Переменные звезды. Цефеиды

Изменение параметров звезд (их светимости и радиусов) в процессе эволюции происходит обычно очень медленно - в течение миллионов, даже миллиардов лет.

Есть, однако, звезды, в которых блеск меняется очень резко, даже катастрофически. В других он ритмично колеблется вокруг среднего значения. Переменных звезд в Галактике более 10000.

Причины колебания блеска звезд разные. Поэтому переменные звезды разделяют на группы:

1) затемненные переменные;

2) пульсирующие переменные;

3) эруптивный переменные звезды.

1. Затемненные переменные звезды. Типичным примером затемненной переменной звезды является Алголь (Р Персея), ее блеск очень сильно меняется - примерно в 3 раза. За такую странное поведение звезда получила в древних арабов название Эль-Гуль, то есть "дьявол".

Алголь - двойная звезда. Одна из звезд этой пары более яркая, другая - слабее. Двигаясь вокруг общего центра масс с периодом 2 суток 20 часов 49 минут, эти звезды регулярно затмевают друг друга. В наше время таких звезд известно более 4000.

Среди темных звезд выделяют 3 подгруппы:

1-я подгруппа: составляющие имеют почти шаровидную форму (Алголь)

2-я подгруппа: плавное изменение блеска возникает не только за счет затемнения, но и в связи с изменением видимой площади, потому что форма звезды

эллипсоидальная (Меры).

Третья подгруппа: система состоит из двух почти соприкасающихся компонентов эллипсоидальной формы.

В наше время ученые предполагают, что важную роль в процессе эволюции двойных звезд играет обмен массой (аккреция) между компонентами. Когда в недрах звезды выгорает весь водород, меняется молярная масса вещества, в результате чего происходит медленная перестройка звезды - сжатие ядра и разбухание оболочки. Влияние второй звезды на поверхностные слои первой становится все более ощутимым. И как только размеры звезды достигнут определенных величин, начинается перекачки массы к другим компонентам.

2. Пульсирующие переменные звезды. Цефеиды. В XVI веке немецкий астроном Давид Фабрициус заметил в созвездии Кита новую яркую звезду, блеск которой увеличивался в течение 20 дней, затем резко уменьшился, и звезда стала совсем невидимой для невооруженного глаза. Фабрициус назвал звезду Мерой, что означает "прекрасная". За последние триста лет таких звезд обнаружено около 5000000. Это так называемые пульсирующие переменные звезды. Среди их характерных представителей - долгопериодические цефеиды. Это звезды высокой светимости с периодом от 1 до 70 дней. Они, в свою очередь, делятся на два подтипа: классические цефеиды и звезды типа Девы. Типичный представитель классических цефеид - Цефея.

Классические цефеиды сосредоточены в Млечном Пути, цефеиды типа Девы распределены равномерно по Галактике. Различают еще 5 типов переменных звезд. Все они являются звездами-гигантами и сверхгигантами.

Общепринятой теорией, объясняющей изменения, которые происходят в цефеид, является теория пульсаций. Согласно этой теории цефеиды - это пульсирующие гигантские газовые шары, которые в момент максимума блеска имеют наименьший объем и высокую температуру. Затем происходит расширение звезды, причем ее температура снижается. Достигнув наибольшего расширения, внешние слои под действием сил притяжения начинают падать вниз, "проскакивают" через среднее положение равновесия и снова сжимаются. Цикл начинается сначала.

В оболочке звезды температура и плотность в направлении к центру увеличиваются. Поэтому, начиная с некоторой глубины, водород и гелий постепенно переходят в ионизированный стал. Можно сказать, что эти зоны ионизации обусловливают удивительные свойства цефеид.

Расчеты показали, что пульсировать могут только те звезды, в которых зона ионизации способна настраиваться на определенную амплитуду, величина которой определяется длиной и массой зоны ионизации гелия.

3. Эруптивные звезды. Главные представители этой группы - новые и сверхновые звезды. Новые звезды являются двойными системами с тесно связанными компонентами, точнее - комбинацией звезды позднего класса с горячей звездой, окруженной плотной газовой оболочкой. Ежегодно в Галактике вспыхивает около 200 новых звезд, но наблюдать удается одну-две из них.

Вспышки сверхновых звезд - явление редкое. В гигантской галактике типа нашей одна вспышка случается один раз в несколько десятков лет. В нашей Галактике вспышка сверхновой наблюдался последний раз в 1604 г. .; в соседней галактике (туманности Андромеды) сверхновая вспыхнула в 1885 p., причем мощность ее излучения можно сравнить с суммарной мощностью излучения всей этой галактики.

За последние полвека проблема сверхновых стала одной из центральных в астрономии. Выяснилось, что сверхновые делятся на 2 типа: сверхновые I типа и сверхновые II типа. Отличаются они "кривыми блеска", то есть зависимости мощности излучения от времени. Сверхновые I типа наблюдаются во всех галактиках, как спиральных, так и эллиптических и неправильных. А вот сверхновые II типа вспыхивают только в спиральных галактиках.

Анализ спектров сверхновых II типа показал, что они образуются в очень вытянутой оболочке, расширяется с огромной скоростью, превышающей 5000 км / с. Среди элементов преобладают водород и гелий.

А вот в спектрах I типа водорода почти нет. Из того факта, что оболочки сверхновых практически лишены водорода, можно сделать вывод, что перед вспышкой эти звезды прошли длительный эволюционный путь, в результате которого они потеряли богатые водородом-внешние слои, превратившись в компактные объекты, подобные белых карликов. Между тем сверхновые И типа - это красные гиганты и сверхгиганты.

Кроме того, звезды, вспыхивающие как сверхновые II типа, имеют сравнительно большую массу и должны быть молодыми. Они сосредоточены в рукавах спиральной галактики - а это верный признак молодости, потому что новорожденные звезды возникают из облаков газово-пылевого межзвездной среды, наполняет такие рукава. В эллиптических же галактиках очень малая плотность газово-пылевой среды и процесс образования звезд там уже давно почти прекратился, поэтому там и не может быть сверхновых II типа. Сверхновые же I типа связаны со звездами, которые прошли длительный эволюционный путь и поэтому могут наблюдаться во всех галактиках.

Причина взрыва звезды, который мы наблюдаем, как вспышка сверхновой, очевидно, заключается в том, что после "выгорания" ядерного топлива в центральных зонах звезды на последних стадиях эволюции может наступить критическая ситуация. Лишено источника энергии ядро (при достаточно большой массе) начинает катастрофически сжиматься, потому что внутреннее давление уже не в состоянии противодействовать гравитационной силе, которая стремится сблизить все частицы, и наступает гравитационный коллапс Лишенные поддержки внешние слои звезды как бы "упадут" на ядро, продолжает сжиматься. Внешние слои в процессе падения ударятся о сверхплотное ядро, состоится мгновенный разогрев вещества. С середины наружу пойдет ударная волна, которая будет разогревать холодную внешнюю оболочку красного гиганта и сорвет ее внешние слои.

В сверхновых I типа тоже наблюдается гравитационный коллапс. Причем здесь, по крайней мере, есть два варианта. Первый - звезды, вспыхивающие как сверхновые, находятся в двойных системах. Предполагают, что в таких системах более массивный компонент давно уже проеволюционував, превратившись в белого карлика. Другой, менее массивный компонент, стал сходить с главной последовательности уже в современную эпоху, превращаясь в красного гиганта. Когда он в процессе "разбухание" достигает некоторого критического радиуса, начинается перетекание его внешних слоев на первый компонент - белый карлик. Масса белого карлика увеличивается в результате аккреции (перетекание) по достижении критической массы наступает гравитационный коллапс и связанный с ним вспышка сверхновой I типа.

Другой механизм образования белого карлика с массой, превышающей критическую, может быть таким: при определенных условиях внешняя оболочка красного гиганта отделяется, превращаясь в планетарную туманность. Ядро этой планетарной туманности может иметь массу, превышающую чандрасекаривську границу. Такой объект может понести коллапса и начать образования сверхновой I типа.

Звездные скопления и ассоциации

В окрестностях Солнца почти каждая вторая звезда является двойной. Существуют системы из трех, четырех и даже шести звезд.

В Галактике обнаружено и более сложные звездные системы - рассеяны и шаровые звездные скопления. Сейчас известно уже более 1000 рассеянных скоплений. В каждом из них насчитывается от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд. В основном это звезды главной последовательности, здесь мало красных гигантов и сверхгигантов. Группируются эти скопления вдоль Млечного Пути.

В шаровых скоплениях известно сотни тысяч звезд. Среди них мало бело-голубых, но много красных гигантов. Они равномерно концентрируются в центральной части Галактики. Недавно было установлено, что многие из них являются источником мощного рентгеновского излучения. Некоторые исследователи связывают это с аккрецией межзвездного газа на черные дыры находятся, по их мнению, в центре шаровых скоплений.

Туманности

Более 100 000 000 000 звезд Галактики составляют 98% ее массы. Другие 2% ее вещества находятся в разреженном состоянии в виде газа и межзвездной пыли. Большая часть этого вещества скапливается, образуя огромные облака - галактические туманности, диаметры которых составляют сотни световых лет. Эти облака сосредоточены преимущественно вблизи галактической плоскости.

Легко заметить, что Млечный Путь от созвездия Орла до Скорпиона выглядит раздвоенным. В каждой из этих половин во многих местах встречаются "дыры", где ярких звезд практически не видно. Именно так и проявляют себя пылевые туманности. Это они плотно закрыли от нас ядро Галактики, находится в созвездии Стрельца. И лишь изредка, если поблизости газово-пылевой туманности оказывается горячая звезда, туманность "засвечивается". Она отражает свет звезды и становится видимой.

Галактические туманности бывают диффузные (светлые и темные) и планетарные. Диффузные туманности находятся внутри Галактики. Самая известная из них - светлая туманность в созвездии Ориона. Темные туманности выглядят как темные пятна на сияющем фоне Млечного Пути. Самая большая из них - в созвездии Водолея.

Самой яркой планетарной туманностью является туманность в созвездии Лиры. Диаметры планетарных туманностей в тысячи раз больше диаметра нашей Солнечной системы. Газообразные оболочки этих туманностей постоянно расширяются, удаляясь от центрального ядра со скоростью около нескольких километров в секунду. Очевидно, они связаны со взрывами новых.

Пояс зодиака

Астрономы Древней Греции обнаружили, что Солнце перемешивается ежемесячно в направлении, противоположном суточному движения небосвода, на, то есть обходит небесную сферу за 12 месяцев. Во времена Гипиарха годовой путь Солнца уже был хорошо изучен и разделен на 12 равных частей, причем каждая из них была обозначена символом близкого к ней созвездия, которое получило название знака зодиака. Очевидно, что известных в то время созвездий не хватило, и пришлось укоротить клешни Скорпиона, сформировав новое созвездие - Весы. Каждый зодиакальный знак занимает на эклиптике ровно. В наше время за прецессии зодиакальные знаки не совпадают с соответствующими созвездиями. Так, 22 марта Солнце входит в зодиакальный знак Овна, фактически находясь в созвездии Рыб.

Впрочем, подобные мелочи не останавливают современных любителей астрологии и астрологических прогнозов.

 
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   След >