АССОЦИАЦИЯ АСТРОНОМОВ - ЛЮБИТЕЛЕЙ

Главная

Содержание

Ссылки

Гостевая книга

Переменные звезды

Александр Капитанов

В даный момент переменные звезды очень внимательно изучаются астрономами. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность опреить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и характеристики различных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость "период - светимость", обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а, следовательно, и расстояние до нее. Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения.

Общие характеристики звезд

Звезды - огромные газовые шары, подобные нашему Солнцу, светящиеся за счет идущих в их недрах ядерных реакций синтеза. Звезды - яркий самосветящийся газовый шар, в горячем ядре которого в ходе процессов ядерного синтеза генерируется энергия. Минимальная масса, которая требуется для образования звезды, составляет около одной двадцатой массы Солнца. Ниже этого предела гравитационная энергия, высвобождающаяся при уплотнении массы, недостаточна, чтобы поднять температуру до уровня, при котором может начаться реакция превращения водорода в гелий. Масса наиболее массивных из известных звезд составляет до 100 солнечных масс. Именно масса представляет собой тот основной фактор, который определяет температуру и светимость звезды в течение всего периода ее существования как звезды главной последовательности (когда ядерным топливом в ее ядре является водород). В химическом составе звезд преобладает водород, а другой основной компонентой является гелий. В Солнце, которое во многих отношениях представляет собой типичную звезду, содержится 94% атомов водорода и 5,9% гелия (на долю всех других элементов приходится 0,1%). По весу водород составляет 73%; 25% - гелий, 0,8% - углерод и 0,3% - кислород, а оставшиеся 0,9% - все другие элементы.
Изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания. Звезды образуются в газопылевых облаках межзвездной среды скоплений. Вещество протозвезды уплотняется и коллапсирует, в результате чего высвобождается гравитационная энергия и ядро нагревается до тех пор, пока температура не станет достаточно высокой для поддержания ядерных реакций превращения водорода в гелий. Время протекания такого процесса сильно зависит от массы протозвезды. Так, для звезды массой в 10 солнечных масс требуется всего 300000 лет, что ничтожно мало по сравнению с 30 млн. лет для звезды с массой Солнца. Горение водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива. В течение этой фазы звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела
Схематическая диаграмма показывает главную
последовательность и области занимаемые звездами на разных стадиях развития.
Приведена зависимость абсолютной звездной величины от индекса цветности.
Прерывистые линии объединяют звезды одинакового спектрального типа

Как и ранее, здесь масштабы времени резко уменьшаются с увеличением массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд. лет (около половины которого уже прошло), а для звезды в три раза более массивной - только 500 млн. лет. Когда при исчерпании всего топлива горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Инертное ядро начинает быстро сжиматься, и в этом процессе высвобождается гравитационная энергия. Это приводит к нагреванию окружающих слоев водорода до той точки, когда вновь возобновляется горение водорода, но уже не в ядре, а окружающей его оболочке. Выделение энергии вызывает "отталкивание" внешних слоев звезды, которые уходят все дальше и дальше. Звезда становится красным гигантом. При расширении газ охлаждается, но увеличение размера приводит к тому, что светимость звезды остается более или менее постоянной. В это время гелиевое ядро продолжает сжиматься, пока в нем не достигается температура в сотни миллионов градусов, достаточно высокая для того, чтобы запустить процесс превращения гелия в углерод и кислород. Начинается горение гелия. Дальнейшая судьба звезды (после того, как весь гелий в ядре будет израсходован) зависит от ее массы. В массивных звездах каждый раз, когда очередной вид топлива истощается, происходит повышение температуры, достаточное для того, чтобы загорелось новое, более тяжелое топливо. В результате может возникнуть такая ситуация, что центральное ядро становится железным, а вокруг него в последовательных оболочках одновременно горят кремний, кислород, углерод, гелий и водород. В конце концов, когда у звезды образовалось железное ядро с массой примерно равной солнечной массе, новые реакции горения становятся невозможными. На этой стадии сжатие ядра продолжается до тех пор, пока не произойдет катастрофический взрыв сверхновой. Оставшееся "голое" ядро становится нейтронной звездой. В звездах с меньшей массой (таких, как Солнце) центральная температура никогда не становится достаточно высокой, чтобы зажечь водород и гелий во внешних концентрических оболочках. Развивается неустойчивость, которая приводит к отделению внешних слоев звезды от ядра. Образуется расширяющаяся газовая оболочка, называемая планетарной туманностью, которая постепенно рассеивается в пространстве. Существенная часть массы большинства звезд, вероятно, теряется в виде звездного ветра, что особенно выражено на еще более поздних стадиях эволюции. Оставшееся ядро охлаждается и сокращается, становясь все более плотным, пока не достигнет примерно размеров Земли. Вещество вырождается. Образуется белый карлик, который не имеет внутреннего источника энергии и поэтому продолжает охлаждаться. Эволюционное изменение звезды можно продемонстрировать с помощью эволюционного трека на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. На иллюстрации такой трек показан для Солнца.

