Stjärnornas fysik

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 13 december 2021; kontroller kräver 3 redigeringar .

Stjärnfysik  är en gren av astrofysik som studerar stjärnornas fysiska sida ( massa , densitet och så vidare). Att förstå processerna för stjärnors födelse och död kräver tillämpning av nästan alla underavdelningar av modern fysik [1] .

Dimensioner, massor, densitet, ljusstyrka för stjärnor

För närvarande finns det många studerade stjärnor, som var och en är unik och skiljer sig från andra i sina parametrar (storlek, massa, densitet, färg och andra). På tal om stjärnors fysiska data är det omöjligt att ignorera metoderna för att erhålla dessa data. Stjärnstorlekar kan bestämmas på flera sätt. Den första metoden är användningen av en optisk interferometer med ytterligare användning av de erhållna data för att beräkna storleken med hjälp av formler. Nackdelen med denna metod är bristen på exakta data om radien av stjärnan som studeras. Denna metod är svår att använda för stjärnor som är långt från vår planet. För att bestämma storleken på många andra stjärnor används den andra metoden. Vid beräkningen av data används vår planets satellit, Månen. Det är hon som stänger den studerade stjärnan och blockerar gradvis dess ljus. Vid denna tidpunkt är stjärnans så kallade vinkelstorlek fixerad, varefter stjärnans verkliga storlek beräknas med hjälp av data om avståndet till den. Det finns också ett tredje sätt att beräkna dimensioner. Den består av en teoretisk beräkning av storleken på en stjärna, baserad på uppskattningar av den totala ljusstyrkan och temperaturen enligt Stefan-Boltzmanns lag . Som nämnts tidigare är varje stjärna unik på sitt sätt. Om vi ​​delar upp alla stjärnorna efter deras storlek kan vi prata om dvärgstjärnor, jättestjärnor, vars storlek är jämförbar med storleken på solsystemet, och resten av huvudsekvensstjärnorna, som utgör majoriteten .

Massa av stjärnor

Massan av stjärnor som ett studieobjekt är en mycket viktig egenskap. Massan varierar beroende på mängden materia i stjärnan. Följaktligen förändras också trycket, temperaturen och många, många andra faktorer beroende på mängden ämne. Astronomi har för närvarande ingen metod för att direkt och oberoende bestämma massan av en isolerad stjärna. För huvudsekvensstjärnor har det konstaterats att ju större massa, desto högre ljusstyrka har stjärnan. Detta beroende är icke-linjärt: till exempel, med en fördubbling av massan, ökar ljusstyrkan med mer än 10 gånger. I allmänhet skiljer sig massorna av stjärnor, från de största till de minsta, bara några hundra gånger.

Densitet av stjärnor

Stjärnornas täthet beror till stor del på stjärnans storlek. Låt oss komma ihåg den välkända regeln (källa?) att tätheten för jätte- och superjättestjärnor är mycket lägre (5..10 mg/m 3 ) än den för medelstora och små stjärnor. Ledarna i densitet är dvärgstjärnor (deras täthet varierar från 900 till 10 11 kg/m 3 ). Den stora skillnaden i densitet kan förklaras av de mycket intressanta egenskaperna hos dessa stjärnors ämnen. Faktum är att stjärnmateriens elektroner rivs bort från kärnornas atomer. Och tillståndet för aggregation av detta ämne är svårt att tillskriva något aggregationstillstånd. När allt kommer omkring är detta varken ett flytande eller ett fast tillstånd, men det anses ändå vara gasformigt.

Stjärnornas ljusstyrka

Med hjälp av moderna teleskop blev det möjligt att dela in stjärnorna i 24 grupper beroende på deras ljusstyrka. Tidigare var det vanligt att bara dela in stjärnorna i sex grupper. Enheten för att mäta stjärnors ljusstyrka är att ta den latinska bokstaven "m", det förkortade ordet "magnitude", som betyder "magnitude" på latin. De ljusaste stjärnorna klassificeras som stjärnor av den första magnituden (1m). Stjärnor med lägre ljusstyrka tilldelas 2m. Ytterligare uppdelning av stjärnornas ljusstyrka sker i fallande ordning (det vill säga att de svagaste stjärnorna tilldelas 24m-gruppen).

