АХИРД, h Cas ( ЭТА КАССИОПЕИ ) - ЗВЕЗДА СОЛНЕЧНОГО ТИПА
5 звезд в вершинах созвездия Кассиопея ( слева направо ) -
Сегин (Segin), Рубах (Ruchbah), Цих (Tsih), Шедир (Shedir), Каф (Caph)
Всем известно яркое северное созвездие Кассиопеи , его фигура похожа на букву "W". Направление
луча зрения на созвездие лежит в плоскости галактического диска и проходит по касательной относи-
тельно его вращения ( вокруг центра Млечного Пути ). Созвездие Кассиопеи также примечательно тем,
что в нем находится ближайшая звезда-близнец нашего Солнца - HD 4614. Эта звезда (Эта Кассиопеи)
отстоит от Альфа Кассиопеи (Шедир) на угол 1,73° . От Солнца h Cas удалена на 19,36 световых лет.
Звезда имеет собственное имя - Ахирд ( Achird - "Колено"), спектральный тип G0-3, абсолютная
звездная величина M = 4.51, видимая величина Vm = 3.46 ( obs-hp.fr/www/archive/tgmet-lib/3821.html ).
Масса h Cas A должна быть близка к массе нашего Солнца ( 1.01-1.06 Ms ), размер звезды ещё ближе
к солнечному ( 98-101% Rs ), светимость ~ 1.2 Ls. Хотя звезда и является двойной ( h Cas A,B), но у
ней вполне могут быть планеты земного типа (с вероятностью до 90% ). Содержание тяжелых элемен-
тов ( тяжелее кислорода ) чуть меньше чем у Солнца ( ~ 70% ), что может несколько снизить вероят-
ность наличия планет типа Земли. Температура поверхности звезды h Cas А не значительно отлича-
ется от температуры Солнца ( 5777K ) - не более чем на 50K. Возраст Eta Cas - около 4 млрд. лет.
Спектр звезды имеет некоторые заметные отличия от нашего Солнца, в целом это несколько более ак-
тивная и менее стабильная звезда.
Второй компонент системы h Cas B - оранжевый карлик типа K7 ( з.в. = 7.5, масса 0.52 Ms ) об-
ращается на среднем расстоянии 71 а.е. ( эксцентриситет орбиты e= 0.497, 36 - 107 а.е. ) с периодом
480 лет ( в 1.75 раз дальше, чем Плутон - от Солнца ). Это значительно более тусклая звезда со свети-
мостью 0.07 Ls и температурой поверхности 4150K.
Есть некоторое сходство h Cas с двойной звездой Альфа Центавра, но её компоненты больше и распо-
ложены ближе друг к другу ( 23 а.е. с периодом около 80 лет ).
вид с планеты типа Земля у h Cas A h Cas вид в телескоп
Планета с жидкой водой у h Cas A должна иметь орбиту 1.1 а.е., причем на её небе часто будут нахо-
дится два солнца, правда яркость второго будет лишь в 5 раз ярче полной Луны. Период обращения та-
кой планеты - около 1.1 лет. Для звезды h Cas B планета с оптимальной температурой должна нахо-
дится на слишком близкой орбите 0.18 а.е. ( с периодом 37 дней ), на которой благоприятные условия
для жизни не возможны всвязи с отсутствием суточного вращения.
Ахирд - h Cas m Cas ( соседняя звезда ) NGC 281 ( южнее h Cas )
Ближайшие соседи звезды Эта Кассиопеи -
HD 219134 ( типа K3V) на расстоянии 4.9 световых лет
Mu 30 Cas (Мю Кассиопеи) - на расстоянии 5.4 световых лет. Mu Cas - двойная звезда с компонента-
ми спектрального типа G5 и M5 ( и массой 60% и 15% от солнечной ). Звезды Mu Cas A и B обраща-
ются по тесной орбите 1.42 а.е. ( e= 0.62 ) с периодом 21.4 лет. Возраст Mu Cas - 7.9 млрд. лет.