Диаграммы Герцшпрунга-Рессела, построенные для звездных скоплений, иллюстрируют влияние массы на скорость эволюции звезд. Их можно использовать и для определения возраста скопления. Описанная схема эволюции построена для одиночных звезд. Членство в двойной или кратной системе может сильно повлиять на процесс эволюции звезды, поскольку при этом может иметь место передача массы.

Переменные звезды

        Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих - вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию. Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с очень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в нашей Галактике около 40000, а в других галактиках - более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.
        Переменные звезды делятся на два больших класса: геометрические и физические переменные.
        Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Геометрические переменные звезды

Тесные пары звезд, видимая звездная величина которых меняется в результате периодически наступающих затмений одного компонента другим, называются затменными переменными (затменно-двойными) звездами. При этом звезда, имеющая большую светимость, называется главной, а имеющая меньшую светимость - ее спутником.
Изменение суммарного блеска системы со временем называется кривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наибольший блеск (наименьшую видимую звездную величину), называется эпохой максимума, а момент наименьшего блеска - эпохой минимума. Разность звездных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными минимумами - периодом переменности. В зависимости от формы кривых блеска затменные переменные подразделяются на следующие подклассы:

звезды типа Алголя (бетта Персея), у которых между резко выраженными главными и вторичными минимумами блеск остается практически неизменным;
звезды типа бетты Лиры, у которых на протяжении одного периода наблюдается два минимума различной глубины, а в промежутках между ними блеск непрерывно изменяется;
звезды типа W Большой Медведицы, кривые блеска которых похожи на кривые блеска звезд типа бетты Лиры, но главный и вторичный минимумы почти одинаковы по глубине.

        У известных в настоящее время затменных переменных звезд периоды находятся в пределах от 81,5 минуты до 57 лет. Всего затменных переменных (их еще называют фотометрическими переменными) известно более 3000.
        Изучение кривой блеска затменной переменной звезды позволяет определить следующие элементы орбиты системы: i - наклонение плоскости орбиты, P - период, e - эксцентриситет, l_п - долготу периастра, T_o - эпоху главного минимума. По продолжительности минимумов можно установить радиусы компонентов, выраженные в долях большой полуоси орбиты. При полных затмениях по отношению глубин минимумов находятся отношения светимостей компонентов, а при известном параллаксе и абсолютные значения светимостей. Если звезда к тому же наблюдается как спектрально-двойная, то определяется и масса каждого компонента в отдельности.
        Особый интерес представляет изучение небольшой группы затменно-двойных звезд, в которых один из компонентов является красным гигантом или сверхгигантом, а другой - звездой главной последовательности. Типичным примером этой группы звезд является гамма Возничего (период 27 лет). Здесь главная звезда - красный гигант спектрального класса К5, спутник - звезда класса B8V. Затмения главной звезды спутником обнаружить не удается. В начале же и в конце затмения спутника главной звездой в ее спектре появляются линии поглощения Н и К ионизованного кальция, причем в начале затмения они смещены к красному концу спектра, а в конце - к фиолетовому. Это свидетельствует о вращении звезды - красного гиганта вокруг своей оси, через атмосферу которого проходит излучение спутника. Исследование спектрограмм звезды, полученных во время затмения и вне его, позволяет изучать строение атмосферы красного гиганта.

Физичеcкие переменные звезды

Физическими переменными называются звезды, переменность блеска которых обусловлена процессами, происходящими в их недрах.
К настоящему времени открыто около 30000 физических переменных звезд. В зависимости от характера переменности их принято подразделять на две основные группы:

пульсирующие переменные, у которых изменения блеска связаны с колебаниями их радиусов и эффективной температуры около некоторых средних значений;
эруптивные звезды, изменения блеска которых связаны с внезапным выделением энергии в результате взрывоподобного процесса.

        К физическим переменным условно относят также открытые недавно пульсары и галактические источники рентгеновского излучения.
        Отдельные типы переменных звезд принято называть по названию звезды-прототипа (например, звезды типа W Девы, типа T тельца и т.д.)
        Переменные звезды типа дельты Цефея названы цефеидами, звезды типа Миры Кита - миридами, звезды типа RR Лиры - лиридами.

