркость, цвет, светимость.

[Atandakil]

В астрономии, говоря о небесных телах, иногда используются специфические термины, характеризующие их цвет и яркость, например, звездная величина или показатель цвета

Звездная величина - показатель, характеризующий яркость звезды или какого-нибудь другого астрономического объекта.

Существует два вида звездных величин - видимая и абсолютная.
Видимая звездная величина характеризует ту яркость, которую мы видим или можем увидеть. То есть, она определяет условия наблюдения объекта с Земли.
Эта величина берет начало со II века до р.Х., когда Гиппарх предложил делить все звезды по яркости на шесть величин - самые яркие и лучше всего видимые он назвал звездами первой величины, а самые тусклые - шестой.
Разумеется, такой субъективный подход для современных целей неприменим, к тому же, большая часть астрономических объектов невооруженным глазом не видна. При этом характеристика видимой яркости - вещь очень полезная. Поэтому в наше время классификация Гиппарха модернизирована и стала измеримой и объективной - и, несмотря на модернизацию, классы Гиппарха удалось сохранить.
В основе классификации видимой яркости лежат два принципа.
Во-первых, яркость определяется числом квантов излучения объекта, принимаемых глазом или фотоприемником в единицу времени. Это позволяет оценить яркость объективно.
Во-вторых, она учитывает особенность человеческого зрения. Дело в том, что человек оценивает яркость не линейно, а логарифмически - психофизиологический закон Вебера-Фехнера утверждает, что для человека ощущение, вызванное неким раздражителем, изменяется пропорционально логарифму интенсивности раздражителя, то есть, применительно к свету, яркость света воспринимается нами пропорционально логарифму светового потока.
В связи с этим, видимая звездная величина m определяется по формуле:
m = - 2,5 lgI + C,
где I - световой поток, а С - некая константа
Константа С выбирается так, чтобы шкала звездных величин была как можно ближе к гиппарховой, то есть, чтобы для весьма яркой звезды видимая величина m была равна нулю. Строго говоря, С выбирается так, чтобы в приведенной формуле m было равно нулю для объекта, создающего (без учета влияния земной атмосферы) освещенность 2,54·10^-6 люкс.
Тогда звезда первой величины создает освещенность, примерно в 2,512 раз ниже указанной, второй величины - в 6,31 раз ниже и так далее. То есть, увеличение (уменьшение) звездной величины на единицу означает уменьшение (увеличение) силы света от источника примерно в 2,512 раза, а на пять единиц - ровно в сто раз. Объекты звездной величины более шести уже практически не видны невооруженным глазом.

При этом пока все еще не так просто. Звезда или иной объект излучает (или отражает) свет разных длин волн - а человек их воспринимает по-разному. При одной и той же интенсивности зеленый свет воспринимается ярче, красный - тусклее, а инфракрасный, разумеется, не воспринимается вовсе. А вот фотопластинка воспринимает свет по-своему. А еще какой-нибудь фотоприемник - еще как-нибудь. Поэтому видимых звездных величин несколько.
Визуальная звездная величина V определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через "физиологический" зеленый светофильтр, максимум которого равен максимуму чувствительности глаз среднестатистического человека (555 нанометров).
Фотографическая звездная величина B определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через стандартный синий светофильтр, максимум которого равен 445 нанометров. Синий светофильтр как правило используется при фотографировании астрономических объектов в оптике.
Ультрафиолетовая звездная величина U определяется при использовании ультрафиолетового светофильтра с максимумом 350 нанометров.
В результате, если определить все три величины, можно охарактеризовать реальный наблюдаемый цвет объекта. А именно, для этого используются разности измеренных звездных величин U и B (U-B), а также B и V (B-V), называемые интегральными показателями цвета. Чем они больше, тем более красным является объект.
Разумеется, это - не все видимые звездные величины. Кроме названных светофильтров применяются и другие, и соответствующие звездные величины имеют следующие обозначения:
R (красный светофильтр) - 658 нанометров.
I - 806 нанометров.
Z - 900 нанометров.
Y - 1020 нанометров.
J - 1220 нанометров.
H - 1630 нанометров.
K - 2190 нанометров.
L - 3450 нанометров.
M - 4750 нанометров.
N - 10500 нанометров.
Легко видеть, что звездные величины от I до N относятся уже к инфракрасной области - от ближней до дальней.
Но и это еще не все. Астрономические объекты излучают во всем спектре электромагнитного излучения, причем многие - преимущественно, вовсе не в видимом диапазоне (к примеру, очень горячие звезды в основном излучают ультрафиолетовое излучение, а очень холодные - инфракрасное). Поэтому существует еще один показатель их яркости - болометрическая звездная величина, характеризующая наблюдаемую с Земли мощность их излучения во всем диапазоне электромагнитных волн одновременно.

Для иллюстрации приведу несколько примеров видимых звездных величин:

- Солнце -26,7 ( обратите внимание на минус!);

- Луна в полнолуние -12,74 ( в четыреста тысяч раз слабее);

- Венера в максимуме -4,67;

- Юпитер в максимуме -2,94;

- Марс в максимуме -2,91;

- Сириус A -1,47;

- Вега +0,03;

- Ригель +0,12;

- Большое Магелланово облако +0,9;

- Галактика Андромеды +3,44;

- самый яркий квазар +12,6;

- самая дальняя известная галактика +30,1;

- самый слабый объект, сфотографированный "Хабблом", +31,5.
И примеры показателей цвета:

- голубой сверхгигант Ригель: B-V = -0,03, U-B = -0,66;

- голубой гипергигант эта Киля: B-V = -0,45, U-B = 0,61;

- голубой гипергигант Пистолет: B-V = -0,93, U-B = -0,13;

- белый Сириус А: B-V = 0,01, U-B = -0,05;

- желтое Солнце: B-V = 0,64, U-B = 0,18;

- красная Бетельгейзе: B-V = 1,86, U-B = 2,06.