Stjärnornas temperatur

2017 hittades en brun dvärg med en temperatur på 27°C [2] .

Stjärnornas magnetfält

Ett stjärnmagnetfält är ett magnetfält som skapas av rörelsen av ledande plasma inuti huvudsekvensstjärnor . Denna rörelse skapas av konvektion , som är en form av energiöverföring från centrum av en stjärna till dess yta genom fysisk rörelse av material. Lokala magnetiska fält verkar på plasman, vilket gör att de magnetiserade områdena stiger i förhållande till resten av ytan och kan till och med nå stjärnans fotosfär . Denna process skapar stjärnfläckar på ytan av stjärnan (liknande solfläckar ), och det associerade utseendet av koronala slingor [3] .

Star Wind Bubble

En stjärnvindbubbla (astrosfär) är ett område av rymdvolymen i ett stjärnsystem där stjärnvinden från en stjärna (eller stjärnor) har en positiv hastighet bort från sin stjärna. Från utsidan är astrosfären villkorligt begränsad av en kollisionsfri chockvåg, bestämd av balansen mellan stjärnvindtryck, å ena sidan, och å andra sidan av trycket från magnetfältet och det interstellära mediet [4] . Heliosfären är ett specialfall av astrosfären.

Regionen kan vara flera ljusår över för en massiv stjärna av klasserna O , B , Wolf-Rayet-stjärnor . Den är begränsad till den heta gasen från det interstellära mediet i chockvågszonen, som värms upp av stjärnvindens höga hastighet (upp till flera tusen km/s (för unga och heta stjärnor). Gasen från insidan av systemet "blåses ut" av vinden utåt. Astrosfären med mindre heta stjärnor (till exempel solen) värmer upp den interstellära gasen något.

Astrosfärer har en struktur med två stötvågor [5] : området där vinden saktar ner kallas stötvågsgränsen ; området längs vilket vindens och det interstellära mediets tryck är balanserat, det vill säga på vilket vinden tappar fart helt, kallas astropausen (i analogi med heliopausen ); gränsen vid vilken kollisionen och blandningen av det interstellära mediet med den mötande stjärnvinden inträffar är bogstötvågen . Gasen i zonen för stötvågsgränsen kan värmas upp till 10 6 K och generera röntgenstrålar på grund av dess jonisering till plasmatillståndet .

Bubblan i sig är inte sfärisk. Å ena sidan är den förlängd, och å andra sidan komprimeras den, beroende på rotationsriktningen för stjärnsystemet runt galaxens galaktiska centrum och på tätheten hos närliggande stjärnor och deras energikraft.

Med en hög täthet av interstellär gas och stoft, eller i närvaro av ett tidigare utskjutet stjärnskal, bildas nebulosor som observerats från jorden, skapade av chockvågor (till exempel Halvmånenebulosan ).

Det finns också "superbubblor", de så kallade H II-regionerna  - hålrum, upp till flera i diameter, bildade i den interstellära gasen under påverkan av stjärnvinden av kluster av stora unga stjärnor.

Till exempel , betecknad N44F, ligger ungefär 160 000 ljusår från jorden i den närliggande dvärggalaxen Stora Magellanska molnet (mot den södra konstellationen Dorado ). N44F blåses upp av stjärnvindströmmar från en extremt het stjärna, "begravd" en gång i ett kallt tätt moln.

Superbubbla

En superbubbla är ett område av interstellärt utrymme fyllt med het gas, som har en reducerad densitet jämfört med miljön och når flera hundra ljusår i diameter . Till skillnad från stjärnvindbubblor skapade av enstaka stjärnor , bildas superbubblor runt OB-föreningar som finns inuti molekylära moln . Stjärnvinden från OB-stjärnor och energin från supernovaexplosioner värmer superbubblor till temperaturer i storleksordningen 10 6 K . [6] Äldre superbubblor, som har ett tätare dammigt yttre skal och en tunnare och kallare insida, kallas också superskal . Solsystemet sitter nära mitten av en gammal superbubbla känd som den lokala bubblan , vars gränser kan bestämmas av en plötslig ökning av dammutrotning på avstånd större än några hundra ljusår.

