Цефеида
Цефеиды — звезды, мощность излучения которых в десятки тысяч раз больше, чем у Солнца. Это желтые сверхгиганты, температура их поверхности в среднем примерно такая же, как и у Солнца. Интересны прежде всего тем, что светимость цефеид меняется строго периодически — от суток до месяца. В максимальном блеске типичная цефеида становится ярче на одну — две звездные величины, что соответствует увеличению мощности излучения по сравнению с минимальным блеском примерно в 2,5—6 раз.
Где их можно найти
Сейчас в нашей Галактике известно несколько сот цефеид, еще несколько тысяч обнаружены в других галактиках. Благодаря цефеидам астрономы научились определять расстояния до других галактик. Не случайно цефеиды называют маяками Вселенной. Цефеиды — сравнительно молодые звезды, в Галактике они заметно концентрируются к ее плоскости и встречаются в рассеянных звездных скоплениях. А вот весьма многочисленные звезды другого типа пульсирующих переменных, звезды типа RR Лиры, в своем большинстве принадлежат к числу самых старых звезд. Их концентрация в галактической плоскости незначительна, зато этих звезд очень много в направлении на центр Галактики и в некоторых шаровых звездных скоплениях, являющихся самыми старыми известными в Галактике образованиями (их возраст превышает 10 млрд. лет).
Почему меняют светимость
Причина изменения светимости цефеид — радиальные пульсации. Атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении охлаждается. Мы видим цефеиду наиболее яркой, когда она сравнительно небольшая, но горячая. Пульсации цефеид проявляются не только в изменениях блеска. Для любой постоянной звезды можно определить скорость, с какой она движется вдоль луча зрения (лучевую скорость). У цефеид, как показали наблюдения, лучевые скорости меняются с тем же периодом, что и блеск: звезда пульсирует, и мы видим, как варьируют скорости атмосферных слоев относительно земного наблюдателя.
Чем полезны
Измеряя переменность блеска цефеиды и ее лучевой скорости, можно довольно точно определить размеры звезды и их изменения в ходе пульсаций. Ученым удалось определить взаимосвязь периода переменности цефеид и их светимости: чем больше период переменности, тем больше энергии цефеида излучает в пространство за единицу времени. Вычислив мощность излучения по зависимости период — светимость, можно определить расстояние до цефеиды, а если она входит в звездную систему (звездное скопление, галактику), то и расстояние до этой звездной системы.
Зная период цефеиды, можно определить и ее возраст. В 60-е гг. XX в. советский астроном Ю. Н. Ефремов установил: чем больше период цефеиды, тем она моложе. Однако не следует думать, что блеск любой пульсирующей переменной звезды меняется строго периодически. Даже переменные типа Миры Кита, характеризующиеся довольно регулярным поведением, в точности не повторяют форму кривой блеска и продолжительность интервала между максимумами от одного цикла к следующему.
Источник
Почему цефеиды называют маяками Вселенной и как ими пользуются астрономы
Интенсивная амплитуда колебаний светового излучения цефеид позволяет определять расстояние до них и использовать полученные данные в других расчетах. Именно по этой причине нередко цефеиды называют «маяками» Вселенной, почему астрономы наградили их таким красивым названием. Периодически на поверхности переменных звезд происходит нарушение равновесия тяготения и газового давления в атмосфере. В результате возникают пульсации, в ходе которых изменяется размер астрономического тела, возникают колебания температуры и интенсивности излучения. Установив связь между амплитудой и абсолютной яркостью, благодаря последней, можно вычислить расстояние до звезды.
В XX веке астроном Эдвин Хаббл (в его честь был назван один из самых известных телескопов) обнаружил Туманность Андромеды по свету переменных звезд и доказал, что наша Галактика – далеко не единственная звездная система во Вселенной. Полярная звезда, которая также является цефеидом, фигурирует во многих навигационных системах как один из основных ориентиров. Астрономические тела, встречающиеся во всех уголках космоса, в буквальном смысле были обречены стать своеобразными точками опоры и ориентирования при различных вычислениях. Нередко цефеиды называют маяками Вселенной и космоса, почему – ответ на этот вопрос очевиден: из-за очень высокой яркости и удобства использования их параметров в астрономических расчетах.
Использование материала полностью для общедоступной публикации на носителях информации и любых форматов запрещено. Разрешено упоминание статьи с активной ссылкой на сайт www.4glaza.ru.
Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.
Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:
Обзоры оптической техники и аксессуаров:
Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:
Все об основах астрономии и «космических» объектах:
Источник
Цефеиды
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной, так как при помощи этих звезд можно точно рассчитать расстояние до отдаленных космических объектов.
Переменные звезды
Полярная звезда — классическая Цефеида
Цефеиды — это особый класс регулярных переменных звезд. Наиболее известной их представительницей является Полярная звезда, которая по сегодняшний день служит заблудившимся путникам ориентиром, показывая в северном полушарии точное направление на север.
Переменные звезды получили свое название благодаря тому, что их излучение субъективно воспринимается, как переменное – эти звезды, словно лампочки новогодней гирлянды, мигают нам из далеких глубин галактик. Их мигание вызвано рядом физических процессов, которые происходят внутри этих небесных тел. В астрономическом сообществе они широко известны, как природа переменности цефеид.
Природа переменности цефеид
Как мы уже говорили выше, мигание или пульсация цефеид вызвана рядом естественных физических процессов, которые до конца еще не выяснены астрономами.
Материалы по теме
Полярная звезда наш верный ориентир
Суть этих процессов сводится к тому, что в верхних слоях звезд нарушены процессы газового давления и тяготения, из-за чего радиус звезды периодически сжимается, что наблюдателем воспринимается не иначе, как пульсация.
Сжатие радиуса звезды прямым образом влияет на температуру ее поверхности. Так, уменьшение радиуса цефеиды на 15% способно вызвать увеличение температуры звезды более чем на 1000 градусов по Кельвину.
Вместе с изменением длины радиуса звезды, изменяется и ее звездная величина – блеск. При минимальном радиусе звезда излучает максимальное количество света, а с увеличением радиуса количество излучаемого света становится меньше.
Происхождение названия
Название «Цефеиды» происходит от наименования одноименной звезды Дельта Цефея. Звездная величина этого небесного светила меняется каждые пять дней в диапазоне от 3,6 до 4,3 единиц.
Физические характеристики
Цефеиды – это обычно гиганты и сверхгиганты, относящиеся к спектральным классам F и G. Эти звезды в несколько тысяч раз ярче нашего Солнца, что не всегда пропорционально их массе. Например, встречаются цефеиды масса которых составляет всего четверть солнечной. Однако есть среди них гиганты, вес которых превосходит массу нашей звезды в сорок раз. Часто среди цефеид встречаются двойные звезды, однако существуют и цефеиды-одиночки, которые также отличаются высокой степенью свечения.
Типы цефеид
Астрономы различают два типа цефеид: цефеиды населения І и населения ІІ. Цефеиды первого населения обычно обитают в рассеянных звездных скоплениях. Эти звезды имеют сравнительно молодой возраст. Их обычно называют классическими цефеидами.
Ярким представителем цефеид второго населения является W Девы. Если цефеиды населения І обитают в рассеянных звездных скоплениях, то цефеиды населения ІІ наиболее часто встречаются в шаровых скоплениях, расположенных вблизи галактического центра. Их возраст выше возраста звезд населения І, а свечение заметно ниже.
Значимость в астрономии
Изменение блеска звезды V1 в галактике M31
Астрономы называют цефеиды маяками Вселенной. Причина этого в том, что эти небесные тела позволяют вычислить расстояние к удаленным космическим объектам, в частности галактикам. Происходит это следующим образом. Допустим, вы обнаружили цефеиду в другой галактике. Первое, что вам нужно сделать – это вычислить период ее пульсации, благодаря которому вы сможете измерить светимость звезды. Сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до звезды, а также до галактики, в которой вы ее обнаружили.
Интересные факты
- Светимость цефеид напрямую зависит от периода их пульсации: чем больше период, тем интенсивнее светимость звезды;
- Большинство цефеид можно увидеть невооруженным глазом. Многие из них удалены от Земли на расстоянии свыше 60 млн. световых лет;
- Первая открытая астрономами звезда переменного типа – Дельта Цефея. В честь нее описанный выше класс звезд и получил свое название.
‘ alt=»yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7 — Цефеиды» title=»Цефеиды»>
Источник
Нейтронные звезды — маяки вселенной
Нейтронные звезды считаются конечной стадией эволюции звезд. И пока одни называют их «мертвыми», другие говорят, что это самые таинственные и интересные обитатели космоса. Что общего у нейтронных звезд и GoogleMaps? Когда нейтронная звезда превращается в черную дыру, и какие загадки ставят перед космологами эти крохотные «тяжеловесы»? На эти вопросы отвечает заведующий сектором эволюции звезд Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН, профессор СПбГУ Назар Ихсанов.
