Змінні зірки – це зірки, блиск яких змінюється. В одних змінних зірок блиск змінюється періодично, в інших спостерігається безладна зміна блиску. До періодичних змінних зірок відносяться, наприклад, затемнені. змінні зірки, які, як ви знаєте, є подвійними системами. Однак, на відміну від них, відомі десятки тисяч одиночних зірок, блиск яких змінюється внаслідок фізичних процесів, що відбуваються на них. Такі зірки називаються фізичними змінними. Їх відкриття і дослідження показали, що різноманіття зірок проявляється у тому, що зірки відрізняються одна від друга масами, розмірами, температурами, світимостями і спектрами, а й у тому, деякі з цих фізичних характеристик залишаються незмінними в тих самих зірок.
Цефеїди
Цефеїди – це дуже поширений та дуже важливий тип фізичних змінних зірок.
Дослідження спектрів цефеїд показує, що поблизу максимуму блиску фотосфери цих зірок наближаються до нас з найбільшою швидкістю, а поблизу мінімуму - з найбільшою швидкістю віддаляються від нас. Це випливає з аналізу зсувів ліній у спектрах цефеїду на основі ефекту Доплера.
Зі рухом фотосфери зірки, а значить, і зі зміною її розмірів ми зустрічаємося вперше. Справді, у Сонця та інших подібних до нього зірок розміри практично не змінюються. Отже, на відміну таких стаціонарних зірок, цефеїди – нестаціонарні зірки. Цефеїди – це пульсуючі зірки, які періодично роздмухуються і стискуються. У процесі пульсації цефеїди змінюється температура її фотосфери. Найвищу температуру зірка має максимум блиску.
Між періодом пульсації довгоперіодичних цефеїд і світністю цих зірок існує залежність, що отримала назву “період-світимість”. обчислити відстань до цефеїди, знаючи зі спостережень її видиму зоряну величину. Так як цефеїди відносяться до зірок-гігантів і надгігантів (тобто тим, які мають величезні розміри та світності), то вони видно з великих відстаней. Виявляючи цефеїди у далеких зоряних системах, можна визначити відстань до цих систем.
Цефеїди не належать до рідко зустрічаються зірок. Ймовірно, багато зірок протягом свого життя деякий час бувають цефеїдами. Тому вивчення цефеїд важливе розуміння еволюції зірок.
Інші фізичні змінні зірки
Цефеїди – це лише один із численних типів фізичних змінних зірок. Перша змінна зірка була відкрита в 1596 р. у сузір'ї Кіта (Світу Кита, або Дивовижна Кита). Це не цефеїд. Її коливання блиску відбуваються з періодом близько 350 д, причому блиск максимум досягає 3 m , а в мінімумі 9 m . Згодом було відкрито багато інших довгоперіодичних зірок типу Світи Китаю.
Переважно це “холодні” зірки – гіганти спектрального класу М. Зміна блиску таких зірок, мабуть, пов'язана з пульсацією та періодичними виверженнями гарячих газів з надр зірки у вищі шари атмосфери.
Не всі фізичних змінних зірок спостерігаються періодичні зміни. Відомо безліч зірок, які відносяться до напівправильних чи навіть неправильних змінних. У таких зірок важко чи взагалі неможливо помітити закономірність у зміні блиску.
Затменно-змінні зірки іноді називають геометричними, маючи на увазі, що їх змінність є наслідком геометричного розташування компонентів подвійної системи зірок щодо спостерігача, але ніяк не залежить від фізичних процесів, що відбуваються в самих х. Не цілком поділяючи таку точку зору, відзначимо все ж таки, що цей клас об'єктів дуже численний - до теперішнього часу виявлено понад 4000 затемнено-.
Змінні зірки позначаються латинськими великими літерами в кожному сузір'ї в порядку їх виявлення за винятком зірок, позначених грецькими літерамиабо мають власні імена, наприклад, Алголь, δЦефея тощо. Перша змінна в якомусь сузір'ї позначається буквою R, друга - буквою S, потім T і т.д. до букви Z . Потім змінні позначаються комбінаціями всіх цих літер від RR до ZZ . Наступні змінні позначаються комбінаціями букв від A до Q (AA→ QZ ). Літера J з позначень виключається, щоб не було плутанини з літерою I. Коли всі 334 літерні комбінації виявляються вичерпаними, використовується наскрізна цифрова нумерація зірок (починається з числа 335), перед якою вказується змінність V (Variable - змінний).
Найчисленнішу групу складають звані фізичні змінні зірки. Наразі їх виявлено понад 50000, проте практично кожна на певній стає фізично нестаціонарним об'єктом.
Фізичні змінні або - зірки, що змінюють видиму (і дійсну) яскравість в результаті фізичних процесів, що відбуваються в їх надрах. Крім зміни яскравості, такі спостерігаються варіації розмірів, температури поверхні, хімічного складу атмосфери та інших параметрів.
По виду кривої блиску і за фізичними процесами, що призводять до варіацій видимої яскравості, фізичні змінні зірки поділяються на два класи: пульсуючі змінні зірки, новоподібні, нові та зірки.
Пульсуючими називаються зірки, у яких зміни блиску викликані пульсаціями, тобто періодичними (квазіперіодичними) змінами радіусу. R фізичної; ці зміни підтримуються внутрішніми джерелами енергії зірки та збуджуються тепловим потоком, що йде з внутрішніх областей зірки до зовнішніх. Автоколивання супроводжуються змінами температури T поверхні зірки і, отже, загального потоку випромінювання Ф, видимої m та абсолютної M зірковими величинами, кольору та спектру.
По виду кривої блиску та тривалості пульсацій пульсуючі змінні зірки поділяються на кілька типів. Розглянемо деякі з них.
Правильна - пульсуюча, зміни блиску якої носять строго періодичний характер, а може бути представлена порівняно простою функцією m(t), де m - видима зіркова величина зірки на момент спостереження t. До правильних змінних відносять зірки типу Цефея, W Діви, RR Ліри, o Кита та ін.
Змінна типу RR Ліри (лірида, RR ) - правильна пульсуюча з періодом зміни блиску (видимої яскравості) P ≈ 0,05d÷ 1,2 d; гігант A - F; середня (медіанна) M ср ≈ 0m÷-1 m, L ~ 10 2 .
Медіанна M визначається як середнє з абсолютної величини правильної змінної у мінімумі M min і максимум M max блиску:
M ср = (M min + M max) /2. (33)
Ліриди займають вузьку ділянку на діаграмі Г-Ру сфері гігантів, чим зумовлені порівняно невеликі відмінності зірок цього. Маси зірок цієї групи змінних M ~ 2÷ 3 × М ⊙ , радіуси R ~ 3÷ 5 × R ⊙ . Середня густина лірид r ≈ 10 -2 г/см 3 (порівняй: r ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).
Малюнок 7.
Ліриди (рис. 7а) має несиметричну форму: блиск зірки порівняно швидко наростає, потім спостерігається повільний спад. Амплітуда зміни видимої зоряної величини А? 1 m ,0÷ 2 m Δ R ≈ 5%), поверхнева температура (Δ T ~ 1000К), спектр (від A до F) зірки.
Змінні цього типу отримали назву від RR сузір'я Ліра (RR Ліри), яку можна спостерігати як зірку з m v = +7 m ,5, що змінює свій блиск з m vmax = +7 m,06 до m vmin = +8 m ,12 з періодом P = 13 h 36 m 14 s ,9. Під час пульсації RR Ліри змінює від A 2 у максимумі блиску до F 1 у мінімумі блиску. Спостерігаються понад 6700 лірид, причому всі вони відносяться до сферичної складової Галактики і значною мірою виявляються в кульових. зіркових скупченнях. Ці змінні зірки називають іноді короткоперіодичним цефеїдами.
Типу δ Цефея (цефеїду DCEP, C δ ) - правильна пульсуюча з періодом зміни блиску (видимої яскравості) P≈ 2 d ÷ 70 d; гігант або надгігант F або G; середня (медіанна) M порівн.≈ -2 m ÷ -6 m. Маси зірок цієї групи змінних M ~ 3 ÷ 16 × М ⊙ , радіуси R ~ 10 ÷ 150 × R ⊙ . Середня щільність цефеїд ρ ≈ 10 -5 г/см 3 (пор.: ρ ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).
Як і в лірид, цефеїди (рис. 7 b ) має несиметричну форму: блиск зірки порівняно швидко наростає, потім спостерігається повільний спад. Амплітуда зміни видимої зоряної величини А = 0 m ,1 ÷ 2 m 0. Одночасно зі зміною блиску змінюється радіус (Δ R ≈ 10 ÷ Δ T > 1000К), спектр (від F до K) зірки.