Harvard-klassificering av stjärnspektra

Den huvudsakliga metoden för att studera stjärnor är studiet av deras spektra. Många mörka linjer som korsar spektralremsan är förknippade med absorptionen av ljus av atomer av olika element i atmosfären av stjärnor. Eftersom varje kemiskt element har sin egen uppsättning linjer, låter spektrumet dig bestämma vilka ämnen stjärnan är gjord av. Stjärnornas spektra kan delas in i flera huvudklasser.

På 1950-talet, enligt Harvard-klassificeringen, urskiljdes sju spektralklasser, betecknade med latinska bokstäver O, B, A, F, G, K, M. När man rör sig längs raden från vänster till höger ändras stjärnans färg : O - blå, A - vit, G - gul, M - röd. I samma riktning sjunker stjärnornas temperatur i enlighet med detta. Senare tillkom en ny W-klass.

De hetaste stjärnorna är stjärnor av klass W. Deras yttemperatur når 100 000 K. Deras färg är blå. Blå är också stjärnor av klass O. Deras temperaturer är från 50 000 K (kelvin) och lägre. Blåvita klass B-stjärnor har en temperatur på 12000 - 25000 K; vita klass A-stjärnor - 11000 K. Gula stjärnor i klasserna F och G och gulorange klass K har en temperatur på cirka 4500 K. Och slutligen är de kallaste stjärnorna röda stjärnor i klass M med temperaturer under 3600 K.

Fysiska processer som sker i stjärnornas djup

Den huvudsakliga processen som äger rum i stjärnornas djup kallas termonukleär fusion. Termonukleär fusion är en typ av kärnreaktion där lätta atomkärnor kombineras till tyngre på grund av den kinetiska energin i deras termiska rörelse.

När man studerade processerna som äger rum i stjärnornas inre, gjordes ett experiment på fusionen av två eller flera kärnor av lätta element. Som ett resultat ledde detta till det faktum att en enorm mängd energi frigörs i ögonblicket för sammanslagning. I detta avseende drogs slutsatsen att en konstant process av termonukleär fusion äger rum inuti stjärnorna, som fungerar som en outtömlig källa till stjärnenergi. Det är också värt att notera effekten av temperatur på pågående reaktioner inuti stjärnor. Vid extremt låga temperaturer uppstår endast två typer av reaktioner: "proton - protonkedja" och "kol-kväve-cykel". Var och en av dessa reaktioner resulterar i omvandling av väte till helium, vilket frigör enorma mängder energi. Vid höga temperaturer dominerar protonen - protonkedjan och kol-väte-cykeln. Reaktionerna som sker i stjärnor gör att vi kan förklara grundämnessammansättningen i vårt universum, som består ungefär av väte och helium, och mängden andra grundämnen är bråkdelar av en procent.

Stjärnornas livslängd

En stjärnas livslängd är direkt relaterad till dess massa. Om vi ​​tar solens massa som en måttenhet för massan av en stjärna, så kan vi säga att en stjärna med en massa större än två eller tre gånger kommer att existera i 15-25 miljoner år. Ju större massa en stjärna har, desto kortare livslängd.

Stjärnnukleosyntes

Stjärnnukleosyntes är  ett kollektivt koncept för kärnreaktioner för bildning av element som är tyngre än väte , inuti stjärnor och även, i liten utsträckning, på deras yta.

Stjärnutveckling

Stjärnutvecklingen inom astronomi  är sekvensen av förändringar som en stjärna genomgår under sitt liv, det vill säga under hundratusentals, miljoner eller miljarder år, medan den utstrålar ljus och värme. Under sådana kolossala tidsperioder är förändringarna ganska betydande.