Но и это - не все.
Разумеется, видимая звездная величина не может объективно характеризовать истинную яркость объекта - она определяет только наблюдаемую нами яркость этого объекта и зависит от расстояния до него.
Поэтому для объективной характеристики принят еще один параметр - абсолютная звездная величина М (визуальная, фотографическая, ультрафиолетовая, болометрическая), определяемая как видимая звездная величина этого объекта, если бы он находился на расстоянии 10 парсек (примерно, 32,616 световых лет).
И вот тут наше Солнце уже становится невзрачным... Его абсолютная звездная величина - всего лишь +4,7. А вот у Сириуса +1,42. У Ригеля -7 (! с расстояния в 32 световых года он был бы в сотни раз ярче Сириуса!) У эты Киля -12 (!! еще в сто раз ярче!!). У самой большой звезды R136a1 -12,5. А самая яркая известная звезда LBV 1806-20 имеет абсолютную звездную величину -14,2 и с расстояния в 10 парсек сияла бы на небе почти в пять раз ярче нашей Луны в полнолуние.

Взрыв самой яркой сверхновой -20,4 (с расстояния в 32,6 световых лет он светил бы в триста раз слабее Солнца. Или был в тысячу с лишним раз ярче Луны)...
Туманность Андромеды -21. Если собрать всю гигантскую галактику в точку, она бы светила чуть сильнее этой сверхновой.
Самый мощный гамма-всплеск -36,4... Минус тридцать шесть с небольшим... с расстояния в десять парсек он был бы ярче видимого нами на нашем небе Солнца без малого в десять тысяч раз, выжигая поверхность Земли...

 

Подводим итог:
Звездная величина - чем она меньше, тем видимый объект ярче. При звездной величине больше шести объект уже не виден большинству людей невооруженным глазом. Больше тридцати - объект не виден в самый мощный современный телескоп. Уменьшение на одну величину означает ослабление яркости в 2,5 раза, на пять величин - в сто. Звездная величина нуль соответствует весьма яркой звезде (Вега).
Абсолютная звездная величина - яркость объекта, который находился бы на расстоянии 32,616 световых года.
И цвет объекта. Показатель цвета нуль - белый. Меньше нуля - синий, и чем меньше показатель, тем более он синий. Больше нуля - желтый. Намного больше нуля (близок к единице) - оранжевый. Заметно больше единицы - красный.

@темы: гипотезы и факты

---

Космическая пародия.

[Арчи Хмелевский]

Любительская пародия от замечательных Sci-One TV на сериал CollegeHumor «If Google Was A Guy».
Несмотря на то, что заметно, что в ролях не профессиональные актёры, сделано, как говорят, "с душой".
Ещё там мелькают отличные книги

@темы: видео/космос, юмор/космос

---

Рекордные экзопланеты.

[Atandakil]

Рекордные экзопланеты у активных звезд.

Самая горячая - WASP-33b. Масса планеты - 1,11 массы Юпитера. Вращается вокруг горячей звезды WASP-33 (HD 15082) спектрального класса А5V на расстоянии три миллиона километров с периодом обращения 29,3 часа и имеет температуру поверхности 3200 градусов Кельвина - красному карлику впору...

С самым коротким периодом - KIC 8435766b, орбитальный период 8,5 часов, расстояние до звезды - 1,5 миллиона километров.

Самая маленькая - Kepler-37b (KOI-245b) диаметром 0,303 земного (меньше Меркурия и всего лишь на 11% больше Луны).

Самая неплотная - Kepler-51b. По уточненным данным планета имеет дивную плотность около 30 кг/м³.

Самая плотная - Kepler-406b. Планета имеет диаметр 1,43 ± 0,03 земного, массу 6,35 ± 1,4 земной, соответственно, плотность 11800 ± 2700 кг/м³.

Самая эксцентричная - HD 20782b. Эксцентриситет 0,97, перицентрическое расстояние 15 миллионов километров, апоцентрическое - 393 миллиона километров.

Самая близкая к своей звезде - KIC 8435766b, обращающаяся от звезды на расстоянии 1,5 миллиона километров.

Самая черная - TrES-2b. Альбедо ниже одного процента (причем, скорее всего, существенно) - химическая промышленность Земли не научилась получать такие черные краски.
Обладающая наибольшим жизненным опытом - HIP 13044b. Ее родительская звезда HIP 13044 принадлежит к звездному потоку Хелми, а следовательно, планета родилась в другой галактике, поглощенной Млечным путем около шести миллиардов лет назад. Самой звезде и ее планете около девяти миллиардов лет.

Самая старая - интересная планета PSR B1620-26 b - газовый гигант массой в 2,5 масс Юпитера, обращающаяся вокруг нейтронной звезды PSR B1620-26 А и древнего белого карлика PSR B1620-26 В в шаровом звездном скоплении М4 (удалена от нас на 12400 световых лет). Возраст планеты - 12,7 миллиарда лет. Имя - соответствующее, Methuselah (Мафусаил). Подробнее о нем - здесь alef0.diary.ru/p184965798.htm (советую прочитать!).

Если не ограничиваться экзопланетами у активных звезд, список становится еще более экзотическим:

Самая плотная, самая близкая к звезде и самая экзотическая экзопланета - PSR J1719-1438b, обращающаяся вокруг нейтронной звезды PSR J1719-1438. Это - знаменитая экзопланета, представляющая собой остатки белого карлика, почти полностью разрушенного взрывом сверхновой. Она обращается вокруг пульсара на расстоянии шестьсот тысяч километров, имеет период обращения два часа десять минут и чуть превосходит по массе Юпитер.
Плотность этой планеты - 23 тонны на кубометр (выше плотности любого металла в наших условиях). Она состоит из кристаллического углерода, в просторечии именуемого алмазом.

