Csillagok fizikája

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2021. december 13-án felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzések 3 szerkesztést igényelnek .

A csillagfizika az asztrofizika egyik ága, amely a csillagok fizikai  oldalát ( tömegét , sűrűségét és így tovább) vizsgálja. A csillagok születésének és halálának folyamatának megértéséhez a modern fizika szinte valamennyi alfejezetének alkalmazására van szükség [1] .

A csillagok méretei, tömegei, sűrűsége, fényessége

Jelenleg sok tanulmányozott csillag létezik, amelyek mindegyike egyedi, és paramétereiben (méret, tömeg, sűrűség, szín és mások) különbözik a többitől. Ha a csillagok fizikai adatairól beszélünk, lehetetlen figyelmen kívül hagyni az adatok megszerzésének módszereit. A csillagok mérete többféleképpen is meghatározható. Az első módszer egy optikai interferométer használata a kapott adatok további felhasználásával a méret képletek segítségével történő kiszámításához. Ennek a módszernek a hátránya, hogy a vizsgált csillag sugarára vonatkozóan nincsenek pontos adatok. Ezt a módszert nehéz alkalmazni a bolygónktól távol eső csillagok esetében. Sok más csillag méretének meghatározásához a második módszert alkalmazzák. Az adatok számításánál bolygónk műholdját, a Holdat használják fel. Ő az, aki bezárja a vizsgált csillagot, fokozatosan blokkolva a fényét. Ekkor a csillag úgynevezett szögmérete rögzítésre kerül, majd a távolság adatai alapján kiszámítják a csillag valódi méretét. Van egy harmadik módja is a méretek kiszámításának. Ez egy csillag méretének elméleti kiszámításából áll, amely a Stefan-Boltzmann törvény szerinti teljes fényesség és hőmérséklet becslésén alapul . Mint korábban említettük, minden csillag egyedi a maga módján. Ha az összes csillagot felosztjuk méretük szerint, akkor beszélhetünk törpecsillagokról, óriáscsillagokról, amelyek mérete a Naprendszer méretéhez mérhető, és a többi fősorozatú csillagokról, amelyek többségét alkotják. .

Csillagok tömege

A csillagok tömege mint vizsgálati tárgy nagyon fontos jellemző. A tömeg a csillagban lévő anyag mennyiségétől függően változik. Ennek megfelelően a nyomás, a hőmérséklet és sok-sok egyéb tényező is változik az anyag mennyiségétől függően. A csillagászat jelenleg nem rendelkezik módszerrel egy elszigetelt csillag tömegének közvetlen és független meghatározására. A fő sorozatú csillagok esetében megállapították, hogy minél nagyobb a tömeg, annál nagyobb a csillag fényessége. Ez a függés nem lineáris: például a tömeg megkétszerezésével a fényerő több mint 10-szeresére nő. Általában a csillagok tömege a legnagyobbtól a legkisebbig csak néhány százszor különbözik.

A csillagok sűrűsége

A csillagok sűrűsége nagymértékben függ a csillag méretétől. Emlékezzünk vissza arra a jól ismert szabályra (forrás?), hogy az óriás- és szuperóriáscsillagok sűrűsége jóval kisebb (5..10 mg/m 3 ), mint a közepes és kisméretű csillagoké. Sűrűségben a vezetők a törpecsillagok (sűrűségük 900 és 10 11 kg/m 3 között változik ). A nagy sűrűségbeli eltérés e csillagok anyagainak igen érdekes tulajdonságaival magyarázható. A helyzet az, hogy a csillaganyag elektronjai leszakadnak az atommagok atomjairól. És ennek az anyagnak az aggregációs állapotát nehéz bármilyen aggregációs állapotnak tulajdonítani. Végül is ez nem folyékony vagy nem szilárd halmazállapotú, de ennek ellenére gáz halmazállapotúnak tekinthető.

Csillagok fényessége

A modern távcsövek segítségével lehetővé vált, hogy a csillagokat fényességüktől függően 24 csoportba soroljuk. Korábban a csillagokat csak hat csoportra osztották. A csillagok fényességének mérésének mértékegysége a latin „m” betű, a „magnitude” szó rövidítése, ami latinul „magnitude”-ot jelent. A legfényesebb csillagok az első magnitúdójú (1 m) csillagok közé tartoznak. Az alacsonyabb fényerejű csillagok 2 m-hez vannak hozzárendelve. A csillagok fényességének további felosztása csökkenő sorrendben történik (azaz a leghalványabb csillagok a 24 m-es csoportba kerülnek).