Пульсирующие переменные звезды

        Эта группа звезд подразделяется на несколько типов: цефеиды, звезды типа W Девы, лириды, долгопериодические переменные, полуправильные переменные и др. Общее число известных пульсирующих звезд достигает 15000.
        Цефеиды. Для цефеид характерны ритмичные (с точностью хорошего часового механизма) изменения блеска с амплитудами от 0^m,1 до 2^m,0 и периодами от 1 до 70 суток, причем период большинства звезд этого типа близок к 7 суткам. Средняя абсолютная звездная величина цефеид M = -3^m они являются сверхгигантами спектральных классов F и G. Средние плотности вещества цефеид составляют около 10^-5 г/см³. Типичными представителем и прототипом цефеид является звезда дельта Цефея.
        Зависимость звездной величины цефеид от времени (или от фазы) - кривая блеска - имеет несимметричный вид: у звезды происходит относительно быстрое нарастание блеска и несколько замедленный его спад. При этом форма кривой блеска существенно зависит от величины периода его изменения. В фазе с кривой блеска изменяется и эффективная температура, а также спектральный класс звезды: в минимуме блеска она холоднее, и ее спектральный класс тем более поздний, чем больше период переменности.
        Измеряя смещение линий в спектре цефеиды, можно получить кривую лучевых скоростей, которая является зеркальным отображением кривой блеска. Она свидетельствует о том, что внешние слои звезды, в которых происходит образование спектральных линий, колеблется около среднего положения равновесия, достигая наибольшей скорости около 20 км/с. Кривая лучевых скоростей позволяет рассчитать величину отклонения радиуса звезды R от его среднего значения.
        Сопоставление кривой блеска с кривой лучевых скоростей может создать впечатление, что максимум блеска звезды наступает при наибольшей скорости ее расширения. В действительности же происходит сдвиг фаз пульсаций фотосферы и внешних слоев атмосферы звезды, по линиям поглощения которых определяется лучевая скорость: при наибольшем сжатии фотосферы (максимум блеска) внешние слои атмосферы находятся в движении. У различных звезд-цефеид этот сдвиг неодинаков.
        При пульсации радиус цефеид изменяется в пределах примерно ±0,05 от своего среднего значения. В частности, у дельты Цефея радиус R = 53R_солнца, а его изменение составляет дельта R = 2R_солнца = 1,4 * 10⁶ км.
        В 1910 году американский астроном Г. Ливитт, изучая цефеиды, расположенные в ближайшей к нам звездной системе - Малом Магеллановом Облаке, обнаружила, что цефеиды с большим блеском имеют больший период колебаний. Так как цефеиды в этом Облаке находятся на одинаковом расстоянии от Земли, то это открытие указывало на существование зависимости между периодом их пульсаций и светимостью. Дальнейшие исследования показали, что между средней абсолютной величиной
и периодом пульсации Р имеется зависимость, которая в визуальных лучах принимает вид
где Р выражен в сутках.
        Следует отметить, что определение абсолютных звездных величин цефеид связано с большими трудностями, так как ближайшие цефеиды расположены на расстояниях свыше 250 парсек и для них неприменим метод определения расстояний по тригонометрическим параллаксам. Для определения расстояний до цефеид используют менее точные косвенные методы, например метод спектральных параллаксов.
        Долгое время к цефеидам причисляли переменные звезды типа W Девы, периоды изменения блеска которых находятся примерно в тех же пределах - от 2 до 75 суток. В 1952 году было установлено, что светимости этих звезд на 1^m,5 - 2^m ниже светимостей цефеид. Оказалось также, что пространственное распределение обоих классов неодинаково: цефеиды в основном сосредоточены в плоскости Млечного Пути, тогда как звезды типа W Девы распределены почти равномерно по всему небу. По этой причине их выделили в отдельный тип переменных звезд. Для них существует также зависимость между периодом и светимостью.

        Лириды. Звезды типа RR Лиры раньше именовались короткопериодическими цефеидами. Периоды изменения блеска у этих звезд лежат в пределах от 80 минут до 1,2 суток, а амплитуды изменения блеска достигают 1^m. Лириды являются гигантами спектрального класса А, их светимость примерно в 100 раз больше светимости Солнца, средняя плотность вещества в них около 0,01 г/см³, и встречаются они главным образом в шаровых звездных скоплениях. Общее число известных лирид достигает 8000, тогда как число известных звезд типа дельты Цефея и W Девы около 700.
        Цефеиды, звезды типов W девы и RR Лиры - звезды большой светимости и могут быть обнаружены на очень больших расстояниях. Получая из наблюдений изменения видимой звездной величины и период пульсаций, рассчитывают по зависимости период-светимость абсолютную звездную величину и по формуле - фотометрический параллакс. Тем самым определяется расстояние до объектов, в которых находятся цефеиды. Поэтому цефеиды получили название маяков Вселенной.