Самая маленькая - PSR 1257+12b - одна из планет, обращающихся вокруг нейтронной звезды PSR 1257+12, о которой я рассказывал. Масса это экзопланеты в сорок раз меньше земной. По некоторым данным, в той же системе находится объект PSR 1257+12e массой в 0,0004 земной (0,2 массы Плутона), так что, если эти данные подтвердятся, будем иметь налицо первый открытый у другой звезды астероид.
Самая горячая - KOI-55b (нынче именуется Kepler-70b). Планеты KOI-55b и KOI-55с вращаются вокруг белого карлика, имеющего температуру поверхности почти двадцать восемь тысяч градусов. Планеты пережили погружение в звезду, когда она была красным гигантом и сейчас обращаются вокруг ее раскаленного остатка на расстояниях девятьсот тысяч и миллион сто сорок тысяч километров. Расчетная температура подзвездной точки ближней планеты превышает девять тысяч градусов Кельвина (!!!)

 

Самая близкая - планета у альфы Центавра B, 4,36 светового года. Ближе экзопланет не будет.

Самая далекая... тут целая группа.
Самая далекая достоверно подтвержденная - OGLE-2005-BLG-390Lb, массой в 5,5 раза больше земной. Удалена на 21,5 тысяч световых лет
Самая далекая открытая - планета звезды PA-99-N2. Планета-гигант массой в 6,7 масс Юпитера. Удалена на расстояние два с половиной миллиона световых лет и находится в галактике Андромеды.
Самая далекая наблюдавшаяся - безымянная планета, зафиксированная при микролинзировании известного двойного квазара Q0957+561 , имеющая массу, по порядку величины близкую массе Земли, и удаленная на расстояние примерно 3,7 миллиарда световых лет.
(Квазар Q0957+561 имеет красное смещение z=1,41 (8,7 миллиарда световых лет) и виден на небе в виде двух изображений, потому что он линзируется гигантской эллиптической галактикой Q0957+561 G1, удаленной на 3,7 миллиарда световых лет. Из-за движения галактики и ее звезд изображения квазара немного меняются, и при наблюдении этого процесса было обнаружено наличие в линзирующей галактике объекта массой, близкой к земной, идентифицируемого как планета).

@темы: Экзопланеты

---

И еще более яркий.

[Atandakil]

Самым ярким объектом, когда-либо наблюдавшимся, был не квазар.
Наибольшую зарегистрированную светимость за всю историю наблюдений имел гамма-всплеск GRB 080319B, произошедший 19 марта 2008 года. Он мог быть виден невооруженным глазом в течение примерно полуминуты.
Красное смещение этого гамма-всплеска составляло 0,937, что соответствует расстоянию 7,5 миллиардов лет.
А теперь подумаем. Условно говоря, этот гамма-всплеск можно было увидеть человеческим зрением с расстояния в 7,5 миллиардов световых лет. Расчет показывает, что абсолютная звездная величина этого чудовища в течение полуминуты была равна приблизительно минус 37 (то есть, со стандартного расстояния в 10 парсек (32,616 светового года) его видимая звездная величина была бы около минус 37).
Что это означает? Видимая звездная величина нашего родного Солнца - минус 26,7. Если бы этот гамма-всплеск произошел на расстоянии в десять парсек, он полминуты светил бы нам в десять тысяч раз ярче Солнца...
Что сталось бы с Землей после такого события - представить себе нетрудно.

Вот оптическая фотография RB 080319B:

Сам гамма-всплеск, вернее, его оптическое послесвечение - в центре. Кольца и лучи - это артефакт фотографирования. А тусклое оранжевое пятно слева от вспышки послесвечения - это галактика, в которой и взорвалась гигантская звезда, джет от вспышки которого был направлен прямо на нас. Сравните яркость оптического свечения гамма всплеска и целой галактики.

@темы: Сверхновые

---

С праздником!

[galax_om]

И в честь праздника - музыкальный подарок:

eastspace2050.diary.ru/p208744354.htm

@темы: музыка

---

55 лет полёту Гагарина.

[Арчи Хмелевский]

Космонавты Олег Скрипочка, Алексей Овчинин и Юрий Маленченко с борта Международной космической станции поздравляют землян с Днем космонавтики.


Ещё рекомендую зайти на главную страницу Яндекса и кликнуть на портрет Гагарина.

@темы: Роскосмос

---

Интересное.

[Atandakil]

В правой части фотографии под гигантской эллиптичесской галактикой приютилась ультракомпактная карликовая галактика (класс UDG) M85-HCC1.

Эта скромная галактика является рекорсменом из всех известных галактик по плотности расположения звезд. Плотность расположения звезд в галактике M85-HCC1 превосходит звездную плотность в окрестностях Солнца примерно в миллион раз.

Представьте себе - количество звезд, которые мы можем увидеть невооруженным глазом, живя на Земле, в самых лучших условиях наблюдения в безлунную ночь при чистом воздухе достигает около трех тысяч . Если бы мы жили в этой галактике, мы бы по ночам могли видеть несколько миллионов гораздо более ярких звезд (не миллиарды, потому что свет от более тусклых звезд мы просто бы не различали).

@темы: Галактики

---

С Днем космонавтики!

[AxisNk]

@темы: арт

---

Кеплер находится в режиме чрезвычайной ситуации.

[Арчи Хмелевский]

Во время последнего контакта с телескопом (7.04), было обнаружено, что телескоп находится в режиме чрезвычайной ситуации. Во время предыдущего контакта он находился в штатном режиме. Данные показывают что он вошёл в режим ЧС примерно 36 часов назад. Сейчас специалисты пытаются его "реанимировать".
Кеплер закончил свою основную миссию в 2012 году, обнаружив 5000 экзопланет (более тысячи подтверждены). Начиная с 2014 он выполнял новую миссию, К2.
www.nasa.gov/feature/mission-manager-update-kep...

#Кеплерживи

Кеплер в норме!
www.nasa.gov/feature/mission-manager-update-kep...

запись создана: 09.04.2016 в 16:10

@темы: NASA

---

Кое-что о классификации скоплений галактик.

