Расширенный поиск  

Новости:

Для тем, посвященных экранизации "Отблесков Этерны", создан отдельный раздел - http://forum.kamsha.ru/index.php?board=56.0

Автор Тема: Космос  (Прочитано 13174 раз)

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #135 : 27 Дек, 2020, 12:21:16 »

Проксима. Вспыхивающий красный карлик класса М5, массой 12% солнечной, светимостью 0,005% солнечной, умеющий при вспышках  повышать светимость почти на три порядка.
Планета на расстоянии 0,05 астрономической единицы, в приливном захвате (постоянно обращена к звезде одной стороной), с инсоляцией 65% земной, без магнитного поля и атмосферы (какая уж атмосфера при такой колоссальной активности звезды и без магнитного поля?)
Ну-ну... Техносигнатуры им подавай.
« Последнее редактирование: 27 Дек, 2020, 12:28:34 от фок Гюнце »
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #136 : 27 Дек, 2020, 13:34:26 »

Кстати, об обитаемости планет и поисках внеземной жизни.

Проведенное недавно моделирование показало, что в аккреционных дисках вокруг центральных сверхмассивных черных дыр галактик (при условии, что диски не очень велики - не квазары и не блазары, то есть, при не очень высокой активности ядра галактики) могут формироваться планеты.
При этом формирование происходит достаточно медленно, поскольку диск не слишком плотный: в плотном диске за счет трения развивается такая температура, что ни о каком планетообразовании не может быть и речи; мы же помним, что в дисках квазаров температура может достигать не только миллионов, но и миллиардов градусов. Зато масса планетной системы у сверхмассивной черной дыры может оказаться достаточно большой, не чета планетным системам звезд.
Кстати, учитывая, что во внутренней области такого аккреционного диска температура достаточно велика, условия на планетах могут оказаться вполне сравнимыми с условиями на холодных экзопланетах звезд. Планетообразование в аккреционном диске возможно за и около снеговой линии (области, ближе которой невозможна конденсация летучих веществ из-за высокой температуры), так что теоретически на таких планетах может появляться и жидкая вода, и прочие условия для формирования жизни.
Так что при желании, можно сделать вывод, что для существования жизни звезда не слишком нужна.

Фантастам на заметку - можно проявить фантазию и представить себе условия жизни и цивилизацию на такой планете.

Но потом, увы, красивую идею схватили за заднюю ногу и принялись бить безобразными фактами. Сиречь, призадумались и посчитали. Планеты формироваться могут. Температура подходящей для жизни быть может. Вода обнаружиться на планете может. Но есть одна проблема...
Черные дыры вращаются. А значит, им свойственна суперрадиация - при облучении мягкими фотонами в направлении, близком к касательной к эргосфере (область вокруг вращающейся черной дыры, в которой пространство закручивается настолько, что ни один объект не может находиться в покое), на выходе из эргосферы получаем жесткое излучение, причем фотоны приобретают дополнительную энергию за счет вращения черной дыры.
Подсчеты показывают, что сформированная около черной дыры планета будет периодически подвергаться обусловленному суперрадиацией жесткому ультрафиолетовому и рентгеновскому облучению, причем, вероятность того, что интенсивность облучения за длительный период окажется достаточной для разрушения ее атмосферы, оказывается  весьма значительной.



Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

prokhozhyj

  • Естествоиспытатель
  • Хранитель
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 7722
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 13964
  • Без звериной серьёзности.
    • Просмотр профиля
    • Заметки на обочине
Re: Космос
« Ответ #137 : 27 Дек, 2020, 17:21:29 »

Записан
Я повидал морское дно,
Оно печально и темно,
И по нему, объят тоской,
Лишь таракан ползёт морской...

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #138 : 27 Дек, 2020, 17:46:23 »

Когда в XVIII веке наблюдать затмение Солнца плавали на дикие острова Тихого океана целыми экспедициями ВМФ - никто не удивлялся. :)

Кстати, когда нынче для наблюдений на недели ездят в какие-нибудь дикие высокогорные сухие пустыни в Чили - тоже. А там даже выпить с горя не дают.

А кто такие серпоклювы?
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

prokhozhyj

  • Естествоиспытатель
  • Хранитель
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 7722
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 13964
  • Без звериной серьёзности.
    • Просмотр профиля
    • Заметки на обочине
Re: Космос
« Ответ #139 : 27 Дек, 2020, 18:04:23 »

Записан
Я повидал морское дно,
Оно печально и темно,
И по нему, объят тоской,
Лишь таракан ползёт морской...

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #140 : 27 Дек, 2020, 18:11:29 »

Какие интересные... куда интереснее срединения... еще и плавают.

Кстати, всем желающим: куда интереснее будет 17 июня 7541 года - тогда в соединении произойдет покрытие Сатурна Юпитером. Вот что я всем советую (и желаю!) увидеть!
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #141 : 27 Дек, 2020, 18:20:11 »

Кстати - о соединениях и вообще, о конфигурациях.

Исторически, в наблюдательной астрономии конфигурациями назывались видимые взаимные положения небесных тел (в основном, планет и Солнца).
При этом внутренние планеты, орбиты которых находятся внутри земной орбиты (находящиеся ближе к Солнцу, чем Земля) и внешние, более уделенные от Солнца, чем Земля) планеты имеют различные конфигурации.

Конфигурации внутренних (нижних) планет суть элонгации. Вообще-то, элонгацией для любого момента времени называется угловое расстояние между планетой и Солнцем.
Восточной (вечерней) элонгацией называется положение планеты, при котором она находится к востоку от Солнца. В восточной элонгации планета следует по небу за Солнцем, в течение дня теряется в его лучах и видна лишь на закате - когда Солнце уже скрывается или скрылось за горизонтом.
Западной (утренней) элонгацией называется положение планеты, при котором она находится к западу от Солнца. При этом она в своем движении по небосводу предшествует Солнцу и видна лишь на рассвете.
Венеру в западной элонгации древние греки именовали Эосфор (римляне - Люцифер), в восточной - Геспер.
Максимальная элонгация - наибольшее расстояние между солнцем и планетой в ее орбитальном движении. В момент наибольшей элонгации нижняя планета наблюдается лучше всего. Для Меркурия наибольшая элонгация равняется примерно 28 градусам, для Венеры - 47.
Конфигурации с нулевой элонгацией именуются соединениями. В момент соединения планета и Солнце имеют одинаковое прямое восхождение (о небксных координатах нужен отдельный разговор).  Строго говоря, соединение, то есть, конфигурация с равными прямыми восхождениями, может определяться не только для планеты с Cолнцем, но и для двух планет; к примеру, можно говорить о соединении Венеры и Меркурия.
Верхнее соединение планеты с Солнцем - конфигурация, в которой Солнце находится между планетой и Землей. Планета, разумеется, в этот момент ненаблюдаема.
Нижнее соединение планеты с Солнцем - конфигурация, в которой планета находится между Солнцем и Землей. Если в нижнем соединении планета и Солнце имеют равные или близкие склонения, мы наблюдаем прохождение планеты по диску Солнца.

У внешних (верхних) планет, а также Луны, характерные конфигурации иные, потому что их видимый путь по небу полностью охватывает весь небосвод.
Соединение (аналог верхнего соединения внутренних планет) - конфигурация, в которой верхняя планета и Солнце имеют одинаковые прямые восхождения. Планета скрыта за Солнцем. Аналогично можно рассматривать соединение двух планет.
Противостояние - конфигурация, в которой прямые восхождения планеты и Солнца различаются на 180 градусов. Дальний аналог нижнего соединения внутренних планет. В противостоянии верхняя планета находится ближе всего к Земле и находится в максимальном попятном движении (поскольку угловая скорость обращения Земли выше, чем у внешней планеты, в это время кажется, что планета идет по небу с востока на запад, в обратном направлении по сравнению с нормальным, "прямым" движением).
Квадратуры - конфигурации, в которых угол между планетой и Солнцем составляет девяносто градусов (строго говоря - в которых их прямые восхождения отличаются на 90°). Подобно элонгациям нижних планет, различаются восточная квадратура (планета находится к востоку от Солнца, Луна - в первой четверти) и западная квадратура (соответственно, планета находится к западу от Солнца, Луна - в последней четверти).

Соединения и противостояния объединяются вместе термином сизигия, под которым подразумевается в данном случае нахождение трех тел приблизительно на одной прямой.
А еще соединение небесных тел иногда именуется их конъюнкцией, противостояние - оппозицией.

Квадратуры планет представляют интерес только для астрологии, а вот квадратуры Луны, как и ее сизигии, весьма интересны для мореплавания. Дело в том, что в лунной сизигии приливы являются наибольшими, а в квадратуре - наименьшими. Морская история учит тому, что незнание этого обстоятельства может привести к неприятным, а то и трагическим последствиям.

Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #142 : 27 Дек, 2020, 18:27:01 »

И о небесных координатах.

Систем указания положения точки на небе несколько. Основная проблема установления таких систем заключается в том, что на небе нет неизменных ориентиров, и любая избранная точка, которую можно использовать для отсчета, с течением времени смещается как относительно данной точки на Земле, так и относительно иных точек, которые можно было бы выбрать.
Поэтому в астрономии вводится понятие эпохи - момента времени, относительно которого определялись начальные точки системы координат. Мы живем в эпоху J2000.0, соответствующую моменту времени 11ч. 58мин. 55,816сек. 1 января 2000 года по всемирному координированному времени - именно на этот момент определены начала отсчета систем астрономических координат.

