А   Б  В  Г  Д  Е  Є  Ж  З  І  Ї  Й  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Щ  Ю  Я 


Крива - блиск

Крива блиску дає значення зоряної величини зірки в будь-який момент.

Спочатку крива блиску визначається взаємодією йде ударної хвилі з довколишньою матерією, а після закінчення приблизно чотирьох тижнів після вибуху - радіоактивними розпадами утворених під час вибуху ізотопів.

ЗДЗ будують криву блиску (залежність блиску від фази періоду) - і знаходять по ній Р, Т, е, t, зі і радіуси компонентів в одиницях великої півосі. 
Криві зміни яскравості нових зірок типу U Близнюків. На рис. 85 представлена крива блиску для таких зірок.

Розподіл швидкості по лагранжевой координаті в процесі вуглецевої спалаху, що закінчується повним розльотом зірки. Цифри у кривих відповідають наступним моментам часу. /- 6510 - 3с, 2 - 496с, 3 - 988с, 4 - 1 + 127с, 5 - 1226 с, 6 - 1335с, 7 - 1590с, 8 - 1646с. 5 - 1901 з, 10 - 1968 с, //- 1975с, 12. Як виявилося, інтерпретація кривих блиску і особливостей спектрів наднових найкращим чином можлива в рамках наступних припущень.

Якість плівок на основі досліджених церезинов. Для порівняння на малюнку приведена крива блиску ля сирого монтанвоска вітчизняного виробництва.

Схема до пояснення закону плоских перетинів. I типу характеризуються майже повною тотожністю кривих блиску. Підйом до максимуму блиску відбувається протягом песко.

Крива блиску нової зірки, яка спалахнула в сузір'ї Орла в 1918 р Відомий блиск її в момент максимуму був лише трохи менше, ніж у Сіріуса - найяскравішої. Зміна випромінювання зірки з часом характеризують так званої кривої блиску.

Перетримати фотографія туманності в забороненої лінії іона кисню OIII (північ угорі. Дані спостережень наднових 1054 дійсно добре узгоджуються з кривими блиску наднових зірок II типу. В процесі спалаху сіерхновой зірки II типу речовина викидається зі швидкістю 5000 - 15000 км /с і кинетич.

Відзначено, що випромінювання високотемпературної області через фронту ударної хвилі слабо впливає на горби на кривих блиску в синіх і жовтих променях. Їх величина для слабкої ударної хвилі визначається в основному вільний стиснення, що рухається за ударним фройтом.

Місяця і планет, пов'язані зі зміною виду небесного тіла, освітленого Сонцем (у Місяця пск-які фази мають свої назви: молодик, перша чверть, повний місяць, остання чверть), фази в кривих блиску неременних зірок або кривих променевих швидкостей спектрально-подвійних зірок; 3) фаз.

Цефея ця амплітуда дорівнює 39 км /сек. Криві блиску і криві променевих швидкостей дуже схожі один на одного.

Показана огинає рентгенівської кривої блиску Her X-1 що охоплює повний 35-денний цикл. У тій частині кривої блиску, яка представлена переривчастою лінією, спостереження були неможливі.

Криві зміни яскравості нових зірок типу U Близнюків. можна вказати ще на так звані карликові нові зірки типу U Близнюків, що повторюють свої слабкі спалахи - звезднЛ чхання - через один-два тижні. На рис. 130 представлена крива блиску для таких зірок.

Щороку приносить Хабблу відкриття наднових. Для неї Бааде будує криву блиску, а Х'ю-масон вивчає спектр.

Наднова в іншій галактиці має досить великим блиском для того, щоб бути помітною протягом декількох місяців. За цей час і отримують її криву блиску, а також фотографії спектра зірки. До 1965 р виявлено понад сотню спалахів наднових, але лише частина з них була охоплена спостереженнями більш-менш повно. Зауважимо, до речі, що, зіставивши дані про кількість помічених спалахів із загальним числом галактик, що піддавалися дослідженню, можна оцінити частоту спалахів.