Типовим представником цього класу є четверта за яскравістю сузір'я Цефей.δ Цефея, змінність якої було виявлено 1784 р. Дж. Гудрайком. Ця надгігантська відноситься до класу світності Ib змінює блиск з періодом P = 5 d 08 h 47 m 29 s ,7 і амплітудою A = 0 m ,9 від m v = +3 m,5 до m v = +4 m,4. Під час пульсацій змінюється спектр від G 2 до F 5 і температура зірки від T ≈ 5500К до T ≈ 7000К. Радіус δ Цефея R ≈ 50 × R ⊙ змінюється в межах± 7 × 10 5 км. Цей надгігант знаходиться від нас на відстані r ≈ 330 (близько 1000 св.р.), має абсолютну зоряну величину M v = -4 m і входить до складу кратної (потрійної) системи зірок.
Мабуть, найближчою до Сонця цефеїдою є Полярна ( a Малої Ведмедиці), надгігант F 7, від якого світло йде близько 470 років ( r ≈ 140). На початку ХХ ст. співробітниця Гарвардської обсерваторії (США) Г. Лівітт приступила до вивчення в Малій Магеллановій Хмарі та до 1912 р.. виявила майже прямолінійну залежність між видимими зірковими величинами m у максимумі (і мінімумі) блиску і логарифмом періоду зміни блиску lgP для 23 правильних змінних зірок типу Цефея і RR Ліри. Так як досліджені Лівіт зірки знаходяться від нас практично на одній відстані, то відкриття Лівіт означало, що світності L правильних пов'язані майже лінійною залежністюз періодами зміни їхнього блиску. У двадцятих роках працями Е.Герцшпрунга, Г.Рессела та Х.Шеплі вдалося оцінити нуль-пункт цієї залежності, тобто визначити значення середньої світності L (або середньої абсолютної зоряної величини Mср) для правильних конкретного періоду. В даний час для визначення середньої абсолютної зоряної величини M ср за спостереженим значенням періоду P зміни блиску правильної (зірки типу Цефея δ) використовується співвідношення:
М v ср = - 1,01 - 2,88 × lgP d. (34).
Типу W Діви (цефеїду CW ) - правильна пульсуюча з періодом зміни блиску (видимої яскравості) P≈ 2 d ÷ 70 d; гігант F або G; середня M порівн≈ 0 m ÷ -3 m. Зірки цього відрізняються від класичних цефеїд як тим, що й абсолютні зоряні величини на 1 m ,5 ÷ 2 m більше абсолютних зіркових величин C δ , але і своїм розподілом у Галактиці. Якщо цефеїди C δ зосереджені головним чином поблизу площини Галактики (цефеїди плоскої складової Галактики), цефеїди CW зустрічаються однаково в усьому обсязі Галактики (цефеїди сферичної складової Галактики). Для змінних CW, як і для всіх правильних, характерний суворий зв'язок між періодом зміни блиску. P та середнім значенням абсолютної зіркової величини M ср (ю L) зірки.
Змінні зірки типу δ Цефея та W Діви називають також довгоперіодичними цефеїдами. Виявлено понад 850 довгоперіодичних цефеїдів – членів Галактики.
Ліриди і цефеїди, будучи гігантськими та надгігантськими, видно з величезних відстаней. За допомогою великих телескопів ці зірки можна виявити в інших галактиках, що віддаляються від нашої на 3-5 М . Перші визначення відстаней до найближчих галактик, зокрема, до галактики Андромеди (М31) було зроблено з допомогою діаграми “період-” (рис. 8).
Малюнок 8.
Діаграма, що представляє залежність між періодом P зміни блиску правильних типу δЦефея, W Діви (цефеїди) і типу RR Ліри (ліриди) та медіанним значенням абсолютної зоряної величини M ср (мул L) для цих зірок називається діаграмою “період-”.
По осі абсцис діаграми відкладаються значення lgP правильної змінної, по осі ординат - медіан значення абсолютної зоряної величини M цієї зірки. Для визначення відстаней ця діаграма використовується разом із співвідношеннями типу (34), отриманими зі спостережень для зірок різного типу змінності.
Якщо де-небудь спостерігається правильна , то по кривій блиску встановлюється тип змінності та визначається період змінності P . Нехай, наприклад, це буде типу Цефея з періодом P = 30 d . Входячи за цим значенням періоду в діаграму “період-” або використовуючи співвідношення (34), визначаємо середню абсолютну зіркову величину зірки: M ср = -5 m ,35. Так як змінна спостерігається, то зі спостережень визначається її середня видима зіркова величина m ср : наприклад, m ср = + 18 m , 37. Скористаємося співвідношенням (18) для модуля відстаней та визначимо відстань до зірки в ах. Ця відстань виявляється рівною r ≈ 5,5 × 10 5 або π = 1,6 × 10 -6 . π , визначений таким чином, називається цефеїдним паралаксом
Довгоперіодична типу o Кіта (світу, мірида, М) - пульсуюча з періодом зміни блиску P≈ 70 d ÷ 700 d; гігант M, C або S; середня M ср ≈ -3,5 m ÷ 0 m . Маси зірок цієї групи змінних M ~ 5 ÷ 10 × М ⊙ , радіуси R > 40 × R ⊙ . Середня щільність мірид ρ ≈ 10 -5 10 -9 г/см 3 .
Міриди представлена на рис. 7с. Крива має несиметричну форму з амплітудою зміни видимої зіркової величини А = 2 m ,5 ÷ 10 m ,0, тобто блиск міриди під час пульсації може змінитися майже 10000 разів! Амплітуда та період зміни блиску міриди може змінюватися на 10% і більше. Одночасно зі зміною блиску змінюється радіус (Δ R ~ 15%), поверхнева температура (Δ T ~ 500К) та спектр (від М0 до пізнішого підкласу) зірки. Особливістю спектрів мірид є наявність, зокрема, яскравих ліній випромінювання водню та деяких інших хімічних елементівщо свідчить про бурхливі процеси, що відбуваються в холодних атмосферах цих зірок.
Цей клас отримав назву від зірки o Кита (o - омікрон). Астроном Д. Фабриціус в 1596 р. звернув увагу на те, що ця протягом деякого часу збільшувала свою яскравість. Потім блиск зірки зменшувався доти, доки вона не перестала бути спостережуваною. Фабриціус дав зірці ім'я Миру (дивовижна, дивовижна). І справді, ця дивовижна є гігантом. M 7 eIII (e – емісійна), яка з періодом 332 d 3 змінює свій видимий блиск майже в 1600 разів від m v = +2 m ,0 до m v = +10 m ,1, іноді стаючи недоступною спостережень неозброєним оком. Миру знаходиться від нас на відстані r ≈ 140 має абсолютну зіркову величину M ≈ -2 m ,7, а в максимумі блиску сяє як 1000 сонців. Миру в десять разів масивніший (М≈ 10 × М ⊙ ) і в 400 разів більше ( R ≈ R ⊙ ) Сонця, так що середня щільністьзірки мізерно мала:ρ ≈ 10 -8 г/см3. Якби Миру перебувала дома Сонця, то орбіта Марса розташовувалась усередині її фотосфери. Світу є одним із компонентів чотириразової системи зірок. З часів Фабриціуса виявлено понад 6500 міридів, більшість яких недоступні для спостережень неозброєним оком. Судячи з варіацій періоду та амплітуди мірид, ці зірки розташовуються в класифікації між правильними і напівправильними пульсуючими.
Напівправильна (SR ) - пульсуюча, зміни блиску якої не мають строго періодичного характеру, а відрізняється суттєвими змінами видимої зіркової величини m і амплітуди A за відносно тривалі проміжки часу – від кількох десятків до кількох сотень діб.
Ці гіганти та надгіганти пізніх M 0 ÷ M 8 з абсолютними зірковими величинами M ≈ -4 m ÷ +1 m мають амплітуду зміни блиску A ≈ 0 m ,3 ÷ 2 m ,5 з кількома періодами, що накладаються один на інший. Прикладом таких зірок може бути червона напівправильна m Цефея, якою наведено на рис. 7 d . Надгігантська M 2 Ia виявляє циклічні, тобто непостійні за періодом, зміни блиску. Як показують дослідження, тут накладаються один на одного три коливання з періодами близько 90, 600 та 4300 діб. Пунктиром відзначено довгоперіодичну складову коливання блиску. На цей час виявлено понад 4300 напівправильних змінних як типуµ Цефея та інших типів.
Неправильна (L ) - пульсуюча, по кривій блиску якої неможливо встановити будь-які закономірності в пульсаціях.
Причину неправильних пульсацій поки що достовірно не встановлено, проте кількість виявлених зірок такого типу досить велика – близько 3600 зірок. Прикладом може бути SV Тельця, якою наведено на рис. 7 e . довгий час може зберігати незмінним максимальний блиск, потім її блиск за відносно короткий проміжок часу слабшає у кілька тисяч разів, після чого повертається до нормального стану. свідчить про відсутність рівноваги між процесами, відповідальними за пульсацію верхніх шарів атмосфери зірки.
