Размещено на http://www.allbest.ru/

Міністерство освіти і науки, молоді та спорту України

Управління освіти і науки Донецької облдержадміністрації

Донецьке територіальне відділення МАН України

АМПЛІТУДИ КОЛИВАНЬ ТА РОЗТАШУВАННЯ НОВИХ ЗІРОК У ГАЛАКТИЦІ

Донецьк - 2012

Анотація

Актуальність роботи: на сьогоднішній день вивчення нових та наднових зірок є одним з пріоритетних напрямів у астрономії. Спостереження за ними дають нові поштовхи для розуміння людством процесів, що відбуваються у Всесвіті. Нові способи визначення швидкостей та відстаней у нашій Галактиці та поза її межами також залежать від дослідження нових зірок.

Зроблено обробку та аналіз даних про нові зірки: амплітуд їх блиску та розташування у Галактиці. За даними побудовано графіки, що наглядно демонструють визначені тенденції серед нових зірок.

Було підтверджено, що нові концентруються біля галактичної площини та центру галактики, у якій вони розташовані. Зроблено аналіз амплітуд блиску, знайдені тенденції, які співпадають з попередніми дослідженнями, але з деякими відмінностями. У старих таблицях не розглянуто зірки, що мають амплітуду блиску від 0 до 1 зіркової величини. Це пов'язано з розвитком технологій для спостереження та наявністю нових даних про ці зірки.

ЗМІСТ

• ВСТУП
• РОЗДІЛ 1. ЗАГАЛЬНЕ ПОНЯТТЯ ПРО НОВІ ЗІРКИ ТА ЇХ ПРИРОДА
• 1.1 Історія спостереження нових та наднових зірок
• 1.2 Загальні поняття про нові та наднові зірки
• 1.3 Класифікація нових зірок
• 1.4 Еволюція зірок у тісних подвійних системах
• 1.5 Явища, що спостерігаються у нових зірках
• РОЗДІЛ 2. СТАТИСТИКА НОВИХ ЗІРОК
• 2.1 Амплітуди коливань на кривих блиску нових зірок
• 2.2 Амплітуди коливань на кривих блиску нових зірок за ЗКЗЗ
• РОЗДІЛ 3. ПОЛОЖЕННЯ НОВИХ У ГАЛАКТИЦІ
• 3.1 Розподіл нових у галактиці
• 3.2 Розподіл нових у Галактиці за обробленими даними ЗКЗЗ
• ВИСНОВКИ
• СПИСОК ВИКОРИСТАНИХ ДЖЕРЕЛ
• ДОДАТКИ

ВСТУП

З розвитком астрономії стало зрозумілим, що поява на небі яскравої зірки, може бути відображенням різноманітних явищ в космосі. Одне з таких явищ в сучасній науці називають новою зіркою. Саме цим об'єктам присвячена дана робота. Слід згадати і наднові зірки - це більш рідкісні явища, однак більш яскраві. Нові та наднові зірки відносяться до одного класу змінних зір, а саме до катаклізматичних змінних. В наш час дослідження катаклізматичних зір дуже актуальне не тільки для астрономії, а і для фізики. Саме вони дають багато інформації для розуміння нашого Всесвіту, його розвитку. В 2011 році Сол Перлматтер, Браян П. Шмідт та Адам Рісс отримали Нобелівську премію з фізики "За відкриття прискореного розширення Всесвіту за спостереженнями далеких наднових зірок".

Автором роботи оброблено дані про нові зірки, що вибрані з Загального каталогу змінних зірок (ЗКЗЗ). Це зроблено тільки для нових зірок, тому що даних про наднові дуже мало і за ними не можна зробити чітких висновків.

Конкретно оброблено координати зірок та дані про амплітуди коливання блиску під час спалаху. За координатами побудовано графік, який зображує положення нових зірок та їхню концентрацію у визначеному місці. А за ?m побудовано діаграму, що зображатиме кількості зірок, що мають деяке середнє значення змінення блиску. Таким чином отримаємо "популярність" визначених середніх ?m серед нових зірок.

Як було зазначено вище, матеріал для отримання даних та побудування графіків взято з ЗКЗЗ, але версію у форматі електронних таблиць Microsoft Excel, який був переведений з формату текстового документу (.txt) у формат електронних таблиць (.xls). Обрано саме цей варіант каталогу через зручність у обробці даних та побудуванні графіків та діаграм.

Через те, що у ЗКЗЗ координати зірок записані в одному стовпчику та вимірюються у різних одиницях, то розроблена програма, що розкладає цей стовпчик на два та конвертує кути в однакову одиницю щоб оцінити концентрацію зірок на діаграмі, що побудований у програмі Microsoft Excel за тими даними, конвертовані за допомогою створеної автором програми.

