Переменные звезды: озвездах, меняющих блеск

      Комментарии к записи Переменные звезды: озвездах, меняющих блеск отключены

Переменные звезды: озвездах, меняющих блеск

    Это юная голубая звезда АЕ Возничего, так называемая «flaming star» — пламенеющая звезда. Излучение ее так громадно, что заставляет светиться окружающий звезду газ. Появившуюся в следствии туманность возможно видеть кроме того в маленький телескоп.
    Эта туманность результат неожиданного трансформации блеска звезды Эта Киля. 150 лет назад она вспыхнула так, что уступала по блеску лишь Сириусу — самой яркой звезде отечественного неба. С того времени Эту окружает кокон выкинутого из нее газа.
    Ее масса больше массы Солнца примерно в сто раз, что делает эту звезду очень возможным кандидатом в сверхновые.

На протяжении судьбы простой звезды ее блеск изменяется весьма медлительно, в случае если сравнивать, к примеру, с людской судьбой либо кроме того судьбой нескольких поколений. А вот блеск переменных звезд изменяется в промежутке от нескольких мин. до нескольких лет! Исходя из этого изучение переменных звезд — превосходный метод больше определить о процессах, происходящих в звездных недрах.

В современной астрономии различают пара десятков типов переменных звезд, а само количество известных переменных приближается к ста тысячам.

Спектральный класс звезды

Но перед тем как начать знакомство с необычным миром переменных звезд, нужно будет ввести такое базисное астрономическое понятие, как спектральный класс.

Спектральный класс разрешает включить сходу три характеристики звезды — цвет, химический состав и температуру. Главных спектральных классов семь, они соответствуют цветам от голубого через белый до красного: OBAFGKM. Чтобы их запомнить, британские студенты придумали поговорку: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me».

С классами все очень сильно упрощается: к примеру, вместо того дабы сказать: «голубая звезда с температурой 20 000 градусов и с преобладанием водородных линий в спектре», возможно сообщить: «звезда класса О». голубые звёзды и Белые (классы О, А, В) более юные и тёплые, и в их спектрах преобладают водород и гелий. С «покраснением» звезды остывают, а в воздухе у них перестает преобладать водород и появляются сначала гелий и углерод, а после этого и металлы.

Ранее считалось, что спектральные классы отражают кроме этого и эволюцию звезды — звезда рождается светло синий и горячей, после этого остывает и проходит последовательно всю цепочку спектральных классов. Но эта теория не подтвердилась.

Помимо этого, звезды различаются по размерам. Тут выделяют звезды сверхгиганты, гиганты, субгиганты и карлики.

Ученые Герцшпрунг и Рассел выстроили следующую диаграмму: по вертикальной оси была отложена светимость звезды (количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), по горизонтальной — спектральные классы. Другими словами для каждой звезды на данной диаграмме была собственная точка.

Большинство звезд была на линии V, названной «основной последовательностью». Это значит, что практически каждая звезда в ходе собственной эволюции солидную часть судьбы проводит именно там. В верхней части диаграммы показались линии гигантов и сверхгигантов, а в нижней — карликов. Эволюционный путь звезды на данной диаграмме зависит от химического состава и массы звезды, одиночная это звезда либо у нее имеется соседка, и еще нескольких менее значимых факторов.

В большинстве случаев он начинается в области голубых сверхгигантов, слева направо, в какой-то момент звезда садится на основную последовательность и движется по ней вниз, после этого опять распухает и делается красным гигантом, а позже преобразовывается в белый карлик.

Переменные звезды

Как неизменно при изучении громадного количества объектов (в нашем случае это пара десятков тысяч переменных звезд!), нужно систематизировать их по типам и объединить в группы: затменные переменные, пульсирующие переменные и эруптивные (неправильные) переменные.

Затемненные переменные

Чаще всего упоминаемым в этом классе есть Алголь. По окончании древних арабов его переменность открыли заново в семнадцатом веке, а растолковал обстоятельства переменности британский любитель астрономии Джон Гудрайк. Гудрайк сделал следующее предположение: «Если бы не было еще через чур рано высказывать мысли о обстоятельствах переменности, я имел возможность бы предположить существование громадного тела, вращающегося около «Алголя», — которое и подтвердилось спустя сто лет.

Затменные переменные звезды — это двойные звезды, в то время, когда одна звезда обращается около второй либо обе они вращаются около неспециализированного центра тяжести. В то время, когда обе звезды выясняются на луче отечественного зрения, другими словами происходит затмение одной из звезд, их видимый блеск слабеет, а в то время, когда они не перекрываются — возрастает.

