§ 12.  ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

 

Физические переменные звезды меняют свою светимость за счет физических процессов, происходящих в звезде. Это определенный этап в развитии звезды.

Переменные звезды обозначаются последовательностью латинских букв: R, S, T, …, Z, RR, RS, SS, QZ – всего 334 звезды, далее V 335, V 336 и т.д. с добавлением соответствующего созвездия (например, RR Lyr, 335 Cyg).

Для оценки периода малых колебаний механических систем и звезд в целом можно использовать формулу математического маятника:

Длина  принимается равной радиусу  – ускорение силы тяжести.

Если средняя плотность звезды, то ее масса и период 

, .                                                                        (15)

Более точное соотношение имеет вид   ,   , где период  выражен в сутках.

Возможный механизм пульсации: энергия пульсации возникает за счет излучения звезды, а раскачка колебаний происходит из-за задержки УФ-излучения нейтральным гелием HeI, что способствует нагреванию и расширению газа. Гелий ионизуется (HeII), слой становится прозрачным, поток выходящего излучения увеличивается, что приводит к охлаждению и рекомбинации гелия HeII; процесс повторяется.

 

 

Таблица 7.   Классификация переменных звезд

Название класса переменных

Изменение блеска

Sp, класс светимости

Примечание

период ,

в сутках

амплитуда,

I. Пульсирующие переменные

Большинство пульсирующих переменных имеют периоды, близкие значениям 0,2; 0,5; 5; 15; 100; 300 суток. Они периодически меняют светимость, радиус, температуру.

1.Классические цефеиды типа Цефея*

 

 

 

F, G;

I, II

Это яркие звезды - гиганты галактического диска со светимостью  около  

2. Коротко-периодические звезды типа   RR Лиры

A, F

Наиболее старые маломассивные объекты

НГ, часто встречаются в шаровых скоплениях

* Кривая блеска у цефеид пилообразная, в максимуме блеска эффективная температура  максимальная, лучевая скорость . Связь между периодом изменения блеска  и средней абсолютной звездной величиной  для классических цефеид: . Современная зависимость , где период, выраженный в сутках. Это позволяет оценить расстояние до цефеиды (формула 2). Т.к. цефеиды – яркие звезды-гиганты, то они могут наблюдаться в других галактиках (до )

 

3. Цефеиды типа W Девы

F, G

Маломасивные звезды-гиганты сферической составляющей со светимостью

4. Переменные типа  Цефея

B0 – B3;

III, IV

 

 

 

 

Звезды населения

типа I

5. Полу-правильные переменные типа RW Тельца

F, G, K

6. Неправильные переменные типа Миры Кита (мириды)

M, C, S

II. Эруптивные

1. Неправильные переменные типа Т Тельца,         RW Возничего

 

 

 

 

 

F, G

B – M

В спектрах наблюдаются эмиссионные линии – это молодые звезды в начале эволюции

2.Вспыхивающие типа UV Кита

 

K, M

Происходит истечение вещества

 

 

 

 

 

 

 

 

 

3. К эруптивным (катаклизмическим) звездам относятся также новые и сверхновые звезды. Новые звезды (N) – звезды, блеск которых внезапно увеличивается в среднем на 12 звездных величин. Вспышка до максимума длится несколько суток, спад блеска – годы и десятилетия. Через несколько лет после максимума вокруг новой наблюдается газовая оболочка с массой порядка , расширяющаяся со скоростью  км/с. Полная энергия, освобождающаяся при взрыве, может достигать Дж.

Вспышка новой звезды возможна только в тесной двойной системе за счет аккреции газа звезды, занимающей полость Роша, на белый карлик (см. §11).

После вспышки снова начинается аккреция газа на белый карлик и через некоторое время вспышка может повториться, наблюдаются повторные новые.

Барстеры (рентгеновские новые) – вспыхивающие рентгеновские источники с периодом повторения вспышек от нескольких часов до нескольких дней (обнаружены в 1975 г.). За время вспышки в рентгеновском диапазоне выделяется энергия ~  Дж. Барстер является аккрецирующей нейтронной звездой солнечной массы, находящейся в тесной двойной системе, второй компонент которой обеспечивает нейтронную звезду гелиевым ядерным топливом. Механизм вспышек барстеров – термоядерный взрыв, как у новых звезд. Сброс оболочки барстера невозможен из-за большой гравитационной связи вещества на поверхности нейтронной звезды.

