Tähtien fysiikka

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 13. joulukuuta 2021 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 3 muokkausta .

Tähtien fysiikka  on astrofysiikan haara, joka tutkii tähtien fyysistä puolta ( massaa , tiheyttä ja niin edelleen). Tähtien syntymän ja kuoleman prosessien ymmärtäminen vaatii lähes kaikkien modernin fysiikan alakohtien soveltamista [1] .

Tähtien mitat, massat, tiheys, kirkkaus

Tällä hetkellä tutkittuja tähtiä on monia, joista jokainen on ainutlaatuinen ja eroaa muista parametreistaan ​​(koko, massa, tiheys, väri ja muut). Tähtien fysikaalisista tiedoista puhuttaessa on mahdotonta sivuuttaa menetelmiä näiden tietojen saamiseksi. Tähtien koot voidaan määrittää useilla tavoilla. Ensimmäinen menetelmä on optisen interferometrin käyttö, jossa saatuja tietoja käytetään edelleen koon laskemiseen kaavojen avulla. Tämän menetelmän haittana on tarkan tiedon puute tutkittavan tähden säteestä. Tätä menetelmää on vaikea käyttää tähdille, jotka ovat kaukana planeettamme. Monien muiden tähtien koon määrittämiseen käytetään toista menetelmää. Tietojen laskennassa käytetään planeettamme satelliittia Kuuta. Hän sulkee tutkitun tähden ja estää vähitellen sen valon. Tällä hetkellä tähden ns. kulmakoko on kiinteä, minkä jälkeen tähden todellinen koko lasketaan käyttämällä etäisyyttä siihen. On myös kolmas tapa laskea mitat. Se koostuu tähden koon teoreettisesta laskennasta, joka perustuu Stefan-Boltzmannin lain mukaisiin kokonaisvalon ja -lämpötilan arvioihin . Kuten aiemmin mainittiin, jokainen tähti on ainutlaatuinen omalla tavallaan. Jos jaamme kaikki tähdet koon mukaan, voimme puhua kääpiötähdistä, jättiläistähdistä, joiden koko on verrattavissa aurinkokunnan kokoon, ja muista pääsarjan tähdistä, jotka muodostavat suurimman osan. .

Tähtien massa

Tähtien massa tutkimuskohteena on erittäin tärkeä ominaisuus. Massa vaihtelee tähdessä olevan aineen määrän mukaan. Vastaavasti paine, lämpötila ja monet, monet muut tekijät muuttuvat myös aineen määrästä riippuen. Tähtitiedellä ei tällä hetkellä ole menetelmää eristetyn tähden massan määrittämiseen suoraan ja itsenäisesti. Pääsarjan tähtien osalta on todettu, että mitä suurempi massa on, sitä suurempi on tähden kirkkaus. Tämä riippuvuus on epälineaarinen: esimerkiksi massan kaksinkertaistuessa valoisuus kasvaa yli 10 kertaa. Yleensä tähtien massat, suurimmista pienimpiin, eroavat vain muutama sata kertaa.

Tähtien tiheys

Tähtien tiheys riippuu suurelta osin tähden koosta. Muistakaamme hyvin tunnettu sääntö (lähde?), jonka mukaan jättiläisten ja superjättitähtien tiheys on paljon pienempi (5...10 mg/m 3 ) kuin keskisuurten ja pienten tähtien tiheys. Tiheyden johtavat tähdet ovat kääpiöt (niiden tiheys vaihtelee välillä 900 - 10 11 kg/m 3 ). Suuri tiheyden ero voidaan selittää näiden tähtien aineiden erittäin mielenkiintoisilla ominaisuuksilla. Tosiasia on, että tähtien aineen elektronit irrotetaan ytimien atomeista. Ja tämän aineen aggregaatiotilaa on vaikea liittää mihinkään aggregaatiotilaan. Loppujen lopuksi tämä ei ole nestemäinen eikä kiinteä tila, mutta sitä pidetään kuitenkin kaasumaisena.

Tähtien kirkkaus

Nykyaikaisten kaukoputkien avulla tuli mahdolliseksi jakaa tähdet 24 ryhmään niiden kirkkauden mukaan. Aiemmin tähdet oli tapana jakaa vain kuuteen ryhmään. Tähtien kirkkauden mittausyksikkönä on ottaa latinalainen kirjain "m", lyhennetty sana "magnitude", joka tarkoittaa latinaksi "magnitudi". Kirkkaimmat tähdet luokitellaan ensimmäisen magnitudin (1 m) tähdiksi. Tähdet, joiden kirkkaus on alhaisempi, on määritetty 2 metriin. Tähtien kirkkaus jakautuu edelleen laskevassa järjestyksessä (eli himmeimmät tähdet luokitellaan 24 metrin ryhmään).

