Переменные нестационарные звезды цефеиды маяки вселенной
25. Переменные и нестационарные звезды
1. Цефеиды
Как вы уже знаете, изменения видимой яркости в системах алголей вызваны не изменением светимости самих звезд, а их периодически повторяющимися затмениями. Вместе с тем в настоящее время известны десятки тысяч физических переменных звезд, у которых реально меняется их светимость. Причем у одних она меняется строго периодически, а у других — с периодичностью, часто нарушаемой, или даже неправильным образом.
Вспомните, от каких физических характеристик зависит светимость звезды. Почему она может измениться?
Итак, изменение размера и температуры приводит к изменению светимости звезд. Поэтому для всех физических переменных звезд типично, что вместе с изменением светимости происходят те или иные изменения в спектре, т. е. в состоянии их атмосферы.
Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды. Это белые или желтоватые звезды, свое название они получили от типичной представительницы — звезды δ Цефея. Период ее переменности 5,37 Сут, а амплитуда Изменения ЯРКОСТИ ОТ 4,6 ДО 3,7 звездной величины. Амплитуды изменения яркости у цефеид составляют не более 1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до нескольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоянен с точностью до долей секунды.
На рисунке 77 представлены изменения яркости и сопутствующие им изменения температуры и лучевой скорости цефеид.
Рис. 77. Примерные кривые яркости, лучевой скорости и температуры Цефеид
С изменением температуры несколько меняется и спектральный класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды — пульсирующие звезды. Они периодически расширяются и сжимаются. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев.
Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефеиды, иначе звезды типа RR Лиры, с периодами меньше 1 сут и классические с периодами больше 2 сут. Первые из них горячее и имеют одинаковую абсолютную величину М = 0,5.
Классические цефеиды холоднее и обладают следующей замечательной особенностью. Это сверхгиганты, и их светимость тем выше, чем больше период звезды. Наиболее медленно меняющиеся цефеиды самые йркие. При периоде около 50 сут их светимость в 10 000 раз больше, чем у Солнца. Установив светимость цефеиды по периоду изменения ее яркости, который легко определяется прямыми наблюдениями даже у предельно слабых цефеид, можно вычислить абсолютную звездную величину М и, сравнив ее с видимой звездной величиной т, определить расстояние до звезды по формуле
lgD=0,2(m-M)+1, что следует из формулы (4).
Поэтому зависимость светимости от периода цефеид необычайно важна для установления расстояний и размеров нашей звездной системы.
Яркие цефеиды — гиганты видны нам, как маяки Вселенной, издалека. По ним мы намечаем контуры нашей звездной системы.
2. Новые звезды
Название «новые звезды» сохранилось с древних времен за звездами, которые считались действительно новыми. Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле так называемая новая звезда в действительности существовала и раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего ее яркость за короткое время увеличилась в десятки тысяч раз. После вспышки звезда постепенно возвращается к прежнему состоянию. Амплитуда изменения яркости новых звезд — от 7 до 14 звездных величин, т. е. их светимость может изменяться до 400 000 раз. В максимуме они бывают от -6 до -9 абсолютных звездных величин. Возможно, что у новых звезд вспышки повторяются с промежутками в тысячи лет. Яркие новые звезды, которые в максимуме достигали первой звездной величины, наблюдались редко, например в 1901, 1918, 1925 гг.
Ввиду неожиданности такого рода вспышек открытие новых звезд происходит случайно. Их открывают по большей части любители астрономии, иногда школьники. Для этого надо чаще осматривать созвездия вблизи Млечного Пути. Но не примите планету за новую звезду!
Вспышка новой звезды происходит обычно за несколько дней — катастрофически, а возврат к прежней светимости длится годами и сопровождается колебаниями яркости (рис. 78).
Рис. 78. Кривые изменения видимой яркости трех новых звезд
Изменения в спектре новой звезды показали следующее: яркость звезды увеличивается потому, что вздувается фотосфера — растет ее поверхность. В момент максимума светимости диаметр новой звезды больше диаметра земной орбиты. В момент наибольшей яркости со звезды срывается внешний слой и со скоростью ≈1000 км/с, расширяясь, устремляется в пространство.
Вспыхивают как новые только некоторые очень горячие звезды умеренных светимостей, причем все новые звезды, по-видимому, являются двойными, так что нашему Солнцу вспышка не угрожает.
3. Сверхновые звезды
Некоторые особые звезды, невидимые ранее, неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче, чем новые звезды. Их называют сверхновыми звездами. Скорость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обычных новых звезд.
Вследствие колоссальной светимости; в максимуме превосходящей в десятки тысяч раз светимость ярчайших из обычцых звезд, мы видим сверхновые звезды на громадных расстояниях от нас, в других звездных системах (рис. 79). Измерение яркости сверхновых звезд используют для оценки этих расстояний.
