> Переменные звезды
Рассмотрите переменные звезды : описание звездного класса, почему умеют менять яркость, длительность изменения величины, колебания Солнца, типы переменных.
Переменной называют звезду , если она способна менять яркость. То есть, ее видимая величина по какой-то причине периодически меняется для земного наблюдателя. Подобные изменения могут занимать годы, а порой всего секунды и граничат между 1/1000-й величины и 20-й.
Среди представителей переменных звезд в каталоги попало более 100000 небесных тел и еще тысячи выступают подозрительными переменными. также является переменной, чья светимость колеблется на 1/1000-ю величину, а период охватывает 11 лет.
История переменных звезд
История изучения переменных звезд начинается с Омикрона Кита (Мира). Дэвид Фабриций описал ее в качестве новой в 1596 году. В 1638 году Йоханнес Хогвальдс заметил ее пульсацию в течение 11 месяцев. Это стало ценным открытием, так как подсказывало, что звезды не выступают чем-то вечным (как утверждал Аристотель). Сверхновые и переменные помогли перешагнуть в новую эру астрономии.
После этого только за один век удалось отыскать 4 переменные типа Мира. Оказалось, что о них знали до появления в записях западного мира. Например, трое числилось в документах Древнего Китая и Кореи.
В 1669 году нашли переменную затмевающую звезду Алголь, хотя ее изменчивость сумел объяснить только Джон Гудрик в 1784 году. Третья – Хи Лебедя, найденная в 1686 и 1704 годах. За следующие 80 лет нашли еще 7.
С 1850 года начинается бум на поиски переменных, потому что активно развивается фотография. Чтобы вы понимали, с 2008 года только в насчитывали больше 46000 переменных.
Характеристика и состав переменных звезд
У изменчивости есть причины. Это касается изменения светимости или массы, а также некоторых препятствий, мешающих свету поступать к . Поэтому выделяют типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды раздуваются и сжимаются. Двойные затменные теряют яркость, когда одна из них перекрывает вторую. Некоторые переменные представляют две близко расположенных звезды, обменивающиеся массой.
Можно выделить два главных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные – их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. А есть внешние – причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения.
Внутренние переменные звезды
Цефеиды – невероятно яркие звезды, превышающие солнечную светимость в 500-300000 раз. Периодичность – 1-100 дней. Это пульсирующий тип, способный резко расширяться и сокращаться за короткий срок. Это ценные объекты, так как с их помощью отмеряют дистанции к другим небесным телам и формированиям.
Среди других пульсирующих переменных можно вспомнить RR Лиры, у которой период намного короче, и она старше. Есть RV тельца – сверхгиганты с заметным колебанием. Если мы смотрим на звезды с длинным периодом, то это объекты типа Мира – холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные – красные гиганты или сверхгиганты, чья периодичность занимает 30-1000 дней. Одна их наиболее популярных – .
Не забывайте про переменную цефеиды V1, которая отметилась в истории изучения Вселенной. Именно с ее помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой она располагалась, это галактика. А значит, пространство не ограничивается Млечным Путем.
Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них присутствуют новые, сверхновые и карликовые новые.
Сверхновые – отличаются динамичностью. Количество извергаемой энергии порой превосходит возможности целой галактики. Могут разрастаться до величины 20, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего, образуются в момент смерти массивной звезды, хотя после этого может остаться ядро (нейтронная звезда) или же сформироваться планетарная туманность.
Например, V1280 Скорпиона достигла максимальной яркости в 2007 году. За последние 70 лет ярчайшей была Новая Лебедя. Поразила всех также V603 Орла, взорвавшаяся в 1901 году. В течение 1918 года она не уступала по яркости .
Карликовые новые – двойные белые звезды, переносящие массу, из-за чего производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные – близкие двойные системы, в которых фигурирует красный гигант и горячая голубая звезда.
Извержения заметны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь очень много подтипов: вспыхивающие, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них выступают бинарными системами.
Внешние переменные звезды
К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в . Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.
Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.
Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.
Будущие исследования переменных звезд
Важно понимать, что эти небесные тела чрезвычайно полезны астрономам, так как позволяют разобраться в радиусах, массе, температуре и видимости других звезд. Кроме того, они помогают проникнуть в состав и изучить эволюционный путь. Но их изучение – кропотливый и длительный процесс, для которого используют не только специальные приборы, но и любительские телескопы.
Переменные звёзды
I
Переме́нные звёзды
П. з.- звезды, видимый блеск которых подвержен колебаниям. Многие П. з. являются нестационарными звездами; переменность блеска таких звезд связана с изменением их температуры и радиуса, истечением вещества, конвективными движениями и др. Эти изменения у звезд некоторых типов являются регулярными и повторяются со строгой периодичностью. Однако нестационарность звезд не всегда вызывает их переменность; известны звезды, у которых истечение вещества, обнаруживаемое по эмиссионным линиям в спектре, не сопровождается сколько-нибудь заметными изменениями блеска. С другой стороны, переменными бывают и стационарные звезды: так, у двойных звезд периодические ослабления блеска обусловлены затмениями одного компонента другим. Правда, у тесных двойных звезд возникает также и физическая нестационарность, появляются газовые потоки и т. п., что усложняет видимую картину изменения их блеска. Вращение звезд с неоднородной поверхностной яркостью также приводит к переменности их блеска. I. Общие сведения П. з. являются наиболее ценными источниками сведений о физических характеристиках звезд. Кроме того, свойства П. з. позволяют использовать их для оценки расстояния до звездных систем, в состав которых они входят; они могут служить индикатором типа звездного населения таких систем. Будучи при этом легко обнаруживаемыми - и часто на очень больших расстояниях,- П. з. заслуженно пользуются особым вниманием астрономов. Количество переменных и «заподозренных» в переменности звезд нашей Галактики, включенных в каталоги, составляет около 40000 (на 1975), ежегодно число известных П. з. увеличивается в среднем на 500-1000. Около 5000 П. з. известно в других галактиках и более 2000 - в шаровых звездных скоплениях нашей Галактики. П. ч. в пределах каждого созвездия, обозначают латинскими буквами (одиночными от R до Z или комбинациями двух букв) или номерами с буквой V перед ними. Из звезд, изменяющих свой блеск, легче всего обнаруживаются новые звезды (См.
Новые звёзды).
Появление на небе и исчезновение новых звезд отмечалось уже в глубокой древности. Наблюдения ярких новых звезд (точнее - сверхновых звезд (См. Сверхновые звёзды)) провели в 1572 Тихо Браге ,
а в 1604 И. Кеплер .
Но первой П. з. меняющей свой блеск более или менее регулярно (а не «временно», подобно новым звездам), стала открытая немецким астрономом Д. Фабрициусом в 1596 звезда ο
Кита (Мира); французский астроном И. Бульо в 1667 определил её период изменения блеска, оказавшийся: равным 11 месяцам. В 1669 итальянский учёный Дж. Монтанари открыл переменность блеска β
Персея (Алголя). Английский астроном Дж. Гудрайк (1764-86) обнаружил строгую периодичность ослаблении блеска Алголя, открыл и исследовал переменность блеска δ
Цефея, а английский астроном Э. Пиготт - η
Орла. Но систематическое изучение П. з. начал Ф. Аргеландер ,
который в 40-х гг. 19 в. создал методику глазомерных оценок блеска П. з. В 1866 было известно уже 119 П. з. К концу 19 в. было доказано, что переменность Алголя вызывается затмениями яркого компонента более тёмным, и, таким образом, было обнаружено существование так называемых затменных П. з. Тогда же была выдвинута гипотеза (немецким астроном А. Риттер), согласно которой наблюдаемую переменность звёзд можно объяснить их пульсацией. Внедрение в исследования П. з. астрофотографии привело к открытию большого числа новых П. з. К 1915 было известно уже 1687 П. з., к 1940 - 8254. Открытая в 1912 американским астрономом Г. Ливитт зависимость период - светимость позволила Х. Шепли
определить расстояние до центра Галактики, а Э. Хаббл у доказать в 1924, что туманности, подобные туманности Андромеды, являются независимыми звёздными системами, др. галактиками. В России систематическое фотографирование и исследование П. з. начали В. К. Цераский и С. Н. Блажко в Москве (1895). Новую эпоху в исследовании П. з. открыло массовое внедрение многоцветной фотоэлектрической фотометрии с начала 50-х гг. Современные светоприёмники позволяют исследовать (при условии хорошего астроклимата) переменность блеска с амплитудой в тысячные доли звёздной величины и временным разрешением в тысячные доли секунды; при тщательных исследованиях обнаруживается, что всё возрастающее количество звёзд, считающихся обычно постоянными, оказывается микропеременным. В 1946 Международный астрономический союз поручил обозначение новых П. з. и издание каталогов, а также разработку системы классификации Астрономическому совету АН СССР и Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (Б. В. Кукаркин, П. П. Паренаго, П. Н. Холопов и др.). С 1928 издаются сборники «Переменные звёзды ». В СССР исследования П. з. активно ведутся в астрономических учреждениях Москвы, Одессы, Крыма, Бюракана, Ленинграда, Абастумани, Душанбе, Ташкента, Казани, Шемахи. За рубежом наиболее интенсивные исследования П. з. ведут Маунт-Вилсоновская, Маунт-Паломарская, Китт-Пикская, Ликская и Гарвардские астрономические обсерватории в США. II. Классификация переменных звёзд П. з. делятся на два больших класса: затменные П. з. и физические П. з. 1. Затменные переменные звёзды. Затменные П. з. представляют собой систему из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс, причём плоскость их орбит столь близка к лучу зрения земного наблюдателя, что при каждом обороте наблюдается затмение одной звезды другой, сопровождаемое ослаблением суммарного блеска системы. Расстояние между компонентами обычно сравнимо с их размерами. В нашей Галактике обнаружено свыше 4000 звёзд этого класса. У одних из них (звезды типа β
Персея) блеск вне затмения практически постоянен, у других же (типа β
Лиры и W Большой Медведицы) блеск изменяется непрерывно; это объясняется тем, что из-за относительно малого расстояния между компонентами форма их отлична от шаровой, они вытянуты вследствие действия приливных сил. Изменение блеска у таких систем обусловлено не только затмением, но и непрерывным изменением обращенной к наблюдателю площади светящейся поверхности звёзд; в некоторых случаях затмение вообще отсутствует. Периоды изменения блеска затменных звёзд (совпадающие с их орбитальными периодами) очень разнообразны; у звёзд типа W Большой Медведицы с почти соприкасающимися компонентами (звёздами-карликами) они меньше суток; у звёзд типа β
Персея периоды достигают сотен дней, а у некоторых систем, в состав которых входят сверхгиганты (VV Цефея, ε
Возничего и др.),- десятков лет. Затменные П. з. представляют уникальную возможность определения ряда важнейших характеристик звёзд, особенно в том случае, если известны расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей входящих в систему звёзд (см. Двойные звёзды). Интерес к затменным двойным звёздам резко возрос, когда некоторые из них были отождествлены с космическими источниками рентгеновского излучения. В некоторых случаях (HZ Геркулеса, или Геркулес Х-1; Центавр Х-3) затмения наблюдаются также и в рентгеновском диапазоне, причём по доплеровскому изменению периода импульсов рентгеновского излучения оказывается возможным определить элементы орбиты компонентов. Как и в случае импульсов радиоизлучения у пульсаров (См. Пульсары),
эти периоды составляют немногие секунды и свидетельствуют о быстром вращении излучающего в рентгеновском диапазоне белого карлика (или нейтронной звезды (См. Нейтронные звёзды)), входящего в двойную систему. У ряда тесных двойных систем компонентом с излучением в оптическом диапазоне является сверхгигант спектрального класса В; в этих случаях не наблюдаются затмения в рентгеновском диапазоне, а иногда и в оптическом. Масса невидимого компонента в таких системах, по-видимому, превышает 3 массы Солнца и такие звёзды (особенно Лебедь Х-1 или V 1357 Лебедя), по-видимому, следует рассматривать как «чёрные дыры» (См. Чёрная дыра). Причиной рентгеновского излучения тесных двойных систем является, по всей видимости, аккреция компактным компонентом звёздного ветра или газовых струй, идущих от видимого компонента. 2. Физические переменные звёзды. Физические П. з. изменяют свой блеск в результате происходящих в них физических процессов. Физические П. з. делятся на пульсирующие и эруптивные. Пульсирующие переменные звёзды характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска; в большинстве случаев они объясняются пульсацией внешних слоев звёзд. При сжатии звезды радиус её уменьшается, она нагревается и светимость её увеличивается; при расширении звезды светимость её падает. Периоды изменения блеска пульсирующих П. з. колеблются от долей дня (звёзды типа RR Лиры, δ