Нейтронная звезда в представлении художника
©NASA/ Dana Berry
— Какими бывают нейтронные звезды?
— Нейтронные звезды по массе и радиусу не так сильно отличаются друг от друга, как обычные звезды. Главное их отличие состоит в величине магнитного поля и скорости вращения. Так, в «нейтронном семействе» различают эжекторы – очень быстро вращающиеся радиопульсары, выбрасывающие потоки ускоренных частиц, аккреторы – вращающиеся гораздо медленнее и захватывающие окружающий газ, который как по рельсам несется в их магнитном поле и, в завершение своего пути, ударяется о поверхность звезды, и пропеллеры – промежуточное состояние, когда звезда, быстро вращаясь, перемешивает окружающий газ своим магнитным полем, не позволяя ему ни упасть на свою поверхность, ни улететь в космические просторы.
Не очень различаются нейтронные звезды и по своему составу. Хотя это, конечно, вопрос масштаба. Мои коллеги в физтехе, которые изучают каждый квант энергии в недрах этих звезд, скажут, конечно, что отличия между ними глобальные.
Самые изученные нейтронные звезды входят, как правило, в состав двойной системы. Причем, вторая звезда в этом случае может быть в принципе любой. Известно большое количество систем, в которых компаньоном нейтронной звезды является яркая массивная звезда или звезда умеренной массы – типа Солнца. Реже встречаются нейтронные звезды в паре с белым карликом или системы из двух нейтронных звезд. Часто такие системы имеют романтические названия, например, «Черная вдова». Нейтронные звезды в этих системах мощным ветром релятивистских частиц испаряют белые карлики, находящиеся с ними в паре. Существуют даже системы из двух радиопульсаров. Но это очень редкое явление. Сейчас известна только одна такая система.
Заведующий сектором эволюции звезд Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН, профессор СПбГУ Назар Робертович Ихсанов
©Ольга Фадеева
— Как образуются такие двойные пульсары?
— Сначала существует большое протооблако, которое начинает сжиматься и раскручиваться, и получается так, что энергетически выгодно образовать две звезды рядом, чем одну, быстро вращающуюся. Кстати, большинство массивных звезд – двойные. После того, как в центре одной из звезд весь запас водорода перерабатывается в гелий, она, как известно, начинает расширяться, и теряет массу. Остающееся тяжелое ядро схлопывается, рождая нейтронную звезду. Это очень энергичное событие, сопровождаемое вспышкой сверхновой, поэтому уцелеть двойной системе в такой ситуации непросто. Но иногда удается. Правда, и у второй звезды тоже рано или поздно заканчивается «топливо», она тоже «пухнет» и, в конце концов, взрывается – опять сверхновая. И снова всей системе нужно как-то уцелеть. Такое везение – большая редкость, поэтому ученым известно лишь несколько систем с двумя нейтронными звездами.
А вообще, нейтронных звезд в нашей галактике очень много – миллиард. Эта цифра известна ученым по частоте вспышек сверхновых и химическому составу нашей Галактики. Но конкретно открыто всего больше двух тысяч. Дело в том, что нейтронные звезды, подобно летучим голландцам, странствуют по галактике. И их не видно. Лет 15-20 назад были запущены очень зоркие рентгеновские телескопы, с помощью которых планировалось обнаружить от 20 до 40 тыс. странствующих нейтронных звезд. Не нашли ни одной. Предполагалось, что когда такая нейтронная звезда летит сквозь межзвездную среду, то благодаря чрезвычайно сильному гравитационному полю ухитряется захватить много вещества даже из очень разряженной среды (в межзвездной среде такого вещества не больше одного атома в куб. см). При этом она должна будет ярко светиться в рентгене. Но звезды не светились. На мой взгляд, как раз благодаря тем же самым магнитным полям, которые настолько сильны, что не позволяют веществу упасть на поверхность звезды и накрывают ее как шапки-невидимки.
— Что общего у нейтронной звезды и черной дыры?
— При вспышке сверхновой у нейтронных звезд есть верхний предел массы – где-то в среднем от трех до пяти масс Солнца. Нейтронных звезд, с массой больше пяти масс Солнца, не бывает. Как только масса звезды превосходит этот предел, то звезда схлопывается в черную дыру. Но это может случиться уже и при трех массах Солнца. Там все определяется свойствами вещества нейтронной звезды. И если масса становится больше определенного предела, то она уходит под так называемый гравитационный радиус, улететь из которого нельзя даже двигаясь со скоростью света, и это уже черная дыра. Поэтому черная дыра – это нечто более массивное и загадочное.
— Какие загадки есть у нейтронных звезд?
— Загадок у нейтронных звезд очень много. В научных докладах их называют суперзвездами, поскольку они, хоть и очень маленькие – всего 10 км в радиусе – весят массу Солнца. Говорят – нейтронная звезда, и все думают, что состоит она из одних нейтронов. На самом деле это очень сложная структура. У нейтронной звезды есть кора – внешняя и внутренняя, и ядра – тоже внешнее и внутреннее. Все вокруг нас – и Земля, и Солнце, и люди – продукты вспышки сверхновой. Гемоглобин в нашей крови – это железо, которое в больших количествах вырабатывается только при вспышке сверхновой. Все элементы, которые тяжелее железа тоже, вероятно, созданы сверхновой.
Нейтронная звезда, найденная в Кассиопея A
©NASA
— Что нам дает знание о нейтронных звездах в плане практического применения?
— Практических применений тоже очень много. Первое — навигация. Каждый пульсар в своем роде уникален. Его ни с чем не спутаешь. Это очень удобные объекты для построения галактической сети координат.
Втрое применение — точные часы. Нейтронная звезда очень маленькая, но очень массивная, и вращается быстро и очень стабильно. Поэтому они могут являться идеальными часами — своеобразными маяками Вселенной. Пульсары, таким образом, — это одна из возможных координатно-временных систем. Возьмем, например, ракету, вылетевшую далеко в космос. Как ей определить свое местоположение? По обычным звездам — не всегда просто. Они похожи друг на друга и без точных приборов и требующих времени наблюдений их легко спутать. Кроме того, звезд невероятно много (в нашей галактике около 200 млрд). А пульсар – звезду, вращающуюся и потому пульсирующую с четким периодом, который не изменится за время запуска – не спутать ни с чем. Для быстрого определения системы координат можно использовать пульсары, для длительной – подходят квазары (квази-звездные объекты – ядра самых далеких и ярких галактик).
Третье применение – эффективные методы передачи информации. Ведь, что такое нейтронные звезды – это быстро вращающиеся объекты с сильным магнитным полем. За счет этого они излучают пучки света. Как именно эти пучки коллимируются, то есть становятся узконаправленными, мы до конца пока не знаем, хотя соображения, конечно, есть. Но что нам даст это знание? По сути это даст возможность передачи информации на огромные расстояния.
Есть и просто фантастические идеи применения. Дело в том, что нейтронные звезды имеют невероятно сильное магнитное поле. В физике существует несколько градаций силы поля. Поле до 2 млрд Гаусс считается не очень сильным, его влияние на атомы может быть заметным, но не критическим. С более сильными полями все сложнее. Они начинают как бы «плющить» атомы и молекулы, вытягивая их в цепочки. По этому поводу было много разных интересных теорий. Одна из них утверждала, что поверхность нейтронной звезды может быть покрыта молекулярными цепочками, которые стабилизирует ее магнитное поле. Нейтронные звезды в этом случае могут оказаться некими «солярисами», в которых присутствует некий разум…
— Могут ли нейтронные звезды представлять опасность для землян, например, из-за выбросов радиации?
— Это возможно, но маловероятно. Пока нейтронная звезда спокойна она не представляет для нас опасности. Но у некоторых звезд, конечно, случаются гамма-всплески. Была даже такая ситуация, когда в созвездии Орла, которое находится от нас в шести килопарсеках (расстояние, которое равно примерно половине до центра нашей галактики) вспыхнула вот такая нейтронная звезда. Так вот в этот момент вся ионосфера Земли пульсировала с периодом ее вращения – 5 секунд. Обнаружили это, в частности, военные, которые пользуются свойствами ионосферы для связи с подводными лодками. Днем, когда светит Солнце, ионосфера опускается примерно до 60 км. А ночью, когда этого излучения нет – ионосфера вновь поднимается. Морская гладь не прозрачна для длинных, средних, коротких и ультракоротких волн. А вот сверхдлинные волны, отражаясь от ионосферы, без труда распространяются за горизонтом на тысячи километров и способны проникать в самые удаленные уголки океанов. Ночью 27 августа 1998 года военные попытались связаться с лодками, находящимися в дальнем плаванье, но связи не оказалось. Стали выяснять, и обнаружили, что ионосфера находится на дневном расстоянии. Потом выяснилось, что ионосфера еще и пульсирует. Причиной был гамма-всплеск, произошедший на расстоянии 20 тыс. световых лет от нас. До этого подобный всплеск наблюдали еще дальше – в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке. Это известнейшее событие произошло 5 марта 1979 года. Впрочем, кроме неудобств, вызванных потерей связи с подводными лодками – никакого вреда такие явления нам пока не принесли. Но если гамма-всплеск случится где-то недалеко от Земли – жди беды. Однако перед этим все равно должна взорваться сверхновая, так что у нас есть шанс подготовиться. Да и явление это довольно редкое.
— Расскажите об исследованиях нейтронных звезд конкретно в вашей, Пулковской обсерватории.
— Мой сектор занимается рентгеновскими пульсарами. Но начну немного издалека. Нейтронные звезды стали особенно популярны среди астрофизиков после открытия радиопульсаров в 1967 году. Теория происхождения этого явления в те времена развивалась бурно. Особое внимание привлекала модель падения вещества на нейтронную звезду. Идей о том, как падает это вещество и как излучает, выдвигалось большое множество. Двигаясь от простого к сложному, задачу старались максимально упростить и, в первую очередь, временно исключили из рассмотрения магнитное поле. Самой привлекательной в этом смысле оказалась задача о падении вещества на черную дыру (у которой нет собственного магнитного поля). Но и тут возникли разногласия в том, надо ли учитывать магнитное поле самого газа, который падает на черную дыру, или же им тоже можно пренебречь. Большинство исследователей сочли, что магнитное поле падающего вещества можно не учитывать. С ними, однако, не согласился советский астрофизик Викторий Фавлович Шварцман. Его расчеты показывали, что магнитное поле в газе, свободно падающем на звезду, быстро нарастает и как бы «замораживает» поток, останавливая его падение. Двое его коллег, Геннадий Семенович Бисноватый-Коган и Александр Андреевич Рузмайкин, подтвердили выводы Шварцмана и обратили внимание на то, что поток, замороженный магнитным полем, быстро превращается в плотный медленно вращающийся диск. Проверить построенную ими модель в те времена оказалось чрезвычайно сложно, и почти на 40 лет этот вопрос оставался открытым.
Пару лет назад у меня появилась идея попробовать применить эту модель в ситуации, когда газ с магнитным полем падает на нейтронные звезды, которые в отличие от черной дыры имеют твердую поверхность и, главное, вращаются с известным хорошо наблюдаемым периодом. Когда вещество падает на такую звезду, то оно либо тормозит, либо ускоряет ее вращение. Этот дополнительный независимый фактор позволяет понять, как именно происходит процесс падения. С моими коллегами мы построили несложную модель и были очень удивлены, когда сорокалетняя проблема изменения периодов рентгеновских пульсаров вдруг решились сама собой. Это стало веским аргументом в пользу того, что Шварцман все-таки был прав – магнитное поле в падающем веществе есть и его необходимо учитывать. Мы назвали это явление магнитно-левитационной аккрецией. Левитация – это, конечно, образное понятие. Помните поезд на магнитной подушке, который все хотели создать в СССР и, в итоге построили в Китае? Так вот, оказывается, наша цивилизация уже давно открыла технологии, которые использует природа, создавая рентгеновские пульсары. Они так устроены, что падающее вещество сначала тормозится своим собственным магнитным полем, а потом потихонечку сползает на нейтронную звезду. Самое парадоксальное, что такая сложная структура оказывается удивительно устойчивой. Об этом нам говорят наблюдения. Как природе удается стабилизировать плазму с магнитным полем – нам еще предстоит узнать. Возможно, это поможет продвинуться в решении задачи управляемого термоядерного синтеза, к реализации которой человечество упорно стремится на протяжении последних 20 лет. Мы сделали пока первые шаги. Они показали перспективность выбранного нами направления исследований. Получение новых результатов – всего лишь вопрос времени. Хотя для более продуктивного изучения этих вопросов стоит подумать над изготовлением и запуском новых космических рентгеновских и гамма-телескопов. Исследовать рентгеновские пульсары с Земли, к сожалению, невозможно – мешает атмосфера.
Источник