sMpc

km

Dinaminiais reiškiniais kosmose galime laikyti vykstančius stebimus procesus,kuriuose vyksta pokyčiai:

Juos galima būtų suklasifikuoti į:

1. Kintamas žvaigždes,2. Sąveikaujančias žvaigždžių sistemas,3. Sąveikaujančias galaktikas,

Dinaminiai reiškiniai kosmose

Kintamos žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Kintamomis žvaigždėmis vadinamos žvaigždės, kurių spindesys kinta gana greitai – per metus, dienas,valandas.

Šiuo metu aptikta apie 30000 tokių objektų.

Kintamos žvaigždės klasifikuojamos pagal priežastis, sukeliančias spindesio kitimą.

Jos yra:

1. Fizinės ir 2. Užtemdomosios.

Pagal fizines priežastis kintamos žvaigždės skirstomos į:

1. Pulsuojančias ir2. Sproginėjančias.

Fizinės - pulsuojančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Būdingas nuolatinis ir tolygus spindesio kitimas, sukeltas jų išorinių sluoksnių radialinių pulsacijų.

Kinta žvaigždės spindulys, bet forma nesikeičia. Spindesio periodiškumas kinta nuo kelių minučių iki kelių metų.

Yra kelios pulsuojančių žvaigždių rūšys.

Pulsuojančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

HR diagramoje pulsuojančios žvaigždės sudaro įstrižą juostą,einančią nuo pagrindinės sekos link žemos temperatūros supermilžinių.

O tai reiškia, kad šio tipo objektai yra žvaigždės artėjančiosprie savo mirties momento.

Pulsuojančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Visos pulsuojančių žvaigždžių rūšys atitinka skirtingas žvaigždžiųraidos stadijas, keliaujant joms link raudonųjų milžinių stadijos.

Žvaigždžių pulsacijos priežastis yra vožtuvinis jonizacijos mechanizmas.

Jis pradeda reikštis, kai didžioji dalis H yra išdegusi ir virtusi į He.

Žvaigždė pradeda trauktis, jos temperatūra didėja,pasiekus atitinkamam atstumui nuo centro, kur yra He sluoksnis,25-30000 K temperatūrą, pradeda vykti pirmoji He jonizacija.

Žvaigždei toliau besitraukiant, temperatūra He II zonoje pasiekia 35-60000 K ir He yra jonizuojamas antrą kartą.

He II jonizacijos metu, dėl padidėjusio tankio sumažėja sluoksnio skaidrumas ir energijos srautas, einantis išcentro yra sugeriamas.

Padidėjus temperatūrai, padidėja slėgis ir žvaigždė pradeda plėstis.

Tankis sumažėja, He III rekombinuoja į He II. Sluoksnis tampa skaidrus, energijos perteklius palieka žvaigždę irji veikiama gravitacijos lauko ima trauktis.

Procesas kartojasi iš naujo periodiškai, kol nebus išdeginta dauguma He.

Pulsuojančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Tankio ir temperatūros sąlygos, reikalingos tokiam He II jonizacijos mechanizmui, susidaro tik atitinkamostemperatūros ir ryškio žvaigždėse.

T.y. priklauso nuo žvaigždės pradinės masės ir jos raidos etapo.

Didesnio absoliutinio šviesumo žvaigždės pulsavimo periodas didesnis (absoliutus ryškis proporcingas šių periodo logaritmui).

Todėl tiksliai įvertinus cefeidės periodą galima nustatyti absoliutinį ryškį:

kur P išreiškiamas paromis. Po to, palyginus jį su žvaigždės abloliutinio ryškio saryšiu su regimuoju ryškiu,

, čia regimasis ryškis, o I – šviesos srautas

galima nustatyti ir atstumą.

Atstumas DL išreiškiamas parsekais (1 pc=3.26 šviesmečio).

Virginidės periodo ir šviesio saryšis yra panašus, tik skiriasi konstantėmis:

Tai yra vienas iš būdų nustatyti atstumus iki galaktikų ar spiečių.

Pulsuojančios žvaigždės

C 2,5lgI - m

PMV lg8,24,1

PMV lg6,11,0

sMpc

km

sMpc

km

)1(lg5 LV DmM

Pulsuojančios žvaigždės - cefeidės

sMpc

km

sMpc

km

Pulsuojančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Nustatyta, kad pulsacijų metu žvaigždžių spindulys kinta gana daug:

Cefeidėms – iki 27 %,Virginidėms – iki 40-50 %,Lyridėms – iki 15 %.

