Особенно хорошо она исследовала пульсирующие переменные звёзды – цефеиды, и сделала некоторые важные открытия. Это пульсирующая звезда, которая регулярно расширяется и сжимается. Звезда, которая пульсирует только с одной стороны, была обнаружена на расстоянии 1500 световых лет от Земли. Причиной односторонних пульсаций является красный карлик — сосед обнаруженной звезды по двойной системе. Ученые заметили ее в скоплении изучаемых звезд и обратили внимание на необычный световой спектр, излучаемый ей.
Взгляните на Вселенную глазами Chandra: таймлапс-видео взрывающихся звезд
Астрофизики NASA записали и опубликовали звуки, которые издают найденные искусственным интеллектом пульсирующие звезды. Польские астрономы доказали, что причина длиннопериодических колебаний яркости у старых звезд из класса красных гигантов — единственного до сих пор. Они представляют собой очень горячие звезды маленького размера, которые постоянно пульсируют.
Астрономы обнаружили странный радиосигнал из далекой галактики. Он пульсирует с ритмом сердцебиения
Звезды, называемые «бьющимися сердцами» (heartbeat stars), открытые в больших количествах при помощи космического телескопа НАСА «Кеплер», представляют собой двойные звезды. Проанализировав 24 млн звезд, специалисты NASA обнаружили более 158 тысяч красных гигантов, которые постоянно пульсируют. Пульсирующие светила — не редкость во Вселенной, но впервые астрономы обнаружили звезду, которая содрогается только одной своей половиной.
Ученые нашли «оголенное пульсирующее ядро массивной звезды»
Звезды, эти гигантские ядерные реакторы, живут и умирают, оставляя после себя следы невероятной красоты и научной ценности. Удивительный новый класс рентгеновских пульсирующих переменных звезд обнаружен группой американских и канадских астрономов. Японские и европейские астрономы изучили пульсации в недрах Бетельгейзе после недавнего потускнения этой звезды и пришли к выводу. Как пишет , одна из звезд в этой системе относится к пульсирующим звездам OB-типа и сочетает в себе свойства сразу двух их разновидностей.
Волны высотой в три Солнца заметили на поверхности гигантской звезды
Астрономы из Соединенных Штатов Америки обнаружили пульсирующие звезды неизвестного науке класса — светила нового типа, как сообщает портал , продуцируют. Хотя исследователи знали, что эти звезды могут пульсировать, ранее им еще не удавалось обнаружить каких-либо четких закономерностей в биениях. РИА Новости: Огонь в "Известиях Холл" мог вспыхнуть из-за сварочных работ.
Пульсирующая
Он находится на расстоянии около 27 400 световых лет от Земли и вращается с периодом 8,39 миллисекунды. То есть за одну секунду делает почти 120 оборотов вокруг своей оси. PSR J1744-2946 находится в двойной системе с орбитальным периодом около 4,8 часа. Масса его компаньона — менее 0,05 солнечной массы.
Ученые еще с 1980-х предполагали, что звезды могут так себя вести, но сейчас впервые получили подтверждение своей теории. Звезда HD74423 находится в полутора тысячах световых лет от Земли, в галактике Млечный путь. Ее масса примерно в 1,7 раза превышает массу Солнца. Возраст звезды установить сложно, но специалисты определили, что она моложе Солнца.