En stjärna börjar sitt liv som ett kallt förtärt moln av interstellär gas , som drar sig samman under påverkan av sin egen gravitation och tar gradvis formen av en boll. När den komprimeras omvandlas gravitationsenergin till värme, och objektets temperatur ökar. När temperaturen i mitten når 15-20 miljoner K börjar termonukleära reaktioner och kompressionen upphör. Objektet blir en fullfjädrad stjärna. Det första stadiet av en stjärnas liv liknar solens - det domineras av reaktionerna i vätecykeln [7] . Den förblir i detta tillstånd under större delen av sitt liv, i huvudsekvensen av Hertzsprung-Russell-diagrammet , tills bränslereserverna i dess kärna tar slut. När allt väte i mitten av stjärnan omvandlas till helium bildas en heliumkärna och den termonukleära förbränningen av väte fortsätter i dess periferi.

Under denna period börjar stjärnans struktur att förändras. Dess ljusstyrka ökar, de yttre lagren expanderar och yttemperaturen minskar - stjärnan blir en röd jätte , som bildar en gren på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Stjärnan spenderar mycket mindre tid på denna gren än på huvudsekvensen. När den ackumulerade massan av heliumkärnan blir betydande kan den inte bära sin egen vikt och börjar krympa; om stjärnan är tillräckligt massiv kan den stigande temperaturen orsaka ytterligare termonukleär omvandling av helium till tyngre grundämnen ( helium  till kol , kol till syre , syre till kisel och slutligen kisel till järn ).

Studiet av stjärnutveckling är omöjligt genom att bara observera en stjärna - många förändringar i stjärnor går för långsamt för att kunna märkas även efter många århundraden. Därför studerar forskare många stjärnor, som var och en befinner sig i ett visst skede i sin livscykel. Under de senaste decennierna har modellering av stjärnors struktur med hjälp av datorteknik blivit utbredd inom astrofysiken .

p-process

P-processen är en termonukleär reaktion som inträffar, i synnerhet under kollapsen av kärnan i en supernova , och är ansvarig för ursprunget till några protonrika atomkärnor som är tyngre än järn .

r-process

r-processen eller snabb neutroninfångningsprocessen är processen för bildning av tyngre kärnor från lättare kärnor genom successiv infångning av neutroner under reaktioner.

Neutroninfångningen fortsätter så länge neutronfångningshastigheten är högre än isotopnedbrytningshastigheten . Sedan genomgår atomen β − sönderfall och neutroninfångningen fortsätter.

rp process

rp-process - processen att fånga snabba protoner av en atomkärna . Det är en av nukleosyntesprocesserna som är ansvarig för produktionen av många grundämnen som är tyngre än järn som finns i universum . Till skillnad från s- och r -processerna sker rp-processen i protonrika kärnor. Den övre gränsen för rp-processen (de tyngsta kärnorna som kan erhållas under reaktionen) har ännu inte fastställts exakt, men nyligen genomförd forskning de säger att det i neutronstjärnor inte kan gå längre än tellur på grund av retardation av α-sönderfall . Detta faktum tillåter oss att säga att det mest massiva elementet som kan bli resultatet av rp-processen är 105 Te  - den lättaste isotopen , för vilken α-sönderfall observeras (även om andra, lättare, isotoper av tellur också möjligen är föremål för α-sönderfall ) .

s-process

s-processen eller långsam neutroninfångningsprocessen  är processen för bildning av tyngre kärnor från lättare kärnor genom successiv neutroninfångning . Den karakteristiska tiden för s-processer är mycket längre än perioden för β-sönderfall , därför inkluderar de antingen stabila kärnor eller β - radioaktiva kärnor med långa halveringstider . Järnisotopen 56 Fe fungerar som det initiala elementet i s-processen .

Kärnkraftsförbränning av kisel

Kiselförbränning är en sekvens av termonukleära reaktioner som sker i djupet av massiva stjärnor, under vilka kiselkärnor omvandlas till kärnor av tyngre grundämnen. Denna process kräver hög temperatur (4⋅10 9 K ) och densitet (1⋅10 5÷6 g/cm³).

