В 1908 году Генриетта Ливитт (1868-1921, США), изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, опубликовала каталог 1777 переменных звезд, открытых ею в Малом Магелпановом Облаке. Для шестнадцати из них она смогла определить периоды изменения блеска и заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды, тем большее период изменения ее блеска. Поскольку все звезды ММО удалены от нас на примерно одинаковое расстояние, то видимая звездная величина m цефеид отражает ее светимость L.
   В 1912г Генриетта Ливитт  получила уже периоды 25 звезд и сопоставила их на графике с блеском в максимуме и минимуме, таким образом установив зависимость “период-светимость” для цефеид. Сейчас по ним можно определять расстояние до 20 Мпк, вычислив абсолютную звездную величину для короткопериодических М» -1,67-2,54 lg р, для долгопериодических М» 0,2 (2-lg р) и применив формулу lg D =0,2 (m-M)+1. По формуле lg L = 2,47+1,15 lg р можно определить светимость цефеиды в сравнении со светимостью Солнца.

    Выделяют два различных типа цефеид: так называемые классические цефеиды (в плоскости Галактики  - желтые гиганты, Т=1,5¸ 68 дней, > 1000 в Галактике) и цефеиды "населения типа II", также известные как звезды типа W Девы. Их зависимости период-светимость отличаются: для данного периода светимость классических цефеид приблизительно на две звездные величины больше светимости звезд типа W Девы. Это - результат различий в их массе и химическом составе. Меньшая масса звезд типа W Девы обуславливает меньшую светимость.

2). Другие периодические. Вот некоторые:
1. Правильные
а) Мириды – красные гиганты, Т=90¸  730 суток. Прототип  о Кита (Мира Кита или Удивительная Кита). Мира - гигант класса М (R=390R_¤, M=10M_¤), яркость которой изменяется от 2^m  до 10,1^m с периодом 331,6 дней, хотя как период, так и максимальное и минимальное значение яркости слегка нерегулярны. Мира выбрасывает большие количества газа и пыли, которые образуют сильный звездный ветер. Ультрафиолетовые и оптические изображения, полученные Космическим телескопом Хаббл, разрешили белый карлик, являющегося компаньоном Миры, и показали, что основная звезда имеет удлиненную асимметричную форму. Кажется, что в двойной системе происходит передача вещества белому карлику.
б) Лириды – гигантские белые и желтые звезды класса А и F с Т=0,2¸  1,2 суток и изменением яркости от 0,2^m  до 2,0^m (Переменные типа RR Лиры, существует три подтипа Лирид)- старые звезды, известно > 4500 с пониженным содержанием тяжелых элементов. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звездных скоплениях. Их свойства, как и свойства классических цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний. В 1970 году известный советский астроном П. Н. Холопов впервые обнаружил пульсирующую переменную звезду типа RR Лиры в  затменно-двойной системе. Эта двойная система с периодом чуть более двух суток принадлежит карликовой сферической галактике в созвездии Малой Медведицы.

2.Полуправильные – на определенный период накладываются более мелкие колебания.
а) Типа d Щита, класс F с изменением блеска на 0,25^m, Т=3¸  14,6 часа. Интересна n Эридана, Т=4^ч 10^м накладывается на Т_max= 5,25 дня. Прототип мало амплитудных z Близнецов.