РОЗДІЛ 1. ЗАГАЛЬНЕ ПОНЯТТЯ ПРО НОВІ ЗІРКИ ТА ЇХ ПРИРОДА

1.1 Історія спостереження нових та наднових зірок

Китайські та японські трактати свідчать про те, що на небі час від часу раптово з'являлися зірки виключно великої яскравості. Вони швидко збільшували яскравість, а потім повільно, впродовж декількох місяців згасали й переставали бути видимими. Поблизу максимуму блиску ці зірки було видно навіть удень. У 1572 р. та у 1604 р. такі спалахи спостерігалися видатними астрономами Тихо Браге та Йоганном Кеплером відповідно.

У давнину та у середньовіччя явище спалаху нової зірки вважалося чимось надзвичайним. У наш час воно стало звичайним завдяки систематичному фотографуванню зоряного неба.

1.2 Загальні поняття про нові та наднові зірки

Нові та наднові зірки є видами змінних зірок. Узагальнено їх називають вибуховими. По мірі накопичення інформації з'ясувалося, зо вибухові зірки можуть бути кількох типів.

Найбільші амплітуди змінення блиску мають наднові зірки. У момент максимуму блиск такої зірки збільшується приблизно на 20 зіркових величин, а це означає, що він посилюється у 10⁸ раз, і зірка випускає стільки ж енергії, скільки усі зірки Галактики. Поява наднової зірки у нашій галактичній системі - явище рідке: воно відбувається у середньому один раз за 350 років. Однак наднові зірки спалахують і в інших галактиках. Так як у максимумі блиск наднової можна порівняти з повним блиском галактики, її поява може бути зафіксована на фотознімках далекої від нас зоряної системи. На цьому побудовані пошуки наднових, що ведуться регулярно.

Спалах наднової зірки закінчується майже повним її розпадом. На її місці залишається надщільна зірка - ядро наднової, а речовина зіркової оболонки розсіюється у світовий простір, утворюючи газову дифузну туманність.

Значно менші амплітуди притаманні звичайним новим зіркам, проте спалахують вони значно частіше. Тільки у нашій Галактиці їх зареєстровано понад 150.

Спалах нової зірки (як і наднової) стається раптово. Її блиск дуже швидко збільшується й досягає максимуму. Після цього починається поступовий спад блиску, який відбувається у різних зірок по-різному. У кінці кінців блиск зірки знижається до "нормального" стану. При цьому він продовжує зазнавати невелику неправильну змінність.

По закінченню спалаху нової зірки, через кілька років після максимуму, стає видимою утворена вибухом оточуюча нову зірку газова туманність, яка постійно розширюється. Зазвичай нова зірка при спалаху не руйнується, і можна думати, що при вибуху у простір розсіюється речовина порівняно тонкої оболонки, що містить не більше 10^-5 маси Сонця. Зазвичай нову зірку виявляють на старих знімках зоряного неба у її стані до спалаху.

Окрім нових та наднових зірок існують повторні нові. Повторні нові - це зірки, які спалахували як нові кілька разів з інтервалом у кілька років [1].

1.3 Класифікація нових зірок

Нові зірки помітно відрізняються одна від одної як за потужністю спалаху, так і за швидкістю зменшення блиску. Цікаво, що чим потужніший спалах нової зірки, тим швидше падає її блиск. По швидкості падіння блиску нові зірки відносять або до "швидких", або до "повільних" [2].

Різниця у ході зміненні блиску обумовлюють необхідність розрізняти декілька типів нових та наднових зірок. Амплітуди блиску лежать найчастіше у межі від 7 до 16 зіркових величин, однак швидкості підйому і спаду можуть сильно відрізнятися від зірки до зірки. Форми кривих блиску теж можуть бути доволі різними. На сьогоднішній день виділяють наступні чотири групи, які позначають згідно з номенклатурою.

N - нові зірки. Тісні двійні системи з періодами орбітального руху від 0.05 до 230^d; одним з компонентів цих систем є карликова гаряча зірка, яка несподівано, за час від одного дня до кількох десятків або сотень днів, збільшує свій блиск на 7^m-19^m. За час від кількох місяців до кількох десятків років блиск системи повертається до первісного стану. У мінімумі можуть показувати невеличкі зміни блиску. Холодні компоненти є гігантами, субгігантами або карликами спектральних класів К-М. Спектри нових поблизу максимуму блиску спочатку схожу на спектри поглинення A-F зірок високої світимості. Потім у спектрах з'являються широкі емісійні полоси водню, гелію та інших елементів з адсорбційними компонентами, що свідчать про наявність оболонки, що швидко розширюється. По мірі ослаблення блиску у складному спектрі з'являються заборонені емісійні лінії, характерні для спектрів газових туманностей, що збуджуються гарячою зіркою. У мінімумі блиску спектри нових, як правило, непереривні або подібні до спектрів зірок Вольфа-Райе. Ознаки холодних компонентів виявляються лише у спектрах найбільш масивних систем. У деяких нових після спалаху виявляються пульсації гарячих компонентів з періодами порядку 100 секунд й амплітудами близько 0,05^m. Деякі нові, звичайно, виявляються також затемненими системами. По характеру змінення блиску нові поділяються на швидкі (NA), повільні (NB), дуже повільні (NC) та повторні (NR).

