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

В начало   <<<     Страница 134   >>>    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 

134

менения блеска от 0,05 до 1,2 суток и амплитудами до 1-2 звездных величин.

– переменные звезды типа δ Щита — субгиганты спектральных классов А и F с периодом в немногие часы и амплитудой в несколько сотых или десятых долей звездной величины;

– переменные звезды типа RV Тельца – звезды-сверхгиганты со сравнительно стойкой периодичностью изменении блеска с общей амплитудой до 3 звездных величин, кривая блеска состоит из двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами с периодом от 30 до 150 суток, спектральные классы от G до поздних К;

– переменные звезды типа β Цефея или звезды типа β Большого Пса – однородная группа пульсирующих звезд-гигантов, блеск которых меняется в пределах около 0,1 звездной величины, периоды заключены от 0,1 до 0,6 суток, спектральные классы В0В3.

Эруптивные переменные звезды характеризуются неправильными, часто быстрыми и большими изменениями блеска, вызванные процессами, носящими взрывной (эруптивный) характер. Эти звезды делятся на две группы — молодые, недавно сформировавшиеся звезды и звезды почти постоянные, но временами показывающие быстрые и большие увеличения яркости, это новые и сверхновые звезды, повторные новые, а также некоторые другие. Во многих случаях звезды этой группы оказываются двойными системами. Эруптивных звезд известно более 1600.

В отдельную группу здесь могут быть выделены звезды, переменность блеска которых обусловлена неоднородной поверхностной яркостью, вследствие чего при вращении блеск их изменяется.

Также в отдельную группу могут быть выделены сверхновые звезды, в других галактиках их открывают ежегодно до 20. Вспышка сверхновой — наиболее грандиозное явление в мире звезд: ее блеск затмевает блеск всех звезд галактики. Вспышки сверхновых звезд связывают с началом коллапса звезды после истощения источников ядерной энергии. Считается, что после вспышки сверхновая звезда превращается в пульсар — нейтронную звезду, вращающуюся с периодом в немногие секунды и доли секунды, а узконаправленное электромагнитное излучение, выходящее из магнитных полюсов пульсара, не совпадающих с полю-

Звезды

135

сами оси вращения, обусловливает наблюдаемое импульсное излучение пульсара.

5.2. Современные представления о происхождении и развитии звезд

Проблема происхождения и развития звезд в галактиках является фундаментальной проблемой. В настоящее время разработано несколько теорий, объясняющих происхождение и характер поведения звезд. Многие процессы звездной эволюции объяснены ими вполне удовлетворительно, тем не менее, некоторые вопросы, связанные с происхождением звезд, распределением их в галактиках, а также их эволюцией остаются открытыми. Существуют две главные, но противоположные точки зрения на формирование звезд [4].

Согласно первой из них звезды образуются из газовой материи, в значительном количестве рассеянной в Галактике и наблюдаемой оптическими и радиоастрономическими методами. Газовое вещество там, где его масса и плотность достигают достаточно большой величины, сжимается и уплотняется под действием собственного притяжения, образуя холодный шар. В процессе дальнейшего сжатия температура внутри него, однако, повышается до нескольких миллионов градусов; этого достаточно, чтобы для возникновения термоядерных реакций, которые вместе с процессами излучения и обусловливают дальнейшую эволюцию этого шара – звезды.

Согласно второй точке зрения звезды образуются из некоторого сверхплотного вещества. Сверхплотное вещество такого рода еще не обнаружено, и его свойства неизвестны, но то обстоятельство, что в наблюдаемой Вселенной процессы истечения масс из звезд, деления и распада систем наблюдаются во многих случаях, процессы же образования звезд из межзвездного вещества не наблюдаются, говорит в пользу второй точки зрения (?!— В.А.). Последнее утверждение непонятно, поскольку могут быть выдвинуты и другие точки зрения.

Предполагается, что Галактика в целом развилась в процессе конденсации первичного газового облака, богатого водородом. Откуда взялось само это облако, астрофизикой не рассматривает-



Hosted by uCoz