Переменные звезды - В мире переменных звезд
В звездах сосредоточено 98% всего того вещества, из которого состоят различные космические объекты. Звезды - самые многочисленные представители «населения» Вселенной. И нет ничего удивительного в том, что изучение строения и развития этих небесных тел - один из центральных вопросов современной астрофизики.
Однако исследование звезд сильно затруднено тем обстоятельством, что продолжительность существования этих космических объектов составляет миллиарды лет. Для того чтобы обнаружить сколько-нибудь заметные изменения в их состоянии, в большинстве случаев понадобились бы весьма длительные наблюдения, на протяжении сотен, тысяч и даже миллионов лет.
Поэтому особый интерес для астрономов представляют собой звезды, у которых видимый блеск, а значит, и физические характеристики изменяются на протяжении обозримых промежутков времени. Звезда светит то ярче, то слабее. Такие звезды получили название переменных.
У различных переменных звезд изменение видимого блеска происходит по-разному. У одних - строго периодически, у других - не совсем, у третьих - хаотически. У некоторых переменных звезд наблюдаются вспышки, длительные или короткие, единичные или повторяющиеся.
В нашей звездной системе - Галактике - зарегистрировано около 40 тысяч переменных звезд. В других галактиках - около 5 тысяч.
Все переменные звезды можно подразделить на три больших класса: затменные (их открыто около 4 тыс.), пульсирующие (14 тыс.) и взрывные (2 тыс.).
Что же касается остальных переменных звезд, зарегистрированных астрономами, то они изучены не настолько хорошо, чтобы их можно было отнести к тому или иному классу.
Ученых интересуют прежде всего переменные звезды второго и третьего класса, у которых изменения блеска связаны с происходящими на них физическими процессами, - физически переменные звезды.
Затменные звезды
Затменные звезды - это один из наиболее известных классов переменных звезд.
Представьте себе две звезды, которые обращаются вокруг общего центра масс и которые расположены относительно земного наблюдателя таким образом, что один из компонентов подобной двойной системы то закрывает от нас другой, то, наоборот, прячется за него (плоскость орбиты двойной системы параллельна лучу зрения).
Из-за большого расстояния мы, находясь на Земле, видим невооруженным глазом двойную звезду (если она вообще видна невооруженным глазом) как обычную одиночную. Только с помощью крупных телескопов можно разделить компоненты звездных пар, да и то далеко не всех.
Когда компоненты пары занимают такое положение, что ни один из них не закрывает другого, то их блеск складывается, и мы наблюдаем максимум блеска двойной системы. В моменты же затмений до нас доходит свет лишь от одного компонента, и блеск звездной пары уменьшается.
Затменно-переменная звезда
Возможно и другое расположение звездной пары, при котором одна звезда периодически перекрывает другую не полностью, а лишь частично, то есть происходит частное затмение.
Нередко встречаются двойные системы, в которых одна звезда светит ярче другой. Поэтому повторяющиеся ослабления блеска у таких затменных переменных звезд неодинаковы. Когда слабая звезда перекрывает яркую (так называемое главное затмение), наблюдается минимум блеска, более глубокий, чем в противоположном случае. Типичным представителем таких затменных звезд является звезда Алголь в созвездии Персея.
Если построить график изменения блеска подобной звездной пары, отложив на одной оси время либо в часах, либо в сутках, либо в долях периода обращения данной звездной пары, а на другой - звездные величины, то кривая изменения блеска за каждый период обращения будет иметь два минимума - один глубокий, другой незначительный.
В случае частных затмений оба минимума на графике «острые»: как только уменьшение блеска прекращается, сразу начинается его возрастание.
При полных затмениях характер минимумов несколько иной: фаза минимального блеска приобретает определенную протяженность во времени, зависящую от длительности полной фазы затмения.
Таким образом, по форме кривой изменения блеска можно судить о некоторых свойствах той или иной двойной системы, в частности о том, как она ориентирована в пространстве по отношению к земному наблюдателю.
Возможен и случай, когда компоненты двойной системы обладают неправильной формой, отличающейся от шаровой, - например, вытянуты навстречу друг другу в результате взаимного притяжения. У такой системы кривая изменения блеска на участках максимумов имеет заметно округлую форму. Характерным представителем подобного типа затменных переменных звезд является звезда бета Лиры.
