Curve - ragyog - nagy olaj és gáz enciklopédia, cikk, 3. oldal
Kanyar - ragyog
Felhívta a figyelmet arra a tényre, hogy az Andromeda-köd képei nagy fényvisszaverőkön nagyon ritkán készültek, nem több, mint havonta többször. Ezért annak érdekében, hogy a csillagot maximumra becsüljék, a fénysávokat általában kissé extrapolálták, figyelembe véve a fényességet, amelyet akkor határoztak meg, amikor a csillag már messze volt a maximumtól. De a Galaxisban lévő fényes új csillagok sokkal gyorsabban gyengültek a maximális után, és csak ezután csökkent a fényerő csökkenése. Ha mindezt figyelembe vesszük, úgy tűnik, hogy az Androméda és a Galaxis köd újjai megegyeznek. [31]
A rendszeresen lüktető csillagokkal együtt különböző típusú csillagok vannak, amelyek szabálytalan változékonyságot mutatnak. A fénygörbék variabilitásával kapcsolatos szabálytalansági jelenségek. az RV Tauri csillagokban is megfigyelhetők, amelyek óriások, valamivel kevésbé pirosak, mint a rohamok, amelyekben a lökéshullámok hatásai jelennek meg. Az egyes típusú csillagoknál megfigyelt szabálytalan változékonyság úgy tűnik, hogy az ilyen instabilitások olyan megnyilvánulások, amelyek a csillag dinamikus rendszer részleges káoszaként vezethetnek. [32]
Azok a tárgyak, amelyekben ra te r, vemagn. Az oszcilláló dipólus egy ilyen modelljének javára a fénysugár korrelációját és a fénygörbék fázisban történő elmozdulását is jelezzük. Megfelelően magas felhalmozódási sebesség mellett a fehér törpe nem szinkronban forog, így az egyik forradalom a mögötte lévő műholdhoz képest. [33]
Mint kiderült, a szupernóva borítékok hűtőhullámainak létezésének egyetlen mutatója az állandó időbeli színhőmérséklet. Ezzel szemben a T2 hőmérséklet és a bolometrikus csillagméret nagyon erősen függ a kémiai összetételtől. Ezért egy részletes tanulmányt a fénygörbe szupernóvák és színük mutatókat tucat napig együtt bevonásával hűtő hullám elmélet lehetővé teszi, hogy becsülni a tömege bőröket, hogy létrehozzák a kémiai összetételét és jellemzőit a fény görbék és a törvény a sűrűség eloszlása a héj. [35]
Supernova egy másik galaxisban megfigyelhető csak a korai szakaszában a kitörés, ha a fényerő a csillag elég nagy és jelentős hatása van a teljes fényességét a galaxisban. A szupernóvák szisztematikus keresését más galaxisokban már több mint harminc éven keresztül, nagyszámú galaxis csoportos időszakos fényképeken végezték. Amennyiben az összehasonlítás kép ugyanabban a régióban az ég azt mutatják, hogy a fényerő egy galaxis nőtt (megjegyezzük, egy erősebb feketedés negatívokat a megfelelő helyre), kezdik követni a változást a fényerő ebben a galaxisban, és ezzel a fény görbe egy szupernóva. Nyilvánvaló, hogy ezzel a megfigyelési módszerrel nehéz megragadni nemcsak a csillag fényerejének rövid távú növekedését, hanem maximális fényerejének pillanatát is. [36]
A Supernovae két típusra oszlik, amelyek főként optikai spektrumukban különböznek egymástól. Az összes szupernóva / típus tulajdonságai nagyon hasonlóak. A spektrumuk teljesen specifikus módon fejlődik ki, és nincs benne hidrogénvonal. Alakjuk közel azonos fényerő görbék: gyors, körülbelül egy hét, a fényesség a maximális értéket, akkor csökken Sm fényessége körülbelül 25 napig, és végül lassú exponenciális csökkenése fény sebessége mintegy 70 tonna naponta. [37]
A II. Típusú szupernóvák spektrumának alakulása nem rendelkezik a jellegzetes jellemzőkkel. Általánosságban elmondható, hogy ez a típus magába foglal minden olyan objektumot, amely nem tartozik az I. típushoz. A spektrumukban erős hidrogénvonalak vannak, és a Ha vonal látható a sugárzásban. A fénygörbék alakja nem jellemző. Általában a maximális fényhatás elérése után a fényerő nem csökken ugyanolyan gyors, mint az I. típusú szupernóva esetében, de gyakran a hosszú kanyarban a fénygörbe hosszú exponenciális farka. [38]