NA - швидкі нові, що характеризуються швидким підйомом блиску та ті, що зменшують блиск після досягнення максимуму на 3^m за 100 або менше днів (GKPer).

NB - повільні нові, що зменшують блиск після досягнення максимуму на 3^m за 150 та більше днів (RR Pic). При цьому не береться до уваги наявність відомого "провалу" на кривій блиску таких нових, як T Aur та DQ Her: швидкість зменшення блиску оцінюється по виду плавної кривої, частини якої до "провалу" і після нього є безпосереднім продовженням одна іншої.

NC - нові з дуже повільним розвитком, що більш ніж 10 років залишаються у максимумі блиску і слабшають дуже повільно. До спалаху ці об'єкти можуть показувати довгоперіодичні змінення блиску з амплітудою 1^m - 2^m (RR Tel); холодні компоненти цих систем є гігантами або надгігантами, інколи напівправильними змінними і навіть змінними типу Міри Кита. Амплітуда спалаху може досягати 10^m. Емісійний спектр високого збудження подібний до спектрів планетарних туманностей, зірок типу Вольфа-Райе і симбіотичних змінних. Не виключено, що ці об'єкти є виникаючими планетарними туманностями.

NR - повторні нові. Вони відрізняються від типових нових тим, що у них зареєстрована не одна, а дві чи кілька спалахів, що розділені інтервалами від 10 до 80 років (T CrB) [3].

1.4 Еволюція зірок у тісних подвійних системах

Процеси, що відбуваються у тісних подвійних системах є предметом серйозного вивчення. Воно доволі важке через те, що ряд етапів еволюції зірок різних мас досі не зрозумілий. Еволюція тісних подвійних систем відбувається більш складнішим чином, ніж одиночних зірок. Відмінності починаються, як тільки більш масивна з зірок пари в ході перетворення у красного гіганта заповнить свою порожнину Роша. При цьому починається перетікання речовини оболонки червоного гіганта через точку Лагарнжа до супутника.

Якщо маси компонентів становить приблизно 1-10 мас Сонця, то, скоріш за все, на короткий час оболонка стає загальною для обох зірок, як у в Ліри, і частина речовини акрецирує на другу зірку, а частина - губиться системою через точки Лагранжа. Поки оболонка цілком заповнює порожнину Роша, світимість головної зірки дуже велика. Ми маємо систему типу Алголя. Еволюція головної зірки закінчується утворенням білого карлика або з гелієвим ядром, або з вуглекислотним.

Друга зірка, по-видимому, деякий час залишається на головній послідовності. Потім можливі акреція нею маси та прискорення її еволюції з перетворенням також у червоного гіганта. Тепер вже атмосфера другого заповнює порожнину Роша, і знову у системи на деякий час виникає загальна оболонка. Після її дисипації виходить пара, що складається з червоного гіганта, що заповнює свою порожнину Роша, та білого карлика. У цей час речовина перетікає вже з другої зірки до першої або може накопичуватися у кільці (акреційному диску) навколо карлика і час від часу скидатися на карлик, викликаючи, в залежності від масштабу явища, процеси, подобні тим, що спостерігаються у нових зірках або у зірках подібних типів (новоподібних, повторних нових).

Після виснаження оболонки червоного гіганта має виникнути система з двох тісних вироджених карликів. Однак на цьому еволюція може не закінчитися, якщо акреція продовжується.

Якщо маси обох компонентів перевищують 10 мас Сонця, також можливі їх послідовні перетворення. Відмінність в тому, що головна зірка, передавши масу супутнику, робить його більш масивною гарячою зіркою типу О або В, а сама стискається у майже гелієву зірку з масою не менше 2,5 мас Сонця.

З початком вигоряння гелію стискання залишку припиняється і змінюється повільним розширенням. На стадії горіння гелію стискання залишку ефективна температура гелієвою зірки порядку 10⁵ К, і зірка активно втрачає речовину. Воно покидає систему, що типово для зірок Вольфа-Райе (WR). При цьому спочатку викидається речовина, що багата на Нітроген (WN), а потім - на Карбон (WC).

Після вигоряння гелію ядро головної зірки знову стискається, і зростання температури до 10⁹ К "вмикає" вигоряння Карбону. Наступне вигоряння більш важких елементів (включно до Fe) відбувається дуже швидко (за тисячі років), після чого наступає колапс і спалах наднової з утворенням нейтронної зірки або чорної діри. Вибух зірки призводить до викиду великих мас з великими швидкостями.

Оскільки при цьому імпульс усієї системи (дві зірки і викинута оболонка) згідно до закону збереження імпульсу не змінюється, подвійна система після викиду оболонки набуває значної швидкості. При деяких умовах (велика маса оболонки або направленість її викиду) подвійна система може розпастися на дві окремі зірки, що будуть швидко рухатися. Явище розділення зірок та збільшення швидкості подвійної системи в результаті вибухового скидання оболонки називається ефектом пращі. Цим ефектом пояснюється той факт, що майже третина, здавалося б, одиночних масивних зірок, що спостерігалися, мають не притаманні таким зіркам просторові швидкості вище за 100 км/с. У дійсності це подвійні системи, але супутник - нейтронна зірка приблизно сонячної маси - не видний (якщо тільки він не є пульсаром).

Речовина масивної гарячої зірки, яка втрачає його зі швидкістю більш ніж 10^-7 маси Сонця на рік, частково йде на утворення акреційного диску навколо компактного супутника. Акреція речовини на нього супроводжується гальмівним випромінюванням у рентгенівському діапазоні. Температура диску досягає 10⁷ К. Коли гаряча зірка заповнить порожнину Роша, потужність рентгенівського випромінювання сильно зростає і виникають рентгенівські джерела, наприклад Cen X-3, рентгенівська світимість яких 10³-10⁴ повної (звичайної) світимості Сонця.

Як і у випадку помірних мас, на цьому етапі на деякий час у системи виникає спільна оболонка, що оточує два компактних об'єкти. Подальша еволюція можлива через стадію зірок типу Р Лебедя або Вольфа-Райе та ще один спалах (тепер вже іншого компонента) з розпадом системи на два компактних об'єкти [4].

1.5 Явища, що спостерігаються у нових зірках

небесний амплітуда зірка спалах

Усі нові зірки викидають при спалаху газ, який розлітається з високими швидкостями. У різних нових ці швидкості доволі сильно відрізняються. Також швидкості газу, що розлітається, відрізняються на різних стадіях спалаху. Найбільша маса газу, що викидається новими зірками при спалаху, містить головна оболонка, що відділяється при максимумі блиску зірки зі швидкістю від кількох сотень до тисячі кілометрів на секунду. Ця оболонка видна через десятки років після спалаху навколо деяких зірок у вигляді туманності.

У спокійному стані нові зірки постають перед астрономами доволі слабкими, їх можна вивчати тільки за допомогою крупних телескопів. Властивості цих зірок виявилися доволі незвичайними. Насамперед, усі нові - подвійні зірки. При цьому пара зірок завжди складається з білого карлика та нормальної зірки, яка за масою і розмірами зазвичай трохи поступається Сонцю. Характерна властивість таких подвійних систем - близькість зірок одна до одної, через це в них виникає потік газу з поверхні нормальної зірки на поверхню білого карлика. Потік газу, що перетікає з поверхні нормальної зірки, закручується навколо білого карлика і лише після багатьох обертів попадає на його поверхню.

Після того, як була встановлена подвійність цих зірок, з'явилася гіпотеза спалахів нових, яка отримала в останній час широке розповсюдження в астрономії. Суть її у наступному. Спалах нової зірки відбувається у результаті різкого прискорення термоядерних реакцій на поверхні білого карлика. Водень попадає на поверхню білого карлика разом з газом, що перетікає з поверхні нормальної зірки. Спалаху передує період накопичення термоядерного "палива" на поверхні білого карлика, яке вибухає після того, як маса "палива" досягає деякої критичної величини [2].

Процес розвитку спалаху нової у видимій спектральній області виглядає наступним чином. Переднова - це блакитний (гарячий) об'єкт, часто зі слабкою, хаотичною змінністю блиску (тільки у дуже рідкісних випадках змінність досягає двох зіркових величин, наприклад у зірки V 446 Her). Каталог усіх відомих кривих блиску нових до вибуху дає Робінсон (1975). Підйом найчастіше дуже крутий, з зростанням блиску на 7-10 зіркових величин за час менше доби. Безпосередньо перед максимуму блиску спостерігається коротка затримка або слабкий спад блиску, після чого відбувається останній підйом приблизно на 2 величини. Максимум найчастіше гострий - звичайно, за виключенням дуже повільних нових типу RT Змії. Спад блиску після максимуму протікає спочатку гладко до величини, приблизно на 3.5^m меншої за максимальну. Після цього починаються енергійні квазіперіодичні коливання з амплітудою приблизно 1^m. У більшості випадків одна хвиля триває 5-10 діб, але зустрічаються і приклади хаотичної змінності блиску. У повільних нових цей стан закінчується крутим спадом до проміжного мінімуму. За ним слідує другий крутий підйом, після чого продовжується спад зі слабкими флуктаціями. У нормальних швидких нових ця фаза досягається при затуханні квазіперіодичних коливань. Перехід до фази повільного спаду в обох варіантах відбувається, коли блиск стає нижче за максимальний приблизно на 6^m. Зірка дуже повільно приближається до квазістабільного стану екснової (післянової). Воно приблизно відповідає стану передновї, часто з швидкоплинними коливаннями блиску малої амплітуди. Більш детально спектральна поведінка описана у додатку А.

Тут необхідно вказати на джерело помилок в класифікації. При виявленні такої змінної виникає небезпека віднести її до групи зірок типу Т Тільця або спорідненим їм об'єктам, так як швидка хаотична змінність блиску в основному характерна для зірок типу Т Тільця [5].