Щита и β
Большого Пса) до десятков (цефеиды, звезда типа RV Тельца) и сотен дней (звёзды типа Миры Кита, полуправильные звёзды). Периодичность изменения блеска некоторых звёзд выдерживается с точностью хорошего часового механизма (например, некоторые цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же она практически отсутствует (у красных неправильных переменных). Всего пульсирующих звёзд известно около 14 000. Долгопериодические цефеиды - переменные звёзды-сверхгиганты с периодами от 1 до 50-200 сут,
с амплитудами изменения блеска от 0,1 до 2 звёздных величии в фотографических лучах. Период и форма кривой блеска, как правило, постоянны. Кривая изменения лучевых скоростей является почти зеркальным отражением кривой блеска, максимум этой кривой практически совпадает с минимумом блеска, её минимум - с максимумом блеска. Спектральные классы в максимуме блеска F5 - F8, в минимуме F7 - K0, причём тем более поздние, чем больше период изменения блеска. С ростом периода растет и светимость цефеид. Звёзды типа Миры Кита - долгопериодические переменные звёзды-гиганты с амплитудами более 2,5 звёздной величины (до 5-7 звёздных величин и больше), с хорошо выраженной периодичностью, с периодами, заключёнными в пределах приблизительно от 80 до 1000 сут,
имеющие характерные эмиссионные спектры поздних спектральных классов (Me, Ce, Se). Полуправильные П. з.- звёзды поздних классов (F, G, К, М, С, S), субгиганты, гиганты или сверхгиганты, обладающие заметной периодичностью, сопровождаемой различными неправильностями в изменении блеска. Периоды полуправильных П. з. заключены в очень широких пределах - приблизительно от 20 до 1000 сут
и больше. Формы кривых изменения блеска весьма разнообразны, амплитуда обычно не превышает 1-2 звёздных величин. П. з. типа RR Лиры (короткопериодические цефеиды, или звёзды типа П. з. в шаровых скоплениях) - пульсирующие гиганты, обладающие особенностями цефеид, с периодами изменения блеска, заключёнными в пределах от 0,05 до 1,2 сут,
спектральными классами А и F и амплитудами до 1-2 звёздных величин. Известны случаи переменности как формы кривой блеска, так и периода. В ряде случаев эти изменения периодичны (эффект Блажко). П. з. типа δ
Щита - субгиганты спектральных классов А и F, пульсирующие с периодом в немногие часы и амплитудой в несколько сотых или десятых долей звёздной величины. П. з. типа RV Тельца - звёзды-сверхгиганты со сравнительно стойкой периодичностью изменений блеска, с общей амплитудой до 3 звёздных величин; кривая блеска состоит из двойных волн с чередующимися главными и вторичными минимумами, периоды заключены в пределах от 30 до 150 сут;
спектральные классы от G до поздних К (изредка появляются полосы окиси титана, характерные для спектров класса М). П. з. типа β
Цефея, или, как их часто называют, звёзды типа β
Большого Пса,- однородная группа пульсирующих звёзд-гигантов, блеск которых меняется в пределах около 0,1 звёздной величины, периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут,
спектральные классы B0 - B3. В отличие от цефеид, максимум блеска у них соответствует фазе минимального радиуса звезды. Эруптивные переменные звёзды характеризуются неправильными, часто быстрыми и большими изменениями блеска, вызванными процессами, носящими взрывообразный (эруптивный) характер. Эти звёзды делят на две группы: а) молодые, недавно сформировавшиеся звёзды, к которым относят быстрые неправильные (так называемые орионовы) П, з., неправильные П. з. типа Т Тельца, вспыхивающие звёзды типа UV Кита и родственные им объекты, многочисленные в очень молодых звёздных скоплениях и часто связанные с диффузным веществом; б) звёзды, обычно почти постоянные, но время от времени показывающие быстрые и большие увеличения яркости; это - новые и сверхновые звёзды, повторные новые, звёзды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические переменные (для последних характерно присутствие в спектре линий, типичных как для горячих, так и для холодных звёзд). Во многих случаях (если не всегда) звёзды этой группы оказываются двойными системами. Эруптивных звёзд известно более 1600. Орионовы П. з.- неправильные П. з., связанные с диффузными туманностями или наблюдаемые в районах таких туманностей. К этой же группе П. з. относятся и быстрые неправильные П. з., видимым образом не связанные с диффузными туманностями и обнаруживающие изменения блеска на 0,5-1,0 звёздной величины в течение нескольких часов или суток. Эти звёзды иногда относят к особому классу П. з. типа RW Возничего; однако резкой границы между ними и орионовыми П. з. не существует. П. з. типа Т Тельца - неправильные П. з., в спектре которых имеются следующие спектральные признаки: спектральные классы заключены в пределах F - М; спектр наиболее типичных звёзд напоминает спектр солнечной хромосферы; наблюдаются аномально интенсивные флюоресцентные эмиссионные линии FI с длинами волн 4046 Å, 4132 Å. Эти П. з. наблюдаются обычно только в диффузных туманностях. П. з. типа UV Кита - звёзды, иногда испытывающие вспышки с амплитудой от 1 до 6 звёздных величин. Максимум блеска достигается через секунды или десятки секунд после начала вспышки, к нормальному блеску звезда возвращается через несколько минут или десятков минут. Встречаются как в звёздных скоплениях, так и в окрестностях Солнца. Новые звёзды - это горячие карлики, за несколько дней увеличивающие блеск на 7-15 звёздных величин, а затем в течение нескольких месяцев или лет возвращающиеся к блеску, который они имели до начала вспышки. Спектральные данные показывают, что у звезды возникает расширяющаяся оболочка, постепенно рассеивающаяся в пространстве. У повторных новых звёзд вспышки повторяются через несколько десятков лет; возможно, что через сотни или тысячи лет повторяются и вспышки типичных новых звёзд, амплитуды изменения блеска которых обычно гораздо больше. П. з. типа U Близнецов - звёзды, у которых обычно наблюдаются небольшие быстрые флуктуации блеска. При среднем цикле в несколько десятков или сотен дней у звёзд этого типа наблюдаются увеличения блеска на 2-6 звёздных величин, причём тем большие, чем реже вспышки происходят. Подобно новым звёздам, звёзды этого типа, являются тесными двойными системами, их вспышки так или иначе связаны с обменом вещества между компонентами, находящимися на разных стадиях эволюции. В отдельную группу могут быть выделены звёзды, переменность блеска которых обусловлена неоднородной поверхностной яркостью, вследствие чего при вращении блеск их изменяется. К этой группе относятся прежде всего звёзды типа BV Дракона, которые, подобно П. з. типа UV Кита, обнаруживают молниеносные вспышки, но обладают также и небольшими периодическими изменениями блеска. По-видимому, к этой же группе П. з. относятся и Магнитные звёзды или П. з. типа α
2 Гончих Псов. Это звёзды спектрального класса А, в спектре которых наблюдаются аномально усиленные линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов, изменяющие интенсивность с тем же периодом, что и блеск и магнитное поле, всегда наблюдающееся у звёзд этого типа. Амплитуда обычно не превышает 0,1 звёздной величины, а периоды заключены в интервале 1-25 сут.
Переменность объясняется, по-видимому, тем, что области, отличающиеся по температуре и химическому составу, располагаются на поверхности звезды симметрично относительно магнитной оси, наклонной к оси вращения (гипотеза «наклонного ротатора»). Сверхновые звёзды не наблюдались в нашей Галактике со времён Тихо Браге и Кеплера, но в других галактиках их открывают ежегодно до 20; всего же их известно к 1975 свыше 400. Вспышка сверхновой - наиболее грандиозное явление в мире звёзд; в максимуме блеска сверхновая звезда, вспыхнувшая в той или иной галактике, иногда достигает совокупной яркости всех остальных звёзд этой галактики. Вспышки сверхновых звёзд связывают с началом коллапса звезды после истощения источников ядерной энергии (см. Коллапс гравитационный). После вспышки сверхновая звезда превращается в пульсар - нейтронную звезду, вращающуюся с периодом в немногие секунды и доли секунды; узконаправленное электромагнитное излучение, выходящее из магнитных полюсов пульсара, не совпадающих с полюсами оси вращения, обусловливает наблюдаемое импульсное излучение пульсара. Пока известен лишь один пульсар, отождествленный с наблюдаемым в видимых лучах небесным объектом,- СМ Тельца. Это - результат вспышки сверхновой звезды 1054 г., приведший также к образованию Крабовидной туманности.
III. Теоретические исследования переменных звёзд Причины изменений блеска физических П. з. и место, занимаемое этими звёздами в звёздной эволюции, составляют тесно связанный круг проблем. По-видимому, переменность характерна для звёзд на определённых этапах их эволюции. Особое значение для понимания природы переменности имеет изучение П. з. в звёздных скоплениях (для звёзд, входящих в скопления, можно определить и возраст, и эволюционную стадию), а также анализ положения П. з. разных типов на диаграмме «спектр - светимость» (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма).
Скопления, содержащие быстрые неправильные П. з., очень молоды (их возраст 10 6 -10 7 лет). В этих скоплениях лишь наиболее массивные звёзды, обладающие значительной светимостью, достигли главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, занимают её верхнюю часть и являются обычными стационарными звёздами. У звёзд меньшей светимости и массы ещё не закончилось гравитационное сжатие, сохранилась обширная конвективная зона, в которой происходят неправильные бурные движения газа, с этим, по-видимому, и связана переменность блеска и спектра молодых звёзд. Ряд типов пульсирующих П. з. расположен на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла в пределах полосы нестабильности, пересекающей диаграмму от красных сверхгигантов спектрального класса К до белых звёзд-карликов класса А. К их числу принадлежат цефеиды, звёзды типа RV Тельца, RR Лиры и δ
Щита. Во всех этих звёздах действует, по-видимому, единый механизм переменности, вызывающий пульсацию их верхних слоев. Звёзды, соседствующие на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, обладают схожими характеристиками переменности (например, цефеиды плоской и сферической составляющей), но их эволюционная история, массы, внутреннее строение резко отличаются. Изучение пространственно-кинематических характеристик П. з. было одним из главных факторов, приведших в 40-х гг. 20 в. к разработке концепции составляющих Галактики и звёздных населений (см. Галактика). Лит.:
Общий каталог переменных звезд, 3 изд., т. 1-3, М., 1969-71; Пульсирующие звезды, М., 1970; Эруптивные звезды, М., 1970; Затменные переменные звезды, М., 1971; Методы исследования переменных звезд, М., 1971. Ю. Н. Ефремов.
сборники статей, издаваемые Астрономическим советом АН СССР. Основан в 1928 Нижегородским кружком любителей физики и астрономии. С 1946 издаются в Москве (до 1971 как Бюллетень). В сборниках публикуются результаты исследований переменных звёзд, квазаров, рентгеновских источников и др. космических объектов, показывающих явления нестационарности, а также связанные с этими объектами методические и теоретические работы. К началу 1975 вышли 141 номер и 6 приложений к ним.
Большая советская энциклопедия. - М.: Советская энциклопедия . 1969-1978 .
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ, звезды с заметно изменяющимися характеристиками излучения (светимостью, наблюдаемым потоком излучения, спектром и т.п.). Основные типы переменных звезд: затменные, пульсирующие, взрывные (новые звезды тесные двойные звезды, за… … Современная энциклопедия
Переменная звезда звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Переменной называется звезда, изменения… … Википедия
I Переменные звёзды П. з. звезды, видимый блеск которых подвержен колебаниям. Многие П. з. являются нестационарными звездами; переменность блеска таких звезд связана с изменением их температуры и радиуса, истечением вещества,… … Большая советская энциклопедия
Характеризуются переменным блеском. Различают затменные двойные звёзды и пульсирующие переменные звёзды (цефеиды) с периодическим изменением блеска, эруптивные звёзды, пульсары и тесные двойные звёзды (с перетеканием вещества от одного компонента … Энциклопедический словарь
Характеризуются переменным блеском. Различают затменныс двойные звёзды и пульсирующие П. з. (цефеиды) с периодич. изменением блеска, эруптивные звёзды, пульсары и тесные двойные звёзды (с перетеканием в ва от одного компонента к другому) … Естествознание. Энциклопедический словарь
переменные звёзды - астрон. Звёзды, видимый блеск которых подвержен колебаниям … Словарь многих выражений, Вордерман Кэрол, Стили Крэйг, Квигли Клэр. О книге Книга знакомит с популярным языком программирования Python, предлагая читателю постигать его на практике. Чтобы делать это было интереснее, авторы приводят примеры интересных…
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Что такое переменные звезды?
