Классификация переменных по характеру переменности.

Физические переменные звёзды - это звёзды, которые меняют свою светимость за короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде.

Различают:

- пульсирующие переменные,

— цефеиды, типа RR Лиры, карликовые цефеиды, мириды, полуправильные, неправильные,

- эруптивные переменные,

— новые звёзды, сверхновые звёзды,

в зависимости от характера протекающих внутри звезды процессов.

Все переменные звёзды имеют специальные обозначения, если они не были обозначены раньше буквой греческого алфавита.

Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, ..., ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ... с добавлением названия соответствующего созвездия. Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д.

21.2 Пульсирующие переменные. Цефеиды. Соотношение между периодом и светимостью. Долгопериодические переменные.

Эволюционное превращение звезды в гиганта сопровождается увеличением её объёма и уменьшением средней плотности вещества. В это время происходят коренные изменения внутреннего строения звезды, а оно может сопровождаться нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Это приводит к переменности звезды.

Часто периодически и неправильно колеблется объём звезды. Звезда то вспухает, то опадает. Такие колебания называются пульсационными.

При увеличении радиуса звезды увеличивается и площадь фотосферы, а также температура, светимость и блеск. Радиальные пульсации фотосферы и атмосферы приводят к изменениям радиуса. Внешние слои движутся то от наблюдателя, то к нему. Это вызывает изменение лучевой скорости, которая определяется из измерения смещений спектральных линий.

Первая пульсирующая звезда была открыта Фабрициусом в 1596 году в созвездии Кита и названа Мирой. Её период 331,6 суток. Подобные долгопериодические звёзды называются миридами.

В 1784 году Гудрайк открыл переменность d Цефея. амплитуда блеска равна 5^d,3663. Подобные ей звёзды называются цефеидами.

Цефеиды - это пульсирующие гиганты, класса F и G, поэтому могут быть наблюдаемы с больших расстояний. Их периоды заключены от 1,5 до 50 суток. Амплитуды блеска цефеид достигают 1^m,5.

Полярная звезда тоже принадлежит к классу цефеид.

Видимая звёздная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз. Синхронно с блеском меняются температура фотосферы, показатели цвета и лучевые скорости, а следовательно радиусы фотосферы и атмосферы. Происходит изменение спектра в пределах 1 спектрального класса.

Пульсация звезды происходит благодаря клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоёв звезды задерживает часть излучения внутренних слоёв.

Роль такого клапана играет тот слой звезды, где частично ионизован гелий. Нейтральный гелий непрозрачен к ультрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этот нагрев и вызванное им расширение способствует ионизации гелия, слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит к охлаждению и сжатию, из-за чего гелий снова становится нейтральным и весь процесс повторяется снова.

Для осуществления этого механизма подходят только определённые звёзды, занимающие особое место на диаграмме Герцшпрунга-Рэссела.

Цефеиды находятся в стадии неустойчивости не вечно. Выведена формула, позволяющая вычислить возраст Т цефеиды в зависимости от продолжительности периода:

lg T = - 0,714 lgP + 2,57.

T - возраст выраженный в миллионах лет, начиная с того момента, когда звезда впервые вышла в своём развитии на главную последовательность.

Из теории пульсации следует, что между периодом Р и средней плотностью r вещества существует зависимость:

P Ö r = const.

При изменении средней плотности должен меняться период.

Была установлена также зависимость между периодом и светимостью у цефеид. Эта зависимость линейная. Чем больше период, тем больше светимость и абсолютная звёздная величина.

По этой зависимости определяют расстояния до далёких объктов, когда не могут быть применены иные методы. Сложность заключается в том, что очень трудно найти нуль-пункт расположения прямых на диаграмме из-за того, что тригонометрическими методами не измерены расстояния ни до одной из цефеид.

К настоящему времени в нашей Галактике известно свыше 700 цефеид.

Цефеиды делятся на группы:

1. Дельта цефеиды (Сd) или классические цефеиды. Для этих звёзд характерна зависимость между периодом и формой кривой блеска, открытая и изученная Э. Герцшпрунгом.