        Другие типы пульсирующих переменных. Около 40 переменных звезд спектральных классов В1 - В3, которые на диаграмме "спектр-светимость" располагаются несколько выше главной последовательности, образуют группу звезд типа бетты Большого Пса (или бетты Цефея). Амплитуда изменений блеска этих звезд не превышает 0^m,2, а периоды пульсаций лежат в пределах от 3 до 6^ч. С таким же периодом меняется кривая лучевых скоростей; изменения лучевых скоростей лежат в пределах от 5 до 160 км/с. В отличие от цефеид у этих звезд наблюдается два-три скачкообразных изменения лучевых скоростей в течение периода. Такие изменения лучевых скоростей связывают с повторяющимися выбросами газовых оболочек. Средние плотности вещества в этих звездах составляют 10^-2 - 10^-3 г/см³.
        Известно около 100 пульсирующих переменных звезд типа RV тельца, относящихся к сверхгигантам спектральных классов G - M, периоды пульсаций которых лежат в пределах от 30 до 150 суток, а амплитуды изменений блеска не превышают 3^m. Средние радиусы этих звезд составляют сотни радиусов Солнца, средние плотности меняются в пределах от 10^-4 до 10^-6 г/см³ при переходе от звезд с коротким периодом к звездам с большим периодом. Из-за пульсаций радиус звезды меняется на ± 50 млн.км. Изменение лучевой скорости звезды носит скачкообразный характер, что указывает на выбросоподобный характер движения газа в этих звездах.
        Более длительные периоды изменений блеска - от 70 до 1400 суток - характерны для переменных звезд типа Миры Кита - сверхгигантов спектральных классов M, C, S. Амплитуда изменений их блеска составляет от 3 до 10^m. Хотя общий характер переменности у этих звезд остается постоянным, формы кривых блеска, амплитуда и промежутки времени между двумя последовательными максимумами меняются от цикла к циклу. Во многих случаях у этих долгопериодических переменных вскоре после максимума блеска наблюдаются эмиссионные линии водорода, Fe I, Fe II и других химических элементов, что указывает на выбросы в холодные атмосферы этих звезд горячего газа, излучающего эти эмиссионные линии.
        С помощью звездного интерферометра Майкельсона непосредственно был измерен радиус Миры Кита, который оказался равным 400 R_солнца. Так как ее масса приблизительно равна 10 М_солнца, то средняя плотность вещества в ней p = 10^-8 г/см³.
        В отдельную группу выделены полуправильные переменные звезды - гиганты и сверхгиганты класса М, у которых изменения блеска с амплитудой менее 2^m происходят за время от 30 до 1000 суток. У этих звезд не наблюдается четко выраженный период.
        Характерной особенностью всех пульсирующих переменных является увеличение периода пульсаций с уменьшением средней плотности звезды.