Периоды их пульсаций обычно составляют 100—500 суток, хотя могут достигать 1000 суток [1] , а типичная амплитуда изменений блеска — 6m в видимой области спектра. Даже небольшое изменение температуры приводит не только к изменению светимости, но и к значительному изменению доли видимого излучения [19] [29]. У медленных неправильных переменных пульсации имеют нерегулярный характер, а их причины плохо изучены: внешние слои таких звёзд конвективны , а теория конвекции в звёздах разработана слабо. Звёзды, у которых изменения блеска в целом неправильные, но некоторая периодичность в них наблюдается, классифицируют как полуправильные переменные [19]. Нередко в категорию медленных неправильных переменных звёзды попадают из-за того, что недостаточно изучены и в дальнейшем переклассифицируются в полуправильные или в другие типы объектов [1]. Измерение параметров[ править править код ] В результате эволюции звезды меняются её физические параметры, в том числе плотность и связанный с ней фундаментальный период колебаний. Хотя эволюционные изменения идут очень медленно, соответствующее им небольшое изменение периода всё равно можно отследить, наблюдая звезду длительный срок. За большое количество пульсаций даже небольшое изменение одного периода станет заметным, а если период равномерно меняется со временем, точки на диаграмме будут образовывать параболу. Таким образом, по этой диаграмме можно отслеживать изменения в результате эволюции звёзд, однако видимое изменение периода может быть вызвано и другими обстоятельствами, например, движением звезды по орбите в двойной системе [11] [30]. При пульсациях звёзд можно наблюдать изменения не только блеска, но также температуры и скорости расширения и сжатия. Температура может быть измерена по спектру или показателю цвета , а скорость движения поверхности — по смещению спектральных линий , связанному с эффектом Доплера. По этим величинам определяют радиус звезды, используя метод Бааде — Весселинка. Сам метод в упрощённом виде основан на том, что при определённой температуре звезды её светимость пропорциональна квадрату её радиуса, а абсолютное изменение радиуса звезды за определённое время можно найти по лучевой скорости её поверхности. Сравнивая, во сколько раз изменилась светимость звезды между двумя моментами, когда та имела определённое значение температуры, можно найти значение её радиуса, а следовательно, и светимости [11] [31]. История изучения[ править править код ] Первой открытой пульсирующей переменной звездой была Мира — до неё были известны только новые и сверхновые звёзды. В 1596 году Давид Фабрициус открыл эту звезду, когда она имела вторую звёздную величину , и обнаружил, что её блеск постепенно снижается.
Цефеиды II типа — более старые и маломассивные звёзды, чем классические цефеиды, и относятся к населению II [14] [10]. Они, в свою очередь, делятся на переменные типа BL Геркулеса с периодами менее 8 суток и переменные типа W Девы с периодами более 8 суток [1] [15]. Переменные типа RV Тельца имеют периоды более 20 суток и могут рассматриваться и как подтип цефеид II типа, и как промежуточный тип звёзд между цефеидами и миридами см. Среди цефеид часто встречаются пульсирующие в основной моде и пульсирующие в первом обертоне, а у некоторых цефеид наблюдаются колебания одновременно в этих двух модах. В редких случаях встречаются цефеиды, пульсирующие иным образом: например, в первом и втором обертоне, или одновременно в трёх модах [11]. Эти звёзды находятся на горизонтальной ветви , имеют спектральные классы A — F и по физическим параметрам являются достаточно однородным классом звёзд [18]. Они распространены в шаровых скоплениях , их периоды обычно составляют менее суток, а амплитуды меньше, чем таковые у цефеид — до 2m. Они имеют практически одну и ту же абсолютную звёздную величину — около 0,6m, поэтому также используются как стандартные свечи [12] [19]. По виду кривых блеска переменные типа RR Лиры делят на два основных типа: RRAB с асимметричными кривыми блеска, рост яркости которых происходит резко, и RRC, кривые блеска которых симметричны. Первые пульсируют в основной моде, вторые — в первом обертоне. Есть также тип RR B — это звёзды, пульсирующие одновременно в основной моде и в первом обертоне [1] [20]. По классу светимости находятся от главной последовательности до гигантов , так что из относительно ярких пульсирующих переменных именно этот тип наиболее распространён. Периоды пульсаций таких звёзд составляют от 0,02 до 0,3 суток, амплитуды изменений блеска — до 0,9m [21] [22] [23]. К этому классу близки переменные типа SX Феникса : они занимают приблизительно ту же область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела , имеют похожие периоды и амплитуды изменений блеска, но имеют большой возраст и относятся к населению II, в то время как переменные типа Дельты Щита — молодые звёзды населения I. Ещё один похожий тип — переменные типа Гаммы Золотой Рыбы , которые имеют более низкую температуру, чем звёзды на полосе нестабильности [21] [22]. Эти переменные часто пульсируют в нескольких модах одновременно.
В центре Галактики обнаружили новый пульсирующий объект
Если же начальный объем звезды превышает обычную звезду иногда в несколько раз превышает размеры Солнца , тогда в конце своей жизни она расширяется подобно большому гиганту, а затем взрывается в виде сверхновой второго разряда. В итоге подобных взрывов возникают пульсирующие и не пульсирующие нейтронные звезды, либо черные дыры, либо звезды именуемые ханиса, каниса. Все этот зависит от изначального размера протозвезды, таким образом, звезда опадает либо полностью теряет свой свет. Когда звезда взрывается, то ее остатки разбрасываются по Вселенной. Интересная история открытия нейтронной звезды В 1968 году американская студентка неожиданно зафиксировала радиоволны из космоса. Это стало возможным благодаря появлению радиотелескопов. Это особый аппарат, который способен принимать радиоволны из глубин Вселенной, источник которых расположен в миллионах световых лет от Земли. В результате астрономы в семидесятые годы, выявили несколько звезд, которые объединяло то, что от них исходил одинаковый сигнал. Эти аппараты обеспечивают высокую точность сигнала, при этом сигнал поступает циклически отдельными порциями битами.
