Переменные звезды – это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. К периодическим переменным звездам относятся, например, затменные переменные звезды, которые, как вы знаете, предоставляют собой двойные системы. Однако, в отличие от них, известны десятки тысяч одиночных звезд, блеск которых меняется вследствие происходящих на них физических процессов. Такие звезды называются физическими переменными. Их открытие и исследование показали, что многообразие звезд проявляется не только в том, что звезды отличаются друг от друга массами, размерами, температурами, светимостями и спектрами, но и в том, что некоторые из этих физических характеристик не остаются неизменными у одних и тех же звезд.
Цефеиды
Цефеиды – это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд.
Исследование спектров цефеид показывает, что вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а в близи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа смещений линий в спектрах цефеид на основе эффекта Доплера.
С движением фотосферы звезды, а значит, и с изменением ее размеров мы встречаемся впервые. В самом деле, у Солнца и других подобных ему звезд размеры практически не меняются. Следовательно, в отличие от таких стационарных звезд, цефеиды – нестационарные звезды. Цефеиды – это пульсирующие звезды, которые периодически раздуваются и сжимаются. В процессе пульсации цефеиды изменяется и температура ее фотосферы. Самую высокую температуру звезда имеет в максимуме блеска.
Между периодом пульсации долгопериодических цефеид и светимостью этих звезд существует зависимость, получившая название “период-светимость” Если из наблюдений известен период изменения блеска цефеиды, то, пользуясь зависимостью “период - светимость”, можно определить ее абсолютную звездную величину, а тогда по формуле легко вычислить расстояние до цефеиды, зная из наблюдений ее видимую звездную величину. Так как цефеиды относятся к звездам-гигантам и сверхгигантам (т.е. тем, которые имеют огромные размеры и светимости), то они видны с больших расстояний. Обнаруживая цефеиды в далеких звездных системах, можно определить расстояние до этих систем.
Цефеиды не принадлежат к числу редко встречающихся звезд. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому изучение цефеид важно для понимания эволюции звезд.
Другие физические переменные звезды
Цефеиды – это лишь один из многочисленных типов физических переменных звезд. Первая переменная звезда была открыта в 1596 г. в созвездии Кита (Мира Кита, или Удивительная Кита). Это не цефеида. Ее колебания блеска происходят с периодом около 350 д, причем блеск в максимуме достигает 3 m , а в минимуме 9 m . Впоследствии было открыто много других долгопериодических звезд типа Миры Кита.
Преимущественно это “холодные” звезды – гиганты спектрального класса М. Изменение блеска таких звезд, по-видимому, связанно с пульсацией и периодическими извержениями горячих газов из недр звезды в более высокие слои атмосферы.
Далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или даже неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерность в изменении блеска.
– это звезды, которые формируются или находятся на ранней стадии эволюции. К ним относятся звезды типа Т Тельца, демонстрирующие нерегулярные изменения блеска и часто окутанные облаками пыли и газа.
Переменные Хаббла – Сэндиджа,
массивные звезды большой светимости с нерегулярной эмиссией. В эту группу входят звезды максимальной светимости нашей и соседних галактик. Возраст таких звезд всего несколько миллионов лет, а их массы лежат в диапазоне от 60 до 200 масс Солнца. В нашей Галактике такими звездами являются Р Лебедя и h Киля, интенсивно теряющие массу в виде звездного ветра.
Пульсирующие переменные
периодически расширяются и сжимаются, а их блеск синхронно усиливается и ослабляется. Среди пульсирующих переменных наиболее известны цефеиды, названные так по прототипу – звезде d Цефея. Изменение цвета, светимости и скорости движения поверхностного слоя у классической цефеиды происходит с определенным периодом. Чем больше этот период, тем больше средняя светимость звезды. Поскольку видимый блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее, то, измерив блеск и определив по периоду светимость цефеиды, можно вычислить расстояние до нее. Классические цефеиды имеют массы порядка 5 масс Солнца и возраст от нескольких миллионов до 100 млн. лет.
Пульсирующие переменные звезды типа b Цефея изменяют, вероятно, не столько свой размер, сколько форму. Они значительно моложе Солнца.
Некоторые пульсирующие переменные звезды очень стары: их возраст доходит до 15 млрд. лет, а массы составляют от 0,6 до 2 масс Солнца. Например, это переменные типа RR Лиры с периодами менее суток и светимостью от 50 до 100 солнечных. Сюда же относятся цефеиды старого населения Галактики (переменные типа W Девы), обнаруженные в шаровых скоплениях. Их периоды сравнимы с периодами классических цефеид, хотя светимость заметно слабее и ведут они себя немного иначе. Вероятно, родственны этой группе и звезды типа d Щита, которые часто называют «карликовыми цефеидами». См . ЗВЕЗДЫ.
Четвертая группа пульсирующих переменных состоит из холодных старых звезд с обширными оболочками. В эту группу входят мириды – полуправильные и долгопериодические переменные типа Миры Кита. Полуправильные звезды являются сверхгигантами с массами от 8 до 40 солнечных масс. На конечной стадии эволюции у них наблюдаются нерегулярные пульсации, как это видно на примерах Бетельгейзе и Антареса. Типичные периоды мирид составляют от 200 до 450 сут, а светимости достигают 10 000 солнечных; диапазон их масс от 0,8 до 3 солнечных. Динамика их пульсаций усложняется развитием ударных волн. Мириды образуют непрерывную последовательность с переменными ОH/IR, в спектрах которых видны гидроксильные (OH) эмиссионные линии, а сами звезды так холодны, что в основном излучают в инфракрасном диапазоне (IR). Это умирающие звезды, окруженные огромными газо-пылевыми оболочками.
Затменные переменные.
Наиболее известными системами, состоящими из белого карлика и близкого к нему спутника, являются классические новые звезды, карликовые новые и симбиотические переменные. Блеск классических новых может усилиться в миллион раз, а затем быстро ослабеть. Карликовые новые усиливают свой блеск от 6 до 200 раз, а ослабление происходит за время от 10 до сотен дней. Симбиотическая звезда – это система, состоящая из холодной красной звезды и ее маленького горячего спутника, причем вся система окутана облаком ионизованного газа.
Сверхновые.
Самыми замечательными переменными звездами считаются сверхновые, которые в момент вспышки становятся ярче целой галактики. В нашей Галактике сравнительно недавно наблюдались вспышки сверхновых: породившая Крабовидную Туманность вспышка 1054 года; Сверхновая Тихо (1572); Сверхновая Кеплера (1604). Это мощные взрывы, почти полностью разрушающие звезду. Различают два типа сверхновых. Сверхновые I типа наблюдаются в звездных системах, лишенных молодых звезд (в эллиптических галактиках), и в максимуме достигают светимости 6Ч 10 9 солнечных. Вероятно, это взрываются белые карлики, на которые в двойных системах происходит аккреция вещества с соседней звезды до тех пор, пока масса карлика не превысит предел Чандрасекара (1,44 массы Солнца). Сверхновые II типа образуются при взрыве молодых массивных звезд (15–30 масс Солнца) и достигают светимости 4Ч 10 8 солнечной. Сверхновые обоих типов производят в процессе взрыва химические элементы тяжелее железа и выбрасывают их в межзвездное пространство. Эти взрывы могут стимулировать рождение звезд следующего поколения; возможно, так родилась и Солнечная система. МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.
Спектральные переменные.
Это относительно молодые звезды с температурой поверхности 10 000–15 000 К. Их блеск меняется слабо, но в процессе вращения звезды в ее спектре наблюдаются сильные изменения, указывающие, что в разных областях ее поверхности сконцентрированы различные металлы. У этих звезд мощное (более 30 кГс) переменное магнитное поле. См . ЗВЕЗДЫ.