Самая распространенная система координат (экваториальная) выглядит так:
1. Берется точка, в которой эклиптика (видимый путь Солнца на небе) пересекала небесный меридиан в 11ч. 58мин. 55,816сек. 1 января 2000 года по всемирному координированному времени. Эта точка небесной сферы именуется точкой весеннего равноденствия эпохи J2000.0. От этой точки в восточном направлении отсчитывается угол до круга склонения наблюдаемого объекта (круг склонения наблюдаемого объекта - это большой круг небесной сферы, проходящий через полюс и наблюдаемый объект). При этом угол может отсчитываться в градусах (один градус равен 1/360 полного круга) или в часах (один час равен 1/24 полного круга или 15 градусов). Отсчет в часах удобен тем, что объект за 60 минут смещается по этой координате именно на угловой час.
Указанный угол между точкой весеннего равноденствия текущей эпохи и кругом склонения наблюдаемого объекта называется его прямым восхождением (R. A. - right ascension) и является одной из координат точки на небесной сфере. Условно говоря, это азимут объекта от точки весеннего равноденствия нашей эпохи.
Второй координатой является склонение (declination, dec., δ ) - угол на круге склонения объекта между ним и небесным экватором. Если прямое восхождение всегда отсчитывается на восток от точки весеннего равнодействия эпохи и имеет значение от 0 до 24 часов или 360 градусов, то склонение отсчитывается в обе стороны от экватора, так что оно может изменяться от нуля до +90 градусов для объектов, находящихся севернее небесного экватора, или от -90 градусов до нуля для объектов, находящихся южнее небесного экватора. Разумеется, если склонение объекта 0, он находится на экваторе, если +90 - на северном полюсе мира, а -90 - на южном полюсе мира. То есть, условно говоря, склонение - это высота объекта над горизонтом, если смотреть на объект с экватора (точнее, с того экватора, который был в момент начала эпохи, в 11ч. 58мин. 55,816сек. 1 января 2000 года по всемирному координированному времени).
Следует обратить внимание, что по понятным причинам склонение в норме отсчитывается в градусах, а не в часах, и должно указываться обязательно со своим знаком (плюс или минус).
Примеры указания координат объекта выглядят так:
Сириус - R.A. 06ч 45м 08,9173с, dec. -16° 42′ 58,017″
Эта Киля - R.A. 10ч 45м 03,591с, dec.-59° 41′ 04,26″
Бетельгейзе - R.A 05ч 55м 10.3с, dec. +07° 24′ 25″
Ну, а какой объект имеет координаты R.A. 02ч 31м 48.7с, dec. +89° 15′ 51″? :)

Экваториальные координаты могут входить в обозначение некоторых типов небесных тел. В этих случаях в обозначении указывается код объекта (например, LBV - luminous blue variable, яркая голубая переменная; SGR - soft gamma repeater, мягкий гамма-репитер; SNR - supernova remnant, туманность, оставшаяся после взрыва сверхновой; PSN - possible supernova, кандидат в сверхновые; PSR - pulsating source of radio, пульсар и т.д.) или источник информации (например, ULAS - the United Kingdom Infra-Red Telescope Large Area Survey, Swift - космическая обсерватория наблюдения гамма-всплесков) и его, объекта, координаты (иногда во втором случае перед координатами указывается буква J) Например:

SGR 0501+4516 - мягкий гамма-репитер с координатами R.A 05ч 01м, dec. +45° 16′.

LBV 1806-20 - самая яркая известная звезда, яркая голубая переменная с координатами R.A 18ч 06м, dec. -20°. А ее сосед, находящийся неподалеку магнетар, самый намагниченный известный объект Вселенной, имеет, соответственно, обозначение SGR 1806-20.

ULAS J1120+0641 - самый удаленный квазар с координатами R.A. 11ч 20м, dec. +06° 41′.

Swift J1753.5-0127 - двойная система, в состав которой входит черная дыра, с координатами R.A. 17ч 53,5м, dec. -01° 27′.

Стоит обратить внимание на то, что небесные координаты легко позволяют определить, возможно ли наблюдение того или иного объекта в данной местности. Если Вы живете в Северном полушарии на широте Х, то объект со склонением Х-90° и менее для Вас никогда не взойдет из-за горизонта.

Существует еще одна система координат - галактическая. Для нее экватором считается плоскость симметрии диска Галактики, а полюсом - направление от центра Галактики на Солнце. В экваториальной системе координаты полюса галактической системы для нашей эпохи считаются равными R.A.12ч 51м 26,282с, dec. +27° 07′ 42,01″.


Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #143 : 28 Дек, 2020, 08:47:43 »

Ну, и немного о звездах.

Основная классификация звезд ведется по температуре их поверхности, а стало быть, по видимому цвету. В порядке снижения температуры поверхности для активных звезд (у которых масса в зрелом состоянии достаточна для того, чтобы термоядерные реакции компенсировали остывание; при меньшей массе звезды считаются коричневыми карликами) выделяются спектральные классы O, B, A, F, G, К, M (для коричневых карликов далее следуют основные классы L, T, Y).
Для запоминания классов существует бесчисленное множество   мнемограмм на разных языках. Самая известная - Oh Be A Fine Girl, Kiss Me, cамая забавная - Only Boys Accepting Feminism Get Kissed Meaningfully...
Мои собственные варианты:
Гастрономический:
Обычно баранину астрономы и физики жарят с капустой и морковью.
Естественнонаучный:
От ботаники арбузы феноменально желтеют. Как масло.
Поучительный:
Откажись от бананов, ананасов и фиников - жуй коровье масло!
Оздоровительный:
От бальзамов и ароматов фиалки и жожоба кожа молодеет.

Класс О соответствует температурам поверхности звезды от 30000 градусов (для звезд главной последовательности, о которой речь пойдет в следующем посте, это  соответствует массам от 18 солнечных. Видимый цвет звезды - интенсивно голубой до синего.
Класс В - это звезды температурой поверхности 10 - 30 тысяч градусов. Массы звезд главной последовательности класса В - от 3 до 18 масс Солнца. Видимый цвет звезды - бело-голубой.
Класс А - температура поверхности от 7500 до 10000 градусов. Массы звезд  главной последовательности класса А - от 1,6 до 3 масс Солнца. Видимый цвет - белый.
Класс F - температура поверхности от 6000 до 7500  градусов.  Массы звезд  главной последовательности - от примерно 1,1 до 1,6 масс Солнца. Видимый цвет - белый, желто-белый.
Класс G, наш родной - температура поверхности 5-6 тысяч градусов.   Массы звезд  главной последовательности - от 0,8 до 1,1 масс Солнца. Видимый цвет - желтый.
Класс К - температура поверхности 3900 - 5000 градусов. Масса звезд главной последовательности - 0,5 - 0,8 солнечных. Видимый цвет оранжевый.
Ну, и класс М - температура поверхности от двух тысяч градусов. По мере снижения температуры - их цвет меняется от оранжевато-красного до темно-красного. Минимальная масса звезд главной последовательности этого класса - 0,0767 масс Солнца (при металличности, равной солнечной). Менее массивные звезды - это коричневый карлики, которые не могут находиться в стационарном состоянии (постоянно остывают).

Забавная особенность терминологии - более высокие спектральные классы (О, В, А), соответствующие высокой температуре, часто называют ранними, более низкие (К и М) - поздними, хотя к возрасту они имеют достаточно отдаленное отношение (только в части исторического описания эволюции звезд).

Внутри каждого класса вводятся подклассы, обозначаемые в пределах своего класса цифрами от 0 до 9  в порядке понижения температуры. То есть,к примеру, самые горячие звезды класса G - это G0 (еще более горячие - уже F9), самые холодные - G9, а еще более холодные - уже К0. Солнце в таком случае имеет класс G2.
Иногда класс детализируют Скажем, звезда температурой между G2 и G3 может классифицироваться как G2.5. Часто это применяют к красным карликам (звездам класса М, особенно, поздним). 

Но это не все.
Один и тот же цвет могут иметь разные звезды - например, красными могут быть и небольшие зрелые звезды, и очень большие на конечной стадии эволюции (когда они резко вырастают в размерах, и температура их поверхности снижается). Поэтому   вводится дополнительная (йеркская) классификация по светимости, которая  позволяет указать класс светимости звезды, а значит, ее место на диаграмме "спектр-светимость" (Герцшпрунга-Рассела, см. следующий пост), этап ее эволюции и ориентировочный возраст:

Ia+ или 0 - гипергиганты;
I, Ia, Iab, Ib - сверхгиганты;
II, IIa, IIb - яркие гиганты;
III, IIIa, IIIab, IIIb - гиганты;
IV - субгиганты;
V, Va, Vb - карлики (звезды главной последовательности). Таким образом, все "нормальные" звезды, которые уже полностью сформировались, и у которых еще не наступили изменения, характерные для завершения жизненного цикла, считаются карликами независимо от размера;
VI - субкарлики;
VII - белые карлики, конечная стадия эволюции не слишком массивных звезд;

В такой классификации Солнце относится к спектральному классу G2V.

Подавляющее большинство звезд соответствует этой классификации. Однако некоторые типы звезд на разных этапах жизненного цикла приобретают особенности, которые вынуждают вводить дополнительные спектральные классы:

W - звёзды Вольфа - Райе. Это - очень массивные яркие звезды с очень высокой температурой (порядка 70000 K) и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах, возникающими из-за больших скоростей движения излучающих свет газов. Возникают в результата сброса оболочки звездой, обнажающего горячую внутреннюю часть. Являются одной из последних стадий жизни крупнейших звезд;
L - звёзды или коричневые карлики с температурой 1500-2000 K и соединениями металлов в атмосфере;
T -холодные метановые коричневые карлики с температурой 700-1500 K;
Y - очень холодные (метано-аммиачные?) коричневые карлики с температурой ниже 700 K;
C - углеродные звёзды, звезды-гиганты с повышенным содержанием углерода во внешних слоях. Ранее относились к классам R и N;
S - циркониевые звёзды;
D - белые карлики, последняя стадия жизни звезды нормальной массы (до 8 - 10 масс Солнца);
Q - новые звёзды (вид переменных звезд. О переменных звездах рассказывать долго и нудно, поэтому такой разговор - явно не для здешних мест);
P - планетарные туманности.