Эруптивные переменные звезды

        Под этим названием объединяют большую группу звезд, у которых наблюдается нерегулярные во времени и большие по амплитуде изменения блеска. Эти изменения могут быть связаны с различного рода выбросами вещества из звезды - эрупциями (звезды типа Т тельца, UV Кита и др.) либо взрывоподобными явлениями (новые и сверхновые звезды).
        Звезды типа Т Тельца относятся к звездам спектральных классов F - G. На диаграмме "спектр-светимость" они расположены на 1 - 2^m выше звезд главной последовательности того же спектрального класса. У этих звезд, блеск которых не меняется в течение длительных промежутков времени, наблюдаются быстрые неправильные изменения блеска. При этом блеск звезды может увеличиться на 3^m. В спектрах этих звезд наблюдаются эмиссионные линии, характерные для солнечной хромосферы, а в ультрафиолетовом диапазоне - непрерывное излучение нетепловой природы. Смещение спектральных линий поглощения в красную сторону, а эмиссионных - в фиолетовую указывает на бурные движения вещества в атмосферах этих звезд. Холодные массы падают на звезду, а горячие выбрасываются наружу.
        Звезды типа UV Кита - карлики спектральных классов К и М - иногда испытывают кратковременные вспышки с амплитудой от 1 до 6^m. Характер вспышек имеет много общего с солнечными.
        Общим для звезд этих типов является их распределение в пространстве. Они обычно встречаются в основном группами (получившими название Т-ассоциаций) в пределах больших газо-пылевых туманностей.
        Новые звезды. Новыми звездами принято называть горячие карликовые звезды спектральных классов О - В, которые до вспышки имеют абсолютную визуальную звездную величину M = 4^m - 5^m. Во время вспышки они внезапно (на протяжении 1 - 100 дней) увеличивают свой блеск на 7 - 16^m (их светимость увеличивается в 100 - 1000000 раз), после чего медленно (в течение нескольких лет) ослабевают до первоначального блеска. За время вспышки новая излучает около 10³⁸ Дж. Через несколько лет после вспышки на месте новой наблюдается расширяющаяся со скоростью около 1000 км/с газовая оболочка, масса которой составляет 10^-3 - 10^-4 М_солнца. Наличие расширяющейся оболочки указывает на то, что при взрыве новой звезды сбрасываются ее внешние слои и при этом в форме кинетической энергии сброшенной оболочки выделяется также около 10³⁸ - 10³⁹ Дж.
        В процессе развития вспышки новой звезды меняется не только блеск, но и характер ее спектра. Так, перед максимумом блеска спектр звезды имеет все признаки спектра сверхгиганта класса А или F - узкие линии, которые смещены в фиолетовую сторону, указывая на расширение атмосферы. На ранних стадиях вспышки новой звезды фотосфера начинает расширяться. Радиус звезды растет, но эффективная температура практически не меняется. Поэтому увеличение светимости новой звезды в основном связано только с увеличением площади ее поверхности. По мере расширения звезда сбрасывает внешние слои, образуя расширяющуюся оболочку, плотность которой быстро уменьшается из-за расширения. После достижения максимума блеска оболочка становится прозрачной для непрерывного излучения находящейся внутри нее звезды, имеющей все признаки спектров звезд класса В. Начиная с этого момента блеск новой начинает быстро убывать, так как вклад в излучение новой дает центральная звезда, а не оболочка. В спектре звезды на этой стадии линии поглощения исчезают, в нем остаются лишь типичные для газовых туманностей широкие эмиссионные полосы и линии водорода, гелия и многократно ионизированных металлов. Все это объясняется уменьшением плотности в расширяющейся оболочке, которая нагревается ультрафиолетовым излучением центральной, оставшейся после взрыва звезды. Через много лет сброшенная оболочка рассеивается в межзвездном пространстве, а звезда возвращается в свое первоначальное состояние.
        В последние годы наблюдениями установлено, что новые звезды являются тесными двойными системами, состоящими из звезды позднего спектрального класса и горячей звезды спектрального класса О - В, окруженных плотной газовой оболочкой. Именно двойственность и является причиной вспышек новых, причем вспыхивает горячая звезда, масса которой порядка (1 - 0,1) М_солнца.
        Так, в 1954 году было обнаружено, что бывшая новая звезда в созвездии Геркулеса (новая 1934 г.) - тесная двойная звезда с периодом обращения компонентов вокруг общего центра масс, равным 4^ч 39^м. Один из компонентов этой звезды - белый карлик, а другой - красный карлик. Суммарная масса системы примерно 2 M_солнца. По третьему обобщенному закону Кеплера расстояние между компонентами оценено в 300000 км.
        Вспышки новых звезд - довольно частое явление: ежегодно на небе наблюдаются две-три новые звезды. Если учесть, что видны только ближайшие из них, то в нашей Галактике за год должно вспыхивать около 200 новых звезд. Около 250 новых звезд зарегистрировано и в одной из ближайших к нам звездных систем - туманности Андромеды.
        К типичным новым звездам по характеру изменения блеска примыкают повторные новые, у которых вспышки повторяются через несколько десятков лет. Советские астрономы П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркин установили, что средний промежуток между вспышками повторных новых звезд возрастает с увеличением амплитуды вспышки. Они предсказали на 1946 г. повторную вспышку звезды Т Северной Короны, ранее вспыхнувшую в 1866 г. Это предсказание подтвердилось. Энергия вспышки таких звезд достигает 10³⁵ - 10³⁶ Дж.
        К новым и повторным новым звездам близки вспыхивающие звезды типа U Близнецов - карликовые новые звезды, вспышки которых с амплитудой в 2^m - 6^m повторяются через десятки дней. Повторные новые и звезды типа U Близнецов также оказались тесными двойными системами, в которых вспыхивает компонент - белый карлик.
        Сверхновые звезды. Новые звезды - довольно частое явление. Благодаря высокой светимости их удается наблюдать в других галактиках. Например, новые звезды, вспыхивающие в туманности Андромеды, находящейся на расстоянии около 600 кпс, видны в максимуме блеска как звезды 17 - 18^m.
        В 1885 году в туманности Андромеды (галактика М 31) была обнаружена вспышка звезды, видимый блеск которой в максимуме составлял 6^m,5, а абсолютная звездная величина М = -17^m,4. Сама туманность, содержащая около 1011 звезд, имеет звездную величину около 4^m,5, т.е. вспыхнувшая звезда была только в 6,25 раза слабее всей туманности и в 10⁴ - 10⁵ ярче вспыхивающих в ней новых звезд. Эти звезды получили название сверхновых звезд. В нашей Галактике в среднем вспыхивает одна сверхновая звезда примерно за 300 лет. Последний раз вспышка сверхновой наблюдалась в 1604 г. (Сверхновая Кеплера).
        Абсолютная величина сверхновых звезд в максимуме блеска достигает -19^m и даже -21^m; в это время их светимость в миллиарды раз превышает светимость Солнца. Общее количество энергии, излучаемой за время вспышки, составляет около 10⁴² - 10⁴⁴ Дж.
        По кривым блеска сверхновые подразделяются на два типа. У сверхновых I типа (их принято обозначать SN I) блеск поддерживается на уровне максимального около недели. Далее, на протяжении около 25 дней, он уменьшается со скоростью 0^m,1 в сутки, после чего спад блеска звезды резко замедляется. Примерно через 70 дней после максимума блеска и вплоть до наступления невидимости звезды падение блеска происходит с постоянной скоростью 0^m,014 в сутки. Светимость звезды уменьшается по экспоненциальному закону вдвое за каждые 55 суток.
        Характерной особенностью спектров сверхновых звезд I типа является присутствие в них сильно расширенных линий поглощения. Их исследование приводит к выводу, что при вспышке со звезды сбрасывается оболочка массой около 0,3 М_солнца, которая со скоростью 10000 - 20000 км/с расширяется в межзвездное пространство.
        Экспоненциальный спад светимости после максимума блеска у SN I можно объяснить радиоактивным распадом изотопов, которые образуются во время взрыва. В качестве таких изотопов рассматривали ⁷Be, ⁵⁶Co, ²⁵⁴Cf и др., периоды полураспада которых составляют около 50 дней.
        У сверхновых второго типа (SN II) светимость поддерживается на максимальном уровне около 20 дней. Далее блеск звезды уменьшается на несколько величин, после чего у многих сверхновых он на протяжении нескольких десятков дней остается практически неизменным. После этого наступает заключительная стадия развития вспышки, при которой светимость звезды резко уменьшается. В период после максимума в спектрах сверхновых II типа наблюдаются широкие линии водорода, свидетельствующие о расширении оболочки со скоростью 5000 - 10000 км/с. Масса газа, выброшенного в межзвездную среду, оценивается величиной от 1 до 10 М_солнца. На месте сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г., наблюдается светящаяся туманность (Крабовидная туманность в созвездии Тельца).

        Всего в Галактике обнаружено около 90 остатков сверхновых, причем основная их доля была обнаружена радиоастрономическими методами. Многие из них являются источниками рентгеновского излучения. У трех туманностей - остатков сверхновых (в центре Крабовидной туманности, в туманности Паруса-Х и IC 443) - обнаружены пульсары.

        Пульсары

        Пульсарами (от англ. pulse - импульс) называют источники импульсного радиоизлучения. Первый из этих объектов был открыт случайно в июле 1967 г. группой ученых Кембриджского университета (Англия), использовавших при радионаблюдениях аппаратуру, способную разрешать сигналы длительностью в несколько тысячных долей секунды. У первого пульсара импульса продолжительностью около 0^с,3 повторяются через каждые 1^с,33730110168. Позднее было установлено, что этот период (Р) даже на протяжении полугода выдерживается с точностью до 10^-8 с, хотя амплитуда сигнала меняется, а иногда сигнал на фоне шумов вообще не регистрируется.
        В настоящее время известно около 350 пульсаров. В каталогах их обычно обозначают четырехзначным числом. Первые две цифры означают часы, две следующие - минуты прямого восхождения пульсара. Впереди ставятся две буквы латинского алфавита, указывающие на место открытия м характер объекта. Первый пульсар получил обозначение CP 1919. Здесь буква С означает Кембридж, Р - пульсар, его альфа = 19^ч 19^м. Аналогично пульсар, открытый в Пущино (Россия), обозначен буквами РР, в национальной радиоастрономической обсерватории Грин Бэнк (США) - NP и т.д. В последнее время используют также единое обозначение пульсаров, например PSR 1919 +21, где указано также склонение объекта (дельта = +21^o).
        Периоды большинства пульсаров близки к 0^с,75. Наибольший период Р = 4^с,8 у пульсара в созвездии Центавра, а наименьший Р = 0^с,033 у пульсара NP 0532, находящегося в центре Крабовидной туманности. Продолжительность импульсов составляет от 1 до 10% длительности периода. Наблюдения показывают, что периоды пульсаров со временем медленно увеличивается. В частности, у пульсара NP 0532 он удваивается каждые 2000 лет. Это позволило сделать вывод о том, что, чем меньше период, тем меньше время стадии пульсара. Оценки показывают, что возраст пульсаров, у которых Р = 0^с,5 - 2^с, достигает 10⁶ - 3 * 10⁷ лет.
        Вскоре после открытия пульсара NP 0532 он был отождествлен со звездой 16^m,5, находящейся в центре Крабовидной туманности. Эта звезда пульсирует в оптическом диапазоне с тем же периодом, что и в радиодиапазоне, достигая в максимуме блеска 13^m,9. В другом остатке сверхновой звезды - туманности IC 433 в созвездии Близнецов - обнаружен пульсар PSR 0611 +22. Это позволило предположить, что пульсары имеют скорости около 100 км/с и выше, то при среднем возрасте пульсаров 106 лет они удаляются от места образования (сверхновой) на расстоянии 100 - 1000 световых лет, что на небесной сфере составляет десятки градусов. Поэтому только у трех пульсаров наблюдается непосредственная связь с туманностями - остатками сверхновых звезд.
        Считают, что феномен пульсара связан с вращающейся нейтронной звездой, на поверхности которой находится светящееся "пятно". В такой модели интервал между импульсами соответствует периоду вращения звезды, а продолжительность импульса определяется шириной пучка света от "пятна". При среднем периоде вращения около 0^c,75 и радиусе нейтронной звезды порядка 10 км линейная скорость вращения на экваторе близка к 80 км/с.

