Переменные звезды

Глава 21. Новые, сверхновые и нейтронные звезды. Пульсары.

Известно выражение » неизменные, как звезды». Оно противопоставляет быструю изменчивость наблюдаемых вокруг нас условий на Земле представлению о постоянстве условий на звездах. Но это представление глубоко ошибочно. Самые мощные стихийные движения на Земле – ураганы, извержения вулканов, землетрясения – покажутся ничтожными, если сравнить их с гигантскими и бурными движениями, происходящими на звездах.

Большинство звезд, как и наше Солнце, несмотря на то, что на их поверхностях происходят такие же изменения, грандиозные с точки зрения земных масштабов, все же сохраняют для наблюдателя постоянство своих основных характеристик – спектра, температуры, светимости, цвета и размера.

Но у некоторой части звезд размах происходящих явлений столь велик, что их основные характеристики, прежде всего, светимость, претерпевают существенные, легко обнаруживаемые нами изменения.

Такие звезды называются переменными. Основной характеристикой переменной звезды является кривая блеска, показывающая, как изменяется видимая звездная величина с течением времени.

Рис.88. Переменная звезда RS Кормы.

Наиболее значимым типом переменных звезд являются цефеиды. Это название они получили потому, что их прототипом является звезда δ Цефея. Блеск таких звезд испытывает правильные периодические колебания. Нарастание блеска обычно происходит быстрее, чем его спад.

Рис.89. Кривые блеска некоторых цефеид.

Светимость цефеид сильно колеблется, возрастая от минимума к максимуму в два и более раза, одновременно изменяются цвет, спектральный класс и лучевая скорость. Это показывает, что звезда испытывает глубокие изменения общего характера. Период переменности δ Цефея 5,37 суток, а амплитуда изменения яркости от 4,6 до 3,7 звездной величины. Амплитуды изменения яркости у цефеид составляют не более 1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до нескольких десятков суток, а в других галактиках и до 218 суток. Этот период у них долгие годы постоянен с точностью до долей секунды.

Рис.90. Изменение блеска и цвета цефеиды L Киля.

Наиболее разработанной является теория о пульсации цефеид, которые сжимаются и разжимаются под действием противоборствующих сил – силы притяжения к центру звезды и силы давления газа, толкающей вещество наружу. Движение поверхности звезды то к нам, то от нас вызывает изменение лучевой скорости. Наибольшую светимость звезда имеет в сжатом состоянии, наименьшую – в расширенном.

Цефеиды делятся на две группы. У звезд одной из них изменения блеска составляют 2 и более дней – это так называемые долгопериодические цефеиды, у другой группы изменения блеска составляют от 8 до 18 часов — это короткопериодические цефеиды. Это разделение, как выяснилось, носят качественный характер. Долгопериодические и короткопериодические цефеиды как бы избегают друг друга, встречаясь в разных областях пространства.

Короткопериодические цефеиды горячее и имеют одинаковую абсолютную величину М = 0,5.

Долгопериодические цефеиды холоднее и обладают следующей замечательной особенностью. Это сверхгиганты, и их светимость тем выше, чем больше период звезды. Наиболее медленно меняющиеся цефеиды самые яркие.

Рис.91. Долгопериодическая цефеида V1 в галактике M31 (Туманность Андромеды).

По современным представлениям цефеиды делят на две большие группы — классические цефеиды. (принадлежащие к плоской составляющей Галактики) и звезды типа W Девы (цефеиды сферической составляющей). Характеристики изменения блеска похожи у обеих групп, однако классические цефеиды обычно встречаются в молодых рассеянных звездных скоплениях, т.е. это — молодые звезды, а цефеиды сферической составляющей встречаются в старых шаровых звездных скоплениях, и светимость их примерно в 4 раза меньше, чем у классических цефеид.

Рис.92. Подсистемы галактики.

Установив светимость цефеиды по периоду изменения ее яркости, который легко определяется прямыми наблюдениями даже у предельно слабых цефеид, можно вычислить абсолютную звездную величину М и, сравнив ее с видимой звездной величиной m, определить расстояние до звезды по формуле

lg D = 0,2(m – M) + 1

Поэтому зависимость светимости от периода цефеид необычайно важна для установления расстояний и размеров не только нашей звездной системы, но и других наблюдаемых галактик. Яркие цефеиды-гиганты видны нам, как маяки Вселенной, издалека. Изучение цефеид дает начало познанию звездных систем, в которых эти цефеиды обнаружены.

Рис.93. Цефеида в галактике NGC1555.

Самая высокая степень переменности наблюдается у новых и сверхновых звезд. Эти звезды иногда называют взрывными, в отличие от остальных переменных звезд. Термин «новая» вошел в употребление потому, что наблюдатели обнаруживали звезду там, где ее, казалось бы, не было. На самом деле старые фотографии всегда показывают, что точно на месте появившейся яркой звезды раньше находилась слабая звездочка.

Таблица 3. Новые звезды светимостью более 5,0 звездной величины.

Год открытия новой звезды Название новой звезды Максимальная звездная величина
Т Возничего +3,8
V1059 Стрельца +4,5
GK Персея +0,2
DM Близнецов +4,8
DI Ящерицы +4,6
DN Близнецов +3,5
V603 Орла -1,4
V476 Лебедя +2,0
RR Живописца +1,2
RS Змееносца +4,3
DQ Геркулеса +1,4
CP Ящерицы +2,1
V368 Орла +5,0
ВТ Единорога +4,5
СР Кормы +0,3
Т Северной Короны +3,0
DK Ящерицы +5,0
RS Змееносца +5,0
V446 Геркулеса +2,8
V533 Геркулеса +3,0
HR Дельфина +3,7
RS Змееносца +5,0
FH Змеи +4,4
V1500 Лебедя +1,7
V842 Центавра +4,6
V838 Геркулеса +5,0
V1974 Лебедя +4,2
V382 Парусов +2,6
V1494 Орла +4,0
RS Змееносца +4,5
V1280 Скорпиона +3,9
Новая Дельфина

Явление протекает так: звезда невысокой светимости ( +6 — +8) внезапно чрезвычайно быстро начинает увеличивать свой блеск, в течение нескольких дней сравниваясь светимостью с самыми мощными сверхгигантами. После того, как звезда достигнет максимума блеска, она начинает ослабевать. По истечении 10-20 лет после вспышки звезда возвращается в свое исходное состояние. Амплитуда изменения яркости новых звезд — от 7 до 14 звездных величин, т. е. их светимость может изменяться до 400000 раз. В максимуме они бывают от —6 до —9 абсолютных звездных величин. Возможно, что у новых звезд вспышки повторяются. Ярким примером повторной новой является RS Змееносца, которая, как видно из таблицы, с 1891 по наше время вспыхивала несколько раз: в 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 годах и достигали яркости 5 звездной величины.

Рис.94. Созвездие Змееносца с повторно вспыхивающей RS Змееносца.

Яркие новые звезды, которые в максимуме достигали видимой первой звездной величины, наблюдались редко. Масса газовой оболочки, выбрасываемой новой звездой, составляет примерно 0,00001 общей массы звезды. Этим объясняется то, что звезда возвращается в исходное состояние: испытанное ею потрясение носило временный характер благодаря малой потере массы.

Рис.95. Изменение блеска RS Змееносца в 2006 году.

Частота появлений новых в Галактике, вероятно, составляет около 40 в год, однако, по состоянию на 2000-е гг., наблюдателями открываются только около 10 в год.

Самая большая катастрофа, происходящая со звездой, это вспышка сверхновой звезды. Приставка «сверх» употребляется для того, чтобы подчеркнуть необычайно большую мощность взрыва. В максимуме своего блеска сверхновая имеет абсолютную звездную величину М = от -12 до -18, значит, ее светимость равна сотням или тысячам обычных новых звезд в их максимуме. Выброс материи при взрыве сверхновой происходит со скоростью до 6000 км/сек. Энергия взрыва сравнима с той энергией, которую Солнце излучает за миллиарды лет.

Рис.96. Компьютерное моделирование взрыва сверхновой звезды.

Таблица 4. Исторические сверхновые.