РОЗДІЛ 2. СТАТИСТИКА НОВИХ ЗІРОК

2.1 Амплітуди коливань на кривих блиску нових зірок

Значення амплітуд класичних нових найчастіше за все лежать в інтервалі 11-12 зіркових величин, у повторних нових амплітуди менші 10 зіркових величин. Однак данні викривлені у сторону малих амплітуд, так як дві треті усіх нових у мінімумі блиску не спостерігалися.

Таблиця 2.1 Амплітуди коливань нових зірок за Пейн-Гапошкіною

У таблиці 2.1 наведений розподіл амплітуд коливань блиску серед тих нових зірок, що спостерігалися у мінімумі блиску згідно до Пейн-Гапошкіної

Таблиці Пейн-Гапшкиної (1957, 1977) містять час спалаху, видимі величини у максимумі та мінімумі блиску, галактичні координати. Через коротку тривалість події дуже рідко вдається дійсно охопити спостереженнями сам максимум. Але все ж таки з дуже регулярного ходу кривої блиску у першій частині спуску можна з впевненістю оцінити значення максимальної величини. Список, облікований тим же автором (1958), містить 81 об'єкт з відносно добрими спостереженнями.

Середня абсолютна величина нових у максимумі блиску приймається рівною -7,6^m; вона, звісно залежить від точності вимірювання відстаней. Окрім звичайних, тобто астрометричних та астрофізичних методів вимірювання відстаней, можна назвати ще два, дуже важливих для вивчення нових. Один з них полягає у тому, що швидкість розширення скинутої газової оболонки можна виміряти, з одного боку, у вигляді променевої швидкості (у км/с), а з іншої сторони, у вигляді приросту діаметру газового диску в кутовій мірі (кутових секунд/рік). Друга можливість пов'язана зі спостереженням нових у інших зіркових системах. Через свою велику світимість спалахи нових можуть спостерігатися, наприклад, у туманності Андромеди М 31, у спіральних туманностях М 33 та М 81, у Магелланових Хмарах та інших системах, відстань до яких невідома. Окремі значення, отримані різними методами, лежать у інтервалах від -6,7 до -8,2^m; вони можуть бути у якійсь мірі викривлені селекцією.

Дюрбек (1981) приводить список кривих блиску, абсолютних величин та відстаней для галактичних нових. Він знайшов, що середня абсолютна величина у максимумі блиску до повільних нових становить -6,4^m, для швидких нових -9,4^m. Різниця амплітуд між швидкими та повільними новими статистично впевнено не встановлена. Спочатку здається несподіваним, що і Берто й Пейн-Гапошкіна отримали найбільші амплітуди для об'єктів з найбільшим видимим блиском. Зі зменшенням амплітуди падає й видимий максимальний блиск. Пейн-Гапошкіна пропонує три можливих пояснення, але діло, вірогідно, у тривіальному ефекті селекції. А точніше, у нової зі слабкою видимою величиною неможливо встановити наявність великої амплітуди, так як такі зірки у мінімумі блиску дуже слабкі навіть для великих інструментів. Припустимо, нова має у максимумі блиску видиму величину, рівною 8^m. При амплітуді у 15 зіркових величин нова буде близько 23-ої величини у мінімумі блиску. Архіпова й Мустель (1975) зібрали інформацію про фотометричні спостереження нових у різних спектральних областях [5].

2.2 Амплітуди коливань на кривих блиску нових зірок за ЗКЗЗ

За даними ЗКЗЗ була побудована діаграма 2.1, що показує статистику амплітуд коливання кривих блиску у нових зірок. Тобто зображена "популярність" визначених амплітуд у нових зірок. На горизонтальній вісі нанесені середні значення амплітуд, а висота стовпчика характеризує кількість зірок, що мають таку середню амплітуду.

Діаграма 2.1. Розподіл середніх амплітуд нових зірок. Вертикальна вісь - кількість зірок, горизонтальна - середні значення амплітуд

На цій діаграмі добре видно деякі тенденції серед нових зірок. Добре виділяється три амплітуди, що притаманні найбільшим кількостям нових зірок. Тобто найчастіше амплітуди блиску нових зірок при спалаху лежать у проміжках від 0 до 1^m, від 5 до 6^m та від 10 до 11^m (на цей самий проміжок вказує у своїх виданнях Пейн-Гапошкіна). Ці дані новіші за дані, які були опубліковані Пейн-Гапошкіною у 1957 та у 1977 рр. і їх більше через те, що за цей час, завдяки сучасним засобам спостережень, було відкрито більше (понад у 2 рази) нових. Також у її таблицях не вказується на проміжок від 0 до 1^m, що притаманний досить великій кількості нових. Наявність його на діаграмі 2.1 зумовлений новизною даних, за якою побудована діаграма, та розвитку інструментів для спостереження.