Tähtien lämpötila

Vuonna 2017 löydettiin ruskea kääpiö , jonka lämpötila oli 27 °C [2] .

Tähtien magneettikenttä

Tähtien magneettikenttä on magneettikenttä, joka syntyy johtavan plasman liikkeestä pääsarjan tähtien sisällä . Tämä liike syntyy konvektiolla , joka on eräänlainen energiansiirto tähden keskustasta sen pintaan materiaalin fyysisen liikkeen kautta. Paikalliset magneettikentät vaikuttavat plasmaan, jolloin magnetisoidut alueet nousevat suhteessa muuhun pintaan ja voivat jopa saavuttaa tähden fotosfäärin . Tämä prosessi luo tähden pinnalle tähtiä (samanlaisia ​​kuin auringonpilkkuja ) ja siihen liittyviä koronasilmukoita [3] .

Star Wind Bubble

Tähtituulikupla (astrosfääri) on tähtijärjestelmän avaruuden tilavuuden alue, jossa tähden (tai tähtien) tähtituulen nopeus on positiivinen poispäin tähdestä. Ulkopuolelta astrosfääriä rajoittaa ehdollisesti törmäystön iskuaalto, joka määräytyy toisaalta tähtien tuulen paineiden tasapainon ja toisaalta magneettikentän ja tähtienvälisen väliaineen paineen perusteella [4] . Heliosfääri on astrosfäärin erikoistapaus.

Alue voi olla useita valovuosia halkaisijaltaan massiiviselle O- , B- ja Wolf-Rayet-tähtien tähdelle . Se rajoittuu shokkiaaltoalueella olevan tähtienvälisen väliaineen kuumaan kaasuun, jota lämmittää tähtituulen suuri nopeus (jopa useita tuhansia km/s (nuorille ja kuumille tähdille). Myös kaasusta peräisin olevasta kaasusta) järjestelmän sisältä "puhaltaa" tuuli ulospäin. Vähemmän kuumien tähtien astrosfääri (esim. Aurinko) lämmittää hieman tähtienvälistä kaasua.

Astrosfäärien rakenne, jossa on kaksi shokkiaaltoa [5] : aluetta, jossa tuuli hidastuu, kutsutaan shokkiaaltorajaksi ; aluetta, jolla tuulen ja tähtienvälisen väliaineen paine on tasapainossa, eli jolla tuuli menettää nopeuden kokonaan, kutsutaan astropausiksi (analogisesti heliopaussin kanssa ) ; raja, jolla tähtienvälisen väliaineen törmäys ja sekoittuminen vastaan ​​tulevan tähtituulen kanssa tapahtuu, on keulashokkiaalto . Iskuaaltorajan vyöhykkeellä oleva kaasu voidaan kuumentaa jopa 10 6 K ja tuottaa röntgensäteitä johtuen ionisoitumisesta plasmatilaan .

Itse kupla ei ole pallomainen. Toisaalta se pidennetään ja toisaalta puristuu, riippuen tähtijärjestelmän pyörimissuunnasta galaksin galaksin keskuksen ympärillä ja lähellä olevien tähtien tiheydestä ja niiden energiatehosta.

Tähtienvälisen kaasun ja pölyn suurella tiheydellä tai aiemmin sinkoutuneen tähtikuoren läsnäollessa muodostuu Maasta havaittuja sumuja, jotka syntyvät shokkiaaltojen vaikutuksesta (esimerkiksi Crescent-sumu ).

On myös "superkuplia", niin kutsuttuja H II -alueita  - onteloita, halkaisijaltaan useita, jotka muodostuvat tähtienväliseen kaasuun suurten nuorten tähtien klusterien tähtituulen vaikutuksesta .

Esimerkiksi , nimeltään N44F, sijaitsee noin 160 000 valovuoden päässä Maasta läheisessä kääpiögalaksissa Large Magellanic Cloud (kohde eteläistä Dorado -tähdistöä ). N44F on paisutettu äärimmäisen kuumasta tähdestä peräisin olevien tähtituulivirtojen vaikutuksesta, joka on kerran "hautautunut" kylmään tiheään pilveen.