Типові криві волосінь наднових зірок 1а і 1Ь типів. По осі абсцис відкладено час, по осі ор - Лінате - різниця ДВ В - - Віакс наїзні величин в смузі В. Обидві величини відраховуються від максимуму блиску. | Крива блиску наднової зірки SN1987A в Великій Магеллановій Хмарі, По осі абсцис відкладено час, відраховані від моменту реєстрації нейтринної спалаху від цієї зірки. По осі ординат відкладена та ж величина, що і на 1. Великій Магеллановій Хмарі (БМО), має криву блиску (рис. 3), відмінну від зазначених вище форм, і є представником нового підтипу.

Радіоактивна модель кривої блиску через розпад S6Ni - S6Co - - 56Fe вимагає виробництва великої кількості S6Ni в викинутому речовині. Таке виробництво має місце як в дефлаграціонним, так і в детонаційної моделі, хоча останні описують криву блиску дещо гірше.

Вирішення цього завдання дозволяє визначити хімічний. склад, структуру атмосфери, ефективну температуру зірок, величину міжзоряного почервоніння (див. Міжзоряне погліщенш]і ін. Побудова кривих зміни з часом потоку випромінювання (кривих блиску) змінних зірок, галактик, квазарів та ін. Аналіз цих кривих дозволяє розкрити фіз.

Розподіл температури вздовж ейлеровой координати, відповідне різних моментів часу руху сильної ударної хвилі в протяжної оболонці зірки - надгіганта. заштрихованная область - прогрееная зона (теплова хвиля, що утворюється перед фронтом ударної хвилі. Як виявилося, єдиним індикатором існування хвиль охолодження в оболонках наднових є сталість у часі колірної температури. У свою чергу температура Г2 і болометрична зоряна величина дуже сильно залежать від хімічного складу. Тому детальні дослідження кривих блиску наднових і показників їх кольору протягом десятків днів спільно з залученням теорії хвиль охолодження дають можливість оцінювати маси оболонок, встановлювати їх хімічний склад, а за особливостями кривих блиску і закон розподілу щільності в оболонці.

У наднових, що відносяться до I типу, блиск зменшується без будь-яких коливань, монотонно, і падіння блиску займає досить великий час. За рік після спалаху блиск зірки слабшає в кілька сотень разів. У всіх зірок цього типу криві блиску майже в точності збігаються, тоді як нові зірки дуже сильно відрізняються один від одного по деталях кривої блиску. Наднові II типу характеризуються великою різноманітністю кривих блиску і швидким падінням блиску через приблизно сто днів після максимуму.

Він звернув увагу на те, що знімки туманності Андромеди на великих рефлекторах робилися досить рідко, не частіше кількох разів на місяць. Тому для оцінки зірки в максимумі криві блиску зазвичай доводилося кілька екстраполювати, враховуючи швидкість падіння блиску, певну тоді, коли від максимуму зірка була вже далека. Але яскраві нові зірки в нашій Галактиці значно швидше слабшали відразу ж після максимуму і лише потім швидкість падіння їх блиску зменшувалася. Якщо все це врахувати, нові в туманності Андромеди і Галактиці, як нібито повинні стати однаковими.

Поряд з регулярно пульсуючими зірками є різні типи зірок, що показують нерегулярну змінність. Явища нерегулярності, пов'язані з мінливістю кривих блиску, спостерігаються і у зірок типу RV Тельця, є гігантами, дещо менш червоними, ніж міріди, в яких починають виявлятися ефекти ударних хвиль. Нерегулярні змінності, що виникли у деяких типів зірок, мабуть, є проявами таких неустойчивостей, які здатні привести до часткової хаотизации поведінки зірки як динамічної системи.

Об'єкти, у яких брало ra te r, є вемагн. На користь такої моделі хитається диполя свідчить також кореляція світності і зміщення кривих блиску по фазі. При досить великій швидкості акреції білий карлик обертається не зовсім синхронно, роблячи один оборот щодо супутника за неси.