HD 219623 спектра F7 удалена от нас на 20,3 св. лет и также принадлежит созвездию Кассиопеи.
ОБНАРУЖЕНА ЗВЕЗДА-КОМПАНЬОН СВЕРХНОВОЙ SN 1993J
район галактики M81 со сверхновой SN 1993J в момент вспышки и сейчас ( справа )
28 марта 1993г в известной спиральной галактике M81 была открыта вторая яркая сверхновая звез-
да SN 1993J, обнаруженная в за последнее время. Первой сверхновой была SN 1987A, которая взор-
валась в соседней галактике Большое Магелланово Облако (LMC) в 1987г. Звезда SN 1993J входит в
двойную систему и после взрыва оставила на своей орбите уцелевшую огромную звезду-спутник. С
помощью самых мощных телескопов недавно удалось обнаружить эту звезду.
Это очень важное открытие из-за того, что позволяет астрономам изучать остаток SN 1993J по звез-
де-компаньону. Ученые давно стремятся обнаружить нейтронную звездную или черную дыру форми-
рующуюся в реальном времени. Сверхновые звезды - являются главными источниками тяжелых эле-
ментов во Вселенной и играют важную роль в эволюции галактик.
Совместно с учеными из Европы группа астрономов на Гавайях впервые наблюдала звезду-спутник
сверхновой. Астрономы считают, что сверхновые бывают двух типов. Тип I - сверхновая в двойной
системе ( где важную роль играет побочная звезда), тип II - сверхтяжелые одиночные звезды. Видимо
большая часть сверхновых является объектами I-го типа. Тем не менее, до сих пор ученым не удава-
лось наблюдать ни одной побочной звезды у суперновых типа I. Это наводило на предположение,
что побочная звезда-спутник также разрушается при взрыве сверхновой.
На архивных снимках галактики M81 до взрыва сверхновой была замечена звезда красный суперги-
гант, которая впоследствии и взорвалась как SN 1993J. По началу довольно обычная сверхновая
SN 1993J озадачила астрономов..
Как вспыхнувшая звезда с большим
содержанием гелия вместо нормаль-
ного затухания неожиданно показала
очень сильное увеличение яркости?.
Астрономы решили, что обычный
красный супергигант один не мог выз-
вать такую яркую сверхновую звезду.
Они предположили, что на орбите ма-
теринской звезды одновременно вспых-
нула и побочная звезда, которая в мо-
мент взрыва также сбросила свои внеш-
ние слои.
И вот, 10 лет спустя, изучая остатки
сверхновой SN 1993J с помощью улуч-
шенной камеры ACS телескопа Hubble
и крупнейшего наземного телескопа
Keck ( гора Mauna Kea на Гавайях ) уче-
ные обнаружили огромную звезду точно
в позиции сверхновой звезды, которая должна обращаться вокруг SN 1993J.
Это первая обнаруженная звезда-спутник сверхновой звезды и её изучение позволит проверить важ-
ные моменты теоретической модели эволюции массивных звезд и физики взрыва сверхновых.
Ученым уже ясно, что в течение 250 лет до взрыва SN 1993J около 10 солнечных масс газа было сор-
вано с поверхности красного супергиганта его компаньоном, который в будущем также должен стать
сверхновой с образованием нейтронной звезды или черной дыры.
Сверхновык звезды вспыхивают, когда звезда с массой более 8 Солнц вырабатывает свои резервы
ядерного топлива. Давления термоядерных реакций становится недостаточно чтобы сдерживать сжа-
тие ядра звезды под действием собственной гравитации. В результате ядро разогревается до критичес-
кой температуры и происходит взрыв сбрасывающий мощной ударной волной внешние слои звезды.