Продолжительность сигнала равна долям секунды, секунде или больше секунды. По этой причине данные небесные тела были названы пульсарами. В этом и заключается одно из божественных чудес, упомянутых в аятах: «Клянусь небом и [звездой], движущейся ночью! Из аята следует, что эта звезда является особым небесным телом, которому присущи два признака: пульсация и огромная масса. Именно этим признакам соответствует нейтронная звезда.
Более крупная звезда в ней в 35 раз массивнее Солнца.
Чтобы понять причину этого феномена, ученые провели компьютерное моделирование. Результаты показали, что по более крупной звезде прокатываются гигантские волны, когда к ней приближается меньшая звезда-компаньон. Согласно расчетам, приливные волны достигали одной пятой радиуса гигантской звезды. Их высота составляла 4,3 миллиона км, что эквивалентно трем звездам размером с Солнце, поставленным друг на друга.
Звезды OB-типа — это горячие массивные звезды голубого или бело-голубого цвета, которые образуют группировки из 10-100 звезд, называемые ОВ-ассоциациями, и, как считается, возникающие из одного гигантского молекулярного облака.
Читайте также.
Это исследование доступно на сайте arXiv. Бетельгейзе уже некоторое время ведёт себя необычно. В 2019 году он внезапно померк, и астрономы уже собрались в ожидании его кончины, однако оказалось, что звезда выплюнула что-то тёмное и пыльное, что временно заглушило её сияние. Процесс испускания Бетельгейзе материи, приведшей к её кратковременному затемнению в 2019 году В начале этого года Бетельгейзе достигла пика своего обычной яркости, став в полтора раза ярче, чем обычно. Снова возникли предположения о судьбе объекта и о том, были ли эти изменения предсмертным стуком или просто учащённым сердцебиением, которое приходит с возрастом. Некогда горячая, тяжеловесная звезда, известная как звезда спектрального класса О, Бетельгейзе следует принципу «сгори быстро, умри молодым», появившись на свет всего 10 миллионов лет назад. Годы раздувшегося красного газового шара, у которого заканчивается топливо, сочтены.
ПУЛЬСИ́РУЮЩИЕ ЗВЁЗДЫ
После истощения водорода в их ядрах звезды расширились в стадию красного гиганта. Обычно звезда достигает наибольшего радиуса и начинает плавить гелий глубоко в ядре. Тем не менее, ученые считают, что у этих недавно открытых звезд их внешний материал был украден компаньоном до того, как гелий стал горячим и достаточно плотным для плавления. В прошлом горячие субкарлики почти всегда были связаны со звездами, которые стали красными гигантами, начали смешивать гелий в своих ядрах, а затем были раздеты спутником. Новые результаты показывают, что в эту группу входят различные типы звезд.
Исследовательская группа во главе с Энглом и Гвинаном ранее использовала космический телескоп «Hubble» для изучения линий ультрафиолетового излучения от d Cep и других цефеид. Эти эмиссионные линии возникают в плазме температурой до 300 000 градусов Цельсия. Ультрафиолетовое излучение также изменяется в соответствии с периодами пульсаций цефеид, но резко возрастает после достижения минимального радиуса, в отличие от рентгеновских излучений, пик которых приходится на максимальный радиус. Команда по-прежнему изучает, почему пики ультрафиолетового и рентгеновского излучения достигают максимума в таких разных фазах пульсаций звезды. Эти пульсирующие сверхгиганты использовались с середины 1920-х годов для измерения расстояний до галактик и определения скорости расширения Вселенной. После многих попыток неспособность обнаружить рентгеновские лучи от цефеид заставила астрономов отказаться от идеи об их рентгеновской пульсации. Так что было большим но приятным сюрпризом обнаружить рентгеновское излучение от d Cep и нескольких других цефеид», — сказал Эдвард Гвинан. Открытие рентгеновских лучей для d Cep и некоторых других цефеид является самым новым в списке недавно обнаруженных свойств цефеид. К ним относятся околозвездные газовые и пылевые среды, инфракрасные избытки и линии ультрафиолетового излучения.
Космос — такой близкий и такой далекий — это бесконечность, в исследовании которой мы сделали, наверное, полшага. Что нас ждет завтра: астероид или терраформирование Марса? Следите за самым интересным, что происходит за пределами стратосферы.
Для цефеид существует зависимость между периодом и светимостью [10] , которая позволяет использовать их как стандартные свечи : из периода цефеид можно определять их абсолютную звёздную величину , и, сравнивая последнюю с видимым блеском , вычислять расстояние до звезды [11] [12]. Благодаря высокой светимости, цефеиды наблюдаются не только в нашей , но и в других галактиках [13]. Выделяют два основных типа цефеид: классические цефеиды и цефеиды II типа. У этих типов звёзд отличаются зависимости между периодом и светимостью: при равных периодах цефеиды II типа на 1,5m тусклее, чем классические. Цефеиды II типа — более старые и маломассивные звёзды, чем классические цефеиды, и относятся к населению II [14] [10]. Они, в свою очередь, делятся на переменные типа BL Геркулеса с периодами менее 8 суток и переменные типа W Девы с периодами более 8 суток [1] [15]. Переменные типа RV Тельца имеют периоды более 20 суток и могут рассматриваться и как подтип цефеид II типа, и как промежуточный тип звёзд между цефеидами и миридами см. Среди цефеид часто встречаются пульсирующие в основной моде и пульсирующие в первом обертоне, а у некоторых цефеид наблюдаются колебания одновременно в этих двух модах. В редких случаях встречаются цефеиды, пульсирующие иным образом: например, в первом и втором обертоне, или одновременно в трёх модах [11]. Эти звёзды находятся на горизонтальной ветви , имеют спектральные классы A — F и по физическим параметрам являются достаточно однородным классом звёзд [18]. Они распространены в шаровых скоплениях , их периоды обычно составляют менее суток, а амплитуды меньше, чем таковые у цефеид — до 2m. Они имеют практически одну и ту же абсолютную звёздную величину — около 0,6m, поэтому также используются как стандартные свечи [12] [19]. По виду кривых блеска переменные типа RR Лиры делят на два основных типа: RRAB с асимметричными кривыми блеска, рост яркости которых происходит резко, и RRC, кривые блеска которых симметричны. Первые пульсируют в основной моде, вторые — в первом обертоне. Есть также тип RR B — это звёзды, пульсирующие одновременно в основной моде и в первом обертоне [1] [20]. По классу светимости находятся от главной последовательности до гигантов , так что из относительно ярких пульсирующих переменных именно этот тип наиболее распространён.
Астрофизикам NASA удалось записать «голос» звезд
Международная группа астрономов изучила популяцию субкарликовых B-звезд, расположенных в рассеянном скоплении NGC 6791, и обнаружила среди них ранее неизвестный тип пульсирующих космических объектов. Об этом говорится в репозитории препринтов arXiv. Отмечается, что это - горячие субкарликовые звезды B sdB. Они состоят из гелиевого ядра и сверхтонкой водородной оболочки.
Одна из звезд в этой двойной системе показывает одновременно оба типа. Кроме того, эта звезда обладает сильным магнитным полем, что совершенно необычно в данном случае. Это может быть ключевым недостающим компонентом в современных теориях о ранних стадиях звездной эволюции.
Наконец, по словам Стассуна, «впервые обнаружено, чтобы подобная двойная система являлась частью звездного скопления. Кажется весьма маловероятным, что TESS мог бы открыть другую звезду, у которой есть все эти атрибуты вместе». На сайте могут быть использованы материалы интернет-ресурсов Facebook и Instagram, владельцем которых является компания Meta Platforms Inc.
Обычно Ap-звёзды в первую очередь являются вращающимися переменными , но некоторые из них также пульсируют. Поскольку ось магнитного поля обычно не совпадает с осью вращения, то наблюдается сложная картина изменений блеска [24]. Они испытывают нерадиальные пульсации с периодами от 100 до 1000 секунд и с амплитудами изменений блеска до 0,3m и практически всегда пульсируют в нескольких модах. Центральные звёзды в планетарных туманностях также бывают пульсирующими переменными [25]. Переменные типа Беты Цефея[ править править код ] Переменные типа Беты Цефея иногда — переменные типа Беты Большого Пса — звёзды спектральных классов O—B, находящиеся выше главной последовательности или на ней. Период изменений блеска таких звёзд составляет 0,1—0,6 суток, а амплитуда — до 0,3m.
Также существует подтип таких переменных, периоды и амплитуды которых приблизительно на порядок ниже. Некоторые звёзды со схожими характеристиками испытывают нерадиальные пульсации с большими периодами и выделяются в соответствующий тип: медленно пульсирующие звёзды спектрального класса B. Кроме того, субкарлики класса B имеют другие физические характеристики, и, в отличие от предыдущих типов, являются старыми звёздами, но на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают близкую область и также могут пульсировать [26] [27]. Переменные красные гиганты и сверхгиганты[ править править код ] Красные гиганты и красные сверхгиганты , особенно наиболее холодные, часто проявляют переменность хотя бы в небольшой степени. Существуют различные классы таких переменных звёзд [28]. Например, мириды — сверхгиганты спектральных классов M , S и C , находящиеся на асимптотической ветви гигантов. Периоды их пульсаций обычно составляют 100—500 суток, хотя могут достигать 1000 суток [1] , а типичная амплитуда изменений блеска — 6m в видимой области спектра. Даже небольшое изменение температуры приводит не только к изменению светимости, но и к значительному изменению доли видимого излучения [19] [29]. У медленных неправильных переменных пульсации имеют нерегулярный характер, а их причины плохо изучены: внешние слои таких звёзд конвективны , а теория конвекции в звёздах разработана слабо.
Звёзды, у которых изменения блеска в целом неправильные, но некоторая периодичность в них наблюдается, классифицируют как полуправильные переменные [19].
Исследование переменных может быть также полезно для лучшего понимания шкалы расстояний Вселенной. Звёзды Дельты Щита — это пульсирующие переменные со спектральными классами между A и F, названные в честь переменной Дельты Щита в созвездии Щита. Они демонстрируют радиальные и нерадиальные пульсации с периодом от 20 минут до восьми часов.
::: НАСА делает возможным прорывное исследование звездных пульсаций .
Открытие необычного поведения звезды было первоначально сделано непрофессиональными учеными. Любители астрономии тщательно изучили огромные объемы данных, которые регулярно предоставляет TESS в поисках новых и интересных явлений. Хотя это первая подобная звезда, у которой пульсирует только одна сторона, исследователи считают, что таких звезд в галактике должно быть гораздо больше. DOI: 10.
Пульсары Пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды, которые под воздействием гравитации сжались до компактных размеров — всего 10-20 километров.
При этом их масса сравнима с массой Солнца — для сравнения его диаметр составляет без малого 1 400 000 километров. То есть речь идет о невероятно плотных объектах. Пульсары — это разновидность нейтронных звезд, вращающихся вокруг своей оси и испускающих электромагнитное излучение в оптическом, радио- или иных диапазонах с участка поверхности. Из-за этого создается впечатление пульсации.
Но TESS также делает снимки нескольких тысяч предварительно выбранных звезд, в том числе некоторых звезд Delta Scuti, каждые две минуты.
Когда Беддинг и его коллеги начали сортировать результаты измерений, они обнаружили подмножество звезд Delta Scuti с регулярными диаграммами пульсаций. Как только они узнали, что искать, они искали другие примеры в данных Кеплера, который использовал похожую стратегию наблюдения. Они также провели последующие наблюдения с помощью наземных телескопов, в том числе один в обсерватории WM Keck на Гавайях и два в глобальной сети обсерваторий Лас-Кумбре. В общей сложности они определили партию из 60 звезд Delta Scuti с четкими рисунками. Теперь у нас есть регулярные серии пульсаций для этих звезд, которые мы можем понять и сравнить с моделями », - сказал соавтор Саймон Мерфи, научный сотрудник университета Сиднея.
Но это также показывает нам, что это всего лишь ступенька в нашем понимании звезд Delta Scuti ». Эта анимация изображает один тип пульсации Delta Scuti, называемый радиальной модой, который движется волнами синие стрелки , проходящими между ядром звезды и поверхностью. В действительности, звезда может пульсировать во многих различных режимах, создавая сложные модели, которые позволяют ученым узнать о ее внутренности.
Величина таких звезд составляет одну десятую часть размера Солнца, а масса — примерно половину. Из-за этого плотность таких небесных тел очень велика. Найденные небесные тела относятся к подтипу субкарликов В. Учеными до сих пор достоверно не установлены причины их пульсации. Они предполагают, что это явление связано с накоплением в небесном теле железа. Из-за этого в определенном слое звездной атмосферы возникает непрозрачность, которая проявляется циклически.