Superbubble

Superkupla on kuumalla kaasulla täytetty tähtienvälisen avaruuden alue , jonka tiheys on pienempi kuin ympäristöön ja jonka halkaisija on useita satoja valovuosia . Toisin kuin yksittäisten tähtien luomat tuulikuplat , superkuplat muodostuvat molekyylipilvien sisällä sijaitsevien OB-assosiaatioiden ympärille . OB-tähdistä tuleva tähtituuli ja supernovaräjähdysten energia lämmittävät superkuplien 10 6 K luokkaa oleviin lämpötiloihin . [6] Vanhoja superkuplia, joilla on tiheämpi pölyinen ulkokuori ja ohuempi ja kylmempi sisäpuoli, kutsutaan myös superkuoriksi . Aurinkokunta sijaitsee lähellä vanhan paikalliskuplana tunnetun superkuplan keskustaa , jonka rajat voidaan määrittää pölyn sammumisen äkillisen lisääntymisen avulla muutaman sadan valovuoden etäisyyksillä.

Harvardin tähtispektrien luokitus

Tärkein menetelmä tähtien tutkimiseen on niiden spektrien tutkiminen. Lukuisat spektrinauhan ylittävät tummat viivat liittyvät tähtien ilmakehän eri alkuaineiden atomien valon absorptioon. Koska jokaisella kemiallisella elementillä on omat viivat, spektrin avulla voit määrittää, mistä aineista tähti on valmistettu. Tähtien spektrit voidaan jakaa useisiin pääluokkiin.

1950-luvulla Harvardin luokituksen mukaan erotettiin seitsemän spektriluokkaa, jotka on merkitty latinalaisilla kirjaimilla O, B, A, F, G, K, M. Kun riviä liikutetaan vasemmalta oikealle, tähden väri muuttuu. : O - sininen, A - valkoinen, G - keltainen, M - punainen. Samaan suuntaan tähtien lämpötila laskee vastaavasti. Myöhemmin lisättiin uusi W-luokka.

Kuumimmat tähdet ovat luokan W tähtiä, joiden pintalämpötila on 100 000 K. Niiden väri on sininen. Siniset ovat myös O-luokan tähtiä, joiden lämpötilat ovat 50 000 K (kelvineissä) ja sen alapuolella. Sinertävänvalkoisten luokan B tähtien lämpötila on 12000 - 25000 K; valkoiset luokan A tähdet - 11 000 K. Luokkien F ja G keltaisten tähtien ja kellertävän oranssien luokan K lämpötila on noin 4 500 K. Ja lopuksi kylmimmät tähdet ovat luokan M punaisia ​​tähtiä, joiden lämpötila on alle 3 600 K.

Tähtien syvyyksissä tapahtuvat fysikaaliset prosessit

Pääprosessia, joka tapahtuu tähtien syvyyksissä, kutsutaan lämpöydinfuusioksi. Termonukleaarinen fuusio on eräänlainen ydinreaktio, jossa kevyet atomiytimet yhdistetään raskaammiksi niiden lämpöliikkeen kineettisen energian vuoksi.

Tähtien sisätiloissa tapahtuvia prosesseja tutkittaessa tehtiin koe kahden tai useamman valoelementin ytimen fuusiossa. Tämän seurauksena tämä johti siihen, että sulautumishetkellä vapautuu valtava määrä energiaa. Tältä osin pääteltiin, että tähtien sisällä tapahtuu jatkuva lämpöydinfuusioprosessi, jotka toimivat ehtymättömänä tähtienergian lähteenä. On myös syytä huomata lämpötilan vaikutus käynnissä oleviin reaktioihin tähtien sisällä. Äärimmäisen matalissa lämpötiloissa tapahtuu vain kahden tyyppisiä reaktioita: "protoni-protoniketju" ja "hiili-typpikierto". Jokainen näistä reaktioista johtaa vedyn muuttumiseen heliumiksi, jolloin vapautuu valtavia määriä energiaa. Korkeissa lämpötiloissa protoni hallitsee - protoniketju ja hiili-vetykierto. Tähdissä tapahtuvien reaktioiden avulla voimme selittää universumimme alkuainekoostumuksen, joka koostuu suunnilleen vedystä ja heliumista, ja muiden alkuaineiden runsaus on prosentin murto-osia.

Tähtien elinikä

Tähden elinikä on suoraan verrannollinen sen massaan. Jos otamme Auringon massan tähden massan mittayksiköksi, voidaan sanoa, että tähti, jonka massa on suurempi kuin kaksi tai kolme kertaa, on olemassa 15-25 miljoonaa vuotta. Mitä suurempi tähden massa on, sitä lyhyempi sen elinikä.

Tähtien nukleosynteesi

Tähtien nukleosynteesi on kollektiivinen käsite vetyä  raskaampien alkuaineiden muodostumisen ydinreaktioista tähtien sisällä ja vähäisessä määrin myös niiden pinnalla.

Tähtien evoluutio

Tähtitieteen tähtien evoluutio on muutossarja  , jonka tähti käy läpi elämänsä aikana eli satojen tuhansien, miljoonien tai miljardien vuosien aikana, kun se säteilee valoa ja lämpöä. Tällaisina kolosaaleina ajanjaksoina muutokset ovat varsin merkittäviä.