        Рентгеновские звезды

        Начиная с 1962 г. было открыто свыше 100 мощных источников рентгеновского излучения - рентгеновских звезд, принадлежащих нашей Галактике. Обозначаются эти объекты следующим образом: сначала записывается созвездие, в котором находится источник, далее - латинская буква Х, символизирующая рентгеновское излучение (икс-лучи), и порядковый номер объекта в этом созвездии.
        Сегодня уже известно, что около 10 рентгеновских источников являются двойными (некоторые из них затменно-переменными в рентгеновском диапазоне) звездными системами, у которых один компонент - нормальная звезда, а другой - компактный объект, который и является рентгеновской звездой, иногда пульсаром. Светимости рентгеновских звезд оцениваются величиной L_x = 10²⁹ - 10³² Вт. Распределение энергии в спектре у всех объектов одинаково, почти всем им присуща быстрая (с характерным временем меньше 0,1 с) переменность излучения. По-видимому, подавляющая часть рентгеновских звезд - это тесные двойные системы, периоды обращения некоторых из них измеряются несколькими днями и даже часами. Установлено, что главные компоненты этих систем заполняют свои критические полости Роша. Если это так, то в системе через внутреннюю точку Лагранжа происходит протекание вещества по направлению ко второму компоненту. Этим последним, по-видимому, является нейтронная звезда, радиус которой равен всего около 10 км, тогда как масса порядка массы Солнца. Поток газа, устремившийся к поверхности нейтронной звезды, достигает в момент встречи с ней скорости порядка 100000 км/с. В результате падения на звезду одного грамма вещества выделяется энергия (причем как раз в рентгеновском диапазоне) около 10¹³ Дж. Для обеспечения светимости рентгеновской звезды L_x 10³⁰ Вт достаточно, чтобы на ее поверхность в каждую секунду падало всего около 10¹⁴ кг газа.
        Если же нейтронная звезда обладает мощным магнитным полем, то оно направляет падающее вещество в область магнитных полюсов. Образующиеся здесь "горячие пятна" в конечном итоге могут привести к образованию рентгеновского пульсара.
        Два таких пульсара исследованы достаточно подробно. Первый из них - рентгеновский источник Геркулес Х-1, период пульсации которого равен 1^с,2378. Вместе с оптической переменной звездой HZ Геркулеса этот пульсар составляет двойную систему, период обращения которой равен 1,7 суток. На протяжении этого же промежутка времени блеск переменной колеблется от 13^m до 15^m. Изменение блеска оптической звезды объясняется ее вращением с периодом 1,7 суток вокруг своей оси и тем, что в ее полусфере, обращенной к рентгеновскому источнику, имеется горячее пятно. Это пятно образует за счет нагрева рентгеновским излучением нейтронной звезды. Замечено также, что из каждых 36 дней пульсар наблюдается лишь 12 дней, остальные 24 дня поток рентгеновского излучения ниже уровня чувствительности приемной аппаратуры. По-видимому, в связи с прецессионным движением нейтронной звезды Земля в это время выходит из диаграммы направленности излучения пульсара. Масса звезды HZ Геркулеса несколько превышает массу Солнца, ее радиус равен 2R_солнца, масса пульсара примерно 1М_солнца.
        Другим рентгеновским пульсаром - компонентом двойной системы - является источник Центавр Х-3. Орбитальный период обращения системы равен 2,087 суток, период импульсного рентгеновского излучения Р = 4,84 с. Этот рентгеновский источник был отождествлен со спектрально-двойной звездой 13^m. Исследования спектра системы привели к выводу, что масса оптической звезды равна примерно 15 М_солнца, ее радиус 7,2 R_солнца. Компонент - источник рентгеновского излучения - имеет массу порядка массы Солнца и представляет собой нейтронную звезду.
        Мощным источником рентгеновского излучения оказался и пульсар NP 0532, у которого в рентгеновском диапазоне на протяжении периода 0^с,033 наблюдаются две вспышки практически одинаковой интенсивности. Расчет показывает, что больше всего энергии (около 10²⁹ Вт) этот пульсар излучает именно в рентгеновском диапазоне, тогда как в оптическом его мощность примерно в 200 раз меньше, а в радиодиапазоне еще в сотни раз меньше.