Az I. típusú szupernóva esetében a fényesség oszcilláció nélkül csökken, monoton, és a fényesség csökkenése nagyon sokáig tart. Egy évvel a kitörés után a csillag fényereje több százszor gyengül. Az ilyen típusú csillagok esetében a fénygörbék majdnem pontosan egybeesnek, míg az új csillagok nagyon különböznek a fénysáv részleteiben. A II. Típusú szupernóvákat a fénygörbék széles választéka jellemzi, és a gyorsfényes cseppek körülbelül 100 nappal a maximális után. [39]
Kicsi a esetén a kezdeti mágneses mező túl gyenge ahhoz, hogy érzékelhető sugárirányú mozgást okozzon a héjban. Idővel a csillag forgása során a magra mágneses erők húzódnak, aminek következtében a mágneses térerő nő és a magnetohidrodinamikai kölcsönhatás nő. A folyamat olyan, mintha 1 / a tényezővel időben meghosszabbodik. A viszonylag lassú energia kisugárzása a kicsi lyukú változatokban megfelel a szupernóva fényerő görbéinek megfigyeléséből eredő követelményeknek. [40]
A csillag sugárzása (vagy, ahogy mondják, csillogása) ebben a figurában a csillagászati hagyományos egységekben - a csillagok nagysága - nagyon széles körben használatosak. A csillagállapot nagyságának meghatározásához a következő feltételt alkalmazzuk: a csillag fényerejének növekedése 100-szorosa a csillagmagasság nagysága 5-nek. Így a fényerő változása egy csillagteljesítménnyel az uyO 2 512-szeres változása. Az ilyen egységek rendszere az ókorban fejlődött ki, és általánosan elfogadott a csillag megfigyelők körében, mivel sokkal könnyebb összehasonlítani a két csillag csillagképének nagyságát, mintha energiaegységekben lenne kifejezve. Számunkra az ilyen rendszer kényelme abból áll, hogy a fénysávok kompaktabb képet kapnak. [42]
C-t és O-t) egy degenerált mag felszínén helyezkednek el. A C-O-mag tömegét fokozatosan emeljük a rétegforrásból származó égési termékek bevitelének következtében. Közelítő tömeg C-O - core előtti Chandrasekhar esetben kíséri éles uvelyache - HUCii sűrűsége a központi mag, ami súlyos degeneráció a relativisztikus elektron gáz. A degenerált mag növekedése jellemző a csillagnak a 4-8 Mo tömegű csillag kifejlődésére. Végül a mag létrehozza a szén szikrázásának feltételeit. Mivel növekedése a sebesség-Ry-sil degenerált számít, de gyakorlatilag nem növeli a nyomást, majd a szén égési devel-JELÖLI a post sűrűség válik robbanásveszélyes: hidrosztatikus egyensúly megbomlik újra nyomja meg égésű termonukleáris robbanás előforduló C-0-yad- csillagok. Ez utóbbi fontos szerepet játszik a C fényáramok kialakításában. A degenerált C-O-sejt termonukleáris robbanása a részleges vagy teljes égéshez vezet. Ugyanakkor a C-O-mag teljes kipetikus diszperziója megy végbe. [43]
Ezek a 3 ceféidek az ismert változó csillagok közül a legmelegebbek, a Teff tényleges hőmérséklete 20 000 és 25 000 K között van, és a fényerő változásai csak néhány órát jelentenek. Ezeknek a csillagoknak az elmélete még mindig nagyon kielégítő állapotban van, különösen a változékonyságot okozó mechanizmus tekintetében. Szigorú értelemben még a változásainak pontos jellege még nem ismert minden bizonnyal. A 0 típusú változók radiális sebességének görbéi A Cephei nagyon összetett, és nem mindig értelmezhetők egyszerűen sugárirányú pulzálással. Sőt, mivel a magas hőmérséklet a felszínen, de kizárja Mozhga gerjesztés pulzálás ezekben csillagok miatt normális mechanizmusának ionizációs a héj, ami nyilvánvalóan instabilitása miatt a hidegebb változók. Említés ebben az összefüggésben, a fázis közötti kapcsolat a fényt görbék és a sugárirányú sebesség, amely, a, a legegyszerűbb értelmezése, hogy az Y / 3-Cepheid maximális késleltetési relatív fénysűrűség minimális sugara gyakorlatilag hiányzik. [45]
Oldalak: 1 2 3