Нестационарные звезды

ЗАКРЫТЬ

Переменные звезды

Переменные звезды – это звезды, блеск которых изменяется, иногда с правильной периодичностью.

Переменных звезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более чем 30 000, и многие вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы – бинокль, зрительную трубу или школьный телескоп.

Изменение блеска многих переменных звезд происходит строго периодически, повторяясь через некоторые промежутки времени. Если построить график, на котором по оси абсцисс отсчитывать время, а по оси ординат – звездные величины, то полученная кривая даст представление о характере изменения блеска. По такой кривой можно проследить, как происходят колебания блеска от его минимального значения к максимальному.

Общая характеристика переменных звезд

Многие звезды изменяют свои физические характеристики в течение относительно короткого периода времени. Такие звезды называется нестационарными. В отличие от затменно-переменных звезд они меняют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самих звездах. По этой причине их называют физическими переменными звездами.

В зависимости от характера протекающих внутри звезды процессов физические переменные звезды бывают пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звезды — физические переменные звезды, у которых происходят периодические колебания блеска (например, цефеиды, звезды типа RR Лиры, мириды).

Эруптивные звезды — физические переменные звезды, проявляющие свою переменность в виде вспышек, которые объясняются выбросами вещества (например, новые и сверхновые звезды).

Пульсирующие звезды

В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабриций открыл первую пульсирующую звезду в созвездии Кита и назвал ее Мирой. Период изменения блеска этой звезды составляет 331,6 суток.

Долгопериодические переменные звезды (с периодами от нескольких недель до года и более; звезды типа Миры Кита) называются миридами. Практически все звезды этого типа — старые красные гиганты огромных размеров и большой светимости. Амплитуды изменения блеска таких звезд могут достигать десяти звездных величин.

При эволюционном превращении звезды в звезду-гиганта происходит увеличение ее объема и уменьшение средней плотности вещества. В это время внутреннее строение звезды изменяется коренным образом, что может сопровождаться нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Это приводит к периодическим колебаниям объема звезды: ее оболочка то расширяется, то сжимается (возвращается к своему прежнему объему). Такие периодические колебания переменных звезд называются пульсационными.

Давид Фабриций

Цефеиды

Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру – на определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска. Исследование спектров цефеид показывает, что периодически изменяются лучевые скорости: вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа спектров цефеид на основе эффекта Доплера. Таким образом, периодически изменяется радиус цефеиды. Чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость.

Цефеиды

В 1908 г. Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды, тем большее период изменения ее блеска. Поскольку все звезды ММО удалены от нас на примерно одинаковое расстояние, то видимая звездная величина цефеид отражает ее светимость. А так как сверхгиганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик. Так, к 1999 г. по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла, которую теперь считают равной 70 км/с на 1 Мпк с точностью 10 %.

Малое Магелланово Облако

Генриетта Ливитт

Модель. Цефеиды

Переменные звезды

Звезды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск. У большинства из них периоды заключаются в пределах 0,2–0,8 суток, а амплитуды блеска составляют в среднем около одной звездной величины. Это звезды спектральных классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звездных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.

Особая группа переменных – молодые звезды типа T Тельца, впервые открытые Отто Васильевичем Струве в XIX веке. Они меняют свой блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси.

R Северной Короны и похожие на нее звезды ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.

Звезды типа R Северной Короны производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.

Этапы образования новой звезды

В этой недавно возникшей двойной системе у желтой звезды, подобной нашему Солнцу, имеется партнер с массой в 4 раза превосходящей массу Солнца, то есть вторая звезда является большей по размеру и более горячей.

1

Более массивная звезда расширяется, и материал стекает с нее, образуя аккреционный диск вокруг звезды – напарницы.

​

2

В дальнейшем обе звезды оказываются внутри одного красного гиганта.

​

3

Наружный покров сбрасывается в виде огромной газовой оболочки. Маленькое пятнышко в центре – это обе звезды вместе, они расположены так близко друг к другу, что в данном масштабе невозможно различить их по отдельности.�

4

Остатки звездной пары – белый и красный карлики. Красный карлик постепенно разогревается до сверхвысоких температур под действием излучения, идущего от еще более горячего белого карлика.

