§ 26. Нестационарные звёзды

Переменные звезды

1. Общая характеристика переменных звёзд. Многие звёзды изменяют свои физические характеристики в течение относительно короткого периода времени. Такие звёзды называются нестационарными. В отличие от затменно-переменных звёзд (см. § 24) они меняют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самих звёздах. По этой причине их называют физическими переменными звёздами.

Звезда Мира – созвездие Кит

В зависимости от характера протекающих внутри звезды процессов физические переменные звёзды бывают пульсирующими и эруптивными.
Пульсирующие переменные звёзды — физические переменные звёзды, у которых происходят периодические колебания блеска (например, цефеиды, звёзды типа RR Лиры, мириды).

Эруптивные звёзды — физические переменные звёзды, проявляющие свою переменность в виде вспышек, которые объясняются выбросами вещества (например, новые и сверхновые звёзды).

Все переменные звёзды имеют специальные обозначения, если им не были присвоены раньше буквы греческого алфавита. В каждом созвездии первые 334 переменные звезды обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, T, …, Z, RR, RS, …, RZ, SS, ST, …, ZZ, AA, …, AZ, QQ… с добавлением названия соответствующего созвездия. Следующие переменные, которым не хватило комбинации этих букв в созвездии, обозначаются V 335, V 336 и т. д.

Цефеиды (видео с модели “Открытая астрономия”)

2. Пульсирующие переменные звёзды. Первая пульсирующая звезда была открыта немецким астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. в созвездии Кита и названа Мирой. Период изменения блеска этой звезды составляет 331,6 суток.

Долгопериодические переменные звёзды (с периодами от нескольких недель до года и более; звёзды типа Миры Кита) называются миридами. Практически все звёзды этого типа — красные гиганты огромных размеров и большой светимости. Амплитуды изменения блеска таких звёзд могут достигать десяти звёздных величин.

Рисунок 131 — Графики изменения блеска, лучевой скорости и температуры цефеид

При эволюционном превращении звезды в звезду гиганта происходит увеличение её объёма и уменьшение средней плотности вещества. В это время внутреннее строение звезды изменяется коренным образом, что может сопровождаться нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Это приводит к периодическим колебаниям объёма звезды: её оболочка то расширяется, то сжимается. Такие периодические колебания переменных звёзд называются пульсационными. Пульсация звезды происходит благодаря клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоёв звезды задерживает часть излучения внутренних слоёв. При нагревании наружный слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из-за чего слой снова становится непрозрачным и весь процесс повторяется снова.

Обширный класс очень ярких переменных звёзд сверхгигантов и гигантов классов F и G называется цефеидами. Это пульсирующие переменные звёзды, блеск которых плавно и периодически меняется от 0,5 до 2 звёздных величин. Период изменения блеска составляет от 1,5 до 70 суток. Название происходит от 5 Цефея — одной из наиболее типичных для данного класса переменных звёзд.

Одновременно с видимой звёздной величиной у цефеид меняется спектр и температура (в среднем на 1500 градусов) (рис. 131). Период пульсаций звезды зависит от средней плотности её вещества и подчиняется следующей закономерности:

где P — период пульсаций в сутках, р — средняя плотность (в единицах средней плотности Солнца). Средняя плотность вещества цефеид составляет около 10-2 кг/м3.

Рисунок 132 — График зависимости абсолютной звёздной величины от периода изменения блеска звёзд у цефеид и звёзд типа RR Лиры

Цефеиды с большей массой имеют большую светимость, больший радиус, но меньшую плотность и, соответственно, больший период пульсации, т. е. цефеиды обладают важной зависимостью «период — светимость» (рис. 132). Эта зависимость описывается выражением: М = 1,01 – 2,791g P, где Р — период изменения блеска в сутках, а М — средняя абсолютная звёздная величина. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить абсолютную звёздную величину или светимость звезды. Сравнивая её с наблюдаемой видимой звёздной величиной, можно определить расстояние до цефеиды. Высокая светимость и переменность блеска позволяют обнаруживать цефеиды вплоть до расстояний 20 Мпк. Их наблюдают в ближайших галактиках, определяя таким образом расстояния до этих звёздных систем.

Цефеиды образно называют маяками Вселенной. К настоящему времени в нашей Галактике известно свыше 800 цефеид.
Другой разновидностью пульсирующих переменных звёзд являются звёзды типа RR Лиры, имеющие более короткие периоды от 0,2 до 1,2 суток. Практически все звёзды этого типа — гиганты спектрального класса А. Они очень быстро меняют блеск. Амплитуда изменения блеска достигает 1й звёздной величины. У этих звёзд, как и у цефеид, существует зависимость между периодом и светимостью (см. рис. 132).