РОЗДІЛ 3. ПОЛОЖЕННЯ НОВИХ У ГАЛАКТИЦІ

3.1 Розподіл нових у галактиці

На рис. 3.1 та 3.2 [5], зображено розподіл нових у нашій Галактиці. На рис. 3.1 показано розподіл нових у галактичній плоскості. Галактичні довготи у градусах вказані на краю малюнку. Відстані до Сонця визначені за допомогою відомого співвідношення між максимальною світимістю під час спалаху та швидкістю падіння блиску. На малюнку видна сильна концентрація нових у напрямку до галактичного центру. (В області галактичного центру та за ним точок мало, що є слідством міжзоряної екстинкції. Вона найбільше велика у напрямі на галактичний центр, що призводить до поглинення світла далеких від сонця об'єктів.) У напрямі на галактичний антицентр (l=180?) об'єктів мало. Такий розподіл типовий для старих об'єктів Галактики (населення ІІ).

Рис. 3.1. Розподіл нових у проекції на галактичну плоскість: + - положення Сонця, х - положення галактичного центру

Рис.3.2. Розподіл z-відстаней галактичних нових (за Пейн-Гапошкіною)

На рис. 3.2 показана залежність числа нових від відстані z до галактичної плоскості. Кидається в очі сильна концентрація нових до галактичної плоскості (z=0). Чіткий провал між -1000 та +1000 пк не є реальним. Це результат вже згаданої міжзоряної екстинкції, що особливо сильно проявляється у тонкому шарі близько до галактичної плоскості. Середнє значення відстані z дорівнює 220 пк, таке значення типово для відносно молодих зірок (населення диску). Між концентрацією об'єктів до галактичної площини і до галактичного центру існує (як вказує теорія будови нашої Галактики, побудована на основі спостережень) залежність такого роду, що сильна концентрація до галактичної площини пов'язана зі слабкою концентрацією до галактичного центру (населення І типу) і навпаки (населення ІІ типу).

Найпростішим можливим поясненням обох результатів може бути наступне: на рис. 3.1 та 3.2 ми не бачимо усіх існуючих нових. Як вже зазначалося, по-перше, частина з них не видима через міжзоряного поглинення; по-друге, ще більша неповнота виникає через те, що багато нових зірок не було відкрито. При пошуках змінних та нових зірок на фотографічних пластинках за допомогою блінк-компаратора часто перевага віддавалась областям, що лежать на галактичних широтах і у напрямі центр. Таким чином, розподіл, що спостерігається, не обов'язково співпадає з дійсним.

Систематичні пошуки та випадкові відкриття на високих галактичних широтах показують, що нові зустрічаються і на великих відстанях, за межами рис. 3.2 (після назви об'єкту у дужках вказана передбачувана відстань z у кпк): BD Pav (-3), RW Umi (+3), RR Cha (-4), RT Ser (+4), X Ser (+5), U Sco (+6), V522 Sgr (-8), W Ari (-10), V1548 Oph (?+30). Деякі з цих об'єктів можуть бути помилково класифіковані як зірки типу U Близнюків, тобто у дійсності більш слабкі і більш близькі об'єкти. Надійними випадками, по-видимому, є зірки RW Umi, RT Ser, U Sco та RR Cha.

Дуже великі відстані до центру материнської галактики мають деякі безсумнівно нові у М 31 та М 33. Такі гідні уваги об'єкти, як це не парадоксально, легше відкривати у далекому гало М 31 та М 33, ніж у гало нашої власної Галактики. Це пов'язано з тим, що достатньо одного знімка, щоб сфотографувати гало чужої галактики. Щоб повністю охопити гало нашої Галактики, необхідна більша кількість знімків.

Резюмуючи, можна сказати, що нові, по всій вірогідності, зустрічаються в усіх вікових класах, тобто вони перекривають діапазон від старого населення І типу до екстремального населення ІІ типу.

Паралакси та власний рух нових незмірно малі. Через це для визначення їх відстаней необхідно приваблювати інші методи [5].

3.2 Розподіл нових у Галактиці за обробленими даними ЗКЗЗ

У ході даної наукової роботи було побудовано графік розподілу нових зірок у Галактиці. На відміну від того, що був наведений у книзі Гофмейстера "Змінні зірки", цей побудований за екваторіальними координатами і зображує розподіл нових не у проекції на галактичну плоскість, а з Землі. Але якщо цей самий графік побудувати за координатами, що переведені з екваторіальних у галактичні, то отримаємо схожу картину.

Для побудови цього графіку використано каталог ЗКЗЗ, що був переведений у формат електронних таблиць Microsoft Excel, дані з якого були оброблені програмою, що була написана в ході наукової роботи. Графік побудовано за допомогою програми Microsoft Excel.

На графіку добре вимальовується галактична плоскість з Землі і видно, що більшість нових зірок розташована ближче до центра. Це підтверджує попередні дослідження у цій області. За цим графіком також можна відновити приблизні екваторіальні координати напряму на центр Галактики.

На графіку 3.1 синіми крапками позначені нові зірки. Горизонтальна вісь графіка - це пряме сходження зірок, а вертикальна - їх схилення.

