Л.И. Седов - Методы подобия и размерности в механике (1977) (1035538), страница 68
Текст из файла (страница 68)
Кривые блеска и кривые лучевых скоростей очень похожи друг на друга. Таким образом, данные наблюдений, без сомнения, указывают на наличие значительных движеяий газа в фотосфере цефеид. Кроме того, наблюдениями установлено, что колебания блесна сопровождаются изменением пх спектров и эффективных температур. Изменение температуры и радиуса фотосферы обусловливает изменение блеска. Отношение светимостей (полная световая энергия, излучаемая звездой) цефеиды во время колебания изменяется в несколько раз, для 6 Г!ефея это изменение равно 2.
В таблице данта некоторые величины для типичных цефсид. Таблица Данные для характерных цефеид') х х хй а и пах ххх а й хз хн е' ц Ф х хи хмх йх хнй,х ха ха х х х х йх Вх и ах х Зеееле '] Все числовые данные и эта табытце езяты из книги Тееряяняульсаций леремеаных заезд. М., ИД, 1952, Россе ланд С, В этой таблице 8!7 — масса звезды, Иш — масса Солнца, Б— радиус звезды (радиус Солнца еш = 6,96 40е км), 6Ж вЂ” половина разности между наиболыпим и наименьшим значениями радиуса звезды, Лà — средняя абсолютная визуальная величина. В графе «Асимметрия кривой блеска» дано отношение продолжительности падения блеска от максимума до минимума к продолжительности его возрастания.
1 Саг у орь х Су8 6еш 8 Бе 5у 83г т! Ае!! Х 88г т" ББг Ь Сер Т Чс! и СМ! Би су8 ВТЛ г БЯ Тан БГ! Сае ВВ !.уг РБ — КО ГБ — 67 Р8 — КО с6 1т !" 8 — 67 !"2 — 65 Г2 — 69 У5 — 69 Уб — 68 Р4 — 66 РЗ вЂ” 65 срг УΠ— 61 Р1 — 65 Р4 — 62 Р2 — Г9 ВΠ— У2 35,52 !7,12 16,39 10,15 8,38 7,59 7,18 7,01 5,77 5,37 4,44 3,97 3,85 3,73 3,15 1,95 0,567 — 5,52 — 4,00 — 3,92 — 3,16 — 2,87 — 2,72 — 2,62 — 2,60 — 2,30 — 2,19 — 1,95 — 1,81 — 1,78 — 1,74 — 1,58 — 1,15 — 0,35 1,2 0,61 0,69 0.42 0 50 0,85 0,51 0,67 0,74 0,61 0,71 0,08 0,74 0,80 0,33 0,85 8,59 1,79 6,12 1,82 1,47 1,93 1,77 1,33 1,35 1,27 0,97 0,17 0,7! 0,86 0,46 0,30 0,17 145 59 4! 43 33 24 28 27 23 17 20 12 14 14 9,2 4,3 50 е3 19 15 13 !1 11 11 10 9 8 8 7 7 7 5 4 1,7 1,4 1,7 1,0 2,0 2,5 2,0 2,0 '1,4 1,7 1,7 1,0 1,0 2,0 НЕКОТОРЫЕ ДАНЕГЫЕ НАВЛЮДЕНИй 1ррафа «спектральный класс» связана с температурной характеристикой звезды.
Цефеиды, как и все переменные звезды, это— звезды очень высокой светимости и, как правило, являются сверх- гигантами. По массе и по своим размерам цефеиды значительно болыпе, чем наше Солнце. "'" Величины радиусов вычислены в этой таблице в предположении, что фотосфера (расширяюн[аяся или сжимающаяся вместе со звездой) состоит нз одних и тех н е частиц газа.