Variabel stjärntyp α² Canis Hounds

En α² Canis Hound variabel stjärna är en typ av roterande variabel stjärna . Dessa är huvudsekvensstjärnor av spektraltyperna B8p-A7p. De har starka magnetfält , deras atmosfärer är kemiskt speciella - spektra innehåller anomalt förstärkta linjer av kisel , strontium , krom och sällsynta jordartsmetaller. Intensiteten hos sådana stjärnors spektrallinjer ändras tillsammans med styrkan på magnetfältet. Periodiciteten för dessa förändringar sammanfaller både med stjärnans rotationsperiod och med perioden för ljusstyrkeändring, som ligger i intervallet från 0,5 till 160 dagar. Amplituder för ljusstyrkeändringar sträcker sig från 0,01 till 0,1 magnituder [8] .

Prototypen för klassen av variabla stjärnor är stjärnan Carls hjärta (α² Hundarnas hundar), som ändrar dess ljusstyrka med 0,14 m med en period av 3,47 dagar [9] . Av de ljusa stjärnorna inkluderar denna typ Aliot (ε Ursa Major) och Alferatz (α Andromedae).

I klassificeringen av den 4:e upplagan av General Catalogue of Variable Stars betecknas denna typ av stjärna ACV [8] .

Delta Scuti-typ variabel stjärna

Variabel som δ Scuti är en variabel stjärna vars ljusstyrka förändras dramatiskt på grund av radiella och icke-radiella pulseringar av stjärnans yta.

Variabler av typen BY Dragon

Variabler av typen BY Draco är variabla huvudsekvensstjärnor av sena spektraltyper , vanligtvis K eller M. Prototypen för denna kategori av stjärnor är BY Draco . Variationer i deras ljusstyrka uppstår på grund av rotation, eftersom det finns fläckar på deras yta som liknar solen , men som upptar ett mycket större område, och även på grund av kromosfärisk aktivitet. Ljusstyrkans amplitud överstiger vanligtvis inte 0,5 magnitud , och den karakteristiska cykellängden är lika med stjärnans rotationsperiod (från flera timmar till flera månader). Några av dessa stjärnor uppvisar andra typer av variabilitet—till exempel upplever de utbrott som är karakteristiska för UV Ceti-variabler ; i sådana fall är de också av denna typ. Ett utmärkt exempel på en sådan stjärna är EV Lizards .

Variabeltyp RR Lyra

RR Lyrae-variabler är en typ av radiellt pulserande variabla stjärnor , jättar av spektralklass A-F, som ligger på den horisontella grenen av Hertzsprung-Russell-diagrammet , med perioder som sträcker sig från 0,2 till 1,2 dagar, och ljusstyrkeändringsamplituder från 0, 2 m till 2 m . Prototypen för dessa variabler var Lyras RR .

Av tradition hänvisas ibland RR Lyrae-variabler till som kortperiodiska Cepheider eller globulära klustervariabler . I de flesta fall ingår de i den sfäriska komponenten av galaxen , de finns (ibland i stort antal) i några klotformiga kluster , vars ålder är över 12 miljarder år, de tillhör de äldsta representanterna för galaxens stjärnbefolkning . Antalet kända stjärnor av denna typ överstiger 6 tusen och de är den mest talrika undertypen av variabler.
Liksom Cepheider sammanfaller den maximala expansionshastigheten för ytskikten av dessa stjärnor praktiskt taget med maximalt av deras ljusstyrka. Men till skillnad från Cepheider är dessa äldre stjärnor och relativt låg massa (något mer än hälften av solmassan ). Den genomsnittliga absoluta stjärnmagnituden  är 0,75 m , det vill säga de är 40-50 gånger ljusare än solen. Fall av variation i både formen på ljuskurvan och perioden är kända ( Blazhko-effekten ).
Förhållandet mellan period och absolut magnitud gör dem till goda kandidater för standardljus för relativt närliggande föremål inom Vintergatan . De används mycket ofta för att studera klotformade stjärnhopar . Dåligt lämpad för att studera yttre galaxer på grund av deras låga ljusstyrka.