При изучении затменных переменных звезд появляется много вопросов. В действительности, соседями в двойных совокупностях бывают звезды самых разных спектральных классов. К примеру, двойная звезда Сириус — это звезда класса A2 и белый карлик (период их обращения — около 50 лет). Первая из них, по современным взорам, есть весьма юный звездой, вторая находится на последней стадии эволюции.

Как же имело возможность оказаться, что эти звезды, столь разные по собственному возрасту, имели возможность образовать единую совокупность? Предполагается, что ключевую роль в ходе эволюции двойных звезд играется обмен массой между звездами. При выгорании водорода в центре звезды происходит разбухание оболочки и сжатие ядра.

Влияние второй компоненты на поверхностные слои звезды делается все ощутимее. И когда диаметр звезды достигает некоего критического значения, начинается «перекачка» массы к второй компоненте. Расчеты говорят о том, что одна из звезд может утратить до 80% собственной начальной массы, причем далеко не вся она выпадет на звезду-спутник.

Быть может, что добрая половина либо кроме того две трети данной массы по большому счету покидают совокупность, уходя в межзвездное пространство. Нельзя исключать, что именно так возможно растолковать необычную комбинацию звезд совокупности Сириуса.

Пульсирующие переменные звезды

В 1596 г. германский астролог Давид Фабрициус увидел в созвездии Кита новую броскую звезду, блеск которой в течении 20 дней увеличился от третьей до второй звездной величины, по окончании чего блеск упал и звезда стала невидимой для невооруженного глаза (действительно, ее возможно замечать в телескоп). Фабрициус дал звезде имя Мира, «прекрасная».

В 1784 г. наш знакомый Гудрайк понял, что четвертая по яркости звезда в созвездии Цефея (дельта Цефея) систематично меняет собственный блеск от 3й до 4й величины с периодом 5,37 дней. Все подобные пульсирующие звезды именуются по имени данной звезды цефеидами.

Обе звезды — Мира и дельта Цефея — относятся к пульсирующим переменным. Так как же, отчего же они изменяют собственный блеск? Было обнаружено, что это происходит из-за трансформации диаметра звезды.

Звезда расширяется — и светит максимально ярко, сжимается — и ее блеск падает. Заставляет звезду расширяться и сжиматься территория ионизованного гелия.

Объясним мало подробней.

В звезде плотность и температура вещества возрастают по направлению к центру. На некоем расстоянии от поверхности водород и гелий неспешно переходят в ионизованное состояние (другими словами атомы теряют собственные электроны).

Сначала появляется территория ионизации водорода, где происходит утрата единственного в этом атоме электрона. Эта территория мало перекрывается территорией первичной ионизации гелия (у атома гелия два электрона). Спустившись еще ниже, атом гелия теряет второй электрон, образуя территорию полной ионизации. Эта территория, имеющая массу и маленькую толщину, приводит в перемещение всю звезду. Свет в зоне полной ионизации поглощается, давление возрастает и заставляет разрешённый слой расширяться.

В следствии расширения происходит уменьшение плотности, исходя из этого непрозрачность слоя значительно уменьшается, и свет, запасенный в слое, испускается. После достижения громаднейшего расширения внешние слои под действием силы тяжести начинают падать, проскакивают через положение равновесия и сжимаются. Цикл начинается сперва.

Расчеты продемонстрировали, что так вести себя смогут только звезды, в которых период колебаний территории ионизации способен выйти на резонанс со всей звездой. А это вероятно по большей части для сверхгигантов и гигантов. При перемещении по типам звезд от сверхгигантов к карликам и обычным звёздам такая правильная резонансная настройка ухудшается, и вместо четких пульсаций происходят все более неправильные колебания блеска звезды.

Для цефеид была кроме этого выведена зависимость между яркостью изменения звезды и периодом блеска — чем больше яркость, тем больше период. Эту зависимость применяют для определения расстояний до галактик и звёздных скоплений, в которых удается найти цефеиды. Из наблюдений устанавливается видимый период и блеск его трансформации.

Зная период, возможно выяснить полный блеск звезды.

А зная ее видимый блеск и полный, находят расстояние до звезды. Видимый блеск (либо видимая звездная величина) зависит от двух факторов: от светимости и цвета звезды и от расстояния до нее. Сравнивать видимый блеск сложно, и для сравнения вводят так называемый полный блеск (безотносительную звездную величину).

Определяется она как видимый блеск звезды, расположенной на расстоянии 10 парсек от наблюдателя.

Эруптивные (неправильные) переменные звезды

В эту категорию попадают все переменные звезды, каковые не относятся к затменным и пульсирующим — в большинстве случаев это сверхновые звёзды и новые.

Первые упоминания о сверхновых звездах видятся уже во II веке до нэ. Тогда же показались первые каталоги звезд. Китайские астрологи замечали в одинадцатом веке (1054 г.) вспышку сверхновой (на ее месте на данный момент находится Крабовидная туманность — рассеянная около бывшей звезды ее газовая оболочка). Сверхновые свойственны тем, что вспыхивают очень ярко.

Если сравнивать с простым своим светом их блеск улучшается в сто миллионов раз — столько же света излучает целая галактика. Сверхновые звезды делятся на два главных типа (по механизму взрыва, что обуславливает светимость, темперамент ее трансформации и спектр). Звезды I типа скоро, за чемь дней, достигают максимума собственного блеска, что после этого ослабевает.

Звезды II типа имеют меньший большой блеск, более продолжительно светят при максимуме и стремительнее ослабевают. Вспышка сверхновой звезды заканчивается практически полным ее распадом. На ее месте остается сверхплотная звезда — ядро сверхновой (со временем преобразовывается в нейтронную звезду либо черную дыру),

а вещество звездной оболочки рассеивается в мировое пространство, образуя газовую диффузную туманность.

Не считая сверхновых звезд существуют новые звезды, каковые вспыхивают не так ярко, как сверхновые. Для наблюдателя отличие сверхновой от новой будет лишь в яркости — сверхновая бросче в десятки тысяч раз, не смотря на то, что физические процессы, протекающие в этих звездах, разны (но это, пожалуй, тема для отдельной статьи). Вспышка новой звезды (как и сверхновой) происходит неожиданно. Ее блеск скоро возрастает и достигает максимума.

Затем начинается постепенное падение блеска, которое происходит у различных звезд по-различному. В итоге блеск звезды понижается до «обычного», довспышечного состояния. По окончании вспышки новой звезды, через пара лет по окончании максимума, делается видимой грамотный сбросом оболочки окружающая новую звезду газовая туманность, которая неспешно расширяется.

Астрологи замечали кроме этого повторные новые, каковые вспыхивали пара раз с промежутком в пара лет. Как, к примеру, Т Северной Короны. Это двойная звезда, складывающаяся из красного гиганта (спектрального класса МЗ) и тёплой звезды. На протяжении вспышки повторной новой звезды ее диаметр возрастает звезда раздувается. Раздувшаяся оболочка делается все более разреженной и прозрачной, а позже распадается на отдельные сгустки.

Звезда неспешно ослабляет собственный блеск.

Переменные звезды, подобные U Близнецов, сохраняют собственный минимальный блеск, как бы накапливая энергию для резкой вспышки, которая может продолжаться пара дней. Вспышки происходят не иногда, а циклически, так что угадать, в то время, когда случится следующая вспышка, нереально. Яркость вспышки зависит от длительности цикла: она тем больше, чем продолжительнее цикл.

Казалось бы, что за взрывом звезды неизменно должно направляться увеличение ее блеска. Но для некоторых звезд это не выполняется. В то время, когда из недр звезд поднимается отработанное в термоядерных реакциях вещество (углерод) и выбрасывается из звезды, ее блеск слабеет, поскольку выкинутая пыль начинает поглощать свет самой звезды. Блеск может упасть на десять звездных размеров, другими словами в десятки тысяч раз.

Так это происходит со звездами типа R Северной Короны.

Достаток мира переменных звезд еще не изучено, и многие открытия терпеливо ожидают собственных наблюдателей и исследователей. Так как одно успешное наблюдение переменной звезды может сделать больший вклад в науку, чем годы теоретических изысканий! Наблюдениями переменных звезд занимаются многие организации, объединяющие астрологов-любителей со всех стран (к примеру, Американская Ассоциация Наблюдателей Переменных Звезд, www.aavso.org).

Спектральные классы звезд

В класс О входят голубые звезды, в спектре которых преобладают линии водорода.

В воздухах голубоватобелых звезд класса В в обилии содержится водород, нейтральный гелий, и азот, углерод, кремний и кислород.

В воздухах белых звезд класса А особенно велик процент водорода, в то время как гелия нет.

Класс F. Желтовато-белые звезды. Не считая водорода в спектре видны кроме этого бессчётные металлы.

Класс G. Желтые звезды, подобные Солнцу. Главным в их спектрах есть уже не водород, а разные металлы.

Оранжевые звезды принадлежат к классу К. В их спектрах особенно выделяется водород, ионизованный кальций и так называемая полоса G, которая образуется при слиянии нескольких линий железа Fe I и ионизованного титана.

К классу М принадлежат красноватые звезды с полосатым спектром, в котором особенно выделяются полосы титана.

Любой из спектральных классов делится на десять подклассов. Записывается это так: A1,. , A10. К примеру, отечественное солнце принадлежит к подклассу G2.

Статья размещена в издании «Популярная механика» (№21, июль 2004).

Космос. Видео о Звездах. Тайны и загадки Звезд


Подобранные по важим запросам, статьи по теме: