НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ. ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ,

довольно много. В настоящее время их известно более 30 000.  Многие из них вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы – бинокль

зрительную трубу или школьный телескоп.

Амплитуда и период переменной звезды.

звёзды могут и не иметь постоянную кривую блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году

Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооружённым глазом, её видимая звёздная величина 2m,  в период  минимума она уменьшается до 10m и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 332 суток.

с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон Гудрайк открыл

переменность звезды δ Цефея (период 5,366 дней). Все переменные звёзды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соответствующего созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T, … или просто букву V (англ. variable «переменный») с цифрами.

Кривая блеска
звезды Дельта Цефея.

одной из первых открытых переменных звёзд –
δ Цефея. Это

жёлтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру. На определённой глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает её. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, её температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска.

видимая звёздная величина цефеиды, тем больше период изменения её блеска.

Большое  Магелланово
Облако

Малое  Магелланово
Облако

Генриетта
Ливитт

L. А так как сверхгиганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний

до галактик. Так, к 1999 году по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла, которую теперь считают равной 70 км/с на 1 Мпк с точностью 10%.

Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых Облаках от периода переменности.

за несколько часов, а затем тускнеющая, приходящая к своему первоначальному блеску,

называется новой.
Новая возникает в тесных двойных системах, в которых один из компонентов двойной системы – белый карлик или нейтронная звезда. Когда на поверхности белого карлика (на нейтронной звезде) накапливается критическая масса вещества, происходит термоядерный взрыв, срывающий со звезды оболочку и увеличивающий её светимость в тысячи раз. Этот взрыв может повторяться неоднократно в виде повторной новой. Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.

Туманность после взрыва 
Новой в созвездии Лебедя 
в 1992 году видна как маленькое 
красное пятнышко немного выше 
середины фотографии.

амплитуды блеска составляют в среднем около одной звёздной величины. Это звёзды спектральных

классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звёздных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления  астрономических расстояний.

lg r = 0,2 (m – M) + 1 — расстояние до цефеиды

M = 0,2 (2 – lg T) — абсолютная звёздная величина цефеиды

Огромное выделение энергии (такое количество энергии Солнце вырабатывает за миллиарды

лет) сопровождает взрыв сверхновой. Сверхновая звезда может излучать больше, чем все звёзды галактики вместе взятые.

Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке расположена там, где на старых фотографиях была лишь звёздочка 12-й величины. Её величина в максимуме достигла 2,9m, что позволяло легко наблюдать сверхновую невооружённым глазом.

возрастает в десятки миллионов раз, что может превышать светимость всей галактики.

В результате оболочка разлетается со скоростью 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную дыру.

При вспышке сверхновой выделяется энергия 1046 Дж.

туманность после взрыва сверхновой, является сильнейшим источником радиоизлучения.

в широких пределах, а после максимума
падает более резко, чем у сверхновых
I типа. Замечено, что в эллиптических

галактиках, состоящих из небольших красных звёзд, вспыхивают сверхновые I типа. В спиральных галактиках, где в рукавах много молодых массивных сверхгигантов спектральных классов О и В, вспыхивают сверхновые II типа.

Сверхновые II типа.

с галактическим объектом.

синхротронное излучение. В 1968 году здесь же был открыт пульсар NP 0531 – знаменитый пульсар в Крабовидной туманности.

звезда.
Нейтронная звезда легко поместилась бы внутри Московской кольцевой автодороги или

Нью-Йорка.

при температуре 105–106 К. Весь остальной объём, за исключением небольшой

области в центре, занимает «нейтронная жидкость». В центре предполагается наличие небольшого гиперонного ядра. Нейтроны подчиняются принципу Паули. При таких плотностях «нейтронная жидкость» становится вырожденной и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды.

Спичечный коробок с веществом нейтронной звезды весил бы на Земле около десяти миллиардов тонн.

изучения мерцаний космических радиоисточников, Джослин Белл, Энтони Хьюиш и другие сотрудники  Кембриджского университета Великобритании

обнаружили серии периодических импульсов.
Продолжительность импульсов была 0,3 секунды на частоте 81,5 МГц, которые повторялись через удивительно постоянное время, через 1,3373011 секунды.

Миллисекундный пульсар PSR J1959+2048 в  видимом диапазоне.
Импульсы прерываются на 50 минут  каждые 9 часов,
что указывает на то, что пульсар затмевается своей звездой-компаньоном.

посылающей на Землю свои сигналы. Поэтому для этих сигналов ввели обозначение

LGM (сокращение от английского little green men «маленькие зеленые человечки»).
Предпринимались серьезные попытки распознать какой-либо код в принимаемых импульсах. Это оказалось невозможным, хотя, как рассказывают, к делу были привлечены самые квалифицированные специалисты по шифровальной технике.

Пульсары в Магеллановых
Облаках.

За открытие и интерпретацию радиоизлучения пульсаров Энтони Хьюишу была присуждена Нобелевская премия по физике.

источника. Эта пара галактик известна под именем М51 или Водоворот.
Галактика Водоворот.

среди которых увеличено изображение вспышки сверхновой звезды SN 1994I.
Рентгеновское излучение

на месте вспышки SN 1994I

Сверхновая звезда 1994 года, вспыхнувшая на краю спиральной галактики.

вспышки сверхновой.
Снимок космической рентгеновской обсерватории Чандра.