Ще в 1922 році разом з Лундмарк він досліджує чудову наднову Z Центавра в галактиці NGG 5253L Правда, тоді глибокі відмінності між звичайною нової і найновішої ще не були відомі і автори роботи іменували її просто нової. Зірка спалахнула вже давно, в 1895 р, і Хаббл і Лундмарк збирають дані і будують її криву блиску. Z Центавра була найяскравішою наднової після знаменитої наднової 1885 року в туманності Андромеди, вона досягала сьомої зоряної величини (а зараз ми б додали - і після наднової 1987 року в Великій Магеллановій Хмарі) і світила в сотню разів яскравіше своєї батьківської галактики, що складається із сотень мільйонів зірок. Правда, галактика NGC 5253 аж ніяк не належить до скільки-небудь великим.

Як виявилося, єдиним індикатором існування хвиль охолодження в оболонках наднових є сталість у часі колірної температури. У свою чергу температура Г2 і болометрична зоряна величина дуже сильно залежать від хімічного складу. Тому детальні дослідження кривих блиску наднових і показників їх кольору на Упродовж десятків днів спільно з залученням теорії хвиль охолодження дають можливість оцінювати маси оболонок, встановлювати їх хімічний склад, а за особливостями кривих блиску і закон розподілу щільності в оболонці.

Наднова зірка в іншій галактиці може спостерігатися тільки на перших етапах спалаху, коли блиск зірки досить великий і помітно позначається на загальній світності цієї галактики. Систематичні пошуки наднових в інших галактиках виробляються вже понад тридцяти років шляхом періодичного фотографування великих груп галактик. Якщо при порівнянні фотографій однієї і тієї ж області неба виявляють, що яскравість якої-небудь з галактик збільшилася (це помічають по сильнішого почорніння негативу у відповідному місці), то починають стежити за зміною яскравості цієї галактики і таким шляхом отримують криву блиску наднової зірки. Зрозуміло, що при цьому способі спостережень важко захопити не тільки короткочасний пров йод збільшення блиску зірки, а й момент її максимального блиску.

Наднові поділяють на два типи, що розрізняються в основному по виду їх оптичних спектрів. Властивості всіх наднових /типу дуже схожі. Їх спектри еволюціонують цілком певним чином, причому в них немає ліній водню. Форма їх кривих блиску практично однакова: швидке, приблизно за тиждень, збільшення блиску до максимального значення, потім зменшення блиску приблизно на Зт за 25 діб і, нарешті, більш повільне експоненціальне зменшення блиску зі швидкістю близько т за 70 діб.

Картина еволюції спектра наднових II типу не притаманні такі ознаки. Взагалі кажучи, до цього типу відносять всі об'єкти, які не належать до I типу. В їх спектрах присутні сильні лінії водню, причому лінія На видна в випромінюванні. Вид їх кривих блиску не має загальних особливостей. Зазвичай їх блиск після досягнення максимуму зменшується не так швидко, як у наднових I типу, але часто в довгому експоненційному хвості кривої блиску спостерігають різкий завал.

У наднових, що відносяться до I типу, блиск зменшується без будь-яких коливань, монотонно, і падіння блиску займає досить великий час. За рік після спалаху блиск зірки слабшає в кілька сотень разів. У всіх зірок цього типу криві блиску майже в точності збігаються, тоді як нові зірки дуже сильно відрізняються один від одного по деталях кривої блиску. Наднові II типу характеризуються великою різноманітністю кривих блиску і швидким падінням блиску через приблизно сто днів після максимуму.

При малих а початкова магнітне поле є занадто слабким для того, щоб викликати помітне радіальне рух в оболонці. Згодом в процесі обертання зірки відбувається намотування магнітних силових ліній на ядро, в результаті чого зростає напруженість магнітного поля і посилюється магнітогідродинамічним взаємодія. Процес виявляється як би затягнутим у часі в 1 /а раз. Порівняно повільне виділення енергії в варіантах з малими а добре відповідає вимогам, що випливають з спостережень кривих блиску наднових.