5

Материя от красного карлика устремляется на белый карлик, образуя мост и аккреционный диск.

6

Белый карлик больше не может принимать вещество, и происходит ядерный взрыв колоссальной силы. Мы наблюдаем подобные явления в виде вспышек новых звезд.

7

Образование сверхновых

Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (которые образовались внутри звезды и во время ее взрыва), а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды. Внутри звезд в ходе термоядерных реакций может образоваться до 30 химических элементов, а во время взрыва сверхновых – остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений.

​

Образование сверхновой звезды

Сверхновая SN 1987А

Когда 24 февраля 1987 г. была открыта SN 1987А, астрономы были взволнованы: ведь это была самая яркая сверхновая звезда с 1604 г. Хотя сверхновая вспыхнула в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигала 2,9, что позволяло легко наблюдать сверхновую в южном полушарии невооруженным глазом. Используя фотографии, снятые до вспышки, удалось даже определить, какая именно звезда взорвалась. Это оказался голубой сверхгигант с массой примерно в 17 солнечных масс; согласно расчетам, его возраст составлял около 20 миллионов лет.

Сверхновая 1987А ярко сияет в Большом Магеллановым облаке, на том же месте, где на прежних фотографиях была лишь слабая звезда 12-й звездной величины.

Видеофильм «Сверхновая»

Нейтронная звезда

Звёзды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не смогут в конце жизни остановить своё сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт «нейтронизация» вещества: взаимодействие электронов с протонами приведёт к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звёзды могут обраться в нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые. Решающее значение на свойства нейтронных звёзд оказывают гравитационные силы. Сила тяжести нейтронной звезды столь велика, что человек весил бы там около миллиона тонн. Расчёты показывают, что нейтронные звёзды сильно намагничены. Радиус нейтронной звезды принимается порядка 15 км, а масса - около 0,6 – 1,5 массы Солнца.

Новорожденная нейтронная звезда, летящая прочь от родившей ее сверхновой, подобна катеру, создающему волновой фронт на поверхности воды. Излучение и поток частиц и античастиц застревают в уплотненном ударной волной межзвездном газе, образуя светящийся фронт.

Пульсар

В пульсаре магнитное поле нейтронной звезды наклонено под некоторым углом к оси ее вращения. Когда звезда вращается вокруг своей оси, пучок радиоволн, направленный вдоль магнитной оси описывает в пространстве нечто вроде конуса, словно луч прожектора. Когда этот луч задевает Землю, мы регистрируем радиоимпульсы.

Пульсар – источник узконаправленного пульсирующего радиоизлучения, возникающего в результате взаимодействия плазмы с быстровращающейся сильно намагниченной звездой.

5.

Черная дыра

Черная дыра, область в пространстве, возникшая в результате полного гравитационного коллапса вещества, в которой гравитационное притяжение так велико, что ни вещество, ни свет, ни другие носители информации не могут ее покинуть. Черная дыра окружена поверхностью со свойством однонаправленной мембраны. Эту поверхность называют «горизонтом событий».

Образование черной дыры

Сначала звезда все быстрее и быстрее сжимается, но по мере приближения ее поверхности к гравитационному радиусу сжатие начнет замедляться, пока не остановится совсем. При этом приходящий от звезды свет будет слабеть и краснеть, пока не потухнет совсем. Когда поверхность звезды достигнет гравитационного радиуса, покинувшему ее свету потребуется бесконечное время, чтобы достичь наблюдателя (и при этом фотоны полностью потеряют свою энергию). Следовательно, наблюдатель никогда не дождется этого момента и тем более не увидит того, что происходит со звездой под горизонтом событий. Но теоретически этот процесс исследовать можно.

Коллапс звезды

В процессе коллапса звезды в черную дыру за малую долю секунды все ее внешние особенности, связанные с неоднородностью исходной звезды, излучаются в виде гравитационных и электромагнитных волн. Образовавшаяся стационарная черная дыра «забывает» всю информацию об исходной звезде, кроме трех величин: полной массы, момента импульса (связанного с вращением) и электрического заряда. В реальных астрофизических условиях заряженная черная дыра будет притягивать к себе из межзвездной среды частицы противоположного знака, и ее заряд быстро станет нулевым. Оставшийся стационарный объект либо будет невращающейся «шварцшильдовой черной дырой», которая характеризуется только массой, либо вращающейся «керровской черной дырой», которая характеризуется массой и моментом импульса.

​

Теория относительности

Согласно общей теории относительности, пространство и время искривляются гравитационным полем массивных тел, причем наибольшее искривление происходит вблизи черных дыр. Когда физики говорят об интервалах времени и пространства, они имеют в виду числа, считанные с каких-либо физических часов и линеек. Например, роль часов может играть молекула с определенной частотой колебаний, количество которых между двумя событиями можно назвать «интервалом времени». Замечательно, что гравитация действует на все физические системы одинаково: все часы показывают, что время замедляется, а все линейки – что пространство растягивается вблизи черной дыры. Это означает, что черная дыра искривляет вокруг себя геометрию пространства и времени. Вдали от черной дыры это искривление мало, а вблизи так велико, что лучи света могут двигаться вокруг нее по окружности. Вдали от черной дыры ее поле тяготения в точности описывается теорией Ньютона для тела такой же массы, но вблизи гравитация становится значительно сильнее, чем предсказывает ньютоновская теория. Любое тело, падающее на черную дыру, задолго до пересечения горизонта событий будет разорвано на части мощными приливными гравитационными силами, возникающими из-за разницы притяжения на разных расстояниях от центра.

Черная дыра всегда готова поглотить вещество или излучение, увеличив этим свою массу. Ее взаимодействие с окружающим миром определяется простым принципом Хокинга: площадь горизонта событий черной дыры никогда не уменьшается, если не учитывать квантового рождения частиц.

Законы черных дыр

Дж. Бекенстейн в 1973 г. предположил, что черные дыры подчиняются тем же физическим законам, что и физические тела, испускающие и поглощающие излучение (модель «абсолютно черного тела»). Под влиянием этой идеи Хокинг в 1974 г. показал, что черные дыры могут испускать вещество и излучение, но заметно это будет лишь в том случае, если масса самой черной дыры относительно невелика. Такие черные дыры могли рождаться сразу после Большого взрыва, с которого началось расширение Вселенной. Массы этих первичных черных дыр должны быть не более 10¹⁵ г (как у небольшого астероида), а размер 10^-15 м (как у протона или нейтрона). Мощное гравитационное поле вблизи черной дыры рождает пары частица–античастица; одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а вторая испускается наружу. Черная дыра с массой 10¹⁵ г должно вести себя как тело с температурой 10¹¹ К. Идея об «испарении» черных дыр полностью противоречит классическому представлению о них как о телах, не способных излучать.

Черная дыра

Черная дыра

Этот воронкообразный колодец изображает гравитационное действие черной дыры. Попасть в область притяжения черной дыры – все равно, что угодить в центр водоворота. Все, что находится во внешней области способно удерживаться на постоянной дистанции от черной дыры. То, что находится в промежуточной области, еще может избежать попадания в дыру, если будет с достаточной скоростью двигаться прямо от нее. Но даже свет уже никогда не сможет вырваться из самой внутренней области.

Космический телескоп «Хаббл» получил крупноплановое изображение ядра спиральной галактики М51. Темный крест образован поглощающей пылью. Самая темная полоса является по-видимому, кольцом пыли в поперечнике 10 световых лет, окружающим черную дыру.

Расширение Вселенной �и черные дыры

Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном счёте может случиться со Вселенной. Общепризнано, что мы живём в неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной. В настоящее время считается, что расширение Вселенной происходит с ускорением.

Домашнее задание

§ 26, рабочая тетрадь упр. 4, 5

ЗАКРЫТЬ