Tähti aloittaa elämänsä kylmänä, harvinaisena tähtienvälisen kaasupilvenä , joka supistuu oman painovoimansa vaikutuksesta ja ottaa vähitellen pallon muodon. Puristuessaan painovoimaenergia muuttuu lämmöksi ja kohteen lämpötila nousee. Kun lämpötila keskellä saavuttaa 15-20 miljoonaa K , alkavat lämpöydinreaktiot ja puristus loppuu. Kohteesta tulee täysikokoinen tähti. Tähtien elämän ensimmäinen vaihe on samanlainen kuin Auringon – sitä hallitsevat vetykierron reaktiot [7] . Se pysyy tässä tilassa suurimman osan elämästään ja on Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä , kunnes sen polttoainevarastot loppuvat. Kun kaikki tähden keskellä oleva vety muuttuu heliumiksi , muodostuu heliumin ydin ja vedyn lämpöydinpalaminen jatkuu sen reunalla.

Tänä aikana tähden rakenne alkaa muuttua. Sen kirkkaus kasvaa, ulommat kerrokset laajenevat ja pinnan lämpötila laskee - tähdestä tulee punainen jättiläinen , joka muodostaa haaran Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Tähti viettää paljon vähemmän aikaa tällä haaralla kuin pääsarjassa. Kun heliumytimen kertynyt massa tulee merkittäväksi, se ei kestä omaa painoaan ja alkaa kutistua; Jos tähti on tarpeeksi massiivinen, lämpötilan nousu voi aiheuttaa heliumin lämpöydinmuutosta raskaammiksi alkuaineiksi ( helium  hiileksi , hiili hapeksi , happi piiksi ja lopuksi pii raudaksi ).

Tähtien evoluution tutkiminen on mahdotonta tarkkailemalla vain yhtä tähteä - monet tähtien muutokset etenevät liian hitaasti, jotta niitä ei havaittaisi vielä vuosisatojen jälkeen. Siksi tutkijat tutkivat monia tähtiä, joista jokainen on tietyssä elinkaarensa vaiheessa. Viime vuosikymmeninä tähtien rakenteen mallintaminen tietokonetekniikalla on yleistynyt astrofysiikassa .

p-prosessi

P-prosessi on lämpöydinreaktio , joka tapahtuu erityisesti supernovan ytimen romahduksen aikana ja on vastuussa joidenkin protonipitoisten, rautaa raskaampien atomiytimien alkuperästä .

r-prosessi

R-prosessi eli nopea neutronien sieppausprosessi on prosessi, jossa raskaampia ytimiä muodostuu kevyemmistä neutroneja sieppaamalla peräkkäin reaktioiden aikana .

Neutronien sieppaus jatkuu niin kauan kuin neutronien sieppausnopeus on suurempi kuin isotoopin hajoamisnopeus . Sitten atomi käy läpi β - hajoamisen ja neutronien sieppaus jatkuu.

rp-prosessi

rp-prosessi - prosessi, jossa atomiydin sieppaa nopeita protoneja . Se on yksi nukleosynteesiprosesseista , joka vastaa monien maailmankaikkeudessa esiintyvää rautaa raskaampien alkuaineiden tuotannosta . Toisin kuin s- ja r -prosessit, rp-prosessi tapahtuu protonirikkaissa ytimissä. Rp-prosessin ylärajaa ( raskaimmat reaktion aikana saatavat ytimet) ei ole vielä tarkasti määritetty, mutta viimeaikaiset tutkimukset sanotaan, että neutronitähdissä se ei voi mennä telluuria pitemmälle α-hajoamisen aiheuttaman hidastumisen vuoksi . Tämän tosiasian perusteella voidaan sanoa, että massiivinen alkuaine, joka voi syntyä rp-prosessista, on 105 Te  - kevyin isotooppi , jolle havaitaan α-hajoamista (vaikka myös muut, kevyemmät telluurin isotoopit ovat mahdollisesti alttiina α-hajoamiselle ) .

s-prosessi

S-prosessi tai hidas neutronien sieppausprosessi  on prosessi, jossa raskaampia ytimiä muodostuu kevyemmistä peräkkäisellä neutronien sieppauksella . S-prosessien ominaisaika on paljon pidempi kuin β-hajoamisjakso , joten ne sisältävät joko stabiileja ytimiä tai β - radioaktiivisia ytimiä , joilla on pitkä puoliintumisaika . Raudan isotooppi 56 Fe toimii s-prosessin alkuelementtinä .