До особливого типу належать пульсари.
Пульсар - правильна , період зміни яскравості (блиску) якої в усіх діапазонах електромагнітного випромінювання (від гамма випромінювання до радіохвиль) постійний з дуже великою точністю, причому зміна енергії випромінювання, що спостерігається, відбувається імпульсами з частотою від одного імпульсу до декількох десятків і навіть сотень імпульсів в секунду - Звідси і назва об'єкта "пульсар". Дослідження показали, що пульсар є нейтронною зіркою, що швидко обертається навколо своєї осі і має потужне магнітне поле (~ 10 12 Е); при відповідній орієнтації осі обертання щодо наземного спостерігача поводиться як пульсар, причому період пульсацій є періодом обертання навколо осі.
– з неправильними, непередбачуваними змінами блиску (видимої яскравості) у межах 0 m,5÷ 6 m, причиною яких можуть бути нестаціонарні вибухоподібні процеси помірної сили (ерупції), що протікають у верхніх шарах фотосфери зірки.з неправильними, непередбачуваними швидкими змінами блиску в межах кількох зіркових величин: - 2 m вище зірок головної послідовностівідповідних. протягом тривалого проміжку часу може знаходитись у майже стаціонарному стані, після чого спостерігаються швидкі зміни блиску з амплітудами до 3 і більше. Навколо зірок спостерігаються яскраві туманності, великі оболонки, рух речовини у яких, очевидно, є причиною змінності блиску. Можливо, це молоді освіти серед зоряного населення Галактики. Цікаво, що спостерігаються групами, що знаходяться всередині широких газопилових туманностей. Ці групи одержали назву Т-асоціації.
Типу FU Оріона (фуор) – , яка за кілька років може збільшити блиск у сотні разів. Має сильне інфрачервоне випромінювання. У спектрі спостерігаються лінії літію ( Li ) – можливо, у надрах цих зірок ще не розпочався термоядерний синтез. Так FU Оріона при спостереженні в 1936 р. змінила свою видиму зоряну величину з +16 m до +10 m через два роки її видима зіркова величина стала рівною +11 m і нині трохи змінюється у той чи інший бік.
Еруптивні зірки у значній кількості спостерігаються у туманності Оріона, тому їх часто називають Оріоновими.
Малюнок 9.
Особливий клас нестаціонарних зірок становлять (рис. 9). Ці надмасивні об'єкти з масою M ≈ 15 ÷ 60 × M ⊙ та температурою на поверхні Т≈ 5 × 10 4 К знаходяться, мабуть, на проміжній між стаціонарними О і нестаціонарними червоними надгігантами. Самі явно нестаціонарні: у спектрах спостерігаються широкі емісійні лінії гелію (Не I та He II ), вуглецю (у WC-зірок), азоту (у WN-зірок). Це свідчить про те, що із зовнішніх областей зірки відбувається викид значної маси речовини (до 10 -4× M ⊙ на рік), яке зі швидкостями до 1500 км/с "розтікається" міжзоряним простором. Зображена на фотографії знаходиться всередині своїх газових викидів - ці викиди утворюють біло-блакитний "міхур". Зірковий вітер, що дме від зірки зі швидкістю~ 3000 км/с, при стані з міжзоряним газом утворює ударну хвилю, енергія якої викликає свічення газу. На малюнку добре видно неправильну волокнисту структуру хмар міжзоряного газу. Враховуючи масу і швидкість речовини, що скидається зіркою, можна оцінити час існування об'єкта в подібній стадії - воно не може перевищувати 10 4÷ 105 років. Звичайно, дуже рідкісні: на одну зірку цього типу припадає до 150 млн. зірок інших класів. віднесені до спектрального класу W.
Скидання речовини, мабуть, є звичайним явищем на певній стадії еволюції деяких зірок. Спостерігаються об'єкти, за свій зовнішній виглядназвали планетарні туманності.
Планетарна туманність - система, що складається з зірки (ядро туманності) і навколишньої газової оболонки, що світиться (власне туманність).
Ядро планетарної туманності - гаряча блакитна, спектр якої схожий на спектр (W) або зірки O; температура поверхні ядра T~ 10 5 К, L ~ 3 ÷ 3 × 10 4 L ⊙ ; подальше охолодження та стиснення цієї зірки призводить до появи білого карлика. Оболонка генетично пов'язана із ядром; електронна температура оболонки T е≈ 1,3 × 104К, тобто газ оболонки повністю іонізований. Типова маса оболонки M≈ 0,1 × M ⊙ , діаметр d ~ 0,1 ÷ 1 . Вся система виникає, можливо, на катастрофічній червоній гіганті і субгіганті.
На фотографії планетарної туманності M27 "Гантель" (рис. 10) добре видно внутрішню структуру туманності, особливості якої дозволяють зробити висновок про несиметричне скидання речовини зіркою. Туманність світиться за рахунок двох механізмів: розсіювання випромінювання ядра та перевипромінювання жорсткого ультрафіолетового випромінювання ядра атомами H та He, що входять до складу речовини туманності. Температура туманності
Змінні зірки
Змінні зірки – це зірки, блиск яких змінюється. Зірки бувають затемнено-змінними та фізично змінними. У першому випадку сама зірка свій блиск не змінює, просто одна зірка під час руху закриває іншу і спостерігач бачить зміну блиску зірки.
До цих зірок відноситься Алголь (сузір'я Персея).
Фізичними змінними називаються зірки, які змінюють свою світність за відносно короткі проміжки часу внаслідок фізичних процесів, що відбуваються у самій зірці. Залежно від характеру змінності різняться пульсуючі змінні та еруптивні змінні, нові та наднові зірки, що є окремим випадком еруптивних змінних, а також пульсари та тісні подвійні зірки (з перетіканням речовини від одного компонента до іншого). Наразі відомо десятки тисяч фізично змінних зірок.
Усі змінні зірки, зокрема і затемнені змінні, мають спеціальні позначення, якщо вони були раніше позначені буквою грецького алфавіту. Перші 334 змінні зірки кожного сузір'я позначаються послідовністю букв латинського алфавіту R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, ..., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ з додаванням назви відповідного сузір'я (наприклад. RR Lyr). Наступні змінні позначаються V 335 V 336 і т.д. (наприклад, V 335 Cyg)
А тепер розглянемо усі відомі класи фізично змінних зірок.Цефеїди.
Цефеїдами називаються фізичні змінні зірки, що характеризуються особливою формою кривої блиску.
Цефеїди відносяться до гігантів і надгігантів класів F і G. Ця обставина дозволяє спостерігати їх з величезних відстаней, у тому числі далеко за межами нашої зіркової системи - Галактики.
Період – одна з найважливіших характеристик цефеїду. Для кожної цієї зірки він постійний з великим ступенем точності, але у різних цефеїд періоди дуже різні (від доби до кількох десятків діб).
Одночасно з видимою зірковою величиною цефеїд змінюється спектр, в середньому в межах одного спектрального класу Це означає, що зміна світності цефеїд супроводжується зміною температури їх атмосфер в середньому на 1500°.
У спектрах цефеїд зі зміщення спектральних ліній виявлено періодичну зміну променевих швидкостей. Найбільше зміщення ліній у червоний бік відбувається у мінімумі, а синю - у максимумі блиску. Отже, періодично змінюється і радіус зірки.
Зірки типу d Цефея відносяться до молодих об'єктів, які розташовані переважно поблизу основної площини пашою зіркової системи - Галактики. Цефеїди, що зустрічаються в кульових зоряних скупченнях, старші і відрізняються дещо меншою світністю. Це менш потужні, тому повільніше еволюціонують зірки, досягли стадії цефеид. Їх називають зірками типу W Діви.
Описані особливості цефеїд свідчать про те, що атмосфери цих зірок відчувають регулярні пульсації. Отже, вони мають умови підтримки протягом багато часу на постійному рівні особливого коливального процесу.
Період механічних коливань зірки типу Сонця виявляється близько трьох годин. У Сонця дійсно спостерігаються дуже слабкі пульсації з періодами менше 2-3 годин. Однак для того, щоб подібні пульсації могли досягти таких значних амплітуд, як це спостерігається у цефеїд, повинен існувати певний механізм, що забезпечує енергією ці коливання.
В даний час вважають, що ця енергія виникає за рахунок випромінювання зірки, а коливання коливань відбувається завдяки своєрідному клапанному механізму, коли непрозорість зовнішніх шарів зірки затримує частину випромінювання внутрішніх шарів.