Есть и еще один тип: системы, похожие на бету Лиры, но имеющие короткие периоды обращения и одинаковые минимумы блеска. К этому типу двойных звезд относится звезда дубль-вэ Большой Медведицы.
Изучение кривых изменения блеска затменных переменных звезд в сочетании с результатами, полученными с помощью других методов астрономических наблюдений, позволяет судить о размерах, массах и плотностях вещества компонентов двойных систем.
Большинство затменных переменных звезд образуют тесные двойные системы, то есть такие пары, у которых поперечники звезд сравнимы с расстоянием между их центрами.
Пульсирующие звезды
Пульсирующие звезды обычно называют цефеидами, по имени типичной пульсирующей звезды дельты из созвездия Цефея.
Как и затменные переменные звезды, пульсирующие звезды подразделяются на несколько типов. Это быстро мигающие карликовые цефеиды; звезды типа RR Лиры, тоже обладающие короткими периодами изменения блеска; звезды типа дельты Цефея, у которых период изменения блеска уже несколько продолжительнее; звезды типа RV Тельца, мигающие еще реже; и наконец, долгопериодические цефеиды типа Миры Кита.
Если отвлечься от различия периодов, то кривые изменения блеска у большинства пульсирующих звезд весьма сходны. Их характерная отличительная черта состоит в том, что нарастание блеска таких звезд происходит значительно быстрее, чем его ослабление после того, как достигнут максимум.
Пульсирующая нейтронная звезда
Познакомимся с различными типами пульсирующих звезд более подробно.
Периоды изменения блеска карликовых цефеид - примерно от полутора до четырех с небольшим часов. Но у этих звезд имеется своя любопытная особенность: форма кривой изменения их блеска периодически меняется, то и дело возникает вторичный период изменения блеска, в несколько раз продолжительнее основного.
На нашем северном небе в зодиакальном созвездии Рака есть довольно яркая звезда такого типа - VZ Рака, которую можно наблюдать любительскими средствами.
Периоды колебания блеска у пульсирующих звезд типа RR Лиры составляют от 5 до 19 часов. А амплитуда колебаний, то есть величина изменений блеска, достигает двух звездных величин.
У многих звезд типа RR Лиры происходят медленные изменения периода колебании блеска, а также быстрые периодические изменения формы кривой блеска. Этот последний эффект получил название эффекта Блажко. Наблюдение подобного эффекта у переменных звезд - одна из задач любительской астрономии.
У звезд типа дельты Цефея периоды изменения блеска несколько выше, чем у звезд типа RR Лиры. Они заключены в пределах от полутора до 60 суток.
Еще продолжительнее период изменения блеска у пульсирующих звезд типа RV Тельца - от 32 до 144 суток. А кривая изменения блеска у этих звезд напоминает кривую затменной переменной звезды типа беты Лиры. У нее имеется два минимума - один глубокий, а другой сравнительно небольшой.
Причина этого явления до сих пор остается неясной.
Пульсирующие звезды типа Миры Кита часто называют миридами. Периоды изменения блеска у них весьма велики - от 90 до 130 суток, а амплитуды колебаний поистине огромны, поэтому мириды - удобные для наблюдения объекты.
Кстати, мириды - холодные звезды. В максимуме блеска их температура составляет всего около 2300°, а в минимуме она понижается до 1800°.
Взрывающиеся звезды
Эффектное явление в мире физически переменных звезд - вспышки так называемых новых и сверхновых звезд. Правда, эти названия не совсем точно отражают существо происходящего. Вспыхивают звезды, которые существовали и до этого. Только раньше они светили настолько слабо, что их нельзя было наблюдать теми средствами, которыми в прежние времена располагали астрономы. А после вспышки они становятся хорошо видны даже невооруженным глазом. Невольно создавалось впечатление, что появилась новая звезда. Отсюда и название.
Что же представляет собой вспышка сверхновой звезды? Внешне это, выглядит так: в течение всего нескольких суток блеск звезды резко возрастает - более чем на 20 звездных величин. В кульминационный момент вспышки светимость сверхновой увеличивается в миллиарды и даже сотни миллиардов раз!
