Одиночки.

[Арчи Хмелевский]

В 2011 году астрономы объявили, что наша галактика кишит планетами-одиночками. На самом деле число этих одиноких миров, которые свободно путешествуют в темноте космического пространства без каких-либо планет-спутников или даже родительской звезды, возможно, превышает число звезд, имеющихся в нашей галактике Млечный Путь. Вместе с открытием этих объектов перед учеными встал вопрос: откуда они берутся? Являются ли они планетами, которые были выброшены из других звездных систем, или они на самом деле являются звездами, которые известны как коричневые карлики, сформировавшиеся без спутников?

Новое исследование с использованием данных от WISE и 2MASS, дало новые ответы на эту тайну галактических масштабов. Ученые обнаружили свободно плавающий объект планетной массы в молодой звездной ассоциации TW Гидры. Объект получивший название WISEA J114724.10-204021.3 (WISEA 1147) по предварительным оценкам исследователей примерно в 5-10 раз тяжелее Юпитера. WISEA 1147 является одним из немногих свободно плавающих миров, который астрономы могут с большой долей вероятности отнести к классу коричневых карликов. Это стало возможным благодаря тому, что объект был обнаружен в TW Гидры, состоящей из относительно молодых звезд, и астрономы предполагают, что объект также довольно молод — его возраст не превышает 10 миллионов лет. Кроме того считается, что планетам требуется не меньше 10 млн лет, что бы сформироваться и, вероятно, еще больше времени, что бы быть выброшенными из своих звездных систем.

Полная статья: quasar.by/news/obekt_planetarnoj_massy_obnaruzh...

Коричневые карлики - субзвёздные объекты с массой от 0,012 до 0,0767 массы Солнца. От обычных звёзд они отличаются тем, что температуры в их недрах недостаточно для превращения водорода в гелий, а от планет тем, что в начале своей "жизни" они всё-таки производят некоторые термоядерные реакции (но потом быстро остывают).

@темы: открытый космос, гипотезы и факты

---

NGC 7635.

[Арчи Хмелевский]

Видео NGC 7635 ("Пузырь", эмиссионная туманность в созвездии Кассиопеи) от Хаббла. "Пузырь" создаётся солнечным ветром от SAO 20575, звезды яркостью 8.7 и массой ~40 масс Солнца.

@темы: NASA

---

О космосе с другой стороны.

[твоя Вселенная]

Беседа с Героем Российской Федерации космонавтом Валерием Корзуном.

"Конечно, нас интересовало, как работается на орбите и как отдыхается, что чувствует человек, выходя в открытый космос, что берут с собой, отправляясь в полет, космонавты… Но хотелось задать и вопросы более общего порядка: о вере и науке, о том, не теряешь ли Бога, покоряя Вселенную."
www.pravoslavie.ru/92375.html

@темы: ссылки, Роскосмос, знаменитости

---

Земля с МКС в 4К.

[Арчи Хмелевский]

@темы: МКС, Земля... Красота какая!(Ю.Г)

---

Пикспам)

[твоя Вселенная]

~ Dave Seeley

+ Sci-Fi City тумблер

@темы: арт

---

Пикспам)

[твоя Вселенная]

~ Alex Jay Brady

@темы: арт

---

Обнаружены суперземли, лишившиеся атмосферы из-за воздействия родительских звёзд.

[AxisNk]

Источник

@темы: арт, юмор/космос

---

Вода на Марсе.

[Арчи Хмелевский]

Лекция Виталия Zelenyikot Егорова на нашумевшую тему.

@темы: гипотезы и факты, Марс

---

Сколько их, куда их гонит...

[Atandakil]

Ориентировочные статистические подсчеты того, что имеется в наблюдаемой нами части Вселенной:

- сверхскоплений и гиперскоплений галактик - пять миллионов;
- групп и скоплений галактик - 15 миллиардов;
- гигантских галактик разного типа - 350 миллиардов;
- всего галактик всех типов - 7 триллионов;
- звезд - тридцать секстиллионов (3x10²² ).
Суммарная масса всей наблюдаемой нами Вселенной, рассредоточенная в этом объеме, примерно равна массе железного шара, имеюшего радиус, равный расстоянию от Солнца до Сириуса.