* * * * *

Краткий астрономический справочник

Протозвезда - звезда в самой ранней стадии образования, когда в межзвездном облаке возникает уплотнение, но ядерные реакции внутри нее еще не начались.

Звездная величина - характеристика видимого блеска звезд. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба - Сириус - минус 1.5.

Галактика - огромная вращающаяся звездная система.

Периастр - точка максимального сближения обеих звезд двойной системы.

Спектрограмма - постоянная регистрация спектра, получаемая фотографически или в цифровой форме при помощи электронного детектора.

Эффективная температура - мера выделения энергии объектом (в частности, звездой), определенная как температура абсолютно черного тела, имеющего такую же полную светимость, что и наблюдаемый объект. Эффективная температура является одной из физических характеристик звезды. Поскольку спектр нормальной звезды подобен спектру абсолютно черного тела, эффективная температура является хорошим показателем температуры ее фотосферы.

Малое Магелланово Облако (ММО) - один из спутников нашей Галактики.

Парсек - единица расстояния, используемая в профессиональной астрономии. Она определяется как расстояние, на котором объект имел бы годичный параллакс, равный одной дуговой секунде. Один парсек эквивалентен 3,0857 * 10¹³ км, 3,2616 световых лет или 206265 а.е.

Параллакс - изменение относительного положения объекта при рассмотрении его с разных точек зрения.

Шаровое звездное скопление - плотное скопление сотен тысяч или даже миллионов звезд, форма которого близка к сферической.

Звездный интерферометр Майкельсона - cерия интерферометрических приборов, построенных A.A. Майкельсоном (1852-1931) для измерения диаметров звезд, которые не могут быть измерены непосредственно с помощью наземных телескопов.

Прямое восхождение (RA) - одна из координат, используемых в экваториальной системе для определения положения объектов на небесной сфере. Представляет собой эквивалент долготы на Земле, но измеряется в часах, минутах и секундах времени в восточном направлении от нулевой точки, в качестве которой принято пересечение небесного экватора и эклиптики, известное как первая точка Овна. Один час прямого восхождения эквивалентен 15 дуговым градусам; это кажущийся угол, который из-за вращения Земли небесная сфера проходит за один час звездного времени.

Пульсирующий (Р) звездообразный (S) (источник) радиоизлучения (R).

Склонение (DEC) - одна из координат, определяющая положение на небесной сфере в экваториальной системе координат. Склонение - эквивалент широты на Земле. Это угловое расстояние, измеряемое в градусах, к северу или югу от небесного экватора. Северное склонение положительно, а южное - отрицательно.

Полость Роша - область пространства в системах двойных звезд, ограниченная поверхностью в форме "песочных часов", на которой лежат точки, где силы гравитации обоих компонентов, действующие на небольшие частицы вещества, равны между собой.

Точки Лагранжа - точки в орбитальной плоскости двух массивных объектов, вращающихся вокруг общего центра тяжести, где частица с пренебрежимо малой массой может оставаться в равновесном положении, т.е. неподвижной. Для двух тел, находящихся на круговых орбитах, имеется пять таких точек, но три из них неустойчивы к малым возмущениям. Две оставшиеся, расположенные на орбите менее массивного тела на угловом расстоянии в 60° по обе стороны от него, устойчивы.

Прецессия - равномерное периодическое движение оси вращения свободно вращающегося тела, когда на него действует вращающий момент, возникающий из-за внешних гравитационных влияний.

На http://erba-a.ru стойка сцп 195.

Сделать страницу стартовой
Добавить сайт в избранное

Гелиос рекомендует: детские куртки интернет магазин магазин свитеров
Крым - это "солнечная земля, подаренная Богами". Фитоэкстракты крымских трав - их эфирные масла вобрали в себя всю целебную силу этого солнечного края.