Реферат: Физические свойства новых и сверхновых звезд

Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда.
Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу.

По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно более 20000 переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп.

Одна из групп – пульсирующие звезды. Первым такую звезду открыл Фабрициус, ученик Тико Браге, еще в 1596 году и назвал ее Мирой; эта звезда меняет свой блеск с периодом 332 дня.

Подобные звезды с длительным периодом называют меридами. Это в основном красные гиганты меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.

Более распространены и хорошо изучены переменные звезды другого класса – цефеиды (названные так по имени Цефея, открытой Гудрайком в 1784 году). Цефеиды – пульсирующие гиганты. Их периоды весьма различны– от 1,5 до 50 суток. Цефеиды обнаружены не только в нашей галактике, но и в Магеллановых облаках и в туманности Андромеды.

К цефеидам относится и Полярная звезда – Малой Медведицы. Амплитуда изменений ее блеска очень мала – от 2,64m до 2,5m, а период – примерно 4 суток.

В чем же причина изменения блеска пульсирующих звезд? Наиболее разработанной является теория, согласно которой пульсации происходят под действием противоборствующих сил – силы притяжения и силы давления газа, выталкивающего вещество наружу.

В сжатом состоянии преобладает давление газа – звезда расширяется. Среднее, уравновешенное состояние звезда проскакивает по инерции, так как расширение идет очень быстро. В расширенном состоянии давление газа ослабевает, силы тяготения снова сжимают звезду.

Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры.

В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, - белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды.

Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.

Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах.

Это физически переменные звёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь.

Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной.

Самая высокая степень переменности наблюдается у так называемых новых и сверхновых звезд. При вспышке новой звезды блеск ее возрастает в тысячи раз. После этого через несколько дней звезда начинает тускнеть, сначала быстро, затем уменьшение блеска замедляется и иногда сопровождается отдельными короткими усилениями.

Большинство новых звёзд являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик.

Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия.

Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды.

Другой вариант объяснения вспышки новых – освобождение энергии в неглубоких слоях звезды. В результате происходит взрыв, распыляющий внешние слои вещества звезды в окружающее пространство. При этом выделяется энергия, которую Солнце дает за десятки тысяч лет.

Однако масса газовой оболочки, выбрасываемой новой звездой относительно невелика и составляет примерно стотысячную долю массы звезды, поэтому через несколько лет звезда возвращается в исходное состояние. Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.

Гораздо более впечатляет взрыв сверхновой. Сверхновая в максимуме блеска имеет величину -12 – -18 m, то есть в сотни и тысячи раз ярче новых звезд. Светимость возрастает в миллионы раз.

Взрыв происходит на большой глубине, большая часть массы звезды (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км./сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Выброшенные газы образуют газовые туманности.

Наиболее известная из них – Крабовидная туманность, являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году, зарегистрированной в китайских летописях. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных.

Законченной теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов, но я считаю что в своем реферате мне удалось собрать и изложить наиболее интересные материалы по этой теме.

Список использованной литературы:

1. И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть
2. П. И. Бакулин. Курс общей астрономии
3. Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной
4. В. П. Цесевич. Переменные звезды и их наблюдение. – М. 1980.
5. В. Г. Горбацкий. Космические взрывы. – М. 1979.
6. Ф. Хойл. Галактики, ядра и квазары. – Изд. "Мир", М.1968.
7. Космонавтика. Энциклопедия. Под ред. В. П. Глушко. М. 1985.
8. Е. П. Левитан. Астрономия для 11 кл. – М. 1994. Бесплатно скачать реферат "Физические свойства новых и сверхновых звезд" в полном объеме