Pulsuojančių žvaigždžių periodas ir ryškis priklauso nuo jų pradinės masės ir raidos etapo.

Pvz.:

Skydo Delta ir Fenikso SX atitinka vandenilio degimo centreišsekimo stadiją.

Lyridės yra <1 MS masės horizontaliosios sekos žvaigždės,jų centruose dega He.

Cefeidės yra masyvios 3-12 MS žvaigždės esančios analogiškoje stadijoje.

Virginidės yra mažų masių 0,8 MS pulsuojančios žvaigždės,kurių branduolyje dega He, o jo išorėje H.

Fizinės - sproginėjančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Sproginėjančios žvaigždės – Ia, Ib ir II rūšies supernovos,Novos ir kartotinės novos.

Žvaigždės, kurių šviesio kitimo priežastis yra sprogimas.

Sprogimo priežastys gali būti įvairios.

Yra keli sproginėjančių žvaigždžių tipai

Sproginėjančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Ib ir II rūšies supernovos yra masyvių žvaigždžių mirtis, kai didelės masės žvaigždė >8 MS, turinti geležinę šerdį, pradžioje kolapsuoja, o po to sprogsta.

Po sprogimo didėlė žvaigždės masės dalis išsisklaido 5000 km/s greičiu, o jos centre susidaro neutroninėžvaigždė arba juodoji skylė.

Šios rūšies supernovos sprogsta tik vieną kartą.

Keplerio supernovos, sprogusios prieš 400 metų, liekanos.

Sproginėjančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Ia rūšies supernovų prigimtis yra visiškai kitokia.

Tai glaudi dvinarė žvaigždžių sistema, sudaryta iš baltosios nykštukės ir raudonosios milžinės.

Iš milžinės atmosferos į baltąją nykštukępalaipsniui siurbiama medžiaga, kol baltosiosnykštukės masė viršija Čandrasekaro ribą (1,44 MS).

Tada įvyksta baltosios nykštukės kolapsas, staiga užsidega branduolinės reakcijos tarp anglies ir deguonies branduolių, ir žvaigždė sprogsta.

Sprogimo metu žvaigždė sužiba daugiau nei 20 ryškių.

Po maksimumo spindesys pamažu krinta, bet tai trunka kelis metus.

Po sprogimo beveik visa žvaigždės masė išsisklaido10000 km/s greičiu.

Baltosios nykštukės pusė masės virsta į iš geležies branduolių sudarytą branduolį ir Ni, Co branduolių liekanomis.

Ia sprogime beveik visa žvaigždės masė išblaškoma įerdvę ir jos nebelieka neutroninei žvaigždei sudaryti.

Sproginėjančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Pagal supernovos spindesio kitimą gali būti nustatyta jos rūšis.

Sproginėjančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Ia supernovos evoliucija

Sproginėjančios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Dažniau ir periodiškai besikartojantys sprogimai vykstasistemose, vadinamose:

1. Novos,2. Simbiotinės žvaigždės,3. Dvynių U

Novos – taip pat yra glaudžios dvinarės žvaigždžiųsistemos, kurių vienas narys yra baltoji nykštukė, okitas – raudonoji milžinė. Sprogimo priežastis yratermobranduolinės H degimo reakcijos, vykstančiosbaltosios nykštukės paviršiuje. Periodiškumas nuo 10 iki 105 metų.

Simbiotinės žvaigždės – dvinarės sistemos, sudarytos iš M klasės milžinės ir karštos subnykštukės. Abi žvaigždes supa iš raudonosiosmilžinės medžiagos susidaręs dujų apvalkalas. Spindesio sužibimaivyksta dėl apvalkalo medžiagos kritimo į subnykštukės paviršių.Tačiau, skirtingai nuo novų šiuo atveju išsilaisvina tik kinetinė kritimo energija. Branduolinės reakcijos nevyksta.

Dvynių U – taip pat dvinarės sistemos, sudarytos iš baltosios ir raudonosios nykštukės. Baltają nykštukę gaubiaakrecinis diskas, sudarytas iš medžiagos, srūvančios iš raudonosios nykštukės. Sužiebimus, kurie kartojasi kas10-1000 dienų sukelia disko medžiagos kritimas ant baltosios nykštukės paviršiaus. Šio kritimo metu taip pat nevyksta jokios branduolinės reakcijos, o kinetinė energija virsta šiluminiu spinduliavimu.

