Физические переменные звезды

<

091713 0029 1 Физические переменные звезды Переменные звезды – звезды, видимый блеск которых, в отличие от блеска большинства звезд, подвержен колебаниям. Переменные звезды встречаются в самых разнообразных частях бесконечной Вселенной, причем их характерные особенности обычно связаны со средой, в которой они находятся. Относительная легкость и простота методов обнаружения и исследования переменных звезд, наряду с наличием важных закономерностей, связывающих между собой их основные характеристики, делают изучение этих объектов весьма важными при решении вопросов строения и развития звезд и звездных систем.

Изменение блеска физических переменных звезд происходит в результате изменений физических условий, существующих в их недрах и внешних слоях. Физические переменные звезды разделяются на несколько основных групп: пульсирующие звезды, взрывные звезды и прочие переменные.

Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2m, в период минимума она уменьшается до 10m, и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 3 331,6 суток.

Пульсирующие переменные звезды в свою очередь делятся на следующие основные типы:

Долгопериодические переменные звезды. К этому типу относятся звезды типа Миры: «таких звезд насчитывается несколько тысяч, они являются наиболее распространенными среди переменных. Это пульсирующие с периодом в сотни дней красные гиганты, и их цикл гораздо менее регулярен, чем у других переменных. Их яркость меняется на 6 или 8 звездных величин – в несколько сотен раз – хотя размер звезд изменяется менее чем на 50%.

Цефеиды. Переменные цефеиды получили такое имя в честь Дельта Цефея, первой открытой звезды такого типа. Изменение яркости цефеиды связано с процессами, происходящими внутри звезды, которые заставляют ее расширяться и сжиматься. Увеличиваясь в размере в течение суток или дольше, цефеида тускнеет, а при сжатии становится ярче. Это происходит с удивительной периодичностью. Основная заслуга цефеид в том, что они позволили нам определить размеры нашей галактики.

Короткопериодические цефеиды. К этому типу относятся звезды типа RR Лиры, которые имеют периоды от 79 минут до 1,2 суток. Иногда их называют анталголями, а также переменными типа скоплений, так как они нередко в большом количестве встречаются в шаровых звездных скоплениях.

Переменные звезды типа β Цефея. Звезды этого типа имеют изменяющие лучевые скорости с периодами порядка нескольких часов с одновременным изменением в небольших пределах блеска.

У перечисленных типов (являющимися звездами-гигантами) изменение блеска происходит периодически; их кривые изменения блеска в основном сходны друг с другом.

Полуправильные переменные звезды. Переменные звезды этого типа вместо строгих периодических колебаний блеска обладают циклическими колебаниями, не имеющими точного периода. Предсказывать наступление максимумов или минимумов блеска таких звезд затруднительно.

Взрывные переменные звезды
делятся на следующие основные типы:

Новые звезды. «Это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в десятки и сотни тысяч раз и более, а затем медленно спадает. Период повышенной светимости продолжается от нескольких дней и даже часов до нескольких лет. Название «Новые звезды» сложилось в древности, когда звезды, которые становились видимыми на небе вследствие увеличения блеска, считались возникающими вновь. Исследования с помощью фотографии опровергли это мнение: к началу 20 века было доказано, что такие звезды существуют и до вспышки, но имеют значительно более слабый блеск; примерно к этому же блеску они возвращаются после вспышки. По статистическим расчетам во всей Галактике ежегодно вспыхивает свыше 100 новых звезд. В максимуме блеска новая звезда, имеющая до вспышки диаметр, сравнимый с диаметром Солнца, становится в ряд наиболее ярких и крупных звезд.

Сверхновые звезды . Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает. Во время вспышек сверхновая звезда значительно ярче новых звезд, которых они напоминают по характеру изменения блеска.

<

    Вспышка сверхновой звезды наблюдается весьма редко: в отдельных галактиках в среднем не чаще чем один раз в 200-300 лет. Вспышки сверхновых в нашей Галактической системе после изобретения телескопа (начало 17 в.) не наблюдались. Однако установлено, что ряд вспышек, отмеченных в древних летописях, преимущественно китайских, принадлежит сверхновым звездам. В ряде мест небесной сферы, где, согласно летописям, наблюдались вспышки в настоящее время видны своеобразные светящиеся туманности, представляющие собой несомненно продукт вспышек сверхновых звезд. Из таких объектов лучше всего изучена Крабовидная туманность в созвездии Тельца, видимая в том месте, где, согласно летописям, в 1054 наблюдалась вспышка звезды, являвшейся, как установлено, сверхновой.