 4. Взрывающиеся звезды (Сверхновая звезда)- катастрофический взрыв звезды, в ходе которого выделяется так много энергии, что по яркости она может превзойти всю галактику с ее миллиардами звезд - достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от –11^m до –18^m. Плотное ядро коллапсирует (меньше чем за секунду), увлекая за собой в свободное падение к центру наружные слои звезды. Когда ядро сильно уплотняется до ядерной плотности, его сжатие прекращается, и на верхние слои обрушивается встречная ударная волна, а также выплескивается энергия огромного числа нейтрино. В результате оболочка разлетается со скоростью 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду (пульсар, обнаруживаемый по его радиоизлучению) с массой не превосходящей трех солнечных и размером в 20-30 км, либо черную дыру. При вспышке сверхновой выделяется энергия 10⁴²- 10⁴³ Дж. Оболочка с массой порядка 0,3–1 М_¤ расширяется, образуя туманность - которая видна до 50 тыс. лет, рассеиваясь постепенно. Магнитное поле под действием мощной ударной волны усиливается, и скорость вращения остатка возрастает. Первый ПУЛЬСАР (нейтронная звезда - на возможность существования впервые указал Л. Д. Ландау (1932) сразу же после открытия нейтрона (Дж. Чедвик, 1932), а в 1934 американские астрономы У. Бааде и Ф. Цвикки предположили что образуется при взрыве сверхновых) открыт в созвездии Лисичка в августе 1967 году Энтони Хьюиш  (Англия, Нобелевский лауреат 1974г). Для равновесного устойчивого состояния нейтронных звезд  характерны следующие параметры (в среднем): масса  ~ 2×10³⁰ кг, т. е. равна массе Солнца , радиус R ~ 2×10⁶ см = 20 км, плотность r ~ 2×10¹⁴ г/см³ (r_¤ = 1,4 г/см³); давление р ~ 10³³—10³⁴ дин/см²; минимальный период вращения 10^-3 сек; магнитное поле достигает ~ 10¹² гс (среднее магнитное поле Солнца ~ 1 гс).
     В настоящее время открыто более 1300 пульсаров в радиодиапазоне, из них более 1 000 являются радиопульсарами, а остальные - просто рентгеновскими источниками. Подавляющее их большинство (до 90%) имеет периоды в пределах от 0,1 до 1 с. Есть пульсары с очень малыми периодами, менее 30 мс, так называемые миллисекундные пульсары.  В конце 1982 года в созвездии Лисички был обнаружен миллисекундный пульсар B1937+21 с периодом 0,00155 с. Вращение с таким поразительно коротким периодом означает, что звезда делает 642 оборота в секунду. Но самый быстрый - миллисекундный радиопульсар - нейтронная звезда в шаровом скоплении Terzan 5 (созвездие Стрельца), открытый в 2006 году, вертится вокруг своей оси с частотой 716 Герц.
     Пульсары было принято обозначать четырехзначным числом. Первые две цифры означают часы, две следующие – минуты прямого восхождения пульсара. Впереди ставятся две буквы латинского алфавита, указывающие на место открытия. Первый пульсар получил обозначение СР 1919 – Кембриджский пульсар. Сейчас радиопульсары обозначают буквами PSR и более точным значением координат: прямое восхождение (часы, минуты) и склонение (знак, градусы и угловые минуты).
     Различают два вида сверхновых - сверхновые типа I и сверхновые типа II.  I типа, как правило, в 3—5 раз ярче сверхновых II типа и характеризуются более медленным уменьшением блеска после максимума. Для спектров II типа наиболее характерны интенсивные линии излучения, тогда как для I типа — очень широкие линии поглощения. Другим отличием является присутствие в спектре  II типа сильных линий водорода, почти полностью отсутствующих в спектрах сверхновых  I типа.  Световые кривые сверхновых типа I очень сходны между собой и вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные. Светимость  устойчиво увеличивается в течение примерно трех недель, после чего снижается в течение шести месяцев или больше.  Сверхновые этого типа по видимому рождаются из белых карликов в тесных двойных системах. Световые кривые сверхновых типа II более разнообразны. Только четверть всех сверхновых связана с коллапсом ядер массивных звезд (вспышки II типа и типа Ib). Многие сверхновые образуются при коллапсе (или взрыве) белых карликов (вспышки Ia).   Характеристики сверхновых звёзд

    В эллиптических галактиках, состоящих из небольших красных звезд, вспыхивают сверхновые I типа, а в спиральных, где в рукавах много молодых массивных горячих сверхгигантов, вспыхивают сверхновые II типа.
     Сверхновая - очень редкое событие: за последнюю тысячу лет в Галактике визуально наблюдалось только пять сверхновых, а по подсчетам взрывается одна в среднем в 30 лет, но в большинстве скрыты затеняющей пылью. Каждый год во всех галактиках (вне нашей собственной) обнаруживают около пятидесяти сверхновых. Первую сверхновую  упоминает Гиппарх (134г до НЭ), вспыхнувшую в нашей Галактике. Со сверхновыми в значительной мере связывают также и происхождение космических лучей в Галактике. Предполагается, что ускорение космических лучей происходит в электромагнитных полях пульсаров и частично в ударных волнах расширяющихся оболочек сверхновых звезд. Сверхновые по типам    Списки сверхновых по годам