A csillagok hőmérséklete

2017 -ben 27 °C hőmérsékletű barna törpét találtak [2] .

A csillagok mágneses tere

A csillagmágneses mező olyan mágneses mező , amelyet a vezetőképes plazma mozgása hoz létre a fő sorozatú csillagokban . Ezt a mozgást a konvekció hozza létre , amely egyfajta energiaátvitel a csillag középpontjából a felszínre az anyag fizikai mozgásán keresztül. A lokális mágneses mezők hatnak a plazmára, aminek következtében a mágnesezett területek megemelkednek a felszín többi részéhez képest, és akár a csillag fotoszféráját is elérhetik. Ez a folyamat csillagfoltokat hoz létre a csillag felszínén (hasonlóan a napfoltokhoz ), és ezzel együtt a koronahurkok megjelenését [3] .

Star Wind Bubble

A csillagszél-buborék (asztroszféra) egy csillagrendszer tértérfogatának egy olyan tartománya, amelyben egy csillag ( vagy csillagok) csillagszelének pozitív sebessége van a csillagától. Kívülről az asztroszférát feltételesen korlátozza egy ütközésmentes lökéshullám, amelyet egyrészt a csillagszél-nyomások egyensúlya, másrészt a mágneses tér és a csillagközi közeg nyomása határoz meg [4] . A helioszféra az asztroszféra speciális esete.

A régió több fényév átmérőjű lehet egy O , B osztályú , Wolf-Rayet csillagok hatalmas csillaga számára . A lökéshullámzónában lévő csillagközi közeg forró gázára korlátozódik , amelyet a csillagszél nagy sebessége (akár több ezer km/s-ig (fiatal és forró csillagok esetén) felmelegít). Valamint a légkörből származó gáz. A rendszer belsejét a szél „kifújja” kifelé.A kevésbé forró csillagok asztroszférája (például a Nap) kissé felmelegíti a csillagközi gázt.

Az asztroszférák két lökéshullámmal rendelkeznek [5] : azt a területet, ahol a szél lelassul, lökéshullámhatárnak nevezzük ; azt a területet, amely mentén a szél és a csillagközi közeg nyomása egyensúlyban van, vagyis amelyen a szél teljesen elveszti a sebességét, asztropauzának nevezzük (a heliopauzával analógia alapján ); a határ, ahol a csillagközi közeg ütközése és keveredése a közeledő csillagszélhez fordul, az orr lökéshullám . A lökéshullám határzónájában lévő gáz 10 6 K - ig melegíthető, és plazmaállapotú ionizációja révén röntgensugarakat generálhat .

Maga a buborék nem gömb alakú. Egyrészt megnyúlik, másrészt összenyomódik, a galaxis galaktikus középpontja körüli csillagrendszer forgásirányától, valamint a közeli csillagok sűrűségétől és energiateljesítményétől függően.

Nagy sűrűségű csillagközi gáz és por esetén, vagy egy korábban kilökődött csillaghéj jelenlétében a Földről megfigyelt ködök keletkeznek, amelyeket lökéshullámok hoznak létre (például a Félhold köd ).

Vannak "szuperbuborékok", az úgynevezett H II régiók  - akár több átmérőjű üregek is, amelyek a csillagközi gázban képződnek a nagy, fiatal csillagok halmazaiból álló csillagszél hatására.

Például , N44F jelzésű, körülbelül 160 000 fényévnyire található a Földtől a közeli Nagy Magellán-felhő törpegalaxisban (a Dorado déli csillagkép felé ). Az N44F-et egy rendkívül forró csillagból származó csillagszél fújja fel, amely egyszer egy hideg, sűrű felhőbe "temetett".

Superbubble

A szuperbuborék a csillagközi tér olyan forró gázzal teli régiója, amelynek sűrűsége a környezethez képest kisebb, és több száz fényév átmérőjű . Ellentétben az egyes csillagok által létrehozott csillagos szélbuborékokkal , a szuperbuborékok a molekulafelhők belsejében található OB asszociációk körül alakulnak ki . Az OB csillagokból származó csillagszél és a szupernóva-robbanások energiája 10 6 K nagyságrendű hőmérsékletre melegíti fel a szuperbuborékok anyagát . [6] A régebbi szuperbuborékokat, amelyeknek sűrűbb, poros külső héja és vékonyabb és hidegebb a belseje, szuperhéjnak is nevezik . A Naprendszer a Helyi Buborék néven ismert régi szuperbuborék közepe közelében helyezkedik el , amelynek határait a porkioltás néhány száz fényévnél nagyobb távolságra történő hirtelen növekedése határozhatja meg .

A csillagspektrumok harvardi osztályozása

A csillagok tanulmányozásának fő módszere a spektrumaik tanulmányozása. A spektrális sávot átszelő számos sötét vonal a csillagok légkörében lévő különböző elemek atomjainak fényelnyeléséhez kapcsolódik. Mivel minden kémiai elemnek saját vonalkészlete van, a spektrum lehetővé teszi annak meghatározását, hogy a csillag milyen anyagokból áll. A csillagok spektruma több fő osztályba sorolható.

Az 1950-es években a Harvard osztályozása szerint hét spektrális osztályt különítettek el, amelyeket latin O, B, A, F, G, K, M betűkkel jelöltek. A sorban balról jobbra haladva a csillag színe megváltozik. : O - kék, A - fehér, G - sárga, M - piros. Ugyanebben az irányban a csillagok hőmérséklete ennek megfelelően csökken. Később egy új W osztály került be.

A legforróbb csillagok a W osztályú csillagok, felszínük hőmérséklete eléri a 100 000 K-t. Színük kék. A kék is O osztályú csillag, hőmérsékletük 50 000 K (kelvin) és az alatt van. A kékesfehér B osztályú csillagok hőmérséklete 12000-25000 K; fehér A osztályú csillagok – 11000 K. Az F és G osztályú sárga és a sárgás-narancssárga K osztályú csillagok hőmérséklete körülbelül 4500 K. Végül pedig a leghidegebb csillagok az M osztályú vörös csillagok, amelyek hőmérséklete 3600 K alatt van.

A csillagok mélyén lezajló fizikai folyamatok

A csillagok mélyén lezajló fő folyamatot termonukleáris fúziónak nevezik. A termonukleáris fúzió a magreakció egyik fajtája, amelyben a könnyű atommagok nehezebbekké egyesülnek a hőmozgásuk kinetikai energiája miatt.

A csillagok belsejében lezajló folyamatok tanulmányozása során kísérletet végeztek két vagy több fényelem magjának fúziójával. Ennek eredményeként ez oda vezetett, hogy az egyesülés pillanatában hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Ezzel kapcsolatban arra a következtetésre jutottak, hogy a termonukleáris fúzió állandó folyamata megy végbe a csillagok belsejében, amelyek a csillagok energia kimeríthetetlen forrásaként szolgálnak. Érdemes megjegyezni a hőmérséklet hatását is a csillagok belsejében zajló reakciókra. Rendkívül alacsony hőmérsékleten csak kétféle reakció megy végbe: "proton-protonlánc" és "szén-nitrogén ciklus". Ezen reakciók mindegyike a hidrogén héliummá alakulását eredményezi, és hatalmas mennyiségű energia szabadul fel. Magas hőmérsékleten a proton dominál - a protonlánc és a szén-hidrogén ciklus. A csillagokban végbemenő reakciók lehetővé teszik, hogy megmagyarázzuk univerzumunk elemi összetételét, amely megközelítőleg hidrogénből és héliumból áll, a többi elem bősége pedig a százalék töredéke.

A csillagok élettartama

A csillagok élettartama közvetlenül összefügg a tömegével. Ha a Nap tömegét vesszük a csillag tömegének mértékegységeként, akkor azt mondhatjuk, hogy a kétszer-háromszorosnál nagyobb tömegű csillag 15-25 millió évig fog létezni. Minél nagyobb egy csillag tömege, annál rövidebb az élettartama.

Csillagok nukleoszintézise

A csillagok nukleoszintézise a hidrogénnél  nehezebb elemek keletkezésének magreakcióinak gyűjtőfogalma a csillagok belsejében, és kis mértékben a felszínükön is.

Csillagfejlődés

A csillagfejlődés a csillagászatban  azoknak a változásoknak a sorozata, amelyeken a csillag élete során, azaz több százezer, millió vagy milliárd év alatt megy keresztül, miközben fényt és hőt sugároz. Az ilyen kolosszális időszakokban a változások meglehetősen jelentősek.