Variabler av typen RR Lyra är indelade i tre undertyper:

Variabel typ RS Hound Dogs

Variabler av typen RS Hounds of the Dog är eruptiva variabla stjärnor. Denna typ inkluderar nära binära system med emission av H och K Ca II i spektrumet , vars komponenter har ökad kromosfärisk aktivitet, vilket orsakar kvasi-periodisk variabilitet av deras ljusstyrka med en period nära rotationsperioden , och en variabel amplitud, som vanligtvis når 0,2 m .

Den förste att separera dessa variabler i en separat klass var Otto Struve 1946. År 1974 bestämde den amerikanske astronomen Oliver (Oliver DS) en uppsättning visuella egenskaper för variablerna som RS Hounds och 1976 delade den amerikanske astronomen Hull (Hall), baserat på dem, dessa system i fem grupper. [11] :

Ljuskurvan för variablerna av Canis RS-typ uppvisar en kvasi-periodisk struktur. Det finns platåer på kurvan. 1979 föreslog amerikanska astronomer Eaton och Hull den enklaste mekanismen för bildandet av en platå - "stjärnfläckar", det vill säga kalla stora områden på ytan av en stjärna, i analogi med solfläckar . Liknande fläckar har nu upptäckts med indirekta metoder i många stjärnor [12] .

Kromosfärisk aktivitet detekteras genom närvaron av CaIIH- och K -spektrallinjer , såväl som av Balmer- eller Ha-serien. I analogi med solen kan vi anta att denna aktivitet är förknippad med kraftfulla magnetfält och fläckar på stjärnans yta.

Vissa variabler som RS-hundar är källor till röntgen- och radioemission. Radioemission är inte relaterad till yttemperatur och kan fungera som en indikator på kraftfulla magnetfält. Röntgenstrålning L x >> 10 24 watt. Sådan kraftfull strålning, i analogi med solen , kan tolkas som bevis på en mycket varm korona : T ~ 10 7 K.

Variabeltyp W Jungfru

Variabler av typ W Jungfru är pulserande variabler av den sfäriska komponenten eller den gamla komponenten av galaxens skiva med perioder från ungefär 0,8 till 35 dagar och amplituder från 0,3 m till 1,2 m . De kännetecknas av ett period-luminositetsberoende som skiljer sig från ett liknande beroende för variabler av δ Cephei-typen . Med samma period är Virgos W-typvariabler 0,7–2 m svagare än Cepheus δ-typvariabler. Ljuskurvorna för variabler av Jungfru W-typ skiljer sig från ljuskurvorna för cepheider i motsvarande perioder, antingen i amplitud eller i närvaro av puckel på den nedåtgående grenen, ibland växande till ett brett platt maximum. De finns i gamla klothopar och på höga galaktiska breddgrader. De är indelade i undertyper:

Traditionellt kallas variabler av Jungfru W-typ ofta även Cepheider, eftersom det ofta (vid perioder från 3 dagar till 10 dagar) är omöjligt att särskilja variabler av dessa typer från varandra genom formen på ljuskurvan. Men i verkligheten är dessa helt olika objekt som befinner sig i olika stadier av evolutionen . Variabler av typ W Jungfru tillhör den andra generationen av stjärnor (population II), det vill säga de dök upp från materialet av stjärnor i den första generationen och har en ganska låg metallicitet . En av de väsentliga spektrala skillnaderna mellan stjärnor av Jungfru W-typ och cepheider är att i spektra av de förra, i ett visst intervall av faser, observeras emissioner i vätelinjer, medan i spektra för cepheider, i Ca II H och K linjer. Det var underskattningen av dessa egenskaper som ledde till att Edwin Hubble felaktigt tillämpade formlerna för klassiska cefeider för att uppskatta avståndet till Andromeda-nebulosan och därigenom underskattade den.

Prototypen för dessa variabler är Virgo's W .

Alpha Cygnus Type Variable

Variabler av typen Alpha Cygni tillhör klassen variabla stjärnor med uttalade icke-radiella pulseringar. Dessa stjärnor är superjättar av spektralklass B eller A. Variationer i ljusstyrka är i storleksordningen 0,1 magnitud (10 % ljusstyrka) med perioder som sträcker sig från flera dagar till flera veckor. Dessa variationer verkar ofta oregelbundna på grund av slag , dvs överlagring av många pulseringar med nära perioder.

Prototypen för denna klass av stjärnor var Deneb (alfa Cygnus), vars ljusstyrkapulseringar ligger i intervallet från +1,21 m till +1,29 m .

Fotometriskt system u'g'r'i'z'

Det fotometriska systemet u'g'r'i'z är ett astronomiskt bredbandsfotometriskt system med fem färger . Utvecklad för SDSS- katalogen . I slutet av 2009 finns det fotometriska standarder endast för det norra halvklotet.

Fotometriskt system UBV

UBV -systemet ( Johnson -systemet eller Johnson-Morgan-systemet ) är det mest använda bredbandsfotometriska systemet . Utvecklad på 1950-talet av de amerikanska astronomerna Harold L. Johnson och William W. Morgan för att klassificera stjärnor baserat på deras färg [13] .

I detta system mäts stjärnstorlekar i tre breda band av spektrumet , kallat U (ultraviolett - ultraviolett ), B (blått - blått) och V (visuellt - visuellt). Den maximala känsligheten för dessa band ligger vid våglängder på 350, 430 respektive 550 nm . Valet av färger från den blå delen av spektrumet gjordes eftersom fotografiska filmer från den tiden var mest känsliga i denna del av spektrat. Storlekarna bestäms på ett sådant sätt att för stjärnor av spektraltypen A0 V utan interstellär rodnad är alla tre magnituderna lika med varandra. För sådana stjärnor är således färgindexen B-V och UB - skillnaden i stjärnstorlekar i olika band - lika med noll [14] .

Färgindexen (UB) och (BV) kan användas för att bestämma några av de fysiska egenskaperna hos enskilda stjärnor eller deras grupper. Difference (BV) är den vanligaste, med B och V, i mycket förenklade termer, motsvarande fotografiska och visuella magnituder. Färgindexet (BV) är bekvämt eftersom det för de flesta stjärnor är relativt snabbt och enkelt att mäta, samtidigt som det förblir en bra indikator på spektral typ . Detta är en av variablerna som används för att konstruera ett färg-magnitudediagram ( Hertzsprung-Russell-diagram ). För att utöka möjligheterna med metoden föreslog Johnson 1965  att man skulle använda flera fler band i den infraröda delen av spektrumet (från 0,7 till 10,2 mikron ). De hette R, I, J, H, K, L, M och N.

UBV-systemet har ett antal nackdelar. U- filtrets kortvåglängdsavskärning bestäms huvudsakligen av jordens atmosfär , inte av själva filtret. Således kan de observerade värdena ändras med höjden och ändrade atmosfäriska förhållanden. Ändå har många mätningar gjorts i detta system, inklusive många ljusstarka stjärnor. [15] .

Chandra X-ray Orbital Observatory

Chandra Space X-ray Observatory (Chandra Space Telescope) är ett rymdobservatorium som lanserades av NASA den 23 juli 1999 (med Columbia-skytteln ) för att utforska rymden i röntgenområdet . Uppkallad efter den amerikanske fysikern och astrofysikern av indiskt ursprung Chandrasekhar , som undervisade vid University of Chicago från 1937 till sin död 1995 och var känd främst för sitt arbete med vita dvärgar .

Chandra är det tredje av fyra NASA -lanserade observatorier i slutet av 1900 -talet och början av 2000-talet . Det första var Hubble- teleskopet , det andra var Compton och det fjärde var Spitzer .