За пределами нашей галактики обнаружено более 2000 сверхно-
вых звезд, но предсказать где и когда вспыхнет следующая сверх-
новая довольно трудно, но ученые постоянно ищут новых канди-
датов среди наиболее массивных звезд. В спиральных галактиках
подобных M81 и нашей сверхновые звезды появляются в среднем
один раз каждые 100 лет или около того. Группа ученых Велико-
британии под руководством Стефана Смартта в ближайшие 5 лет
надеется найти от 2 до 20 звезд, являющихся наиболее вероятны-
ми кандидатами в сверхновые, которые вспыхнут в неотдаленном
будущем. ( 8.01.2004г )
universetoday.com/am/publish/supernova_companion_star.html
www.astronet.ru/db/msg/1196508
ДВОЙНАЯ СИСТЕМА - ПРОМЕЖУТОЧНЫЙ ПОЛЯР
Как две такие разные звезды могут создать единую систему сложной структуры? Большая часть звезд
входит в состав кратных звездных систем. Некоторые звезды входят в близкие двойные системы, в ко-
торых вещество одной звезды закручивается вокруг другой, образуя аккреционный диск. Однако лишь
несколько звезд относятся к промежуточным полярам - системам, в которые входит белый карлик с
магнитным полем, которое отталкивает внутренний аккреционный диск, позволяя веществу падать
только около магнитных полюсов. На рисунке показано, как художник представил себе промежуточ-
ный поляр, известный как система DQ Геркулеса. Находящийся на переднем плане белый карлик так
близок к нормальной звезде, что он срывает внешние слои ее атмосферы. Белый карлик вращается, по-
этому струи падающего на него газа также вращаются вокруг него. Название "промежуточный поляр"
такие системы получили из-за того, что степень поляризации излученного ими света оказалась проме-
жуточной по сравнению с двойными системами без аккреционного диска, известными как поляры.
Промежуточные поляры являются одним из типов катаклизмических переменных звездных систем.
Другие примеры подобных систем см. по адресу space-art.co.uk/html/starscapes2/starscapes_two.html
источник: nature.ru/db/msg.html?mid=1195961
БЕЗЖИЗНЕННЫЕ ЯРКИЕ ЗВЕЗДЫ ДОМИНИРОВАЛИ В РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ
Понятие Солнце-подобная звезда в нашем представлении означает небольшую (карликовую) жел-
тую звезду с оптимальной температурой и спектром подобно нашему Солнцу. Звезду также должны
сопровождать планеты на которых с большей вероятностью, чем у звезд других типов может зародить-
ся жизнь. Новые вычисления Гарвардскими астрономами Volker Bromm и Abraham Loeb представ-
ленные на 203-ем собрании Американского Астрономического Общества в Атланте, показали, что
первые Солнце-подобные звезды были довольно одиноки и как правило лишены планет, а значит и
условий для зарождения любой жизни.
яркие звезды молодой Вселенной
На рисунке выше показаны основные стадии эволюции типичных звезд в молодой Вселенной. Не
имея планет эти крупные массивные звезды значительно быстрее выгорали и тем самым помогали
"засевать" водородно-гелевую Вселенную тяжелыми элементами ( подобно углероду и кислороду ), из
которых позднее могли зарождаться планеты в том числе подобные нашей Земле. Условия для образо-
вания первых таких планет могли возникнуть где-то между 0,5 - 2-мя миллиардами лет после "Боль-
шого Взрыва" ("Big Bang" - "большой удар").
Первая генерация звезд молодой Вселенной совсем не была похожа на наше Солнце. Это были
огромные горячие звезды белого спектра, которые выгорали всего за несколько миллионов лет. Затем
они сжимались и взрывались как яркие сверхновые звезды.. Так началось накопление тяжелых эле-
ментов для дальнейшего формирования из них первых Солнце-подобных звёзд и протопланет.
