Переменные звезды: О звездах, меняющих блеск

Однако прежде чем начать знакомство с удивительным миром переменных звезд, придется ввести такое базовое астрономическое понятие, как спектральный класс.

Спектральный класс позволяет включить сразу три характеристики звезды — цвет, температуру и химический состав. Основных спектральных классов семь, они соответствуют цветам от голубого через белый до красного: OBAFGKM. Для того чтобы их запомнить, английские студенты придумали поговорку: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me». С классами все сильно упрощается: например, вместо того чтобы говорить: «голубая звезда с температурой 20 000 градусов и с преобладанием водородных линий в спектре», можно сказать: «звезда класса О». Белые и голубые звезды (классы О, А, В) более молодые и горячие, и в их спектрах преобладают водород и гелий. С «покраснением» звезды остывают, а в атмосфере у них перестает преобладать водород и появляются вначале гелий и углерод, а затем и металлы. Ранее считалось, что спектральные классы отражают также и эволюцию звезды — звезда рождается голубой и горячей, затем остывает и проходит последовательно всю цепочку спектральных классов. Но эта теория не подтвердилась.

Кроме того, звезды различаются по размерам. Здесь выделяют звезды сверхгиганты, гиганты, субгиганты и карлики.

Ученые Герцшпрунг и Рассел построили следующую диаграмму: по вертикальной оси была отложена светимость звезды (количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), по горизонтальной — спектральные классы. То есть для каждой звезды на этой диаграмме была своя точка.

Большая часть звезд оказалась на линии V, названной «главной последовательностью». Это значит, что почти любая звезда в процессе своей эволюции большую часть жизни проводит именно там. В верхней части диаграммы появились линии сверхгигантов и гигантов, а в нижней — карликов. Эволюционный путь звезды на этой диаграмме зависит от массы и химического состава звезды, одиночная это звезда или у нее есть соседка, и еще нескольких менее значимых факторов. Обычно он начинается в области голубых сверхгигантов, слева направо, в какой-то момент звезда садится на главную последовательность и движется по ней вниз, затем снова распухает и становится красным гигантом, а потом превращается в белый карлик.

Как всегда при изучении большого количества объектов (в нашем случае это несколько десятков тысяч переменных звезд!), необходимо систематизировать их по типам и объединить в группы: затменные переменные, пульсирующие переменные и эруптивные (неправильные) переменные.

Наиболее часто упоминаемым в этом классе является Алголь. После древних арабов его переменность открыли заново в XVII веке, а объяснил причины переменности английский любитель астрономии Джон Гудрайк. Гудрайк сделал следующее предположение: «Если бы не было еще слишком рано высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг "Алголя", — которое и подтвердилось спустя сто лет.

Затменные переменные звезды — это двойные звезды, когда одна звезда обращается вокруг другой или обе они вращаются вокруг общего центра тяжести. Когда обе звезды оказываются на луче нашего зрения, то есть происходит затмение одной из звезд, их видимый блеск слабеет, а когда они не перекрываются — увеличивается.

При изучении затменных переменных звезд возникает немало вопросов. В самом деле, соседями в двойных системах бывают звезды самых различных спектральных классов. Например, двойная звезда Сириус — это звезда класса A2 и белый карлик (период их обращения — около 50 лет). Первая из них, по современным взглядам, является очень молодой звездой, вторая находится на заключительной стадии эволюции. Как же могло получиться, что эти звезды, столь различные по своему возрасту, могли образовать единую систему? Предполагается, что важную роль в процессе эволюции двойных звезд играет обмен массой между звездами. При выгорании водорода в центре звезды происходит сжатие ядра и разбухание оболочки. Влияние второй компоненты на поверхностные слои звезды становится все ощутимее. И как только диаметр звезды достигает некоторого критического значения, начинается «перекачка» массы к другой компоненте. Расчеты показывают, что одна из звезд может потерять до 80% своей начальной массы, причем далеко не вся она выпадет на звезду-спутник. Возможно, что половина или даже две трети этой массы вообще покидают систему, уходя в межзвездное пространство. Не исключено, что именно таким образом можно объяснить удивительную комбинацию звезд системы Сириуса.

В 1596 г. немецкий астроном Давид Фабрициус заметил в созвездии Кита новую яркую звезду, блеск которой на протяжении 20 дней увеличился от третьей до второй звездной величины, после чего блеск упал и звезда стала невидимой для невооруженного глаза (правда, ее можно наблюдать в телескоп). Фабрициус дал звезде имя Мира, «чудесная». В 1784 г. наш знакомый Гудрайк обнаружил, что четвертая по яркости звезда в созвездии Цефея (дельта Цефея) регулярно меняет свой блеск от 3й до 4й величины с периодом 5,37 суток. Все подобные пульсирующие звезды называются по имени этой звезды цефеидами.

Обе звезды — Мира и дельта Цефея — относятся к пульсирующим переменным. Так как же, почему же они изменяют свой блеск? Было установлено, что это происходит из-за изменения диаметра звезды. Звезда расширяется — и светит максимально ярко, сжимается — и ее блеск падает. Заставляет звезду расширяться и сжиматься зона ионизованного гелия.

Объясним немного подробней.

В звезде температура и плотность вещества увеличиваются по направлению к центру. На некотором расстоянии от поверхности водород и гелий постепенно переходят в ионизованное состояние (то есть атомы теряют свои электроны).