Розрахунки показують, що власне роль такого клапана грає той шар зірки, у якому частково іонізований гелій (при цьому водень та інші елементи майже повністю іонізовані).
Нейтральний гелій непрозорий до ультрафіолетового випромінювання зірки, яке затримується та нагріває газ. Це нагрівання і викликане ним розширення сприяє іонізації гелію. шар стає прозорим, потік випромінювання, що виходить, збільшується. Але це призводить до охолодження та стиснення, через що гелій знову стає нейтральним і весь процес повторюється знову.
Для цього механізму необхідно, щоб на певній глибині під поверхнею зірки, де щільність вже досить велика, досягалася температура, якраз необхідна іонізації гелію. Це тільки у зірок з певними значеннями ефективних температур, тобто. світимостей. У результаті пульсації можливі лише у певних зірок.
Якщо припустити, що цефеїд має місце деяка залежність між масою і світністю, то в силу співвідношення слід очікувати існування і залежності між періодом і світністю.
Наявність такої залежності було встановлено задовго до того, як вдалося з'ясувати природу пульсацій цефеїду. При вивченні цефеїд в одній з найближчих до нас зіркових систем (у Малій Магеллановій Хмарі) було помічено, що менше видима зіркова величина цефеїди (тобто чим яскравіше вона здається), тим більший період зміни її блиску.
Залежність ця виявилася лінійною. З того, що всі вивчені зірки належали одній і тій самій системі, випливало, що відстані до них практично однакові. Тому виявлена залежність одночасно виявилася залежністю між періодом Р та абсолютною зоряною величиною М (або світністю L) для цефеїд.
Основною труднощами визначення нуль-пункту цієї залежності є те, що відстані до жодної з відомих цефеїд не вдається визначити тригонометричним шляхом і доводиться користуватися значно менш надійними непрямими методами. Існування залежності між періодом і абсолютною зоряною величиною у цефеїд відіграє виключно важливу роль в астрономії: по ній визначають відстані до дуже віддалених об'єктів, коли не можуть бути застосовані інші методи., що раніше називалися короткоперіодичними цефеїдами через подібність їх характеристик зі звичайними цефеїдами. Зірки типу RR Ліри - гіганти спектрального класу А. Вони займають дуже вузьку ділянку на діаграмі Герцшпрунга-Рессела, що відповідає майже однаковою для всіх зірок цього типу світності, що більш ніж у сто разів перевищує світність Сонця. Періоди зірок типу RR Ліри укладені не більше від 0,2 до 1,2 діб.
Амплітуда зміни блиску досягає однієї зіркової величини. Цікавим типом пульсуючих змінних є не велика групазірок типу b Цефея
(або типу b Великого Пса), що належать переважно до гігантів ранніх спектральних підкласів (у середньому клас В2-3). На діаграмі Герцшпрунга-Рессел вони розташовані праворуч від верхньої частини головної послідовності. За характером змінності та формою кривої блиску ці зірки нагадують зірки типу RR Ліри, відрізняючись від них виключно малою амплітудою зміни зоряної величини, трохи більше 0,2m. Періоди укладені в межах від 3 до 6 годин, причому, як і цефеїд, спостерігається залежність періоду від світності. Криві зміни променевих швидкостей часто виявляються змінними по фазі, формі та амплітуді. Крім пульсуючих зірок із правильною зміною світності існує ряд типів зірок, характер кривої блиску яких змінюється. Серед них виділяютьсязірки типу RV Тельця
, у яких зміни світності характеризуються чергуванням глибоких та дрібних мінімумів, що відбуваються з періодом від 30 до 150 днів та з амплітудою від 0,8 до 3,5 зіркових величин. Зірки типу RV Тельця належать до спектральних класів F, G або К. У багатьох з них поблизу епохи максимуму в спектрі з'являються яскраві емісійні лінії, а мінімум - смуги поглинання титану. Це свідчить, що спектр зірок типу RV Тельця поєднує ознаки як ранніх спектральних класів гарячих зірок, і пізніх холодних. Зірки типу RV Тельця – проміжна ланка між цефеїдами та іншими типами пульсуючих змінних.Зірки типу m Цефея
належать до спектрального класу М та називаються червоними напівправильними змінними. Вони відрізняються іноді дуже сильними неправильностями зміни світності, що відбуваються за час від кількох десятків до кількох сотень діб. Поруч із напівправильними змінними на діаграмі спектр-світність розташовуються, В яких не вдається виявити повторюваності зміни світності (неправильні змінні). Нижче їх знаходяться зірки з емісійними лініями в спектрі, що плавно змінюють свою світність за дуже великі проміжки часу (від 70 до 1300 днів) і в дуже великих межах (до 10m). Чудовою представницею зірок цього типу є "омікрон" (o) Кита, або, як її інакше називають, Міра (Дивна). Її відкрив німецький астроном Д. Фабріціус.
У 1596 р. вона була помітна на небі, потім зникла і з'явилася тільки в 1609 р. За зіркою Миру весь цей клас зірок називають довгоперіодичними змінними на кшталт Світи Кита або міридами.Міріди
- пульсуючі зірки, яскравість яких змінюється через коливання розмірів.
У спектрах цих зірок завжди є емісійні лінії водню (в максимумі) або металів (перед мінімумом). Довжина періоду у довгоперіодичних змінних зірок коливається близько середнього значення не більше від 10% в обидві сторони.
Розглянуті групи пульсуючих змінних утворюють єдину послідовність зірок з тривалістю періоду (або циклу) пульсації, що збільшується. Особливо наочно ця послідовність виступає, якщо зважити на кількість зірок різних типів з даним значенням періоду, що містяться в певному обсязі простору.
Більшість пульсуючих змінних має періоди, близькі до значень 0d,2 (тип RR Ліри), 0d,5 і 5d (цефеїди), 15d (різновид цефеїд - зірки типу W Діви), l00d (напівправильні) та 300d (довгоперіодичні змінні). Всі ці зірки
Серед зірок меншої світності (карликів) також є змінні різних типів, загальне відоме число яких приблизно раз на 10 менше кількості гігантів, що пульсують. Усі вони виявляють свою змінність як повторюваних спалахів, які можна пояснити різноманітних викидами речовини - ерупціями. Тому всю цю групу зірокразом із новими зірками називають еруптивними змінними.
Слід мати на увазі, однак, що тут виявилися зірки найрізноманітнішої природи, які перебувають на ранніх етапах своєї еволюції, так і завершують свій життєвий шлях.
Найбільш молодими зірками, мабуть, які ще не завершили процесу гравітаційного стиску, слід вважати змінні типу Т Тельця(Т Таu). Це карлики спектральних класів найчастіше F-G, з емісійними лініями у спектрі, що нагадують яскраві лінії сонячної хромосфери. Вони у великій кількості виявлені, наприклад, у туманності Оріону.
Дуже схожі на них зірки типу RW Возничого(RW Aur), що належать спектральним класам від В до М. У всіх цих зірок зміна світності відбувається настільки неправильно, що не можна встановити жодної закономірності. Хаотичні зміни блиску можуть відбуватися з амплітудами, що досягають 3m, причому іноді до 1m протягом години.
Зірки типу Т Тельця найчастіше зустрічаються групами, особливо у межах великих газопилових туманностей. Невеликі яскраві туманності спостерігаються і безпосередньо навколо цих зірок, що говорить про існування у них великих газових оболонок. Рух речовини у цих оболонках, що з процесом гравітаційного стискування зірки, очевидно, є причиною хаотичної її змінності. Звідси випливає, що зірки типу Т Тельця – наймолодші освіти, які вже можна вважати зірками. Відомі ще молодші об'єкти - джерела інфрачервоного випромінювання. Але це ще не зірки, а газо-пилові хмари, що стискаються в дозоряні тіла (протозірки).
зірки типу UV Кита, що спалахуютьзавжди трапляються у тих областях, де є змінні типу Т Тельця. Це карлики спектральних класів К і М. У них також спостерігаються емісійні лінії кальцію і водню. Відрізняються вони надзвичайною швидкістю зростання світності під час епізодичних спалахів: менш ніж за хвилину потік випромінювання може збільшитись у десятки разів. Після цього за півгодини-година він повертається до вихідного рівня. Під час спалаху посилюється також яскравість емісійних ліній. Характер явища сильно нагадує хромосферний спалах на Сонці, який відрізняється, проте, значно більшими масштабами. Зірки типу UV Кита швидше за все знаходяться на останніх стадіях гравітаційного стиску.
Зірки типу Be.Масивні зірки, що швидко еволюціонують, набагато важче застати на ранніх стадіях еволюції. Тим не менш, серед гарячих зірок класу В, які переважно мають швидке обертання, часто зустрічаються зірки з емісійними лініями, що належать водню, іноді гелію та іншим елементам. Як правило, такі зірки відрізняються змінними спектрами та змінюють блиск на 0,1m-0,2m, причому ці зміни мають нерегулярний характер і пов'язані, мабуть, із закінченням речовини, викликаним швидким обертанням. Маси Be-зірок близько 10M¤. Очевидно, це молоді об'єкти, що недавно виникли.