Дополнительно к этому в обозначение спектрального класса звезды могут вноситься поясняющие префиксы и постфиксы (под катом). Их можно не знать и не применять
Префиксы (при необходимости или желании ставятся перед обозначением класса):
d - карлик (звезда главной последовательности);
esd - экстремальные субкарлики;
g - гигант;
sd - субкарлик;
w или wd - белый карлик;

Постфиксы (ставятся после обозначения класса, как правило, характеризуют не столько звезду, сколько наблюдаемый спектр):

c - звезда имеет в спектре особенно глубокие узкие линии;
comp - составной спектр;
con - отсутствуют видимые линии поглощения;
e - эмиссия (эмиссия водорода в звездах класса О);
em - эмиссия в линиях металлов;
ep - пекулярная эмиссия (линии, по своему характеру отличные от нормально соответствующих классу);
er - явственно обращённые эмиссионные линии;
eq - эмиссия с поглощением на более коротких волнах;
ev - переменность относится только к эмиссионным линиям;
ew - эмиссии, типичные для звёзд класса W;
f, ( f ), (( f )) - наблюдаемая эмиссия гелия и неона в звездах класса О;
h - звёзды класса Вольфа-Райе с эмиссионными линиями водорода;
ha - звёзды класса Вольфа-Райе с эмиссионными линиями водорода как поглощения, так и излучения;
k - межзвёздные линии в спектре;
m - сильные линии металлов;
n - диффузные линии (широкие и размытые), обусловленные быстрым вращением звезды;
nn - очень сильно размытые диффузные линии;
neb - добавочный спектр туманности;
p - пекулярный спектр (имеются неправильности);
pq - особенности напоминают спектр новой звезды;
s - резкие и узкие линии;
sh - наличие оболочки, определяемое по спектру;
ss - очень узкие линии;
v или var - изменения в спектре (не обусловленные орбитальным движением и пульсацией);
w или wk или wl - слабые линии;
 
« Последнее редактирование: 03 Янв, 2021, 09:53:09 от фок Гюнце »
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #144 : 28 Дек, 2020, 08:52:25 »

Цвет звезд и количество излучаемой ими энергии не являются совершенно независимыми.
В период от своего окончательного формирования до начала умирания любая звезда подчиняется строгому правилу: чем более она массивна, тем больше энергии она излучает и тем более горячая у нее поверхность. А температура поверхности звезды определяет ее цвет. У холодных маломассивных звезд цвет красный, более горячие и массивные имеют оранжевый цвет, еще более горячие и массивные (как наше Солнце) - желтый. Далее, по мере роста массы, звезды становятся белыми, а самые большие и горячие - голубыми.
Повторюсь, это касается только зрелых звезд в стационарном периоде их существования.
На стадии умирания, завершив стадию стационарного существования, звезды нарушают правило связи массы и цвета.

Диаграмма, на которую нанесены светимость звезд и их цвет (температура поверхности) называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела (Г-Р) или диаграммой "цвет-светимость".


На этой диаграмме наглядно показан цвет звезд и их яркость (светимость).
Главная последовательность (полоса, идущая от правого нижнего угла к левому верхнему) и есть место, занимаемое на диаграмме звездами в течение их нормальной жизни. В правом нижнем углу расположены самые маломассивные тускло-красные звезды массой от 0,0767 массы Солнца (при меньшей массе в звезде термоядерные реакции не компенсируют потерю энергии и такой объект классифицируется не как звезда, а как коричневый карлик), в левом верхнем - голубые гипергиганты, которые могут превосходить Солнце по массе в сотни раз, а по светимости - в сотни тысяч и миллионы.
В течение жизни звезда слегка изменяет свое положение на диаграмме, что связано и с изменением ее химического состава, и с изменением строения, к тому же звезды одной и той же массы могут иметь немного разный химический состав (в одних больше элементов тяжелее гелия (выше металличность), в других - меньше), а это влияет на протекание термоядерных реакций в звезде, а следовательно, и на реальное соотношение цвета и светимости. Существуют и иные детали - например, на положение звезды на диаграмме может влиять скорость ее вращения. Поэтому главная последовательность диаграммы Г-Р представляет собой не линию, а узкую область.
Когда же звезда подходит к концу своего жизненного пути, материал для термоядерных реакций в ее центре заканчивается, реакции начинают идти в менее глубоких слоях и звезда начинает увеличиваться в размерах.
Светимость ее при этом возрастает (для меньших звезд - существенно, для больших - незначительно, для самых больших звезд вообще может не возрастать), а площадь поверхности увеличивается, так что поверхность охлаждается и звезда начинает одновременно с увеличением размеров краснеть, то есть, перемещаться на диаграмме Г-Р вправо (и вверх - по мере роста светимости).
Самые малые звезды начнут это делать когда-нибудь потом - для них, с их продолжительностью жизни в десять-двадцать-пятьдесят, а то и намного более, миллиардов лет, время еще не пришло, потому что нашей Вселенной еще всего лишь 13,77 миллиарда лет - поэтому звезд, ушедших с главной последовательности, в нижней правой части диаграммы еще нет. Они появятся позже. Намного позже.
А вот процесс ухода с главной последовательности звезд с размерами, сравнимыми с нашим Солнцем, виден на диаграмме хорошо. Это - умирающие звезды (уходящая вправо от главной последовательности ветвь). Видно, как раздувающиеся звезды постепенно краснеют и становятся красными и очень большими. Это - красные гиганты.
Процесс умирания сравнительно небольших звезд, таких, как наше Солнце, длится относительно медленно и долго, поэтому на диаграмме зафиксировано большое количество звезд этой группы на разных стадиях превращения в красные гиганты.
А вот для массивных звезд процесс раздувания" длятся быстро, жизнь их в "раздутом" виде до взрыва Сверхновой тоже длится недолго (красных гипергигантов - близкой к конечной стадии жизни голубых гипергигантов главной последовательности - вообще известны единицы) - и их на диаграмме почти нет. Зато те, которые есть - это крупнейшие по размеру звезды, диаметр которые может превосходить солнечный в тысячу, а то и в две тысячи раз и быть равным диаметру орбиты Сатурна.
Типичную продолжительность жизни звезд разной массы я приводил.
Для "нормальных" звезд типа Солнца (или массой, ненамного превышающей солнечную) процесс раздувания в красный гигант заканчивается сжатием (коллапсом) горячего ядра и сбросом оболочки (внешних слоев звезды), формирующей так называемую планетарную туманность (к планетам на самом деле отношения не имеющую). На месте звезды образуется белый карлик - раскаленный плотный объект, медленно остывающий. Он после гибели звезды весьма горяч и, разумеется, слабо светится из-за своих малых размеров. Постепенно, остывая, он желтеет, краснеет... рано или поздно он охлаждается и почти перестает излучать свет.
Белые карлики видны на нижней ветви диаграммы Г-Р.

Римские цифры на диаграмме (от I до V) соответствуют классам светимости йеркской классификации (см. предыдущий пост).
Ia+ или 0 - гипергиганты;
I, Ia, Iab, Ib - сверхгиганты;
II, IIa, IIb - яркие гиганты;
III, IIIa, IIIab, IIIb - гиганты;
IV - субгиганты;
V, Va, Vb - карлики (звезды главной последовательности);
VI - субкарлики;
VII - белые карлики;

Если зафиксировать на диаграмме процесс изменения светимости и цвета звезды в течение всей ее жизни, получается фигура, именуемая эволюционным треком звезды.
Форма и расположение эволюционного трека зависит от массы звезды и по общему правилу, как уже понятно, перемещение звезды по эволюционному треку в конце жизни осуществляется направо и слегка вверх (достаточно круто вверх для маломассивных звезд, а самые массивные светимость не изменяют и, соответственно, вверх не перемещаются). После коллапса нормальной звезды трек резко опускается вниз - в область белых карликов. У более массивных звезд трек обрывается взрывом сверхновой, после которой могут остаться нейтронная звезда или черная дыра (а возможно, для некоторых самых массивных звезд, после взрыва не остается ничего кроме огромного облака газа). Нейтронные звезды и черные дыры на диаграмме, разумеется, отсутствуют.
Типичные эволюционные треки:

Видно, что звезды с массами, близких к Солнцу, поднимаются и уходят вправо (краснеют и становятся красными субгигантами (стадия горения водорода в областях, прилегающих к центру звезды), а потом и гигантами.
Звезды большой массы (сверхгиганты) в конце жизни почти без роста светимости уходят вправо и превращаются в красных сверхгигантов.
Голубые гипергиганты превращаются в желтых гипергигантов (желтых супергигантов подкласса 0, он же Ia+), а потом - и в красных гипергигантов того же класса. А иногда и нет - гипергигант может потерять устойчивость и взорваться сверхновой еще на стадии желтого гипергиганта (есть примеры), а может при особенно высокой энергии реакций сбросить внешний слой и стать яркой голубой переменной. Иногда взрыв следует на этой стадии, а иногда дальнейший сброс оболочек приводит к превращению гипергиганта в очень горячую звезду Вольфа-Райе.
Интересная деталь - эволюционные треки показывают, что массивные звезды в процессе выгорания ядерного топлива начинают "метаться" по диаграмме, перемещаясь то влево, то вправо. Это связано с тем, что после "выгорания" гелия ядро начинает сжиматься и нагреваться, пока не вступают в термоядерную реакцию более тяжелые элементы (у гипергигантов в этом процессе последовательно может наблюдаться несколько стадий - до образования в ядре железа). В результате звезды вначале уменьшают свою светимость, а после начала реакций следующего цикла (с участием более тяжелых элементов) опять ее увеличивают. У меньших звезд температура для начала последующих реакций оказывается недостаточной.
Обозначения на этой схеме:
SubG - субгиганты. Стадия, на которой горение водорода в центре уже прекратилось, а горение гелия еще не началось. Звезда несколько увеличивается в размерах, и ее светимость растет в связи с началом термоядерных реакций в областях, прилегающих к ее центру. Эта стадия заметна у звезд средней массы - у более массивных звезд она кратковременна;
RC - красное сгущение. Стадия горения гелия в ядре звезд средней массы высокой металличности (первого типа населения, третьего и последующих поколений). Предшествует переходу в стадию красного гиганта;
RG - красные гиганты;
AGB - звезды асимптотической ветви гигантов. Финальная стадия активной жизни звезды с массой, не слишком превосходящей солнечную. Внутренняя часть этих звезд уже достаточно плотна и горяча, и в их ядре на стадии красного гиганта гелий выгорает. Начинается горение гелия в оболочке вокруг центра звезды, и звезда еще немного увеличивает размер и светимость по сравнению со стадией красного гиганта;
BSG - голубые сверхгиганты;
YSG - желтые сверхгиганты;
RSG - красные сверхгиганты.
У сверхгигантов кроме гелиевых протекают термоядерные реакции с участием более тяжелых элементов (металлов);
WR - звезды Вольфа-Райе. Гигантская звезда сбрасывает внешнюю более холодную оболочку и мы видим раскаленную до пятидесяти-ста тысяч градусов внутреннюю поверхность. Это - самые горячие звезды, но после сброса оболочки их размер и, соответственно, светимость уменьшается по сравнению с предшествующей стадией;
LBV - яркие голубые переменные. Стадия жизни гипергигантов, в которой они часто наблюдаются. Примеры - эта Киля и самая яркая известная звезда LBV 1806-20. Величайшие звезды Вселенной проводят основную часть своей короткой жизни именно в этой стадии;
MS - main sequence, главная последовательность.

Кстати, обратите внимание.
Если большая группа звезд сформировалась в одно и то же время, для нее диаграмма Г-Р имеет характерную особенность.
Спустя какое-то время самые массивные звезды начинают уходить по диаграмме вправо - согласно своим эволюционным трекам. С течением времени этот процесс начинает касаться все менее массивных звезд. В результате диаграмма приобретает вид, указанный на рисунке - до некоторой светимости и цвета звезды "сидят" на главной последовательности - а при больших цвете и светимости с нее уходят. Точка, в которой для данной группы звезд это происходит, именуется MSTO - main sequence turn-off,  точка поворота главной последовательности. Нетрудно понять, что положение MSTO показывает возраст группы звезд - чем она ниже, тем группа старше. Если нет возможности измерить абсолютную светимость, оценить возраст группы звезд (скажем, звездного скопления) можно просто по его цвету. А лучше - по разности цветов MSTO и характерной для всех звезд точки, скажем, горизонтального основания ветви красных гигантов или начала ветви AGB, то есть, там, где цвет близок для звезд разной массы.
Вот так расшифроывается загадочная фраза "горизонтальный метод измерения возраста основан на измерении разности цветов MSTO и основания ветви красных гигантов"     

Некоторые детали эволюции звезд разной массы - в следующем посте.
« Последнее редактирование: 28 Дек, 2020, 10:13:26 от фок Гюнце »
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #145 : 28 Дек, 2020, 09:02:43 »

И об эволюции звезд. Коротко и схематично в самом грубом приближении - если описывать ее не в грубом приближении, то описание будет большим и сложным. Дело в том, что если в первом приближении эволюция звезды определяется лишь ее массой, то в тонкостях она зависит еще и от металличности, момента вращения и иных факторов. А еще - от того, является ли звезда одиночной или входит в систему звезд, и не теряет ли (или наоборот, приобретает) в связи с этим массу из-за взаимодействия с компаньоном на том или ином этапе жизни.
Но, если отвлечься от этих факторов и рассматривать одиночную звезду, то в первом приближении ее эволюция будет, как я говорил, определяться лишь массой и соответствовать эволюционным трекам из предыдущего поста. Описать ее можно примерно так (значения масс приблизительные и зависят от особенностей звезды):
1. Звезды массой до 0,075-0,08 солнечных (коричневые карлики).
Часто говорят, что у таких звезд внутреннее давление в центре и, следовательно, его (центра) температура недостаточны для того, чтобы в нем началась ядерная реакция. На самом деле, это неверно. Ядерные реакции в них протекают - но вероятность вступления атомов водорода в реакцию из-за низких давления и температуры очень мала, а соответственно, мала интенсивность реакций, и выделяющаяся в ходе реакции энергия оказывается недостаточной, чтобы восполнить поверхностную потерю тепла. В результате звезда, вначале после формирования из протозвездного облака являющаяся горячей, постепенно остывает, и вся ее эволюция сводится к тому,что ее температура будет в течение миллиардов лет падать, пока в весьма отдаленном будущем не сравняется с температурой реликтового излучения.
2. Звезды массами от 0,075 до 0,5 масс Солнца (красные и оранжевые карлики).
У этих звезд масса, давление в ядре и внутренняя температура достаточны для протекания ядерных реакций, устанавливающих на поверхности звезды тепловое равновесие при температуре, зависящей от массы (см. диаграмму Герцшпрунга-Рассела). По мере протекания ядерных реакций в центре звезды накапливается гелий, водорода становится все меньше, этот процесс длится десятки (для звезд малой массы - сотни) миллиардов лет, температура все растет и растет. Затем ядерные реакции водорода начинают протекать в прилегающих к центру областях, и звезда увеличивает размер и светимость (стадия субгиганта). Потом ядерные реакции по мере исчерпания водорода прекращаются, внешняя часть звезды сбрасывается в виде планетарной туманности, а от звезды остается ее центральная раскаленная часть, в которой уже не идут ядерные реакции (белый карлик). Масса белого карлика, остающегося от таких звезд, мала, а диаметр, соответственно, велик (именно так - чем меньше масса белого карлика, тем больше его диаметр).
Это - представление сугубо теоретическое, потому что время жизни звезд такой массы на главной последовательности превышает пятьдесят миллиардов лет, то есть, оказывается большим, чем возраст Вселенной. Соответственно ни одна звезда подобной массы во Вселенной еще не покинула главную последовательность.
3. Звезды массами от 0,5 до 8 масс Солнца.
До стадии субгиганта их эволюция протекает как у более легких звезд, только, разумеется, быстрее. Однако на стадии субгиганта, когда горение водорода начинается в прилегающих к ядру звезды областях, температура в ядре постепенно повышается настолько, что в какой-то момент в нем начинают эффективно протекать ядерные реакции с участием гелия (стадии красного сгущения и красного гиганта). Разумеется, при этом энерговыделение и светимость растут, звезда увеличивается в диаметре в десятки и сотни раз - а потом в недрах образуется углерод и кислород и реакция в центре прекращается. При этом она начинается в прилегающих к центру областях (аналог стадии субгиганта, только не для водородного, а для гелиевого горения) и звезда еще немного увеличивает светимость. Интересно то, что на этой стадии светимости звезд разных масс оказываются достаточно близкими, отчего эта стадия именуется стадией асимптотической ветви гигантов (AGB). В конце концов, реакции в прилегающих к ядру областях по мере исчерпания гелия прекращаются, реакции превращения водорода в гелий в вышележащих областях - тоже, оболочка звезды рассеивается и формируется белый карлик, состоящий из гелия, а также углерода и кислорода (продуктов гелиевой реакции), большей массы и меньшего диаметра, чем в предыдущем случае.
3а. На стадии красного гиганта с самыми массивными из таких звезд может при некоторых условиях случиться неприятность. Температура в их ядре уже близка к той, при которой могут начаться ядерные реакции с участием углерода, и если она случайно повысится при нарушениях, например динамики звезды, реакция может начаться во всем объеме ядра (углеродная детонация). При этом звезда может взорваться сверхновой с полным разрушением. после взрыва остается только рассеивающееся облако (SNR - supernova remnant, остаток сверхновой) - и больше ничего.
4. Звезды массами от восьми до, примерно, десяти-двенадцати солнечных.
До стадии AGB - асимптотической ветви гигантов - у них все протекает как и у звезд предыдущей группы, но на стадии AGB их масса рано или поздно оказывается достаточной для начала горения углерода в центре звезды. Звезда становится красным сверхгигантом (это - опасная стадия, потому что при этом есть вероятность ее взрыва - все той же углеродной детонации), после чего горение останавливается, и, если все прошло благополучно, от звезды остается массивный белый карлик, содержащий гелий, углерод, кислород, неон и магний. При этом в ряде случаев в зависимости от металличности и момента вращения все проходит не столь гладко и ядро коллапсирует, так что происходит взрыв сверхновой и образование нейтронной звезды.
5. Звезды массами свыше двенадцати солнечных масс.
После начала горения углерода и превращения звезды в красный гигант температура через некоторое время возрастает настолько, что в ядерную реакцию вступают более тяжелые металлы (неон, кислород, кремний...). Начинается слоевое горение - в центре идут более высокотемпературные реакции, над ними - менее высокотемпературные, еще выше - низкотемпературные, например, гелиевая, еще выше - водородная... Они начинаются, заканчиваются после исчерпания запасов соответствующего элемента, начинаются в вышележащих слоях - и звезда еще увеличивается в размерах и проходит стадии голубого, желтого, красного сверхгиганта и начинает изменять свою светимость в зависимости от того, какие реакции начинают или заканчивают протекание в тех или иных слоях, перемещаясь по диаграммме Г-Р влево и вправо. В конце концов, реакции в центре заканчиваются образованием железа (дальнейший синтез энергетически невыгоден, потому что нуклоны в ядре атома железа обладают самой высокой энергией связи), а потом температура ядра становится такой большой, что в нем начинают интенсивно рождаться нейтрино. Происходит катастрофа - в результате быстрого нейтринного охлаждения ядра (URCA-процесса) давление в нем падает и не может противостоять давлению вышележащих слоев, ядро быстро сжимается (коллапсирует) и происходит мощный взрыв сверхновой II типа (может, когда-нибудь я и о сверхновых расскажу. Если кому-то интересно). От звезды остается нейтронная звезда или черная дыра (второе для больших масс - вероятнее).
5а. Гипергиганты массами свыше тридцати-сорока и более солнечных.
Их финальная стадия имеет свои особенности. При таких колоссальных энергиях внешние части звезды становятся неустойчивыми, и она может вместо стадии красного сверхгиганта начать сбрасывать оболочку, так что мы видим раскаленную голубую поверхность переменной яркости (стадия LBV - яркая голубая переменная, к которой относятся ярчайшие звезды Вселенной).
Далее может произойти взрыв сверхновой, а может - и интенсивный сброс оболочки, после которого образуется туманность массой в несколько солнечных, в центре которой видна звезда, раскаленная до еще более высоких температур (потому что мы теперь видим ее более глубокие и горячие слои) - пятьдесят-сто и более тысяч градусов (звезды Вольфа-Райе).
Но в конце концов или на стадии красного гипергиганта, или на стадии яркой голубой переменной, или на стадии звезды Вольфа-Райе звезда взрывается.
Взрыв гипергигантов имеет свои особенности. Для таких колоссальных звезд даже нейтринного охлаждения не хватает для отвода энергии от бурно сжимающегося ядра - и в нем энергия растет настолько, что начинают интенсивно рождаться электрон-позитронные пары. В результате масса (она же энергия) ядра быстро выносится в верхние слои звезды, и там начинается аннигиляция позитронов. Происходит взрыв чудовищной мощности - взрыв гиперновой, энергия которого подчас превышает энергию взрыва "обычной" сверхновой на два порядка. После взрыва гиперновой от звезды не остается ничего, кроме рассеивающегося в пространстве облака массой в десятки и даже сотни солнечных (одного железа в нем может быть 10-20 масс Солнца).
Возможен и иной вариант. Если звезда вращалась очень быстро и имела мощное магнитное поле, при коллапсе ее ядро выстреливает часть материала звезды двумя узкими потоками (джетами) вдоль полюсов вращения. Джеты выстреливаются с околосветовой скоростью, генерируют мощное гамма-излучение, и тот, кто оказывается на луче их распространения может даже не успеть понять, что произошло... Словом, происходит длинный гамма-всплеск, ярчайшее из явлений природы, наблюдаемое с любого расстояния без ограничений и способное стерилизовать любую планету, попавшую под джет,  на расстояниях в сотни и даже тысячи световых лет (а угол расхождения луча джета не так уж мал, единицы градусов). Такой взрыв звезды именуется коллапсаром.
Кстати, о длинных гамма-всплесках. Собственно, с любого расстояния, вплоть до десяти и более миллиардов световых лет наблюдаются гамма-кванты. Но    если повезет, джет, проходя через сброшенную до взрыва оболочку, вызывает в ней вспышку, видимую как т.н. оптическое послесвечение. По нему, если оно наблюдается, можно определить (по спектру и красному смещению) расстояние до гамма-всплеска.
Так вот. Понятно, что на формирование оптического послесвечения уходит ничтожная доля энергии самого гамма-всплеска - и тем не менее, скажем, послесвечение гамма-всплеска GRB 080319B, произошедшего на расстоянии 7,5 миллиардов световых лет, можно было видеть в течение полуминуты невооруженным взглядом.
Вдумайтесь. Расстояние - семь с половиной миллиардов световых лет. В три с лишним тысячи раз дальше самого далекого видимого глазом объекта. В два с половиной миллиона раз ярче самой яркой  из известных сверхновых. И это - лишь ничтожная доля энергии всплеска.   
« Последнее редактирование: 28 Дек, 2020, 10:49:56 от фок Гюнце »
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #146 : 28 Дек, 2020, 09:33:07 »