Рис. 79. Фотография (негатив) далекой звездной системы — галактики со сверхновой звездой, отмеченной стрелкой (указан угловой масштаб фотографии)
Вспышки сверхновых звезд крайне редки — в среднем одна вспышка за несколько десятилетий или столетий в системе, содержащей миллиарды звезд.
Еще до изобретения телескопа в нашей звездной системе наблюдалось несколько звезд, несомненно бывших сверхновыми. На месте, где одна из них вспыхнула в 1054 г. в созвездии Тельца, находится особенная, слабо светящаяся туманность, названная Крабовидной (рис. 80). Она содержит ионизованный газ в виде прожилок, пронизывающих ее основную аморфную массу. Из сравнения фотографий, сделанных в разные годы, выяснилось, что туманность расширяется со скоростью ≈1000 км/с. Ее расширение началось с момента вспышки сверхновой звезды. Газ, образующий туманность, был выброшен ею при вспышке. Позднее оказалось, что Крабовидная туманность является одним из мощнейших источников радиоизлучения. Оно вызывается тем, что имеющееся в туманности магнитное поле тормозит электроны, рожденные при взрыве звезды и движущиеся со скоростью, близкой к скорости света. Такое радиоизлучение электронов в магнитном поле называется нетепловым или синхротронным. Крабовидная туманность оказалась также и одним из наиболее мощных космических источников ренгтеновских лучей.
Рис. 80. Крабовидная туманность — остаток сверхновой звезды, вспыхнувшей в созвездии Тельца в 1054 г.
На месте вспышек других «близких» сверхновых звезд также найдены радиоизлучающие и расширяющиеся туманности. Вспышки сверхновых звезд — грандиознейшие и редчайшие из катастроф, происходящих с небесными телами.
Изучение всех переменных и новых звезд крайне важно для понимания природы и эволюции звезд вообще, так как переменные и особенно новые звезды находятся на поворотных этапах своего развития. Кроме того, происходящие у этих звезд изменения легко наблюдаемы, а у обычных звезд нет, так как их изменения слишком медленны.
Упражнение 23
1. У новых звезд яркость обычно возрастает при примерно постоянной температуре вследствие вздутия фотосферы. Если изменение яркости новой звезды составляет 10 звездных величин, то во сколько раз изменился радиус звезды?
2. На каком расстоянии от центра галактики в проекции на небо находится сверхновая звезда (рис. 79), если видимый диаметр галактики 2′, а расстояние от нее 10 7 пк?
Источник
Переменные нестационарные звезды цефеиды маяки вселенной
§ 24. П еременные и нестационарные звёзды
Н аряду с исследованиями двойных звёзд важную роль в развитии представлений о физической природе звёзд сыграли исследования переменных звёзд . В отличие от затменных переменных, речь идёт о физических переменных звёздах, у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде. В настоящее время известно несколько десятков тысяч переменных звёзд различных типов. Светимость некоторых меняется строго периодически, у других периодичность часто нарушается или не соблюдается так строго, а есть и такие, у которых светимость меняется неправильным образом, и пока не удалось найти определённых закономерностей в этих изменениях.
1. Пульсирующие переменные
Рис. 5.23. Кривая блеска δ Цефея
К числу переменных звёзд со строгой периодичностью принадлежат прежде всего цефеиды . Они получили это название потому, что первой среди звёзд этого типа была открыта δ Цефея. Эта классическая цефеида меняет свою светимость с периодом 5,37 суток, а амплитуда изменения светимости примерно одна звёздная величина (рис. 5.23). Как правило, у цефеид эта амплитуда не превышает 1,5 звёздной величины, зато периоды изменения светимости весьма различны: от десятков минут до нескольких десятков суток, причём этот период у них долгие годы сохраняется постоянным.
Рис. 5.24. Графики изменения светимости, лучевой скорости и температуры цефеид
Изучение спектров цефеид показало, что изменение светимости сопровождается изменениями температуры и лучевой скорости (рис. 5.24). Эти данные показывают, что причиной всему является пульсация наружных слоёв звезды. Они периодически то расширяются, то сжимаются. При сжатии звезда нагревается и становится ярче, при расширении её светимость уменьшается. По сути дела, цефеида — это природная автоколебательная система, «сферический маятник», который имеет собственную частоту (период) колебаний.
Ещё в начале XX в. было замечено: чем ярче цефеида, тем продолжительнее период изменения её светимости. Зависимость «период — светимость», существующая у цефеид (рис. 5.25), используется для определения расстояний в астрономии. Получив из наблюдений период изменения светимости цефеиды, можно узнать её светимость, вычислить абсолютную звёздную величину M , а сравнив её с видимой звёздной величиной m , вычислить расстояние до звезды по формуле:
lg D = 0,2( m – M ) + 1.
Рис. 5.25. Зависимость «период — светимость» цефеид
Рис. 5.26. Кривые блеска неправильных переменных звёзд
Цефеиды — это звёзды-сверхгиганты, они обладают высокой светимостью. Так, например, светимость цефеиды с периодом 50 суток в 10 тыс. раз больше, чем у Солнца. Они заметны даже в других галактиках, поэтому цефеиды, которые можно использовать для определения таких больших расстояний, когда годичный параллакс невозможно измерить, часто называют «маяками Вселенной».
Звёзды, пульсация которых происходит с периодом, большим, чем у цефеид, называются долгопериодическими.
Период изменения светимости у них не выдерживается так строго, как у цефеид, и составляет в среднем от нескольких месяцев до полутора лет, а светимость меняется очень значительно — на несколько звёздных величин. Эти звёзды типа Миры ( ο Кита) являются красными гигантами с весьма протяжённой и холодной атмосферой.
У некоторых звёзд, светимость которых долгое время оставалась практически постоянной, она вдруг неожиданно падает, а через некоторое время опять восстанавливается на прежнем уровне (рис. 5.26). Поскольку в атмосферах таких звёзд наблюдается повышенное содержание углерода, принято считать, что причиной уменьшения светимости является образование гигантских облаков сажи, поглощающих свет.
2. Новые и сверхновые звёзды
Н ачиная с глубокой древности, в исторических летописях разных народов неоднократно отмечены случаи появления звёзд, видимых невооружённым глазом на том месте, где их прежде не было. Особенно удивительными были эти «новые» звёзды, когда они становились столь яркими, что могли наблюдаться даже днём. Затем их свет постепенно, в течение нескольких месяцев ослабевал настолько, что звезду уже нельзя было видеть невооружённым глазом. Например, в китайских и японских хрониках сохранились сведения о «звезде-гостье», которая вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 г. и в течение трёх недель была видна днём, а через год совершенно «исчезла». В 1572 г. учитель Кеплера Тихо Браге наблюдал в созвездии Кассиопеи новую звезду, которая была ярче Венеры. В 1604 г. уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца.
В XX в. тщательные наблюдения за звёздным небом с применением фотографии позволили установить, что такие неожиданные вспышки наблюдаются у звёзд, которые до этого долгое время оставались слабыми и не привлекали к себе внимание астрономов. В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звёзды. У новых звёзд светимость возрастает на 12—13 звёздных величин и выделяется энергия до 10 39 Дж. Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального значения светимости может длиться годами (рис. 5.27). Долгое время причины вспышек новых звёзд оставались непонятными. Положение изменилось, когда в 1954 г. было обнаружено, что одна из новых звёзд (DQ Геркулеса) является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов — белый карлик, а другой — красная звезда главной последовательности. Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. По мере накопления водорода плотность и температура внешних слоёв белого карлика возрастает, создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Они происходят настолько быстро, что приобретают характер взрыва. При этом внешние слои звезды, составляющие небольшую часть её массы, расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение и наблюдается как вспышка новой звезды. Такое явление может повторяться с тесными двойными звёздами неоднократно: у одних через тысячи, у других с изменением светимости на 4—5 звёздных величин через несколько десятков лет.
Рис. 5.27. Кривые блеска новых звёзд
Но в некоторых случаях такой процесс может привести к катастрофе. Если при перетекании вещества масса белого карлика превысит предельную (примерно 1,4 массы Солнца), то происходит взрыв. Термоядерные реакции превращения углерода и кислорода в железо и никель, которые идут с огромной скоростью, могут полностью разрушить звезду. Происходит вспышка сверхновой.
Вспышка сверхновой звёзды — гигантский по своим масштабам взрыв звезды, при котором её светимость в течение нескольких суток возрастает в сотни миллионов раз. При вспышке выделяется энергия порядка 10 46 Дж, что примерно равно энергии, которую Солнце может излучить за всё время своего существования.
Другие сверхновые звёзды (их ещё называют сверхновыми II типа) представляли собой массивные звёзды на поздних этапах своей эволюции. Теоретические расчёты, результаты которых хорошо согласуются с наблюдательными данными, позволили составить достаточно полное представление о процессах, происходящих в тех сверхновых звёздах, масса которых в десятки раз превосходит массу Солнца. К моменту вспышки в них полностью исчерпаны возможности протекания термоядерных реакций. Эволюция таких массивных звёзд — это непрерывно ускоряющийся процесс увеличения температуры и плотности в ядре звезды.