При этом видно, что изменения радиуса бвь имеют порядок миллионов километров. аюгю5 Уюгь5 УУгусюу Генюгауьу Угюгууь3 -/ Ряс. 129. Кривая папепеппя блеска Новой Орла. Если граница расширяющейся фотосферы совпадает с фронтом ударной волны, то изменение радиуса фотосферы будет болшпим, так как скорость скачка больше, чем измеряемая скорость частиц газа за скачком. Очевидно, что изменение светнмости звезды за счет изменения площади фотосферы для цефеид может быть весьма значительным. Зтот эффект усугубляется, когда перед фронтом ударной волны — границей фотосферы — имеется слой сравнительно холодного газа, который особенно много поглощает излучаемой энергии в моменты минимального радиуса фотосферы. Новыми звездами называются звезды, резко увеличивающие свой блеск на 10 — 12 звездных величин, а в некоторых случаях даьке на 15 величин; это означает, что визуальный блеск таких звезд возрастает в 10000 — 1 000000 раз. Характерной особенностью вспышек новых звезд является их крайняя внезапность; время возрастания блеска имеет порядок одних или двух суток, а освобождение энергии, вызывающее вспышку, происходит, повидимому, всего только за несколько часов.
После достижения максимума блеска происходит медленное спадание блеска до первоначальной величины. На рис. 129 представлено изменение блеска звезды Новой Орла, вспыхнувшей в 1918 г. Изменение блеска сопровождается"резкими изменениями спектров. Характерным является смещение всех линий в фиолетовую сторону, обусловленное возникновением больших радиальных и1а ПРПЛОИСЕНИЯ К ПРОВЛКМАМ АСТРОФ»13!ПСП 1ги. ут скоростей излучающего газа. Зги скорости имеют порядок от нескольких сотен до 3 000 — 4 000 кл/сек. Через некоторое время после вспышки в спектре новой звезды появлшотся яркие запрещенные линии, что характерно для излучения весьма разреженного газа и для спектров газовых туманностей.
Спектрыновых звезд до вспышки и после вспышки через много лет принадлежат к классу О наиболее горячих звезд. Для Новой Орла с помощью метода Занстра по линиям Не-Н было найдено, что через 3 месяца после вспышки температура звезды равнялась 65 000' (температура Солнца равна 6000 ).
Диаметр новых звезд в момент своего мш снмума сравни»с с диаметром орбиты Земли. По различным расчетам астрономы оценивают энергию, выделяемую прн вспышках новых звезд, в 10"— — 10" эрг. Зта энергия равна энергия, излучаемой Солнцем в 10 000 — 100000 лет. В нашей Галактике вспыхивает около 30 новых авезд в год. Между новыми звездами и цефеидами существует промежуточный тип переменных звезд — «повторные новые», которые вспыхивают несколько раз, иногда через несколько лет. Примером й 5 ой П 4 'й /5 Рис. 130.
Еривыс изменения яркости новых засад типа 0 илпаиспоз. такой переменной звезды может слуясить звезда Мира Кита (Удивительная), у которой время между вспьппками 320 — 370 дней; во время вспышки блеск изменяется в 1500 раз. Мол<но указать еще на так называемые карликовые новые звезды типа Н Близнецов, повторяющие свои слабые вспышки— звездноЬ «чихание» вЂ” через одну-две недели. На рис.
130 представлена кривая блеска для таких звезд. Наконец, укажем еще на звезду К Северной Короны, для которой нривая изменения блеска представлена на рис. 131. Внезакные понижения блеска обусловлены поглощением света массами углерода, выбрасываемого звездой. Вспышки новых звезд представляют собой удивительные колоссальные космические взрывы, однако еще более гигантской, трудно представимой чудовищной катастрофой являются вспышки так называемых сверхновых звезд. При вспышках сверхновых НЕКОТОРЫБ ДАННЫВ НАБЛЬОДКНИЙ звезд светимость возрастает в миллиарды раз и сравнима с суммарной светимостью всех звезд Галактики.
Самая яркая наблюдавшаяся сверхновая звезда вспыхнула в ИСС 5253 (достигла абсолютной величины — 18,4). Эта звезда д уььй йьйй Ндй 2%0 дии Рпс. 13С Кривая нзпенення яркостп К Северной Короны. в максимуме блеска светила ярче нашего Солила в 15 миллиардов раз. На рис, 132 дана типичная кривая изменения блеска сверхновой звезды. Кривые падения блеска сверхновых звезд монотонны; Сеииьийрь222еиерь! Деиилрьр Риуерьур Нири2 (2 Ряс. 133. Кривая блеска сверхновой звезды в спиральной тунанностн Х0С 1003. для новых звезд при падении блеска наблюдаются его колебания. Вспышки сверхновых звезд — редкое явление.