Piin ydinpoltto

Piin palaminen on massiivisten tähtien syvyyksissä tapahtuva lämpöydinreaktiosarja , jonka aikana piiytimet muuttuvat raskaampien alkuaineiden ytimiksi. Tämä prosessi vaatii korkean lämpötilan (4⋅10 9 K ) ja tiheyden (1⋅10 5÷6 g/cm³).

Muuttuva tähtityyppi α² Canis Hounds

α² Canis Houndin muuttuva tähti on eräänlainen pyörivä muuttuva tähti . Nämä ovat B8p -A7p spektrityyppien pääsekvenssitähtiä . Niillä on voimakkaat magneettikentät , niiden ilmakehät ovat kemiallisesti omituisia - spektrit sisältävät poikkeavasti tehostettuja piin , strontiumin , kromin ja harvinaisten maametallien viivoja. Tällaisten tähtien spektrilinjojen intensiteetit muuttuvat magneettikentän voimakkuuden mukana. Näiden muutosten jaksollisuus on sama kuin tähden pyörimisjakso ja kirkkauden muutosjakso, joka on välillä 0,5 - 160 päivää. Kirkkauden muutoksen amplitudit vaihtelevat välillä 0,01 - 0,1 magnitudia [8] .

Muuttuvien tähtien luokan prototyyppi on tähti Carl's Heart (α² Hounds of the Dogs), joka muuttaa sen kirkkautta 0,14 m 3,47 päivän ajanjaksolla [9] . Kirkkaista tähdistä tähän tyyppiin kuuluvat Aliot (ε Ursa Major) ja Alferatz (α Andromedae).

Muuttuvien tähtien yleisen luettelon 4. painoksen luokituksessa tämän tyyppistä tähtiä kutsutaan nimellä ACV [8] .

Delta Scuti -tyyppinen muuttuva tähti

Muuttuja, kuten δ Scuti, on muuttuva tähti , jonka kirkkaus muuttuu dramaattisesti tähden pinnan radiaalisten ja ei-säteittäisten pulsaatioiden vuoksi.

BY Dragon -tyypin muuttujat

BY Draco - tyypin muuttujat ovat myöhäisten spektrityyppien muuttuvia pääsekvenssitähtiä , yleensä K tai M . Tämän tähtiluokan prototyyppi on BY Draco . Niiden kirkkauden vaihtelut johtuvat pyörimisestä, koska niiden pinnalla on täpliä, jotka ovat samanlaisia ​​kuin aurinko , mutta jotka vievät paljon suuremman alueen, ja myös kromosfäärin aktiivisuudesta. Kirkkauden amplitudi ei yleensä ylitä 0,5 magnitudia , ja ominaisjakson kesto on yhtä suuri kuin tähden pyörimisjakso (useasta tunnista useaan kuukauteen). Jotkut näistä tähdistä osoittavat muuntyyppistä vaihtelua – esimerkiksi ne kokevat purkauksia, jotka ovat tyypillisiä UV Ceti -muuttujille ; tällaisissa tapauksissa ne ovat myös tämän tyyppisiä. Hyvä esimerkki tällaisesta tähdestä on EV Lizards .

Muuttujan tyyppi RR Lyra

RR Lyrae-muuttujat ovat eräänlaisia ​​säteittäisesti sykkiviä muuttujatähtiä , spektriluokkien A-F jättiläisiä , jotka sijaitsevat Hertzsprung-Russell-kaavion vaakahaaralla ja joiden jaksot vaihtelevat 0,2-1,2 päivää ja kirkkauden muutosamplitudit 0,2 m . 2 metriin . Näiden muuttujien prototyyppi oli Lyran RR .

Perinteisesti RR Lyrae -muuttujia kutsutaan joskus lyhytaikaisiksi kefeideiksi tai pallomaisten klusterimuuttujien muuttujiksi . Useimmissa tapauksissa ne sisältyvät galaksin pallomaiseen komponenttiin , niitä löytyy (joskus suuria määriä) joissakin pallomaisissa klusteissa , joiden ikä on yli 12 miljardia vuotta, ne kuuluvat galaksin tähtipopulaation vanhimpiin edustajiin. . Tämän tyyppisiä tunnettuja tähtiä on yli 6 tuhatta ja ne ovat lukuisin muuttujien alatyyppi.
Kuten kefeidit, näiden tähtien pintakerrosten maksimilaajenemisnopeus on käytännössä sama kuin niiden kirkkauden maksimi. Toisin kuin kefeidit, nämä ovat kuitenkin vanhempia tähtiä ja suhteellisen pienimassaisia ​​(hieman yli puolet auringon massasta). Tähtien keskimääräinen absoluuttinen magnitudi  on 0,75 m , eli ne ovat 40-50 kertaa kirkkaampia kuin aurinko. Sekä valokäyrän muodon että jakson vaihtelutapaukset tunnetaan ( Blazhko-ilmiö ). Jakson ja absoluuttisen suuruuden
välinen suhde tekee niistä hyviä ehdokkaita tavallisiin kynttilöitä suhteellisen lähellä oleviin Linnunradan esineisiin . Niitä käytetään hyvin usein pallomaisten tähtijoukkojen tutkimiseen . Soveltuu huonosti ulkogalaksien tutkimiseen niiden alhaisen valoisuuden vuoksi.

