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 
   нормального затухания  неожиданно показала очень сильное увеличение яркости? Астрономы решили,
   что обычный красный супергигант  один не мог  вызвать  такую яркую сверхновую звезду.  Они пред-
   положили, что на орбите материнской звезды одновременно вспыхнула  и побочная звезда, которая в 
   момент взрыва также сбросила свои внешние слои. 

            

    И  вот, 10 лет спустя, изучая остатки сверхновой SN 1993J с помощью улучшенной  камеры ACS теле-
   скопа Hubble  и  крупнейшего наземного телескопа Keck ( Mauna Kea на Гавайях ) ученые 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       источник:
       universetoday.com/am/publish/supernova_companion_star.html




           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