Egy csillag hideg, ritkított csillagközi gázfelhőként kezdi életét, saját gravitációja hatására összehúzódik, és fokozatosan golyó alakot ölt. Összenyomásakor a gravitációs energia hővé alakul, és a tárgy hőmérséklete nő. Amikor a középpontban a hőmérséklet eléri a 15-20 millió K -t, termonukleáris reakciók indulnak be , és a kompresszió leáll. Az objektum teljes értékű csillaggá válik. A csillagok életének első szakasza hasonló a Napéhoz – a hidrogénciklus reakciói dominálnak [7] . Ebben az állapotban marad élete nagy részében, a Hertzsprung-Russell diagram fő szekvenciáján , amíg el nem fogynak a magjában lévő üzemanyag-tartalékok. Amikor a csillag közepén lévő összes hidrogén héliummá alakul , egy héliummag képződik, és a hidrogén termonukleáris égése a perifériáján folytatódik.

Ebben az időszakban a csillag szerkezete megváltozik. Fényereje növekszik, a külső rétegek kitágulnak, a felszíni hőmérséklet csökken - a csillag vörös óriássá válik , amely a Hertzsprung-Russell diagramon ágat alkot. A csillag sokkal kevesebb időt tölt ezen az ágon, mint a fő sorozaton. Amikor a héliummag felhalmozódott tömege jelentőssé válik, nem tudja elviselni saját súlyát, és zsugorodni kezd; Ha a csillag elég nagy tömegű, az emelkedő hőmérséklet a hélium további termonukleáris átalakulását okozhatja nehezebb elemekké ( héliumból szénné  , szénből oxigénné , oxigénből szilíciummá , végül a szilíciumból vas ).

A csillagfejlődés tanulmányozása lehetetlen egyetlen csillag megfigyelésével – a csillagok sok változása túl lassan megy végbe, hogy még sok évszázad után is észrevegyék. Ezért a tudósok sok csillagot tanulmányoznak, amelyek mindegyike életciklusának egy bizonyos szakaszában van. Az elmúlt néhány évtizedben a csillagok szerkezetének számítógépes technológia segítségével történő modellezése széles körben elterjedt az asztrofizikában .

p-process

A p-folyamat egy termonukleáris reakció , amely különösen a szupernóva magjának összeomlása során megy végbe , és felelős néhány, protonban gazdag , vasnál nehezebb atommag keletkezéséért .

r-process

Az r-folyamat vagy gyors neutronbefogási folyamat az a folyamat, amikor a reakciók során a neutronok egymást követő befogásával nehezebb atommagokat képeznek könnyebb atommagokból.

A neutronbefogás mindaddig folytatódik, amíg a neutronbefogási sebesség nagyobb, mint az izotóp bomlási sebessége . Ezután az atom β − bomláson megy keresztül, és folytatódik a neutronbefogás.

rp folyamat

rp-folyamat - gyors protonok befogásának folyamata egy atommag által . Ez a nukleoszintézis egyik folyamata, amely számos, a világegyetemben megtalálható vasnál nehezebb elem előállításáért felelős . Az s- és r -folyamatokkal ellentétben az rp-folyamat protonban gazdag atommagokban megy végbe. Az rp folyamat felső határa (a reakció során nyerhető legnehezebb magok) még nem pontosan megállapítható, azonban a legújabb kutatások azt mondják, hogy a neutroncsillagokban az α-bomlás miatti lassulás miatt nem mehet tovább a tellúrnál . Ez a tény lehetővé teszi, hogy azt mondjuk, hogy az rp folyamat eredményeként létrejövő legnagyobb tömegű elem a 105 Te  - a legkönnyebb izotóp , amelynél α-bomlás figyelhető meg (bár a tellúr más, könnyebb izotópjai is ki vannak téve az α-bomlásnak ) .

s-process

Az s-folyamat vagy lassú neutronbefogási folyamat  az a folyamat, amikor a könnyebb atommagokból egymást követő neutronbefogással nehezebb atommagokat képeznek . Az s-folyamatok jellemző ideje jóval hosszabb, mint a β-bomlás periódusa , ezért vagy stabil magokat, vagy hosszú felezési idejű β - radioaktív magokat tartalmaznak . Az 56 Fe vas izotóp az s-folyamat kezdeti eleme .

A szilícium nukleáris égetése

A szilíciumégetés nagy tömegű csillagok mélyén végbemenő termonukleáris reakciók sorozata , melynek során a szilíciummagok nehezebb elemek magjaivá alakulnak. Ez a folyamat magas hőmérsékletet (4⋅10 9 K ) és sűrűséget (1⋅10 5÷6 g/cm³) igényel.

Változócsillag típusú α² Canis Hounds

Az α² Canis Hound változócsillag egyfajta forgó változócsillag . Ezek a B8p-A7p spektrumtípusú fősorozatú csillagok . Erős mágneses mezővel rendelkeznek , légkörük kémiailag sajátos – a spektrumok rendellenesen megnövelt szilícium- , stroncium- , króm- és ritkaföldfém-vonalakat tartalmaznak. Az ilyen csillagok spektrumvonalainak intenzitása a mágneses tér erősségével együtt változik. Ezeknek a változásoknak a periodikussága egybeesik mind a csillag forgási periódusával, mind a fényességváltozás periódusával, amely 0,5 és 160 nap közötti tartományban van. A fényerő változásának amplitúdója 0,01 és 0,1 magnitúdó között mozog [8] .

A változócsillagok osztályának prototípusa a Carl's Heart (α² Hounds of the Dogs) csillag, amely 0,14 m -rel változtatja fényességét 3,47 napos periódus alatt [9] . A fényes csillagok közül ebbe a típusba tartozik az Aliot (ε Ursa Major) és az Alferatz (α Andromedae).

A Változócsillagok Általános Katalógusa 4. kiadásának osztályozásában ezt a csillagtípust ACV -nek nevezik [8] .

Delta Scuti típusú változó csillag

A δ Scutihoz hasonló változócsillag egy változó csillag, amelynek fényessége drámaian megváltozik a csillag felületének radiális és nem sugárirányú pulzációi miatt.

BY Dragon típusú változók

A BY Draco típusú változók késői spektrális típusú változó fősorozatú csillagok , általában K vagy M. Ennek a csillagkategóriának a prototípusa a BY Draco . Fényességük ingadozása a forgásból adódik, mivel felületükön a naphoz hasonló , de sokkal nagyobb területet elfoglaló foltok, valamint a kromoszféra aktivitása miatt alakulnak ki. A fényesség amplitúdója általában nem haladja meg a 0,5 magnitúdót , és a jellemző ciklus időtartama megegyezik a csillag forgási periódusával (több órától több hónapig). E csillagok némelyike ​​más típusú változékonyságot mutat – például UV Ceti-változókra jellemző kitöréseket tapasztalnak ; ilyenkor ezek is ilyen típusúak. Kiváló példa egy ilyen sztárra az EV Lizards .

Változótípus RR Lyra

Az RR Lyrae változók a sugárirányban pulzáló változócsillagok egy fajtája , A-F spektrális osztályú óriások , amelyek a Hertzsprung-Russell diagram vízszintes ágán fekszenek , periódusuk 0,2-1,2 nap, fényességváltozási amplitúdója pedig 0,2 m . 2 m -re . Ezeknek a változóknak a prototípusa a Lyra RR volt .

A hagyomány szerint az RR Lyrae változókat néha rövid periódusú cefeidáknak vagy globuláris klaszterváltozóknak nevezik . A legtöbb esetben a Galaxis gömb alakú összetevőjébe tartoznak , néhány gömbhalmazban találhatók (néha nagy számban) , amelyek életkora meghaladja a 12 milliárd évet, a Galaxis csillagpopulációjának legrégebbi képviselőihez tartoznak. . Az ilyen típusú ismert csillagok száma meghaladja a 6 ezret, és ezek a változók legszámosabb altípusa.
A cefeidákhoz hasonlóan ezeknek a csillagoknak a felszíni rétegeinek maximális tágulási sebessége gyakorlatilag egybeesik fényességük maximumával. A cefeidákkal ellentétben azonban ezek idősebb csillagok és viszonylag kis tömegűek (a naptömegnek valamivel több mint fele ) . A csillagok átlagos abszolút magnitúdója  0,75 m , azaz 40-50-szer fényesebb, mint a Nap. Mind a fénygörbe alakja, mind a periódus variabilitásának esetei ismertek ( Blazhko-effektus ).
A periódus és az abszolút nagyság közötti kapcsolat jó jelöltté teszi őket a Tejútrendszeren belüli viszonylag közeli objektumok szabványos gyertyáinak . Nagyon gyakran használják gömb alakú csillaghalmazok tanulmányozására . Alacsony fényerősségük miatt nem alkalmas külső galaxisok tanulmányozására.

