Переменные звезды

Физические переменные звезды

Переменные звезды в космосе

В 1596 г. немецкий астроном Д. Фабрициус в созвездии Кита открыл новую звезду 2т. Некоторое время он следил за ней, а потом она исчезла: Да неожиданно 1609 заря появилась на небе снова. Так была открыта первая переменная звезда, которая очень сильно меняла свой блеск: то становилась невидимой для глаза, то вспыхивала снова. В звездные атласы она попала под названием Мира (с лат. - «Удивительная»).
Эта звезда относится к семейству физических переменных звезд, изменение блеска которых обусловлена ??происходящими в их недрах. Сейчас достоверно выявлено несколько десятков тысяч физических переменных звезд в нашей Галактике и десятки тысяч в других галактиках, их количество постоянно растет благодаря наблюдениям с телескопами, вынесенными в космос.
Физические переменные звезды делятся на две основные группы: пульсирующие и вспыхивающие переменные звезды. Частным случаем вспыхивающих переменных звезд есть новые и сверхновые звезды.

 

Пульсирующие переменные звезды. Самыми известными среди пульсирующих переменных звезд является цефеиды, которые получили название от одной из самых типичных их представительниц - звезды 5 Цефея. ее переменность была открыта еще 1784 английским астрономом Дж. Гудрайк.
Классические или долгопериодические цефеиды отмечаются ритмичными, с точностью хорошего часового механизма, колебаниями блеска с амплитудой 0,5-2т. их периоды, как правило, лежат в пределах от однеи до 70 суток. За пределами нашей Галактики известны цефеиды с периодом до 218 суток. Период - одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой звезды он постоянен с большой степенью точности.
Еще в 1908 г. было открыто зележнисть между светимостью (а следовательно, и абсолютной звездной величиной) и периодом цефеид. Таким образом, если известно период цефеиды Р, то по его величине можно узнать ее светимость L и абсолютную звездную величину М. Эта зависимость позволила легко вычислять расстояние до любой Цефеиды относятся к гигантов и сверхгигантов классов F и G с большой светимости. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей Галактики. А поскольку размеры галактик небольшие по сравнению с расстояниями до них, как и расстояние до звезд, то с помощью цефеид определяются расстояния до всех галактик, где можно найти подобные звезды, и поэтому цефеиды называют «маяками Вселенной».
Кроме классических долгопериодических, существует также класс коротко-периодических цефеид, типичная представительница которых - звезда RR Лиры. их периоды составляют от 80 мин до суток.
Есть еще долгопериодические переменные с периодом от 70 до 1400 суток и амплитудой 3-10m. Это - красные сверхгиганты класса M. Можно провести наблюдение за известным представителем этой группы - звездой Мира (о Кита). ее блеск в среднем за каждые 332 суток меняется 2m до 10m. А это означает, что в максимуме блеска звезда излучает в полторы тысячи раз больше энергии, чем в минимуме.
Как объяснить пульсации этих звезд? То, что цефеиды являются пульсирующими звездами, установил американский астроном X. Шепли 1914 Определенные догадки относительно причин пульсации - расширение и сжатие звезды - выразил 1917 англичанин А. Эддингтон, указав два возможных источника пополнения их энергии: периодическое усиление интенсивности ядерных реакций в недрах звезды или же изменение способности внешних слоев пропускать поток энергии, выходящий на поверхность.
Сейчас известно, что цефеиды - это звезды, протяженные оболочки которых способны накапливать энергию, идущую из глубин, а потом отдавать ее. Заря периодически сжимается, разогреваясь, и расширяется, охлаждаясь. Поэтому энергия то поглощается звездным газом, то снова выделяется. Вследствие этого светимость цефеиды изменяется в несколько раз с периодом в несколько суток. Анализ показал, что пульсировать могут только звезды-гиганты и сверхгиганты, у которых есть протяженные, разреженные оболочки.
2. Новые звезды. Звезды, блеск которых внезапно возрастает в тысячи и даже миллионы раз (в среднем на 12т), называются новыми звездами. При этом выделяется энергия, которую Солнце излучает за 100 000 лет. Начальный период вспышки новой до достижения максимума блеска длится несколько суток, после чего он медленно, годами или десятков лет уменьшается до исходного значения (рис. 23.2). Впоследствии на месте новой остается карликовая звезда с оболочкой, которая расширяется со скоростью
более 1000 км / с. Это свидетельствует об отрыве от новой звезды ее внешних слоев.
К середине 50-х годов XX в. природа вспышек новых звезд оставалась неизвестной. И вот 1954 г. было обнаружено, что известная новая звезда DQ Геркулеса входит в состав тесной двойной системы с периодом обращения в несколько часов. Позже выяснилось, что все новые звезды - это компоненты таких двойных систем, в которых одна звезда, как правило, звезда головноицефеиды, если определены ее средний блеск и период. последовательности типа Солнца и поздних спектральных классов, а вторая - в сто раз меньше Солнца белый карлик. Возникновения вспышек новых звезд связано с особенностями обмена веществом в тесных двойных системах.
Как уже было сказано, когда одна из звезд в тесной двойной системе значительно увеличивает свои размеры (расширяется), ее вещество начинает свободно перетекать на второй компонент, образуя вокруг нее так называемый акреционный диск. Газ из внутренней части диска оседает на поверхность компактной «соседки» в каждый раз большем количестве, увеличивая ее массу и температуру. В итоге за характерное время от нескольких до сотен лет, температура и плотность ее поверхностного слоя увеличивается до таких больших значений, что столкновения быстрых протонов начинают термоядерную реакцию синтеза гелия.
Но в отличие от Солнца и других звезд, где эти реакции довольно медленно происходят в центральных зонах, на поверхности белого карлика за высокой плотности вещества они протекают чрезвычайно стремительно. При этом выделяется огромное количество энергии, что и наблюдается как взрыв новой звезды с быстрым расширением сброшенной оболочки в окружающее пространство. После вспышки перетока газа на белый карлик начинается снова, и через некоторое время (~ 103 лет) вспышка повторяется. Таким образом, в тесной двойной системе вспышки новой повторяются много раз.
По подсчетам ежегодно в Галактике вспыхивает около 200 новых, однако, проявляют только две-три из них. До сих пор зарегистрировано около 180 вспышек новых в нашей Галактике и около 250 - в галактике Андромеды.
Кроме новых, известные также повторные новые звезды, вспышки которых имеют меньшую мощность и повторяются через несколько десятков лет. Они также являются двойными системами.
3. Сверхновые звезды. Вспышка сверхновой звезды (обозначается SN) - явление несравненно большего масштаба, чем вспышка новой. Ведь ее блеск во время вспышки увеличивается на десятки звездных величин в течение нескольких суток. Появление сверхновой в другой галактике демонстрирует всю грандиозность этого явления, ведь ее блеск в масимуми становится сравнимым с яркостью всей звездной системы, где она вспыхнула, а то и превосходит ее. Так, сверхновая 1885 г. в галактике М31 лишь в 4 раза уступала световым потоком материнской галактике. А сверхновая в галактике NGC5253 примерно в 13 раз превосходила общую ее светимость. Название для таких звезд - «сверхновая» - предложили американские астрономы Ф. Цвикки и В. Бааде (1934 p.).
В максимуме блеска светимость сверхновых превышает солнечную в миллиарды раз. Общее количество энергии, которую звезда высвечивает во время вспышки, порядка ~ 1044 Дж.
При взрыве сверхновая сбрасывает свою оболочку, которая дальше расширяется со скоростью от 5 000 до 20 000 км / с и через некоторое время наблюдается в виде туманности специфической формы.
Выразительной среди них является знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Она расширяется со скоростью около 1 200 км / с и является одним из самых мощных источников радиоизлучения в нашей Галактике. Современные размеры туманности такие, что ее расширение могло начаться не ранее чем 900 лет назад, то есть как раз тогда, когда вспыхнула сверхновая 1054 p., явление которого зафиксировано в китайских хрониках.
В нашей Галактике за последние 1000 лет достоверно наблюдалось три сверхновые звезды: 1054 г. - в Тельце, 1572 г. - в Кассиопеи, 1604 г. - в змееносцы. Возможно также, что сверхновой была заря 1006 в созвездии Волка. Всего в Галактике обнаружено (в основном радиоастрономическими методами) более 100 остатков вспышек сверхновых.
В наше время происходит интенсивное открытие сверхновых в других галактиках (большую роль в этом играют любительские наблюдения). В видимой части нашей Галактики явление сверхновой случается один раз в 200-300 лет. О природе сверхновых звезд пойдет речь в § 24.
4. Пульсары. Летом 1967 г. с помощью радиотелескопа в Кембридже (Великобритания) был открыт пульсирующие источники радиоизлучения или просто пульсары (рис. 23.4). Периоды их пульсаций составляли чуть более одной секунды, а исследования переменности излучения указывали на очень малый объем излучающих областей размерами в несколько десятков километров. Дальнейшее изучение распределения пульсаров на небесной сфере показало, что они чаще встречаются вблизи плоскости Млечного Пути, а значит, являются членами нашей Галактики. Когда же было открыто достаточно много пульсаров, оказалось, что некоторые из них наблюдаются в остатках вспышек сверхновых звезд.
Самый известный пульсар с периодом 0,033 с находится в Краби-подобной туманности. В январе 1969 г. этот источник радиоизлучения было отождествлено со слабой звездой 16m, которая меняет свой блеск с тем же периодом. С таким же периодом от этого источника идут рентгеновские и гамма-импульсы.
В 1977 г. с зарей было отождествлено еще один пульсар - остаток сверхновой в созвездии Паруса. Он также был источником рентгеновского и гамма-излучения. Это навело на мысль о родстве пульсаров со вспышками сверхновых.
К началу 2000 г. было известно более 700 пульсаров. Преимущественно их периоды Т близки к 0,75 с. От большинства из них никакого другого излучения, кроме радиоимпульсов, не поступает.
Согласно современным теориям, пульсары - это объекты, которые возникают на заключительных этапах эволюции звезд