RR Lyra -tyypin muuttujat on jaettu kolmeen alatyyppiin:

Muuttuvan tyypin RS Hound Dogs

RS Hounds of the Dog -tyypin muuttujat ovat eruptiivisia muuttujatähtiä . Tämä tyyppi sisältää läheiset binäärijärjestelmät , joiden spektrissä on H- ja K Ca II -emissio ja joiden komponenttien kromosfääriaktiivisuus on lisääntynyt , mikä aiheuttaa niiden kirkkauden kvasijaksoista vaihtelua jaksolla, joka on lähellä kierrosjaksoa , ja vaihtelevan amplitudin, joka yleensä saavuttaa 0,2 m .

Ensimmäinen, joka erotti nämä muuttujat omaan luokkaan, oli Otto Struve vuonna 1946. Vuonna 1974 amerikkalainen tähtitieteilijä Oliver (Oliver DS) määritti joukon visuaalisia ominaisuuksia muuttujille, kuten RS Hounds, ja vuonna 1976 amerikkalainen tähtitieteilijä Hull (Hall) jakoi niiden perusteella nämä järjestelmät viiteen ryhmään. [11] :

Canis RS -tyyppisten muuttujien valokäyrällä on lähes jaksollinen rakenne. Kaaressa on tasankoja. Vuonna 1979 amerikkalaiset tähtitieteilijät Eaton ja Hull ehdottivat yksinkertaisinta mekanismia tasangon muodostumiseen - "tähtipisteitä", eli kylmiä suuria alueita tähden pinnalla, analogisesti auringonpilkkujen kanssa . Samanlaisia ​​täpliä on nyt havaittu epäsuorilla menetelmillä monista tähdistä [12] .

Kromosfääriaktiivisuus havaitaan Ca II H- ja K - spektriviivojen sekä Balmer- tai Hα-sarjojen avulla. Analogisesti Auringon kanssa voimme olettaa, että tämä toiminta liittyy voimakkaisiin magneettikenttiin ja täpliin tähden pinnalla.

Jotkut muuttujat, kuten RS Hounds, ovat röntgen- ja radiosäteilyn lähteitä. Radiosäteily ei liity pintalämpötilaan ja voi toimia voimakkaiden magneettikenttien indikaattorina. Röntgensäteily L x >> 10 24 wattia. Tällainen voimakas säteily, analogisesti Auringon kanssa , voidaan tulkita todisteeksi erittäin kuumasta koronasta : T ~ 10 7 K.

Muuttujan tyyppi W Virgo

W Neitsyt -tyypin muuttujat ovat galaksin levyn pallomaisen komponentin tai vanhan komponentin sykkiviä muuttujia, joiden jaksot ovat noin 0,8-35 päivää ja amplitudit 0,3-1,2 m . Niille on ominaista jakso-luminositeettiriippuvuus, joka eroaa vastaavasta riippuvuudesta δ Cephei -tyypin muuttujille . Samalla ajanjaksolla Virgon W-tyypin muuttujat ovat 0,7–2 m heikompia kuin Cepheuksen δ-tyypin muuttujat. Neitsyt W-tyypin muuttujien valokäyrät eroavat vastaavien ajanjaksojen kefeidien valokäyristä joko amplitudiltaan tai laskeutuvan oksan kohoumien esiintymisessä, joskus kasvaen laajaksi tasaiseksi maksimiksi. Niitä löytyy vanhoista pallomaisista klusteista ja korkeilta galaktisilla leveysasteilla. Ne on jaettu alatyyppeihin:

Perinteisesti Neitsyt W -tyypin muuttujia kutsutaan usein myös kefeideiksi, koska usein (3 päivän ja 10 päivän jaksoissa) on mahdotonta erottaa tämäntyyppisiä muuttujia toisistaan ​​valokäyrän muodon perusteella. Todellisuudessa nämä ovat kuitenkin täysin erilaisia ​​​​objekteja, jotka ovat evoluution eri vaiheissa . W Virgo -tyypin muuttujat kuuluvat toiseen tähtien sukupolveen (populaatio II), eli ne ilmestyivät ensimmäisen sukupolven tähtien materiaalista ja niillä on melko alhainen metallisuus . Yksi olennaisista spektrieroista Neitsyt W -tyypin tähtien ja kefeidien välillä on se, että edellisten spektrissä , tietyllä faasialueella, havaitaan emissioita vetylinjoissa, kun taas kefeidien spektrissä Ca II H ja K riviä. Näiden ominaisuuksien aliarvioiminen sai Edwin Hubblen soveltamaan väärin klassisten kefeidien kaavoja arvioidakseen etäisyyttä Andromedan sumun välillä ja aliarvioimalla sen.