Зірки типу Вольфа-Райє(позначаються WR) утворюють нечисленну групу зірок, що належать до найяскравіших об'єктів у нашій Галактиці. У середньому їх абсолютна зоряна величина -4m, а загальне їх відоме число не перевищує 200. Спектри зірок типу WR складаються з широких яскравих ліній, що належать атомам та іонам з високими потенціалами іонізації (Н, 1 Не, 2 He, 3 С, 3 N , 3 О і т.д.), що накладаються на сильне безперервне тло.
Вид спектральних ліній вказує на розширення оболонок, що оточують ці зірки, що відбувається із прискоренням. Енергія, що випромінюється в лініях, можна порівняти з енергією в безперервному спектрі. Її джерелом є потужне ультрафіолетове випромінювання гарячої зірки, ефективна температура якої досягає 100 000 К! Світловий тиск такого гарячого випромінювання, мабуть, і є причиною прискореного руху атомів, що спостерігається в атмосферах зірок типу WR. Як і Ве-зірки, це – молоді об'єкти, часто подвійні системи. темною стороною. На деяких зірках темні плями займають великі площі, тому змінність стає помітною.
На Сонці кількість темних плям також періодично зростає. Встановлено, що при проходженні темних плям на видимому диску Сонця на Землю надходить менше світла. Тож Сонце можна вважати плямистою змінною зіркою.Нові зірки.
Термін «нова» зірка зовсім не означає появи зірки, що знову виникла, а відображає тільки певну стадію змінності деяких зірок. Новими зірками називають еруптивні змінні зірки особливого типу, у яких хоча б одного разу спостерігалося раптове та різке збільшення світності (спалах) не менше ніж на 7-8 зіркових величин. Найчастіше під час спалаху видима зоряна величина зменшується на 10m-13m, що відповідає зростанню світності в десятки та сотні тисяч разів. У середньому абсолютна зіркова величина максимум досягає 8,5m. Після спалаху нові зірки є дуже гарячими карликами. У максимальній фазі спалаху вони схожі на надгіганти спектральних класів А-F.
Як свідчать спостереження, щорічно в нашій Галактиці спалахує близько сотні нових зірок. Якщо спалах однієї і тієї жнової зірки
спостерігалася не менше двох разів, то така нова називається повторною. У нових нових зірок, як правило, зростання світності дещо менше, ніж у типових нових.
Після спалаху нові зірки часто виявляють слабку змінність. Криві блиску нових зірок маютьособливий вигляд
Описана картина зміни світності нової зірки показує, що під час спалаху відбувається раптовий вибух, спричинений нестійкістю, що виникла у зірці. Згідно з різними гіпотезами, ця нестійкість може виникати у деяких гарячих зірок в результаті внутрішніх процесів, що визначають виділення енергії в зірці, або внаслідок впливу будь-яких зовнішніх факторів.
Можливою причиною вибуху є обмін речовини між компонентами тісних подвійних систем, до яких належать усі такі зірки. У парі одна зірка, як правило, зірка головної послідовності, друга – білий карлик.
Нормальна зірка дуже деформується впливом білого карлика. Плазма з неї починає перетікати на білий карлик, утворюючи навколо нього диск, що світиться.
У міру падіння речовини на білий карлик виникає шар газу з високою температурою та щільністю, зіткнення протонів викликають термоядерну реакцію.
На цьому етапі спектр нової має всі особливості, властиві надгігантам класу А або F (вузькі лінії, серед яких виділяються лінії водню). Однак важливою особливістюцього спектра, званого передмаксимальним, є сильний зсув ліній поглинання у фіолетову сторону, що відповідає наближенню випромінюючої речовини до нас зі швидкістю кілька десятків або сотень кілометрів на секунду. У цей час відбувається розширення щільної оболонки, яку має нова на цій стадії.
У максимумі різко змінюється вигляд спектра.
З'являється званий головний спектр. Його лінії зміщені у фіолетову сторону на величину, що відповідає швидкості розширення близько 1000 км/сек. Причина цієї зміни спектра пов'язана з тим, що при своєму розширенні оболонка стає тоншою і, отже, прозорішою. Тому стають виднішими глибші її шари, які рухаються набагато швидше. Відразу після максимуму в новому спектрі з'являються яскраві, дуже широкі емісійні лінії, що мають вигляд смуг, що належать головним чином водню, залізу і титану. Кожна з цих смуг займає весь інтервал спектру від відповідної зміщеної у фіолетову сторону лінії поглинання головного спектра до незміщеного положення тієї самої лінії. Це означає, що оболонка стає вже настільки розрідженою, що видно різні її шари, що мають усілякі швидкості.
Коли це зменшення світності становить близько 1m, з'являється дифузно-іскровий спектр, що складається з сильно розмитих ліній поглинання водню та іонізованих металів, а також специфічних яскравих смуг. Дифузно-іскровий спектр накладається на головний, поступово посилюючись своєю інтенсивністю. Надалі до нього додається так званий оріонів спектр, характерний для гарячих зірок класу В. Поява дифузно-іскрового, а потім і оріонова спектрів свідчить про те, що речовина викидається зіркою зі швидкістю, що збільшується, поступово з все більш глибоких і більш гарячих шарів.
На початку перехідної стадії дифузно-іскровий спектр зникає, а оріонів досягає найбільшої інтенсивності. Після того, як останній також зникає, на тлі безперервного спектру нової зірки, перетнутого широкими смугами поглинання, виникають і поступово посилюються емісійні лінії, що спостерігаються в спектрах розріджених газових туманностей (небулярна стадія). Це свідчить про ще більше розрідження речовини оболонки.Надновими називаються зірки, що спалахують подібно до нових і досягають у максимумі абсолютної зіркової величини від -18m до -19m і навіть -21m. Зростання світності відбувається більш ніж на 19m, тобто в десятки мільйонів разів.
Загальна енергія, випромінювана надновою під час спалаху, перевищує 10 48 -10 49 ерг, що у тисячі разів більше, ніж нових. Наднові зірки утворюються внаслідок вибуху зірки, колибільша частина
її маси розлітається зі швидкістю до 10 000 км/сек, а залишок стискається в надщільну нейтронну зірку.
Фотографічно зареєстровано близько 60 спалахів наднових в інших галактиках, причому нерідко їхня світність виявлялася порівнянною з інтегральною світністю всієї галактики, в якій стався спалах. Наднові зірки є фіналом життя зірок, які за масою в 8-10 разів більші за Сонце, вони народжують нейтронні зірки і збагачують міжзоряне середовище важкими елементами.
За описами більш ранніх спостережень, виконаних неозброєним оком, вдалося встановити кілька випадків наднових спалахів у нашій Галактиці.
Найбільш цікавою з них є згадувана в літописах Наднова 1054, що спалахнула в сузір'ї Тельця і спостерігалася китайськими і японськими астрономами у вигляді "зірки-гостя", що раптово з'явилася, яка здавалася яскравіше Венери і була видна навіть вдень.
Інше спостереження подібного явища в 1572 описано значно докладніше датським астрономом Тихо Браге. Було відзначено раптову появу "нової" зірки у сузір'ї Кассіопеї. За кілька днів ця зірка, швидко збільшуючи свою світність, почала здаватися яскравішою за Венеру.
Незабаром її випромінювання почало поступово слабшати, причому згасання супроводжувалося коливаннями інтенсивності та невеликими спалахами. Через два роки вона перестала бути видно неозброєним оком.
Наднові I типу поблизу максимуму відрізняються безперервним спектром, у якому не видно жодних ліній. Пізніше з'являються дуже широкі емісійні смуги, становище яких збігається з відомими спектральними лініями. Ширина цих смуг відповідає розширенню газів зі швидкістю до 6000 км/с. Інтенсивність, структура та положення смуг часто змінюються з часом. Через півроку після максимуму з'являються смуги, які вдається ототожнити зі спектром нейтрального кисню.
У наднових II типу світність у максимумі дещо менша, ніж у наднових I типу. Їхні спектри відрізняються посиленням ультрафіолетового світіння. Як і в спектрах звичайних нових, у них спостерігаються лінії поглинання та випромінювання, що ототожнюються з воднем, іонізованим азотом та іншими елементами.
Великий інтерес представляють газові туманності, що швидко розширюються, які в декількох випадках вдалося виявити на місці наднових зірок I типу, що спалахнули. Найпрекраснішою з них є знаменита Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця. Форма емісійних ліній цієї туманності говорить про її розширення зі швидкістю близько 1000 км/с. Сучасні розміри туманності такі, що розширення з цією швидкістю могло розпочатися трохи більше 900 років тому вони, тобто. саме в епоху спалаху Наднової 1054 р. Збіг за часом і місцезнаходженням Крабовидної туманності з "зіркою-гостю", описаної в китайських літописах, говорить про можливість того, що туманність у сузір'ї Тельця є результатом спалаху наднової.
Крабоподібна туманність має низку чудових особливостей:
1) понад 80% видимого випромінювання посідає безперервний спектр;
2) у білому світлі вона має аморфний вигляд;
3) звичайний для туманностей емісійний спектр з лініями іонізованих металів та водню (останні слабші) випромінюється окремими волокнами;
4) випромінювання поляризоване, причому у деяких областях туманності майже повністю;
5) Крабоподібна туманність є одним із найпотужніших джерел радіовипромінювання в нашій Галактиці.
Одним із можливих пояснень цих цікавих особливостей крабоподібної туманності є наступне. Під час спалаху Наднової 1054 почали виникати у великій кількості вільні електрони, що володіють величезними кінетичними енергіями (релятивістські електрони). Вони рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла. Процеси настільки сильного прискорення частинок продовжуються і нині. Безперервне випромінювання як у видимій ділянці спектру, так і в радіодіапазоні виникає внаслідок гальмування релятивістських електронів при їх русі по спіралі навколо силових ліній слабких магнітних полів. Таке випромінювання має бути поляризовано, як і спостерігається насправді.
Слабкі туманності та різної потужності джерела радіовипромінювання виявлені також у місцях спалахів інших наднових зірок нашої Галактики.
До останнього часу залишалося зовсім не ясним, яким чином відбувається в Крабовидній туманності постійний приплив нових релятивістських електронів, незважаючи на те, що спалах надновий давно закінчився. Питання почало прояснятися тільки після того, як були відкриті абсолютно нові об'єкти.
Пульсар.У серпні 1967 р. в Кембриджі (Англія) було зареєстровано космічне радіовипромінювання, що походить від точкових джерел у вигляді чітких імпульсів, що суворо наступають один за одним. Тривалість окремого імпульсу таких джерел становить від кількох мілісекунд до кількох десятих часток секунди. Різкість імпульсів і надзвичайна правильність їх повторень дозволяють дуже точністю визначити періоди пульсацій цих об'єктів, названих пульсарами. Період одного з пульсарів становить 1,337301133 с, тоді як в інших періоди укладені в межах від 0,03 до 4 с. Нині відомо близько 200 пульсарів.
Найбільш чудовий пульсар, який прийнято позначати номером NP 0531, точно збігається з однією із зірочок у центрі Крабовидної туманності.
Спеціальні спостереження показали, що оптичне випромінювання цієї зірки також змінюється з тим самим періодом. В імпульсі зірка досягає 13m, а між імпульсами вона не видно. Такі ж пульсації цього джерела відчуває і рентгенівське випромінювання, потужність якого в 100 разів перевищує потужність оптичного випромінювання.
Збіг одного з пульсарів з центром такого незвичайного утворення, як Крабовидна туманність, наводить на думку про те, що вони є саме тими об'єктами, на які після спалахів перетворюються наднові зірки. Згідно з сучасними уявленнями, спалах наднової зірки пов'язаний з виділенням величезної кількості енергії при її переході в надщільний стан, після того, як у ній вичерпані всі можливі ядерні джерела енергії.
Для досить масивних зірок найбільш стійким станом виявляється злиття протонів та електронів у нейтрони та утворення так званої нейтронної зірки. Якщо спалахи наднових зірок дійсно завершуються утворенням таких об'єктів, то цілком можливо, що пульсари - нейтронні зірки. У цьому випадку при масі близько 2M вони повинні мати радіуси близько 10 км. При стисканні до таких розмірів щільність речовини стає вищою за ядерну (до 10 6 т/см 3 ), а обертання зірки в силу закону збереження моменту кількості руху прискорюється до кількох десятків обертів на секунду. На поверхні нейтронної зірки нейтрони розпадаються на протони та електрони. Сильне поле розганяє електрони до швидкості, близької швидкості світла, і вони вилітають у космічний простір. Електрони залишають зірку лише у районах магнітних полюсів, де магнітні силові лінії виходять назовні. Якщо магнітна вісь зірки не збігається з віссю обертання, то пучки випромінювання будуть обертатися з періодом, що дорівнює періоду обертання зірки. Отже назва пульсар не зовсім правильна: зірки не пульсують, а обертаються.
Крім радіопульсарів відкриті т.зв. пульсари, що спостерігаються тільки в рентгенівському чи гамма-діапазонах; вони мають періоди від кількох до сотень секунд і входять у тісні подвійні зоряні системи.
Джерело енергії їхнього випромінювання, згідно з сучасними уявленнями, - гравітаційна енергія, що виділяється при акреції на нейтронну зірку або чорну дірку речовини, що перетікає від сусідньої нормальної зірки.
Дуже цікавими змінними зірками є схожі на пульсар джерела рентгенівського випромінювання. Деякі з них насправді є пульсарами, інші залишками спалахів наднових зірок. У цьому випадку причиною свічення є теплове випромінювання газу, нагрітого до температури кількох мільйонів градусів.
Але переважна більшість галактичних джерел рентгенівського випромінювання належить до особливого класу об'єктів зоряної природи, які найчастіше називають рентгенівськими зірками. Найбільш чудовим типовим їх представником є згадуване джерело Скорпіон Х-1. З постійно випромінюючих він виявився найяскравішим: у діапазоні 1-10 Aring; потік випромінювання від нього в середньому становить 310 -7 ерг/см 2 , тобто. стільки ж, скільки в оптичній ділянці дає зірка 7m. Рентгенівська світність його досягає 10 37 ерг/с, що у тисячі разів більше за болометричну світність Сонця. Важливою особливістю рентгенівських зірок є змінність їхнього випромінювання. У джерела Скорпіон Х-1, ототожненого зі змінною зіркою 12-13m, варіації потоку рентгенівського та оптичного випромінювань ніяк не пов'язані один з одним. Протягом кількох днів обидва можуть відчувати флуктуації в межах 20%, після чого настає активна фаза - спалахи, що тривають кілька годин, під час яких потоки змінюються в 2-3 рази. При цьомусуттєва зміна
У ряду рентгенівських зірок, наприклад, у Геркулеса Х-1 і Центавра Х-3, виявлено строгу періодичність варіацій потоку рентгенівського випромінювання, що доводить, що джерело є компонентом подвійної системи. Понад десяток джерел ототожнено із зірками, змінність яких вказує на їхню приналежність до тісних подвійних систем. Отже, рентгенівські зірки, - швидше за все, тісні подвійні системи, в яких один із компонентів - оптична зірка, а інший - компактний об'єкт, що знаходиться на завершальній стадії своєї еволюції. Найчастіше припускають, що це нейтронна зірка, хоча в деяких випадках не виключено можливості білого карлика або навіть чорної дірки.
Причиною виникнення потужного рентгенівського випромінювання має бути падіння на компактний об'єкт (наприклад, нейтронну зірку) хмар і струменів газів, що перетікають із оптичного компонента тісної подвійної системи. У разі надзвичайної компактності нейтронної зірки швидкість падіння газів у цьому процесі, що називається акрецією, може досягати 100 000 км/с, тобто. третини швидкості світла! При падінні на нейтронну зірку кінетична енергія газів перетворюватиметься на рентгенівське випромінювання. Важливу роль у цьому відіграють сильні магнітні полянейтронної зірки.
Крім постійно спостерігаються джерел рентгенівського випромінювання щорічно виявляється до десятка об'єктів, що спалахують, за характером явища нагадують нові зірки. Світність таких новоподібних джерел рентгенівського випромінювання швидко зростає за кілька днів. Протягом 1-2 місяців вони можуть виявитися найяскравішими ділянками на "рентгенівському" небі, що часом у кілька разів перевершують по потоку випромінювання найяскравіший постійний джерело Скорпіон Х-1. Деякі їх під час спалахів виявляються рентгенівськими пульсарами, що відрізняються дуже довгими періодами (до 7 хвилин). Природа цих об'єктів, а також можливий їхній зв'язок з новими зірками поки що не відомі.
Будь-яку зірку можна назвати змінною – з часом її блиск і навіть колір змінюються. Але ці зміни відбуваються настільки повільно, що жодного людського життя не вистачить, щоб їх виявити. Недарма з глибокої давнини зоряне небо вважалося символом незмінності та вічності.
Але й у постійному зоряному світі чимало винятків. Це велика група зірок, блиск яких змінюється через порівняно короткі проміжки часу і ці зміни можуть бути зареєстровані за допомогою астрономічних інструментів.