Az RR Lyra típusú változók három altípusra oszthatók:

Változó típusú RS Hound Dogs

Az RS Hounds of the Dog típusú változók eruptív változócsillagok . Ebbe a típusba tartoznak a H és K Ca II spektrumú emissziós bináris rendszerei , amelyek komponenseinek kromoszférikus aktivitása megnövekedett, ami fényességük kváziperiodikus ingadozását okozza a forgási periódushoz közeli periódusban , és változó amplitúdójú, általában eléri 0,2 m .

Az első, aki ezeket a változókat külön osztályba osztotta, Otto Struve 1946-ban. 1974-ben Oliver amerikai csillagász (Oliver DS) meghatározta az olyan változók vizuális jellemzőit, mint az RS Hounds, majd 1976-ban Hull (Hall) amerikai csillagász ezek alapján öt csoportra osztotta ezeket a rendszereket. [11] :

A Canis RS-típusú változók fénygörbéje kvázi-periodikus szerkezetet mutat. A görbén fennsíkok vannak. 1979-ben Eaton és Hull amerikai csillagászok javasolták a legegyszerűbb mechanizmust a fennsík kialakulásához - "csillagfoltok", azaz hideg nagy területek a csillagok felszínén, a napfoltokhoz hasonlóan . Hasonló foltokat mára sok csillagban észleltek indirekt módszerekkel [12] .

A kromoszférikus aktivitást Ca II H és K spektrumvonalak jelenléte , valamint a Balmer vagy Hα sorozatok mutatják ki. A Nappal analógia alapján feltételezhetjük, hogy ez a tevékenység erős mágneses mezőkkel és foltokkal van összefüggésben a csillag felszínén.

Egyes változók, például az RS Hounds röntgen- és rádiósugárzás forrásai. A rádiósugárzás nem kapcsolódik a felületi hőmérséklethez, és erős mágneses mezők indikátoraként szolgálhat. Röntgensugárzás L x >> 10 24 watt. Az ilyen erős sugárzás a Nappal analógia alapján egy nagyon forró korona bizonyítékaként értelmezhető : T ~ 10 7 K.

Változó típusú W Virgo

A W Virgo típusú változók a Galaxis korongjának gömb- vagy régi komponensének pulzáló változói, körülbelül 0,8-35 napos periódusokkal és 0,3-1,2 m- es amplitúdókkal . Egy periódus-fényesség-függés jellemzi őket, amely különbözik a δ Cephei típusú változók hasonló függésétől . Ugyanebben az időszakban a Virgo W-típusú változói 0,7-2 méterrel gyengébbek, mint a Cepheus-féle δ-típusú változók. A Virgo W-típusú változók fénygörbéi eltérnek a megfelelő periódusú kefeidák fénygörbéitől akár amplitúdójukban, akár a leszálló ágon lévő púpok jelenlétében, amelyek néha széles lapos maximummá nőnek. Régi gömbhalmazokban és magas galaktikus szélességeken találhatók meg. Altípusokra oszthatók:

Hagyományosan a Virgo W típusú változókat gyakran cefeidáknak is nevezik, mivel gyakran (3 naptól 10 napig terjedő időszakokban) lehetetlen megkülönböztetni az ilyen típusú változókat egymástól a fénygörbe alakja alapján. A valóságban azonban ezek teljesen különböző objektumok, amelyek az evolúció különböző szakaszaiban vannak . A W Virgo típusú változók a csillagok második generációjához (II. populáció) tartoznak, vagyis az első generációs csillagok anyagából jelentek meg, és meglehetősen alacsony fémességgel rendelkeznek . Az egyik lényeges spektrális különbség a Virgo W típusú csillagok és a kefeidák között, hogy az előbbiek spektrumában egy bizonyos fázistartományban a hidrogénvonalakban emisszió figyelhető meg, míg a cefeidák spektrumában a Ca II H ill. K sorok. E tulajdonságok alábecsülése miatt Edwin Hubble helytelenül alkalmazta a klasszikus kefeidák képleteit, hogy megbecsülje az Androméda-köd távolságát , ezáltal alábecsülve azt.

Ezeknek a változóknak a prototípusa a Virgo's W .

Alpha Cygnus típusú változó

Az Alpha Cygni típusú változók a kifejezett, nem sugárirányú pulzációval rendelkező változócsillagok osztályába tartoznak . Ezek a csillagok B vagy A spektrális osztályú szuperóriások . A fényesség változása 0,1 magnitúdó (10%-os fényesség) nagyságrendű, az időszakok több naptól több hétig terjednek. Ezek az eltérések gyakran szabálytalannak tűnnek az ütemek , azaz a sok lüktetés egymásra épülése és szoros periódusok miatt.

Ennek a csillagosztálynak a prototípusa a Deneb (alpha Cygnus) volt, amelynek fényessége a +1,21 m és +1,29 m közötti tartományban mozog .

Fotometriai rendszer u'g'r'i'z'

Az u'g'r'i'z' fotometriai rendszer egy csillagászati ​​szélessávú ötszínű fotometriai rendszer . Az SDSS katalógushoz fejlesztették ki . 2009 végén csak az északi féltekére vonatkoznak a fotometriai szabványok .

UBV fotometriai rendszer

Az UBV rendszer ( Johnson rendszer vagy Johnson-Morgan rendszer ) a legszélesebb körben használt szélessávú fotometriai rendszer . Harold L. Johnson és William W. Morgan amerikai csillagászok fejlesztették ki az 1950-es években a csillagok színük alapján történő osztályozására [13] .

Ebben a rendszerben a csillagok magnitúdóit a spektrum három széles sávjában mérik, ezek az úgynevezett U (ultraibolya - ultraibolya ), B (kék - kék) és V (vizuális - vizuális). Ezeknek a sávoknak a maximális érzékenysége 350, 430 és 550 nm hullámhosszon van . A színek a spektrum kék részéből azért kerültek kiválasztásra, mert az akkori fotófilmek a spektrum ezen tartományában voltak a legérzékenyebbek. A magnitúdókat úgy határozzuk meg, hogy az A0 V spektrumtípusú csillagok csillagközi vörösödése nélkül mindhárom magnitúdó egyenlő egymással. Így az ilyen csillagok esetében a B-V és UB színindexek - a csillagok magnitúdóinak különbsége a különböző sávokban - egyenlők nullával [14] .

A színindexek (UB) és (BV) segítségével meghatározhatók egyes csillagok vagy csoportjaik fizikai tulajdonságai. A különbség (BV) a leggyakrabban használt, B és V, nagyon leegyszerűsítve, a fényképi és vizuális nagyságnak felel meg. A színindex (BV) azért kényelmes, mert a legtöbb csillag esetében viszonylag gyorsan és egyszerűen mérhető, miközben jó mutatója marad a spektrális típusnak . Ez a szín-nagyság diagram ( Hertzsprung-Russell diagram ) felépítéséhez használt változók egyike . A módszer lehetőségeinek bővítése érdekében 1965 -ben  Johnson több további sáv használatát javasolta a spektrum infravörös részén (0,7-10,2 mikron ). R, I, J, H, K, L, M és N nevet kaptak.

Az UBV rendszernek számos hátránya van. Az U- szűrő rövid hullámhosszának levágását elsősorban a föld légköre határozza meg , nem pedig maga a szűrő. Így a megfigyelt értékek a magassággal és a változó légköri feltételekkel változhatnak. Ennek ellenére számos mérést végeztek ebben a rendszerben, köztük sok fényes csillagot is. [15] .

Chandra X-ray Orbital Observatory

A Chandra Space X-ray Observatory (Chandra Space Telescope) egy űrobszervatórium, amelyet a NASA 1999. július 23-án indított el ( a Columbia űrsikló segítségével), hogy az űrt a röntgensugár-tartományban tárja fel . Nevét az indiai származású amerikai fizikusról és asztrofizikusról, Chandrasekharról kapta, aki 1937 - től 1995 -ben bekövetkezett haláláig a Chicagói Egyetemen tanított , és főként a fehér törpékről volt ismert .

A Chandra a harmadik a NASA által a 20. század végén és a 21. század elején indított négy obszervatórium közül . Az első a Hubble teleszkóp volt , a második a Compton , a negyedik pedig a Spitzer .

Az obszervatóriumot a NASA 1976-ban tervezte és javasolta Riccardo Giacconi és Harvey Tananbaum az akkor elindított HEAO-2 (Einstein) obszervatórium továbbfejlesztéseként. 1992-ben a finanszírozás csökkenése miatt az obszervatórium kialakítása jelentősen megváltozott - a tervezett 12 röntgentükörből 4-et és a tervezett 6 fókuszműszerből 2-t eltávolítottak.

Az AXAF/Chandra felszálló tömege 22 753 kg volt, ami az űrrepülőgép űrrepülőgép által az űrbe valaha kibocsátott tömegének abszolút rekordja . A Chandra komplexum fő tömege egy rakéta volt, amely lehetővé tette egy műhold pályára állítását, amelynek apogeusa a Hold távolságának körülbelül egyharmada.

Az állomást 5 éves üzemidőre tervezték, de 2001. szeptember 4-én a NASA a munka kiemelkedő eredményeinek köszönhetően 10 évvel meghosszabbítja az üzemidőt.

ATLAST

Az Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope (ATLAST) egy olyan űrteleszkóp , amelyet ultraibolya, látható és közeli infravörös tartományban (110–2400 nm) történő működésre terveztek.

Jegyzetek

  1. ↑ GS Bisnovatyi-Kogan, Stellar Physics (Springer-Verlag: Berlin 2002)
  2. ↑ Egy szobahőmérsékletű csillag a tudósok új felfedezése . Letöltve: 2017. november 8. Az eredetiből archiválva : 2017. november 9..
  3. ↑ Brainerd, Jerome James röntgenfelvételei a Stellar Coronasból . The Astrophysics Spectator (2005. július 6.). Hozzáférés dátuma: 2012. október 7. Az eredetiből archiválva : 2012. július 2.  (Angol)
  4. ↑ Burgin M.S. Heliosphere az astronet.ru oldalon . Asztronet . Letöltve: 2012. október 7. Az eredetiből archiválva : 2013. február 9..  (Orosz)
  5. ↑ Castor, J.; McCray, R. és Weaver, R. Interstellar Bubbles // Astrophys. J. (Levelek). - 1975. - T. 200 . - S. L107-L110 . - doi : 10.1086/181908 . - .
  6. ↑ Tomisaka K., Habe A., Ikeuchi S. Szupernóvák szekvenciális robbanásai OB asszociációban és szuperbuborék kialakulása   // Astrophysics and Space Science. - Springer , 1981. - 1. évf. 78 , sz. 2 . - P. 273-285 . - doi : 10.1007/BF00648941 . — Iránykód .
  7. ↑ Az univerzum szerkezete és fejlődése . Fizikai Intézet. Kirensky SB RAS . Letöltve: 2012. október 6. Az eredetiből archiválva : 2009. március 22..
  8. ↑ 1 2 GAISH . GCVS variabilitási típusok  . — A változócsillagok osztályozása a GCVS szerint . Letöltve: 2008. szeptember 9. Az eredetiből archiválva : 2012. március 18..
  9. ↑ GAISH . GCVS lekérdezés eredménye az alf 2 CVn  számára . Letöltve: 2008. szeptember 9. Az eredetiből archiválva : 2012. március 18..
  10. ↑ Egy új nagy amplitúdójú Delta Scuti csillag a beszkennelt moszkvai archív lemezeken . Asztronet . Letöltve: 2012. október 6. Az eredetiből archiválva : 2011. július 7..
  11. ↑ Berdyugina 2.4 RS CVn csillagok Archivált 2012. február 12. a Wayback Machine -nél
  12. ↑ Animáció archiválva 2012. február 11-én a Wayback Machine -nél , az XY Ursa Major és a V361 Lyra szpotjaival
  13. ↑ Johnson, HL; Morgan, WW (1953), Alapvető csillagfotometria spektrális típusú standardokhoz a Yerkes spektrális atlasz felülvizsgált rendszerén , The Astrophysical Journal, vol. 117. o. 313-352_  _
  14. ↑ Mironov, A.V. PRECÍZIÓS FOTOMETRIA. . Asztronet (1997). Az eredetiből archiválva : 2012. november 9.
  15. ↑ Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I. és Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars , Sky & Telescope, vol. 30. o. 21  (angol)

Irodalom

Linkek