Observatoriet skapades och föreslogs av NASA 1976 av Riccardo Giacconi och Harvey Tananbaum som en utveckling av det då lanserade HEAO-2 (Einstein)-observatoriet. 1992, på grund av en minskning av anslagen, ändrades observatoriets utformning avsevärt - 4 av de 12 planerade röntgenspeglarna och 2 av de 6 planerade fokalinstrumenten togs bort.

Startvikten för AXAF/Chandras var 22 753 kg, vilket är det absoluta rekordet för den massa som någonsin skjutits upp i rymden av rymdfärjan . Huvudmassan av Chandra-komplexet var en raket, som gjorde det möjligt att skjuta upp en satellit i omloppsbana, vars apogeum är ungefär en tredjedel av avståndet till månen.

Stationen konstruerades för en driftsperiod motsvarande 5 år, men den 4 september 2001 beslutade NASA att förlänga livslängden med 10 år, på grund av de enastående resultaten av arbetet.

ATLAST

Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope (ATLAST) är ett rymdteleskop designat för att fungera i ultravioletta, synliga och nära-infraröda områden (110–2400 nm).

Anteckningar

  1. ↑ GS Bisnovatyi-Kogan, Stellar Physics (Springer-Verlag: Berlin 2002)
  2. ↑ En stjärna med rumstemperatur är ett nytt fynd av forskare . Hämtad 8 november 2017. Arkiverad från originalet 9 november 2017.
  3. ↑ Brainerd, Jerome James röntgenstrålar från Stellar Coronas . The Astrophysics Spectator (6 juli 2005). Datum för åtkomst: 7 oktober 2012. Arkiverad från originalet den 2 juli 2012.  (Engelsk)
  4. ↑ Burgin M.S. Heliosphere på astronet.ru . Astronet . Hämtad 7 oktober 2012. Arkiverad från originalet 9 februari 2013.  (ryska)
  5. ↑ Castor, J.; McCray, R., & Weaver, R. Interstellar Bubbles // Astrophys. J. (Brev). - 1975. - T. 200 . - S. L107-L110 . - doi : 10.1086/181908 . - .
  6. ↑ Tomisaka K., Habe A., Ikeuchi S. Sekventiella explosioner av supernovor i en OB-förening och bildandet av en superbubbla   // Astrophysics and Space Science. - Springer , 1981. - Vol. 78 , nr. 2 . - S. 273-285 . - doi : 10.1007/BF00648941 . — .
  7. ↑ Universums struktur och utveckling . Institutet för fysik. Kirensky SB RAS . Hämtad 6 oktober 2012. Arkiverad från originalet 22 mars 2009.
  8. ↑ 1 2 GAISH . GCVS- variabilitetstyper  . — Klassificering av variabla stjärnor enligt GCVS . Hämtad 9 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012.
  9. ↑ GAISH . GCVS-frågeresultat för alf 2  CVn . Hämtad 9 september 2008. Arkiverad från originalet 18 mars 2012.
  10. ↑ En ny High Amplitude Delta Scuti-stjärna på de skannade Moscow Archive Plates . Astronet . Hämtad 6 oktober 2012. Arkiverad från originalet 7 juli 2011.
  11. ↑ Berdyugina 2.4 RS CVn-stjärnor Arkiverad 12 februari 2012 på Wayback Machine
  12. ↑ Animation Arkiverad 11 februari 2012 på Wayback Machine som visar fläckar på XY Ursa Major och V361 Lyra
  13. ↑ Johnson, HL; Morgan, WW (1953), Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revided system of the Yerkes spectral atlas , The Astrophysical Journal, vol. 117, sid. 313-352  _
  14. ↑ Mironov, A.V. PRECISIONSFOTOMETRI. . Astronet (1997). Arkiverad från originalet den 9 november 2012.
  15. ↑ Iriarte, Braulio, Johnson, Harold L., Mitchell, Richard I. och Wisniewski, Wieslaw K. (1965), Five-Color Photometry of Bright Stars , Sky & Telescope, vol. 30, sid. 21  (engelska)

Litteratur

Länkar