25. Переменные и нестационарные звезды

1. Цефеиды

Как вы уже знаете, изменения видимой яркости в системах алголей вызваны не изменением светимости самих звезд, а их периодически повторяющимися затмениями. Вместе с тем в настоящее время известны десятки тысяч физических переменных звезд, у которых реально меняется их светимость. Причем у одних она меняется строго периодически, а у других - с периодичностью, часто нарушаемой, или даже неправильным образом.

Вспомните, от каких физических характеристик зависит светимость звезды. Почему она может измениться?

Итак, изменение размера и температуры приводит к изменению светимости звезд. Поэтому для всех физических переменных звезд типично, что вместе с изменением светимости происходят те или иные изменения в спектре, т. е. в состоянии их атмосферы.

Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды. Это белые или желтоватые звезды, свое название они получили от типичной представительницы - звезды δ Цефея. Период ее переменности 5,37 Сут, 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. Этот период у них долгие годы постоянен с точностью до долей секунды.

На рисунке 77 представлены изменения яркости и сопутствующие им изменения температуры и лучевой скорости цефеид.

Рис. 77. Примерные кривые яркости, лучевой скорости и температуры Цефеид

С изменением температуры несколько меняется и спектральный класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды - пульсирующие звезды. Они периодически расширяются и сжимаются. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев.

Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефеиды, иначе звезды типа RR Лиры, с периодами меньше 1 сут и классические с периодами больше 2 сут. Первые из них горячее и имеют одинаковую абсолютную величину М = 0,5.

Классические цефеиды холоднее и обладают следующей замечательной особенностью. Это сверхгиганты, и их светимость тем выше, чем больше период звезды. Наиболее медленно меняющиеся цефеиды самые йркие. При периоде около 50 сут их светимость в 10 000 раз больше, чем у Солнца. 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 т, определить расстояние до звезды по формуле

lgD=0,2(m-M)+1, что следует из формулы (4).

Поэтому зависимость светимости от периода цефеид необычайно важна для установления расстояний и размеров нашей звездной системы.

Яркие цефеиды - гиганты видны нам, как маяки Вселенной, издалека. По ним мы намечаем контуры нашей звездной системы.

2. Новые звезды

Название "новые звезды" сохранилось с древних времен за звездами, которые считались действительно новыми. Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле так называемая новая звезда в действительности существовала и раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего ее яркость за короткое время увеличилась в десятки тысяч раз. После вспышки звезда постепенно возвращается к прежнему состоянию. Амплитуда изменения яркости новых звезд - от 7 до 14 звездных величин, т. е. их светимость может изменяться до 400 000 раз. В максимуме они бывают от -6 до -9 абсолютных звездных величин. Возможно, что у новых звезд вспышки повторяются с промежутками в тысячи лет. Яркие новые звезды, которые в максимуме достигали первой звездной величины, наблюдались редко, например в 1901, 1918, 1925 гг.

Ввиду неожиданности такого рода вспышек открытие новых звезд происходит случайно. Их открывают по большей части любители астрономии, иногда школьники. Для этого надо чаще осматривать созвездия вблизи Млечного Пути. Но не примите планету за новую звезду!

Вспышка новой звезды происходит обычно за несколько дней - катастрофически, а возврат к прежней светимости длится годами и сопровождается колебаниями яркости (рис. 78).

Рис. 78. Кривые изменения видимой яркости трех новых звезд

Изменения в спектре новой звезды показали следующее: яркость звезды увеличивается потому, что вздувается фотосфера - растет ее поверхность. В момент максимума светимости диаметр новой звезды больше диаметра земной орбиты. В момент наибольшей яркости со звезды срывается внешний слой и со скоростью ≈1000 км/с, расширяясь, устремляется в пространство.

Вспыхивают как новые только некоторые очень горячие звезды умеренных светимостей, причем все новые звезды, по-видимому, являются двойными, так что нашему Солнцу вспышка не угрожает.

3. Сверхновые звезды

Некоторые особые звезды, невидимые ранее, неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче, чем новые звезды. Их называют сверхновыми звездами. Скорость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обычных новых звезд.

Вследствие колоссальной светимости; в максимуме превосходящей в десятки тысяч раз светимость ярчайших из обычцых звезд, мы видим сверхновые звезды на громадных расстояниях от нас, в других звездных системах (рис. 79). Измерение яркости сверхновых звезд используют для оценки этих расстояний.

Рис. 79. Фотография (негатив) далекой звездной системы - галактики со сверхновой звездой, отмеченной стрелкой (указан угловой масштаб фотографии)

Вспышки сверхновых звезд крайне редки - в среднем одна вспышка за несколько десятилетий или столетий в системе, содержащей миллиарды звезд.

Еще до изобретения телескопа в нашей звездной системе наблюдалось несколько звезд, несомненно бывших сверхновыми. На месте, где одна из них вспыхнула в 1054 г. в созвездии Тельца, находится особенная, слабо светящаяся туманность, названная Крабовидной (рис. 80). Она содержит ионизованный газ в виде прожилок, пронизывающих ее основную аморфную массу. Из сравнения фотографий, сделанных в разные годы, выяснилось, что туманность расширяется со скоростью ≈1000 км/с. Ее расширение началось с момента вспышки сверхновой звезды. Газ, образующий туманность, был выброшен ею при вспышке. Позднее оказалось, что Крабовидная туманность является одним из мощнейших источников радиоизлучения. Оно вызывается тем, что имеющееся в туманности магнитное поле тормозит электроны, рожденные при взрыве звезды и движущиеся со скоростью, близкой к скорости света. Такое радиоизлучение электронов в магнитном поле называется нетепловым или синхротронным. Крабовидная туманность оказалась также и одним из наиболее мощных космических источников ренгтеновских лучей.

Рис. 80. Крабовидная туманность - остаток сверхновой звезды, вспыхнувшей в созвездии Тельца в 1054 г.

На месте вспышек других "близких" сверхновых звезд также найдены радиоизлучающие и расширяющиеся туманности. Вспышки сверхновых звезд - грандиознейшие и редчайшие из катастроф, происходящих с небесными телами.

Изучение всех переменных и новых звезд крайне важно для понимания природы и эволюции звезд вообще, так как переменные и особенно новые звезды находятся на поворотных этапах своего развития. Кроме того, происходящие у этих звезд изменения легко наблюдаемы, а у обычных звезд нет, так как их изменения слишком медленны.

Упражнение 23

1. У новых звезд яркость обычно возрастает при примерно постоянной температуре вследствие вздутия фотосферы. Если изменение яркости новой звезды составляет 10 звездных величин, то во сколько раз изменился радиус звезды?

2. На каком расстоянии от центра галактики в проекции на небо находится сверхновая звезда (рис. 79), если видимый диаметр галактики 2', а расстояние от нее 10⁷ пк?