@темы: наука/открытия, гипотезы и факты

---

Трансляция.

[Арчи Хмелевский]

Прямо сейчас, трансляция установки BEAM на МКС
www.ustream.tv/NASAHDTV

АПД. BEAM пристыкован.

@темы: МКС, NASA

---

О вращении галактик.

[Atandakil]

Известно, что любые астрономические объекты вращаются вокруг своей оси. Вращаются планеты, вращаются их спутники, вращаются звездные системы и целые галактики.
Менее известно то, что если остальные объекты вращаются, как правило, без всяких законов - каждый со своей угловой скоростью, одни быстрее, другие медленнее - то вращение галактик обычно подчинено достаточно строгим правилам.
Более сорока лет назад Ричард Брент Талли и Джеймс Ричард Фишер обнаружили странное обстоятельство - светимость спиральных галактик (абсолютная) оказалась очень сильно связана с шириной линии нейтрального водорода в их спектре. Подчеркиваю - не с интенсивностью, а с шириной.
А отчего спектральная линия вообще имеет какую-то ширину? Ширина спектральной лини говорит о том, что ее формируют фотоны разных энергий. Казалось бы, атом (в данном случае, нейтрального водорода), переходя из возбужденного состояния в основное (то есть конечно, когда электрон в атоме переходит с более высокой на самую низкую орбиту) излучает фотоны строго определенной энергии. Следовательно, мы должны принимать фотоны лишь одной энергии, и ширина спектральной линии должна быть нулевой.
На самом деле, не совсем так. Если некоторые атомы излучают фотон, двигаясь к нам, то мы получаем фотоны более высокой энергии (меньшей длины волны). Точно так же, если некоторые атомы излучили фотон, удаляясь от нас, мы получим от них фотон меньшей энергии (большей длины волны). Это именуется эффектом Допплера. Поэтому в целом, если атомы двигаются в разные стороны, мы будем получать от них фотоны разных энергий (спектральная линия приобретет ненулевую ширину). Ширина спектральной линии позволяет оценить разброс скоростей атомов, которые их излучили.
Самое простое предположение о причинах такого разброса - это разброс температурный. С ростом температуры атомы начинают двигаться быстрее, следовательно, ширина спектральной линии их излучения растет. Кстати, для звезд таким образом можно оценивать температуру излучающей поверхности. Однако для данного случая такое объяснение не проходит по многим причинам. При высокой температуре водород ионизируется, так что никакого нейтрального водорода мы просто не увидели бы. Опять же, отчего вдруг в разных галактиках облака нейтрального водорода должны иметь совсем уж разную температуру - непонятно.
Есть и другое объяснение. Если излучающий объект вращается, та его часть, которая удаляется от нас, излучает по понятным причинам, связанным с упомянутым выше эффектом Допплера, фотоны меньшей энергии, а та, которая приближается к нам - большей. Оказалось, что в данном случае именно это объяснение является правильным. Тем более, что наблюдения в других длинах волн (для других спектральных линий) подтвердили ту же закономерность (качественно - а вот количественно для разных длин волн она может несколько различаться, но это не столь принципиально).
Таким образом, выяснилось, что для спиральных галактик имеет место удивительная зависимость - чем ярче галактика, тем быстрее она вращается. Или наоборот - чем быстрее вращается галактика, тем она ярче.
Ну, отчего одна спиральная галактика имеет большую светимость, чем другая, понять, в общем-то, нетрудно. Чем больше в галактике звезд, тем больше у нее светимость. Дело нехитрое.
А вот результат этой нехитрой логической операции удивляет - чем больше звезд в спиральной галактике, то есть, чем больше ее видимая (барионная) масса, тем (в среднем) быстрее она вращается. Интересно...
Рассуждая далее, заметим, что скорость вращения видимой массы галактики зависит от ее невидимой массы (массы темной материи) - именно масса темной материи на самом деле определяет основную массу галактики, а распределение этой "скрытой" массы по радиусу - динамику ее движения. Таким образом, зависимость Талли-Фишера устанавливает связь между видимой масой галактики и общей ее массой (то есть, массой темной материи в ней) и показывает нам, что содержание темной материи в галактике не является случайным - по какой-то пока неясной закономерности, связанной с неизвестными подробностями эволюции галактик, эти величины являются взаимосвязанными.
В любов случае, в конечном итоге оказывается, что спиральные, а точнее, дисковидные галактики вращаются с угловой скоростью, пропорциональной примерно 0,27-0,3 степени их массы.
Завивимость Талли-Фишера кроме теоретического интереса полезна и практически - для дальних галактик она позволяет, измерив ширину линий в их спектре, оценить их светимость а следовательно, и массу . А следовательно, измерив видимую яркость и скорость вращения галактики, мы можем определить расстояние до нее. В астрономии объекты, абсолютная яркость которых заведомо известна, так что измерение видимой яркости позволяет измерить расстояие до них, называются стандарными свечами.
Интересно то, что зависимость Талли-Фишера распространяется только на спиральные, вернее, дисковидные галактики. А вот для эллиптических галактик действует зависимость. Они тоже вращаются тем быстрее, чем выше их масса, но в среднем, кугловая скорость их вращения пропорциональна 0,25 их массы (это называется отношением Фабер-Джексона по имени открывших этот закон Сандры Фабер и Роберта Джексона).
Стоит также заметить, что своим законам подчинено вращение балджей дисковидных галактик. В среднем, они вращаются со скоростью, пропорциональной 0,2 степени массы центральной черной дыры (так называемый закон M-σ ).
Причины действия этих законов до конца не известны, но в любом случае, они таят в себе существенно важную информацию о деталях формирования и эволюции галактик.

@темы: наука/открытия, гипотезы и факты

---

Первые данные от Акацуки.

[Арчи Хмелевский]

Японское космическое агентство JAXA представило первые результаты анализа данных, которые передал на Землю «Акацуки». На полученных аппаратом снимках Венеры видно дугообразное скопление облаков, которое, по мнению исследователей, движется синхронно с поверхностью планеты.
nplus1.ru/news/2016/04/13/venus-shots

@темы: JAXA, Венера

---

Скопление галактик в созвездии Печь.

[Арчи Хмелевский]

(кликните, чтобы увеличить)
На этом новом снимке, полученном на Обзорном телескопе VLT (VST) в обсерватории ESO Параналь в Чили – обширное скопление галактик Fornax Cluster в южном созвездии Печи (Fornax). Скопление содержит целую коллекцию галактик разных форм и размеров, и некоторые из этих галактик весьма загадочны.
Скопления галактик не имеют определенных границ и форм, и поэтому точно определить, где они начинаются и где кончаются, довольно трудно. Однако, астрономы все же оценили местоположение центра Скопления Печи и расстояние до него: 65 миллионов световых лет. Число галактик в скоплении известно несколько более точно: там почти шестьдесят крупных и примерно столько же карликовых галактик. Такие скопления вполне обычны во Вселенной. Их существование иллюстрирует мощное действие силы тяготения на больших расстояниях: она способна собрать в одной области пространства колоссальные массы отдельных галактик.
В центре этого скопления, посредине между тремя яркими туманными пузырями в левой части снимка, находится cD-галактика NGC 1399 — галактика-каннибал. Такие cD-галактики похожи на эллиптические, но они больше и отличаются протяженными слабыми оболочками. Эти их особенности объясняются тем, что они поглотили галактики меньшего размера, стянутые гравитацией к центру скопления.
Этот замечательный снимок получен на VST – Обзорном телескопе (VLT Survey Telescope) в обсерватории ESO Параналь в Чили.
www.eso.org/public/russia/news/eso1612/

@темы: Галактики

---

Как рождаются планеты.

[jollymuse]

Jonathan Harris Speed Art Spray Painting

@темы: арт

---

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