Nemoku.lt » Astronomija » Novos » Darbo peržiūra

Astronomija

Novos

Novos - tai sproginėjančios kintamosios Žvaigždės, kurių spindesio kitimo amplitudė siekia 10-12 ryškių, t.y. milijonus kartų! Iš tikrųjų tai žvaigždžių poros, kurių vienas narys yra išsipūtusi raudonoji milžinė, o kitas kompaktiška baltoji nykštukė. Iš raudonosios milžinės atmosferos nutekėjusios dujos kaupiasi baltosios nykštukės paviršiuje iki tam tikros ribos, kurią pasiekus įvyksta galingas termobranduolinis sprogimas. Žvaigždės spindesys sustiprėja tūkstančius ar net milijonus kartų, o mums atrodo, kad danguje nei iš šio, nei iš to įsižiebė nauja žvaigždė. Iš tikrųjų dėl milžiniško atstumo mes jos iki sprogimo paprasčiausiai nematėme. Nova įsižiebia sparčiai - per kelias paras ar net valandas spindesys pasiekia maksimumą, o po to pamažu silpnėja, kol po kelių metų žvaigždė vėl dingsta iš akių.

Sužibusios novos išoriniai sluoksniai skrieja į erdvę apie 1000 km/s greičiu ir išsisklaido joje. Toks sprogimas būtų pavojingas Žemei, laimei Saulės aplinkoje kandidačių į novas neaptikta, taigi galime būti ramūs bent kelis tūkstantmečius.

Kasmet atrandama vidutiniškai 1-2 novos. Dažnai jas atranda ir astronomijos mėgėjai, tarp kurių labiausiai pasižymi japonai. Dažniausiai novos būna 6 – 8 ryškio, vadinasi, plika akimi jas pastebėti galima retai. Paskutinį kartą itin ryški nova suspindo 1975 m. rugpjūtį. Vieni pirmųjų ją pastebėjo ir lietuviai K.Černis bei V.Makštela.
Kintamosios žvaigždės. Dvinarės užtemdomosios žvaigždės yra kintamosios išoriškai, t. y. žvaigždės, kurių spindesys kinta dėl geometrinių ir išorinių efektų. Be to, yra kintamosios iš vidaus žvaigždės, kurių šviesis arba kiti parametrai kinta dėl vidinių fizinių priežasčių. Praeityje kintamosios žvaigždės buvo stebimas plika akimi. 1572 m. Tichas Brahė atkreipė dėmesį į vieną anksčiau nematytą žvaigždę Kasiopėjos žvaigždyne. Šios žvaigždės šviesis padidėjo tiek, kad buvo galima lyginti su Venera, tačiau vėliau ėmė mažėti ir, laikui bėgant, ji visai dingo iš akiračio. Dar prieš Brahę 1054 m. Tolimuosiuose Rytuose kinai ir japonai Tamo žvaigždyne taip pat pastebėjo anksčiau nematytą žvaigždę. Ji buvo matoma net dienos metu. Europoje naujoji žvaigždė nebuvo pastebėta, bet ją matė navachų genties indėnai Šiaurės Amerikoje, ką liudija dvi graviūros uoloje, rastos šiaurinėje Arizonos valstijos dalyje. Dar vieną, anksčiau nematytą žvaigždę Gyvatnešio žvaigždyne 1604 m. stebėjo Kepleris ir kiti astronomai. Šios ir kitos panašaus tipo žvaigždės buvo pavadintos novomis. Rytų astronomai novas stebėjo dar gerokai iki mūsų eros pradžios.
1596 m. D. Fabricijus pastebėjo, kad Banginio Omikron kartais matoma, kartais - ne. Po ilgų stebėjimų Fabricijus nustatė, kad matomumas keičiasi cikliškai, reguliariai pasikartodamas kas 11 mėnesių.Per paskutinius dešimtmečius, atsiradus naujai stebėjimų technikai, kintamųjų žvaigždžių paieškos ir tyrinėjimai smarkiai vystėsi. Dabartinės matavimo priemonės įgalina išmatuoti mažiausius ir labai greitus pokyčius. Paaiškėjo, kad dauguma stebimų žvaigždžių yra kintamosios. Kai tik atrandama kokia nors kintamoji žvaigždė, jai suteikiamas vardas. Žvaigždės, kurios dar neturi vardų, - kaip kad juos turi, pavyzdžiui, Šiaurinė žvaigždė arba Lyros Beta, - žymimos viena arba dviem didžiosiomis raidėmis, po kurių eina lotyniškasis pavadinimas, pavartotas kilmininko linksniu.Pirmoji bevardė kintamoji žvaigždė, atrasta Vienaragio žvaigždyne, buvo pavadinta R Monocerotis. Naudojantis šia sistema, galima paženklinti 334 vieno žvaigždyno žvaigždes.
Kintamųjų žvaigždžių savybės labai skiriasi, tačiau iš esmės jas galima suskirstyti į du tipus: į taisyklingai kintamąsias, arba periodines, ir netaisyklingai kintamąsias. Pirmojo tipo žvaigždžių spindesys kinta labai reguliariai, o antrojo - stebimi daugiau ar mažiau nenumatyti pokyčiai.
Svarbiausias kintamųjų žvaigždžių klasifikacijos elementas yra jų spindesio kitimo kreivė, t. y. diagrama, kurioje regimasis ryškis išreiškiamas laiko funkcija. Spindesio kitimo kreivės pagrindiniai parametrai yra forma, amplitudė (tai skirtumas tarp maksimalaus ir minimalaus spindesio) ir kitimo periodas, t. y. laikas nuo vieno spindesio maksimumo iki kito. Pirmojo tipo žvaigždėms priklauso pulsuojančiosios ir užtemdomosios žvaigždės. Dauguma netaisyklingai kintamųjų žvaigždžių yra sproginėjančios žvaigždės. Jos pasirodo danguje netikėtai, o po to per ilgesnį ar trumpesnį laiką dingsta. Šios žvaigždės priklausomai nuo jų spindesio kitimo amplitudės skirstomos į supernovas, novas ir Dvynių U tipo nykštukines novas.
Būtina pabrėžti, kad cefeidžių tyrinėjimai yra labai svarbūs, nes iš jų galima gauti informaciją apie atstumus Galaktikoje ir už jos ribų. JAV astronomė H. Levit 1912 m. išmatavo periodus keletos cefeidžių Mažajame Magelano Debesyje, kuris yra nykštukinė galaktika (mūsų Galaktikos palydovė), ir nustatė, kad žvaigždės, kurių spindesio kitimo periodai ilgi, yra ryškesnės už tas, kurių periodai trumpi.
H. Šeplis įrodė, kad pasitelkus cefeides galima nustatinėti atstumus. Žinant cefeidžių spindesio kitimo periodo ir šviesio ryšį, pakanka išmatuoti stebimos (net pačios tolimiausios) žvaigždės spindesio kitimo periodą ir pagal jį nustatyti absoliutinį ryškį (šviesį). Po to iš absoliutinio ir regimojo ryškių skirtumo nesunku apskaičiuoti nuotolį. Tokiu būdu buvo nustatytas mūsų Galaktikos skersmuo ir atstumai iki artimiausių galaktikų.