Графік 3.1. Розташування нових зірок у Галактиці в екваторіальних кординатах за данимим ЗКЗЗ

ВИСНОВКИ

1. Досліджено амплітуди коливань нових зірок та виявлено наявність великої кількості нових зірок, що мають амплітуди блиску від 0 до 1^m, що пояснюється розвитком технологій спостереження від часу написання таблиць. Недостатній технічний рівень 1957 та 1977 років не дозволяв помічати слабкі амплітуди нових зірок. Наявність порівняно великої кількості зірок, що мають невелику амплітуду коливань блиску, без сумніву призведе до визнання вченими ще одного типу нових зірок.

2. Досліджено розташування всіх відомих нових зірок у Галактиці та доведено, що нові зірки концентруються ближче до центру Галактики. За екваторіальними координатами нових зірок обчислено координати напряму на центр Галактики, які співпали з вже відомими.

СПИСОК ВИКОРИСТАНИХ ДЕЖРЕЛ

Цесевич В.П. Переменные звезды и их наблюдение. - М.: Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 1980. - 176 с., ил. - Библиотека любителя астрономии.

Энциклопедический словарь юного астронома/ Сост. Н.П. Ерпылев. - М.: Педагогика, 1980. - 320 с., ил.

"Классификация переменных звезд в соответствии с IV изданием ОКПЗ" . - [Електронний ресурс]. - Режим доступу:http://www.variablestars.ru/index.php?option=com_content&view=article&id=72&Itemid=61

Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии: Учебное пособие / Под ред. В.В.Иванова. Изд. 2-е, испр. М.: Едиториал УРСС, 2004. - 544 с. (Классический университетский учебник).

Гофмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды: Пер. с нем. / Под ред. Н.Н. Самуся. - М.: Наука. Гл. ред. физ.-мат. лит. - 1990. 360 с.

ДОДАТКИ

Спектральна поведінка під час спалаху

Маклафлін виявив, що спектральний розвиток в усіх нових приблизно однаковий. Це призвело до введення для нових спектрального класу Q, різні стадії розвитку позначалися від Q0 до Q9. Одночасно з падінням блиску зірки її спектр перетерплює серію змін, при яких групи емісійних ліні змінюються іншими, з більш високим потенціалом іонізації, і ця картина спектрального розвитку доволі тісно пов'язана з ходом кривої блиску (рис. 1). Перед описанням окремих стадій спектрального розвитку нової зірки, що розрізняються у справжній час, вкажемо, що кожна з наступних стадій починається ще до закінчення попередньої, так що в кінцевому рахунку можуть існувати кілька спектральних станів (Пейн-Гапошкіна, 1957 та Маклафлін, 1965).

Рис. 1 [5]

На рис. 1 зображена схематична крива блиску нової з зазначенням спектральної стадії згідно до Псковського (1978): а - переднова, б - підйом, в - пауза перед максимумом, г - закінчення підйому, д - спад у початковому стані, е - перехідна стадія, ж - кінцевий спад, з - колишня зірка

Роздивимось поведінку по стадіях:

Предмаксимальний спектр. В епоху, що починається приблизно за двоє діб до максимуму, і ту, що закінчується через кілька діб після нього, спектр нової зірки відповідає спектру нормальної зірки спектрального класу B, A або F. Лінії поглинення у спектрі майже завжди широкі, дифузійні, спостерігається ультрафіолетове зміщення ліній, яке можна пояснити ефектом Доплера: прозора газова оболонка, що оточує нову, розширюється з великою швидкістю. Частини оболонки, що видимі в проекції на випромінюючу безперервний спектр гарячу поверхню зірки, рухаються на нас зі швидкостями близько 100-1000 км/с і проявляються у спектрі у вигляді ліній, що зміщені на відповідну величину у фіолетову сторону. Лінії поглинення зазвичай спочатку становляться глибшими і вужчими, доплерівський здвиг у деяких випадках збільшується, в інших зменшується. Предмаксимальний спектр зберігається й деякий час після досягнення максимуму блиску.

Головний спектр. Він з'являється з моменту досягнення максимуму блиску, після того як нова, що розширюється, досягне радіусу, що приблизно дорівнює ста сонячним. Спектр нагадує спектр гіганта класу від A до F. Найбільш ранній спектральний клас зірки у максимумі блиску був зареєстрований у нової V1500 Cyg (1975), це спектр В-зірки; найбільш пізній, спектр К-зірки, був зареєстрований у нової V1148 Sgr (1943). З фіолетової сторони адсорбційних ліній предмаксимального спектру, що повільно щезає, з'являються нові, різкі лінії поглинення (відповідні до доплерівського зміщення від 200 до 2000 км/с); з червоної ж сторони (без здвигу) з'являються яскраві, широкі емісійні спочатку водню, пізніше іонізованого Кальцію (CaII) та Феруму (FeII). Емісійні лінії широкі, так як вони утворюються в усіх частинах оболонки, що стала прозорою та розширюється; частини, що рухаються на нас і від нас, утворюють відповідно фіолетові та червоні половини ліній, у той час як частини, що рухаються перпендикулярно променю зору, утворюють центр лінії. Через одну чи кілька діб після максимуму оболонка, внаслідок розширення, вже настільки розріджена, що у спектрі з'являються заборонені емісійні лінії, насамперед [OI], [NII], [OIII]. Невдовзі після появи ці лінії досягають більшої інтенсивності. Тривалість видимості головного спектру сильно коливається від зірки до зірки.

