Реферат на тему:
1. Цефеїди. Як ви вже знаєте, зміни видимої яскравості в системах алголів спричинені не зміною світності самих' зір, а їх періодично повторюваними затемненнями. Разом з тим у наш час відомі десятки тисяч фізичних змінних зір, у яких реально змінюється їхня світність. Причому в одних вона змінюється строго періодично, а в інших — з часто порушуваною періодичністю або навіть безсистемне).
Отже, зміна розміру й температури спричиняє зміну світності зір. Тому для всіх фізичних змінних зір типово, що разом із зміною світності відбуваються ті чи інші зміни в спектрі, тобто в стані їх атмосфери.
З періодичних змінних зір особливий інтерес становлять ц е ф е ї д й. Це білі або жовтуваті зорі. Свою назву вони дістали за типовим представником — зорею 6 Цефея. Період її змінності 5,37 доби й амплітуда зміни яскравості від 4,6 до 3,7 зоряної величини. Амплітуди зміни яскравості цефсїд становлять не більш як 1,5 зоряної величини при періодах від десятків хвилин до
кількох десятків діб. Цей період у них багато років незмінний з точністю до часток секунди.
Па малюнку подано зміни яскравості та супровідні зміни температури і променевої швидкості цефеїд.
Із зміною температури дещо змінюється й спектральний клас цефеїд. Причина цього в тому, що цефеїди — пульсуючі зорі. Вони періодично розширюються і стискуються. Стискання зовнішніх шарів спричиняє їх нагрівання.
Цефеїди поділяють на дві групи: короткоперіодичні, інакше зорі типу КК Ліри, з періодами, меншими за 1 добу, і класичні з періодами, більшими за 2 доби. Перші з них гарячіші й мають однакову абсолютну величину М = 0,5.
Класичні цефеїди холодніші й мають незвичайну особливість. Це надгіганти, і їхня світність тим вища, чим більший період зорі. Цефеїди, які найповільніше змінюються, найяскравіші. При періоді близько 50 діб їхня світність в 10000 раз більша, ніж у Сонця. Встановивши світність цефеїди за періодом зміни її яскравості, що легко визначається безпосередніми спостереженнями навіть у найслабших цефеїд, можна обчислити абсолютну зоряну величину М і, порівнявши її з видимою зоряною величиною т. визначити відстань до зорі за формулою
LgD = 0,2 (m —М)+1, що випливає з формули (4).
Тому залежність світності від періоду цефеїд надзвичайно важлива для визначення відстаней і розмірів нашої зоряної системи.
Яскраві цефеїди-гіганти нам видно, як маяки Всесвіту, здалеку. По них ми й намічаємо контури нашої зоряної системи.
2. Нові зорі. Назва «нові зорі» збереглася з давніх часів за зорями, які вважалися справді новими. Зібрані колекції фотографій показали, що так звана нова зоря насправді існувала й раніше, але раптом спалахнула, внаслідок чого її яскравість за короткий час збільшилася в десятки тисяч разів. Після спалаху зоря поступово повернулася до попереднього стану. Амплітуда зміни яскравості нових зір — від 7 до 14 зоряних величин, тобто їх світність може змінюватися в 400000 раз. У максимумі вони бувають від —6 до —9 абсолютних зоряних величин. Можливо, що в нових зір спалахи повторюються з проміжками в тисячі років. Яскраві нові зорі, які в максимумі досягали першої зоряної величини, спостерігалися рідко, наприклад у 1901, 1918, 1925 рр.
Через несподіваність таких спалахів нові зорі відкривають випадково, їх відкривають переважно любителі астрономії, іноді школярі. Для цього треба частіше оглядати сузір'я поблизу Молочного Шляху. Але не сплутайте планету з новою зорею!
Спалах нової зорі відбувається звичайно за кілька днів — катастрофічна, а повернення до попередньої світності триває роками й супроводиться коливаннями яскравості (мал. 78).
Зміни в спектрі нової зорі показали: яскравість зорі збільшується тому, що роздувається фотосфера — зростає її поверхня. У момент максимуму світності діаметр нової зорі більший з-а діаметр земної орбіти. У момент найбільшої яскравості із зорі зривається зовнішній шар і з швидкістю близько 1000 км/с, розширюючись, рине в простір.
Як нові спалахують лише деякі дуже гарячі зорі помірних світностей, причому всі нові зорі, очевидно, є подвійними, отже, нашому Сонцю спалах не загрожує.
3. Наднові зорі. Деякі особливі зорі, невидимі раніше, несподівано спалахують і згасають подібно до нових зір.
Проте в максимумі світності вони бувають у тисячі разів яскравішими, ніж нові зорі, їх називають надновими зорями. Швидкість викидання газів з них також у багато разів більша, ніж у звичайних нових зір.
Внаслідок колосальної світності, яка в максимумі перевищує в десятки тисяч разів світність найяскравіших звичайних зір, ми бачимо наднові зорі на величезних відстанях від нас, в інших зоряних системах (мал. 79). Для оцінки цих відстаней вимірюють яскравість наднових зір. Спалахи наднових зір відбуваються надзвичайно рідко — у середньому один спалах за кілька десятиліть або століть у системі, де налічуються мільярди зір.
Ще до винайдення телескопа в нашій зоряній системі спостерігалося кілька зір, які безсумнівно були надновими. На місці, де одна з них спалахнула в 1054 р. в сузір'ї Тельця, знаходиться особлива, слабкосвітна туманність, названа Крабоподібною (мал. 80). Вона містить іонізований газ у вигляді прожилок, які пронизують її основну аморфну масу. Порівнявши фотографії різних років, з'ясували, що туманність розширюється зі швидкістю « 1 000 км/с, її розширення почалося з моменту спалаху наднової зорі. Газ, що утворив туманність, вона викинула під час спалаху. Пізніше виявилось, що Крабоподібна туманність — одне з найпотужніших джерел радіовипромінювання. Воно спричинене тим, що магнітне поле туманності гальмує породжені під час вибуху зорі електрони, які рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Таке радіовипромінювання електронів у магнітному полі називається нетепловим, або синхротронним. Крабоподібна туманність виявилася також одним з найпотужніших космічних джерел рентгенівських променів.
На місці спалахів інших «близьких» наднових зір також виявлено туманності, що випромінюють радіохвилі й розширюються.
Спалахи наднових зір — найграндіозніші й найрідкісніші з катастроф, що відбуваються з небесними тілами.
Вивчення всіх змінних і нових зір дуже важливе для розуміння природи та еволюції зір взагалі, бо змінні й особливо нові зорі перебувають на поворотних етапах свого розвитку. Крім того, зміни в цих зір легко спостерігати, а в звичайних зір — ні, бо їхні зміни надто повільні.