У цефеид с периодами в пределах от 1,5 до 5 суток кривая изменения блеска гладкая, при более продолжительных значениях периода появляется “горбик” на нисходящей ветви кривой блеска, который постепенно перемещается к максимуму. Таким образом по величине периода и форме кривой блеска можно отличить дельта-цефеиду от других объектов.

Это молодые объекты, расположенные вблизи основной плоскости Галактики.

2. Цефеиды типа W Девы (W - цефеиды, CW). Эти звёзды не вписываются в закономерности обычных цефеид, расположены далеко от плоскости Галактики и намного старше. Они встречаются в шаровых звёздных скоплениях и принадлежат к сферической составляющей Галактики.

Эти звёзды горячее всего не в максимуме, а на середине подъёма блеска.

3. Малоамплитудные цефеиды - дзета (Сz). типичный представитель - звезда z Близнецов. Они обладают симметричными кривыми блеска и расположены в пространстве вблизи центральных областей спиральных ветвей Галактики.

Звёзды типа RR Лиры.

Это гиганты спектрального класса А. Они занимают узкий участок на диаграмме Герцшпрунга-Рэссела, соответствующий почти одинаковой для всех светимости.

Периоды этих звёзд лежат в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Они очень быстро меняют блеск. Амплитуда изменения блеска достигает 1 зв. величины.

У всех звёзд этого типа изменяются лучевые скорости, что свидетельствует о пульсационных изменениях радиуса. Во время быстрого роста блеска в водородной оболочке возникает ударная волна и появляются яркие эмиссионные линии в спектре. Синхронно с блеском меняются и показатели цвета, что вызвано изменением температуры фотосферы. В максимуме блеска звезда горячее и белеет.

Много таких звёзд в шаровых скоплениях, среди них многие обладают переменными периодами (эффект Блажко). У этих звёзд также как и у цефеид существует зависимость между периодом и светимостью.

Карликовые цефеиды. Эти звёзды обладают очень малым периодом изменения блеска от 0 ^d,055 до 0 ^d,2. Амплитуды колебания блеска невелики - от 0,2 до 0,7 зв. величин.

Спектры этих звёзд класса А, светимости небольшие - от +4 до +2.

Долгопериодические переменные (мириды). Звёзды типа о Кита.

Амплитуды изменения блеска могут достигать 10 зв. величин. Периоды очень разнообразны и могут быть от 90 до 730 суток.

Это красные звёзды спектральных классов M, S, N. По большим светимостям они относятся к классу сверхгигантов.

Механизм пульсации у этих звёзд несколько иной чем у цефеид. Переменность блеска вызвана колебанием температуры. При понижении температуры атомы объединяются в молекулы. Молекулы активнее поглощают излучение, чем свободные атомы, и прозрачность внешних слоёв понижается, что приводит к ослаблению блеска. Энергия задерживается во внутренних слоях и постепенно накапливается, что приводит к разогреванию. При повышении температуры молекулы распадаются на атомы, и среда становится прозрачной.

К миридам относятся только те долгопериодические переменные, у которых в спектрах появляются эмиссионные линии.

Остальные же называются просто долгопериодическими переменными.

21.3 Неправильные переменные. Эруптивные переменные.

Помимо регулярных переменных существует значительное количество таких, у которых происходят очень сложные, непредсказуемые изменения блеска. Они называются полуправильными или неправильными переменными. Для их наблюдения необходимы длительные ряды однородных наблюдений.

Типичная такая звезда - m Цефея. На кривой изменения блеска видны два типа колебаний. Это плавные колебания изменения блеска с амплитудой в 1 зв. величину. Моменты максимумов нельзя представить единой формулой с точным значением периода. Приходится заменять период циклом - средней продолжительностью промежутка времени, отделяющего два соседних момента максимума. Отдельные циклы изменений блеска этой звезды колеблются от 730 до 904 суток. Кривая изменения среднего блеска может еще имеет период в 4500 суток.

В тех случаях, когда удается вывести некоторое среднее значение цикла, звезда называется полуправильной. Если же среднее значение найти нельзя - то неправильной.

Возможно, что одной из причин такого неправильного изменения блеска является вращение сверхгигантов, у которых диски покрыты огромными светлыми и более темными пятнами.

Есть много переменных звёзд и среди карликов, правда раз в 10 меньше, чем гигантов. Они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества - эрупциями. поэтому всю эту группу звёзд вместе с новыми и сверхновыми называют эруптивными.

Среди эруптивных звёзд встречаются самые разнообразные, как молодые, так и старые.

1. Молодые звёзды. Это звёзды, ещё не завершившие процесс гравитационного сжатия. К ним относятся переменная Т Тельца и ей подобные.

Это карлики спектральных классов F - G, с эмиссионными линиями в спектре. Много таких звёзд в туманности Ориона, где идёт процесс звездообразования.

Изменение светимости происходит очень неправильно, нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут происходить с амплитудами, достигающими 3 ^m, причём иногда до 1^m в течение часа. Звёзды типа Т Тельца встречаются чаще всего группами, особенно в пределах больших газо-пылевых туманностей. Эти группы называются Т - ассоциациями. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг этих звёзд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.

Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, является причиной хаотической переменности.

Вспыхивающие звёзды типа UV Кита. встречаются вместе с переменными типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. В спектрах наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек. Менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого за полчаса возвращается в исходное состояние. Во время вспышки усиливается яркость эмиссионных линий. Характер явления напоминает хромосферные вспышки на Солнце, но в больших масштабах.

Вспышечная активность этих звёзд имеет длительные периоды усиления и ослабления, подобно 11 летнему солнечному циклу активности.

Возможно, что причина вспышек нетепловая. Из недр звезды вырываются потоки быстро движущихся заряженных элементарных частиц, которые вызывают мощные изменения в оболочке.

Эти звёзды чуть старше по возрасту предыдущих и находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия. Их обнаружено не очень много - около 75. Они имеют малую светимость и могут наблюдаться только вблизи Солнца.

Есть большая группа вспышечных звёзд, у которых вспышки длятся не минуты, а гораздо более продолжительны. К таким звёздам относятся и все звёзды скопления Плеяды.

Звёзды типа Вольфа-Райе (WR). Образуют немногочисленную группу звёзд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в Галактике. В среднем имеют абс. зв. величину - 4^m. Число их не более 400. Спектры этих звёзд состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами ионизации. Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звёзды, происходящее с ускорением. Источником энергии в линиях является мощное ультрафиолетовое излучние очень горячей звезды, эффективная температура которой достигает 100 000К. Световое давление горячего излучения является причиной ускоренного движения атомов в атмосферах этих звёзд.

Фуоры и антифуоры. В 1936 году было обнаружено интересное явление. Слабая звезда 16 ^m за несколько месяцев плавно увеличила свой блеск в 150 раз и светит как звезда 10 ^m. Её спектр характерен для сверхгиганта спектрального класса F5 или G3. Звезда называется FU Ориона, а подобные ей звёзды называются фуорами.

Звезда CQ Тельца наоборот, была звездой 9 ^m, а затем плавно ослабела до 11^m и остаётся слабой. Эта звезда была названа антифуором.

21.4 Новые и сверхновые звёзды.

Это эруптивные старые звёзды особого типа. У новых звёзд наблюдается внезапное и резкое увеличение светимости не менее чем на 7-8 звёздных величин. Чаще всего за время вспышки видимая звёздная величина уменьшается на 10 ^m -13 ^m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. После вспышки эти звёзды являются горячими карликами.

В максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов A - F. Если вспышка одной и той же новой наблюдалась не раз, она называется повторной. У повторных новых возрастание светимости меньше, чем у обычных.

Всего известно около 300 новых звёзд, из них около 150 вспыхнуло в нашей Галактике и свыше 100 в туманности Андромеды. У известных семи повторных новых наблюдалось около 20 вспышек. Вспышки происходят примерно раз в 100 лет. Многие, если не все новые являются тесными двойными звёздами. После вспышки часто обнаруживают слабую переменность.

При вспышке начальный подъём блеска происходит очень быстро, за 2-3 суток. Незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется (окончательный подъём). После максимума происходит уменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три зв. величины плавное. Затем следует переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости ещё на три величины, либо колебаниями её. Окончательное падение блеска происходит плавно, и звезда приобретает ту светимость, что имела ранее.

Во время вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникающей в звезде. Эта неустойчивость может возникать у некоторых горячих звёзд в результате внутренних процессов, определяющих выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких-либо внешних факторов.

Причиной взрыва новой может являться обмен вещества между компонентами тесных двойных систем. Если богатое водородом вещество из оболочки главной звезды попадёт на поверхность её спутника - белого карлика, может произойти внезапное выделение термоядерной энергии. Эта энергия очень велика, но всё же неизмеримо меньше общих запасов энергии звезды, поэтому взрыв новой не сопровождается изменением общей её структуры, а затрагивает толко приповерхностные слои.

Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс звездой вещества, приводящий к отрыву от неё внешних слоёв - оболочки массой 0,0001 M_sol. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью до 2000 км/с. Об этом свидетельствуют доплеровские смещения спектральных линий в фиолетовую сторону спектра. Звезда быстро сбрасывает оболочку и в результате образует вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти у всех близких новых.

Зная расстояние до новой звезды, можно определить её начальную и максимальную светимость, а также оценить радиус до вспышки и максимальный радиус.

Сверхновые - это звёзды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абс. зв. величины от -18 ^m до -21^m. Возрастание светимости происходит в десятки миллионов раз, более чем на 19 ^m. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки превышает в тысячи раз энергию новых звёзд. Название “сверхновая” было дано в 1934 году американцами Цвикки и Бааде.

Фотографически зарегистрировано более 300 вспышек сверхновых в других галактиках. Нередко светимость сверхновых была сравнима с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. Так например, в 1895 году наблюдалась сверхновая в галактике NGC 5253. Звезда была 7,2 ^m, а сама галактика 12 ^m. Одна звезда излучала в 100 раз больше, чем все звёзды галактики! По грубым подсчётам Цвикки сверхновые вспыхивают в галактике примерно один раз в 360 лет.

По летописям выявлено, что в нашей Галактике тоже было несколько вспышек сверхновых звёзд. Эту работу проделал шведский астроном Лундмарк. За последние 1000 лет наблюдалось по крайней мере 6 сверхновых: в 1006, 1054, 1181, 1572, 1604, 1667 годах.

Самые известные - это сверхновая 1054 года, наблюдавшаяся китайскими астрономами в созвездии Тельца и бывшая ярче Венеры, так, что её можно было видеть даже днём. Об этом осталась запись в Хронике Сунь Ханьяо: “В 22 день седьмой Луны первого года периода Ши-Хо Янг Вейтэ сказал: “Простираю свою персону ниц: я наблюдал в созвездии Твен-Куан явление звезды-гостьи... Согласно распоряжению императора я почтительнейше сделал предсказание, сводящееся к следующему: Звезда-гостья не нарушит Альдебарана. Это указывает, что страна обретёт великую силу. Я прошу, чтобы это предсказание было передано на хранение в департамент историографии...”. На память о ней осталась Крабовидная туманность.

Не менее интересным было и явление сверхновой звезды 1572 года. Эту звезду наблюдал Тихо Браге в созвездии Кассиопеи. За несколько дней звезда стала ярче Венеры, а потом ослабела в течение двух лет.

Несмотря на то, что вспышка сверхновой похожа на вспышку новой, это явление сильно отличается по своей физической сути и масштабу.

По характеру спектра в эпоху максимума сверхновые делятся на 2 типа.

1. Вблизи максимума имеют непрерывный спектр, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются широкие эмисионные полосы, положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями. Ширина полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/с. Кривая блеска после максимума плавная, уменьшение блеска идёт почти по линейному закону.

2. Светимость в максимуме меньше чем у 1-го типа. Спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Наблюдаются линии поглощения и излучения. На заключительной стадии кривые блеска круче. Иногда наблюдаются вторичные максимумы.

После вспышек сверхновых 1-го типа остаются быстро расширяющиеся газовые туманности. Форма эмиссионных линий Крабовидной туманности говорит о её расширении со скоростью около 1000 км/с. Крабовидная туманность является одним из мощных источников радиоизлучения в Галактике. Рентгеновское излучение можно объяснить торможением релятивистских электронов при их движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей.

Сверхновые 2 типа выбрасывают во время вспышек огромную массу газа, превосходящую массу Солнца. Газ расширяясь движется в пространстве и может существовать в виде туманности десятки тысяч лет.

Сверхновые 2 типа вспыхивают только в ветвях спиральных галактик, а в эллиптических и неправильных галактиках вспыхивают только сверхновые 1 типа.

Эллиптические галактики содержат в основном старые звёзды с массой ненамного превышающей массу Солнца. все более массивные звёзды в них давно проэволюционировали. Значит сверхновые 1 типа до взрыва - это очень старые звёзды, масса которых превосходит солнечную только на 10-20%. Такие же звёзды вспыхивают и в спиральных галактиках.

Сверхновые 2 типа - молодые объекты. Они находятся в спиральных рукавах, где ещё идёт процесс рождения звёзд. Возраст этих звёзд не более десятков млн. лет. Однако, вспышка происходит со звездой только тогда, когда она сходит с главной последовательности и вступает в заключительный этап эволюции. Значит сверхновые 2 типа - очень массивные звёзды, с массой в 10 раз и более превышающей солнечную. На главной последовательности это горячие голубые гиганты классов О и В.

21.5 Пульсары и нейтронные звёзды. Галактические источники рентгеновского излучения.

Нейтронные звёзды были ещё в 30-х годах нашего столетия предсказаны теоретически. Согласно теории, если первоначальная масса ядра звезды находится в пределах от 1,2 до 2,4 массы Солнца, после исчерпания ядерного горючего, происходит следующее. Сила лучевого давления не может уравновешивать гравитационное сжатие и внутренние области обрушиваются к центру звезды, а внешняя оболочка выбрасывается со скоростью до 10 000 км/с. в результате взрыва. Происходит явление сверхновой звезды. Внутренние области звезды за несколько секунд сжимаются до состояния ядерного вещества. Линейные размеры звезды достигнут около 10 км.

В такой звезде силе гравитационного сжатия противостоит сила взаимодействия нейтронов и протонов. Поэтому она названа нейтронной звездой.

Практически нейтронную звезду обнаружить очень трудно из-за её малого размера. При температуре около 6000К на расстоянии около 10 св. лет звёздная величина будет всего около 30 ^m.

Открытие нейтронных звёзд стало возможным лишь с развитием рентгеновской и радио астрономии. В 1964 году были обнаружены первые источники рентгеновского излучения. Сразу же было высказано мнение, что это и есть нейтронные звёзды, так как после сжатия температура поверхности нейтронных звёзд должна достигать около миллиарда К. Тогда максимум излучения должен приходится на жёсткое рентгеновское излучение.

В 1967 году сотрудники Кавендишской лаборатории обнаружили пульсары. На радиотелескопе наблюдались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения, повторяющиеся через строго постоянный период времени порядка 1-й секунды. Первоначально предполагали, что это источники искусственного происхождения. Однако, целенаправленные поиски подобных объектов позволили открыть их большое количество. Периоды пульсаров заключены в пределах от 0,002 до 4 с.

Изменение периодов пульсаров составляет очень малую величину, меньшую чем 10^-14 за период.

В настоящее время известно более 300 пульсаров. Излучение пульсаров имеет нетепловую природу. Были измерены расстояния до них. Они лежат в пределах от сотен до тысяч парсеков.

Некоторые пульсары были отождествлены с туманностями - остатками вспышек сверхновых звёзд. Самый интересный пульсар - NP 0531 лежит в Крабовидной туманности. Оптическое излучение этой звезды тоже импульсивно. В максимуме блеска она имеет 13 зв. величину. Рентгеновское излучение звезды превышает в 100 раз мощность оптического.

Малые периоды пульсации связаны с тем, что вращение нейтронной звезды очень быстрое, доходит до нескольких десятков оборотов в секунду. Промежуток времени между последовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды. Пульсация объясняется наличием неоднородностей, горячих пятен на поверхности нейтронных звёзд.

У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов ( с удвоением за 1000 - 10 000 000 лет) связанное с тормозящим влиянием магнитного поля.

В 1962 году был обнаружен первый космический источник рентгеновского излучения. Он получил название “Скорпион Х-1”.

К настоящему времени обнаружено более 600 источников рентгеновского излучения. Примерно половина из них относится к другим галактикам.

Много источников рентгеновского излучения отождествлено с радио и рентгеновскими пульсарами, некоторые с туманностями - остатками вспышек сверхновых звёзд. Причиной свечения последних является тепловое излучение газа, нагретого до температуры в несколько миллионов градусов.

Около ста ярких галактических рентгеновских источников связаны с рентгеновскими звёздами. Это тесные пары массивных звёзд, из которых одна является релятивистским объектом, а другая - обычная звезда.

Особенностью излучения этих объектов является переменность их излучения. Вариации потока оптического и рентгеновского излучения никак не связаны друг с другом. Анализ излучения показывает, что источниками рентгеновского излучения должны быть очень компактные объекты, типа нейтронных звёзд.

Кроме нейтронных звёзд источниками могут быть белые карлики и чёрные дыры, находящиеся в тесной паре с нормальной звездой.

Причиной возникновения рентгеновского излучения является процесс потери массы нормальной звездой и захватом её релятивистским объектом. Потеря массы может происходить либо в виде струи, либо в виде звёздного ветра. В первом случае газ закручивается вокруг релятивистского объкта, образуя плоский диск. Трение приводит к уменьшению скорости и газ по спирали приближается к звезде. Это явление называется аккрецией.

В результате аккреции потенциальная энергия падающего газа переходит в тепло. Это приводит к большому нагреву. При высоких температурах максимум излучения газов приходится на рентгеновский диапазон спектра. Если у звезды есть магнитное поле, то газ движется вдоль магнитных линий, нагревается и падает вблизи магнитных полюсов.

У нейтронных звёзд магнитная ось и ось вращения не совпадают и наиболее горячие области, вблизи которых происходит аккреция, при благоприятной ориентации, становятся видимыми через промежутки времени, равные периоду вращения нейтронной звезды, что и даёт явление пульсара.

При аккреции на чёрную дыру явления пульсара не наблюдается. Рентгеновское излучение может сильно флуктуировать.

Самый вероятный кандидат в чёрные дыры - рентгеновский источник Лебедь Х-1. Масса его равна 7-10 солнечных масс.

Наблюдаются также вспышечные рентгеновские источники. Вспышки наблюдаются нерегулярно. Называются такие объекты барстерами и отождествляются с шаровыми звёздными скоплениями.

22. Эволюция звезд.

22.1 Модели внутреннего строения звезд: звезда главной последовательности, гигант, белый карлик.

Строение звёзд неодинаково. Звёзды главной последовательности, гиганты, карлики, нейтронные звёзды различаются между собой по устройству. Различия основаны на условиях, определяемых массой и радиусом звезды. Если для какой-то звезды известны масса и радиус, то можно получить представление о физических условиях в её недрах.

Температура звезды прямо пропорциональна её массе и обратно пропорциональна радиусу.

T = KM/R.

К - некоторый коэффициент пропорциональности.

Эта формула справедлива для звёзд похожих на Солнце.

Для звёзд главной последовательности справедлива формула:

T = 1,5^.10⁷ R^1/3.

По мере продвижения звёзд вдоль главной последовательности радиусы звёзд увеличиваются. Поэтому температуры в недрах звёзд главной последовательности плавно возрастают с увеличением светимости. Для звёзд класса В0 V температура в недрах составляет около 30 млн. кельвинов, для звёзд К0 V - меньше 10 млн. К.

От температуры зависит характер ядерных реакций, протекающих в недрах звезды. В недрах звёзд типа Солнца выделение ядерной энергии происходит в результате протон-протонной реакции. В горячих звёздах ранних спектральных классов главную роль играет превращение водорода в гелий за счёт углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая энергия, чем при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимость звёзд ранних спектральных классов.

Звёзды верхней части главной последовательности. Это горячие звёзды, с массой больше солнечной. Температура и давление в недрах выше, чем у звёзд более поздних спектральных классов. Выделение термоядерной энергии происходит ускоренным темпом через углеродный цикл. Светимость у них больше и эволюционировать они должны быстрее.

Значит, горячие звёзды, находящиеся вверху главной последовательности - молодые.

Выделение энергии при углеродном цикле пропорционально высокой степени температуры (Т²⁰), поток излучения растёт согласно закону Стефана-Больцмана как Т⁴. Излучение оказывается неспособным вынести из недр звезды энергию, возникающую там в углеродном цикле. Поэтому переносить энергию должно само вещество, которое начинает перемешиваться и в недрах массивных звёзд возникают центральные конвективные зоны. Окружающие конвективное ядро слои звезды находятся в лучистом равновесии.

Звёзды нижней части главной последовательности. Эти звёзды по строению подобны Солнцу. Преобладающей является протон-протонная реакция. В центре звезды конвекция не возникает и ядро оказывается лучистым. Из-за сильной непрозрачности более холодных наружных слоёв у звёзд нижней части главной последовательности образуются протяжённые наружные конвективные оболочки. Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. У Солнца только 2% наружных подфотосферных слоёв охвачены конвекцией. У карлика К V с массой 0,6 солнечной в перемешивании участвует 10% всей массы.

Субкарлики. Эти звёзды содержат мало тяжёлых элементов. Субкарлики - это старые звёзды, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики из вещества, не побывавшего в недрах звёзд, а потому бедного тяжёлыми элементами. Вещество субкарликов отличается большой прозрачностью, потому что состоит из сильно ионизованной плазмы, где все лёгкие элементы лишены своих электронов и их атомы не могут поглощать кванты.

У субкарликов почти нет конвективных зон.

Красные гиганты. Красные гиганты имеют массы ненамного превосходящие солнечную (1,3 раза), радиусы большие где-то в 20 раз, светимости в 220 раз. Эти звёзды имеют неоднородную структуру. По мере выгорания водорода в звёздах главной последовательности, область энерговыделения постепенно смещается в периферические слои. В результате образуется тонкий слой энерговыделения, где только и может происходить водородная реакция. Он разделяет звезду на две части: внутреннюю, с почти лишённым водорода гелиевым ядром, в котором нет ядерных реакций и внешнюю, в которой есть водород, но температура и давление малы для протекания реакции. На первых порах давление в слое энерговыделения больше, чем в ядре, которое начинает сжиматься, и выделяя гравитационную энергию разогревается. Это сжатие происходит до тех пор, пока газ не станет вырожденным. Огромное давление, необходимое для предотвращения сжатия, обеспечится большим увеличением плотности.

У звезды массой 1,3 солнечной образуется гелиевое ядро. Температура ядра достигает 40 млн. К, но всё равно мала для протекания ядерных реакций превращения гелия в углерод. Гелиевое ядро оказывается лишённым ядерных источников и изотермичным. Оно содержит около четверти массы всей звезды, обладая размерами 0.001 радиуса. Плотность в центре ядра 350 г/см³. Газ в ядре вырожден и по свойствам не отличается от вещества белых карликов. Такое сходство позволяет сделать вывод, что в ядре красного гиганта находится белый карлик. Ядро окружено оболочкой такой же протяжённости, где происходит энерговыделение. Затем следует лучистая зона толщиной в 0,1 радиуса. Основная часть наружных слоёв красного гиганта, примерно 70% по массе, составляющих 0,9 её радиуса образуют мощную конвективную зону красного цвета. Причина образования такой протяжённой конвективной зоны - непрозрачность вещества, та же, что и у красных карликов.

Белые карлики. Гелиевое ядро красного гиганта имеет массу примерно равную массе Солнца, состоит из вырожденного газа. Такой объект имеет значительную температуру, небольшие размеры (0.01 - 0.001 радиуса Солнца) и обладает малой светимостью. Положение такого объекта на диаграмме Герцшпрунга-Рэссела соответствует области белых карликов.

Таким образом, белые карлики - сверхплотные вырожденные звёзды, исчерпавшие водородные источники термоядерной энергии. Плотность в центре белых карликов может достигать сотни тонн в кубическом см. Медленно остывая они постепенно излучают большой запас тепловой энергии вырожденного газа.

У некоторых белых карликов, называемых полярами, наблюдаются сильные магнитные поля (до 10⁸ Э). Их излучение поляризовано до 30%.

Белыми карликами становятся и маломассивные звёзды, у которых масса меньше 0,08 солнечной. В процессе сжатия протозвезды температура в недрах настолько мала, что никакие термоядерные реакции не могут противостоять гравитационному сжатию и звезда непрерывно сжимается до состояния белого карлика.

Красные карлики. Это звёзды с малой массой, меньшей чем у Солнца. Время их пребывания на главной последовательности больше возраста Галактики. Если масса меньше 0.3 массы Солнца, звёзды остаются полностью конвективными всегда. Лучистое ядро у них никогда не образуется. Температура в центре таких звёзд мала для того, чтобы полностью работал протон-протонный цикл. Он обрывается на образовании изотопа ³Не, а сам ⁴Не уже не синтезируется. За 10 млрд. лет в ³Не превратится только 1% водорода. Эти звёзды называются красными карликами.

Коричневые карлики. Это самые слабые объекты, доступные наблюдениям. Яркость их в десятки тысяч раз меньше солнечной. Масса меньше в несколько десятков раз. Малая масса не позволяет зажечься ядерным реакциям. Такие звёзды могут образовывать скрытую массу галактик (по некоторым подсчётам до 90% всей массы).

В 1994 - 1995 годах исследования на Паломарской обсерватории и космическом телескопе дали фотографию коричневого карлика. Это объект GL229B - маленький компаньон холодной красной звезды Gliese 229, находящейся на расстоянии 19 св. лет от Земли в созвездии Зайца. Масса карлика равна 20 - 50 масс Юпитера. GL229B слишком массивен и горяч, чтобы быть планетой, но слишком маленький и прохладный, чтобы сиять подобно звезде. Светимость его в 100,000 раз меньше чем у Солнца. Этот коричневый карлик обладает спектром, похожим на спектр Юпитера. Инфракрасные спектроскопические исследования показали, что карлик имеет много метана. Метан не обнаружен в звёздах, но содержится в планетах-гигантах Солнечной системы.

Коричневые карлики образуются также как и остальные звёзды, но не имеют

достаточно массы, чтобы генерировать высокие температуры в недрах, достаточные для разжигания ядерных реакций.

Коричневые карлики имеют тот же механизм разогрева, что и планеты-гиганты - через гравитационное сжатие.

Нейтронные звёзды. Начиная с некоторого значения массы, давление вырожденного газа не может уравновесить силу гравитации. Такая звезда может неограниченно сжиматься. Коллапс неизбежен при массах 2-3 солнечной. Однако, при массах 1,2 - 2 солнечной силам гравитации противостоит давление вырожденного нейтронного газа и звезда превращается в нейтронную. При этом превращении происходит ядерный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды. В результате этого взрыва выделяется вся возможная ядерная энергия и образуется нейтронная звезда.

Нейтронная звезда имеет твёрдую поверхность, её внешние слои (кора) состоят из тяжёлых ядер Fe и He. Толщина коры порядка 1 км., а общий радиус звезды - 10 км.

Под корой давление очень велико, тяжёлые ядра распадаются до нуклонов, электроны вдавливаются в протоны и образуется нейтронная жидкость. Центральная часть звезды, диаметром около 1 км. находится в твёрдом состоянии.

Эволюция звёзд.

В настоящее время наиболее популярна идея о том, что образование звёзд происходит путём конденсации газово-пылевого межзвёздного вещества. Под действием сил тяготения протозвёздное газово-пылевое облако принимает сферическую форму и начинает сжиматься. За счёт уменьшения потенциальной энергии происходит разогревание протозвезды. Эта фаза развития звезды называется контракционной.

В начале контракционной стадии единственным источником разогрева протозвезды является гравитационная энергия. Перенос энергии внутри звезды происходит только путём конвекции.