Ацюковский В.А. Эфиродинамические основы космологии и космогонии. М.:Научный мир, 2012. — 282 с. — ISBN 978-5-7082-0339-5

В начало   <<<     Страница 132   >>>    1  2  3  4  5  6  7  8  9  10  11  12  13  14  15  16  17  18  19  20  21  22  23  24  25  26  27  28  29  30  31  32  33  34  35  36  37  38  39  40  41  42  43  44  45  46  47  48  49  50  51  52  53  54  55  56  57  58  59  60  61  62  63  64  65  66  67  68  69  70  71  72  73  74  75  76  77  78  79  80  81  82  83  84  85  86  87  88  89  90  91  92  93  94  95  96  97  98  99  100  101  102  103  104  105  106  107  108  109  110  111  112  113  114  115  116  117  118  119  120  121  122  123  124  125  126  127  128  129  130  131  132  133  134  135  136  137  138  139  140  141  142  143  144  145  146  147  148  149  150  151  152  153  154  155  156  157  158  159  160  161  162  163  164  165  166  167  168  169  170  171  172  173  174  175  176  177  178  179  180  181  182  183  184  185  186  187  188  189  190  191  192  193  194  195  196  197  198  199  200  201  202  203  204  205  206  207  208  209  210  211  212  213  214  215  216  217  218  219  220  221  222  223  224  225  226  227  228  229  230  231  232  233  234  235  236  237  238  239  240  241  242  243  244  245  246  247  248  249  250  251  252  253  254  255  256  257  258  259  260  261  262  263  264  265  266  267  268  269  270  271  272  273  274  275  276  277  278  279  280  281  282 

132

Переменные звезды делятся на два больших класса — затменные переменные звезды и физические переменные звезды [5]. Физические переменные звезды делятся на пульсирующие и эруптивные переменные звезды.

Затменные переменные звезды, по современным представлениям, представляют собой систему из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, причем плоскость их орбит столь близка к лучу зрения земного наблюдателя, что при каждом обороте наблюдается затмение одной звезды другой, сопровождаемое ослаблением суммарного блеска системы. Расстояние между компонентами обычно сравнимо с их размерами. В нашей Галактике обнаружено свыше 4000 звезд этого класса.

Периоды изменения блеска затменных звезд очень разнообразны: у одних они меньше суток, у других сотни дней, у третьих, в состав которых вход сверхгиганты, — несколько десятков лет.

К затменным звездам относятся и пульсары, у которых период изменения яркости составляет немногие секунды, что, по мнению исследователей, свидетельствует о быстром вращении излучающе-

Звезды

133

го в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды), входящего в двойную систему.

У некоторых двойных звезд имеется так называемый невидимый компонент, масса которого превышает 3 массы Солнца, и которые рассматриваются как «черные дыры».

Изменение и стабильность периода блеска здесь объясняется затмениями в системах двойных звезд одной звезды, более яркой, другой, менее яркой.

Пульсирующие переменные звезды характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска, это объясняется пульсацией внешних слоев звезд: при сжатии звезды радиус ее уменьшается, она нагревается, и светимость ее увеличивается, при расширении звезды ее светимость падает.

Периоды изменения блеска пульсирующих переменных звезд колеблется от долей дня (звезды типа RR Лиры, δ Щита и β Большого Пса) до десятков (цефеиды, звезда типа RV Тельца) и сотен дней (звезды типа Миры Кита, полуправильные звезды). Периодичность изменения блеска некоторых звезд выдерживается с точностью хорошего часового механизма, у других она практически отсутствует. Всего пульсирующих звезд известно около 14000.

У этого класса звезд объяснений изменения блеска и величины и стабильности периодов изменения блеска практически нет.

Современная астрофизика делит пульсирующие переменные звезды на семь подклассов:

– долгопериодические цефеиды — переменные звездысверхгиганты с периодами от 1 до 50-200 суток;

– звезды типа Миры Кита — долгопериодические переменные звезды-гиганты с амплитудами более 2,5 звездной величины с хорошо выраженной периодичностью, с периодами, заключенными в пределах от 80 до 1000 суток;

– полуправильные переменные звезды — звезды поздних классов, субгиганты, гиганты или сверхгиганты, с различными неправильностями в изменении блеска с периодами от 20 до 1000 суток и больше;

– переменные звезды типа RR Лиры — короткопериодические цефеиды или звезды в шаровых скоплениях — пульсирующие гиганты со спектральными классами А и F, с периодами из-



Hosted by uCoz