Сверх- новая Созвездие Дата вспышки Максимальный блеск Остаток
SN 185 Центавр 185, 7 декабря −8 G315.4-2.3 китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
SN 369 неизвестно неизвестно неизвестно Китайские летописи, описание очень неточно
SN 386 Стрелец +1,5 G11.2-0.3 китайские летописи
SN 393 Скорпион 0,0 неточно Китайские летописи
SN 1006 Волк −7,5 SNR 1006 швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
SN 1054 Телец -6,0 Крабовидная туманность М1 на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится)
SN 1181 Кассиопея Август 1181 -1,0 Возможно, 3C58(G130.7+3.1) труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты
SN 1572 Кассиопея 1572, 6 ноября -4,0 Остаток сверхновой Тихо зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге
SN 1604 Змееносец 1604, 9 октября -2,5 Остаток сверхновой Кеплера С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер
SN 1680 Кассиопея 1680, 16 августа +6 Остаток сверхновой Кассиопея А возможно замечена Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи

Естественно, что изменения такой мощности приводят к существенным преобразованиям самой природы звезды. После того, как блеск самой звезды упадет до минимума, огромные массы выброшенных взрывом газов образуют вокруг оставшегося карлика туманность, обладающую специфическими свойствами. Такие туманности называются реликтами (остатками) сверхновых. Наиболее известная из них – Крабовидная туманность, являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году.

Рис.97. Крабовидная туманность. Изображение получено наложением фотографий, сделанных в разных диапазонах излучений.

Компьютерное моделирование, а также использование различных по диапазону излучений, позволяют воссоздавать картины вспышек, происходивших гораздо раньше изобретения телескопов.

Рис.98. Компьютерное моделирование вспышки сверхновой 1006 г.

Сегодня астрономы способны наблюдать вспышки сверхновых не только в нашей Галактике, но и за ее пределами. Астрономы всего мира ведут постоянную работу по обнаружению и изучению вспышек сверхновых звезд.

Рис.99. Сверхновая в Большом Магеллановом Облаке.

В 1987 году в Большом Магеллановом облаке вспыхнула ярчайшая сверхновая нового времени. В центре снимка находится объект, который остался от разрушающего взрыва звезды. Эти необычные кольца были открыты в 1994 году, наблюдениями телескопа «Хаббл». Однако происхождение колец все еще остается загадкой. В настоящее время имеются следующие объяснения. Кольца могли получиться от направленных узких струй вещества, которые испускает компактный объект, оставшийся от взрыва сверхновой. Другое мнение состоит в том, что кольца появились из-за взаимодействия двух звездных ветров, которые истекали от звезды на двух последовательных стадиях, предшествующих ее взрыву.

Снимки, сделанные с интервалом в один год, показывают, как эхо изменяются со временем. Движение и яркость этих эхо помогают астрономам определить химический состав и распределение межзвездных туманностей в Большом Магеллановом Облаке, где произошел этот взрыв звезды. Теперь мы видим остаток от этого мощного взрыва, который по мере расширения сталкивается с ранее выброшенным веществом. На снимке показано стрелкой начало этого столкновения в виде желтого пятнышка на внутренней стороне кольца. Хотя столкновение происходит со скоростью 60 миллионов км/час, должно было пройти несколько лет, чтобы вещество преодолело огромное расстояние. Ударные волны от сверхновой расширяются, сталкиваясь и нагревая газ, попадающийся на их пути, который начинает светится.

Существует два возможных сценария рождения сверхновой звезды:

1)Массивная звезда, исчерпав свое топливо, прекращает производство термоядерной энергии, что влечет коллапс звезды под действием силы собственной гравитации и ее превращение в нейтронную звезду или черную дыру.

2)Белый карлик, накапливая вещество звезды-компаньона (явление аккреции), достигает критической массы и становится сверхновой в термоядерной вспышке.

Рис.100. Пара нейтронная звезда – белый карлик.

По мнению астрономов, вспышка сверхновой 1006 года происходила по второму сценарию. Судить о том, какой именно сценарий стал причиной вспышки, частично можно по изучению остатков сверхновых. Современные средства позволяют идентифицировать и изучать нейтронные звезды, возникающие в результате вспышек сверхновых.

Нейтронная звезда — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звезд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжелых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звезд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжелых ядер составляет в среднем 2,8·1017 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов.

Рис.101. Нейтронная звезда Циркуль Х-1. Компьютерная обработка фотоснимка в рентгеновских лучах.

Многие нейтронные звезды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду. К 2015 году открыто более 2500 нейтронных звёзд. Порядка 90 % из них — одиночные. Всего же в нашей Галактике могут существовать 108—109 нейтронных звезд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звезд. Нейтронная звезда может наблюдаться в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % излучаемой энергии (соответствует 10 звездной величине). Важной особенностью некоторых нейтронных звезд является способность испускать узко направленный поток радиоизлучения, который может быть зафиксирован радиотелескопами. Такие нейтронный звезды получили название пульсаров.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *