§ 23. Фізичні змінні зірки

В 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус у сузір'ї Киту відкрив нову зірку 2^m. Якийсь час він спостерігав за нею, а потім вона зникла. Зненацька в 1609 р. зірка з'явилася на небі знову. Так була відкрита перша змінна зірка, що періодично змінювала свій блиск: то ставала невидимою для ока, то спалахувала знову. У зоряні каталоги й атласи вона потрапила за назвою Міра (лат. - «дивна»).

Ця зірка відноситься до сімейства фізичних змінних зірок, зміна блиску яких обумовлено процесами, що відбуваються в їхніх надрах. У цей час відомо кілька десятків тисяч фізичних змінних зірок у нашій Галактиці й десятки тисяч в інші. Їхня кількість постійно зростає завдяки спостереженням у телескопи, які розміщені в космосі.

Фізичні змінні зірки ділять на дві основні групи: пульсуючі й що спалахують. Часткою случаємо змінних зірок, що спалахують, можна вважати нові й наднові, зірки.

1. Пульсуючі змінні зірки. Найвідомішими серед пульсуючих змінних зірок є цефеїди, які одержали свою назву від імені однієї із самих типових їхніх представниць — зірки δ Цефея. Її змінність була відкрита ще в 1784 р. англійським астрономом Дж. Гудрайком. Класичні або довгоперіодичні цефеїди характеризуються ритмічними (з точністю гарного годинного механізму) коливаннями блиску з амплітудою 0,5-2^m і періодичністю від 1 до 70 доби (мал. 23.1). За межами нашої Галактики відомі цефеїди з періодом до 218 доби. Період зміни блиску Р — одна з найважливіших характеристик цефеїд. Для кожної зірки він постійний з високим ступенем точності.

В 1908 р. була відкрита залежність між світністю (а, отже, і абсолютною зоряною величиною) і періодом цефеїд. Таким чином, якщо відомо період цефеїди Р, то можна довідатися її світність L и абсолютну зоряну величину М. Ця залежність дозволяє легко обчислювати відстані до будь-який цефеїди, якщо визначені її середній блиск т і період Р.

Цефеїди ставляться до гігантів і надгігантів класів з більшими світностями. Це дозволяє спостерігати їх з величезних відстаней, у тому числі й далеко за межами нашої Галактики. Оскільки розміри галактик невеликі в порівнянні з відстанями до них, те, знаючи відстань до цефеїд, можна визначити відстані до всіх галактик, у яких спостерігаються подібні зірки. Тому цефеїды були названі «маяками Всесвіту».

Крім класичних цефеїд існує також клас короткоперіодичних цефеїд, типова представниця яких — зірка RR Ліри. Їхні періоди становлять від 80 хвилин до однієї доби.

Довгоперіодичні змінні — це червоні надгіганти класу М с періодом від 70 до 1 400 доби й амплітудою 3-10". Спостереження за найвідомішим представником цієї групи — зіркою Миру показали, що її блиск у середньому кожні 332 доби змінюється від 2^m до 10^m. У максимумі блиску вона випромінює в півтори тисяч разів більше енергії, ys; у мінімумі.

Цефеїди - це пульсуючі зірки. Даний факт установив американський астроном X. Шепли в 1914 р. Певні здогади щодо причини цього явища - розширення й стиску зірки - висловив в 1917 р. англієць А. Эддінгтон. Він указав на два можливих джерела, здатних забезпечувати пульсації енергією: періодичне посилення інтенсивності ядерних реакцій у надрах зірки або ж зміна здатності зовнішніх шарів пропускати потік енергії, що піднімається на поверхню.

Зараз відомо, що цефеїди - це зірки, чиї протяжні оболонки здатні накопичувати енергію, частково поглинаючи її потік, що йде з надр, а потім віддавати її. Інакше кажучи, енергія те поглинається зоряним газом, то знову виділяється. Тому зовнішні шари зірки, періодично стискуючись, розігріваються й, розширюючись, прохолоджуються, внаслідок чого й виникає коливання блиску. Дослідження показали, що пульсувати можуть лише зірки-гіганти й надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки.

2. Нові зірки. Зірки, блиск яких різко зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12^m), називаються н о в ы м і зірками. При цьому виділяється енергія, що Сонце випромінює за 100 000 років. Під час спалаху зірка досягає максимуму блиску за кілька доби. Після цього її блиск протягом декількох років зменшується до первісного значення. У деяких випадках процес релаксації тривають десятки років (мал. 23.2). Згодом на місці нової залишається

к арликова зірка з оболонкою, що розширюється зі швидкістю більше 1 000 км/с. Це свідчить про відрив від нової зірки її зовнішніх шарів.

До середини 50-х років XX в. природа спалахів нових зірок залишалася невідомої. Але от в 1954 р. було виявлено, що відома нова зірка . DQ Геркулеса входить

до складу тісної подвійної системи з періодом обігу в кілька годин. Надалі з'ясувалося, що всі нові зірки — це компонента таких подвійних систем, у яких одна зірка, як правило, зірка головної послідовності, подібна до нашого Сонця, або більше пізніх спектральних класів, а друга — компактний білий карлик.

Виникнення спалахів нових зірок пов'язане з особливостями обміну речовиною в тісних подвійних системах.

Коли в ході еволюції (§24) одна із зірок у тісній подвійній системі значно збільшує свої розміри (розширюється), її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворюючи навколо неї так званий аккреціонний диск. Газ внутрішньої частини диска осідає на поверхні компактної «сусідки» усе в більшій кількості, збільшуючи її масу й підвищуючи температуру. У результаті температура й щільність поверхневого шару другої зірки за сотні років збільшується до таких значень, при яких можливі термоядерні реакція синтезу гелію вуглецево-азотного циклу. При цьому виділяється величезна кількість енергії, що й спостерігається як вибух нової зірки, що супроводжується скиданням оболонки в навколишній простір. Після спалаху перетікання газу на білий карлик починається знову, і через деякий час (1000 років) спалах повторюється.

За підрахунками, щороку в Галактиці спалахує близько 200 нових зірок, однак виявити вдається тільки дві-три з них. Дотепер було зареєстровано близько 180 таких спалахів у нашій Галактиці й близько 250 - у Галактиці Андромеди.

Крім нових зірок відомі також повторні нові зірки, спалахи яких менше по потужності й повторюються через кілька десятків років. Вони також входять до складу подвійних систем.

3. Наднові зірки. Спалах наднової зірки (позначається SN) — це явище набагато більшого масштабу, ніж спалах нової зірки. Її блиск під час спалаху збільшується на десятки зоряних величин протягом декількох діб. Поява наднової зірки в сусідній галактиці демонструє всю грандіозність цього явища, тому що її блиск у максимумі стає порівнянним з яскравістю всієї зоряної системи, у якій вона спалахнула, а те й перевершує її (мал. 23.3). Так, в 1885 р. наднова зірка в галактиці М31 лише в 4 рази поступалася світловим потокам материнської галактики. А наднова зірка в галактиці N005253 приблизно в 13 разів перевершувала загальну її світність. Назва для таких зірок — «наднові» — запропонували американські астрономи Ф. Цвіккі й У. Бааде в 1934 р.

У максимумі блиску світність наднових зірок перевищує сонячну в мільярди раз. Загальна кількість енергії, виділювана зіркою під час спалаху, порядку -10" Дж.

Під час вибуху наднова зірка скидає свою оболонку, що далі розширюється зі швидкістю від 5 000 до 20 000 км/з і через деякий час спостерігається у вигляді туманності специфічної форми.

Сама виразна з них — знаменита Крабовидна туманність (мал. 25.7) у сузір'ї Тельця. Вона розширюється зі швидкістю близько 1 200 км/з й є одним із самих потужних джерел радіовипромінювання в нашій Галактиці. Розміри туманності в цей час дозволяють припустити, що її розширення могло початися не раніше ніж 900 років тому, тобто саме тоді, коли спалахнула

наднова зірка в 1054 р., згадування про яку були зафіксовані в китайських хроніках.

У нашій Галактиці за останні 1 000 років підтверджуються спостереженнями спалаху трьох наднових зірок: в 1054 р. - у Тільці, в 1572 р. - у Кассіопеї, в 1604 р. - у Змієносці. Можливо також, що надновою була зірка, що спостерігалася в 1006 р. у сузір'ї Вовка. У цілому в Галактиці виявлено (в основному радіоастрономічними методами) понад 100 залишків спалахів наднових зірок.

У наш час відкривають багато наднових зірок в інших галактиках (велику роль у цьому грають аматорські спостереження). У видимій частині нашої Галактики явище наднової зірки трапляється один раз в 200-300 років. Природа наднових зірок буде розглядатися в §24.

4. Пульсари. Улітку 1967 р. за допомогою радіотелескопа в Кембриджі (Великобританія) були відкриті пульсуючі джерела радіовипромінювання або просто пульсари. Періоди їхніх пульсацій становили деяким більше однієї секунди, а дослідження змінності випромінювання вказували на дуже малий об'єм випромінюючих областей розмірами в кілька десятків кілометрів (мал. 23.4). Подальше вивчення пульсарів показало, що вони звичайно розташовані поблизу площини Чумацького Шляху, а отже, входять до складу нашої Галактики. Коли було відкрито досить багато інших пульсарів, виявилося, що деякі з них спостерігаються в залишках спалахів наднових зірок - у туманностях, що утворилися тоді.

Найвідоміший пульсар з періодом 0,033 з перебуває в Крабовидній туманності. У січні 1969 р. це джерело радіовипромінювання було ототожнено зі слабкою зіркою 16^m, що змінює свій блиск із тим же періодом. З таким же періодом від цього джерела йдуть рентгенівські й гамма-імпульси.

В 1977 р. із зіркою був ототожнений ще один пульсар - залишок наднової у сузір'ї Вітрила. Він також був джерелом рентгенівського й гамма-випромінювання. Це навело на думку про спорідненість пульсарів і спалахів наднових зірок.

Д о початку 2000 р. було відомо більше 700 пульсарів. Періоди Т багатьох з них близькі до 0,75 с. Від більшості із цих пульсарів нічого, крім радіоімпульсів, зафіксувати не вдалося.

Відповідно до сучасних теорій, пульсари — це об'єкти, що виникають на заключних етапах еволюції зірок (див. §24).

1. Чому пульсуючі змінні — цефеїди - одержали назву «маяків Всесвіту»?

2. Завдяки яким процесам підтримуються пульсації цефеїд й споріднених з ними змінних зірок?

3. Поясніть механізм спалахів нових зірок.

4. Що таке наднова зірка?

5. Що таке пульсар?