Сверхновые звезды (SN) (термин появился в 1934 г.) – звезды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звездных величин в течение нескольких суток. В максимуме блеска абсолютная звездная величина составляет , т.е. может превосходить светимость целой галактики. Вспышка сверхновой – один из самых мощных катастрофических процессов в природе, длится несколько сотен дней. Полная энергия излучения составляет Дж. С учетом энергии нейтрино, энергия взрыва составляет  Дж. В максимуме мощность излучения (светимость) достигает  Вт, что сравнимо со светимостью всей галактики. SN подразделяются на два типа: сверхновые I типа (SN I) и II типа (SN II).

 

Таблица 8.   Сравнение характеристик сверхновых звезд двух типов

 

SN I

(SN Iа и SN Ib)

SN II

Кривая блеска

Рис. а.

Однообразные кривые (рис. а)-имеют симметричный узкий максимум, соответствующий абсолютной звездной величине около – 20, и линейную часть, на которую звезда выходит примерно через месяц.

Рис. б.

Разнообразные кривые с наличием плато (для 2/3 SN, рис. б) или почти линейным падением блеска.

 

 

Продолжи-тельность максимума

 

~ 7 дней

 

~ 20 дней

 

Наблюда- емый спектр

Непрерывный, линии водорода HI отсутствуют, наблюдаются линии ионизованных атомов Ca, Si, Mg, Fe, Co. По наличию или отсутствию в максимуме линий поглощения ионизованного кремния Si I делятся на SN Ia и SN Ib

Непрерывный, интенсивные линии водорода HI и гелия HeI, атомов NaI, MgI, ионизованных атомов CaII, FeII. Позже появляются линии OI; через 30 суток после максимума появляются запрещенные линии OII.

Расшире- ние оболочки

Скорость расширения оболочки  км/с.

км/с, уменьшается в два раза за 180 суток, затем 80 суток не меняется.

Вспыхи- вающие объекты

SN Ia: взрыв аккрецирующего белого карлика с массой около предельной массы Чандрасекара ();

SN Ib: конечный продукт эволюции молодых массивных звезд типа Вольфа-Райе.

Вспышки SN II связаны с концом термоядерной эволюции массивных звезд с . 

Модели физичес- ких про-цессов

Термоядерный взрыв углеродно-кислородного (СО)-ядра, гравитационный коллапс железного ядра в нейтронную звезду при отсутствии протяженной водородно-гелиевой оболочки. Мгновенный взрыв и последующее медленное выделение энергии.

Термоядерный взрыв СО-ядра при пониженной центральной плотности с полным разлетом звезды; гравитационный коллапс железного ядра в черную дыру, нейтронную звезду, энергия выделяется сразу.

Наиболее изученной сверхновой является SN 1987A, обнаруженная 24 февраля 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке (БМО) как SN II типа. К 20 мая сверхновая достигла максимума с абсолютной звездной величиной –15,5. Впервые была построена подробная кривая блеска в разных диапазонах электромагнитных волн, зафиксировано нейтринное излучение, рентгеновское излучение при последовательных радиоактивных превращениях . Взорвалась звезда голубой сверхгигант класса B3 I, обладающая до взрыва массой около  , радиусом , светимостью . Темп потери массы предсверхновой (звездный ветер) составлял  в год. (Расстояние до БМО 50 кпк, т.е. взрыв произошел 163 тысячи лет тому назад).

В Нашей Галактике наблюдались три вспышки SN.

Таблица 9

Год вспышки SN

Созвездие, в котором наблюдалась SN

Наблюдатели

1054

Телец

упоминание в китайских летописях

1572

Кассиопея

Т. Браге

1604

Змееносец

И. Кеплер

 

Остатки вспышек SN:

1)    расширяющиеся газовые туманности (оболочечные и плерионы типа Крабовидной туманности от SN 1054)

2)    нейтронные звезды с предельной массой . При массах звездных ядер  после взрыва SN может образоваться черная дыра (ЧД).