Змінними називають «миготливі» зірки, які хоча б одного разу змінювали свою яскравість. Але більшість змінних періодично змінює свій блиск, і це свідчить, що в околицях такої зірки або в її надрах відбуваються незвичайні фізичні процеси.
Зміни блиску зірок не слід плутати з їх мерехтінням, яке відбувається через рух мас повітря, що мають різну температуру, у земній атмосфері. При спостереженні з космосу, зірки не мерехтять, і якщо вже зареєстровані коливання їхньої яскравості - перед нами змінна.
Зірка-потвора
У сузір'ї Персея є добре відома астрономам яскрава зіркаДруга величина Алголь. Це ім'я перекладається з арабської як «потвора», а в середньовічних зображеннях Персея ця зірка грала роль «очі» відрубаної голови Медузи Горгони. І недарма - давно було помічено, що Алголь з періодичністю близько трьох земних діб раптово різко зменшує яскравість майже на півтори зіркових величини - тобто в три з половиною рази!
Лише в наші дні вдалося точно з'ясувати причину такого підморгування. Алголь виявився надзвичайно тісною системою з двох зірок - Алголя A і Алголя B, відстань між якими у 16 разів менша за відстань від Землі до Сонця. Менш масивний Алголь B має великі розміри, ніж Алголь A, але блиск цього субгіганта набагато слабший, ніж у його партнера Алголя А – той є зіркою головної послідовності. Коли для земного спостерігача відбувається «затемнення» яскравішої зірки менш яскравою, загальна кількість світла, що надходить від системи, стає значно меншою.
Такі змінні - а їх виявилося чимало серед подвійних зірок - називають оптичними, або затемненими змінними.
Таємниця Дельти Цефея
Інша справа зірки, які не є подвійними, проте періодично сильно змінюють свій блиск. Очевидно, що тут не в характері руху зірки, а в складних процесах, що відбуваються в їх надрах. Першою з таких зірок, досліджених астрономами, була Дельта Цефея – вона змінює свій блиск за 5 днів та 9 годин на цілу зіркову величину. Дослідження спектру цієї зірки показали, що його лінії періодично зміщуються то червону, то фіолетову область. У випадку з одиночною зіркою це означає, що її поверхня то стрімко віддаляється від спостерігача, то стрімко наближається до нього - зірка пульсує, збільшуючись і впадаючи, а заразом змінюючи колір і температуру поверхні. Причому якщо в мінімумі її діаметр дорівнює сорока діаметрам нашого Сонця, то в максимумі вона збільшується відразу на чотири сонячні діаметри.
Що ж відбувається в надрах Дельти Цефея та подібних до неї зірок?
Астрофізикам вдалося збудувати теоретичну модель зірок такого типу. У надрах Дельти Цефея існує шар речовини з особливими властивостями, що ніби накопичує енергію, що виділяється в ядрі зірки. Коли кількість енергії в ньому сягає максимуму, шар миттєво віддає всю накопичену енергію нагору. Від такого «енергетичного удару» зовнішні шари зірки то розігріваються, то охолоджуються відповідно стискаючись або розширюючись. При цьому в мінімумі блиску Дельта Цефея відноситься до того ж спектрального класу, що і наше, а в максимумі перетворюється на білу зірку з температурою поверхні вище 10 тис. градусів.
Маяки всесвіту
На початку 20 століття американський астроном Генрієтта Лівітт (1868-1921), що виявила близько 2400 змінних зірок, відкрила залежність між періодом зміни блиску змінних зірок та їх світністю: чим більше період, тим вища світність. Вимірявши період, відтепер можна було визначити світність, а знаючи її – виміряти відстань до зірки.
Так зірки, подібні до Дельте Цефея - їх назвали цефеїдами, - стали для астрономів свого роду маяками, за якими дослідники можуть визначити відстані до тих зіркових систем, в яких перебувають змінні. А оскільки більшість цефеїд відносяться до класу жовтих надгігантів і виділяють багато енергії, їх можна помітити на величезних відстанях і навіть інших галактиках.
Існують також змінні зірки, що змінюють свій блиск без жодних видимих закономірностей - неправильні змінні, а цефеїдами виявляються навіть ті зірки, які ми за звичкою вважаємо звичайними і стійкими. Такою, наприклад, є Полярна зірка - просто зміни в її блиску виражаються не так очевидно, як у інших цефеїдів.
У 1922 р. видатний американський астроном Едвін Пауелл Хаббл виявив кілька цефеїд і, використовуючи змінні зірки як еталон світності, обчислив відстань до них. Так вперше в історії астрономії було доведено існування космічних об'єктів за межами нашої зіркової системи – Туманність Андромеди виявилася гігантською спіральною галактикою, віддаленою від Чумацького шляху на 2,5 млн. світлових років.
Зірки, світність яких змінюється за відносно короткі проміжки часу, називаються фізичними змінними зірками. Зміни світності цього типу зірок викликані фізичними процесами, які відбуваються в їх надрах. За характером змінності розрізняють пульсуючі змінні та еруптивні змінні. У окремий виглядвиділяють також нові та наднові зірки, які є окремим випадком еруптивних змінних. Всі змінні зірки мають спеціальні позначення, окрім тих, які були позначені раніше буквою грецького алфавіту. Перші 334 змінні зірки кожного сузір'я позначені послідовністю букв латинського алфавіту (наприклад, R, S, Т, RR, RS, ZZ, AA, QZ) з додаванням назви відповідного сузір'я (наприклад, RR Lyr). Наступні змінні позначаються V 335 V 336 і т.д. (наприклад, V 335 Cyg).
Фізичні змінні зірки
Зірки, які характеризуються особливою формою кривої блиску, що відображає плавну періодичну зміну видимої зіркової величини та зміну світності зірки в кілька разів (зазвичай від 2 до 6), називають фізичними змінними зірками або цефеїдами. Цей клас зірок був названий ім'ям однієї з типових його представниць – зірки δ (дельта) Цефея. Цефеїди можна віднести до гігантів і надгігантів спектральних класів F і G. Завдяки цій обставині є можливість спостерігати їх з величезних відстаней, у тому числі далеко за межами нашої зіркової системи - Галактики. Одна з найважливіших характеристик цефеїду – період. Для кожної окремо взятої зірки він постійний з великим ступенем точності, але в різних цефеїд періоди різні (від доби до кількох десятків діб). У цефеїд одночасно з видимою зірковою величиною змінюється спектр. Це означає, що разом із зміною світності цефеїд відбувається зміна температури їх атмосфер в середньому на 1500°. По зміщенню спектральних ліній у спектрах цефеїд виявлено періодичну зміну променевих швидкостей. З іншого боку, періодично змінюється і радіус зірки. Такі зірки як Цефея відносяться до молодих об'єктів, які розташовуються переважно поблизу основної площини нашої зіркової системи - Галактики. Цефеїди зустрічаються і в , але відрізняються більшим віком і дещо меншою світністю. Ці зірки, що досягли стадії цефеїду, менш масивні, тому еволюціонують повільніше. Їх називають зірками типу W Діви. Такі особливості цефеїд свідчать про те, що атмосфери цих зірок відчувають регулярні пульсації. Таким чином, у них є умови для підтримки протягом тривалого часу на постійному рівні особливого коливального процесу.
Мал. Цефеїди
Задовго до того, як вдалося з'ясувати природу пульсацій цефеїд, було встановлено існування залежності між їх періодом та світністю. При спостереженні цефеїд у Малому Магеллановому Хмарі – однієї з найближчих до нас зіркових систем – було помічено, що менше видима зіркова величина цефеїди (тобто чим яскравіше вона здається), тим більший період зміни її блиску. Ця залежність виявилася лінійною. З того, що всі належали до однієї й тієї ж системи, випливало, що відстані до них практично однакові. Отже, виявлена залежність одночасно виявилася залежністю між періодом Р та абсолютною зірковою величиною М (або світністю L) для цефеїд. Існування залежності між періодом та абсолютною зоряною величиною цефеїд відіграє значно важливу роль в астрономії: завдяки їй визначають відстані до дуже далеких об'єктів, коли інші методи не можуть бути застосовані.
Крім цефеїд, існують інші типи пульсуючих змінних зірок. Найвідомішими серед них є зірки типу RR Ліри, які раніше називалися короткоперіодичними цефеїдами через свою схожість із звичайними цефеїдами. Зірки типу RR Ліри – гіганти спектрального класу А, світність яких перевищує світність Сонця більш ніж у 100 разів. Періоди зірок типу RR Ліри укладені в межах від 0,2 до 1,2 діб, а амплітуда зміни блиску сягає однієї зіркової величини. Іншим цікавим типом пульсуючих змінних є невелика група зірок типу β Цефея (або типу β Великого Пса), що належать переважно до гігантів ранніх спектральних підкласів Ст. зміни зоряної величини. Періоди укладені в межах від 3 до 6 годин, причому, як і цефеїд, спостерігається залежність періоду від світності.