      SN 1054 (созвездие Тельца) 4 июля 1054г китайские астрономы, вглядываясь в небо, увидели светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его наблюдали в Пекине и Кайфыне и назвали "звездой-гостьей". Это был самый яркий после Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054г., он был виден даже днём. Постепенно объект становился слабее, но всё же оставался видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и наконец исчез 17 апреля 1056г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых - она сияла как 500 млн. Солнц.
   После фотографирования и тщательного исследования участка неба, где находилась сверхновая, было обнаружено, что ее остатки образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был назван Крабовидной туманностью. Туманность расширяется со скоростью 1500км/с, а внутри находится нейтронная звезда 16,4^m с температурой 6-7 млн.К, массой 1,2М_¤, открытая в 1968г. Испускаемые пульсаром PSR 0532 электроны порождают синхротронное излучение. Интервал между вспышками пульсара - 33 мсек; вспышки видны и в видимом свете, и как радиоимпульсы. Крабовидная туманность - один из самых сильных источников радиоизлучения в небе, который до идентификации с известной туманностью радиоастрономы называли "Телец-А". Его излучение регистрируется во всех диапазонах электромагнитных волн – от радиоволн до гамма-лучей. Больше всего энергии он испускает в области гамма-лучей – 10³⁰ дж/с. В рентгеновском диапазоне пульсар излучает около 10³⁰ дж/с. В оптическом диапазоне его мощность примерно в 200 раз меньше, а в радиодиапазоне еще в сотни раз меньше. Принимаемый гамма-поток в рентгеновской области в 5–10 раз меньше. Пульсар в Крабовидной туманности обозначался раньше NP 0531, а теперь он обозначается PSR J0535+2200 (буква J указывает на то, что координаты даны на 2000 год).
  Другие сверхновые:
SN 1006   SN 1572   SN 1604   Гиперновая звезда   Остаток сверхновой    Остатки сверхновых

   Взрыв Сверхновой SN 1987A (обозначения сверхновых SN< год > ) в близкой неправильной галактике, спутнике нашей Галактики, Большом Магеллановом Облаке (созвездие Золотой Рыбы) дал астрономам беспрецедентную для настоящего времени возможность детального изучения сверхновых.  Впервые после 1604г звезда была видна невооруженным глазом на расстояние 5кпк (160 тыс. световых лет). Была звезда М» 20 М_¤, R» 30R_¤ - голубой гигант. Газовая оболочка расширяется со скоростью 15000км/с. Крабовидная туманность была первым источником космического радиоизлучения, в 1949 году отождествленным с галактическим объектом. С ней же связано первое отождествление рентгеновского излучения космического происхождения в 1963 году. В 1953 году в Крабовидной туманности открыли синхротронное излучение. В 1968 году здесь же был открыт пульсар NP 0531 – знаменитый пульсар в Крабовидной туманности. Исследовалась орбитальной обсерваторией “Астрон” модулем “Квант” (на Мире), обсерваторией “Гранат” и “Гамма”. Левый рисунок - звезда до взрыва (показана стрелкой), а справа через две недели после появления сверхновой.
   Некоторые современные сверхновые:
SN 1923A   SN 1945B  SN 1950B  SN 1970G   SN 1979C   SN 1993J   SN 1995al   SN 1996cr   SN 1997D   SN 1998aq   SN 1999em   SN 1999gn

SN 2003hg   SN 2004dj   SN 2005ay   SN 2005bc   SN 2005cs   SN 2005gl   SN 2005ke   SN 2006X   SN 2006bp   SN 2006dm   SN 2006gy

3. Закрепление материала СР№14, или можно использовать контрольную работу Н.Н. Гомулиной "Двойные и переменные звезды. Диаграмма спектр-светимость.

Дополнительно

   За сколько лет Солнце может излучить энергию Е, которая выделяется при вспышке сверхновой звезды? (Если взять среднее значение излучаемой энергии при взрыве сверхновой равной значению 10⁴² Дж, а Солнца 3,876^.10²⁶ Дж, тогда 10⁴²/3,876^.10²⁶≈ 2,58^.10¹⁵ сек = 82 млн. лет)

Дома: §27, вопросы стр. 151, ПР №7,  КР№4

 Урок оформила член кружка "Интернет технологии" Дисенова Аня (9 класс) и Леоненко Катя (11 класс)

дополнение   ЗВЕЗДНЫЕ КАТАЛОГИ