[Atandakil]

Как обычно классифицируют скопления галактик...
Скопления галактик подразделяют на три типа - по доминирующим галактикам скопления.
Скопление типа I - это скопление галактик, в котором есть доминирующая сверхгигантская эллиптическая или линзовидная галактика. Такая галактика может иметь диаметр в миллионы световых лет и превосходить Млечный путь по массе на несколько порядков. Фактически, скопление типа I - это завершающий этап перед превращением в ископаемый кластер (alef0.diary.ru/p177687970.htm)
Скопление типа II содержит доминирующую галактику, но ее масса и яркость по отношению к массе и яркости кластера не столь значительны, и она не относится к числу сверхгигантских. Это - не столь глубоко проэволюционировавший кластер.
И, наконец, скопление типа III не содержит выдающихся доминирующих галактик, намного превосходящих остальные по размерам и яркости. Предполагается, что это - ранний этап эволюции скопления. К этому типу относится наша родная Местная группа галактик.

Кроме классификации по доминирующим галактикам есть еще классификации скоплений по численности и форме.

По численности (строго говоря - по концентрации) скопления подразделяют на богатые (с высокой плотностью галактик) и бедные (с низкой плотностью, а соответственно - с небольшим количеством галактик).
По форме (морфологическая классификация) скопления подразделяют на правильные (имеющие близкую к сферической или хотя бы, эллипсоидальной) форму с более или менее заметной концентрацией плотности галактик к центру. Неправильные скопления этими свойствами не обладают (наше скопление, к примеру - классический пример неправильного, оно вообще состоит из нескольких разбросанных групп). Выделяют еще промежуточный вариант полуправильных скоплений.
Все варианты классификации скоплений обладают определенной взаимосвязью. Практически всегда правильные (регулярные) скопления являются богатыми скоплениями и в большинстве своем относятся к типу I. А неправильные скопления обычно относятся к типу III и чаще бывают бедными.
Причины нетрудно понять - с одной стороны, именно в богатом концентрированном скоплении высока вероятность мерджингов (alef0.diary.ru/p182601873.htm), а следовательно, формирования в центральной части сверхгигантской доминирующей галактики. С другой стороны, именно в таком, весьма тесном скоплении выше динамическое трение (о динамическом трении см. там же, где об ископаемых кластерах), а следовательно, опять же, гораздо меньше времени уходит на установление правильного распределения частиц (галактик) с их концентрацией к центру, формирование центральной доминирующей галактики и начало образования ископаемого кластера.
Еще одним интересным обстоятельством, причины которого, призадумавшись, можно понять, является то, что разные типы скоплений населены преимущественно разными типами галактик. И это относится не только к наличию в богатых правильных скоплениях I типа сверхгигантских эллиптических галактик типов D и cD. Если вспомнить, что в концентрированном (богатом) скоплении галактики взаимодействуют между собой намного чаще, чем в рассеянном и неплотном, понятно, что и не самых больших эллиптических галактик dE, E и gE, являющихся продуктами столкновения небольших спиральных и неправильных галактик, а также больших спиральных галактик, в таких скоплениях намного больше (собственно, существуют богатые скопления, на 80% состоящие из эллиптических галактик), в то время как в бедных скоплениях и вне их эллиптические галактики встречаются лишь в виде исключения. По той же причине в богатых скоплениях гораздо чаще, чем вне их, встречаются линзовидные галактики.
Еще одним видом населения, характерным для богатых скоплений, являются галактики низкой поверхностной яркости (LSBG, см. alef0.diary.ru/p178432603.htm). Причина этого тоже ясна - в древности высокая интенсивность взаимодействий с другими галактиками приводила к интенсивному зведообразованию, так что в наши времена в этих галактиках исчерпаны запасы свободного газа, звездообразование давно завершилось, и они населены старыми и достаточно тусклыми красными звездами. Кстати, интересно то, что LSBG часто встречаются также и в очень рассеянных скоплениях и вне их - причем по диаметрально противоположной причине, см там же. Эти LSBG от LSBG скоплений отличаются существенно меньшей металличностью (металличностью называется содержание элементов тяжелее гелия, ибо в астрофизике все элементы кроме галия и водорода, именуются металлами), потому что звездообразование в их истории никогда не было интенсивным и их звезды относятся к более ранним поколениям.
А вот "классические" спиральные галактики - самый распространенный тип крупных галактик в современной Вселенной - в богатых скоплениях встречаются намного реже, чем вне их. С одной стороны, в этих скоплениях многие спиральные галактики вследствие многочисленных мерджингов давно эволюционировали в эллиптические, а с другой стороны, частые приливные взаимодействия существенно искажают форму галактик, так что сохранить в таких условиях классическую спиральную структуру им оказывается достаточно сложно. При этом, как несложно понять, в богатых скоплениях спиральные галактики рассредотачиваются по периферийным областям, где интенсивность взаимодействий и больших мерджингов ниже, а гигантские эллиптические и линзовидные галактики концентрируются в центральной части скоплений. Косвенно (но весьма убедительно) это доказывает, что именно эллиптические и линзовидные галактики ("ранние" типы по традиционной классификации) происходят от спиральных галактик ("поздних" типов), а не наоборот.
Некоторые иллюстрации расположения галактик различных типов в богатых скоплениях, иллюстирующие сказанное:
Кластер А2056 сверскопления Северной Короны: www.atlasoftheuniverse.com/superc/a2065map.gif
Кластер А3128 сверхскопления Часов www.atlasoftheuniverse.com/superc/a3128map.gif
Кластер Персея А426 сверхскопления Персея-Рыб www.atlasoftheuniverse.com/superc/a1060map.gif
Кластер А3558 сверхскопления Шепли www.atlasoftheuniverse.com/superc/a3558map.gif
Кластер Дева - центральный кластер нашего сверскопления www.atlasoftheuniverse.com/galgrps/vir.gif

Именно это различие между населениями тесных скоплений галактик и остального пространства приводит к тому, что в астрономии часто выделяются "галактики скопления" - высокометалличные (в них когда-то было интенсивное звездообразование!) галактики, характеризующиеся всем выше сказанным, локализованные в достаточно богатых скоплениях и отличающиеся тем, что их история сопровождалась многочисленными взаимодействиями с другими галактиками - и "галактики поля", обладающие меньшей металличностью, в значительном количестве относящиеся к спиральным, сохраняющие большие запасы свободного газа и, возможно, формировавшиеся дольше (и, соответственно, сформировавшиеся позже), чем галактики скопления

@темы: Галактики

---

Самый яркий.