В отличие от Луны с переменностью ее фазы или планет, движущихся на фоне звезд, сами звезды в античное время считались постоянными и неподвижными, в отличие от суетливой жизни на Земле. Время от времени хроники регистрировали появление "звезды-гостьи", которую бы в наше время назвали "Новой" или "Сверхновой", что свидетельствовало, что и в звездном мире не все так постоянно. Однако, современное представление о различных типах переменных звезд было заложено открытием в 1596г. Фабрициусом звезды, названной "Мира" (т.е. "удивительная") Кита, которая показывала периодичекое появление и исчезновение, а также периодических ослаблений блеска у звезды Алголь (бета Персея), открытых первоначально Монтанари, а потом переоткрытых в 1782 году Джоном Гудрайком и интерпретированных им затмениями одной звезды другой.
"Переменной называется звезда, которая показывает изменение своих характеристик за время ее исследований на заданном уровне точности". Это определение показывает не только факт переменности звезды, но и субъективные условия ее наблюдения. Амплитуда изменения блеска для разных звезд находится в диапазоне от тысячных звездной величины до двадцати звездных величин, а характерное время изменения блеска составляет от долей секунды до тысяч лет. Исходя из современных представлений о структуре звезд, все звезды эволюционируют, меняют свои характеристики со временем. Однако, по "презумпции невиновности", "пока не доказана вина"="не подтверждена переменность", звезда переменной не считается и в Общий каталог переменных звезд (ОКПЗ) не заносится. В настоящее время в ОКПЗ занесено около 43 тысячи переменных звезд, еще примерно впятеро больше содержится в других каталогах (VSX и др.). Однако, пока не будет подтверждены факт и тип их переменности, они считаются "заподозренными в переменности" и не имеют собственного названия.
Причин изменений блеска очень много. Основные группы - это физически переменные звезды (характеристики которых меняются, например, эруптивные и пульсирующие) и геометрически переменные - т.е. системы с несимметричной диаграммой направленности излучения, которые поворачиваются к наблюдателю в результате вращения (затменные двойные системы, незатменные системы с асимметричными компонентами). К последним, относят и звезды, периодически затмеваемые экзопланентами. В этом случае неуместно говорить "затменная двойная звезда", но вполне правильно "затменная двойная система".
Различные причины переменности приводят к различным наблюдательным проявлениям, т.е. кривым блеска (зависимость звездной величины от времени, а для периодических звезд - от фазы). Поэтому была разработана официальная система классификации, принятая в ОКПЗ. В настоящее время в ОКПЗ принято 79 типов и подтипов переменности. Классификация и описание приведены в книге: Н.Н.Самусь "Переменные звезды".
Естественно, с обнаружением новых звезд становятся известными все новые и новые объекты, которые со временем могут стать "прототипами" новых типов. Поэтому часто типы называют по имени звезд (напр., "мирида" = звезда типа Миры Кита, "лирида" = звезда типа RR Лиры, "цефеида" = звезда типа дельта Цефея) или двойственно, например, "карликовая новая" = звезда типа U Близнецов, "поляр" = звезда типа AM Геркулеса, "промежуточный поляр" = звезда типа DQ Геркулеса, "рентгеновский пульсар" = звезда типа HZ Геркулеса, "вспыхивающая" = звезда типа UV Кита и т.д.
Систему классификации ОКПЗ можно сравнить со справочником или учебником - изменения в нее вносятся после того, как в отдельных статьях или группах статей обосновывается необходимость введения новых типов. Например, в очереди на рассмотрение "асинхронные поляры" = звезды типа BY Жирафа, "магнитные карликовые новые" = звезды типа DO Дракона, "импакторы" = звезды типа V361 Лиры и др.
Зачем наблюдать переменные звезды?
Вселенная является лабораторией, в которой происходят все возможные процессы, которые разрешены законами Природы. Не имея возможности проводить эксперименты в космических масштабах, ученые наблюдают планеты, звезды и звездные системы. Такие исследования позволяют не только уточнять имеющиеся физические модели, но и обобщать их при экзотически гигантских расстояниях, давлениях, плотностях, температурах. Список астрономических открытий, которые привели к внедрению в навигацию, науку и технику, огромен. Астрономия, математика и физика и ряд других наук находятся на переднем крае естествознания, взаимно дополняя и обобщая друг друга.
Переменные звезды - одни из наиболее интересных классов космических объектов, которые находятся на активных стадиях эволюции, и потому проявляют действие большего числа физических законов в разных комбинациях.
Их необходимо систематически наблюдать на протяжении десятилетий для того, чтобы изучать историю их поведения. Однако, число переменных звезд значительно превышает количество профессиональных астрономов и тем более количество телескопов. Кроме того, трудно представить столетия наблюдений какого-либо объекта одним из астрономов на одном телескопе.
Таким образом, астрономы-любители вносят реальный и весьма полезный вклад в науку своими визуальными, фотографическими, фотоэлектрическими и ПЗС наблюдениями переменных звезд. Эти данные важны для анализа поведения переменных звезд, планирования наблюдений некоторых звезд с наземных и космических обсерваторий, компьютеризированных теоретических моделей.
Исследование переменных звезд очень важно для исследования характеристик звезд и их эволюции. Часть этой информации было бы трудно или невозможно получить другими методами. Во многих случаях характер переменности (часто состоящей из нескольких компонент) позволяет выбрать между моделями.
Переменные звезды продолжают играть важную роль в нашем понимании Вселенной. Вспышки Сверхновых приводят к обогащению тяжелыми элементами межзвездного пространства, что позволяет образовываться планетам с твердыми оболочками. Вряд ли жизнь могла бы образоваться, если бы в протозвездном облаке не было элементов тяжелее водорода и гелия. Но и взрывы очень близких Сверхновых вблизи Солнечной системы могут катастрофически повлиять на жизнь на Земле. Наблюдения Сверхновых привели нас к осознанию того, что расширение Вселенной ускоряется, а не замедляется, как можно было ожидать.
Новые звезды показывают регулярные вспышки с интервалом от десятков до сотен тысяч лет, что объясняется термоядерными взрывами в их атмосферах по мере накопления падающего на них вещества, богатого водородом. Затменные двойные звезды являются наилучшими лабораториями для определения не только температур, но и масс и радиусов. Цефеиды сыграли важную роль в определении расстояний до далеких галактик и определения возраста Вселенной. Переменные звезды типа Миры Кита дают нам возможность заглянуть в будущее развитие нашей собственной звезды, Солнца. Аккреционные диски катаклизмических переменных помогают нам понять поведение дисков на еще больших масштабах, как и процессы внутри ядер активных галактик с сверхмассивными черными дырами. Даже поиск внеземной жизни связан с исследованием переменных звезд. Транзиты внесолнечных планет помогают понять процессы образования планет и самой жизни. А, как мы знаем, тяжелые химические элементы, необходимые для жизни, возникают при термоядерных реакциях в ядрах звезд.
Что и как наблюдать?
В предыдущих выпусках "Одесского Астрономического Календаря" были приведены карты окрестностей ярких переменных звезд, доступных для любительских наблюдений в бинокль или небольшой телескоп. Методы их визуальных и фотографических наблюдений были описаны в классических книгах Владимира Платоновича Цесевича "Что и как наблюдать на небе" и "Переменные звезды и их наблюдение". В последние годы увеличилось количество личных обсерваторий, оснащенных телескопами с диаметром зеркала 15-40 см и ПЗС матрицами, что позволяет наблюдать слабые объекты. Для обработки таких изображений различными авторами разработано несколько программ, которые работают под операционными системами Linux (IRAF, MIDAS и др.) и Windows (бесплатные MuniPack, WinFits, IRIS, популярная коммерческая MaximDL и др.). Методика таких наблюдений описана в книге: А.В.Миронов "Прецизионная фотометрия".
Результаты наблюдений представляют ценность для астрономического сообщества, когда они правильно и тщательно обработаны, и приведены в формате, принятым в том или ином сообществе. По терминологии, астрономы делятся на профессионалов (которые работают в специальных учреждениях и получают за научную работу зарплату) и любителей (которые зарабатывают другими видами деятельности, но занимаются астрономией "по любви" в свободное от работы время). Есть еще одно слово "дилетант", которое свидетельствует о низком уровне подготовки или малом опыте, и оно может относиться и к некоторым любителям, и к некоторым профессионалам. Популяризаторская деятельность ставит своей целью инициировать переход от дилетантов к любителям, а от них и к профессионалам. В данной статье мы рассматриваем возможные направления деятельности любителей, которые могут принести реальный вклад в науку.
Для публикации патрульных визуальных (и реже фотографических или ПЗС) наблюдений используется стандартный формат - время в Юлианских датах (инструкция и таблица приведены в предыдущих выпусках ОАК), звездная величина и трехбуквенный код наблюдателя (напр., VER= Michel Verdenet, Франция). Таблицы таких измерений блеска для каждой из звезд присылают в базы данных ассоциаций наблюдателей переменных звезд. Ассоциации созданы практически во всех развитых странах, однако, с учетом роста международной кооперации, идет тенденция использования международных баз данных, объединяющих результаты наблюдений из многих стран.
Наибольшей в мире является American Association of Variable Stars Observers (AAVSO, Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд), в которой насчитывается в настоящее время более 22 миллионов индивидуальных оценок блеска около 10 тысяч переменных звезд разных типов, и это число увеличивается в последнее время примерно на полмиллиона в год. Отметим, что в 2011 году AAVSO отпраздновали свой 100-летний юбилей, и мы поздравляем коллег с этим знаменательным событием.
Согласно недавнему рейтингу AAVSO, украинские наблюдатели занимали 11-е место по количеству наблюдений, присланных в международную базу данных этой общественной организации. О важности таких наблюдений для профессиональной науки свидетельствует тот факт, что в США данная база данных находится в знаменитом Гарвардском университете. Аналогичные базы данных в других странах также помещаются на университетские интернет-серверы (Страсбург, Франция; Киото, Япония; Брно, Чехия и др.).
Весьма важными являются "новые наблюдения" на основании "старых фотонегативов". Новооткрытую звезду можно исследовать и "в прошлом", используя полученные ранее патрульные наблюдения. Наибольшая по численности в СНГ (и третья в мире) коллекция, насчитывающая более 100 тысяч негативов, хранится в "Стеклотеке" Астрономической обсерватории Одесского национального университета, и используется профессионалами и любителями, в том числе, по проекту "Украинская виртуальная обсерватория". Великолепная коллекция негативов с существенно более слабыми звездами (и соответственно, меньшим полем зрения) получена в Государственном астрономическом институте им. П.К.Штернберга при Московском государственном университете.
Другое важное направление, которое основано на результатах обработки исходных наблюдений - это моменты минимумов затменных двойных звезд или максимумов пульсирующих. Такое различие связано с тем, что в максимуме блеска звезда ярче, и большее число звезд доступно для наблюдений с одним и тем же инструментом. Кроме того, для большинства звезд, максимумы более узкие, чем минимумы, поэтому требуют меньшую продолжительность наблюдений и определяются с лучшей точностью. Для затменных звойных звезд, наоборот, более узкими и явно выраженными являются именно затмения. Для определения используются несколько методов. Один из них, использующий аппроксимацию кривой блеска полиномом с выбором статистически оптимальной степени, реализован в программе VSCalc (автор В.В.Бреус).
Разные экстремумы используются и для весьма популярных исследований промежуточных поляров - определение максимумов более быстрых колебаний блеска, связанных с вращением магнитного белого карлика, но минимумов орбитальной переменности, которые обычно связаны с полными или частными затмениями. Для определения сглаживающей кривой с использованием мультипериодической мультигармонической аппроксимации с учетом полиномиального тренда, рекомендуем использовать программу MCV (авторы И.Л.Андронов и А.В.Бакланов).
Использование экстремумов позволяет проводить исследования так называемых "O-C" диаграмм - зависимостей от времени или номера цикла отклонений моментов экстремумов от теоретически предсказанных значений (напр., по простейшей формуле T E =T 0 +P . E, где T E - теоретический момент времени, соответствующий номеру цикла E, P- период и T 0 - начальная эпоха). Проводя математическое моделирование этой наблюдательной зависимости, можно уточнять значения периода и начальной эпохи, исследовать возможные "вековые" изменения периода (связанные в двойных системах с перетеканием вещества, магнитным или немагнитным звездным ветром, гравитационным излучением, в пульсирующих с медленным изменением структуры звезды) или периодические, связанные с наличием в системе третьего (и более) компонента. Существует несколько электронных баз данных моментов экстремумов, созданных в различных организациях - B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS и др. Наиболее полные результаты исследований в бумажном виде были опубликованы 6-томной монографии (авторы Й.Крейнер (Польша), И.С.Нха, Ч.Х.Ким (Корея)). Однако, в последующее десятилетие основными стали электронные публикации.
Хотя составители стараются использовать всю доступную литературу, некоторые различия все же есть. Если Вы заинтересовались определением моментов экстремумов, то желательно посылать эти данные либо самостоятельно в журнал в соответствии с правилами для авторов (один из последних примеров такой компиляции в журнале "Open European Journal on Variable Stars" N 137), либо в одну или несколько из указанных баз данных, чтобы войти в очередную регулярную статью - отчет.
Как и в случае публикации исходных наблюдений, сравнительно редко можно сделать открытие на основании небольшого числа собственных данных.
Моменты экстремумов вместо оригинальных наблюдений имеют некоторые преимущества - компактность (вместо десятков наблюдений блеска одно значение) и подготовка предварительных значений для последующего анализа. Однако, развитие компьютерных методов математического моделирования с использованием различных алгоритмов позволило бы переобработать наблюдательные данные другим исследователям, поэтому таблица значений блеска была бы желательна.
Таким образом, есть широкая возможность выбора типа наблюдений - патрульные (одна оценка блеска для долгопериодических звезд, напр. мирид, полуправильных, цефеид, когда за всю ночь или за вечер можно сделать оценки блеска нескольких единиц или десятков звезд), или временные ряды (одна или несколько звезд в ночь с продолжительностью ряда от нескольких часов до всей ночи). Последнее стало весьма популярным, поскольку не требует наведения телескопа на разные объекты. Такой тип наблюдений требуют короткопериодические объекты - катаклизмические двойные звезды (классические и промежуточные поляры, карликовые новые, новоподобные) - желательно несколько ночей наблюдений за сезон, затменные звезды, а также мультипериодические пульсирующие переменные звезды типа RR Лиры с эффектом Блажко и типа Дельта Щита.
Конечно, к наблюдениям следует готовиться. Посмотреть, какие из заинтересовавших Вас звезд будут ночью достаточно высоко над горизонтом, чтобы атмосферное поглощение не поглощало значительную часть света. Некоторые исследователи стараются не наблюдать, когда звезда ниже 30 градусов над горизонтом. "Охотникам за экстремумами" следует рассчитать эфемериды - т.е. теоретические значения моментов времени, вблизи которых выбрать интервал времени наблюдений (чтобы охватить восходящую и нисходящую части кривой блеска если не полностью, то хотя бы частично). Кроме того, моменты времени "по эфемериде" приведены на центр Солнца (гелиоцентрические) или центр Солнечной системы (барицентрические), но мы наблюдаем на Земле (время геоцентрическое), поэтому сигнал может наблюдаться раньше или позже из-за того, что свет проходит расстояние, равное радиусу земной орбиты, за 8 минут 18 секунд. Более подробно об этом эффекте "гелиоцентрической поправки" можно прочитать в литературе, а вычислить, например, при помощи программы MCV.
Поскольку предполагается, что возможны изменения периодов, то наблюдаемый момент может быть смещен относительно вычисленного. Поэтому интервал времени наблюдений не должен быть слишком узким. Если объектов несколько, то распределить время на соответствующие интервалы. Для катаклизмических и мультипериодических звезд используется кривая блеска, поэтому желательно наблюдать все доступное время.
Что именно наблюдать в ближайшие ночи, зависит от пристрастий исследователя, времени года, широты места наблюдения и координат звезды, ее блеска, амплитуды и точности измерений. По приведенным ниже интернет-ссылкам можно найти списки и карты окрестностей объектов, предлагаемых различными организациями - затменных двойных, промежуточных поляров, пульсирующих и других переменных звезд.
Среди множества объектов, обнаруженных в мире, выделяется группа новых переменных, которую открыла в Одессе студентка (ныне аспирантка) Наталья Вирнина. За 2 года по ее собственным наблюдениям с использованием ПЗС-матрицы она открыла более 60 новых периодических (затменных и пульсирующих) переменных звезд. 32 из них представлены в статье, приведенной в списке интернет-ссылок. Хотя основные характеристики уже определены, новые наблюдения в различных фильтрах были бы полезны как для уточнения периода и начальной эпохи, так и для определения температур по показателям цвета.
Как оформлять и где публиковать результаты?
Публикации о переменных звездах можно разделить на несколько категорий - аналитические статьи, содержащие разностороннее исследование; сообщения об открытиях, содержащие необходимый минимум информации; сообщения об открытии непериодических интересных событий в известных звездах; таблицы экстремумов блеска; таблицы индивидуальных значений блеска и, возможно, других характеристик. Наиболее сложными являются аналитические статьи, однако, они невозможны без получения исходных наблюдений. Поэтому каждая из этих категорий по-своему важна и привлекает своих авторов.
"Законодателями мод" в наименовании и классификации переменных звезд является группа, занимающаяся по поручению Международного Астрономического Союза разработкой "Общего каталога переменных звезд" (ОКПЗ=GCVS, General Catalogue of Variable Stars). После Победы в Великой отечественной войне, это право было передано в Советский Союз, и авторский коллектив работает в Москве на базе Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (Московский государственный университет) и Астрономического института Российской академии наук. Почти 30 лет работой руководит доктор физико-математических наук Николай Николаевич Самусь.
Кроме того, издаются журналы "Переменные звезды" (ПЗ) и "Переменные звезды. Приложение" (ПЗП), в которых могут быть опубликованы важные научные результаты не только профессионалов, но и любителей.
Естественно, что каждый журнал предлагает "свои правила для авторов", однако, существуют минимальные требования по характеристикам звезды или звезд, которые обязательно должны войти в статью. С учетом колоссального количества объектов, была разработана электронная форма, в которой авторы заполняют необходимые поля, и после этого текст статьи создается автоматически. Для журнала "Переменные звезды. Приложение", это: название заметки,имена и фамилии авторов, страна, город, организация, официальное название переменной звезды по ОКПЗ или по NVS (Каталог звезд, заподозренных в переменности), а также названия по другим каталогам, координаты, тип переменности, пределы изменения блеска (максимум и минимум) и фотометрическая система, для периодических звезд - период и начальная эпоха (минимум блеска затменных и максимум блеска пульсирующих), графические файлы с изображением кривой блеска и окрестностей звезды и соответствующие подписи, файл с таблицей наблюдений, замечания и комментарии в произвольной форме, ссылки на другие публикации. Аналогичные правила и для публикаций статей о переменных звездах в других журналах, однако, эта необходимая информация приводится в структурированном тексте самой статьи, а таблицы наблюдений все чаще публикуются отдельно в виде файлов - приложений, а не тексте статьи.
Последнее "бумажное" издание ОКПЗ вышло в 1985-1987гг., и к нему регулярно публикуются дополнения в журнале "Information Bulletin on Variable Stars" ("Информационный бюллетень по переменным звездам", Будапешт, Венгрия), который является официальным изданием Международного астрономического союза. В последние годы этот бюллетень (обычно объемом до 2 или 4 страниц) принимает результаты исследований переменных звезд, полученных только по высокоточным ПЗС или фотоэлектрическим наблюдениям, однако, не принимаются более статьи на основе фотографических или визуальных оценок блеска. Краткие сообщения об открытиях новых переменных звезд группируются в каждый сотый номер с указанием авторов только внутри сообщения. Несмотря на сжатый научный характер информации, это издание "отпугивает" любителей малодоступностью информации о самих авторах открытий.
Существуют еще множество журналов в разных странах (Journal of the AAVSO (США); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (Великобритания); Bulletin de l"AFOEV (Франция); BAV Rundbrief (Германия); BBSAG (Швейцария); GEOS (Италия)) и др., которые публикуют результаты наблюдений переменных звезд и иногда других астрономических объектов.
Для того, чтобы попытаться объединить любителей и профессионалов, несколько лет назад был организован международный "Open European Journal on Variable Stars" ("Открытый европейский журнал о переменных звездах"), официально зарегистрированный в Чехии. Журнал публикует на английском языке результаты ПЗС, фотоэлектрических и реже фотографических наблюдений переменных звезд. Статьи рецензируются 7 членами редколлегии, и статья публикуется (часто после доработки и учета замечаний рецензентов) при наличии более 70% голосов. В журнале обычно публикуются более подробные исследования звезд, чем в других журналах. Члены редколлегии представляют не только европейские страны (Чехия, Словакия, Швейцария, Италия, Германия, Украина), но и США. А публикуют свои результаты также ученые Кореи, США, Аргентины, Австралии и других неевропейских стран.
Однако, самыми быстрыми по скорости публикаций являются электронные циркуляры, рассылаемые некоторыми обществами. Наиболее используемыми являются циркуляры IAU, AAVSO, CBA (США), а особенно японский "VSNET" ("Сеть переменных звезд"), который подразделяется на более десятка циркуляров по интересом (chat - обсуждение; alert - срочное сообщение; campaign-dn - кампании по карликовым новым, campaign-ip - кампании по промежуточным полярам, obs - таблицы наблюдений и т.д.). Особенностью электронных циркуляров является скорость - они доходят до подписчиков за несколько секунд, со скоростью электронной почты. Однако, лишь некоторые из циркуляров оформлены в виде статей. В основном, они содержат краткие сообщения об открытиях непериодических явлений в уже известных звездах (вспышки, ослабления блеска, возникновение и прекращение временных квазипериодических или периодических изменений), и, существенно реже, открытиях новых переменных звезд. Такие сообщения информируют других потенциальных наблюдателей, которые могут своевременно корректировать программу своих наблюдений и продолжать наблюдения на разных долготах.
Во избежание недоброкачественных рассылок посторонними авторами, письма от авторов посылаются одному из "членов редколлегии", который может отредактировать и послать сообщение от своего имени с указанием автора наблюдений или открытий. Наиболее активным участникам дается право самим посылать свои сообщения для срочности. Это наиболее быстрый способ общения, поскольку информация об открытии (новой переменной звезды, вспышки, изменения характера переменности, появление и исчезновение сверхгорбов) доходит до адресатов практически мгновенно, и каждый наблюдатель может принять для себя решение о том, наблюдать ли ему ранее запланированные звезды или навести свой телескоп на звезду, именно сегодня (и, может быть, в несколько последующих ночей) показывающую интересное поведение.
Следует отметить, что такие сообщения от любителей используют и профессионалы. Есть специальный термин "target of opportunity" ("цель от события") при наблюдениях на больших наземных телескопах или даже космических телескопах. При получении наблюдательного времени, есть только некоторая вероятность, что произойдет в звезде то или иное событие (напр., вспышка). Поэтому заявка подается на несколько потенциально интересных объектов. А вот на какой из них наводить телескоп - зависит от состояния объекта. Поэтому профессионалы направляют информацию в электронные циркуляры, доступные любителям с хорошими телескопами. Обычно ее называют "Call for observations" ("приглашение к наблюдениям"), где описывают, чем та или иная звезда интересна, и приглашают сообщать срочно в случае обнаружения начала вспышки и присылать наблюдения в последующем.
Как уже отмечалось, звезда получает официальное название, как переменная, только после занесения в "Общий каталог переменных звезд". Для более быстрого централизованного обозначения, активно используется "Variable Stars indeX".
Наличие нескольких взаимодополняющих журналов способствует свободе выбора и созданию "индивидуальности" каждого из них. Еще раз отметим, что при публикации следует придерживаться как правил журнала, так и достижения необходимого минимума информации. Например, при открытии следует указывать хотя бы необходимо минимальные параметры, которые вносятся в "Общий каталог переменных звезд" - координаты; пределы изменения блеска с указанием фотометрической системы; тип переменности; для периодических звезд - период и начальную эпоху (максимум для пульсирующих звезд и минимум для затменных), асимметрию M-m для пульсирующих звезд (отношение интервала времени от минимума до ближайшего максимума к периоду в процентах) или ширину минимума D для затменных двойных звезд (отношение продолжительности минимума к периоду в процентах). Именно такой стиль характерен для журнала "Переменные звезды. Приложение" и каждого сотого номера "Information Bulletin on Variable Stars".
Более полезным для других авторов, которые, возможно, захотят использовать опубликованные данные с своими собственными, является стиль добавления карты окрестностей с указанием звезд сравнения, их характеристик (координаты, названия по каталогам, блеск в разных фотометрических системах), а также таблиц исходных наблюдений. В былые времена таблицы значений блеска публиковали в печатном виде в журналах. В последние пару десятилетий большинство журналов переходит на смешанную "бумажно-электронную" форму, полностью публикуя статьи в электронном виде и распечатывая лишь небольшой тираж, а приложения (таблицы наблюдений и их результатов) публикуя лишь в электронном виде. Такой подход позволяет публиковать очень длинные таблицы. Но, если кому-то надо их использовать (например, чтобы применить другой метод математической обработки), то удобнее использовать готовый файл, чем сканировать и распознавать цифры из напечатанного журнала. Такой стиль используется в наиболее престижных журналах "The Astrophysical Journal", "Astronomy and Astrophysics" и др. а также, в специализированных журналах по переменным звездам IBVS и особенно OEJV.
pochta. ru/ Gamow-2010-175-177- Virnina. pdf - статья с характеристиками 32 новых переменных звезд, которые открыла в Одессе, которые желательно продолжать наблюдать.http:// asd. gsfc. nasa. gov/ Koji. Mukai/ iphome/ - сайт по промежуточным полярам
ftp://ftp.aavso.org/public/calib/ - многоцветные BVRI стандарты звездных полей Arne Henden
Затменно-переменные звезды иногда называют геометрическими , подразумевая при этом, что их переменность является следствием геометрического расположения компонентов двойной системы звезд относительно наблюдателя, но никак не зависит от физических процессов, происходящих в самих х. Не вполне разделяя такую точку зрения, отметим все же, что этот класс объектов весьма многочисленен – к настоящему времени обнаружено более 4000 затменно- .
Переменные звезды обозначаются латинскими прописными буквами в каждом созвездии в порядке их обнаружения за исключением звезд, обозначенных греческими буквами или имеющими собственные имена, например, Алголь, δ Цефея и т.п. Первая переменная в каком-либо созвездии обозначается буквой R, вторая - буквой S, затем T, и т.д. до буквы Z . Затем переменные обозначаются комбинациями всех этих букв от RR до ZZ . Следующие переменные обозначаются комбинациями букв от A до Q (AA→ QZ ). Буква J из обозначений исключается, чтобы не было путаницы с буквой I. Когда все 334 буквенные комбинации оказываются исчерпанными, используется сквозная цифровая нумерация звезд (начинается с числа 335), перед которой ставится указание переменности V (variable - переменный).
Самую многочисленную группу составляют так называемые физические переменные звезды. К настоящему времени их обнаружено более 50000, однако практически каждая на определенной становится физически нестационарным объектом.
Физические переменные или – звезды, изменяющие видимую (и действительную) яркость в результате происходящих в их недрах физических процессов. Кроме изменения яркости, у таких наблюдаются вариации размеров, температуры поверхности, химического состава атмосферы и других параметров.
По виду кривой блеска и по физическим процессам, приводящим к вариациям видимой яркости, физические переменные звезды подразделяются на два класса: пульсирующие переменные звезды, новоподобные, новые и звезды.
Пульсирующими называются звезды, у которых изменения блеска вызван пульсациями, то есть периодическими (квазипериодическими) изменениями радиуса R физической ; эти изменения поддерживаются внутренними источниками энергии звезды и возбуждаются тепловым потоком, идущим из внутренних областей звезды к наружным. Автоколебания сопровождаются изменениями температуры T поверхности звезды и, следовательно, общего потока излучения Ф, видимой m и абсолютной M звездными величинами, цвета и спектра.
По виду кривой блеска и продолжительности пульсаций пульсирующие переменные звезды подразделяются на несколько типов. Рассмотрим некоторые из них.
Правильная - пульсирующая , изменения блеска которой носят строго периодический характер, а может быть представлена сравнительно простой функцией m(t), где m - видимая звездная величина звезды на момент наблюдения t. К правильным переменным относят звезды типа δ Цефея, W Девы, RR Лиры, o Кита и др.
Переменная типа RR Лиры (лирида, RR ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 0,05 d ÷ 1,2 d ; гигант A - F; средняя (медианная) M ср ≈ 0 m ÷ -1 m , L ~ 10 2 .
Медианная M определяется как среднее из абсолютной величины правильной переменной в минимуме M min и максимуме M max блеска:
M ср = (M min + M max )/2. (33)
Лириды занимают узкий участок на диаграмме Г-Р в области гигантов, чем обусловлены сравнительно небольшие различия звезд этого класса. Массы звезд этой группы переменных M ~ 2÷ 3 × М ⊙ , радиусы R ~ 3÷ 5 × R ⊙ . Средняя плотность лирид r ≈ 10 -2 г/см 3 (сравни: r ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).
Рисунок 7.
Лириды (рис. 7а) имеет несимметричную форму: блеск звезды сравнительно быстро нарастает, затем наблюдается медленный спад. Амплитуда изменения видимой звездной величины А ≈ 1 m ,0÷ 2 m Δ R ≈ 5%), поверхностная температура (Δ T ~ 1000К), спектр (от A до F ) звезды.
Переменные этого типа получили название от RR созвездия Лира (RR Лиры), которую можно наблюдать как звезду с m v = +7 m ,5, меняющую свой блеск с m vmax = + 7 m ,06 до m vmin = +8 m ,12 с периодом P = 13 h 36 m 14 s ,9. Во время пульсации RR Лиры меняет от A 2 в максимуме блеска до F 1 в минимуме блеска. Наблюдаются более 6700 лирид, причем все они относятся к сферической составляющей Галактики и в значительном числе обнаруживаются в шаровых звездных скоплениях. Эти переменные звезды называют иногда короткопериодическими цефеидами.
Типа δ Цефея (цефеида DCEP , C δ ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 2 d ÷ 70 d ; гигант или сверхгигант F или G; средняя (медианная) M ср ≈ -2 m ÷ -6 m . Массы звезд этой группы переменных M ~ 3 ÷ 16 × М ⊙ , радиусы R ~ 10 ÷ 150 × R ⊙ . Средняя плотность цефеид ρ ≈ 10 -5 г/см 3 (ср.: ρ ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).
Так же как и у лирид, цефеиды (рис. 7 b ) имеет несимметричную форму: блеск звезды сравнительно быстро нарастает, затем наблюдается медленный спад. Амплитуда изменения видимой звездной величины А = 0 m ,1 ÷ 2 m ,0. Одновременно с изменением блеска меняется радиус (Δ R ≈ 10 ÷ Δ T > 1000К), спектр (от F до K ) звезды.
Типичный представителем этого класса является четвертая по яркости созвездия Цефей - δ Цефея, переменность которой была обнаружена в 1784 г Дж. Гудрайком. Эта сверхгигантская относится к классу светимости Ib , меняет блеск с периодом P = 5 d 08 h 47 m 29 s ,7 и амплитудой A = 0 m ,9 от m v = +3 m ,5 до m v = +4 m ,4. Во время пульсаций изменяется спектр от G 2 до F 5 и температура звезды от T ≈ 5500К до T ≈ 7000К. Радиус δ Цефея R ≈ 50 × R ⊙ меняется в пределах ± 7 × 10 5 км. Этот сверхгигант находится от нас на расстоянии r ≈ 330 (около 1000 св.г.), имеет абсолютную звездную величину M v = –4 m и входит в состав кратной (тройной) системы звезд.
Пожалуй, наиболее близкой к Солнцу цефеидой является Полярная (a Малой Медведицы), сверхгигант F 7, от которого свет идет около 470 лет (r ≈ 140 ). В начале ХХ в . сотрудница Гарвардской обсерватории (США) Г. Ливитт приступила к изучению в Малом Магеллановом Облаке и к 1912 г . обнаружила почти прямолинейную зависимость между видимыми звездными величинами m в максимуме (и минимуме) блеска и логарифмом периода изменения блеска lgP для 23 правильных переменных звезд типа δ Цефея и RR Лиры. Так как исследованные Ливитт звезды находятся от нас практически на одном расстоянии, то открытие Ливитт означало, что светимости L правильных связаны почти линейной зависимостью с периодами изменения их блеска. В двадцатых годах трудами Э.Герцшпрунга, Г.Рессела и Х.Шепли удалось оценить нуль-пункт этой зависимости, то есть определить значение средней светимости L (или средней абсолютной звездной величины M ср) для правильных конкретного периода. В настоящее время для определения средней абсолютной звездной величины M ср по наблюденному значению периода P изменения блеска правильной (звезды типа δ Цефея) используется соотношение:
М v ср = - 1,01 - 2,88 × lgP d . (34).
Типа W Девы (цефеида CW ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 2 d ÷ 70 d ; гигант F или G; средняя M ср ≈ 0 m ÷ -3 m . Звезды этого типа отличаются от классических цефеид не только тем, что их абсолютные звездные величины на 1 m ,5 ÷ 2 m ,0 больше абсолютных звездных величин C δ , но и своим распределением в Галактике. Если цефеиды C δ сосредоточены главным образом вблизи плоскости Галактики (цефеиды плоской составляющей Галактики), то цефеиды CW встречаются в равной мере во всем объеме Галактики (цефеиды сферической составляющей Галактики). Для переменных CW, как и для всех правильных , характерна строгая связь между периодом изменения блеска P и средним значением абсолютной звездной величины M ср ( ю L ) звезды.
Переменные звезды типа δ Цефея и W Девы называют также долгопериодическими цефеидами. Обнаружено более 850 долгопериодических цефеид – членов Галактики.
Лириды и цефеиды, будучи гигантскими и сверхгигантскими ми, видны с огромных расстояний. С помощью крупных телескопов эти звезды можно обнаружить в других галактиках, отстоящих от нашей на 3-5 М . Первые определения расстояний до ближайших галактик, в частности, до галактики Андромеды (М31) были сделаны с помощью диаграммы “период- ” (рис. 8).
Рисунок 8.
Диаграмма, представляющая зависимость между периодом P изменения блеска правильных типа δ Цефея, W Девы (цефеиды) и типа RR Лиры (лириды) и медианным значением абсолютной звездной величины M ср (ил L) для этих звезд, называется диаграммой “период- ”.
По оси абсцисс диаграммы откладываются значения lgP правильной переменной, по оси ординат - медианное значение абсолютной звездной величины M этой звезды. Для определения расстояний эта диаграмма используется вместе с соотношениями типа (34), полученными из наблюдений для звезд различного типа переменности.
Если где-либо наблюдается правильная , то по кривой блеска устанавливается тип переменности и определяется период переменности P . Пусть, например, это будет типа δ Цефея с периодом P = 30 d . Входя по этому значению периода в диаграмму “период- ” или используя соотношение (34), определяем среднюю абсолютную звездную величину звезды: M ср = -5 m ,35. Так как переменная наблюдаема, то из наблюдений определяется ее средняя видимая звездная величина m ср : например, m ср = + 18 m , 37. Воспользуемся соотношением (18) для модуля расстояний и определим расстояние до звезды в ах. Это расстояние оказывается равным r ≈ 5,5 × 10 5 или π = 1,6 × 10 -6 . π , определенный таким образом, называется цефеидным параллаксом.
Долгопериодическая типа o Кита (мира, мирида, М) - пульсирующая с периодом изменения блеска P ≈ 70 d ÷ 700 d ; гигант M , C или S ; средняя M ср ≈ -3,5 m ÷ 0 m . Массы звезд этой группы переменных M ~ 5 ÷ 10 × М ⊙ , радиусы R > 40 × R ⊙ . Средняя плотность мирид ρ ≈ 10 -5 ¸ 10 -9 г/см 3 .