Все же про переменные звезды я расскажу. В надежде, что хоть кто-то соблазнится и заинтересуется.

 Переменными звездами называют звезды, которые хотя бы однажды заметным для наблюдений образом изменили свою светимость.
В принципе, любая звезда меняет свою светимость - вот только в основном немного и для наблюдателя незаметно (если не вооружаться сверхможным инструментарием) . Скажем, заметить переменность Солнца, находясь у другой звезды, практически невозможно, поэтому нашу звезду к переменным лучше не относить, несмотря на ее активность.
 
Подавляющее большинство переменных звезд, как правило, относится к одному из следующих классов:
1. Эруптивные переменные звезды. Это - переменные, изменение светимости которых происходит в результате вспышек в хромосфере или короне, обусловленных теми или иными причинами.
2. Пульсирующие переменные звезды. Изменение светимости происходит в результате периодического изменения размера поверхностных слоев звезды. Изменение размера может быть радиальным (изменяется диаметр звезды) или нерадиальным (изменяется ее форма).
3. Вращающиеся переменные звезды. Они либо имеют неоднородную яркость (пятнистые), либо несферическую форму - в результате, при вращении они изменяют свою видимую яркость. Причины неоднородной яркости поверхности разнообразны, но, как правило, их объединяет связь с магнитным полем звезды (формально к этому классу можно отнести Солнце с его пятнами. Впрочем, столь же формально его можно отнести и к эруптивным).
4. Катаклизмические переменные (новые, новоподобные и т. д.). Причина изменения светимости - взрывы в оболочке (новые звезды). Формально сюда можно отнести и сверхновые (взрыв в глубинных слоях звезды) - но они являются переменными однократного действия :)
5. Затменно-двойные системы. Яркость звезды меняется из-за периодического затмения одной звезды в кратной системе другой или из-за изменения их формы за счет взаимного притяжения.

Существуют и другие виды переменных, но они достаточно редки либо достаточно экзотичны.
Думаете, это все? Вовсе нет - это лишь начало. Далее перечисляются основные (подчеркиваю это слово) типы названных классов.

1. Эруптивные переменные в основном подразделяются на:
1.1. Вспыхивающие неправильные (типа UV Кита) - маленькие и тусклые красные (поздних классов М), а иногда - и коричневые карлики, на которых происходят вспышки, подобные солнечным, только гораздо мощнее, так что яркость звезды может в течение считанных секунд увеличиться в несколько раз, а то и на несколько порядков. Их очень много - это самый многочисленный класс переменных звезд, и похоже, что  все маленькие красные карлики принадлежат к этому классу (или проходят через эту стадию). Кстати, именно поэтому вероятность появления жизни на планетах красных карликов (а это - самый распространенный класс звезд) весьма и весьма сомнительна.
1.2. Переменные типа BY Дракона - звезды поздних классов (К и М), но большие, чем предыдущие, показывающие нерегулярную вспышечную активность такого же происхождения, но меньшей относительной амплитуды.
1.3. Неправильные эруптивные переменные, вариации светимости которых не описываются какой-то закономерностью и которые не относятся к предыдущим группам:
- неправильные переменные ранних спектральных классов (спектральные классы О - А). Переменность вызвана преимущественно неустойчивым горением внутренних слоев;
- неправильные переменные промежуточных (F-G) и поздних (К-М) спектральных классов;
- неправильные переменные диффузных туманностей (орионовы переменные) - молодые звезды, локализованные в диффузных (рассеянных) туманностях. Это - звезды типа FU Ориона (фуоры) и звезды типа Т Тельца - находящиеся в конце раннего периода формирования (т.н. ПМС-стадии (pre-main sequence, а не то, что некоторые думают!)) юные звезды, нерегулярная яркость которых связана с процессами завершения сжатия и аккреции вещества протозвездного диска;
- быстрые неправильные переменные, подобные предыдущей группе, но не связанные с диффузными туманностями. Они также подразделяются на переменные ранних спектральных классов и переменные промежуточных (F-G) и поздних (К-М) спектральных классов.
1.4. Яркие голубые переменные (см. выше) - гипергиганты, величайшие звезды в мире.

2. Пульсирующие переменные в основном подразделяются на:
2.1. Долгопериодические (классические) цефеиды.
2.2. Переменные типа W Девы. Иногда их называют цефеидами гало - это низкометалличные звезды, в основном, локализованные среди населения типа II (древние звезды второго поколения, формирующие гало нашей Галактики) и по характеру пульсаций яркости похожие на цефеиды, хотя физика их пульсаций носит иной характер. В свою очередь, подразделяются на длиннопериодические (длительность пульсации больше восьми суток) и короткопериодические типа BL Геркулеса (длительность пульсации меньше восьми суток).
2.3. Медленные неправильные переменные. Странная группа звезд, без видимых причин медленно и несильно изменяющих яркость без видимых закономерностей изменения. Обычно это - некоторые гиганты или сверхгиганты.
2.4. Мириды, звезды типа Миры Кита. Зрелые красные гиганты на конечной стадии жизни с периодом пульсации, превышающим сто дней, и изменениями светимости более, чем на одну звездную величину (2,512 раза). Изменения светимости обусловлены неустойчивостью внешних слоев, из-за которой, вследствие развития в ней гигантских волн, она то расширяется, то сжимается, при этом еще и теряя сферическую симметрию.
2.5. Полуправильные переменные - переменные с заметной, но нестрогой периодичностью и непостоянной амплитудой колебаний светимости:
- тип Z Водолея - гиганты поздних спектральных классов с хорошо выраженной периодичностью в диапазоне от месяца до примерно трех с половиной лет. Амплитуда и формы кривой светимости могут изменяться. Как правило, похожи на мириды, отличаясь меньшей амплитудой;
- тип R Лиры - аналогичные предыдущим гиганты поздних спектральных классов с заметно менее строгой периодичностью. Среднее время изменения яркости у таких звезд находится в диапазоне примерно от полумесяца до двух с половиной лет. Иногда у таких звезд накладываются друг на друга несколько периодов колебаний светимости;
- тип μ Цефея - сверхгиганты поздних классов. Амплитуды колебаний светимости около одной звездной величины, периоды близки друг к другу. У таких звезд периоды могут составлять от месяца до нескольких лет. К этому типу относится любимая народом Бетельгейзе;
- тип SX Геркулеса - подобные предыдущим гиганты и сверхгиганты промежуточных спектральных классов F, G, или K с амплитудами изменения блеска до четырех звездных величин.
2.6. Переменные типа RR Лиры (иногда именуемые короткопериодическими цефеидами). Гиганты ранних спектральных классов (от А до F, II - III классов светимости по йеркской классификации) с правильной короткопериодической радиальной пульсацией (колебаниями диаметра с периодами от 4 до 30 часов) и постоянной кривой изменения светимости (амплитуда изменения светимости может доходить до двух звездных величин). Судя по всему, самый многочисленный тип переменных после типа UV Кита. Старые звезды низкой металличности, встречаются в шаровых звездных скоплениях и в гало (короне, сферической компоненте) Галактики.
2.7. Переменные типа RV Тельца. Желтые сверхгиганты классов F или G в максимуме и К или М - в минимуме. Период - промежуточный между классическими цефеидами и миридами (30 - 150 суток). Достаточно массивные звезды на самом последнем этапе эволюции (стадия сброса оболочки при переходе с асимптотической ветви гигантов к белому карлику), так что пульсация развивается в сбрасываемой звездой внешней оболочке.
2.8. Переменные типа β Цефея. Массивные и яркие голубые гиганты главной последовательности (классы B0V - B3V) с незначительными (до 0,3m - 0,3 звездной величины) колебаниями светимости и периодами в несколько часов. В таких звездах из-за неустойчивости пульсирует внешняя оболочка, нагретая мощным излучением внутренних частей звезды.
2.9. Переменные типа δ Щита. Звезды, начинающие сходить с главной последовательности или дошедшие до стадии гигантов классов A и F. Период пульсаций правильный, амплитуда слабо или средне (менее одной звездной величины) выражена и переменна сама по себе (вплоть до временного затухания пульсаций). Причины такого поведения до конца не ясны, у некоторых звезд это типа пульсации радиальные, у других, как оказалось - нет (меняется форма звезды наряду с радиусом). Период пульсаций - несколько часов. К этому классу переменных принадлежит Вега.
2.10. Переменные типа γ Золотой Рыбы. Молодые относительно яркие (спектральный класс A, иногда поздний В или ранний F) слабопеременные (амплитуда колебаний порядка 0,1 звездной величины) короткопериодические (период порядка суток) звезды. Причина пульсаций яркости - нерадиальные колебания поверхности. Проще говоря, по поверхности звезд блуждают гигантские волны с амплитудой скоростей поверхности до 2 км/с.
2.11. Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики. По белому карлику гуляют волны того же, замечу, физического происхождения, что и волны в океане. Иногда они усиливаются и накладываются - и мы видим пульсации яркости. У некоторых молодых белых карликов к этому процессу прибавляются более изощренные механизмы.
2.12. Открытые в 2017 году так называемые высокоамплитудные голубые пульсаторы. Высокотемпературные (более 30 тысяч градусов) неяркие переменные с коротким периодом (20 - 40 минут) и относительно существенной для столь малого периода амплитудой колебаний светимости (0,2m - 0,4m). Период колебаний очень стабилен и по некоторым данным, обычно возрастает (порядок величины - примерно на одну десятимиллионную периода в год). Подозревают, что это - старые маломассивные звезды, в оболочках которых скопилось значительное количество вынесенного из глубин звезды гелия (в это отношении напоминают тип β Цефея), но пути подобной эволюции звезд такой конфигурации пока непонятны.

3. Вращающиеся переменные звезды:
3.1. Переменные типа α² Гончих Псов (магнитные переменные). Звезды главной последовательности спектральных классов B8V-A7V. Эти звезды имеют сильные магнитные поля, несоосность которых с вращением самой звезды порождает интенсивные процессы в оболочке, проявляющиеся в изменениях яркости.
3.2. Вращающиеся эллипсоидальные переменные. Звезды в кратной системе, приобретшие эллиптическую форму в результате гравитационного взаимодействия с близким компонентом системы. При вращении таких звезд площадь видимой земному наблюдателю поверхности звезды изменяется, соответственно, изменяется ее видимая яркость. Примером такой переменной является Спика (альфа Девы).
3.3. Переменные типа FK Волос Вероники. Быстровращающиеся гиганты с неоднородной поверхностной яркостью спектральных классов G-К. Амплитуды колебаний яркости составляют несколько десятых звездной величины, периоды - порядка нескольких суток. Есть теория, утверждающая что это - слившиеся двойные звезды.
3.4. Переменные типа SX Овна. Голубые гиганты главной последовательности спектрального класса В. Близки к переменным типа α² Гончих Псов, но с более высокой температурой поверхности.

4. Катаклизмические переменные - это:
4.1. Новые звезды. Белые карлики в двойной системе, на поверхность которых аккрецирует вещество второго компонента. По мере накопления водорода на поверхности белого карлика, в нем растут температура и давление - до развития в нем термоядерной реакции детонационного типа (взрыва) (замечу, что когда белый карлик в результате аккреции преодолевает предел Чандрасекара, коллапсирует и взрывается сверхновой типа Ia, в нем протекает не объемная детонация, а куда, казалось бы, более безобидная дефлаграционная реакция ("горение" в поверхностном слое распространяющейся ударной волны. А какая разница в эффекте!). После взрыва опять начинается накопление водорода на поверхности - до следующего взрыва. В зависимости от времени между вспышками подразделяются на быстрые новые, медленные новые, особо медленные новые и повторные новые. Стоит отметить, что, скорее всего, изредка вспышка новой тоже может протекать по дефлаграционному типу и если так, являться куда более яркой, чем обычные детонационные вспышки новых (такие вспышки даже классифицировались как сверхновые типа Iax с мощностью, меньшей, чем у обычных взрывов сверхновых типа Ia). Такая вспышка скорее всего, является неразрушающей. Правда, точного ответа на вопрос о том, возможна ли в будущем после дефлаграционной вспышки повторная вспышка новой, или остаток белого карлика на такое уже надолго не способен, пока нет.
4.2. Карликовые новые. Похожи на новые, но термоядерный взрыв (меньшей мощности) у них происходит не на поверхности белого карлика, а в аккреционном диске, его окружающем.
4.3. Симбиотические переменные типа Z Андромеды - подобны новым, но накопление вещества на поверхности белого карлика происходит не за счет аккреции вещества второго компонента, а за счет испускаемого им звездного ветра - улетучивающегося с поверхности звезды вещества.
4.4. Новоподобные звезды. Класс, куда относят катаклизмические переменные невыясненной природы. Например, если звезда похожа по характеру на новую, но ее вспышка не зафиксирована, ее относят к новоподобным. Потом, если она, наконец, вспыхивает, ее с удовольствием переквалифицируют.
4.5. Сверхновые. Легко понять, что это  переменные однократного (но очень эффектного!) действия.
4.6. А еще к катаклизмическим переменным относят поляры (двойная система с белым карликом, обладающим весьма мощным (для звезд этого класса) магнитным полем в которой второй компонент настолько близко к белому карлику, что перетекает на белый карлик. В таких условиях мощное магнитное поле белого карлика не дает притягиваемому газу собраться в аккреционный диск, и вещество падает на магнитные полюса карлика вдоль силовых линий поля, разгоняясь до огромных скоростей и нагревая около полюсов поверхность карлика до миллионов градусов. В результате такая система периодически (для удаленного наблюдателя, в момент, когда он видит магнитный полюс карлика) выбрасывает мощное рентгеновское излучение).


5. Затменно-двойные переменные.
5.1 Затменно-двойные переменные типа Алголя. Две достаточно удаленные друг от друга сферические звезды периодически затмевают одна другую. Соответственно, на кривой яркости хорошо видны начало и конец каждого затмения, а между затмениями светимость системы почти не изменяется.
5.2. Затменные переменные типа β Лиры. Два компонента расположены ближе друг к другу, чем в первом случае, и имеют, соответственно, из-за гравитационного взаимодействия эллипсоидальную форму. В результате кривая изменения яркости выглядит достаточно плавной, яркость изменяется непрерывно, и установить моменты начала и конца затмения непросто.
5.3. Затменные переменные типа W Большой Медведицы. Звезды настолько близки, что их оболочки объединены, обе звезды находятся в полостях Роша друг у друга (то есть, их поверхности притягиваются вторым компонентом с силой, достаточной для отрыва от первого),  и в результате непрерывно обмениваются веществом. Собственно, это - единый восьмеркообразный объект. Кривая блеска изменяется непрерывно, начало и конец затмения выявить невозможно, яркость нарастает и убывает плавно.

« Последнее редактирование: 28 Дек, 2020, 10:21:28 от фок Гюнце »
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #147 : 28 Дек, 2020, 09:57:10 »

Ну, и о сверхновых.

Собственно, сверхновыми называют разные явления, которые внешне можно отличить по спектру и светимости взрыва - а характер и механизм у них совсем разный. Если пренебрегать деталями, выглядят они примерно так:

Самый популярный (в литературе) взрыв сверхновой - это сверхновая типа II. Процесс выглядит так:
Температура и давление внутри звезды зависит от ее массы. Гиганты и сверхгиганты имеют такую массу, что в их центре понемногу начинают идти ядерные реакции, дающие большой энергетический выход, но и требующие колоссальных температур, в звездах меньшего размера не достигающихся. Со временем термоядерный синтез приводит к обогащению внутренних областей звезды тяжёлыми элементами ( в самых больших звездах, сверхгигантах и гипергигантах - железом и никелем. Образование более тяжелых элементов энергию уже не выделяет, а потребляет, поэтому они при ядерном синтезе а недрах звезд практически не образуются).
В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. После образования такого обогащенного тяжелыми элементами ядра его сжатие продолжается, и термоядерные реакции начинают происходить в более высоком слое звезды вокруг центрального ядра, там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. В результате у самых массивных звезд образуется слоистая структура - обогащенное железом ядро, в котором нет реакций,над ним - слои реакций кислорода и углерода, а еще выше - слои реакций менее тяжелых элементов. Постепенно ядро все растет, давление в нем все увеличивается, температура - повышается.
Все это время ядро звезды успешно противостоит сжатию, потому что при сжатии возрастает температура и давление, этому сжатию противостоящие.
Однако в в некоторый момент из-за высокого давления и температуры в ядре звезды протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. В этом процессе образуются нейтрино - и это очень печально, ибо они свободно покидают ядро, нося с собой энергию. Этот процесс нейтринного охлаждения ядра звезды и есть знаменитый URСA-процесс.
В результате потери энергии ядро начинает сжиматься, причем это сжатие уже не вызывает роста давления и температуры - любое их повышение ускоряет образование нейтрино и усиливает охлаждение ядра. В результате, как только начинается нейтринное охлаждение, сжатию уже ничто не противостоит, и ядро звезды стремительно коллапсирует, образуя волну разрежения вокруг себя. Внешние слои звезды стремительно обрушиваются вслед за сжимающимся с околосветовыми скоростями ядром, после удара (и под действием мощнейшего нейтринного всплеска) отбрасываются от него, и формируется сверхмощная ударная волна с температурой в десятки и сотни миллиарды градусов, несущаяся наружу и буквально раскидывающая остатки внешних частей звезды в пространство. На фронте ударной волны из-за колоссальных температур идут термоядерные реакции, в ходе которых образуются все элементы таблицы Менделеева. К этому добавляется еще и перенос энергии в вышележащие слои все тем же потоком нейтрино.
Со стороны виден взрыв колоссальной мощности со светимостью, равной светимости небольшой галактики. Дальше к нему добавляется еще и распад образовавшихся нестабильных элементов...
Таким образом заканчивают жизнь звезды гиганты с массой, превышающей массу Солнца в несколько раз.

Но это - далеко не единственный вариант взрыва сверхновой. Более того - не самый частый. Несколько более частыми являются взрывы сверхновых типа I (строго говоря - Ia, там есть разные тонкости).
Такой взрыв происходит в двойной системе, аналогичной системе новой звезды. Если мы имеем двойную звезду, одним из компонентов которой является белый карлик, размер которого достаточно велик, то может произойти интересное явление - на поверхность карлика от оболочки его компаньона попадает вещество. Масса карлика постепенно растет.Растет давление и температура в его центре. Практически весь карлик представляет собой выгоревшее ядерное топливо, но если температура в его центре растет, она может достичь предела, после которого в этом веществе опять начнутся ядерные реакции. Например, если карлик остался после гиганта массой в две-три солнечных, то ядерное горение в нем остановилось на образовании углерода и кислорода, после чего оболочка звезды улетучилась, а ядро сжалось. Теперь же температура в центре карлика из-за роста его массы может подняться настолько, что в какой-то момент углерод и кислород начинают вступать в термоядерную реакцию, образуя элементы группы железа. Как только эта реакция начинается, она оказывается неустойчивой и начинает быстро распространяться к поверхности, вызывая сверхмощный термоядерный взрыв, вдребезги разносящий поверхностные слои карлика. Мощность такого взрыва сравнима с мощностью ранее описанного взрыва сверхновой типа II, несколько превосходя ее, да и вообще они кое в чем похожи.
Собственно, главное отличие описанных типов взрывов сверхновых со стороны - в спектре взрыва типа Ia практически нет водорода, потому что его уже не оставалось в белом карлике.

Это еще не все. Существуют также типы сверхновых Ib и Ic, по механизму взрыва совсем не похожие на тип Ia, а сходные именно с типом II - они тоже появляются из-за гравитационного коллапса звезды. Разница со "стандартным" взрывом сверхновой типа II заключается только в том, что при этом взрываются массивные звезды в двойных системах, потерявшие водород в оболочке, в результате чего в спектре взрыва водорода нет, и именно по этому признаку их вначале путали со взрывами типа Ia. Собственно, типы I и II - это исторически сложившееся наименование наблюдательных эффектов взрыва, отличаются они именно тем, есть ли в спектре взрыва водород (тип II) или его нет (тип I).
Кстати, если сверхновые типа Iа встречаются везде, где есть звезды, потому что от возникновения звезды до ее смерти как белого карлика и последующего взрыва по описанному механизму проходят сотни миллионов и миллиарды лет, то сверхновые остальных типов - только в областях интенсивного звездообразования, потому что время жизни звезд, взрывающихся как сверхновые, составляет лишь несколько миллионов или десятков миллионов лет, и они не успевают покинуть эти области. Этим сверхновые типа Iа коварны - заведется жизнь в укромном и уютном месте, начнет развиваться, надеясь на безопасность - а потом произойдет в двух-трех десятках световых лет взрыв типа Ia - и узнает биота в последние мгновения своего существования, что абсолютно безопасных мест в космосе практически нет... 

И, наконец, отдельный разговор - о самых грандиозных взрывах звезд - гиперновых.
Их очень немного. Как и гипергигантов - звезд массами от ста солнечных и выше. Зато их взрывы грандиознее взрывов сверхновых. Причина - в первую очередь, в том, что при взрыве таких звезд их ядро не успеет сколлапсировать - при быстром сжатии ядра гипергиганта его энергия может оказаться столь большой, что "остыть" URCA-процессом за несколько секунд оно не успевает, и в нем при колоссальных температурах начинают рождаться электрон-позитронные пары. Они быстро уносят энергию из ядра (как нейтрино в URCA-процессе), ядро в результате продолжает сжиматься, рождая новые электрон-позитронные пары - и, в конце концов, полностью разрушается. А позитроны захватываются вышележащими слоями оболочки звезды, в ней выделяется колоссальная энергия, в результате чего такой взрыв гиперновой оказывается во много раз мощнее любого другого взрыва сверхновой звезды.
Некоторые подробности:
Коллапс ядра гипергиганта начинается таким же образом, как и коллапс ядра любой сверхновой звезды. Однако температура в ядре гипергиганта очень высока - она может превышать триста миллионов градусов, а при такой температуре ядро излучает достаточно жесткие гамма-кванты.Подсчеты показывают, что в зависимости от массы гипергиганта и скорости его вращения взрыв звезды может развиваться по нескольким вариантам.

1. Для любой звезды массой менее примерно 100 солнечных масс гамма-кванты будут, как и в случае обычных сверхновых типа II, выноситься в наружные слои звезды, нагревать их - и при коллапсе ядра за счет URCA-процесса произойдет обычный описанный ранее взрыв сверхновой. Только более мощный.

2. В случае не слишком быстро вращающейся звезды массой от 100 до примерно 130 масс Солнца произойдет следующее: некоторые фотоны приобретут настолько высокую энергию, что сталкиваясь с электронами и ядрами атомов более высоких и холодных слоев звезды, они начнут порождать пары электронов с позитронами. В сущности, и для звезд меньшей массы этот процесс будет иметь место - но доля фотонов столь высокой энергии там оказывается небольшой и существенного влияния на развитие процесса взрыва она не оказывает. В нашем же случае доля таких фотонов достаточно велика - и в результате внешние слои могут быстро нагреться до огромных температур. Результат будет парадоксальным - быстрый нагрев внешней оболочки звезды приведет к ее расширению, падению давления, которое внешние части звезды оказывают на ядро, и, следовательно, к стабилизации поведения звезды и некоторому продлению длительности ее жизни. Внешние же слои, нагретые излучением гамма-квантов и аннигиляцией рожденных при этом позитронов, могут расшириться настолько, что со стороны это будет казаться мощным взрывом, произошедшим на звезде.
Именно таким странным образом жизнь звезды несколько стабилизируется - происходит неразрушающий взрыв мощностью, близкой мощности "обычной" сверхновой, внешние слои звезды разлетаются, звезда продолжает существование. Потом это процесс может повториться. А потом рано или поздно произойдет описанный выше взрыв мощной сверхновой.
Так что, скорее всего, для звезд массой до 130 солнечных масс именно так все и заканчивается - они претерпевают один или несколько таких взрывов, сбрасывая массу, пока, в конце концов, их ядерное топливо в центре окончательно не выгорает, и звезда не взрывается очень яркой сверхновой, как в предыдущем случае.

3. Для звезд с небольшой скоростью вращения и массой, ориентировочно, от 130 до 250 солнечных масс этот процесс происходит куда эффектнее.
Рано или поздно случайный всплеск рождения электрон-позитронных пар в окружающей ядро оболочке окажется настолько мощным, что давление на ядро повысится. Это вызовет, в свою очередь, рост интенсивности образования в ядре жестких гамма-квантов, а следовательно - еще большее повышение тепловыделения и рост давления во внешней оболочке - еще большее повышение интенсивности образования в ядре гамма-квантов - еще больший рост температуры и давления в оболочке... Лавинообразно нарастающий процесс потери устойчивости приведет в результате к колоссальному выносу энергии в прилегающие к ядру слои звезды, в результате которого в этих слоях начинается термоядерный синтез тяжелых (до железа и далее) элементов с дальнейшим тепловыделением. В самом ядре, которое на этой стадии у звезд этой массы практически полностью состоит из железа, начинается синтез никеля и кобальта - а во внешних слоях звезды происходит чудовищной мощи ядерный взрыв, превосходящий по мощности обычную сверхновую примерно на полтора-два порядка.
И обратите внимание: никакого коллапса в центральной части не происходит - описанный процесс протекает так быстро, что коллапс просто не успевает начаться. От центральной части звезды остается огромное (массой в десять и более (по некоторым подсчетам - до тридцати) масс Солнца) раскаленное облако железа, никеля-56 и кобальта-56, которые тоже рано или поздно распадутся до железа. Ну, а внешние части разлетаются в результате чудовищного взрыва.

4. Но и это не все. Теоретически, у еще более массивных звезд мощность взрыва в описываемой стадии столь высока, что в их центральной части должен начаться синтез тяжелых и сверхтяжелых элементов (до урана и далее). Этот синтез потребляет много энергии, в результате чего температура центральных частей ядра падает - и они успевают сколлапсировать в черную дыру.
Так что, как ни парадоксально, судя по всему, после взрыва самых массивных звезд Вселенной тоже остается черная дыра, как и от взрыва куда менее массивных (но все равно, гигантских) звезд - и только в некотором промежутке масс звезды энергия ядра оказывается достаточной, чтобы избежать коллапса.

5. У быстровращающихся звезд коллапс ядра происходит в любом случае, при этом у гипергиганта вдоль оси вращения черной дыры выстреливаются джеты, формирующие длинный гамма-всплеск - механизм коллапсара.

Ну, и графики светимости при взрывах сверхновых разных типов. Шкала светимости по вертикали - логарифмическая, прирост на одну величину соответствует росту светимости в 2,512 раз..

« Последнее редактирование: 28 Дек, 2020, 10:40:21 от фок Гюнце »
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

фок Гюнце

  • Энциклопедист
  • Герцог
  • *****
  • Карма: 4949
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Мужской
  • Сообщений: 29844
  • El sueño de la razón produce monstruos
    • Просмотр профиля
    • Мысли вслух
Re: Космос
« Ответ #148 : 28 Дек, 2020, 11:49:58 »

Туманности

Туманности представляют собой облака газа и пыли, расположенные в галактике и выделяющиеся поглощением, излучением или отражением света на общем фоне неба. Они часто представляют собой очень эффектное зрелище, отчего их фотографии любят рассматривать, а некоторые - помещать в блогах. Кроме этого, они играют важную роль в изучении эволюции звезд и галактик в целом, поэтому их любят фотографировать.
Туманности в целом подразделяются на две группы - диффузные (светлые) и поглощающие (темные). Внешне они отличаются просто - диффузные туманности светятся, а темные, соответственно названию, - нет и даже наоборот, затемняют расположенные за ними участки неба.

Диффузные туманности - это три разнородных класса объектов: отражательные туманности, эмиссионные туманности и туманности, образованные при взрывах сверхновых звезд (остатки сверхновых, supernova remnants, SNR).
Отражательные туманности - это газопылевые облака, отражающие свет находящихся рядом с ними и подсвечивающих их звезд. Они состоят из газа и мелкой пыли, в основном, углеродной (в значительной степени образованной в оболочках сверхгигантов) с примесями других металлов, часто - железа и никеля, выброшенных старыми взрывами сверхновых, и имеют спектр и цвет, близкий к цвету и спектру освещающей их звезды (или звезд) с небольшими добавками. Правда, из-за того, что с уменьшением длины волны свет рассеивается более эффективно (именно по этой причине наше небо является голубым), цвет отражательных туманностей обычно является более синим, чем цвет освещающей звезды.
Пример отражательной туманности - туманность NGC 1999 в Орионе.

Эмиссионные туманности обладают собственным свечением. При этом зачастую отличие эмиссионных и отражательных туманностей заключается не в их природе, а в том, с какими звездами они соседствуют. Звезды ранних спектральных классов О и В излучают много высокоэнергетических фотонов, которые ионизируют газ туманности, а ионизированный газ переизлучает (эмитирует) видимый свет с большей длиной волны (вплоть до красного), который мы и видим. В результате одна и та же туманность, если рядом с ней находится, скажем, красный сверхгигант, не излучающий высокоэнергетических фотонов, будет видна как отражательная, а если голубой - как эмиссионная. Поэтому иногда наблюдаются туманности, часть которых, соседствующая со звездой раннего спектрального класса, является эмиссионной, а другая часть - отражательной.
Пример эмиссионной туманности - Большая туманность Киля. Хорошо видны вызывающие ее свечение сверхгиганты и гипергиганты.
Обозначения на фотографии:
Eta Carinae - знаменитый гипергигант, яркая голубая переменная эта Киля массой около ста пятидесяти солнечных масс, светимостью пять миллионов Солнечных (с растояния в 30 световых лет была бы близка по яркости к Луне в полнолуние).
Увеличенная фотография звезды, окруженной туманностью Гомункулюс, созданной сброшенным ей веществом, достаточно хорошо известна:
HDE303308 - очень яркая звезда главной последовательности, гипергигант класса O3V массой около ста солнечных - главный компонент двойной системы.
HD 93250 - очень яркая звезда главной последовательности, гипергигант класса O3.5V массой сто восемнадцать солнечных.
HD93160 и HD 93161 - пара двойных сверхгигантов.
HD 93219 - двойной гипергигант. Массы компонентов - 120 и 80 солнечных.
HD 93205 - двойной сверхгигант.
HD 93204 - двойной сверхгигант.
Trumpler 14 и 16 star cluster - скопления молодых звезд Трамплер 14 и 16.
Herbig-Haro objects - объекты Хербига-Аро - короткоживущие газопылевые струи, движущиеся в туманности со сверхзвуковой скоростью. Встречаются около глобул Бока  - темных плотных глобул, видных на фотографии, внутри которых находятся формирующиеся или только что сформировавшиеся звезды.
Keyhole Nebula - туманность Замочная Скважина.
Вот как выглядит область интенсивного звездообразования, подобная тем, которые мы видим пурпурными бусинками на инфракрасных изображениях близких галактик.
Некогда, на заре времен, существовали своеобразные колоссальные эмиссионные туманности (облака Лайман-альфа), внутри которых образовывались не звезды, а галактики. Они давно сгинули - точнее, их съели сформированные в них галактики.

Туманности, образованные при взрывах сверхновых звезд, состоят из материала самой взорвавшейся звезды и межзвездного газа и пыли, сжатых и нагретых на фронте ударной волны, распространяющейся после взрыва. Они наблюдаются в течение относительно короткого времени после взрыва (порядка десятков и сотен тысяч лет, пока не охлаждаются и не рассеиваются), имеют высокую температуру (порядка миллионов градусов) и, соответственно, обладают собственным свечением в широком спектре вплоть до рентгеновского. Такие туманности могут иметь сложную и причудливую форму, определяемую начальной динамикой взрыва и взаимодействием ионизированных продуктов взрыва с магнитным полем и ранее сброшенным веществом.
Пример остатка сверхновой - Крабовидная туманность.

Темные туманности свет только поглощают и рассеивают. Они содержат в себе большое количество пыли, препятствующей прохождению фотонов. В результате расположенные за ними источники излучения выглядят более красными, чем на самом деле (опять же, потому что синий свет лучше рассеивается, а красный - лучше пропускается, именно поэтому Солнце на рассвете или закате выглядит красным). При большом количестве пыли они вообще не пропускают свет.
В таких туманностях обычно интенсивно рождаются новые звезды. Как правило, темные туманности весьма велики (так называемые гигантские молекулярные облака), хотя встречаются компактные темные туманности, называемые глобулами Бока.
Фрагмент темной туманности - туманность Конская голова


Темная газопылевая туманность с интенсивным звездообразованием - туманность Змея.


Пример глобулы Бока в туманности IC2944

Часто различие между темными, эмиссионными и отражательными туманностями является случайным. Одна и та же туманность может быть темной, если рядом с ней нет ярких звезд, отражательной, если рядом с ней есть яркие звезды поздних спектральных классов (желтые и красные сверхгиганты) и эмиссионной, если она подсвечивается яркой звездой ранних спектральных классов О или В.
« Последнее редактирование: 28 Дек, 2020, 11:57:09 от фок Гюнце »
Записан
Barbara, Celarent, Darii, Ferio
"Αν ένας γάιδαρος σε κλωτσήσει, δεν έχει νόημα να τον κλωτσήσεις και εσύ" (Σωκράτης)
(אַז מען עסט שוין חזיר, זאָל רינען איבער דער באָרד" (‏שלום עליכם"

Ilona

  • Герцог
  • *****
  • Карма: 1807
  • Оффлайн Оффлайн
  • Пол: Женский
  • Сообщений: 4691
  • Ты хуже дьявола, минорит. Ты шут.
    • Просмотр профиля
Re: Космос
« Ответ #149 : 28 Дек, 2020, 12:22:32 »

Сколько интересного. Сейчас некогда, чемоданы пакую, а вернусь - внимательно изучу и, возможно, поспрашиваю. Вернусь, кстати, более просвещённая по теме. :) Так что пишите, эр Гюнце, у вас отлично получается.
Записан
Вот тот, кто возвещал вам истину и уверял, что у истины вкус смерти. А вы верили не столько его словам, сколько его важному виду.