[Atandakil]

Ярчайшим (по абсолютной светимости) из известных в настоящее время объектов Вселенной является блазар (лацертида) APM 08279+5255.
Он удален от нас на 12,05 миллиарда световых лет, то есть, наблюдается в момент, когда Вселенной было всего лишь немногим более 1,6 миллиарда лет, и линзируется спиральной галактикой, находящеся на луче нашего зрения (о гравитационном линзировании - см. alef0.diary.ru/p164591692.htm).
Изначально считалось, что линзирование повышет видимую яркость квазара в 50-100 раз. При этом яркость объекта оказывалась гигантской - примерно в 100 - 200 триллионов раз выше светимости Солнца, что само по себе выводило APM 08279+5255 в славную когорту чемпионов по светимости.
Однако детальные наблюдения в широком диапазоне длин волн показали, что дело обстоит не так - модель, согласующаяся с наблюдениями, заключается в линзированиии изображения лацертиды небольшой спиральной галактикой, находящейся в сильном ракурсе, причем коэффициент усиления при линзировании составляет всего лишь около четырех. А это означало, что истинная яркость квазара намного выше первоначально рассчитанной и составляет около квадриллиона (!!!) солнечных светимостей или почти на три порядка выше суммарной светимости Млечного пути.
Изучение линзированных изображений принесло много интересной информации о ярчайшем известном квазаре, даже несмотря на его большую удаленность.
Во-первых, выяснилось, что он является активным ядром гигантской эллиптической галактики (замечу, это - лишнеее подтверждение того, что уже спустя полтора с лишним миллиарда лет после Большого взрыва гигантские эллиптические галактики существовали во всей своей красе. То есть, лишний раз подтверждается кажущийся парадокс, заключающийся в том, что чем больше размер эллиптической галактики, тем раньше она сформировалась в готовом виде).
Во-вторых, сама эллиптическая галактика вовсе не похожа на современные. Если современные колоссы давно завершили активное звездообразование, то в недрах этой галактики в силу ее юного возраста оно протекает с колоссальной интенсивностью, так что галактика относится к числу ULIRG - ультраярких инфракрасных галактик (alef0.diary.ru/p183237029.htm), даже за вычетом светимости самого квазара. В наши дни, разумеется, гигантских эллиптических LIRG уже нет и быть не может - они уже давно, миллиарды лет назад, исчерпали материал для звездообразования, за это время в них успели умереть большие и короткоживущие звезды, остались только более долгоживущие, маленькие и неяркие, в результате чего нынешние эллиптические галактики являются красными и относительно тусклыми для своих колоссальных размеров.
В третьих, основное звездообразование в галактике происходит в диске радиусом всего лишь около двух тысяч световых лет, окружающем ее центр. Вообще, структура центральной части галактики выглядит следующим образом:
- в центре - гигантская черная дыра массой около 23 миллиардов солнечных;
- вокруг черной дыры - огромный раскаленный внутренний аккреционный диск alef0.diary.ru/p165422827.htm радиусом около десяти световых лет, расположенный практически перпендикулярно лучу зрения;
- далее за ним - тороидальный газопылевой внешний аккреционный диск радиусом более трехсот световых лет
- еще далее - периферийная тороидальная часть диска, о которой сказано выше, область сверхактивного звездообразования.
Ну, а четвертая, мелкая, но интересная особенность квазара - это то, что среди всякого прочего во внешнем аккреционном диске есть молекулы воды - и воды в нем в 140 триллионов раз больше, чем на Земле. Стало быть, в те далекие времена вода во Вселенной уже была, причем в завидных количествах.
В целом, описанный монстр интересен не только как живая иллюстрация бурной юности Вселенной, но и как пример того, какими зрелыми и развитыми галактики и их компоненты могли быть спустя всего лишь полтора с небольшим миллиарда лет после Большого взрыва.

Ну, и еще он интересен тренировкой воображения. Представьте себе область размером немногим большим диаметра Солнечной системы, светящуюся в сотни триллионов раз ярче Солнца.

Картинкой любоваться здесь: www.spaceflightnow.com/news/n0101/04galaxygas/f...

 

А еще стоит указать, что этот объект имел бы видимую яркость Солнца при наблюдении с расстояния в пятьсот световых лет, а яркость полной Луны - с расстояния в 316 тысяч световых лет (в два раза большего, чем расстояние до Большого Магелланова облака).

@темы: Галактики

---

О рукавах и барах.

[Atandakil]

Если посмотреть на спиральную галактику издали, кажется, что она состоит из спиральных рукавов, содержащих много вещества, и пустых мест между ними, в которых вещества мало или почти нет.
На самом же деле плотность звезд в галактике и в "пустых" местах между рукавами, и в самих рукавах практически одинакова. Например, мы живем в пространстве между двумя рукавами нашей галактики и на одиночество не жалуемся.
На самом же деле рукава - это не те места, где больше звезд. Рукав - это интересное образование, представляющее собой так называемую "волну плотности", проходящую по газу и пыли, расположенным в межзведной среде галактического диска. В сущности, это - сверхзвуковая ударная волна, распространяющаяся в газе, который, хоть и является разреженным, но подчиняется всем законам аэродинамики.
При этом, что тоже интересно, то, что мы видим - это даже не сам рукав. Фронт сверхзвуковой ударной волны невидим для оптических средств наблюдений. Но он сгущает газ и межзвездную пыль, резко повышая вероятность образования из них новых звезд. Фронт ударной волны излучает радиоволны и может наблюдаться в радиодиапазоне ("радиорукав" ). За его спиной после его прохождения в газе происходит множественное рождение молодых звезд, которые интенсивно излучают инфракрасное излучение, в результате чего за радиорукавом с небольшим отставанием следует повторяющая его очертания зона повышенного излучения инфракрасного излучения ("инфракрасный рукав" ).
И только потом, через несколько миллионов лет после прохождения ударной волны формируются звезды.
Некоторая, весьма незначительная часть этих звезд оказываются достаточно крупными и яркими (массами в пять, десять и более масс Солнца) и принадлежат к классу голубых гигантов и сверхгигантов. Но гиганты и сверхгиганты светятся непропорционально ярко - десятикратно превосходя, к примеру, Солнце по массе, небольшой сверхгигант по светимости оказывается более ярким примерно в тридцать тысяч раз, а более крупные сверхгиганты могут иметь светимости, большие солнечных в сотни тысяч раз. Поэтому с большого расстояния гиганты и сверхгиганты, составляя по количеству лишь несколько процентов звездного населения, определяют более девяноста процентов общей светимости области звездообразования. В результате эту область, в которой светят гиганты и сверхгиганты и которая повторяет форму ушедшей вперед волны плотности, мы видим как ярко-голубую спираль ("видеорукав" ). Собственно, именно его и воспринимают как спиральный рукав галактики на фотографиях.
По расстоянию между радиорукавами, инфракрасными рукавами и видеорукавами можно узнать много интересного - от скорости прохождения волны плотности до времени эволюции звезд на ранних этапах их образования.
А потом происходит обычная история. Гигантские звезды живут по галактическим меркам недолго - несколько миллионов или десятков миллионов лет - после чего взрываются и погибают. Так что через несколько десятков миллионов лет после прохождения ударной волны по диску галактики их количество начинает падать практически до нуля. Количество звезд при этом снижается незначительно, а вот яркость участка галактики падает в десятки раз. И мы наблюдает темную область между рукавами.