Знімки Нової Орла 1918 в різні роки, за якими видно збільшення розмірів оболонки. На знімках 1933 і 1940 рр. помітно освіту, що є згустком газу на кінці осі. Випромінювання зірки (або, як кажуть, її блиск) на цьому малюнку вказано в дуже широко вживаних в астрономії умовних одиницях - зоряних величинах. В основу визначення зоряної величини кладеться така умова: зростання блиску зірки в 100 разів відповідає зменшенню на 5 її зоряної величини. Значить, зміна блиску на одну зоряну величину є його зміна в уюО 2512 рази. Така система одиниць склалася ще в давнину і загальноприйнята серед спостерігачів зірок, оскільки порівнювати блиск двох зірок в зоряних величинах набагато легше, ніж якби він висловлювався в енергетичних одиницях. Для нас же зручність такої системи полягає в можливості більш компактного зображення кривих блиску.

З я Про из Не) рас покладено на кордоні виродженого ядра. Маса С-О - ядра поступово збільшується завдяки поступленію1 в нього продуктів горіння з шарового джерела. Наближення маси С-О - ядра до пре-справі Чандрасекара супроводжується різким увеляче - HUCii щільності в центрі ядра, що призводить до сильного релятивістському виродження електронного газу. Та-кою зростання виродженого ядра характерний для еволюції зірки з масою 4 - 8 Мо на гл. Зрештою в ядрі створюються умови для зажпга-ня вуглецю. Оскільки підвищення темп-ри в силь-но виродженим речовині практично не призводить до збільшення тиску, то горіння вуглецю роз-ється при пост, щільності в набуває вибуховий характер: порушується гідростатично рівноважний ре-жим горіння, відбуваються термоядерний вибух С-0-отрута- pa зірки. Останній відіграє важливу роль у формуванні кривих блиску С. Термоядерний вибух виродженого С-О - ядра призводить до часткового або повного згорання вуглецю. При цьому відбувається повний розліт С-О - ядра з кіпетіч.

У доповіді говорилося, що єдиним вказівкою на існування зірок в туманності Андромеди поки служили лише нові, а в туманності Трикутника - три змінні зірки, відкриті Дунканом. Однак на хороших знімках з великими телескопами зовнішні частини обох об'єктів явно розкладалися на безліч зоряних зображень. Блінкованіе пластинок, а їх накопичилося вже близько двох сотень, привело до виявлення значної частини змінних. Після газетної публікації Хаббл продовжував наполегливо працювати, і до кінця 1924 року в М 31 були знайдені вже 36 змінних, а також 46 нових, включаючи і ті 22 які до нього виявили інші спостерігачі на Маунт Вілсон. Для 22 зірок М 33 що опинилися цефеидами, були побудовані криві блиску. Багато, ще недосліджені змінні, ймовірно, також належали до цього типу.

Ці /3-цефеїди - найгарячіші з відомих змінних зірок, їх ефективні температури Teff складають від 20000 до 25000 К, а періоди коливань блиску - всього кілька годин. Теорія цих зірок досі перебуває в дуже незадовільному стані, особливо щодо механізму, що викликає їх змінність. Власне кажучи, навіть точна природа їх коливань ще не відома з усією визначеністю. Криві променевих швидкостей деяких змінних типу 0 Цефея дуже складні і їх не завжди можна витлумачити просто радіальними пульсаціями. Крім того, через високу температуру на поверхні можга але виключити порушення пульсацій в цих зірках за рахунок звичайних механізмів іонізації в оболонці, якими, очевидно, пояснюється нестійкість більш холодних змінних. Згадаємо в цьому зв'язку фазовий співвідношення між кривими блиску і променевої швидкості, з якого при, найпростішому тлумаченні слід, що у /3-цефеїд запізнювання максимуму світності щодо мінімуму радіусу практично відсутня.