Ученые (Bromm и Loeb) на компьютере смоделировали те первые взрывы сверхновых звезд, чтобы
вычислить количество произведенных ими элементов тяжелее водорода и гелия. Оказалось, что уже
первая генерация сверхновых звезд могла произвести достаточно тяжелых элементов, чтобы сформи-
ровать первые Солнце-подобные звезды. Многие звезды второго поколения имели размеры, массу, и
температуру подобно нашему Солнцу ( 5777 K ). Это было связано с достаточным содержанием
( 0.1-1 % ) в их ядрах тяжелых элементов, что не позволяло им достигать больших масс и слишком
разогреваться. Тем не менее, вещества из тяжелых элементов было не достаточно для образования
малых плотных планет земного типа. Эти планеты с условиями для зарождения жизни могли воз-
никнуть только у звезд следующих поколений.
"Вероятность возникновения жизни является последним и неоднозначным феноменом," - сказал Loeb.
" Последние наблюдения за Солнцем и другими звездами с экстрасолнечными планетами на прак-
тике подтверждают четкую корреляцию между присутствием планет и содержанием в спектре звезд
тяжелых элементов. То есть у звезд с более низкой металличностью, и, менее вероятно наличие пла-
нет (особенно земного типа). Сейчас уточняется необходимый уровень содержания металлов у звезды
для образования планетной системы Солнечного типа. Но несомненно, наша система изначально от-
вечала всем требованиям по относительному содержанию в ней всех необходимых элементов.
Но, безусловно, возникновению таких благоприятных условий в нашей системе мы обязаны всем
тем звездам, что зажглись и сгорели ещё до образования Солнца."
Теперь ясно, что вся эволюция Вселенной представляет собой постепенный циклический процесс,
который приводит к стабильным звездам типа G0-3, способным поддерживать жизнь на своих плане-
тах. Такой звездой и является наше достаточно уникальное Солнце ( всего таких звезд не более 1% ).
К такому выводу пришли ученые Смитсоновской Астрофизической Обсерватории из Гарвардского
Университета. Гарвард-Смитсоновский Центр Астрофизики CfA ( Center for Astrophysics ) включает
шесть научно-исследовательских групп, которые изучают вопросы возникновения, эволюции и окон-
чательной судьбы нашей Вселенной. Возраст нашей Вселенной около 13,7 - 14 млрд лет.
Большой Взрыв породил молодую Вселенную, заполненную горячим ионизированным водородом и
гелием. Приблизительно через 380000 лет Вселенная расширилась и охладилась достаточно для воз-
никновения электронов и атомных ядер, которые взаимодействуя через UV-поглощение формировали
нейтральный водород и атомы гелия. Путь от "темной" Вселенной к "прозрачной" проходил через пов-
торную ионизацию атомов газа при возникновении излучения первых ярких звезд.
Спутник WMAP, исследуя микроволновый фон, позволил определить время появления первой гене-
рации звезд: это произошло приблизительно спустя 200 млн. лет после Большого Взрыва. Красное
смещение первых звезд должно иметь значение около 17. Однако процесс ионизации не был момен-
тальным и полным, он происходил сначала в локальных пузырях вокруг первых квазаров. Постепенно
с уменьшением плотности межзвездных газов эти ионизованные пузыри росли. Но ещё через 1 млрд.
лет большая часть межгаллактической среды была не ионизована, хотя этот процесс шёл значительно
быстрее. Возможно он происходил не равномерно, а в несколько этапов активного звездообразования.
В июле 2003г американские астрономы нашли планету, которая, вероятно, возникла 12,7 млрд лет на-
зад, что по срокам ( 1,3 млрд. лет ) соответствует первым поколениям нормальных звезд с планетами,
когда звезды наконец перестали быть одинокими.. ( 11.01.2004г )
spaceflightnow.com/news/n0401/11youngsuns spaceflightnow.com/news/n0402/25darkages
( кликнуть для увеличения )
звезды ранней Вселенной и протогаллактики