Звезды типа UV Кита.
Это относительно молодые звезды-карлики (типа Солнца), вспышки которых похожи на солнечные, но более мощные. На небольших участках их поверхности существуют сильные магнитные поля. См . СОЛНЦЕ.
Звезды типа R Северной Короны.
Это старые звезды, богатые углеродом. Их ровное свечение иногда прерывается неожиданным ослаблением блеска во много раз, а затем восстанавливается. Вероятно, в атмосфере звезды время от времени образуются облака сажи, поглощающие ее свет, которые затем рассеиваются.
Видимая яркость которой изменяется. Эти изменения могут иметь период в несколько лет или в тысячные доли секунды, а величина изменений варьируется от тысячной доли средней яркости до увеличения в 20 раз. Более 100000 переменных звезд было занесено в каталоги, и к ним можно отнести даже Солнце . Плотность потока энергии нашего светила изменяется примерно на 0.1 процента, или тысячную долю, в ходе 11-летнего солнечного цикла.
История переменных звезд
Первая идентифицированная переменная звезда - Омикрон Кита, позднее получившая имя Мира . В 1596 году она была отнесена к новым звездам, а в 1638 году Иоганн Холвардс наблюдал изменения в яркости звезды в ходе 11-месячного цикла. Расстояние до звезды составляет 200-400 световых лет. Это двойная система , состоящая из красного гиганта - переменной звезды. Период колебаний яркости - 332 дня, а яркость в видимом диапазоне изменяется в сотни раз в ходе одного цикла, тогда как в инфракрасной части спектра яркость колеблется всего в два раза. Вторая звезда также переменная, но без точного периода. Ее колебания скорости вызваны поступлением вещества с первой звезды. Это было важное открытие, так как вместе со сверхновыми оно показало, что звезды не являются постоянными сущностями, как считалось со времен Древней Греции.
Свойства переменных звезд
Существует множество причин для изменения видимой яркости звезд. Подчеркнем, именно видимой, то есть сама звезда совершенно не должна меняться, изменяются обычно условия наблюдения - как, например, в случае Алголя. Тем не менее, часть звезд мигает из-за изменений своих свойств - пульсирующие переменные имеют переменные радиус или массу. Некоторые переменные звезды - двойные системы, в которых звезды-собраты расположены так близко, что материал постоянно перетекает от одной к другой и обратно. Вообще, классификация переменных звезд очень богата, но они, в первую очередь, делятся по причине переменности - внутренней (в отечественной астрономии принято отдельно рассматривать эруптивные переменные) или внешней.
Внутренние причины
Цефеиды - очень яркие звезды, с яркостью в 500-300000 солнечных, и с очень малым периодом пульсаций - от 1 до 100 дней. Эти звезды расширяются и уменьшаются в соответствии с четкой схемой. Эти звезды особенно ценны для астрономов, так как измерения изменений их яркости позволяют очень точно определить расстояния до них, превращая цефеиды в дорожные столбы Вселенной. Другие типы переменных звезд с внутренними причинами колебаний яркости: RR Лиры, короткопериодические, старые звезды меньшего размера, нежели цефеиды; RV Тельца, сверхгиганты с огромными колебаниями яркости; типа Миры (по имени первой переменной звезды), холодные красные сверхгиганты; неправильные, красные гиганты или сверхгиганты с большими периодами в пределах от 30 до 1000 дней, к этому типу относится Бетельгейзе и в основном это красные сверхгиганты.
Эруптивные переменные также связаны с внутренними процессами, они резко увеличивают свою яркость из-за термоядерных взрывов внутри или на поверхности звезды. К ним относятся близкие двойные звезды, обменивающиеся массой. Сверхновые , новые, повторные новые, карликовые новые и другие - группа звезд, испытывающих сильные резкие изменения яркости, обычно из-за взрыва. Самые известные из них - сверхновые, способные затмить целую галактику и увеличить яркость в сто миллионов раз. Новые и повторные новые - близкие двойные звезды, на поверхностях которых происходят взрывы, но, в отличие от сверхновых, звезды при этом не разрушаются. Карликовые новые - двойные системы белых карликов, обменивающихся массой, вызывающей на них периодические взрывы. На них похожи симбиотические переменные, состоящие из красного гиганта и горячей голубой звезды, заключенных в общей оболочке пыли и газа.
Внешние причины
Затменные переменные - звезды, проходящие друг перед другом, закрывая часть света. Это также может быть вызвано планетами звезды. Вращающиеся звезды имеют переменную яркость из-за наличия на их поверхности темных, или, наоборот, ярких пятен и вращением звезды. Аналогичные изменения наблюдаются в случае звезды, форма которой заметно отлична от сферы (обычно в двойной системе). В этом случае вращение эллипсоида приводит к изменениям площади излучающей поверхности. К этому типу относятся и пульсары .
Будущие исследования
Исследования переменных звезд снабжают астрономов данными о массах, радиусах, температурах и других свойствах звезд. Косвенно получается информация о структуре и эволюции звезды. Однако, для изучения переменных звезд с большим периодом нужно много времени - обычно десятилетия. Большую роль в постоянном наблюдении переменных звезд играют астрономы-любители. Некоторые переменные особенно важны для науки, как например цефеиды, дающие информацию о возрасте Вселенной. Изучение переменных типа Миры дает сведения о Солнце и похожих на него звездах, сверхновые типа Ia используются для измерения скорости расширения Вселенной, эруптивные переменные - при исследовании активных галактических ядер и сверхмассивных
Затменно-переменные звезды иногда называют геометрическими , подразумевая при этом, что их переменность является следствием геометрического расположения компонентов двойной системы звезд относительно наблюдателя, но никак не зависит от физических процессов, происходящих в самих х. Не вполне разделяя такую точку зрения, отметим все же, что этот класс объектов весьма многочисленен – к настоящему времени обнаружено более 4000 затменно- .
Переменные звезды обозначаются латинскими прописными буквами в каждом созвездии в порядке их обнаружения за исключением звезд, обозначенных греческими буквами или имеющими собственные имена, например, Алголь, δ Цефея и т.п. Первая переменная в каком-либо созвездии обозначается буквой R, вторая - буквой S, затем T, и т.д. до буквы Z . Затем переменные обозначаются комбинациями всех этих букв от RR до ZZ . Следующие переменные обозначаются комбинациями букв от A до Q (AA→ QZ ). Буква J из обозначений исключается, чтобы не было путаницы с буквой I. Когда все 334 буквенные комбинации оказываются исчерпанными, используется сквозная цифровая нумерация звезд (начинается с числа 335), перед которой ставится указание переменности V (variable - переменный).
Самую многочисленную группу составляют так называемые физические переменные звезды. К настоящему времени их обнаружено более 50000, однако практически каждая на определенной становится физически нестационарным объектом.
Физические переменные или – звезды, изменяющие видимую (и действительную) яркость в результате происходящих в их недрах физических процессов. Кроме изменения яркости, у таких наблюдаются вариации размеров, температуры поверхности, химического состава атмосферы и других параметров.
По виду кривой блеска и по физическим процессам, приводящим к вариациям видимой яркости, физические переменные звезды подразделяются на два класса: пульсирующие переменные звезды, новоподобные, новые и звезды.
Пульсирующими называются звезды, у которых изменения блеска вызван пульсациями, то есть периодическими (квазипериодическими) изменениями радиуса R физической ; эти изменения поддерживаются внутренними источниками энергии звезды и возбуждаются тепловым потоком, идущим из внутренних областей звезды к наружным. Автоколебания сопровождаются изменениями температуры T поверхности звезды и, следовательно, общего потока излучения Ф, видимой m и абсолютной M звездными величинами, цвета и спектра.
По виду кривой блеска и продолжительности пульсаций пульсирующие переменные звезды подразделяются на несколько типов. Рассмотрим некоторые из них.
Правильная - пульсирующая , изменения блеска которой носят строго периодический характер, а может быть представлена сравнительно простой функцией m(t), где m - видимая звездная величина звезды на момент наблюдения t. К правильным переменным относят звезды типа δ Цефея, W Девы, RR Лиры, o Кита и др.
Переменная типа RR Лиры (лирида, RR ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 0,05 d ÷ 1,2 d ; гигант A - F; средняя (медианная) M ср ≈ 0 m ÷ -1 m , L ~ 10 2 .
Медианная M определяется как среднее из абсолютной величины правильной переменной в минимуме M min и максимуме M max блеска:
M ср = (M min + M max )/2. (33)
Лириды занимают узкий участок на диаграмме Г-Р в области гигантов, чем обусловлены сравнительно небольшие различия звезд этого класса. Массы звезд этой группы переменных M ~ 2÷ 3 × М ⊙ , радиусы R ~ 3÷ 5 × R ⊙ . Средняя плотность лирид r ≈ 10 -2 г/см 3 (сравни: r ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).
Рисунок 7.
Лириды (рис. 7а) имеет несимметричную форму: блеск звезды сравнительно быстро нарастает, затем наблюдается медленный спад. Амплитуда изменения видимой звездной величины А ≈ 1 m ,0÷ 2 m Δ R ≈ 5%), поверхностная температура (Δ T ~ 1000К), спектр (от A до F ) звезды.
Переменные этого типа получили название от RR созвездия Лира (RR Лиры), которую можно наблюдать как звезду с m v = +7 m ,5, меняющую свой блеск с m vmax = + 7 m ,06 до m vmin = +8 m ,12 с периодом P = 13 h 36 m 14 s ,9. Во время пульсации RR Лиры меняет от A 2 в максимуме блеска до F 1 в минимуме блеска. Наблюдаются более 6700 лирид, причем все они относятся к сферической составляющей Галактики и в значительном числе обнаруживаются в шаровых звездных скоплениях. Эти переменные звезды называют иногда короткопериодическими цефеидами.
Типа δ Цефея (цефеида DCEP , C δ ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 2 d ÷ 70 d ; гигант или сверхгигант F или G; средняя (медианная) M ср ≈ -2 m ÷ -6 m . Массы звезд этой группы переменных M ~ 3 ÷ 16 × М ⊙ , радиусы R ~ 10 ÷ 150 × R ⊙ . Средняя плотность цефеид ρ ≈ 10 -5 г/см 3 (ср.: ρ ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).
Так же как и у лирид, цефеиды (рис. 7 b ) имеет несимметричную форму: блеск звезды сравнительно быстро нарастает, затем наблюдается медленный спад. Амплитуда изменения видимой звездной величины А = 0 m ,1 ÷ 2 m ,0. Одновременно с изменением блеска меняется радиус (Δ R ≈ 10 ÷ Δ T > 1000К), спектр (от F до K ) звезды.
Типичный представителем этого класса является четвертая по яркости созвездия Цефей - δ Цефея, переменность которой была обнаружена в 1784 г Дж. Гудрайком. Эта сверхгигантская относится к классу светимости Ib , меняет блеск с периодом P = 5 d 08 h 47 m 29 s ,7 и амплитудой A = 0 m ,9 от m v = +3 m ,5 до m v = +4 m ,4. Во время пульсаций изменяется спектр от G 2 до F 5 и температура звезды от T ≈ 5500К до T ≈ 7000К. Радиус δ Цефея R ≈ 50 × R ⊙ меняется в пределах ± 7 × 10 5 км. Этот сверхгигант находится от нас на расстоянии r ≈ 330 (около 1000 св.г.), имеет абсолютную звездную величину M v = –4 m и входит в состав кратной (тройной) системы звезд.
Пожалуй, наиболее близкой к Солнцу цефеидой является Полярная (a Малой Медведицы), сверхгигант F 7, от которого свет идет около 470 лет (r ≈ 140 ). В начале ХХ в . сотрудница Гарвардской обсерватории (США) Г. Ливитт приступила к изучению в Малом Магеллановом Облаке и к 1912 г . обнаружила почти прямолинейную зависимость между видимыми звездными величинами m в максимуме (и минимуме) блеска и логарифмом периода изменения блеска lgP для 23 правильных переменных звезд типа δ Цефея и RR Лиры. Так как исследованные Ливитт звезды находятся от нас практически на одном расстоянии, то открытие Ливитт означало, что светимости L правильных связаны почти линейной зависимостью с периодами изменения их блеска. В двадцатых годах трудами Э.Герцшпрунга, Г.Рессела и Х.Шепли удалось оценить нуль-пункт этой зависимости, то есть определить значение средней светимости L (или средней абсолютной звездной величины M ср) для правильных конкретного периода. В настоящее время для определения средней абсолютной звездной величины M ср по наблюденному значению периода P изменения блеска правильной (звезды типа δ Цефея) используется соотношение:
М v ср = - 1,01 - 2,88 × lgP d . (34).
Типа W Девы (цефеида CW ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 2 d ÷ 70 d ; гигант F или G; средняя M ср ≈ 0 m ÷ -3 m . Звезды этого типа отличаются от классических цефеид не только тем, что их абсолютные звездные величины на 1 m ,5 ÷ 2 m ,0 больше абсолютных звездных величин C δ , но и своим распределением в Галактике. Если цефеиды C δ сосредоточены главным образом вблизи плоскости Галактики (цефеиды плоской составляющей Галактики), то цефеиды CW встречаются в равной мере во всем объеме Галактики (цефеиды сферической составляющей Галактики). Для переменных CW, как и для всех правильных , характерна строгая связь между периодом изменения блеска P и средним значением абсолютной звездной величины M ср ( ю L ) звезды.
Переменные звезды типа δ Цефея и W Девы называют также долгопериодическими цефеидами. Обнаружено более 850 долгопериодических цефеид – членов Галактики.
Лириды и цефеиды, будучи гигантскими и сверхгигантскими ми, видны с огромных расстояний. С помощью крупных телескопов эти звезды можно обнаружить в других галактиках, отстоящих от нашей на 3-5 М . Первые определения расстояний до ближайших галактик, в частности, до галактики Андромеды (М31) были сделаны с помощью диаграммы “период- ” (рис. 8).
Рисунок 8.
Диаграмма, представляющая зависимость между периодом P изменения блеска правильных типа δ Цефея, W Девы (цефеиды) и типа RR Лиры (лириды) и медианным значением абсолютной звездной величины M ср (ил L) для этих звезд, называется диаграммой “период- ”.
По оси абсцисс диаграммы откладываются значения lgP правильной переменной, по оси ординат - медианное значение абсолютной звездной величины M этой звезды. Для определения расстояний эта диаграмма используется вместе с соотношениями типа (34), полученными из наблюдений для звезд различного типа переменности.
Если где-либо наблюдается правильная , то по кривой блеска устанавливается тип переменности и определяется период переменности P . Пусть, например, это будет типа δ Цефея с периодом P = 30 d . Входя по этому значению периода в диаграмму “период- ” или используя соотношение (34), определяем среднюю абсолютную звездную величину звезды: M ср = -5 m ,35. Так как переменная наблюдаема, то из наблюдений определяется ее средняя видимая звездная величина m ср : например, m ср = + 18 m , 37. Воспользуемся соотношением (18) для модуля расстояний и определим расстояние до звезды в ах. Это расстояние оказывается равным r ≈ 5,5 × 10 5 или π = 1,6 × 10 -6 . π , определенный таким образом, называется цефеидным параллаксом.
Долгопериодическая типа o Кита (мира, мирида, М) - пульсирующая с периодом изменения блеска P ≈ 70 d ÷ 700 d ; гигант M , C или S ; средняя M ср ≈ -3,5 m ÷ 0 m . Массы звезд этой группы переменных M ~ 5 ÷ 10 × М ⊙ , радиусы R > 40 × R ⊙ . Средняя плотность мирид ρ ≈ 10 -5 ¸ 10 -9 г/см 3 .
Мириды представлена на рис. 7с. Кривая имеет несимметричную форму с амплитудой изменения видимой звездной величины А = 2 m ,5 ÷ 10 m ,0, то есть блеск мириды во время пульсации может измениться почти в 10000 раз! Амплитуда и период изменения блеска мириды может меняться на 10% и более. Одновременно с изменением блеска меняется радиус (Δ R ~ 15%), поверхностная температура (Δ T ~ 500К) и спектр (от М0 к более позднему подклассу) звезды. Особенностью спектров мирид является наличие , в частности, ярких линий излучения водорода и некоторых других химических элементов, что свидетельствует о бурных процессах, происходящих в холодных атмосферах этих звезд.
Этот класс получил название от звезды o Кита (o - омикрон). Астроном Д. Фабрициус в 1596 г обратил внимание на то, что эта в течение некоторого времени увеличивала свою яркость. Затем блеск звезды уменьшался до тех пор, пока она не перестала быть наблюдаемой. Фабрициус дал звезде имя Мира (удивительная, дивная). И действительно, эта удивительная является гигантом M 7 eIII (e – эмиссионная), которая с периодом 332 d ,3 меняет свой видимый блеск почти в 1600 раз от m v = +2 m ,0 до m v = +10 m ,1, время от времени становясь недоступной для наблюдений невооруженным глазом. Мира находится от нас на расстоянии r ≈ 140 , имеет абсолютную звездную величину M ≈ -2 m ,7, а в максимуме блеска сияет как 1000 Солнц. Мира в десять раз массивнее (М ≈ 10 × М ⊙ ) и в 400 раз больше (R ≈ R ⊙ ) Солнца, так что средняя плотность звезды ничтожно мала: ρ ≈ 10 -8 г/см 3 . Если бы Мира находилась на месте Солнца, то орбита Марса располагалась бы внутри ее фотосферы. Мира является одной из компонент четырехкратной системы звезд. Со времен Фабрициуса обнаружено более 6500 мирид, большинство которых недоступно для наблюдений невооруженным глазом. Судя по вариациям периода и амплитуды мирид, эти звезды располагаются в классификации между правильными и полуправильными пульсирующими ми.
Полуправильная (SR ) - пульсирующая , изменения блеска которой не имеют строго периодического характера, а отличается существенными изменениями видимой звездной величины m и амплитуды A за относительно длительные промежутки времени – от нескольких десятков до нескольких сотен суток.
Эти гиганты и сверхгиганты поздних M 0 ÷ M 8 с абсолютными звездными величинами M ≈ -4 m ÷ +1 m имеют амплитуду изменения блеска A ≈ 0 m ,3 ÷ 2 m ,5 с несколькими периодами, накладывающимися один на другой. Примером таких звезд может служить красная полуправильная m Цефея, которой приведена на рис. 7 d . Сверхгигантская M 2 Ia проявляет циклические, то есть непостоянные по периоду, изменения блеска. Как показывают исследования, здесь накладываются друг на друга три колебания с периодами около 90, 600 и 4300 суток. Пунктиром отмечена долгопериодическая составляющая колебания блеска. К настоящему времени обнаружено более 4300 полуправильных переменных как типа µ Цефея, так и других типов.
Неправильная (L ) - пульсирующая , по кривой блеска которой невозможно установить какой-либо закономерности в пульсациях.
Причина неправильных пульсаций пока достоверно не установлена, однако число обнаруженных звезд такого типа довольно велико – около 3600 звезд. Примером может служить SV Тельца, которой приведена на рис. 7 e . долгое время может сохранять неизменным максимальный блеск, затем ее блеск за относительно короткий промежуток времени ослабевает в несколько тысяч раз, после чего возвращается в нормальное состояние. свидетельствует об отсутствии равновесия между процессами, ответственными за пульсации верхних слоев атмосферы звезды.
К особому типу относят пульсары.
Пульсар – правильная , период изменения яркости (блеска) которой во всех диапазонах электромагнитного излучения (от гамма излучения до радиоволн) постоянен с очень большой точностью, причем наблюдаемое изменение энергии излучения происходит импульсами с частотой от одного импульса до нескольких десятков и даже сотен импульсов в секунду – отсюда и название объекта «пульсар». Исследования показали, что пульсар является нейтронной звездой, быстро вращающейся вокруг своей оси и обладающей мощным магнитным полем (~ 10 12 Э); при соответствующей ориентации оси вращения относительно наземного наблюдателя проявляет себя как пульсар, причем период пульсаций является периодом вращения вокруг оси.
– с неправильными, непредсказуемыми изменениями блеска (видимой яркости) в пределах 0 m ,5 ÷ 6 m , причиной которых могут быть нестационарные взрывоподобные процессы умеренной силы (эрупции), протекающие в верхних слоях фотосферы звезды. с неправильными, непредсказуемыми быстрыми изменениями блеска в пределах нескольких звездных величин: - 2 m выше звезд главной последовательности соответствующих . в течение длительного промежутка времени может находиться в почти стационарном состоянии, после чего наблюдаются быстрые изменения блеска с амплитудами до 3 и более. Вокруг звезд наблюдаются яркие туманности, обширные оболочки, движение вещества в которых, по-видимому, и являются причиной переменности блеска. Возможно, это самые молодые образования среди звездного населения Галактики. Интересно, что наблюдаются группами, находящимися внутри обширных газопылевых туманностей. Эти группы получили название Т-ассоциации.
Типа FU Ориона (фуор) – , которая за несколько лет может увеличить блеск в сотни раз. Обладает сильным инфракрасным излучением. В спектре наблюдаются линии лития (Li ) – возможно, в недрах этих звезд еще не начался термоядерный синтез. Так FU Ориона при наблюдении в 1936 г изменила свою видимую звездную величину с +16 m до +10 m , через два года ее видимая звездная величина стала равной +11 m и в настоящее время незначительно меняется в ту или иную сторону.
Эруптивные звезды в значительном количестве наблюдаются в туманности Ориона, поэтому их часто называют Орионовыми .
Рисунок 9.
Особый класс нестационарных звезд составляют (рис. 9). Эти сверхмассивные объекты с массой M ≈ 15 ÷ 60 × M ⊙ и температурой на поверхности Т ≈ 5 × 10 4 К находятся, по-видимому, на промежуточной между стационарными ми O и нестационарными красными сверхгигантами. Сами явно нестационарны: в спектрах наблюдаются широкие эмиссионные линии гелия (Не I и He II ), углерода (у WC-звезд), азота (у WN-звезд). Это свидетельствует о том, что из внешних областей звезды происходит выброс значительной массы вещества (до 10 -4 × M ⊙ в год), которое со скоростями до 1500 км/с “растекается” по межзвездному пространству. Изображенная на фотографии находится внутри своих газовых выбросов - эти выбросы образуют бело-голубой “пузырь”. Звездный ветер, дующий от звезды со скоростью ~ 3000 км/с, при сто новении с межзвездным газом образует ударную волну, энергия которой вызывает свечение газа. На рисунке хорошо видна неправильная волокнистая структура облаков межзвездного газа. Учитывая массу и скорость сбрасываемого звездой вещества, можно оценить время существования объекта в подобной стадии - оно не может превышать 10 4 ÷ 10 5 лет. Естественно, очень редки: на одну звезду этого типа приходится до 150 млн. звезд других классов. отнесены к спектральному классу W.
Сброс вещества, по-видимому, является обычным явлением на определенной стадии эволюции некоторых звезд. Наблюдаются объекты, за свой внешний вид получившие название планетарные туманности.
Планетарная туманность – система, состоящая из звезды (ядро туманности) и окружающей ее светящейся газовой оболочки (собственно туманность).
Ядро планетарной туманности – горячая голубая , спектр которой похож на спектр (W) или звезды O; температура поверхности ядра T ~ 10 5 К, L ~ 3 ÷ 3 × 10 4 L ⊙ ; дальнейшее остывание и сжатие этой звезды приводит к появлению белого карлика. Оболочка генетически связана с ядром; электронная температура оболочки T е ≈ 1,3 × 10 4 К, то есть газ оболочки полностью ионизирован. Типичная масса оболочки M ≈ 0,1 × M ⊙ , диаметр d ~ 0,1 ÷ 1 . Вся система возникает, возможно, на катастрофической красных гигантов и субгигантов.
На фотографии планетарной туманности M27 “Гантель” (рис. 10) хорошо видна внутренняя структура туманности, особенности которой позволяют сделать вывод о несимметричном сбросе вещества звездой. Туманность светится за счет двух механизмов: рассеяние излучения ядра и переизлучение жесткого ультрафиолетового излучения ядра атомами H и He, входящими в состав вещества туманности. Температура туманности
Переменные звёзды
Переменные звезды - это звезды, блеск которых меняется. Звезды бывают затменно-переменными и физически переменными. В первом случае сама звезда свой блеск не меняет, просто одна звезда при движении закрывает другую и наблюдатель видит изменение блеска звезды. К этим звездам относится Алголь (созвездие Персея).
Физическими переменными называются звезды, которые меняют свою светимость за относительно короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаются пульсирующие переменные и эруптивные переменные, новые и сверхновые звезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных, а также пульсары и тесные двойные звезды (с перетеканием вещества от одного компонента к другому). Сейчас известно десятки тысяч физически переменных звезд.
Все переменные звезды, в том числе и затменные переменные, имеют специальные обозначения, если только они не были ранее обозначены буквой греческого алфавита. Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, ..., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (например. RR Lyr). Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д. (например, V 335 Cyg)
А теперь рассмотрим все известные классы физически переменных звёзд.
Цефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска. Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). К цефеидам принадлежит Полярная звезда. Уже давно открыли, что она меняет свой блеск в довольно незначительных пределах.
Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц - звезды d Цефея.
Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы - Галактики.
Период - одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды он постоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды весьма различны (от суток до нескольких десятков суток).
Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем в пределах одного спектрального класса Это означает, что изменение светимости цефеид сопровождается изменением температуры их атмосфер в среднем на 1500°.
В спектрах цефеид по смещению спектральных линий обнаружено периодическое изменение лучевых скоростей. Наибольшее смещение линий в красную сторону происходит в минимуме, а в синюю - в максимуме блеска. Таким образом, периодически меняется и радиус звезды.
Звезды типа d Цефея относятся к молодым объектам, расположенным преимущественно вблизи основной плоскости пашей звездной системы - Галактики. Цефеиды, встречающиеся в шаровых звездных скоплениях, старше и отличаются несколько меньшей светимостью. Это менее массивные, а потому медленнее эволюционирующие звезды, достигшие стадии цефеид. Их называют звездами типа W Девы.
Описанные наблюдаемые особенности цефеид свидетельствуют о том, что атмосферы этих звезд испытывают регулярные пульсации. Следовательно, в них имеются условия для поддержания в течение долгого времени на постоянном уровне особого колебательного процесса.
Период механических колебаний звезды типа Солнца оказывается около трех часов. У Солнца действительно наблюдаются очень слабые пульсации с периодами меньше 2- 3 часов. Однако для того, чтобы подобные пульсации могли достигнуть столь значительных амплитуд, как это наблюдается у цефеид, должен существовать определенный механизм, обеспечивающий энергией эти колебания.
В настоящее время полагают, что эта энергия возникает за счет излучения звезды, а раскачка колебаний происходит благодаря своеобразному клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоев звезды задерживает часть излучения внутренних слоев.
Расчеты показывают, что фактически роль такого клапана играет тот слой звезды, в котором частично ионизован гелий (при этом водород и остальные элементы практически полностью ионизованы). Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этот нагрев и вызванное им расширение способствует ионизации гелия. слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из- за чего гелий снова становится нейтральным и весь процесс повторяется снова.
Для осуществления этого механизма необходимо, чтобы на определенной глубине под поверхностью звезды, где плотность уже достаточно велика, достигалась температура, как раз необходимая для ионизации гелия. Это возможно только у звезд с определенными значениями эффективных температур, т.е. светимостей. В итоге пульсации возможны только у определённых звезд.
Если предположить, что для цефеид имеет место некоторая зависимость между массой и светимостью, то в силу соотношения следует ожидать существования и зависимости между периодом и светимостью.
Наличие такой зависимости было установлено задолго до того, как удалось выяснить природу пульсаций цефеид. При изучении цефеид в одной из ближайших к нам звездных систем (в Малом Магеллановом Облаке) было замечено, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она кажется), тем больше период изменения ее блеска. Зависимость эта оказалась линейной. Из того, что все изученные звезды принадлежали одной и той же системе, следовало, что расстояния до них практически одинаковы. Поэтому обнаруженная зависимость одновременно оказалась зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (или светимостью L) для цефеид.
Основной трудностью определения нуль- пункта этой зависимости является то, что расстояния ни до одной из известных цефеид не удается определить тригонометрическим путем и приходится пользоваться значительно менее надежными косвенными методами.
Существование зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной у цефеид играет исключительно важную роль в астрономии: по ней определяют расстояния до весьма удаленных объектов, когда не могут быть применены иные методы.
Кроме цефеид, существует еще несколько типов пульсирующих переменных звезд. Наиболее известны среди них звезды типа RR Лиры , прежде называвшиеся короткопериодическими цефеидами из-за сходства их характеристик с обычными цефеидами. Звезды типа RR Лиры - гиганты спектрального класса А. Они занимают очень узкий участок на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, соответствующий почти одинаковой для всех звезд этого типа светимости, более чем в сто раз превышающей светимость Солнца. Периоды звезд типа RR Лиры заключены в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Амплитуда изменения блеска достигает одной звездной величины.
Интересным типом пульсирующих переменных является небольшая группа звезд типа b Цефея (или типа b Большого Пса), принадлежащих преимущественно к гигантам ранних спектральных подклассов В (в среднем класс В2-3). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела они расположены справа от верхней части главной последовательности. По характеру переменности и форме кривой блеска эти звезды напоминают звезды типа RR Лиры, отличаясь от них исключительно малой амплитудой изменения звездной величины, не более 0,2m. Периоды заключены в пределах от 3 до 6 часов, причем, как и у цефеид, наблюдается зависимость периода от светимости. Кривые изменения лучевых скоростей часто оказываются меняющимися по фазе, форме и амплитуде.
Помимо пульсирующих звезд с правильным изменением светимости существует ряд типов звезд, характер кривой блеска которых меняется. Среди них выделяются звезды типа RV Тельца , у которых изменения светимости характеризуются чередованием глубоких и мелких минимумов, происходящим с периодом от 30 до 150 дней и с амплитудой от 0,8 до 3,5 звездных величин. Звезды типа RV Тельца принадлежат к спектральным классам F, G или К. У многих из них вблизи эпохи максимума в спектре появляются яркие эмиссионные линии, а около минимума - полосы поглощения титана. Это говорит о том, что спектр звезд типа RV Тельца сочетает признаки как ранних спектральных классов горячих звезд, так и поздних холодных. Звезды типа RV Тельца - промежуточное звено между цефеидами и другими типами пульсирующих переменных.
Звезды типа m Цефея принадлежат к спектральному классу М и называются красными полуправильными переменными. Они отличаются иногда очень сильными неправильностями изменения светимости, происходящими за время от нескольких десятков до нескольких сотен суток.
Рядом с полуправильными переменными на диаграмме спектр-светимость располагаются звезды класса М , в которых не удается обнаружить повторяемости изменения светимости (неправильные переменные). Ниже их находятся звезды с эмиссионными линиями в спектре плавно меняющие свою светимость за очень большие промежутки времени (от 70 до 1300 дней) и в очень больших пределах (до 10m). Замечательной представительницей звезд этого типа является "омикрон" (o) Кита, или, как ее иначе называют, Мира (Дивная). Её открыл немецкий астроном Д. Фабрициус. В 1596 г. она была видна на небе, затем исчезла и появилась только в 1609 г.
По звезде Мира весь этот класс звезд называют долгопериодическими переменными типа Миры Кита или миридами. Мириды - пульсирующие звезды, яркость которых меняется из- за колебаний размеров. В спектрах этих звезд всегда присутствуют эмиссионные линии водорода (в максимуме) или металлов (перед минимумом). Длина периода у долгопериодических переменных звезд колеблется около среднего значения в пределах от 10% в обе стороны.
Рассмотренные группы пульсирующих переменных
образуют единую последовательность звезд с
увеличивающейся продолжительностью периода (или
цикла) пульсации. Особенно наглядно эта
последовательность выступает, если учесть количество
звезд различных типов с данным значением периода,
содержащихся в определенном объеме пространства.
Большинство пульсирующих переменных имеет периоды,
близкие к значениям 0d,2 (тип RR Лиры), 0d,5 и 5d
(цефеиды), 15d (разновидность цефеид - звезды типа W
Девы), l00d (полуправильные) и 300d
(долгопериодические переменные). Все эти звезды
относятся к гигантам, т.е. согласно современным
представлениям об эволюции звезд, к объектам,
прошедшим стадию пребывания на главной
последовательности.
Дальнейший путь эволюции соответствует перемещению на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вправо. При этом все звезды верхней части главной последовательности должны пересечь полосу нестабильности, упоминавшуюся выше, а массивные звезды пересекают ее дважды и задерживаются на ней дольше.
Помимо неустойчивости, характерной для цефеид, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, возможно, существуют и другие области неустойчивости, соответствующие остальным пульсирующим переменным. Таким образом, пульсации, скорее всего, закономерное явление, отличающее некоторые этапы эволюции звезд.
Среди звезд меньшей светимости (карликов) также имеются переменные различных типов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количества пульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества - эрупциями. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют эруптивными переменными .
Следует иметь в виду, однако, что здесь оказались звезды самой различной природы, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свой жизненный путь.
Наиболее молодыми звездами, по- видимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа Т Тельца (Т Таu). Это карлики спектральных классов чаще всего F- G, с эмиссионными линиями в спектре, напоминающими яркие линии солнечной хромосферы. Они в большом количестве обнаружены, например, в туманности Ориона.
Очень похожи на них звезды типа RW Возничего (RW Aur), принадлежащие спектральным классам от В до М. У всех этих звезд изменение светимости происходит настолько неправильно, что нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут происходить с амплитудами, достигающими 3m, причем иногда до 1m на протяжении часа.
Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звезд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по- видимому, является причиной хаотической ее переменности. Отсюда следует, что звезды типа Т Тельца - самые молодые образования, которые уже можно считать звездами. Известны еще более молодые объекты - источники инфракрасного излучения. Но это еще не звезды, а сжимающиеся в дозвездные тела (протозвезды) газо-пылевые облака.
Вспыхивающие звезды типа UV Кита всегда встречаются в тех областях, где имеются переменные типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. У них в спектре также наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются они необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек: менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого за полчаса- час он возвращается к исходному уровню. Во время вспышки усиливается также яркость эмиссионных линий. Характер явления сильно напоминает хромосферную вспышку на Солнце, отличающуюся, однако, значительно большими масштабами. Звезды типа UV Кита скорее всего находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия.
Звезды типа Be. Массивные, быстро эволюционирующие звезды гораздо труднее застать на ранних стадиях эволюции. Тем не менее, среди горячих звезд класса В, преимущественно обладающих быстрым вращением, часто встречаются звезды с эмиссионными линиями, принадлежащими водороду, иногда гелию и другим элементам. Как правило, такие звезды отличаются переменными спектрами и меняют блеск на 0,1m-0,2m, причем эти изменения имеют нерегулярный характер и связаны, по-видимому, с истечением вещества, вызванным быстрым вращением. Массы Be-звезд порядка 10M¤. По-видимому, это недавно возникшие молодые объекты.
Звезды типа Вольфа-Райе (обозначаются WR) образуют немногочисленную группу звезд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в нашей Галактике. В среднем их абсолютная звездная величина -4m, а общее известное их число не превышает 200. Спектры звезд типа WR состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами ионизации (Н, 1 Не, 2 He, 3 С, 3 N, 3 О и т.д.), налагающихся на сильный непрерывный фон. Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением. Энергия, излучаемая в линиях, сравнима с энергией в непрерывном спектре. Её источником является мощное ультрафиолетовое излучение очень горячей звезды, эффективная температура которой достигает 100 000 К! Световое давление столь горячего излучения, по- видимому, и является причиной наблюдаемого ускоренного движения атомов в атмосферах звезд типа WR. Как и Ве-звезды, это - молодые объекты, часто двойные системы.
Наряду с процессами сжатия или расширения блеск звезды может меняться из- за того, что на поверхности образуются темные и светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к наблюдателю то светлой, то темной стороной. На некоторых звездах темные пятна занимают большие площади, поэтому переменность становится заметной. На Солнце количество темных пятен тоже периодически возрастает. Установлено, что при прохождении темных пятен на видимом диске Солнца на Землю поступает меньше света. Так что Солнце можно считать пятнистой переменной звездой.
Новые звезды. Термин «новая» звезда вовсе не означает появления вновь возникшей звезды, а отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд. Новыми звездами называют эруптивные переменные звезды особого типа, у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка) не менее чем на 7- 8 звездных величин. Чаще всего во время вспышки видимая звездная величина уменьшается на 10m- 13m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимуме достигает 8,5m. После вспышки новые звезды являются очень горячими карликами. В максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов А- F.
Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звезд.
Если вспышка одной и той же новой звезды наблюдалась не менее двух раз, то такая новая называется повторной. У повторных новых звезд, как правило, возрастание светимости несколько меньше, чем у типичных новых.
После вспышки новые звезды часто обнаруживают слабую переменность.
Кривые блеска новых звезд имеют особый вид, позволяющий разделить все явления на несколько этапов. Начальный подъем блеска происходит очень быстро (2- 3 суток), но незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется (окончательный подъем). После максимума происходит уменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три звездные величины обычно плавное. Иногда наблюдаются вторичные максимумы. Затем следует переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости ещё на три звездные величины, либо колебаниями ее. Иногда происходит резкое падение светимости с последующим медленным возвращением к прежнему значению. Окончательное падение блеска происходит довольно плавно. В результате звезда приобретает ту же светимость, что и до вспышки.
Описанная картина изменения светимости новой звезды показывает, что во время вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникшей в звезде. Согласно различным гипотезам, эта неустойчивость может возникать у некоторых горячих звезд в результате внутренних процессов, определяющих выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких- либо внешних факторов.
Возможной причиной взрыва новой является обмен вещества между компонентами тесных двойных систем, к которым принадлежат все такие звезды. В паре одна звезда, как правило, звезда главной последовательности, вторая - белый карлик. Нормальная звезда сильно деформируется воздействием белого карлика. Плазма из нее начинает перетекать на белый карлик, образуя вокруг него светящийся диск. По мере падения вещества на белый карлик возникает слой газа с высокой температурой и плотностью, столкновения протонов вызывают термоядерную реакцию. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки. Свечение оболочки наблюдатель видит как вспышку новой звезды. Общее количество энергии, выделяющейся при вспышке новой, превышает 10 45 -10 46 эрг. Солнце излучает столько энергии за десятки тысяч лет! Все же это существенно меньше запасов всей термоядерной энергии звезды. На этом основании полагают, что взрыв новой звезды не сопровождается изменением общей её структуры, а затрагивает только поверхностные слои.
Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс звездой вещества, приводящий к отрыву от нее внешних слоев - оболочки с массой 10 -4 -10 -5 M¤. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью от нескольких сотен до 1500-2000 км/сек. Звезда быстро сбрасывает ее и в результате образует вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти у всех наиболее близких к нам новых звезд.
На первых стадиях вспышки, когда в результате расширения радиус оболочки возрастает в сотни раз, уменьшается плотность и температура внешних слоев звезды. Первоначально горячая звезда класса О приобретает спектр класса А-F. Однако, несмотря на охлаждение, общая светимость звезды быстро возрастает вследствие мощного свечения газов и увеличения радиуса оболочки. Поэтому незадолго перед максимумом новая звезда имеет спектр сверхгиганта.
На этом этапе спектр новой обладает всеми особенностями, присущими сверхгигантам класса А или F (узкие линии, среди которых выделяются линии водорода). Однако важной особенностью этого спектра, называемого предмаксимальным, является сильный сдвиг линий поглощения в фиолетовую сторону, соответствующий приближению излучающего вещества к нам со скоростью в несколько десятков или сотен километров в секунду. В это время происходит расширение плотной оболочки, которую имеет новая на этой стадии.
В максимуме резко меняется вид спектра. Появляется так называемый главный спектр. Его линии смещены в фиолетовую сторону на величину, соответствующую скорости расширения около 1000 км/сек. Причина этого изменения спектра связана с тем, что при своем расширении оболочка становится тоньше и, следовательно, прозрачнее. Поэтому становятся видными более глубокие ее слои, которые движутся гораздо быстрее. Сразу после максимума в спектре новой появляются яркие, очень широкие эмиссионные линии, имеющие вид полос, принадлежащих главным образом водороду, железу и титану. Каждая из этих полос занимает весь интервал спектра от соответствующей смещенной в фиолетовую сторону линии поглощения главного спектра до несмещенного положения той же линии. Это означает, что оболочка становится уже настолько разреженной, что видны различные ее слои, обладающие всевозможными скоростями.
Когда это уменьшение светимости составляет около 1m, появляется диффузно- искровой спектр, состоящий из сильно размытых линий поглощения водорода и ионизованных металлов, а также из специфичных ярких полос. Диффузно-искровой спектр накладывается на главный, постепенно усиливаясь по своей интенсивности. В дальнейшем к нему добавляется так называемый орионов спектр, характерный для горячих звезд класса В. Появление диффузно-искрового, а затем и орионова спектров свидетельствует о том, что вещество выбрасывается звездой с увеличивающейся скоростью постепенно из все более глубоких и более горячих слоев.
К началу переходной стадии диффузно-искровой спектр исчезает, а орионов достигает наибольшей интенсивности. После того как последний также исчезает, на фоне непрерывного спектра новой звезды, пересеченного широкими полосами поглощения, возникают и постепенно усиливаются эмиссионные линии, наблюдаемые в спектрах разреженных газовых туманностей (небулярная стадия). Это свидетельствует о еще более сильном разрежении вещества оболочки.
Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m до -19m и даже -21m. Возрастание светимости происходит более, чем на 19m, т.е, в десятки миллионов раз. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки, превышает 10 48 -10 49 эрг, что в тысячи раз более, чем для новых.
Сверхновые звезды образуются в результате взрыва звезды, когда большая часть ее массы разлетается со скоростью до 10 000 км/сек, а остаток сжимается в сверхплотную нейтронную звезду.
Фотографически зарегистрировано около 60 вспышек сверхновых в других галактиках, причем нередко их светимость оказывалась сравнимой с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. Сверхновые звезды являются финалом жизни звезд, которые по массе в 8-10 раз больше Солнца, они рождают нейтронные звезды и обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами.
По описаниям более ранних наблюдений, выполненных невооруженным глазом, удалось установить несколько случаев вспышек сверхновых в нашей Галактике. Наиболее интересной из них является упоминаемая в летописях Сверхновая 1054 г., вспыхнувшая в созвездии Тельца и наблюдавшаяся китайскими и японскими астрономами в виде внезапно появившейся "звезды- гостьи", которая казалась ярче Венеры и была видна даже днем.
Другое наблюдение подобного явления в 1572 г. описано значительно подробнее датским астрономом Тихо Браге. Было отмечено внезапное появление "новой" звезды в созвездии Кассиопеи. За несколько дней эта звезда, быстро увеличивая свою светимость, стала казаться ярче Венеры.
Вскоре её излучение начало постепенно ослабевать, причем угасание сопровождалось колебаниями интенсивности и небольшими вспышками. Через два года она перестала быть видна невооруженным глазом.
В 1604 г. вспышку сверхновой звезды наблюдал Кеплер в созвездии Змееносца. Хотя это явление похоже на вспышку обычной новой, оно отличается от нее своим масштабом, плавной и медленно меняющейся кривой блеска и спектром.
По характеру спектра вблизи эпохи максимума различаются два типа сверхновых звезд.
Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются очень широкие эмиссионные полосы, положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями. Ширина этих полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/с. Интенсивность, структура и положение полос часто меняются со временем. Через полгода после максимума появляются полосы, которые удается отождествить со спектром нейтрального кислорода.
У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых I типа. Их спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Как и в спектрах обычных новых, в них наблюдаются линии поглощения и излучения, отождествляемые с водородом, ионизованным азотом и другими элементами.
Большой интерес представляют быстро расширяющиеся газовые туманности, которые в нескольких случаях удалось обнаружить на месте вспыхнувших сверхновых звезд I типа. Самой замечательной из них является знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Форма эмиссионных линий этой туманности говорит о её расширении со скоростью около 1000 км/с. Современные размеры туманности таковы, что расширение с этой скоростью могло начаться не более 900 лет назад, т.е. как раз в эпоху вспышки Сверхновой 1054 г. Совпадение по времени и местоположению Крабовидной туманности со "звездой- гостьей", описанной в китайских летописях, говорит о возможности того, что туманность в созвездии Тельца является результатом вспышки сверхновой.
Крабовидная туманность имеет ряд замечательных особенностей:
1) более 80% видимого излучения приходится на непрерывный спектр;
2) в белом свете она имеет аморфный вид;
3) обычный для туманностей эмиссионный спектр с линиями ионизованных металлов и водорода (последние более слабые) излучается отдельными волокнами;
4) излучение поляризовано, причем в некоторых областях туманности почти полностью;
5) Крабовидная туманность является одним из самых мощных источников радиоизлучения в нашей Галактике.
Одним из возможных объяснений этих интересных особенностей Крабовидной туманности является следующее. Во время вспышки Сверхновой 1054 г. начали возникать в большом количестве свободные электроны, обладающие огромными кинетическими энергиями (релятивистские электроны). Они движутся со скоростями, близкими к скорости света. Процессы столь сильного ускорения частиц продолжаются и в настоящее время. Непрерывное излучение как в видимой области спектра, так и в радиодиапазоне возникает вследствие торможения релятивистских электронов при их движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей. Такое излучение должно быть поляризовано, что и наблюдается в действительности.
Слабые туманности и различной мощности источники радиоизлучения обнаружены также в местах вспышек других сверхновых звезд нашей Галактики.
До последнего времени оставалось совершенно не ясным, каким образом происходит в Крабовидной туманности постоянный приток новых релятивистских электронов, несмотря на то, что явление вспышки сверхновой давно закончилось. Вопрос начал проясняться только после того как были открыты совершенно новые объекты.
Пульсары. В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое радиоизлучение, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом четких импульсов. Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов, названных пульсарами. Период одного из пульсаров составляет 1,337301133 с, в то время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 с. В настоящее время известно около 200 пульсаров. Все они дают сильно поляризованное радиоизлучение в широком диапазоне длин волн, интенсивность которого круто возрастает с ростом длины волны. Это означает, что излучение имеет нетепловую природу. Удалось определить расстояния до многих пульсаров, оказавшиеся в пределах от сотен до тысяч парсеков. Таким образом, это сравнительно близкие объекты, заведомо принадлежащие нашей Галактике.
Наиболее замечательный пульсар, который принято обозначать номером NP 0531, в точности совпадает с одной из звездочек в центре Крабовидной туманности. Специальные наблюдения показали, что оптическое излучение этой звезды также меняется с тем же периодом. В импульсе звезда достигает 13m, а между импульсами она не видна. Такие же пульсации у этого источника испытывает и рентгеновское излучение, мощность которого в 100 раз превышает мощность оптического излучения.
Совпадение одного из пульсаров с центром такого необычного образования, как Крабовидная туманность, наводит на мысль о том, что они являются как раз теми объектами, в которые после вспышек превращаются сверхновые звезды. Согласно современным представлениям, вспышка сверхновой звезды связана с выделением огромного количества энергии при ее переходе в сверхплотное состояние, после того как в ней исчерпаны все возможные ядерные источники энергии.
Для достаточно массивных звезд наиболее устойчивым состоянием оказывается слияние протонов и электронов в нейтроны и образование так называемой нейтронной звезды. Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованием таких объектов, то весьма возможно, что пульсары - нейтронные звезды, В этом случае при массе порядка 2M¤ они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии до таких размеров плотность вещества становится выше ядерной (до 10 6 т/см 3), а вращение звезды в силу закона сохранения момента количества движения ускоряется до нескольких десятков оборотов в секунду. На поверхности нейтронной звезды нейтроны распадаются на протоны и электроны. Сильное поле разгоняет электроны до скорости, близкой к скорости света, и они вылетают в космическое пространство. Электроны покидают звезду только в районах магнитных полюсов, где магнитные силовые линии выходят наружу. Если магнитная ось звезды не совпадает с осью вращения, то пучки излучения будут вращаться с периодом, равным периоду вращения звезды. Так что название пульсар не совсем правильно: звезды не пульсируют, а вращаются.
У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов (с удвоением за 10 3 -10 7 лет), по-видимому, вызванное тормозящим влиянием магнитного поля, связанного с пульсаром, в результате чего вращательная энергия переходит в излучение. Наряду с этим наблюдались внезапные уменьшения периодов, возможно, отражающие резкую перестройку поверхности звезды, временами происходящую по мере её остывания.
Кроме радио- пульсаров открыты т.н. пульсары, наблюдающиеся только в рентгеновском или гамма-диапазонах; они имеют периоды от нескольких до сотен секунд и входят в тесные двойные звёздные системы. Источник энергии их излучения, согласно современным представлениям, - гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции на нейтронную звезду или чёрную дыру вещества, перетекающего от соседней нормальной звезды.
Очень интересными переменными звёздами являются похожие на пульсары источники рентгеновского излучения. Некоторые из них на самом деле являются пульсарами, другие - остатками вспышек сверхновых звезд. В этом случае причиной свечения является тепловое излучение газа, нагретого до температуры в несколько миллионов градусов.
Но основная часть галактических источников рентгеновского излучения принадлежит к особому классу объектов звездной природы, которые часто называют рентгеновскими звездами. Наиболее замечательным типичным их представителем является упоминавшийся источник Скорпион Х-1. Из постоянно излучающих он оказался самым ярким: в диапазоне 1-10 Aring; поток излучения от него в среднем составляет 3 10 -7 эрг/см 2 , т.е. столько же, сколько в оптической области дает звезда 7m. Рентгеновская светимость его достигает 10 37 эрг/с, что в тысячи раз больше болометрической светимости Солнца.
Важной особенностью рентгеновских звезд является переменность их излучения. У источника Скорпион Х-1, отождествленного с переменной звездой 12-13m, вариации потока рентгеновского и оптического излучений никак не связаны друг с другом. В течение нескольких дней оба могут испытывать флуктуации в пределах 20%, после чего наступает активная фаза - вспышки, длящиеся по нескольку часов, во время которых потоки меняются в 2-3 раза. При этом существенное изменение уровня излучения порой наблюдается за промежуток времени порядка 10 -3 сек, так что размеры источника не могут превосходить 0,001 световой секунды (определяемой по аналогии со световым годом), т.е. 300 км. Это говорит о том, что источниками рентгеновского излучения должны быть необычайно компактные объекты, возможно, типа нейтронных звезд, как в случае пульсаров, с которыми отождествляются некоторые рентгеновские звезды.
У ряда рентгеновских звезд, например, у Геркулеса Х-1 и Центавра Х-3, обнаружена строгая периодичность вариаций потока рентгеновского излучения, доказывающая, что источник является компонентом двойной системы. Свыше десятка источников отождествлены со звездами, переменность которых указывает на их принадлежность к тесным двойным системам. Следовательно, рентгеновские звезды, - скорее всего, тесные двойные системы, в которых один из компонентов - оптическая звезда, а другой - компактный объект, находящийся в завершающей стадии своей эволюции. Чаще всего предполагают, что это нейтронная звезда, хотя в некоторых случаях не исключена возможность белого карлика или даже черной дыры.
Причиной возникновения мощного рентгеновского излучения должно быть падение на компактный объект (например, нейтронную звезду) облаков и струй газов, перетекающих из оптического компонента тесной двойной системы. В случае чрезвычайной компактности нейтронной звезды скорость падения газов в этом процессе, называемом аккрецией, может достигать 100 000 км./с, т.е. трети скорости света! При падении на нейтронную звезду кинетическая энергия газов будет превращаться в рентгеновское излучение. Важную роль при этом играют сильные магнитные поля нейтронной звезды.
Помимо постоянно наблюдаемых источников рентгеновского излучения ежегодно обнаруживается до десятка вспыхивающих объектов, по характеру явления напоминающих новые звезды. Светимость таких новоподобных источников рентгеновского излучения быстро возрастает за несколько дней. В течение 1-2 месяцев они могут оказаться самыми яркими участками на "рентгеновском" небе, порой в несколько раз превосходящими по потоку излучения ярчайший постоянный источник Скорпион Х-1. Некоторые из них во время вспышек оказываются рентгеновскими пульсарами, отличающимися очень длинными периодами (до 7 минут). Природа этих объектов, а также возможная их связь с новыми звездами пока не известны.