Интересно то, что область рукава - опасное место для жизни, потому что в тыльной части видеорукава достаточно часто взрываются сверхновые, знаменуя гибель очередного гиганта.
А наше Солнце мало того, что находится между двумя рукавами, так и еще вращается почти с той же скоростью, что и они. Мы находимся в одном из самых безопасных мест Галактики и, возможно, поэтому мы живы.

А еще большинство спиральных галактик кроме рукавов имеют в центральной части бар - перемычку.

 

Для того, чтобы рассказать, откуда берутся рукава и бары, следует начать издалека - с движения звезд в диске галактики.

Разумеется, любая звезда под действием галактического гравитационного поля обращается вокруг центра галактики более или менее по эллипсу. Однако вращение звезды вокруг галактического центра существенно отличается от, например, вращения планеты вокруг Солнца, тем, что в первом случае гравитационное поле не является центральным - оно относительно равномерно распределено по объему, и практически не существует точки, к которой звезда притягивается - а это приводит к интересному следствию: эллипс, представляющий собой траекторию движения отдельной звезды в диске галактики, сам по себе вращается. Например, Солнце совершает полный оборот вокруг центра Галактики за 230 миллионов лет - а эллипс, по которому оно двигается, совершает полный поворот за 790 миллионов лет.
Анализ движения звезд в диске показывает, что угловая скорость поворота эллипса (так называемая эпициклическая частота) зависит от удаления звезды от центра галактики в большей степени, чем угловая скорость движения самой звезды по эллипсу (это связано именно с распределенным характером гравитационного поля и плотности галактики). В результате оказывается, что в галактическом диске есть два выбранных радиуса, для которых угловая скорость вращения звезд, находящихся на данном расстоянии от центра галактики, равна угловой скорости поворота их эллипса, представляющего собой их траекторию (эпициклической скорости). Такое состояние, при котором звезда обращается вокруг центра галактики по эллипсу, вращающемуся с той же скоростью, что и сама звезда, называется резонансом Линдблада.
И вот тут начинается интересное. Если эллипсы по которым вращаются соседние звезды, сами по себе вращаются с близкими угловыми скоростями, под действием притяжения друг друга и случайных внешних гравитационных воздействий, например, гравитации соседней галактики, звезды (а, в первую очередь, даже не звезды, а газовые облака, обращающиеся в галактике по тем же законам) могут начать сближаться и вращаться синхронно, будучи связанными взаимным притяжением. В результате происходит интересный эффект - в некоторой изогнутой области пространства эллипсы траекторий сближаются, а потом, в других областях, опять расходятся. И область сближения эллипсов мы и видим как спиральный рукав.
Нетрудно понять, что на радиусах Линдблада (то есть, на тех расстояниях, для которых орбитальная скорость звезд равна эпициклической) такого быть не может - там звезды движутся по эллипсам, вращающимся со скоростью вращения самих звезд, то есть, с точки зрения наблюдателя, практически неупорядоченно. И, получается, что описанные выше волны плотности могут существовать лишь в двух зонах галактики - внутри внутреннего радиуса Линдблада и между внутренним и внешним радиусами (теоретически, они могут существовать еще и снаружи внешнего радиуса, но практически он настолько велик, что внутри его находится весь галактический диск).
Вот и получается, что волны плотности между радиусами Линдблада живут и обращаются по диску независимо от волн плотности внутри радиуса Линдблада - вторые именуются спиральными рукавами, а первые, внутренние, формируют бар.
Иллюстрация того, как синхронно поворачивающиеся орбитальные эллипсы формируют волны плотности:

Тут мы видим и волны плотности внутри одного радиуса (бар) и между радиусами (спиральные рукава).
При этом стоит упомянуть интересное обстоятельство. На динамику вещества в волне плотности очень большое влияние оказывает газ. Дело в том, что звезды входят в волну и выходят из нее без существенных последствий для себя и своего движения - а большие газовые облака при сближении соударяются, сжимаются (отчего спиральные рукава и являются областями звездообразования и посему так хорошо видны), теряют кинетическую энергию - и в результате, газ приобретает тенденцию "опускаться" - теряя скорость, приближаться к центру галактики. Газ из основной части диска по этой причине опускается к внутреннему радиусу Линдблада - и, в результате, формируется хорошо известная из наблюдений зона звездообразования в центральной части спиральных галактик, некогда удивлявшая астрономов (ведь без учета этого обстоятельства трудно понять, отчего газ в балдже не закончился миллиарды лет назад). А неизрасходованный газ, случайно опустившийся ниже радиуса Линдблада, тормозится в баре и опускается еще ниже - к самому центру галактики.
А что у нас в центре галактики? Правильно, черная дыра. И теперь становится ясным, какому именно источнику сверхмассивные черные дыры в центре галактик обязаны подпиткой газом и своим ростом.
А заодно - и почему масса центральной черной дыры галактик коррелирует с массой и размером балджа (как правило, чем больше балдж - тем больше и масса черной дыры).

Что интересно - при достаточно большом количестве медленно вращающегося газа, поступившего в центральную область галактики, он начинает еще и разрушать бар, то есть, своим воздействием рассеивать звезды в баре. В результате бары оказываются зачастую временным компонентом галактики, разрушающимся за короткое время - несколько сотен миллионов, максимум, миллиардов лет. Но на самом деле все еще сложнее - если галактика после разрушения бара опять захватит порцию газа с большим угловым моментом (а мы знаем, что галактики постоянно захватывают порции газа с большим угловым моментом. По крайней мере, большие спиральные галактики - хищники Вселенной. Посмотрите, например, на нашу Галактику - с каждой поглощенной галактикой-спутником она захватывает порцию газа!) - то быстро вращающийся захваченный газ затормозит процесс падения газа во внешних областях диска на центр галактики, тот очистится, и бар возродится. То есть, бары галактик приходят и уходят - причем доля спиральных галактик с баром за счет описанного процесса может позволить даже оценить скорость роста спиральных галактик (оценка дает, в среднем, удвоение массы за 10 Gyr, то есть, миллиардов лет).
Разумеется, спиральный рукав так просто не разрушить - в нем концентрация газа практически никогда не может оказаться достаточно высокой. К тому же, эта зона диска более чувствительны к возмущениям со стороны гравитационных полей соседних галактик - поэтому спиральные рукава оказывается более устойчивыми.

И в придачу - компьютерное моделирование описанного процесса возникновения волн плотности. Очень наглядно.

 

 

 

 

@темы: Галактики

---

О классификации эллиптических галактик

[Atandakil]

Дополнительно про классификацию эллиптических галактик.
Про классификацию по форме (от E0 до E7) я рассказал. А теперь -о других тонкостях.
Тонкость первая: эллиптические галактики по диапазону характеристик, в первую очередь, размеров и масс, являются самой широкой группой галактик: в сущности, к этому типу принадлежат и самые маленькие галактики (крошечная Segue 2, светимостью 800 солнечных, которая насчитывает лишь несколько тысяч звезд - меньше, чем любое шаровое звездное скопление. При этом ее масса равна 550 тысячам солнечных, и 99,85% массы галактики составляет темная материя) и самые большие (колоссальная IC 1101 с диаметром в шесть миллионов световых лет, в которую поместилась бы вся Местная группа галактик с Млечным путем, Галактикой Андромеды и галактикой Треугольника).
Тонкость вторая: немудрено, что при таком диапазоне характеристик эллиптические галактики являются полифилетической группой - это объекты разной природы и разного происхождения. Самые маленькие из них явно первичны по происхождению, они такими и родились и сформированы компактными скоплениями темной материи - а вот крупнейшие эллиптические галактики явно происходят в результате множественных больших мерджингов (alef0.diary.ru/p182601873.htm) гигантских спиральных галактик.
В результате обычно выделяют такие группы эллиптических галактик (в порядке роста средних размеров):
BCD - голубые компактные карликовые галактики. Это весьма небольшие компактные галактики интенсивно голубого цвета, что означает, очевидно, наличие в них молодых крупных звезд, а следовательно, активного звездообразования. Показатель цвета (B-V) таких галактик может доходить до нуля (как у Сириуса!) - следовательно, практически вся их светимость определяется белыми и голубыми звездами классов О, А и В возрастом несколько миллионов или десятков (максимум - лишь немногих сотен) миллионов лет.
dSph - карликовые сферические галактики. Очень тусклые, обычно старые и красные галактики с весьма высоким содержанием темной материи. Это - очень древние первичные галактики, сформированные на заре времен вокруг скоплений темной материи и счастливо избежавшие поглощения со стороны крупных собратьев.
dE - карликовые эллиптические галактики. Они не столь уж малы сравнительно со средним размером разных галактик (диаметр - до тридцати тысяч световых лет), но являются существенно меньшими, чем их большие собратья. В сущности, это - некрупные галактики, скорее всего, сформированные мерджингом малых галактик, в которых по тем или иным причинам не сформировалась дисковидная структура.
Е - промежуточные эллиптические галактики. Эллиптические галактики достаточно крупного размера, сравнимые с большими спиральными галактиками. "Собраны" в результате мерджингов галактик относительно небольшого, точнее, среднего размера.
gE - гигантские эллиптические галактики. Как правило, заметно превосходят по размерам гигантские спиральные галактики, такие, как Млечный путь. Они образуются при мерджинге гигантских галактик.
D - очень большие эллиптические галактики, намного превосходящие любую спиральную. Продукт множественных больших мерджингов. Кроме размеров, они отличаются от gE-галактик более размытыми краями (имеют диффузное гало из звезд, образованное из захваченных гигантом и разрушенных приливными взаимодействиями галактик). Как правило, это - центральные галактики скоплений типа II или даже I (alef0.diary.ru/p183134683.htm).
cD - самые большие галактики. Колоссальные элиптические галактики, являющиеся ископаемыми кластерами (alef0.diary.ru/p177687970.htm), оставшимися от крупных скоплений галактик, завершивших эволюцию (аббревиатуру иногда расшифровывают как central dominant galaxies).

@темы: Галактики

---

Немного о классификации галактик.

[Atandakil]

Более или менее крупные галактики по своей форме, в принципе, подразделяются на три большие группы - эллиптические (обозначаются индексом E), дисковидные S и неправильные Irr. В группе дисковидных выделяют линзовидные и спиральные.

Более подробное деление:
E - эллиптические галактики, имеют относительно равномерное распределение звёзд без явно видимого и выраженного внешне ядра (на самом деле, ядро в них есть). В зависимости от эксцентриситета имеют цифровые индексы от Е0 до Е7 (Е0 - сферические, далее цифра возрастает по мере роста отношения большой оси эллипса к малой). Их примерно 20% от общего числа галактик.
S0 - линзовидные галактики. Как и все дисковидные галактики, имеют шарообразное гало из старых тусклых звезд и шаровидных зведных скоплений, яркий диск, содержащий молодые звезды, газ и пыль, и балдж - сферическое или эллиптическое уплотнение в центре галактики, напоминающее небольшую эллиптическую галактику, "встроенную" внутрь дискообразной (хотя по некоторым признакам от эллиптических галактик балджи отличаются). В сущности, S0 - галактики, подобные спиральным, но без наблюдаемых рукавов. Их тоже среди галактик оказалось в последнее время достаточно много - почти 20%.
Sa, Sb, Sc, Sd - спиральные галактики, состоящие из гало, балджа и диска, содержащего, в отличие от линзовидных, спиральные рукава. Буква показывает, насколько плотно расположены и закручены по диску рукава (наименее тесно расположенные - Sd, а Sa, соответственно, наоборот - наиболее тесно расположенные и многочисленные).

SBa, SBb, SBc, SBd - аналогично предыдущим, спиральные галактики с баром (перемычкой). У этих галактик центральный балдж в плоскости диска пересекает яркий бар (перемычка), от концов которого отходят спиральные рукава. Наша галактика относится именно к этому типу.

Общее число спиральных галактик среди крупных - 55%, большинство из них имеют бар.

Irr - неправильные галактики, которые не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных классов. Галактики типа IrrI содержат остатки спиральной структуры, а IrrII имеют неправильную форму без структурных элементов.

Среди маленьких галактик - своя классификация. Недавно был введен класс UDG - ульракомпактные карликовые галактики.

Существуют также пекулярные галактики, которые изуродованы по внутренним и внешним причинам настолько, что их просто некуда отнести. К ним, в частности, относят кольцевые галактики.

Вообще, существуют и другие классификации галактик, но эта является самой популярной. И следует повторить, что это - морфологическая классификация, описывающая лишь форму галактик. Для описания яркости, уровня звездообразования и особенностей излучения сущестуют другие классификации.

 

В центрах крупных (и не только) галактик находятся сверхмассивные черные дыры массами в сотни тысяч (редко), миллионы (часто), а иногда - и миллиарды масс Солнца.

В ряде случаев, взаимодействие черной дыры с окружающей ее материей (звездами и облаками газа и пыли) в ядре вызывает целый ряд процессов, некоторые из которых носят грандиозный и катастрофический характер. При наблюдении это может проявляться в мощном излучении, исходящем от центра галактики и превышающем излучение звезд, которые могли бы его сформировать; колебаниях мощности этого излучения, которое подчас может превышать мощность излучения всей остальной галактики; выбросах газа с большими, иногда релятивистскими скоростями, причем в экстремальных случаях длина струй выброшенного газа (джетов) может превышать размер галактики (а в самых экстремальных - доходить до миллионов световых лет).

Все это именуется галактикой с активным ядром (AGN - active galactic nucleus).

Галактики с активными ядрами как правило делятся на четыре категории: сейфертовские (или галактики Сейферта), радиогалактики, квазары и блазары (лацертиды).

Галактики Сейферта -- это галактики, у которых спектр излучения ядра показывает наличие мощных выбросов газа со скоростями порядка тысяч километров в секунду. Как правило, сейфертовскими являются спиральные или неправильные галактики. Примерно один процент спиральных галактик относятся к сейфертовским. Наша Галактика, похоже, еще несколько миллионов лет назад была сейфертовской.

Радиогалактики - галактики с очень мощной светимостью в радиодиапазоне (иногда большей, чем в оптической области), не опровождающейся аномально высокой оптической светимостью. Радиоизлучение таких галактик имеет синхротронное происхождение - масса выбрасываемого из ядра заряженного газа тормозится мощным магнитным полем ядра, генерируя радиоволны.

Квазары... Ну, про квазары говорить можно многое - и все это сказано до нас... Похоже, это чуть ли не самый популярный астрономический объект... Квазар - мощнейший источник оптического и радиоизлучения (а также рентгеновского и прочего), который может затмить (и подчас легко это делает) всю галактику, ядром которой он является. Судя по всему, источником чудовищного излучения квазара является падающая на него материя, которая, втягиваясь в черную дыру, формирует аккреционный диск, в котором движется с колоссальной скоростью, нагревается до миллиардов градусов, а подчас выбрасывается вдоль полюсов дыры, формируя колоссальные джеты. В таких случаях до двадцати-тридцати процентов массы падающего вещества могут переходить в излучение, что вполне может, если квазар пожирает звезды, обеспечить его светимость , в десятки миллиардов раз большую, чем у Солнца.

Блазары (лацертиды) - очень интересные объекты, которые иногда относят к квазарам. Они могут изменять свою чудовищную яркость в десятки раз за короткое время, но самое интересное в них - это то, что излучаемый ими свет не носит теплового характера. То есть, он излучается не нагретым газом. Этот свет - синхротронный, то есть возникает от того, что заряженные частицы, разогнанные черной дырой до околосветовых скоростей, тормозятся чудовищно мощным магнитным полем черной дыры, излучая уже не радиоволны, а видимый (а иногда и ультрафиолетовый и дальше) свет.

Блазар (лацертида) - это бывший квазар, черная дыра таких колоссальных размеров, что ее тяготение слабо изменяется на расстояниях порядка диаметра звезды, так что, в отличие от случая обыкновенного квазара, захватываемая блазаром звезда не разрывается на части, а глотается им почти целиком. Правда, при этом определенная часть звезды в черную дыру не падает, а со скоростью, близкой к скорости света, "выстреливается" вдоль полюса блазара, формируя в его магнитном поле непредставимо мощное излучение. Рекордная из известных светимость составляет около квадриллиона светимостей Солнца.

@темы: Галактики

---

Современная классификация галактик ...

[AxisNk]

... по данным инфракрасных телескопов Гершель и Спитцер

Увиличение по клику

Источник

@темы: Галактики, гипотезы и факты