Образование новой звезды

3. Новые звёзды. Звёзды, блеск которых внезапно увеличивается в тысячи и миллионы раз за несколько суток, после чего ослабевает до первоначального в течение года и более, называются новыми звёздами.

Термин «новая звезда» не подразумевает, что звезда родилась. Так называют звёзды, у которых блеск внезапно увеличился. Например, одна из новых звёзд, вспыхнувшая в июне 1918 г., увеличила свой блеск за четыре дня с 11й до 0,5й звёздной величины (т. е. в 40 тыс. раз), а затем приняла прежнее значение блеска за период чуть более 1,5 года.

Рисунок 133 — График изменения блеска новой звезды

Наблюдения показывают, что вспыхивающими новыми звёздами являются горячие белые карлики спектральных классов О – В, имеющие абсолютную звёздную величину порядка 4m – 5m. Во время вспышки эти звёзды увеличивают свой блеск на 7m – 16m звёздных величин (рис. 133). За время вспышки новая звезда излучает энергию около 1038 Дж (такая энергия излучается Солнцем примерно за 100 тыс. лет!).

Причиной взрыва новых звёзд является обмен вещества между компонентами тесных двойных пар, к которым принадлежат все достаточно детально исследованные бывшие новые звёзды. Многие новые звёзды вспыхивают неоднократно. Если вспышка повторяется, такую звезду называют повторной новой.

Сверхновая звезда, Нейтронная звезда, Пульсар, Магнетар

4. Сверхновые звёзды. Сверхновые звёзды — одно из самых грандиозных и захватывающих космических явлений. Сверхновыми называются звёзды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звёздной величины от 18m до 19m. Отдельные сверхновые в максимуме блеска превышают светимость Солнца в десятки миллиардов раз, достигая абсолютной звёздной величины М = -20m — -21m.

Рисунок 134 — Крабовидная туманность — остаток от взрыва сверхновой звезды

В китайских летописях упоминается о внезапном появлении в 1054 г. в созвездии Тельца и наблюдавшейся китайскими и японскими астрономами «звезды гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днём. Спустя два месяца эта звезда начала угасать, а ещё через несколько месяцев совершенно исчезла из поля зрения. В наше время с помощью достаточно мощных телескопов в этом созвездии можно видеть туманность причудливой формы, напоминающую плывущего в воде краба. Туманность так и назвали — Крабовидная (рис. 134). от взрыва сверхновой звезды Наблюдения показали, что она расширяется. С учётом скорости расширения можно заключить, что Крабовидная туманность — это остаток взрыва сверхновой 1054 г.

Рисунок 135 — Сверхновая SN 1987А в Большом Магеллановом Облаке (указана стрелкой)

В нашей Галактике за последнее тысячелетие зарегистрировано несколько случаев вспышек сверхновых звёзд. Наиболее яркая сверхновая звезда, наблюдавшаяся с помощью современной техники, появилась в 1987 г. в одной из ближайших галактик — Большом Магеллановом Облаке (рис. 135).
Звезда вспыхивает вследствие коллапса (схлопывания) своего массивного ядра. Происходит это следующим образом. На разных этапах жизни массивной звезды в её ядре протекают термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий — в углерод и т. д. до образования ядер элементов группы железа (Fe, Ni, Co). Постепенно звезда всё больше и больше «расслаивается» (рис. 136).

Рисунок 136 — Расслоение массивных звёзд

Ядерные реакции с образованием ещё более тяжёлых химических элементов идут с поглощением энергии, поэтому звезда начинает охлаждаться и сжиматься. Внутренние слои словно обрушиваются к центру звезды, происходит термоядерный взрыв, возникает ударная волна, движущаяся обратно от центра. В итоге наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью и наблюдается вспышка сверхновой.

Рисунок 137 — Относительные размеры белого карлика и нейтронной звезды

При взрыве освобождается энергия порядка 1046 Дж. Такую энергию наше Солнце способно излучить лишь за миллиарды лет. От огромной звезды остаются только расширяющаяся с большой скоростью газовая оболочка и нейтронная звезда (или чёрная дыра).

Если звёздная масса невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. При очень высокой плотности вещества электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы — нейтроны. Вскоре почти вся звезда будет состоять из одних нейтронов, тесно прижатых друг к другу и огромная звёздная масса будет сосредоточена в очень небольшом шаре размером порядка десяти километров (рис. 137).

Пульсар (видео с модели “Открытая астрономия”)

Плотность этого шара — нейтронной звезды — может составлять 1017—1018 кг/м3. Если такая звезда обладает мощным магнитным полем и находится в двойной системе, вещество соседки может захватываться и падать вдоль линий магнитного поля, создавая в районе магнитного полюса горячее пятно, излучающее в радиодиапазоне. В таком случае будет наблюдаться пульсар — быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая радиоимпульсы с периодом от 0,0014 до 11,8 с.

Рисунок 138 — Относительные размеры нейтронной звезды и чёрной дыры

Если в недрах звезды отсутствуют силы, противодействующие её сжатию под действием сил гравитации, то звезда и дальше будет продолжать сжиматься. Плотность вещества будет продолжать увеличиваться. В результате массивная звезда на заключительном этапе своей эволюции превращается в неудержимо сжимающийся объект — чёрную дыру (рис. 138). Поле тяготения на границе чёрной дыры настолько велико, что сигналы от этого объекта не выходят наружу (отсюда происходит её название). Другими словами: гравитационное поле чёрной дыры настолько сильное, что даже свет не в состоянии его преодолеть.
Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом (rg) или радиусом Шварцшильда. Для массивных звёзд rg составляет несколько десятков километров и может быть рассчитан по формуле:

где G — гравитационная постоянная, M — масса звезды, c — скорость света.

Что, если человек упадет в черную дыру?

Теория относительности приводит к выводу, что вещество должно быть сжато в микроскопически малом объёме пространства в центре чёрной дыры. Это состояние называется сингулярностью. Границу чёрной дыры именуют горизонтом событий.

Так как чёрные дыры непосредственно наблюдать нельзя, поиски их сопряжены с большими трудностями. Чаще всего чёрную дыру удаётся обнаружить двумя способами. Во-первых, если дыра образовалась в двойной системе звёзд, то её положение можно определить по обращению второго компонента вокруг массивного «пустого места» (рис. 139). Во-вторых, при падении вещества на чёрную дыру должно возникать мощное рентгеновское излучение. Источники такого излучения (Лебедь Х-1, Скорпион Х-1 и др.) зарегистрированы «кандидатами» в чёрные дыры, которые также могут существовать и наблюдаться как постоянно взаимодействующие с веществом в ядрах галактик.

Главные выводы
1. Звёзды, которые изменяют свои физические характеристики в течение относительно короткого периода времени, называются нестационарными. Они бывают пульсирующими и эруптивными.
2. Физические переменные звёзды — это пульсирующие звёзды, которые меняют свою светимость за короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. 
3. Эруптивные звёзды — физические переменные звёзды, проявляющие свою переменность в виде вспышек. К ним относятся новые и сверхновые звёзды.
4. Нейтронные звёзды образуются при взрывах сверхновых звёзд. Некоторые из них наблюдаются как пульсары, для которых характерно мощное узконаправленное пульсирующее радиоизлучение.
5. Чёрная дыра — область замкнутого пространства, созданная гравитационным полем массивного тела, которую не могут покинуть ни частицы, ни излучение.
6. В ходе эволюции звёзд (в результате термоядерных реакций и взрывов) происходит образование химических элементов.

Контрольные вопросы и задания

1. Чем отличаются физические переменные звезды от затменно-двойных звезд?
2. Какова причина пульсаций цефеид?
3. В чем состоит отличие новой звезды от сверхновой?
4. Как образовалась Крабовидная туманность?
5. Каковы причины взрыва новых и сверхновых звезд?
6. Объясните механизм радиоизлучения пульсара.
7. Какой объект называют черной дырой? Какими свойствами обладает черная дыра?
8. Определите среднюю плотность цефеиды, если ее период пульсаций составляет 20 сут.
9. Определите радиус Шварцшильда для звезды с массой, равной 3 массам Солнца.
10. Светимость сверхновой превышает светимость Солнца в 1011 раз. Если бы эта звезда появилась на нашем небе с яркостью, равной солнечной, то на каком расстоянии от Солнца она должна была бы находиться? MC = 4m,8; mC = – 26m,8.
11. Цефеида ζ Близнецов имеет период изменения блеска P = 10d,15 и среднюю видимую звездную величину m = 3m,93. На каком расстоянии от Солнца она находится?

 

Проверь себя

Выбор тем