На протяжении большей части жизни любой звезды основным источником её энергии служит термоядерный синтез гелия из водорода. В звёздах с большой массой эта стадия длится несколько миллионов лет. Когда запасы водорода в звёздном ядре истощаются, оно сжимается и разогревается настолько, что из гелия начинает синтезироваться углерод. Эта стадия занимает около 500 тыс. лет. Затем во всё более нарастающем темпе последовательно проходят реакции синтеза, в которых участвуют углерод (600 лет), неон (1 год), кислород (6 месяцев) и, наконец, кремний. На последней стадии, которая длится всего сутки, из кремния синтезируется железо. Ядро железа связано сильнее других ядер, поэтому дальнейший синтез становится невозможным, поскольку при этом энергия должна была бы не выделяться, а поглощаться. Лишённое источников энергии ядро не может противостоять гравитационным силам и коллапсирует (катастрофически сжимается) за несколько миллисекунд. На конечной стадии коллапса центральная часть ядра звезды сжимается до плотности ядерного вещества.
Вскоре после того, как ядро прекратит сжиматься, наружные слои звезды, которые не участвовали в этом катастрофическом сжатии, упадут на него. При ударе о ядро плотность и температура вещества этих слоёв резко возрастут. Это порождает мощную ударную волну, которая движется наружу со скоростью не менее 30 тыс. км/с и срывает со звезды большую часть массы. В некоторых случаях вещество полностью рассеивается в космическом пространстве, а иногда на месте звезды остаётся плотный остаток её ядра.
В 1967 г. выводы теории получили весьма неожиданное подтверждение. В созвездии Лисички группа английских радиоастрономов обнаружила источник необычных радиосигналов: импульсы продолжительностью около 0,3 с повторялись через каждые 1,34 с, причём периодичность импульсов выдерживалась с точностью до 10 –10 с. Так был открыт первый пульсар , которых в настоящее время известно уже около 500.
Сразу же после открытия пульсаров было высказано предположение о том, что они являются быстровращающимися нейтронными звёздами . Излучение пульсара, которое испускается в узком конусе, наблюдатель видит лишь в том случае, когда при вращении звезды этот конус направлен на него подобно свету маяка. Вещество пульсаров состоит из нейтронов, образовавшихся при соединении протонов с электронами, тесно прижатых друг к другу гравитационными силами. Диаметры таких нейтронных звёзд всего 20—30 км, а плотность близка к ядерной и может превышать 10 18 кг/м 3 . Таким образом, нейтронные звёзды являются одним из тех объектов во Вселенной, которые предоставляют учёным возможность изучать поведение вещества в условиях, пока недостижимых в земных лабораториях.
Рис. 5.28. Пульсар в Крабовидной туманности
Исследования показали, что пульсары являются остатками сверхновых звёзд. Один из пульсаров был обнаружен в Крабовидной туманности, которая наблюдается на месте вспышки сверхновой в 1054 г. Его излучение в оптическом, радио- и рентгеновском диапазонах излучения меняется с периодом, равным 0,033 с (рис. 5.28).
Наиболее уникальные объекты, получившие название чёрных дыр , должны возникать, согласно теории, на конечной стадии эволюции звёзд, масса которых значительно превышает солнечную. У объекта такой массы, который сжимается до размеров в несколько километров, поле тяготения оказывается столь сильным, что вторая космическая скорость в его окрестности должна была бы превышать скорость света. Стало быть, чёрную дыру не могут покинуть ни частицы, ни даже излучение — она становится невидимой. Возможность обнаружить такой объект существует лишь в том случае, когда чёрная дыра оказывается одним из компонентов тесной двойной звёздной системы. Мощное гравитационное поле чёрной дыры способно вызвать падение на неё газа из атмосферы другой звезды, входящей в эту систему. Газ при падении на чёрную дыру нагревается до высокой температуры и даёт рентгеновское излучение. Именно это излучение и позволяет обнаружить существование чёрной дыры. В настоящее время известно несколько десятков рентгеновских источников, в состав которых могут входить чёрные дыры. Наиболее вероятным «кандидатом» среди них считается Лебедь Х-1.
Белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры являются конечными стадиями эволюции звёзд различной массы. Из вещества, которое было потеряно ими, в последующем могут образовываться звёзды нового поколения. Процесс формирования и развития звёзд рассматривается в настоящее время как один из важнейших процессов эволюции звёздных систем — галактик — и Вселенной в целом.
В опросы 1. Перечислите известные вам типы переменных звёзд. 2. Перечислите возможные конечные стадии эволюции звёзд. 3. В чём причина изменения блеска цефеид? 4. Почему цефеиды называют «маяками Вселенной»? 5. Что такое пульсары? 6. Может ли Солнце вспыхнуть, как новая или сверхновая звезда? Почему?
Источник