Дифузійно-іскровий спектр. Цей стан починається ще перед значним слабшанням головного спектру, після того як загальний блиск впаде приблизно на півтори зіркових величини. Тривалість стану - від кількох діб до кількох тижнів. Ця третя система ліній поглинення має ще більший фіолетовий здвиг, ніж попередні. Спектральні лінії дуже широкі та розмиті; вірогідно, це ознака сильної турбуленції у газовій хмарі, що розширюється.

Оріонов спектр. В оріоновому панують лінії поглинення, що характерні для спектрів "оріонових зірок" - зірок спектрального класу В у асоціації Оріона. Видні лінії HeII, ОІІ, NII, CII; бальмеровські лінії водню інколи відсутні. Зміщення ліній у фіолетову сторону у більшості випадків ще значніший, ніж у дифузно-іскровому спектрі. Зміщення часто квазіперіодично змінюється, відбиваючі квазіперіодичні коливання швидкості розширення, що пов'язана, у свою чергу, з коливаннями блиску. Найбільша швидкість завжди пов'язана зі вторинним мінімумом кривої блиску. Оріонов спектр містить й емісійні лінії - широкі і розмиті. Їх найкраще видно під час вторинного мінімуму блиску.

Небулярна стадія. Після того, як газова оболонка, скинута новою, достатньо розсіється, поступово щезають останні адсорбційні лінії попередніх стадій. Спектр нової тепер дуже схожий на спектр планетарної туманності. Він складається з яскравих ліній водню, гелію та ряду заборонених ліній. У спектрі видні небулярні лінії 386,9 і 396,8 нм [NIII], "лінія полярного сяйва" 436,3 нм [OIII], а також заперечені лінії іонізованого Феруму [FeII]-[FeVII]. У спектрах деяких об'єктів, особливо у повторних нових, були виявлені лінії 13-кратно іонізованого заліза. Під час небулярної стадії у деяких нових навіть становиться видимою газова туманність, що розширюється; розширення можна прослідкувати оптично. У цих випадках надається можливість доволі надійного визначення відстаней до об'єкта, оскільки, як вже вказувалося, розширення туманності можна виміряти не тільки уздовж променю зору, а й в перпендикулярному напрямі (тангенціальна швидкість). Потрібно, звісно, переконатися, що вимірюється дійсно тангенціальне розширення туманності, а не розповсюдження світла у туманності, що вже існує. Але і у випадку виміряння кутової швидкості тангенціального розширення світла, що відповідає, як відомо, лінійній швидкості 3·10⁵ км/с, виходить доволі точний метод визначення відстані. До сих пір у п'ятнадцятьох випадках вдалося спостерігати оболонку, що розширюється, у чотирьох випадках - розповсюдження світла.

Стадія постнової. Після повернення нової у "нормальний" стан мінімуму блиску закінчується небулярна стадія і вид спектру відповідає вже описаної вище стадії постнової. У цій стадії інколи, по крайній мірі спочатку, видні небулярні лінії (або навіть сама туманність), наприклад у класичних нових DQ Her (1934), GK Per (1901) та RW Umi (1956), а також у повторних нових T CrB та RS Oph.

Дуже добре, детальне описання численних спектрів приводиться у збірці "Novae, Supernovae, Novoides" (Centre National de la Recherche Scientifique, Paris, 1965).

Слід вказати, що оболонки нових скидаються не сферчино-симетрично, а у формі екваторно-симетричних кілець або конусів та двох полярних капель або струменів. Вони обговорювалися Пейн-Гапошкіною (1977а) та Шара (1985) у старої нової CK Vul 1670 більш ніж через 300 років після спалаху.

Стікання полярних капель вдалося прослідити через кілька років після спалаху і у нової DQ Her (Койпер, 1941).

Просторову модель нової V603 Aql (1918) для стадії приблизно через рік після вибуху можна знайти і в Уівера (1974).

Спектральний хід подій не завжди точно відповідає описаному вище, у кожної нової свої особливості.

Як ми бачимо, спектральні явища під час спалаху дуже складні й важко доступні для огляду. Але деякі прості висновки можна зробити одразу ж:

Газові маси, що викинуті з нової з великою швидкістю, свідчать про те, що на зірці відбувся сильний, вибухоподібний процес.

Виміряні за сильним ефектом Доплера (фіолетове зміщення адсорбційних ліній) швидкості викиду, рівні сотням та тисячам кілометрів на секунду, значно перевищують швидкості уходу. Тобто викинута оболонка полишає нову зірку.

За кількісними оцінками (на основі спостереження за інтенсивністю спектральних ліній) нова зірка під час спалаху втрачає близько 10^-5 своєї маси і випромінює близько 10⁴⁵ ерг енергії (Струве, 1962) [5].

Размещено на Allbest.ru