В нашей Галактике за последние 1000 лет наблюдались, по-видимому, три сверх- 888 ПРИЛОЖЕНИЯ К ПРОВЛЕМАМ АСТРОФИЗИКИ (Га. У1 новые звезды: первая — это звезда, вспыхнувшая согласно китайским летописям в 1054 г. в созвездии Тельца. Сейчас в этом месте наблюдается туманность, названная Крабовидной. В наши дни зта туманность продолжает расширяться с болыпой скоростью. В центре Крабовидной туманности имеется слабая, но очень горячая звезда с температурой свыше 100 000'.
В качестве второй сверхновой, наблюдавшейся Тихо Браге, считают звезду, вспыхнувшую в 1572 г. в Кассиопее и блиставшую на небе около года (она была видна даже днем при полном блеске Солнца). Третья вспыхнула в 1604 г. в Змееносце. На ее месте сейчас таки(е наблюдается газовая туманность. В других галактиках астрономы уже наблюдали более 100 сверхновых звезд. С современнымя инструментами нз-за большого расстояния наблюдение сверхновых звезд в других галактиках возможно только в моменты максимума их блеска. По оценкам астрономов диаметры сверхновых звезд в момент максимума могут в 250 раз превышать соответствующие диаметры обычных новых звезд и в 5 — 6 раз превьппать диаметр нашей солнечной системы — диэметр орбиты планеты Плутона. За короткий промея(уток времени, порядка несколы1их дкой, прн вспышках сзерхповых звезд выделяется энергия, оцениваемая величиной 10" эрг; такая энергия излучается Солнцем в 10 000 000 лет. С помощью спектроскопических данных обнаружено, что при вспьппках сверхновых звезд газовые частицы в излучающей фотосфере движутся с огромной скоростью, имеющей порядок 6 000 км/оек.
Описанные вылив наблюдеяия вспышек сверхновых звезд, новых звезд и колебаний светимости цефеид показывают, что существо этих явлений самым непосредственным образом связано с движением колоссальных масс газа, из которых образованы соответствующие переменные звезды. Ниже мы рассмотрим постановки задач, и в некоторых случаях их решения, о неустановившнхся движениях газа, которые можно рассматривать как приблия(енные модели колебаний цефеид и вспьппек новых и сверхновых звезд.
л 8 2. Об уравнениях равновесия и движения массы газа, моделирующей звезду Для построения количественного описания равновесия и движения газовых масс, образующих звезду, необходимо установить уравнения равновесия и движения. Ниже мы приводам уравнения равновесия и уравнения движения гравнтирующих по закону Ньютона масс газа. Для движущихся масс мы рассмотрим только случай радиального движения при наличии сферической симметрии. $ м Ов УРАВНЕНИЯХ РАВНОВЕСИЯ И ДВИЖЕНИЯ 339 Для двиясеняя со сферической симметрией уравнение неразрывности, выражающее собой закон сохранения массы, имеет вид — + —,+ — =О, др дрт 2рг (2.1) — = 4лгвр или .// = 4л ~гврс)г.
д./3 дг о (2.3) Температура вещества внутри звезды очень высокая — порядка миллионов градусов, а вблизи поверхности звезды— порядка нескольких тысяч градусов; при таких температурах вещество звезды можно рассматривать как совершенный газ даже в том случае, когда давление и плотность чрезвычайно большие. Поэтому, допуская еще, что имеет место локальное термодинамическое равновесие, уравнение состояния возьмем в виде арт р Риалов +Рсветов = — + 3 в в (2.4) где т — абсолютная температура, Л = 8,3144.10' эре/град моль абсолютная газовая постоянная, р — молекулярный вес (масса одного моля газа, (р) = г/моль), определяемый химическим составом газа '), и а = 7,569 10 " эрг/слсв град' — постоянная плотности излучения (постоянная Стефана). в) Благодаря высоким температурам внутри звезды наступает полная конвэацвя леткнх этвментов.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