Užtemdomosios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Kita kintamų žvaigždžių klasė – užtemdomosios žvaigždės skiriasi nuo pirmos tuo, kad jos šviesio kitimo priežastis yra dvinarių, trinarių ir daugianarių žvaigždžių viena kitos užtemdymas stebėtojoatžvilgiu.

Mūsų galaktikoje ir Saulės aplinkoje 50 % žvaigždžių yra dvinarėssistemos narys.

Trinarės sistemos sudaro apie 20 % nuo dvinarių skaičiaus.

Keturnarės – apie 15 % nuo trinarių skaičiaus.

Yra ir iki 6-7 narių žvaigždžių sistemos.sMpc

km

sMpc

km

Saulėlydžio vaizdas iš hipotetinės planetos, skriejančios apie dvinarę žvaigždžių sistemą.

Užtemdomosios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Tipinė dvinarės žvaigždės nuotrauka

Užtemdomosios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Dvinarės sistemos pagal matomumą ir atstumą tarp jų skiriamos į vizualines ir spektrines sistemas.

Vizualinėse sistemose, jas stebint galima išmatuoti narių tarpusavio kampinį atstumą, masių centro padėtį, žvaigždžių tikslias koordinates.

Spektrinės sistemos - jei dvinarės sistemos nariai dangaus sferoje yra arčiau negu 0,1-0,2“, jie atskirai nematomi ir apie žvaigždės dvinariškumą galima spręsti iš spektro analizės.

Kadangi nariai skrieja apie masių centrą, jie tai artėja į mus, tai tolstanuo mūsų. Dėl radialinio greičio slankioja spektrinės linijos.

Sirijaus ir jo palydovės – baltosios nykštukės dvinarės sistemos judėjimas

Užtemdomosios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Užtemdomosios dvinarės sistemos stebimos, registruojant spindesio kitimą ir spektro poslinkius.

Iš šių rezultatų sužinoma apie jų orbitų periodus, ekscentrisitetą, ašies orientaciją, abiejų narių dydį,formas, šviesį, kampinį nuotolį, mases, paviršiaus temperatūrą.

Jei žvaigždės yra panašiame nuotolyje, kaip ir jų dydis. Dėl potvynio jėgų jų forma išsikreipia, dėl to taip pat stebimas šviesio kitimas dėl regimojo paviršiaus ploto kitimo (2d)

Rentgeno spindulius skleidžiančios masyvios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Tai taip pat dvinarės sistemos, tik viena iš jų yra O arba Bklasės supermilžinė su ~20 MS mase, o antras – sprogusiossupernovos liekana – neutroninė žvaigždė.

Tokios sistemos orbitiniai periodai – 1,5-10 dienų.

Iš supermilžinės medžiaga pastoviai išteka į neutroninęžvaigždę, sudarydama aplink ją akrecinį diską.

Disko medžiaga dėl vidinės trinties netenka sukimosi momento ir ima spirale kristi į neutroninę žvaigždę.

Šis kritimas vyksta iki 1/3 c greičiu.

Krintanti medžiaga susiduria su diske skriejančia medžiagaIr dėl tarpusavio trinties įkaista iki 10-100 mln. K temp.

Todėl vidinė disko dalis ima skleisti galingus Rentgeno spindulius (1029-1031 W).

Medžiaga iš supermilžinės gali kristi nevienodais kiekiais,dėl ko vyksta rentgeno spinduliuotės srauto nereguliarūspokyčiai.

Rentgeno spindulius skleidžiančios masyvios žvaigždės

sMpc

km

sMpc

km

Glaudžios dvinarės sistemos su masyviais nariais raidos schema

Periodiškai skleidžiantys rentgeno spindulius objektai - pulsarai

sMpc

km

sMpc

km

Pulsarais vadinamos stiprų magnetinį laukąturinčios neutroninės žvaigždės, esančios glaudžioje dvinarėje sistemoje su supermilžine.

Dauguma pulsarų magnetinio srauto tankis siekia 107-109 T.

Jų sukimosi periodai 600ms iki 1-2 s.

Dažnai magnetinio lauko ašis nesutampa su neutroninės žvaigždės sukimosi ašimi.

Dėl akrecinio disko medžiagos vidinės trinties, medžiagos kritimo į neutroninę žvaigždę ir Magnetinės ašies sukimosi pulsarai spinduliuoja visų ilgių bangas – nuo radijo iki gama.

Rentgeno spinduliai sklinda išilgai sukimosi ašies, todėl impulsas fiksuojamas, kai neutroninės žvaigždės vienas polius atsisukaį mus.

Iki 2003 m. buvo atrasta daugiau kaip 1000pulsarų

Periodiškai skleidžiantys rentgeno spindulius objektai - pulsarai

sMpc

km

sMpc

km

2004 metais atrastas dvigubas pulsaras, sudarytas iš dviejų neutrinių žvaigždžių, besisukančių apie bendrą masės centrą.

Kiekvienas iš jų dar sukasi apie savo ašį.

Greitesnis – 3000aps/min

Lėtesnis – 28 aps/min

Periodiškai skleidžiantys rentgeno spindulius objektai - barsteriai

sMpc

km

sMpc

km

Barsteriais vadinamos silpną magnetinį lauką turinčios neutroninės žvaigždės, esančios glaudžioje dvinarėjesistemoje su supermilžine.

Jų rentgeno srautas maždaug kas valandą staiga sužiba.

Žybsnis trunka apie 10 s.

Į silpną magnetinį lauką turinčią neutroninę žvaigždę medžiaga krenta ne per polius, o į visą paviršių.

Kai neutroninės žvaigždės paviršiuje prisirenka pakankamai daug medžiagos, krentančios iš akrecinio disko,įvyksta termobranduolinis sprogimas.

Jo metu H ir He virsta sudėtingesniais elementais iki pat Fe.

Skleidžiami Rentgeno, ultravioletiniai ir regimieji spinduliai.

Pastoviai skleidžiantys rentgeno spindulius objektai - mikrokvazarai

sMpc

km

sMpc

km

Mikrokvazarais vadinami objektai, esantys glaudžioje dvinarėje sistemoje su supermilžine, tik vietojebaltosios nykštukės ar neutroninės žvaigždės joje yra juodoji bedugnė.

Jei mažojo nario masė yra >3MS, tai turėtų būti juodoji bedugnė.

Kitas požymis – skleidžiami rentgeno spinduliai.

Juodoji bedugnė niekada negali būti pulsaras,barsteris ar nova, nes neturi nei kieto paviršiaus,nei magnetinio lauko.

Šiuo metu žinoma apie 20 objektų, vadinamųmikrokvazarais, pretenduojančių į juodasiasbedugnes.

Sąveikaujančios galaktikos

sMpc

km

sMpc

km

Tai glaudžiai dvinarės ar daugianarės galaktikos su įvairiausiais deformacijos požymiais.

Svarbiausia galaktikų sąveikos priežastis – gravitacinė sąveika, taip pat gali reikštis magnetinė sąveika.

Šios jėgos deformuoja galaktikas, o smūginių bangų padedamos sutankina tarpžvaigždinę medžiagą,kas pagreitina žvaigždėdaros procesą.

Potvynių jėgos gali deformuoti galaktikas, paveikti skersių susidarymą, t.y. didinti SB galaktikų skaičių.

NGC 2207 ir IC2163

Sąveikaujančios galaktikos

sMpc

km

sMpc

km

NGC 4676

Priklausomai nuo greičio, krypties, judesio kiekio momento, atstumo galimi skirtingi sąveikos atvejai.Galaktikos gali pralekti viena šalia kitos, deformuodamos viena kitą.

Sąveikaujančios galaktikos

sMpc

km

sMpc

km

NGC 4038 ir NGC 4039

Gali pradėti lietis į vieną galaktiką

Sąveikaujančios galaktikos

sMpc

km

sMpc

km

NGC 5194 ir NGC 5195

Mažesnės gali būti “susiurbiamos” didesnių

Sąveikaujančios galaktikos

sMpc

km

sMpc

km

NGC 3808 ir NGC 3808A

Sąveikaujančios galaktikos

sMpc

km

sMpc

km

ESO 510-G13

Sąveikaujančios galaktikos

sMpc

km

sMpc

km

Sąveikaujančios galaktikos

sMpc

km

sMpc

km

Keturios sąveikaujančios galaktikos