Мириды представлена на рис. 7с. Кривая имеет несимметричную форму с амплитудой изменения видимой звездной величины А = 2 m ,5 ÷ 10 m ,0, то есть блеск мириды во время пульсации может измениться почти в 10000 раз! Амплитуда и период изменения блеска мириды может меняться на 10% и более. Одновременно с изменением блеска меняется радиус (Δ R ~ 15%), поверхностная температура (Δ T ~ 500К) и спектр (от М0 к более позднему подклассу) звезды. Особенностью спектров мирид является наличие , в частности, ярких линий излучения водорода и некоторых других химических элементов, что свидетельствует о бурных процессах, происходящих в холодных атмосферах этих звезд.
Этот класс получил название от звезды o Кита (o - омикрон). Астроном Д. Фабрициус в 1596 г обратил внимание на то, что эта в течение некоторого времени увеличивала свою яркость. Затем блеск звезды уменьшался до тех пор, пока она не перестала быть наблюдаемой. Фабрициус дал звезде имя Мира (удивительная, дивная). И действительно, эта удивительная является гигантом M 7 eIII (e – эмиссионная), которая с периодом 332 d ,3 меняет свой видимый блеск почти в 1600 раз от m v = +2 m ,0 до m v = +10 m ,1, время от времени становясь недоступной для наблюдений невооруженным глазом. Мира находится от нас на расстоянии r ≈ 140 , имеет абсолютную звездную величину M ≈ -2 m ,7, а в максимуме блеска сияет как 1000 Солнц. Мира в десять раз массивнее (М ≈ 10 × М ⊙ ) и в 400 раз больше (R ≈ R ⊙ ) Солнца, так что средняя плотность звезды ничтожно мала: ρ ≈ 10 -8 г/см 3 . Если бы Мира находилась на месте Солнца, то орбита Марса располагалась бы внутри ее фотосферы. Мира является одной из компонент четырехкратной системы звезд. Со времен Фабрициуса обнаружено более 6500 мирид, большинство которых недоступно для наблюдений невооруженным глазом. Судя по вариациям периода и амплитуды мирид, эти звезды располагаются в классификации между правильными и полуправильными пульсирующими ми.
Полуправильная (SR ) - пульсирующая , изменения блеска которой не имеют строго периодического характера, а отличается существенными изменениями видимой звездной величины m и амплитуды A за относительно длительные промежутки времени – от нескольких десятков до нескольких сотен суток.
Эти гиганты и сверхгиганты поздних M 0 ÷ M 8 с абсолютными звездными величинами M ≈ -4 m ÷ +1 m имеют амплитуду изменения блеска A ≈ 0 m ,3 ÷ 2 m ,5 с несколькими периодами, накладывающимися один на другой. Примером таких звезд может служить красная полуправильная m Цефея, которой приведена на рис. 7 d . Сверхгигантская M 2 Ia проявляет циклические, то есть непостоянные по периоду, изменения блеска. Как показывают исследования, здесь накладываются друг на друга три колебания с периодами около 90, 600 и 4300 суток. Пунктиром отмечена долгопериодическая составляющая колебания блеска. К настоящему времени обнаружено более 4300 полуправильных переменных как типа µ Цефея, так и других типов.
Неправильная (L ) - пульсирующая , по кривой блеска которой невозможно установить какой-либо закономерности в пульсациях.
Причина неправильных пульсаций пока достоверно не установлена, однако число обнаруженных звезд такого типа довольно велико – около 3600 звезд. Примером может служить SV Тельца, которой приведена на рис. 7 e . долгое время может сохранять неизменным максимальный блеск, затем ее блеск за относительно короткий промежуток времени ослабевает в несколько тысяч раз, после чего возвращается в нормальное состояние. свидетельствует об отсутствии равновесия между процессами, ответственными за пульсации верхних слоев атмосферы звезды.
К особому типу относят пульсары.
Пульсар – правильная , период изменения яркости (блеска) которой во всех диапазонах электромагнитного излучения (от гамма излучения до радиоволн) постоянен с очень большой точностью, причем наблюдаемое изменение энергии излучения происходит импульсами с частотой от одного импульса до нескольких десятков и даже сотен импульсов в секунду – отсюда и название объекта «пульсар». Исследования показали, что пульсар является нейтронной звездой, быстро вращающейся вокруг своей оси и обладающей мощным магнитным полем (~ 10 12 Э); при соответствующей ориентации оси вращения относительно наземного наблюдателя проявляет себя как пульсар, причем период пульсаций является периодом вращения вокруг оси.
– с неправильными, непредсказуемыми изменениями блеска (видимой яркости) в пределах 0 m ,5 ÷ 6 m , причиной которых могут быть нестационарные взрывоподобные процессы умеренной силы (эрупции), протекающие в верхних слоях фотосферы звезды. с неправильными, непредсказуемыми быстрыми изменениями блеска в пределах нескольких звездных величин: - 2 m выше звезд главной последовательности соответствующих . в течение длительного промежутка времени может находиться в почти стационарном состоянии, после чего наблюдаются быстрые изменения блеска с амплитудами до 3 и более. Вокруг звезд наблюдаются яркие туманности, обширные оболочки, движение вещества в которых, по-видимому, и являются причиной переменности блеска. Возможно, это самые молодые образования среди звездного населения Галактики. Интересно, что наблюдаются группами, находящимися внутри обширных газопылевых туманностей. Эти группы получили название Т-ассоциации.
Типа FU Ориона (фуор) – , которая за несколько лет может увеличить блеск в сотни раз. Обладает сильным инфракрасным излучением. В спектре наблюдаются линии лития (Li ) – возможно, в недрах этих звезд еще не начался термоядерный синтез. Так FU Ориона при наблюдении в 1936 г изменила свою видимую звездную величину с +16 m до +10 m , через два года ее видимая звездная величина стала равной +11 m и в настоящее время незначительно меняется в ту или иную сторону.
Эруптивные звезды в значительном количестве наблюдаются в туманности Ориона, поэтому их часто называют Орионовыми .
Рисунок 9.
Особый класс нестационарных звезд составляют (рис. 9). Эти сверхмассивные объекты с массой M ≈ 15 ÷ 60 × M ⊙ и температурой на поверхности Т ≈ 5 × 10 4 К находятся, по-видимому, на промежуточной между стационарными ми O и нестационарными красными сверхгигантами. Сами явно нестационарны: в спектрах наблюдаются широкие эмиссионные линии гелия (Не I и He II ), углерода (у WC-звезд), азота (у WN-звезд). Это свидетельствует о том, что из внешних областей звезды происходит выброс значительной массы вещества (до 10 -4 × M ⊙ в год), которое со скоростями до 1500 км/с “растекается” по межзвездному пространству. Изображенная на фотографии находится внутри своих газовых выбросов - эти выбросы образуют бело-голубой “пузырь”. Звездный ветер, дующий от звезды со скоростью ~ 3000 км/с, при сто новении с межзвездным газом образует ударную волну, энергия которой вызывает свечение газа. На рисунке хорошо видна неправильная волокнистая структура облаков межзвездного газа. Учитывая массу и скорость сбрасываемого звездой вещества, можно оценить время существования объекта в подобной стадии - оно не может превышать 10 4 ÷ 10 5 лет. Естественно, очень редки: на одну звезду этого типа приходится до 150 млн. звезд других классов. отнесены к спектральному классу W.
Сброс вещества, по-видимому, является обычным явлением на определенной стадии эволюции некоторых звезд. Наблюдаются объекты, за свой внешний вид получившие название планетарные туманности.
Планетарная туманность – система, состоящая из звезды (ядро туманности) и окружающей ее светящейся газовой оболочки (собственно туманность).
Ядро планетарной туманности – горячая голубая , спектр которой похож на спектр (W) или звезды O; температура поверхности ядра T ~ 10 5 К, L ~ 3 ÷ 3 × 10 4 L ⊙ ; дальнейшее остывание и сжатие этой звезды приводит к появлению белого карлика. Оболочка генетически связана с ядром; электронная температура оболочки T е ≈ 1,3 × 10 4 К, то есть газ оболочки полностью ионизирован. Типичная масса оболочки M ≈ 0,1 × M ⊙ , диаметр d ~ 0,1 ÷ 1 . Вся система возникает, возможно, на катастрофической красных гигантов и субгигантов.
На фотографии планетарной туманности M27 “Гантель” (рис. 10) хорошо видна внутренняя структура туманности, особенности которой позволяют сделать вывод о несимметричном сбросе вещества звездой. Туманность светится за счет двух механизмов: рассеяние излучения ядра и переизлучение жесткого ультрафиолетового излучения ядра атомами H и He, входящими в состав вещества туманности. Температура туманности
Переменные звёзды
Переменные звезды - это звезды, блеск которых меняется. Звезды бывают затменно-переменными и физически переменными. В первом случае сама звезда свой блеск не меняет, просто одна звезда при движении закрывает другую и наблюдатель видит изменение блеска звезды. К этим звездам относится Алголь (созвездие Персея).
Физическими переменными называются звезды, которые меняют свою светимость за относительно короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаются пульсирующие переменные и эруптивные переменные, новые и сверхновые звезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных, а также пульсары и тесные двойные звезды (с перетеканием вещества от одного компонента к другому). Сейчас известно десятки тысяч физически переменных звезд.
Все переменные звезды, в том числе и затменные переменные, имеют специальные обозначения, если только они не были ранее обозначены буквой греческого алфавита. Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, ..., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (например. RR Lyr). Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д. (например, V 335 Cyg)
А теперь рассмотрим все известные классы физически переменных звёзд.
Цефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска. Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). К цефеидам принадлежит Полярная звезда. Уже давно открыли, что она меняет свой блеск в довольно незначительных пределах.
Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц - звезды d Цефея.
Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы - Галактики.
Период - одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды он постоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды весьма различны (от суток до нескольких десятков суток).
Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем в пределах одного спектрального класса Это означает, что изменение светимости цефеид сопровождается изменением температуры их атмосфер в среднем на 1500°.
В спектрах цефеид по смещению спектральных линий обнаружено периодическое изменение лучевых скоростей. Наибольшее смещение линий в красную сторону происходит в минимуме, а в синюю - в максимуме блеска. Таким образом, периодически меняется и радиус звезды.
Звезды типа d Цефея относятся к молодым объектам, расположенным преимущественно вблизи основной плоскости пашей звездной системы - Галактики. Цефеиды, встречающиеся в шаровых звездных скоплениях, старше и отличаются несколько меньшей светимостью. Это менее массивные, а потому медленнее эволюционирующие звезды, достигшие стадии цефеид. Их называют звездами типа W Девы.
Описанные наблюдаемые особенности цефеид свидетельствуют о том, что атмосферы этих звезд испытывают регулярные пульсации. Следовательно, в них имеются условия для поддержания в течение долгого времени на постоянном уровне особого колебательного процесса.
Период механических колебаний звезды типа Солнца оказывается около трех часов. У Солнца действительно наблюдаются очень слабые пульсации с периодами меньше 2- 3 часов. Однако для того, чтобы подобные пульсации могли достигнуть столь значительных амплитуд, как это наблюдается у цефеид, должен существовать определенный механизм, обеспечивающий энергией эти колебания.
В настоящее время полагают, что эта энергия возникает за счет излучения звезды, а раскачка колебаний происходит благодаря своеобразному клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоев звезды задерживает часть излучения внутренних слоев.
Расчеты показывают, что фактически роль такого клапана играет тот слой звезды, в котором частично ионизован гелий (при этом водород и остальные элементы практически полностью ионизованы). 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 необходимо, чтобы на определенной глубине под поверхностью звезды, где плотность уже достаточно велика, достигалась температура, как раз необходимая для ионизации гелия. Это возможно только у звезд с определенными значениями эффективных температур, т.е. светимостей. В итоге пульсации возможны только у определённых звезд.
Если предположить, что для цефеид имеет место некоторая зависимость между массой и светимостью, то в силу соотношения следует ожидать существования и зависимости между периодом и светимостью.
Наличие такой зависимости было установлено задолго до того, как удалось выяснить природу пульсаций цефеид. При изучении цефеид в одной из ближайших к нам звездных систем (в Малом Магеллановом Облаке) было замечено, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она кажется), тем больше период изменения ее блеска. Зависимость эта оказалась линейной. Из того, что все изученные звезды принадлежали одной и той же системе, следовало, что расстояния до них практически одинаковы. Поэтому обнаруженная зависимость одновременно оказалась зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (или светимостью L) для цефеид.
Основной трудностью определения нуль- пункта этой зависимости является то, что расстояния ни до одной из известных цефеид не удается определить тригонометрическим путем и приходится пользоваться значительно менее надежными косвенными методами.
Существование зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной у цефеид играет исключительно важную роль в астрономии: по ней определяют расстояния до весьма удаленных объектов, когда не могут быть применены иные методы.
Кроме цефеид, существует еще несколько типов пульсирующих переменных звезд. Наиболее известны среди них звезды типа RR Лиры , прежде называвшиеся короткопериодическими цефеидами из-за сходства их характеристик с обычными цефеидами. Звезды типа RR Лиры - гиганты спектрального класса А. Они занимают очень узкий участок на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, соответствующий почти одинаковой для всех звезд этого типа светимости, более чем в сто раз превышающей светимость Солнца. Периоды звезд типа RR Лиры заключены в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Амплитуда изменения блеска достигает одной звездной величины.
Интересным типом пульсирующих переменных является небольшая группа звезд типа b Цефея (или типа b Большого Пса), принадлежащих преимущественно к гигантам ранних спектральных подклассов В (в среднем класс В2-3). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела они расположены справа от верхней части главной последовательности. По характеру переменности и форме кривой блеска эти звезды напоминают звезды типа RR Лиры, отличаясь от них исключительно малой амплитудой изменения звездной величины, не более 0,2m. Периоды заключены в пределах от 3 до 6 часов, причем, как и у цефеид, наблюдается зависимость периода от светимости. Кривые изменения лучевых скоростей часто оказываются меняющимися по фазе, форме и амплитуде.
Помимо пульсирующих звезд с правильным изменением светимости существует ряд типов звезд, характер кривой блеска которых меняется. Среди них выделяются звезды типа RV Тельца , у которых изменения светимости характеризуются чередованием глубоких и мелких минимумов, происходящим с периодом от 30 до 150 дней и с амплитудой от 0,8 до 3,5 звездных величин. Звезды типа RV Тельца принадлежат к спектральным классам F, G или К. У многих из них вблизи эпохи максимума в спектре появляются яркие эмиссионные линии, а около минимума - полосы поглощения титана. Это говорит о том, что спектр звезд типа RV Тельца сочетает признаки как ранних спектральных классов горячих звезд, так и поздних холодных. Звезды типа RV Тельца - промежуточное звено между цефеидами и другими типами пульсирующих переменных.
Звезды типа m Цефея принадлежат к спектральному классу М и называются красными полуправильными переменными. Они отличаются иногда очень сильными неправильностями изменения светимости, происходящими за время от нескольких десятков до нескольких сотен суток.
Рядом с полуправильными переменными на диаграмме спектр-светимость располагаются звезды класса М , в которых не удается обнаружить повторяемости изменения светимости (неправильные переменные). Ниже их находятся звезды с эмиссионными линиями в спектре плавно меняющие свою светимость за очень большие промежутки времени (от 70 до 1300 дней) и в очень больших пределах (до 10m). Замечательной представительницей звезд этого типа является "омикрон" (o) Кита, или, как ее иначе называют, Мира (Дивная). Её открыл немецкий астроном Д. Фабрициус. В 1596 г. она была видна на небе, затем исчезла и появилась только в 1609 г.
По звезде Мира весь этот класс звезд называют долгопериодическими переменными типа Миры Кита или миридами. Мириды - пульсирующие звезды, яркость которых меняется из- за колебаний размеров. В спектрах этих звезд всегда присутствуют эмиссионные линии водорода (в максимуме) или металлов (перед минимумом). Длина периода у долгопериодических переменных звезд колеблется около среднего значения в пределах от 10% в обе стороны.
Рассмотренные группы пульсирующих переменных
образуют единую последовательность звезд с
увеличивающейся продолжительностью периода (или
цикла) пульсации. Особенно наглядно эта
последовательность выступает, если учесть количество
звезд различных типов с данным значением периода,
содержащихся в определенном объеме пространства.
Большинство пульсирующих переменных имеет периоды,
близкие к значениям 0d,2 (тип RR Лиры), 0d,5 и 5d
(цефеиды), 15d (разновидность цефеид - звезды типа W
Девы), l00d (полуправильные) и 300d
(долгопериодические переменные). Все эти звезды
относятся к гигантам, т.е. согласно современным
представлениям об эволюции звезд, к объектам,
прошедшим стадию пребывания на главной
последовательности.
Дальнейший путь эволюции соответствует перемещению на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вправо. При этом все звезды верхней части главной последовательности должны пересечь полосу нестабильности, упоминавшуюся выше, а массивные звезды пересекают ее дважды и задерживаются на ней дольше.
Помимо неустойчивости, характерной для цефеид, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, возможно, существуют и другие области неустойчивости, соответствующие остальным пульсирующим переменным. Таким образом, пульсации, скорее всего, закономерное явление, отличающее некоторые этапы эволюции звезд.
Среди звезд меньшей светимости (карликов) также имеются переменные различных типов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количества пульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества - эрупциями. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют эруптивными переменными .
Следует иметь в виду, однако, что здесь оказались звезды самой различной природы, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свой жизненный путь.
Наиболее молодыми звездами, по- видимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа Т Тельца (Т Таu). Это карлики спектральных классов чаще всего F- G, с эмиссионными линиями в спектре, напоминающими яркие линии солнечной хромосферы. Они в большом количестве обнаружены, например, в туманности Ориона.
Очень похожи на них звезды типа RW Возничего (RW Aur), принадлежащие спектральным классам от В до М. У всех этих звезд изменение светимости происходит настолько неправильно, что нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могут происходить с амплитудами, достигающими 3m, причем иногда до 1m на протяжении часа.
Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звезд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по- видимому, является причиной хаотической ее переменности. Отсюда следует, что звезды типа Т Тельца - самые молодые образования, которые уже можно считать звездами. Известны еще более молодые объекты - источники инфракрасного излучения. Но это еще не звезды, а сжимающиеся в дозвездные тела (протозвезды) газо-пылевые облака.
Вспыхивающие звезды типа UV Кита всегда встречаются в тех областях, где имеются переменные типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. У них в спектре также наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются они необычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек: менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этого за полчаса- час он возвращается к исходному уровню. Во время вспышки усиливается также яркость эмиссионных линий. Характер явления сильно напоминает хромосферную вспышку на Солнце, отличающуюся, однако, значительно большими масштабами. Звезды типа UV Кита скорее всего находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия.
Звезды типа Be. Массивные, быстро эволюционирующие звезды гораздо труднее застать на ранних стадиях эволюции. Тем не менее, среди горячих звезд класса В, преимущественно обладающих быстрым вращением, часто встречаются звезды с эмиссионными линиями, принадлежащими водороду, иногда гелию и другим элементам. Как правило, такие звезды отличаются переменными спектрами и меняют блеск на 0,1m-0,2m, причем эти изменения имеют нерегулярный характер и связаны, по-видимому, с истечением вещества, вызванным быстрым вращением. Массы Be-звезд порядка 10M¤. По-видимому, это недавно возникшие молодые объекты.
Звезды типа Вольфа-Райе (обозначаются WR) образуют немногочисленную группу звезд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в нашей Галактике. В среднем их абсолютная звездная величина -4m, а общее известное их число не превышает 200. Спектры звезд типа WR состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам и ионам с высокими потенциалами ионизации (Н, 1 Не, 2 He, 3 С, 3 N, 3 О и т.д.), налагающихся на сильный непрерывный фон. Вид спектральных линий указывает на расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением. Энергия, излучаемая в линиях, сравнима с энергией в непрерывном спектре. Её источником является мощное ультрафиолетовое излучение очень горячей звезды, эффективная температура которой достигает 100 000 К! Световое давление столь горячего излучения, по- видимому, и является причиной наблюдаемого ускоренного движения атомов в атмосферах звезд типа WR. Как и Ве-звезды, это - молодые объекты, часто двойные системы.
Наряду с процессами сжатия или расширения блеск звезды может меняться из- за того, что на поверхности образуются темные и светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к наблюдателю то светлой, то темной стороной. На некоторых звездах темные пятна занимают большие площади, поэтому переменность становится заметной. На Солнце количество темных пятен тоже периодически возрастает. Установлено, что при прохождении темных пятен на видимом диске Солнца на Землю поступает меньше света. Так что Солнце можно считать пятнистой переменной звездой.
Новые звезды. Термин «новая» звезда вовсе не означает появления вновь возникшей звезды, а отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд. Новыми звездами называют эруптивные переменные звезды особого типа, у которых хотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка) не менее чем на 7- 8 звездных величин. Чаще всего во время вспышки видимая звездная величина уменьшается на 10m- 13m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимуме достигает 8,5m. После вспышки новые звезды являются очень горячими карликами. В максимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов А- F.
Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звезд.
Если вспышка одной и той же новой звезды наблюдалась не менее двух раз, то такая новая называется повторной. У повторных новых звезд, как правило, возрастание светимости несколько меньше, чем у типичных новых.
После вспышки новые звезды часто обнаруживают слабую переменность.
Кривые блеска новых звезд имеют особый вид, позволяющий разделить все явления на несколько этапов. Начальный подъем блеска происходит очень быстро (2- 3 суток), но незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется (окончательный подъем). После максимума происходит уменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три звездные величины обычно плавное. Иногда наблюдаются вторичные максимумы. Затем следует переходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости ещё на три звездные величины, либо колебаниями ее. Иногда происходит резкое падение светимости с последующим медленным возвращением к прежнему значению. Окончательное падение блеска происходит довольно плавно. В результате звезда приобретает ту же светимость, что и до вспышки.
Описанная картина изменения светимости новой звезды показывает, что во время вспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникшей в звезде. Согласно различным гипотезам, эта неустойчивость может возникать у некоторых горячих звезд в результате внутренних процессов, определяющих выделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких- либо внешних факторов.
Возможной причиной взрыва новой является обмен вещества между компонентами тесных двойных систем, к которым принадлежат все такие звезды. В паре одна звезда, как правило, звезда главной последовательности, вторая - белый карлик. Нормальная звезда сильно деформируется воздействием белого карлика. Плазма из нее начинает перетекать на белый карлик, образуя вокруг него светящийся диск. По мере падения вещества на белый карлик возникает слой газа с высокой температурой и плотностью, столкновения протонов вызывают термоядерную реакцию. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки. Свечение оболочки наблюдатель видит как вспышку новой звезды. Общее количество энергии, выделяющейся при вспышке новой, превышает 10 45 -10 46 эрг. Солнце излучает столько энергии за десятки тысяч лет! Все же это существенно меньше запасов всей термоядерной энергии звезды. На этом основании полагают, что взрыв новой звезды не сопровождается изменением общей её структуры, а затрагивает только поверхностные слои.
Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выброс звездой вещества, приводящий к отрыву от нее внешних слоев - оболочки с массой 10 -4 -10 -5 M¤. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью от нескольких сотен до 1500-2000 км/сек. Звезда быстро сбрасывает ее и в результате образует вокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти у всех наиболее близких к нам новых звезд.
На первых стадиях вспышки, когда в результате расширения радиус оболочки возрастает в сотни раз, уменьшается плотность и температура внешних слоев звезды. Первоначально горячая звезда класса О приобретает спектр класса А-F. Однако, несмотря на охлаждение, общая светимость звезды быстро возрастает вследствие мощного свечения газов и увеличения радиуса оболочки. Поэтому незадолго перед максимумом новая звезда имеет спектр сверхгиганта.
На этом этапе спектр новой обладает всеми особенностями, присущими сверхгигантам класса А или F (узкие линии, среди которых выделяются линии водорода). Однако важной особенностью этого спектра, называемого предмаксимальным, является сильный сдвиг линий поглощения в фиолетовую сторону, соответствующий приближению излучающего вещества к нам со скоростью в несколько десятков или сотен километров в секунду. В это время происходит расширение плотной оболочки, которую имеет новая на этой стадии.
В максимуме резко меняется вид спектра. Появляется так называемый главный спектр. Его линии смещены в фиолетовую сторону на величину, соответствующую скорости расширения около 1000 км/сек. Причина этого изменения спектра связана с тем, что при своем расширении оболочка становится тоньше и, следовательно, прозрачнее. Поэтому становятся видными более глубокие ее слои, которые движутся гораздо быстрее. Сразу после максимума в спектре новой появляются яркие, очень широкие эмиссионные линии, имеющие вид полос, принадлежащих главным образом водороду, железу и титану. Каждая из этих полос занимает весь интервал спектра от соответствующей смещенной в фиолетовую сторону линии поглощения главного спектра до несмещенного положения той же линии. Это означает, что оболочка становится уже настолько разреженной, что видны различные ее слои, обладающие всевозможными скоростями.