Näiden muuttujien prototyyppi on Virgo's W .

Alpha Cygnus -tyyppimuuttuja

Alpha Cygni -tyyppiset muuttujat kuuluvat muuttujatähtien luokkaan , joilla on voimakas ei-radiaalinen pulsaatio. Nämä tähdet ovat spektriluokkien B tai A superjättiläisiä . Kirkkauden vaihtelut ovat suuruusluokkaa 0,1 (10 % kirkkautta) jaksot vaihtelevat useista päivistä useisiin viikkoihin. Nämä vaihtelut näyttävät usein epäsäännöllisiltä johtuen lyönnistä , ts. useiden lyöntien päällekkäisyydestä, joissa on läheisiä jaksoja.

Tämän tähtiluokan prototyyppi oli Deneb (alpha Cygnus), jonka kirkkauspulsaatiot ovat välillä +1,21 m - +1,29 m .

Fotometrinen järjestelmä u'g'r'i'z'

U'g'r'i'z' fotometrinen järjestelmä on tähtitieteellinen laajakaistainen viiden värin fotometrinen järjestelmä . Kehitetty SDSS - luetteloa varten . Vuoden 2009 lopussa fotometriset standardit ovat voimassa vain pohjoisella pallonpuoliskolla.

Fotometrinen järjestelmä UBV

UBV -järjestelmä ( Johnson -järjestelmä tai Johnson-Morgan-järjestelmä ) on yleisimmin käytetty laajakaistainen fotometrinen järjestelmä . Amerikkalaiset tähtitieteilijät Harold L. Johnson ja William W. Morgan kehittivät 1950-luvulla tähtien luokittelemiseksi niiden värin perusteella [13] .

Tässä järjestelmässä tähtien magnitudit mitataan kolmella laajalla spektrin kaistalla, joita kutsutaan U (ultravioletti - ultravioletti ), B (sininen - sininen) ja V (visuaalinen - visuaalinen). Näiden vyöhykkeiden maksimiherkkyys on aallonpituuksilla 350, 430 ja 550 nm . Värit valittiin spektrin sinisestä osasta, koska tuon ajan valokuvafilmit olivat herkimpiä tällä spektrin alueella. Suuruudet määritetään siten, että spektrityypin A0 V tähdillä ilman tähtienvälistä punoitusta kaikki kolme magnitudia ovat keskenään yhtä suuret. Tällaisten tähtien väriindeksit B-V ja UB - tähtien magnitudien ero eri vyöhykkeillä - ovat siis nolla [14] .

Väriindekseillä (UB) ja (BV) voidaan määrittää joitain yksittäisten tähtien tai niiden ryhmien fysikaalisia ominaisuuksia. Ero (BV) on yleisimmin käytetty, B ja V, hyvin yksinkertaistetusti, vastaavat valokuvallisia ja visuaalisia suuruuksia. Väriindeksi (BV) on kätevä, koska useimmille tähdille se on suhteellisen nopea ja helppo mitata, mutta silti se on hyvä spektrityypin indikaattori . Tämä on yksi muuttujista, joita käytetään luotaessa väri-magnitudikaaviota ( Hertzsprung-Russell-kaavio ). Laajentaakseen menetelmän mahdollisuuksia Johnson ehdotti vuonna 1965  useiden muiden kaistan käyttöä spektrin infrapunaosassa (0,7 - 10,2 mikronia ). Ne nimettiin R, I, J, H, K, L, M ja N.

UBV-järjestelmässä on useita haittoja. U- suodattimen lyhyen aallon rajan määrää pääasiassa maan ilmakehä , ei itse suodatin. Näin ollen havaitut arvot voivat muuttua korkeuden ja muuttuvien ilmakehän olosuhteiden mukaan. Siitä huolimatta tässä järjestelmässä on tehty monia mittauksia, mukaan lukien monet kirkkaat tähdet. [15] .

Chandra X-ray Orbital Observatory

Chandra Space X-ray Observatory (Chandra Space Telescope) on NASAn 23. heinäkuuta 1999 käynnistämä avaruusobservatorio (käyttämällä Columbia-sukkulaa ) tutkimaan avaruutta röntgensäteiden alueella . Nimetty intialaista alkuperää olevan amerikkalaisen fyysikon ja astrofyysikon Chandrasekharin mukaan , joka opetti Chicagon yliopistossa vuodesta 1937 kuolemaansa saakka vuonna 1995 ja oli tunnettu pääasiassa valkoisia kääpiöitä koskevista töistään .

Chandra on kolmas NASAn neljästä observatoriosta 1900 - luvun lopulla ja 2000- luvun alussa . Ensimmäinen oli Hubble - teleskooppi , toinen oli Compton ja neljäs oli Spitzer .

NASA suunnitteli ja ehdotti observatoriota vuonna 1976 Riccardo Giacconin ja Harvey Tananbaumin toimesta tuolloin käynnistetyn HEAO-2 (Einstein) -observatorion kehitykseksi. Vuonna 1992 rahoituksen vähentymisen vuoksi observatorion suunnittelua muutettiin merkittävästi - 4 suunnitellusta 12 röntgenpeilistä ja 2 suunnitellusta kuudesta fokusinstrumentista poistettiin.

AXAF/Chandran lentoonlähtöpaino oli 22 753 kg, mikä on absoluuttinen ennätys avaruussukkulan avaruuteen koskaan lähettämästä massasta . Chandra-kompleksin päämassa oli raketti, joka mahdollisti satelliitin laukaisemisen kiertoradalle, jonka apogee on noin kolmannes etäisyydestä kuuhun.

Asema oli suunniteltu 5 vuoden käyttöajalle, mutta 4. syyskuuta 2001 NASA päätti pidentää käyttöikää 10 vuodella työn erinomaisten tulosten vuoksi.

ATLAST

Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope (ATLAST) on avaruusteleskooppi , joka on suunniteltu toimimaan ultravioletti-, näkyvä- ja lähi-infrapuna-alueella (110–2400 nm).

Muistiinpanot

  1. ↑ GS Bisnovatyi-Kogan, Stellar Physics (Springer-Verlag: Berliini 2002)
  2. ↑ Huoneenlämpöinen tähti on tutkijoiden uusi löytö . Haettu 8. marraskuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 9. marraskuuta 2017.
  3. ↑ Brainerd, Jerome James röntgenkuvat Stellar Coronasista . The Astrophysics Spectator (6. heinäkuuta 2005). Käyttöpäivä: 7. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 2. heinäkuuta 2012.  (Englanti)
  4. ↑ Burgin M.S. Heliosfääri osoitteessa astronet.ru . Astronetti . Haettu 7. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 9. helmikuuta 2013.  (Venäjän kieli)
  5. ↑ Castor, J.; McCray, R., & Weaver, R. Interstellar Bubbles // Astrophys. J. (Kirjeet). - 1975. - T. 200 . - S. L107-L110 . - doi : 10.1086/181908 . - .
  6. ↑ Tomisaka K., Habe A., Ikeuchi S. Supernovaen peräkkäiset räjähdykset OB-assosiaatiossa ja superkuplan muodostuminen   // Astrophysics and Space Science. - Springer , 1981. - Voi. 78 , no. 2 . - s. 273-285 . - doi : 10.1007/BF00648941 . - .
  7. ↑ Universumin rakenne ja kehitys . Fysiikan instituutti. Kirensky SB RAS . Haettu 6. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2009.
  8. ↑ 1 2 GAISH . GCVS- muuttuvuustyypit  . — Vaihtuvien tähtien luokitus GCVS :n mukaan . Haettu 9. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012.
  9. ↑ GAISH . GCVS-kyselyn tulos alf 2 CVn:  lle . Haettu 9. syyskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012.
  10. ↑ Uusi korkean amplitudin Delta Scuti -tähti skannatuilla Moskovan arkistolevyillä . Astronetti . Haettu 6. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 7. heinäkuuta 2011.
  11. ↑ Berdyugina 2.4 RS CVn -tähdet Arkistoitu 12. helmikuuta 2012 Wayback Machinessa
  12. ↑ Animaatio arkistoitu 11. helmikuuta 2012 Wayback Machinessa , joka näyttää paikat XY Ursa Majorilla ja V361 Lyralla
  13. ↑ Johnson, HL; Morgan, WW (1953), Tähtien perusfotometria spektrityypin standardeille Yerkesin spektrikartan tarkistetussa järjestelmässä , The Astrophysical Journal, voi. 117, s. 313-352  _
  14. ↑ Mironov, A.V. TARKKUUSFOTOMETRIA. . Astronet (1997). Arkistoitu alkuperäisestä 9. marraskuuta 2012.
  15. ↑ Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I. ja Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars , Sky & Telescope, voi. 30, s. 21  (englanniksi)

Kirjallisuus

Linkit