Крім пульсуючих зірок із правильною зміною світності існує також кілька типів зірок, характер кривої блиску яких змінюється. Серед них можна виділити Крім пульсуючих зірок із правильною зміною світності існує ряд типів зірок, характер кривої блиску яких змінюється. Серед них виділяютьсязміни світності яких характеризуються чергуванням глибоких і дрібних мінімумів, що відбувається з періодом від 30 до 150 днів і з амплітудою від 0,8 до 3,5 зіркових величин. Зірки типу RV Тельця належать до спектральних класів F, G або До. , у яких зміни світності характеризуються чергуванням глибоких та дрібних мінімумів, що відбуваються з періодом від 30 до 150 днів та з амплітудою від 0,8 до 3,5 зіркових величин. Зірки типу RV Тельця належать до спектральних класів F, G або К. У багатьох з них поблизу епохи максимуму в спектрі з'являються яскраві емісійні лінії, а мінімум - смуги поглинання титану. Це свідчить, що спектр зірок типу RV Тельця поєднує ознаки як ранніх спектральних класів гарячих зірок, і пізніх холодних. Зірки типу RV Тельця – проміжна ланка між цефеїдами та іншими типами пульсуючих змінних.належать до спектрального класу М і називаються червоними напівправильними змінними. Вони відрізняються іноді дуже сильними неправильностями зміни світності, що відбуваються за час від кількох десятків до кількох сотень діб. Поруч із напівправильними змінними на діаграмі спектр – світність розташовуються зірки класу М, у яких не вдається виявити повторюваності зміни світності (неправильні змінні). Нижче їх знаходяться зірки з емісійними лініями в спектрі, що плавно змінюють свою світність за дуже великі проміжки часу (від 70 до 1300 днів) і в дуже великих межах. Чудовою представницею зірок цього типу є про (омікрон) Кита, або, як інакше звана Міра. Цей клас зірок називають довгоперіодичними змінними типу Світи Китаю. Довжина періоду у довгоперіодичних змінних зірок коливається близько середнього значення не більше від 10% в обидві сторони.
Серед зірок-карликів з меншою світністю також є змінні різних типів, загальна кількість яких приблизно в 10 разів менша за кількість гігантів, що пульсують. Ці зірки виявляють свою змінність у вигляді спалахів, що періодично повторюються, природа яких пояснюється різного роду викидами речовини, або ерупціями. Тому всю цю групу зірок разом із новими зірками називають еруптивними змінними. Варто зазначити, що серед них є зірки найрізноманітнішої природи, які перебувають на ранніх етапах своєї еволюції, так і завершують свій життєвий шлях. Наймолодшими зірками, які, мабуть, ще не завершили процесу гравітаційного стиснення, слід вважати змінні типу τ (тау) Тельця. Це карлики спектральних класів найчастіше F - G, у великій кількості виявлені, наприклад, у туманності Оріону. Дуже схожі на них зірки типу RW Возничого, що належать спектральним класам від В до М. У всіх цих зірок зміна світності відбувається настільки неправильно, що не можна встановити жодної закономірності.
Еруптивні змінні зірки особливого типу, у яких хоча б один раз спостерігався спалах (раптове різке збільшення світності) не менше ніж на 7-8 зіркових величин, називаються новими. Зазвичай під час спалаху нової зірки видима зіркова величина зменшується на 10m-13m, що відповідає зростанню світності у десятки та сотні тисяч разів. Після спалаху нові зірки є дуже гарячими карликами. У максимальній фазі спалаху вони нагадують надгіганти класів А - F. Якщо спалах однієї і тієї ж нової зірки спостерігався не менше двох разів, то такий новий називається повторним. Зростання світності у повторних нових зірок дещо менше, ніж у типових нових. Загалом наразі відомо близько 300 нових зірок, з них близько 150 з'явилися у нашій Галактиці та понад 100 – у туманності Андромеди. У відомих семи повторних нових у сумі спостерігалося близько 20 спалахів. Багато (можливо навіть усі) нові та повторні нові є тісними подвійними системами. Після спалаху нові зірки часто виявляють слабку змінність. Зміна світності нової зірки показує, що під час спалаху відбувається раптовий вибух, викликаний нестійкістю, що виникла у зірці. Згідно з різними гіпотезами, ця нестійкість може виникати у деяких гарячих зірок внаслідок внутрішніх процесів, що визначають виділення енергії в зірці, або внаслідок впливу будь-яких зовнішніх факторів.
Наднові
Надновими називаються зірки, які спалахують так само, як нові і досягають абсолютної зіркової величини від -18m до -19m і навіть -21m у максимумі. У наднових відбувається зростання світності більш ніж десятки мільйонів разів. Загальна енергія, що випромінюється надновою за час спалаху, у тисячі разів більша, ніж для нових. Фотографічно зареєстровано близько 60 спалахів наднових в інших галактиках, причому нерідко їхня світність виявлялася порівнянною з інтегральною світністю всієї галактики, в якій стався спалах. За описами більш ранніх спостережень, виконаних неозброєним оком, встановлено декілька випадків наднових спалахів у нашій Галактиці. Найцікавішою з них є Наднова 1054, що спалахнула в сузір'ї Тельця і спостерігалася китайськими і японськими астрономами у вигляді зірки-гостя, що раптово з'явилася, яка здавалася яскравіше Венери і була видна навіть вдень. Хоча це явище схоже на спалах звичайного нового, воно відрізняється від нього своїм масштабом, плавною і кривою блиску, що повільно змінюється, і спектром. За характером діапазону поблизу епохи максимуму розрізняються два типи наднових зірок. Великий інтерес представляють швидко розширюються, які в декількох випадках вдалося виявити на місці наднових зірок І типу, що спалахнули. Найпрекраснішою з них є знаменита Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця. Форма емісійних ліній цієї туманності говорить про її розширення зі швидкістю близько 1000 км/сек. Сучасні розміри туманності такі, що розширення з цією швидкістю могло розпочатися трохи більше 900 років тому вони, тобто. саме в епоху спалаху Наднової 1054
Пульсари
Торішнього серпня 1967 р. в англійському місті Кембридж було зафіксовано космічне радіовипромінювання, яке виходило від точкових джерел як наступних одне одним чітких імпульсів. Тривалість окремого імпульсу таких джерел може становити від кількох мілісекунд до кількох десятих часток секунди. Різкість імпульсів та правильність їх повторень дозволяють з великою точністю визначити періоди пульсацій цих об'єктів, які названі пульсарами. Період одного з пульсарів дорівнює приблизно 1,34 сек, тоді як у інших періоди укладені в межах від 0,03 до 4 сек. Нині відомо близько 200 пульсарів. Всі вони дають сильно поляризоване радіовипромінювання у широкому діапазоні довжин хвиль, інтенсивність якого круто зростає зі зростанням довжини хвилі. Це означає, що випромінювання має нетеплову природу. Вдалося визначити відстані до багатьох пульсарів, що опинилися в межах від сотень до тисяч парсеків, що говорить про порівняльну близькість об'єктів, які належать нашій Галактиці.
Найвідоміший пульсар, який прийнято позначати номером NP 0531, точно збігається з однією із зірок у центрі Крабовидної туманності. Спостереження показали, що оптичне випромінювання цієї зірки також змінюється з тим самим періодом. В імпульсі зірка досягає 13m, а між імпульсами вона не видно. Такі ж пульсації цього джерела відчуває і рентгенівське випромінювання, потужність якого в 100 разів перевищує потужність оптичного випромінювання. Збіг одного з пульсарів з центром такого незвичайного утворення, як Крабовидна туманність, наводить на думку про те, що вони є саме тими об'єктами, на які після спалахів перетворюються наднові зірки. Якщо спалахи наднових зірок дійсно завершуються утворенням таких об'єктів, то цілком можливо, що пульсари - це нейтронні зірки. У цьому випадку при масі близько 2 мас Сонця вони повинні мати радіуси близько 10 км. При стисканні таких розмірів щільність речовини стає вище ядерної, а обертання зірки прискорюється до кількох десятків обертів на секунду. Очевидно, проміжок часу між послідовними імпульсами дорівнює періоду обертання нейтронної зірки. Тоді пульсація пояснюється наявністю неоднорідностей, своєрідних гарячих плям на поверхні цих зірок. Тут доречно говорити про "поверхню", тому що при настільки високих щільності речовина за своїми властивостями ближче до твердого тіла. Нейтронні зірки можуть бути джерелами енергійних частинок, що постійно надходять у пов'язані з ними туманності, подібні до Крабовидної.
фото: Радіовипромінювання крабоподібної туманності