Вначале появляется зона ионизации водорода, где происходит потеря единственного в этом атоме электрона. Эта зона немного перекрывается зоной первичной ионизации гелия (у атома гелия два электрона). Спустившись еще ниже, атом гелия теряет второй электрон, образуя зону полной ионизации. Именно эта зона, имеющая маленькую толщину и массу, приводит в движение всю звезду. Свет в зоне полной ионизации поглощается, давление возрастает и заставляет данный слой расширяться. В результате расширения происходит уменьшение плотности, поэтому непрозрачность слоя уменьшается, и свет, запасенный в слое, испускается. После достижения наибольшего расширения внешние слои под действием силы тяжести начинают падать, проскакивают через положение равновесия и сжимаются. Цикл начинается сначала.

Расчеты показали, что так вести себя могут лишь звезды, в которых период колебаний зоны ионизации способен выйти на резонанс со всей звездой. А это возможно в основном для гигантов и сверхгигантов. При движении по типам звезд от сверхгигантов к обычным звездам и карликам такая точная резонансная настройка ухудшается, и вместо четких пульсаций происходят все более неправильные колебания блеска звезды.

Для цефеид была также выведена зависимость между периодом изменения блеска и яркостью звезды — чем больше яркость, тем больше период. Эту зависимость используют для определения расстояний до звездных скоплений и галактик, в которых удается обнаружить цефеиды. Из наблюдений устанавливается видимый блеск и период его изменения. Зная период, можно определить абсолютный блеск звезды.

А зная ее видимый блеск и абсолютный, находят расстояние до звезды. Видимый блеск (или 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 абсолютный блеск (абсолютную звездную величину). Определяется она как видимый блеск звезды, расположенной на расстоянии 10 парсек от наблюдателя.

В эту категорию попадают все переменные звезды, которые не относятся к затменным и пульсирующим — обычно это новые и сверхновые звезды.

Первые упоминания о сверхновых звездах встречаются уже во II веке до нашей эры. Тогда же появились первые каталоги звезд. Китайские астрономы наблюдали в XI веке (1054 г.) вспышку сверхновой (на ее месте сейчас находится Крабовидная туманность — рассеянная вокруг бывшей звезды ее газовая оболочка). Сверхновые характерны тем, что вспыхивают необычайно ярко. По сравнению с обычным своим светом их блеск усиливается в сто миллионов раз — столько же света излучает целая галактика. Сверхновые звезды делятся на два основных типа (по механизму взрыва, который обуславливает светимость, характер ее изменения и спектр). Звезды I типа быстро, за неделю, достигают максимума своего блеска, который затем ослабевает. Звезды II типа имеют меньший максимальный блеск, более долго светят при максимуме и быстрее ослабевают. Вспышка сверхновой звезды заканчивается почти полным ее распадом. На ее месте остается сверхплотная звезда — ядро сверхновой (со временем превращается в нейтронную звезду или черную дыру),

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

Кроме сверхновых звезд существуют новые звезды, которые вспыхивают не так ярко, как сверхновые. Для наблюдателя отличие сверхновой от новой будет только в яркости — сверхновая ярче в десятки тысяч раз, хотя физические процессы, протекающие в этих звездах, различны (но это, пожалуй, тема для отдельной статьи). Вспышка новой звезды (как и сверхновой) происходит внезапно. Ее блеск быстро возрастает и достигает максимума. После этого начинается постепенное падение блеска, которое происходит у разных звезд по-разному. В конце концов блеск звезды снижается до «нормального», довспышечного состояния. По окончании вспышки новой звезды, через несколько лет после максимума, становится видимой образованная сбросом оболочки окружающая новую звезду газовая туманность, которая постепенно расширяется.

Астрономы наблюдали также повторные новые, которые вспыхивали несколько раз с интервалом в несколько лет. Как, например, Т Северной Короны. Это двойная звезда, состоящая из красного гиганта (спектрального класса МЗ) и горячей звезды. Во время вспышки повторной новой звезды ее диаметр увеличивается звезда раздувается. Раздувшаяся оболочка становится все более разреженной и прозрачной, а потом распадается на отдельные сгустки. Звезда постепенно ослабляет свой блеск.

Переменные звезды, подобные U Близнецов, сохраняют свой минимальный блеск, как бы накапливая энергию для последующей резкой вспышки, которая может длиться несколько суток. Вспышки происходят не периодически, а циклически, так что предсказать, когда произойдет следующая вспышка, невозможно. Яркость вспышки зависит от длительности цикла: она тем больше, чем продолжительнее цикл.

Казалось бы, что за взрывом звезды всегда должно следовать повышение ее блеска. Но для некоторых звезд это не выполняется. Когда из недр звезд поднимается отработанное в термоядерных реакциях вещество (углерод) и выбрасывается из звезды, ее блеск слабеет, так как выброшенная пыль начинает поглощать свет самой звезды. Блеск может упасть на десять звездных величин, то есть в десятки тысяч раз. Так это происходит со звездами типа R Северной Короны.

Богатство мира переменных звезд еще не изучено, и многие открытия терпеливо ждут своих исследователей и наблюдателей. Ведь одно удачное наблюдение переменной звезды может сделать больший вклад в науку, чем годы теоретических изысканий! Наблюдениями переменных звезд занимаются многие организации, объединяющие астрономов-любителей со всего мира (например, Американская Ассоциация Наблюдателей Переменных Звезд, www.aavso.org).