WWW.LIB.KNIGI-X.RU
БЕСПЛАТНАЯ  ИНТЕРНЕТ  БИБЛИОТЕКА - Электронные материалы
 

«конвективной зоны звезды, уста ных пульсаций сталкивается со метричные звездные пульсации, новление распределений ско свойственными этому разделу тогда как анализ ...»

АСТРОНОМИЯ

конвективной зоны звезды, уста ных пульсаций сталкивается со метричные звездные пульсации,

новление распределений ско свойственными этому разделу тогда как анализ нерадиальных

рости осевого вращения и моле физики трудностями. Напри звездных пульсаций проводит

кулярного веса вдоль радиуса. мер, даже в простейшем случае ся в линейном приближении,

Наблюдаемые изменения перио бесконечно малых адиабатичес предполагающем бесконечно дов нерадиальных мод служат ких радиальных звездных пуль малые амплитуды смещения. Не непосредственным тестом выво саций решение уравнений не сомненно, что по мере роста дов теории охлаждения белых может быть получено в анали производительности компьюте карликов, представляющих со тическом виде, поэтому в осно ров возможности вычислитель бой финальную стадию эволю ве всех результатов теории ле ной радиационной газовой ди ции звезд с массой, близкой жат сложные и трудоемкие вы намики распространятся на ре к солнечной. числения. Существующие в нас шение трехмерных задач, и свое Представляя собой одно из тоящее время вычислительные развитие получит нелинейная направлений радиационной га средства позволяют модели теория нерадиальных звездных зовой динамики, теория звезд ровать лишь сферически сим пульсаций.

Литература Eddington A.S. // The Internal Constitution of the Stars. Cambridge, 1926.

1.

Eddington A.S. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1941. V.101. P.182—194.



2.

Жевакин С.А. // Астрон. журн. 1953. Т.30. С.161—179.

3.

Жевакин С.А. // Астрон. журн. 1954. Т.31. С.141—153.

4.

Zhevakin S.A. // Annual Review of Astron. and Astrophys. 1963. V.1. P.367—400.

5.

Кокс Дж.П. // Теория звездных пульсаций. М., 1983.

6.

Unno W., Osaki Y., Ando H. et al. // Nonradial Oscillations of Stars. Tokyo, 1989.

7.

Современные наблюдения классических цефеид Л.Н.Бердников, А.С.Расторгуев, Н.Н.Самусь лассическими цефеидами* обусловлена их радиальными кривые изменения блеска асим К называют желтые (принад пульсациями. В настоящее вре метричны. Во время пульсаций лежащие к спектральным мя в Общем каталоге перемен изменяются размеры (до 10%) классам F и G) сверхгиганты из ных звезд [1] зарегистрировано и показатели цвета, а значит, звездного населения I типа, пе около 700 цефеид Галактики, пе и температура — в максимуме ременность блеска которых

–  –  –

ПРИРОДА • №8 • 2006 23 АСТРОНОМИЯ Что же известно к настояще му времени о цефеидах и поче му необходимы их дальнейшие исследования?

Оглядываясь назад Первые цефеиды — Орла и Цефея — были открыты анг лийскими астрономами люби телями Э.Пиготтом и Дж.Гудрай ком в 1784 г. Наблюдения пере менных звезд поначалу велись Николай Николаевич Самусь, доктор физико математичес визуальным методом, поэтому ких наук, ведущий научный сотрудник Института астроно число открытых объектов росло мии РАН и Государственного астрономического института медленно: в последующие им.П.К.Штернберга МГУ им.М.В.Ломоносова (ГАИШ), сопредседа 100 лет их было найдено немно тель Международной общественной организации «Астрономи гим более сотни, включая деся ческое общество». Руководит работами по составлению ката ток цефеид. Положение карди логов переменных звезд, занимается измерением лучевых ско нально изменилось в конце ростей цефеид и исследованиями шаровых звездных скоплений.

XIX в., когда астрономы стали применять фотографию: порой Леонид Николаевич Бердников, доктор физико мате открывали до полутысячи пере матических наук, ведущий научный сотрудник ГАИШ. Область менных звезд в год. В начале научных интересов — фотометрия классических цефеид, ис XX в. было подмечено, что чем следования их распределения в Галактике и эволюционных из ярче цефеида, тем длиннее ее менений периодов.





период изменения блеска.

На рис.1, заимствованном из ис Алексей Сергеевич Расторгуев, доктор физико математи торической работы Г.Ливитт [2], ческих наук, профессор физического факультета МГУ и веду показано, как связана с лога щий научный сотрудник ГАИШ. Занимается изучением строе рифмом периода видимая звезд ния, кинематики и динамики Галактики, исследованиями пе ная величина цефеид Малого ременных звезд и звездных скоплений.