Крабовидная туманность представляет собой один из наиболее мощных источников радиоизлучения. Источниками радиоизлучения являются и другие туманности, видимые на месте сверхновых звезд, вспыхивавших в нашей Галактической системе; интенсивность радиоизлучения, повидимому, тем больше, чем ярче была сверхновая звезда в максимуме блеска. Причины вспышек сверхновых выяснены недостаточно. Однако несомненно, что в процессе такой вспышки внутреннее строение звезды претерпевает существенные изменения; при этом звезда теряет огромную энергию.

    Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна, по крайней мере, в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного сверхгиганта, образуя тяжелые элементы типа железа внутри своего ядерного реактора, оставляя некоторую часть их в дальних слоях оболочки. С потерей значительной части массы звезда постепенно утрачивает способность сопротивляться безжалостной силе гравитации. Буквально за долю секунды ядро взрывается, разрывая звезду на куски. Расширяющееся облако материи, которое образует тело звезды соединяется с соседним межзвездным веществом, образуя остатки сверхновой.

«Переменные звезды прочих типов. К этой группе переменных звезд, природа которых пока еще не вполне выяснена, относятся:

Неправильные переменные звезды, меняющие свой блеск без какой-либо периодичности;

Красные неправильные гиганты, в действительности являющиеся, повидимому, плохо изученными полуправильными.

Переменные звезды типа RW Возничего, многие из этих звезд являются карликами, с неправильными, иногда быстрыми изменениями блеска, сменяемыми периодами его постоянства.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

2. НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ

 

Нестационарные звёзды – характеризуются заметными изменениями физ. состояния внешних слоев в сравнительно короткие интервалы времени, что проявляется в изменении их спектров. Обычно к нестационарным звездам относят только звёзды с ярко выраженными особенностями спектра, прежде всего с присутствием и изменением со временем эмиссионных линий (линий испускания). Звёзды, у которых меняются блеск и цвет. принято относить к переменным звёздам. Однако одна и та же звезда может рассматриваться как переменная, когда имеются в виду изменения её блеска, и как нестационарные звезды, когда речь идёт о более тонких спектральных характеристиках. В строгом смысле нестационарными являются даже звёзды, кажущиеся вполне стабильными, как, напр., Солнце, поскольку в самых внешних его слоях (хромосфере, короне) постоянно происходят изменения. Но вклад этих слоев в интегральное излучение Солнца невелик.

К нестационарным звездам относят весьма различные по свойствам объекты: звёзды спектрального класса В с эмиссионными линиями в спектре (их обозначают Be), звёзды Вольфа-Райе (WR), переменные звёзды типа эруптивных (взрывающихся) – сверхновые звёзды, новые звёзды, вспыхивающие звезды типов UV Кита, Т Тельца и др. Общее число нестационарных звезд в Галактике велико. Так, например, число звёзд Be составляет примерно 1/10 долю известных звёзд класса В, а звёзды типа UV Кита вообще должны составлять значит. часть всех звёзд Галактики.

Процессы, протекающие во внешних слоях звёзд типов Be и WR, отличаются сравнительной простотой и исследованы более полно, чем у других нестационарных звезд. У этих звёзд наблюдается выброс вещества. У звёзд Be скорость выброса не превышает несколько десятков км/с, и мощность выброса сравнительно невелика – за год звезда теряет массу около 091713 0029 2 Физические переменные звезды. Выбросы вещества приводят к образованию вокруг звёзд Be газовых оболочек. Звёзды класса В горячие, и в их излучении содержится достаточно много фотонов большой энергии (относящихся к УФ-участку спектра), которые в оболочке «перерабатываются» в фотоны оптич. диапазона (фотоны УФ-диапазона ионизуют атомы вещества оболочки, а после рекомбинации в атомах происходят каскадные переходы, порождающие наблюдаемые в оптич. диапазоне линии).

Сходным образом возникают яркие линии в спектрах Вольфа-Райе звезд. Эти звёзды также имеют оболочки, но т.к. скорости выброса газа из звёзд WR составляют 1-2 тыс. км/с и за год выбрасывается масса до 091713 0029 3 Физические переменные звезды, то их оболочки более плотны и непрозрачны, чем у звезд Be. В них высокоэнергичные фотоны практически полностью перерабатываются в фотоны оптич. диапазона. Так как интенсивное выбрасывание вещества не может продолжаться очень долго — масса звезды при этом быстро уменьшается, то звёзды типов WR и Be считают молодыми. Возраст первых ~ 106 лет, вторых -~ 107-108. О молодости звёзд WR и Be свидетельствует и нахождение их большей частью в составе молодых систем — звёздных ассоциаций.

В спектре симбиотических звёзд — сравнительно немногочисленного класса Н. з.- сочетаются особенности горячих звёзд (эмиссионные линии) с характерными чертами холодных звёзд (молекулярные полосы поглощения). По совр. воззрениям, эти звёзды представляют собой двойные системы, состоящие из горячего и холодного компонентов. В системе имеется много газа, по-видимому, выброшенного звёздами, так что звёзды системы погружены в общее газовое облако. Излучение горячей звезды возбуждает свечение газа, и эмиссионный спектр облака накладывается на спектр поглощения более холодной звезды. Активность такой системы звёзд выражается в происходящих время от времени вспышках, при которых возрастает блеск горячей звезды и, вероятно, с неё сбрасывается оболочка. Эта оболочка, расширяясь, пополняет вещество околозвёздного газового облака.

Эруптивные звёзды малой светимости типа UV Кита характеризуются крайне быстрыми изменениями блеска. Менее чем за 1 мин блеск звезды возрастает в десятки раз и за 10-15 мин спадает до первоначального. Такие вспышки происходят по неск. раз в сутки, а более слабые — каждые час-полтора. Общее число вспыхивающих звёзд типа UV Кита в Галактике должно быть очень велико, видны же только ближайшие к Солнцу. На расстояниях свыше неск. сотен св. лет эти звёзды вследствие их малой светимости современными средствами наблюдать не удаётся.

Звёзды типа UV Кита — холодные карлики с темп-рой на поверхности 2500-3000 К и радиусом в 5-10 раз меньшим, чем у Солнца. Они находятся в стадии сжатия и выхода на главную последовательность, причём стадия сжатия у таких звёзд (с массой в десятки раз меньше солнечной) продолжается миллиарды лет. Такая звезда излучает всего ок. 1030 эрг/с, осн. доля этой энергии приходится на ИК-область спектра. Дополнительная энергия, излучаемая в оптической области спектра за всё время сильной вспышки, составляет 1033-1034 эрг, т.е. достигает энергии, излучаемой Солнцем за 1 с. По общей энергии вспышки звёзд типа UV Кита на один-два порядка превосходят сильные вспышки на Солнце, но по ряду характеристик эти вспышки очень близки друг к другу. Сходство этих явлений состоит ещё и в том, что они охватывают внешние разреженные слои атмосферы звезды, прозрачные для излучения почти всех длин волн. Поэтому энергия вспышки беспрепятственно уносится излучением из области вспышки, и остывание атмосферы происходит очень быстро. Если бы вспышка захватывала фотосферу, то нагретая область фотосферы должна была бы охлаждаться гораздо медленнее, чем это наблюдается у звёзд типа UV Кита.

Во время вспышек на Солнце отмечаются всплески радиоизлучения. Аналогичное явление имеет место и при вспышках звёзд типа UV Кита, причём у них энергия радиоизлучения лишь в 100-1000 раз меньше оптической, тогда как при вспышках на Солнце это отношение ~ 105.

Данные наблюдений лучше всего согласуются с предположением о том, что излучение при вспышке звезды типа UV Кита представляет собой свечение разреженного нагретого газа. Наиболее же интересный вопрос об источнике энергии вспышки и механизме нагрева газа до конца не выяснен. Возможно, источник вспышки связан с конвекцией, к-рая очень сильна у сжимающихся холодных звёзд. Конвекция создаёт магн. поле сложной структуры. Энергия магнитного поля в определённых условиях может освобождаться и трансформироваться в энергию вспышки.

Изменения блеска нестационарных звезд типа Т Тельца совершенно нерегулярны. Возрастание блеска может происходить с самой различной скоростью, а продолжительность колебания блеска варьирует от нескольких часов до нескольких суток. Эти сравнительно холодные звёзды (с температурой, близкой к солнечной) имеют в спектре много эмиссионных линий. Из звёзд типа Т Тельца происходит выбрасывание вещества, и эти звёзды, как правило, находятся в облаках газа — диффузных туманностях или в непосредственной близости от них.

Причины колебаний блеска звезд типа Т Тельца полностью не выяснены. Однако можно утверждать, что освобождение энергии при вспышке происходит не в атмосфере звёзд, а в более глубоких, подфотосферных слоях. Одна из основных особенностей звёзд типа Т Тельца состоит в том, что почти все они входят в состав звёздных ассоциации. Поэтому считается, что звёзды Т Тельца очень молодые – им всего несколько млн. лет, и их нестационарность может быть обусловлена остаточными явлениями звездообразования. Возможно, что их вспышки тоже связаны с конвекцией, которая сильна в этих звёздах, более массивных, чем UV Кита, но также находящихся в процессе сжатия.

<

Комментирование закрыто.

MAXCACHE: 0.92MB/0.00096 sec

WordPress: 22.02MB | MySQL:124 | 1,194sec