Когда это уменьшение светимости составляет около 1m, появляется диффузно- искровой спектр, состоящий из сильно размытых линий поглощения водорода и ионизованных металлов, а также из специфичных ярких полос. Диффузно-искровой спектр накладывается на главный, постепенно усиливаясь по своей интенсивности. В дальнейшем к нему добавляется так называемый орионов спектр, характерный для горячих звезд класса В. Появление диффузно-искрового, а затем и орионова спектров свидетельствует о том, что вещество выбрасывается звездой с увеличивающейся скоростью постепенно из все более глубоких и более горячих слоев.
К началу переходной стадии диффузно-искровой спектр исчезает, а орионов достигает наибольшей интенсивности. После того как последний также исчезает, на фоне непрерывного спектра новой звезды, пересеченного широкими полосами поглощения, возникают и постепенно усиливаются эмиссионные линии, наблюдаемые в спектрах разреженных газовых туманностей (небулярная стадия). Это свидетельствует о еще более сильном разрежении вещества оболочки.
Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m до -19m и даже -21m. Возрастание светимости происходит более, чем на 19m, т.е, в десятки миллионов раз. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки, превышает 10 48 -10 49 эрг, что в тысячи раз более, чем для новых.
Сверхновые звезды образуются в результате взрыва звезды, когда большая часть ее массы разлетается со скоростью до 10 000 км/сек, а остаток сжимается в сверхплотную нейтронную звезду.
Фотографически зарегистрировано около 60 вспышек сверхновых в других галактиках, причем нередко их светимость оказывалась сравнимой с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. Сверхновые звезды являются финалом жизни звезд, которые по массе в 8-10 раз больше Солнца, они рождают нейтронные звезды и обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами.
По описаниям более ранних наблюдений, выполненных невооруженным глазом, удалось установить несколько случаев вспышек сверхновых в нашей Галактике. Наиболее интересной из них является упоминаемая в летописях Сверхновая 1054 г., вспыхнувшая в созвездии Тельца и наблюдавшаяся китайскими и японскими астрономами в виде внезапно появившейся "звезды- гостьи", которая казалась ярче Венеры и была видна даже днем.
Другое наблюдение подобного явления в 1572 г. описано значительно подробнее датским астрономом Тихо Браге. Было отмечено внезапное появление "новой" звезды в созвездии Кассиопеи. За несколько дней эта звезда, быстро увеличивая свою светимость, стала казаться ярче Венеры.
Вскоре её излучение начало постепенно ослабевать, причем угасание сопровождалось колебаниями интенсивности и небольшими вспышками. Через два года она перестала быть видна невооруженным глазом.
В 1604 г. вспышку сверхновой звезды наблюдал Кеплер в созвездии Змееносца. Хотя это явление похоже на вспышку обычной новой, оно отличается от нее своим масштабом, плавной и медленно меняющейся кривой блеска и спектром.
По характеру спектра вблизи эпохи максимума различаются два типа сверхновых звезд.
Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются очень широкие эмиссионные полосы, положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями. Ширина этих полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/с. Интенсивность, структура и положение полос часто меняются со временем. Через полгода после максимума появляются полосы, которые удается отождествить со спектром нейтрального кислорода.
У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых I типа. Их спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Как и в спектрах обычных новых, в них наблюдаются линии поглощения и излучения, отождествляемые с водородом, ионизованным азотом и другими элементами.
Большой интерес представляют быстро расширяющиеся газовые туманности, которые в нескольких случаях удалось обнаружить на месте вспыхнувших сверхновых звезд I типа. Самой замечательной из них является знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Форма эмиссионных линий этой туманности говорит о её расширении со скоростью около 1000 км/с. Современные размеры туманности таковы, что расширение с этой скоростью могло начаться не более 900 лет назад, т.е. как раз в эпоху вспышки Сверхновой 1054 г. Совпадение по времени и местоположению Крабовидной туманности со "звездой- гостьей", описанной в китайских летописях, говорит о возможности того, что туманность в созвездии Тельца является результатом вспышки сверхновой.
Крабовидная туманность имеет ряд замечательных особенностей:
1) более 80% видимого излучения приходится на непрерывный спектр;
2) в белом свете она имеет аморфный вид;
3) обычный для туманностей эмиссионный спектр с линиями ионизованных металлов и водорода (последние более слабые) излучается отдельными волокнами;
4) излучение поляризовано, причем в некоторых областях туманности почти полностью;
5) Крабовидная туманность является одним из самых мощных источников радиоизлучения в нашей Галактике.
Одним из возможных объяснений этих интересных особенностей Крабовидной туманности является следующее. Во время вспышки Сверхновой 1054 г. начали возникать в большом количестве свободные электроны, обладающие огромными кинетическими энергиями (релятивистские электроны). Они движутся со скоростями, близкими к скорости света. Процессы столь сильного ускорения частиц продолжаются и в настоящее время. Непрерывное излучение как в видимой области спектра, так и в радиодиапазоне возникает вследствие торможения релятивистских электронов при их движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей. Такое излучение должно быть поляризовано, что и наблюдается в действительности.
Слабые туманности и различной мощности источники радиоизлучения обнаружены также в местах вспышек других сверхновых звезд нашей Галактики.
До последнего времени оставалось совершенно не ясным, каким образом происходит в Крабовидной туманности постоянный приток новых релятивистских электронов, несмотря на то, что явление вспышки сверхновой давно закончилось. Вопрос начал проясняться только после того как были открыты совершенно новые объекты.
Пульсары. В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрировано космическое радиоизлучение, исходящее от точечных источников в виде строго следующих друг за другом четких импульсов. Длительность отдельного импульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов, названных пульсарами. Период одного из пульсаров составляет 1,337301133 с, в то время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 с. В настоящее время известно около 200 пульсаров. Все они дают сильно поляризованное радиоизлучение в широком диапазоне длин волн, интенсивность которого круто возрастает с ростом длины волны. Это означает, что излучение имеет нетепловую природу. Удалось определить расстояния до многих пульсаров, оказавшиеся в пределах от сотен до тысяч парсеков. Таким образом, это сравнительно близкие объекты, заведомо принадлежащие нашей Галактике.
Наиболее замечательный пульсар, который принято обозначать номером NP 0531, в точности совпадает с одной из звездочек в центре Крабовидной туманности. Специальные наблюдения показали, что оптическое излучение этой звезды также меняется с тем же периодом. В импульсе звезда достигает 13m, а между импульсами она не видна. Такие же пульсации у этого источника испытывает и рентгеновское излучение, мощность которого в 100 раз превышает мощность оптического излучения.
Совпадение одного из пульсаров с центром такого необычного образования, как Крабовидная туманность, наводит на мысль о том, что они являются как раз теми объектами, в которые после вспышек превращаются сверхновые звезды. Согласно современным представлениям, вспышка сверхновой звезды связана с выделением огромного количества энергии при ее переходе в сверхплотное состояние, после того как в ней исчерпаны все возможные ядерные источники энергии.
Для достаточно массивных звезд наиболее устойчивым состоянием оказывается слияние протонов и электронов в нейтроны и образование так называемой нейтронной звезды. Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованием таких объектов, то весьма возможно, что пульсары - нейтронные звезды, В этом случае при массе порядка 2M¤ они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии до таких размеров плотность вещества становится выше ядерной (до 10 6 т/см 3), а вращение звезды в силу закона сохранения момента количества движения ускоряется до нескольких десятков оборотов в секунду. На поверхности нейтронной звезды нейтроны распадаются на протоны и электроны. Сильное поле разгоняет электроны до скорости, близкой к скорости света, и они вылетают в космическое пространство. Электроны покидают звезду только в районах магнитных полюсов, где магнитные силовые линии выходят наружу. Если магнитная ось звезды не совпадает с осью вращения, то пучки излучения будут вращаться с периодом, равным периоду вращения звезды. Так что название пульсар не совсем правильно: звезды не пульсируют, а вращаются.
У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов (с удвоением за 10 3 -10 7 лет), по-видимому, вызванное тормозящим влиянием магнитного поля, связанного с пульсаром, в результате чего вращательная энергия переходит в излучение. Наряду с этим наблюдались внезапные уменьшения периодов, возможно, отражающие резкую перестройку поверхности звезды, временами происходящую по мере её остывания.
Кроме радио- пульсаров открыты т.н. пульсары, наблюдающиеся только в рентгеновском или гамма-диапазонах; они имеют периоды от нескольких до сотен секунд и входят в тесные двойные звёздные системы. Источник энергии их излучения, согласно современным представлениям, - гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции на нейтронную звезду или чёрную дыру вещества, перетекающего от соседней нормальной звезды.
Очень интересными переменными звёздами являются похожие на пульсары источники рентгеновского излучения. Некоторые из них на самом деле являются пульсарами, другие - остатками вспышек сверхновых звезд. В этом случае причиной свечения является тепловое излучение газа, нагретого до температуры в несколько миллионов градусов.
Но основная часть галактических источников рентгеновского излучения принадлежит к особому классу объектов звездной природы, которые часто называют рентгеновскими звездами. Наиболее замечательным типичным их представителем является упоминавшийся источник Скорпион Х-1. Из постоянно излучающих он оказался самым ярким: в диапазоне 1-10 Aring; поток излучения от него в среднем составляет 3 10 -7 эрг/см 2 , т.е. столько же, сколько в оптической области дает звезда 7m. Рентгеновская светимость его достигает 10 37 эрг/с, что в тысячи раз больше болометрической светимости Солнца.
Важной особенностью рентгеновских звезд является переменность их излучения. У источника Скорпион Х-1, отождествленного с переменной звездой 12-13m, вариации потока рентгеновского и оптического излучений никак не связаны друг с другом. В течение нескольких дней оба могут испытывать флуктуации в пределах 20%, после чего наступает активная фаза - вспышки, длящиеся по нескольку часов, во время которых потоки меняются в 2-3 раза. При этом существенное изменение уровня излучения порой наблюдается за промежуток времени порядка 10 -3 сек, так что размеры источника не могут превосходить 0,001 световой секунды (определяемой по аналогии со световым годом), т.е. 300 км. Это говорит о том, что источниками рентгеновского излучения должны быть необычайно компактные объекты, возможно, типа нейтронных звезд, как в случае пульсаров, с которыми отождествляются некоторые рентгеновские звезды.
У ряда рентгеновских звезд, например, у Геркулеса Х-1 и Центавра Х-3, обнаружена строгая периодичность вариаций потока рентгеновского излучения, доказывающая, что источник является компонентом двойной системы. Свыше десятка источников отождествлены со звездами, переменность которых указывает на их принадлежность к тесным двойным системам. Следовательно, рентгеновские звезды, - скорее всего, тесные двойные системы, в которых один из компонентов - оптическая звезда, а другой - компактный объект, находящийся в завершающей стадии своей эволюции. Чаще всего предполагают, что это нейтронная звезда, хотя в некоторых случаях не исключена возможность белого карлика или даже черной дыры.
Причиной возникновения мощного рентгеновского излучения должно быть падение на компактный объект (например, нейтронную звезду) облаков и струй газов, перетекающих из оптического компонента тесной двойной системы. В случае чрезвычайной компактности нейтронной звезды скорость падения газов в этом процессе, называемом аккрецией, может достигать 100 000 км./с, т.е. трети скорости света! При падении на нейтронную звезду кинетическая энергия газов будет превращаться в рентгеновское излучение. Важную роль при этом играют сильные магнитные поля нейтронной звезды.
Помимо постоянно наблюдаемых источников рентгеновского излучения ежегодно обнаруживается до десятка вспыхивающих объектов, по характеру явления напоминающих новые звезды. Светимость таких новоподобных источников рентгеновского излучения быстро возрастает за несколько дней. В течение 1-2 месяцев они могут оказаться самыми яркими участками на "рентгеновском" небе, порой в несколько раз превосходящими по потоку излучения ярчайший постоянный источник Скорпион Х-1. Некоторые из них во время вспышек оказываются рентгеновскими пульсарами, отличающимися очень длинными периодами (до 7 минут). Природа этих объектов, а также возможная их связь с новыми звездами пока не известны.