Магелланова Облака в максиму ме и в минимуме. Эта законо мерность получила название за висимости «период—свети мость». В те годы уже знали, что мощью зависимости «период— Солнце из центра единственной Малое Магелланово Облако светимость» можно найти рас (как казалось прежде) звездной представляет собой изолиро стояния до далеких цефеид. Бла системы Млечного Пути на ок ванную звездную группировку, годаря этой зависимости цефеи раину одной из бесчисленного т.е. все ее звезды находятся ды стали играть важнейшую множества таких систем. Сейчас практически на одинаковом роль в астрономии: по сравне найденные данным способом расстоянии от нас. А это значит, нию с другими объектами рас расстояния используют для оп что соотношение между перио стояния до далеких цефеид мож ределения постоянной Хаббла, дом и видимым блеском отража но определить легче и точнее, которая является ключом для ре ет связь между периодом и ис а значит, можно узнать расстоя шения вопроса о возрасте Все тинной светимостью звезды (ее ние и до любой галактики, где их ленной, ее прошлом и будущем.

абсолютной звездной величи удается обнаружить. Так, откры Точность измерения расстоя ной). Определив мощность из тие цефеид в галактиках М 31, ний этим способом зависит как лучения близких цефеид други М 33 и NGC 6822 позволило аме от точности установления зави ми способами (измерив триго риканскому астроному Э.Хабблу симости «период—светимость»

нометрический параллакс, уста в 1927—1928 гг. оценить рассто [3], так и от степени изученнос новив так называемый статисти яние до них и окончательно до ти самих цефеид. Поэтому в ко ческий параллакс или восполь казать, что они лежат за преде нечном итоге все упирается зовавшись данными о цефеидах лами нашей Галактики и предс в проведение большого числа в звездных скоплениях с извест тавляют собой самостоятельные наблюдений. До середины ными расстояниями) и сравни крупные звездные системы. прошлого века фотометричес вая истинную светимость и ви Можно сказать, что именно це кие наблюдения проводились димую яркость звезды, с по феиды «переместили» наше визуальными или фотографи ПРИРОДА • №8 • 2006 АСТРОНОМИЯ ческими методами, которые да вали большие ошибки и не поз воляли надежно определить рас стояния до цефеид и выяснить их физические характеристики.

Ситуация качественно измени лась с появлением фотоэлектри ческих фотометров, в которых регистрация светового излуче ния основана на фотоэффекте.

Точность измерений блеска по высилась на порядок, а глав ное — стало возможным прово дить высокоточные наблюдения звезд в различных участках спектра, что позволило опреде лять межзвездное поглощение света от каждой звезды, ее тем пературу, расстояние и т.п.

Массовые фотоэлектричес кие измерения блеска цефеид стали проводиться с начала 1950 х годов, и в течение двух десятилетий интенсивность наблюдений оставалась высо кой в обсерваториях многих стран, за исключением нашей.

Именно в это время С.А.Жеваки ным были заложены физичес Рис.1. Зависимость между звездной величиной в максимуме (показана кие основы теории цефеид, объ цветом) и минимуме и логарифмом периода (в сутках) для цефеид яснены причины радиальных Малого Магелланова Облака из работы Г.Ливитт 1912 г.

пульсаций этих звезд. Долго срочные наблюдательные прог раммы всегда особенно успеш но проводили российские и со ветские астрономы, и когда в се мидесятых годах число прово димых наблюдений цефеид по всеместно стало быстро умень шаться из за переключения уче ных на более «модные» направ ления, эстафету исследований подхватили в нашей стране.

С начала восьмидесятых цефеи ды стали активно и регулярно наблюдаться только у нас: в те чение последующих двадцати пяти лет было получено свыше 75 тыс. наблюдений в широко полосной системе UBVRI, что составляет сейчас около 60% всего мирового наблюдательно го материала цефеид в этой стандартной системе.

На рис.2 показано распреде ление цефеид с надежно опре деленными расстояниями в плоскости Галактики. Солнце находится в центре рисунка, по ложение центра Галактики (GC) Рис.2. Распределение цефеид в проекции на плоскость Галактики.

ПРИРОДА • №8 • 2006 25 АСТРОНОМИЯ отмечено крестом.

Цефеиды дают с линиями постоянного сят разности между наблюдае изображены кружками, диамет периода, значит, при пересече мыми моментами максимально ры которых пропорциональны нии звездой полосы нестабиль го блеска (O) и предвычислен периодам в масштабе, показан ности ее период будет медленно ными моментами (C). В случае ном внизу слева. Поскольку це изменяться. Мы видим, что, со монотонного векового измене феиды принадлежат плоской гласно теоретическим расчетам ния периода диаграммы O—C составляющей Галактики, изуче эволюции, эволюционный трек будут иметь форму параболы, ние их пространственного звезды с массой в четыре сол ветви которой идут вверх или распределения позволяет опре нечных пересекает полосу не вниз в зависимости от направ делить реальную структуру га стабильности только один раз, ления эволюции.

а трек более массивной (7 M ) лактического диска [4]. При изучении изменяемости Важнейшая наблюдательная звезды — троекратно. Для неко периодов очень важно охватить характеристика цефеиды — пе торых звезд теория эволюции наблюдениями как можно боль риод ее пульсаций. Уже в начале может предсказывать и пяти ший интервал времени.

XX в. у некоторых звезд были кратное пересечение полосы При этом не только собираются обнаружены небольшие измене нестабильности, и каждый раз все опубликованные ранее дан ния периодов, у некоторых при этом звезда становится це ные, но и изучаются старые фо звезд период систематически феидой. Если движение в полосе топластинки, имеющиеся в ар увеличивается или уменьшается нестабильности на нашей диаг хивах многих астрономических на протяжении десятилетий. рамме происходит слева напра обсерваторий. С помощью ста Природа изменений периода во, то период цефеиды возрас рых данных удается сконструи оставалась неизвестной вплоть тает, если же справа налево — ровать диаграммы O—C, охва до 1960 х годов, когда появле уменьшается. Средством анали тывающие столетний (а иногда ние ЭВМ дало толчок к бурному за изменений периода служит и более продолжительный) вре развитию теории звездной эво диаграмма O—C, на которую менной интервал, что помогает люции, которая и предсказала в зависимости от времени нано выявить эволюционные измене систематические медленные из менения периодов цефеид. Це феида подобна пружинному ма ятнику, роль жесткости пружи ны играет средняя плотность вещества звезды. У эволюциони рующей звезды постепенно ме няется диаметр, а значит, и средняя плотность.

Что уже знаем При изучении эволюции звезд всегда обращаются к диаг рамме Герцшпрунга—Рассела, которая связывает температуру и светимость звезд. В ходе эво люции звезда перемещается по диаграмме вдоль кривой, имену емой эволюционным треком.

На рис.3 представлена теорети ческая диаграмма Герцшпрун га—Рассела, на нее нанесены эволюционные треки звезд с массой, в четыре (внизу) и семь (вверху) раз превосходя щей солнечную. Штриховыми линиями показаны границы по лосы нестабильности, т.е. облас ти, в которой звезды становятся цефеидами, а цветными отрез Рис.3. Эволюционные треки звезд на теоретической диаграмме ками — линии одинаковых пе Герцшпрунга—Рассела (по вертикали отложены логарифмы светимости, риодов цефеид. Треки не совпа по горизонтали — логарифмы эффективной температуры).

ПРИРОДА • №8 • 2006 АСТРОНОМИЯ ния периодов для большинства цефеид. В качестве примера на рис.4 приведена диаграмма O— C для цефеиды VY Киля [5], пе риод которой необыкновенно быстро уменьшается.

Подобный анализ, проведен ный почти для 200 цефеид, по казал хорошее совпадение наб людаемых скоростей изменения периодов с теоретическими, что позволяет определять, какой по счету раз каждая из звезд оказа лась в полосе нестабильности, а в перспективе сделает возмож ным строить зависимость «пе риод—светимость» отдельно для каждого такого этапа эволю Рис.4. Диаграмма O—C для цефеиды VY Киля, период которой быстро ции. В результате возрастет точ изменяется (разность O—C выражена в долях периода звезды, который ность измерения расстояний до составляет 18.94 сут).

цефеид, так как уменьшится разброс точек на зависимости (он связан в том числе и с тем, изучения свойств самих объек 0.1 км/с, а скорости многих сла бых цефеид вообще получены что звезды, находящиеся на раз тов, так и в качестве индикато впервые. На основе таких ре ных по порядку пересечениях ров расстояний при анализе структуры диска Галактики и для зультатов можно решить целый полосы нестабильности, могут иметь равные периоды, но раз уточнения постоянной Хаббла. ряд важных проблем строения В последние два десятилетия и кинематики Галактики.

ные светимости).

Реализация проектов по по усилия исследователей были иску эффектов гравитационно направлены на массовое измере го микролинзирования, помимо ние лучевых скоростей класси Что предстоит узнать решения основных поставлен ческих цефеид, т.е. скоростей ных задач, позволила открыть движения их атмосфер вдоль лу Во первых, благодаря высо более тысячи новых цефеид ча зрения, определяемых на ос кой светимости цефеид и срав в Магеллановых Облаках.