На протяжении некоторого времени вспыхнувшая звезда излучает количество света как несколько миллиардов солнц, затем блеск ее постепенно ослабевает, и приблизительно через год она вновь становится малоприметной или вовсе недоступной для наблюдений.
Трехмерная модель взрыва сверхновой звезды SN1987А, расположенной в Большом Магеллановом облаке на расстоянии 168 тысяч световых лет от Земли
Известна Сверхновая звезда 1054 года. Сообщение об этом событии мы находим в старинных летописях. В тот год в созвездии Тельца вспыхнула необычайно яркая звезда. Она светила настолько сильно, что в течение трех недель была хорошо видна на дневном небе при свете Солнца. Затем звезда угасла, а на месте вспышки образовалась газовая туманность, получившая за свою форму название Крабовидной. Туманность эта и до нашего времени хранит память о былых событиях. Ее вещество с большой скоростью разлетается по радиальным направлениям от места давнего взрыва. А в этом месте находится остаток вспыхнувшей более 900 лет назад звезды. Он превратился в звезду особого типа - нейтронную звезду. Такие звезды имеют всего 20-30 километров в поперечнике и почти целиком состоят из ядерных частиц - нейтронов. Поэтому и плотность их вещества чудовищно велика - около 100 миллионов тонн в одном кубическом сантиметре.
При все более глубоком изучении Вселенной мы все чаще и чаще сталкиваемся с явлениями, которые очень трудно представить себе наглядно. Это, разумеется, вовсе не означает, что подобные явления вообще не поддаются научному исследованию, то есть непознаваемы. Они имеют естественные причины и подчиняются физическим закономерностям, которые могут быть познаны человеком и отражены соответствующими научными понятиями, формулами, математическим аппаратом. Но такие явления не могут быть представлены в привычных зрительных образах.
И даже при любительских астрономических наблюдениях всегда следует помнить о том, что за внешне простыми астрономическими явлениями могут скрываться весьма сложные физические процессы.
Вернемся, однако, к вспышкам сверхновых звезд. Между такими вспышками и образующимися на их месте газовыми туманностями существует непосредственная связь. Согласно современным представлениям, в результате взрыва вспыхнувшая звезда раздувается и сбрасывает с себя внешние слои. Эта сброшенная оболочка расширяется в пространстве, и впоследствии ее вещество превращается в газовую туманность.
Что же касается вспышек новых звезд, то внешне они напоминают вспышки сверхновых, хотя и значительно уступают им по своим масштабам. Впрочем, весьма вероятно, что дело не только в масштабах; очень может быть, что физические процессы, которые вызывают вспышки новых и сверхновых звезд, отличаются по своей природе.
Есть еще одна разновидность взрывающихся звезд - так называемые новоподобные звезды. Типичным представителем этого класса звезд является звезда U Близнецов.
Обычное состояние этой звезды характеризуется минимальным блеском. Потом он неожиданно увеличивается на 4-5 звездных величин, а затем вновь ослабевает. И эти усиления блеска время от времени повторяются, причем повторяются через неодинаковые, хотя и не очень сильно отличающиеся друг от друга промежутки времени. Средняя продолжительность таких промежутков называется циклом. Для звезды U Близнецов, о которой идет речь, такой цикл близок к 100 суткам.
Чем больше промежуток времени между очередными вспышками, то есть чем дольше накапливалась в звезде энергия, тем сильнее вспышка.
Кривая изменения блеска у звезды U Близнецов довольно сложна по своей форме. Как выяснилось, это объясняется тем, что U Близнецов не одиночная звезда, а двойная система, состоящая из новоподобной желтой звезды и белого карлика '. Здесь накладываются друг на друга два явления: изменение блеска физической переменной звезды и изменение блеска двойной системы в результате периодических затмений.
Еще один очень интересный класс переменных звезд - так называемые вспыхивающие звезды. Такие звезды во время вспышки за несколько минут или даже секунд увеличивают свой блеск в сотни, а иногда и в тысячи раз. Спустя несколько десятков минут звезда возвращается к прежнему состоянию. И подобные вспышки могут повторяться довольно часто.