Боль нове эффекта Доплера. Эти ско нительно надежно установлен шинство из них имеют неболь рости отражают движение цефе ной шкале расстояний можно шие амплитуды изменений блес иды в Галактике (для цефеид использовать их лучевые ско ка и, как выяснилось, пульсиру в двойных системах — и орби рости для уточнения кривой вра ют в первом обертоне. Тот факт, тальное движение), а также пуль щения Галактики, причем что что свыше трети цефеид Магел сационные движения в атмосфе особенно важно — на больших лановых Облаков имеют малые рах. Начиная с 1986 г. при помо расстояниях от ее центра.

амплитуды, совершенно не сог щи созданного в ГАИШ МГУ кор Для этой цели лучше всего под ласовывался с ситуацией в на реляционного спектрографа — ходят цефеиды с галактически шей Галактике, где на долю та измерителя лучевых скорос ми долготами вблизи 135 и 225°.

ких цефеид приходилось всего тей — астрономы ГАИШ и Инс Более того, пользуясь получен около 8%. Противоречие разре титута астрономии РАН сделали ными данными совместно с ин шилось довольно скоро — через более 10 тыс. измерений для 165 формацией о молодых рассеян несколько лет были опубликова цефеид северного неба с харак ных скоплениях, можно по воз ны первые результаты монито терной погрешностью порядка мущениям поля пространствен ринга южного неба с ПЗС при 0.5 км/с и впервые построили ных скоростей установить ос емниками излучения (проект кривые изменения лучевых ско новные параметры волны плот ASAS), при котором было найде ростей с относительной точ ности, определяющей спираль но более тысячи звезд, показы ностью, сравнимой с точностью ную структуру Галактики, такие вающих периодические измене фотоэлектрической фотомет как угол закрутки спиралей ния блеска небольшой амплиту рии. Полученный массив ориги и амплитуды возмущений ско ды, а среди них, несомненно, нальных высокоточных данных ростей, составляющие 5— есть и цефеиды. Это означает, стал богатейшим в мире. Сред 10 км/с. Вследствие серьезного что имеется шанс значительно няя скорость (скорость систе влияния эффектов наблюдатель увеличить число известных це мы) большинства цефеид опре ной селекции (неполнота вы феид и использовать их как для делена с погрешностью менее борки, сильное межзвездное ПРИРОДА • №8 • 2006 27 АСТРОНОМИЯ поглощение) на пространствен ное распределение объектов именно особенности кинемати ки цефеид и скоплений содер жат самую богатую информацию о спиральном узоре Галактики.

Во вторых, пространствен ные скорости цефеид, вычис ленные на основе надежно из меренных лучевых скоростей, а также собственных движений, приведенных в каталоге HIPPAR COS, дают возможность приме нить метод статистических па раллаксов для определения их кинематических характеристик и уточнения шкалы расстояний.

Предварительные результаты показали, что выборка цефеид с периодами пульсаций менее 9 суток может быть «засорена»

цефеидами, пульсирующими в первом обертоне. Зависимость «период—светимость» для таких Рис.5. Кривые изменения лучевых скоростей двойной цефеиды SU пульсаций иная, что необходи Лебедя.

мо учитывать. Этим же методом показано, что шкала расстояний группы цефеид с более продол жительными периодами не нуж стных двойных цефеид. Перио феиды, радиусы которых будут дается в заметной коррекции. ды подавляющего числа спект доступны непосредственному В третьих, многолетний мо рально двойных цефеид состав измерению при помощи совре ниторинг лучевых скоростей ляют сотни дней, что согласует менных интерферометричес открывает перспективу исследо ся с их большими геометричес ких методов. В частности, зави вания спектрально двойных це кими размерами. В качестве симость «период—радиус»

феид. Поскольку спутниками примера на рис.5 показаны ор у классических цефеид откры сверхгигантов цефеид являют битальная и пульсационная кри вает дополнительные возмож ся, как правило, звезды главной вые изменения лучевых скорос ности для выделения цефеид, последовательности, практичес тей двойной цефеиды SU Лебедя, пульсирующих в первом или ки не вносящие вклада в суммар орбита которой характеризует втором обертоне, и уточнения ный блеск, в спектрах исследуе ся довольно высоким эксцент на этой основе индивидуальных мых цефеид видны линии толь риситетом (0.36). Мы оцениваем расстояний цефеид Галактики.

ко одного компонента. На осно долю спектрально двойных це Суммируем сказанное: клас ве нашей базы данных по высо феид Галактики в 22%, что хоро сические цефеиды лежат в осно коточным лучевым скоростям шо согласуется с долей спект ве современной шкалы расстоя [6] удалось обнаружить ряд ра рально двойных звезд гигантов. ний во Вселенной, остаются од нее неизвестных двойных цефе И наконец, объединяя ин ним из основных средств иссле ид, и по фотометрическим формацию о лучевых скоростях дования строения и кинематики и спектральным данным, полу цефеид с многоцветными фото нашей Галактики и являются ченным в однородной системе, метрическими данными, можно объектами, позволяющими наи найти параметры орбит и массы рассчитать пульсационные ра более надежно проверить тео компонентов новых и уже изве диусы цефеид и выделить те це рию эволюции звезд.

Литература Холопов П.Н., Самусь Н.Н., Горанский В.П. и др. Общий каталог переменных звезд. Т.I—III. М., 1985—1987.

1.

Leavitt H. Harvard Observatory Circular №173. 1912. P.1—3.

2.

Бердников Л.Н., Возякова О.В., Дамбис А.К. // Письма в Астрон. журнал. 1996. Т.22. №12. С.936—944.

3.

Бердников Л.Н. // Письма в Астрон. журнал. 1987. Т.13. С.110—117.

4.

Turner D.G., Forbes D., van den Bergh S. et al. // Astronomical Journal. 2005. V.130. №3. P.1194—1205.

5.

Горыня Н.А., Самусь Н.Н., Сачков М.Е. и др. // Письма в Астрон. журнал. 1998. Т.24. №12. С.939—942.

6.

Похожие работы:

«УДК 539.26 МОДЕРНИЗАЦИЯ И АВТОМАТИЗАЦИЯ ГОНИОМЕТРИЧЕСКИХ ПРИСТАВОК ДЛЯ РЕНТГЕНОТЕКСТУРНОГО АНАЛИЗА М. Т. Величко, к. т. н., с. н. с., О. Б. Гирин, д. т. н., проф. Украинский государственный химико-технологический университет, г. Днепропетровск Введение. Для повышения точности текстурного анализа, выполняемого...»

«А.П. Кузнецов, С.П. Кузнецов, Л.А. Мельников, А.В. Савин, В.Н. Шевцов ОЛИМПИАДНЫХ ЗАДАЧ ПО ФИЗИКЕ А.П. Кузнецов, С.П. Кузнецов, Л.А. Мельников, А.В. Савин, В.Н. Шевцов ОЛИМПИАДНЫХ ЗАДАЧ ПО ФИЗИКЕ Саратов Издательство "Научная книга" УДК 530.77 К89...»

«уральский государственный горный университет Институт геологии и геохимии УрО РАН ЛЛ Екатеринбург Федеральное агентство по образованию ГОУ ВПО "Уральский государственный горный университет" Институт геологии и геохимии УрО РАН А.В. Маслов ОСАДОЧНЫЕ ПОРОДЫ: методы изучения и интерпретац...»

«ПОДСЕКЦИЯ "БИОХИМИЯ" Получение и характеристика рекомбинантных Fab фрагментов антител клона 19С7, специфичных к сердечной изоформе тропонина I человека Альтшулер Е.П. (Москва, lapotok@gmail.com) Изоформа тропонина I из сердца человека (hcTnI)...»

«УДК 624: 131 Вестник СПбГУ. Сер. 7. 2013. Вып. 1 Д. Ю. Здобин НОВЫЙ ВИД ДИСПЕРСНЫХ СВЯЗАННЫХ ОРГАНИЧЕСКИХ ГРУНТОВ — МОРСКОЙ ФИТОЛИТ Комплексные исследования вопросов формирования состава и  физико-химических свойств прибрежно-морских органо-минеральных грунтов проводились на своеобразном природном образован...»

«Затвердевание сплавов УдК 669.18: 621.746 в. а. Мамишев Физико-технологический институт металлов и сплавов НАН Украины, Киев систеМное исследование реотерМиЧесКиХ проЦессов теЧениЯ и теплооБМена при КристаллиЗаЦии сплавов Выполнен системный анализ течения гетерогенного расплава и теплообмена в двухфазной зоне кристаллизации и...»

«Глава 4. Пути расширения метатеории Мы обсудим теперь возможности формалистской программы обоснования математики, которая была предложена Д. Гильбертом. Целью обоснования математики является здесь не редукция к логике или к арифметике, а обоснование непротив...»








 
2017 www.lib.knigi-x.ru - «Бесплатная электронная библиотека - электронные материалы»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.