У зірках зосереджена 98% всього того речовини, з якого складаються різні космічні об'єкти. Зірки - найчисленніші представники «населення» Всесвіту. І немає нічого дивного в тому, що вивчення будови і розвитку цих небесних тіл - один з центральних питань сучасної астрофізики.
Однак дослідження зірок сильно утруднено тим обставиною, що тривалість існування цих космічних об'єктів становить мільярди років. Для того щоб виявити скільки-небудь помітні зміни в їх стані, в більшості випадків знадобилися б дуже тривалі спостереження, протягом сотень, тисяч і навіть мільйонів років.
Тому особливий інтерес для астрономів є зірки, у яких видимий блиск, а значить, і фізичні характеристики змінюються протягом доступних для огляду проміжків часу. Зірка світить то яскравіше, то слабше. Такі зірки отримали назву змінних.
У різних змінних зірок зміна видимого блиску відбувається по-різному. У одних - строго періодично, у інших - не зовсім, у третіх - хаотично. У деяких змінних зірок спостерігаються спалахи, тривалі або короткі, поодинокі або повторювані.
У нашій зоряній системі - Галактиці - зареєстровано близько 40 тисяч змінних зірок. В інших галактиках - близько 5 тисяч.
Всі змінні зірки можна поділити на три великі класи: затемнювані (їх відкрито близько 4 тис.), Пульсуючі (14 тис.) І вибухові (2 тис.).
Що ж стосується інших змінних зірок, зареєстрованих астрономами, то вони вивчені не так добре, щоб їх можна було віднести до того чи іншого класу.
Вчених цікавлять перш за все змінні зірки другого і третього класу, у яких зміни блиску пов'язані з подіями на них фізичними процесами, - фізично змінні зорі.
затемнювані зірки
Затемнювані зірки - це один з найбільш відомих класів змінних зірок.
Уявіть собі дві зірки, які обертаються навколо загального центру мас і які розташовані щодо земного спостерігача таким чином, що один з компонентів подібної подвійної системи то закриває від нас інший, то, навпаки, ховається за нього (площину орбіти подвійної системи паралельна променю зору).
Через велику відстань ми, перебуваючи на Землі, бачимо неозброєним оком подвійну зірку (якщо вона взагалі видно неозброєним оком) як звичайну одиночну. Тільки за допомогою великих телескопів можна розділити компоненти зіркових пар, та й то далеко не всіх.
Коли компоненти пари займають таке положення, що жоден з них не закриває іншого, то їх блиск складається, і ми спостерігаємо максимум блиску подвійної системи. У моменти же затемнень до нас доходить світло лише від одного компонента, і блиск зоряної пари зменшується.
Можливе й інше розташування зоряної пари, при якому одна зірка періодично перекриває іншу не повністю, а лише частково, тобто відбувається часткове затемнення.
Нерідко зустрічаються подвійні системи, в яких одна зірка світить яскравіше інший. Тому що повторюються ослаблення блиску у таких затемнених змінних зір неоднакові. Коли слабка зірка перекриває яскраву (так зване головне затемнення), спостерігається мінімум блиску, більш глибокий, ніж в протилежному випадку. Типовим представником таких затемнених зірок є зірка Алголь в сузір'ї Персея.
Якщо побудувати графік зміни блиску подібної зоряної пари, відклавши на одній осі час або в годинах, або в добі, або в частках періоду звернення даної зоряної пари, а на іншій - зоряні величини, то крива зміни блиску за кожен період обертання буде мати два мінімуму - один глибокий, інший незначний.
У разі приватних затемнень обидва мінімуму на графіку «гострі»: як тільки зменшення блиску припиняється, відразу починається його зростання.
При повних затемнення характер мінімумів дещо інший: фаза мінімального блиску набуває певну тривалість у часі, залежить від тривалості повної фази затемнення.
Таким чином, за формою кривої зміни блиску можна судити про деякі властивості тієї чи іншої подвійної системи, зокрема про те, як вона орієнтована в просторі по відношенню до земного спостерігача.
Можливий і випадок, коли компоненти подвійний системи мають неправильною формою, що відрізняється від кульової, - наприклад, витягнуті назустріч один одному в результаті взаємного тяжіння. У такої системи крива зміни блиску на ділянках максимумів має помітно округлу форму. Характерним представником подібного типу затемнених змінних зір є зірка бета Ліри.
Є і ще один тип: системи, схожі на бету Ліри, але мають короткі періоди обертання і однакові мінімуми блиску. До цього типу подвійних зірок відноситься зірка дубль-ве Великої Ведмедиці.
Вивчення кривих зміни блиску затемнених змінних зір в поєднанні з результатами, отриманими за допомогою інших методів астрономічних спостережень, дозволяє судити про розміри, масах і щільності речовини компонентів подвійних систем.
Більшість затемнених змінних зір утворюють тісні подвійні системи, тобто такі пари, у яких поперечники зірок можна порівняти з відстанню між їх центрами.
пульсуючі зірки
Пульсуючі зірки зазвичай називають цефеїд, на ім'я типовою пульсуючим зірки дельти із сузір'я Цефея.
Як і затемнювані змінні зірки, пульсуючі зірки поділяються на кілька типів. Це швидко миготливі карликові цефеїди; зірки типу RR Ліри, теж володіють короткими періодами зміни блиску; зірки типу дельти Цефея, у яких період зміни блиску вже кілька триваліше; зірки типу RV Тельця, миготливі ще рідше; і нарешті, долгопериодические цефеїди типу Міри Кита.
Якщо відволіктися від відмінності періодів, то криві зміни блиску у більшості пульсуючих зірок дуже подібні. Їх характерна відмітна риса полягає в тому, що наростання блиску таких зірок відбувається значно швидше, ніж його ослаблення після того, як досягнуто максимуму.
Пульсуюча нейтронна зірка
Познайомимося з різними типами пульсуючих зірок більш докладно.
Періоди зміни блиску карликових цефеїд - приблизно від півтора до чотирьох з невеликим годин. Але у цих зірок є своя цікава особливість: форма кривої зміни їх блиску періодично змінюється, то і справа виникає вторинний період зміни блиску, в кілька разів триваліше основного.
На нашому північному небі в зодіакальному сузір'ї Рака є досить яскрава зірка такого типу - VZ Рака, яку можна спостерігати аматорськими засобами.
Періоди коливання блиску у пульсуючих зірок типу RR Ліри складають від 5 до 19 годин. А амплітуда коливань, тобто величина змін блиску, досягає двох зоряних величин.
У багатьох зірок типу RR Ліри відбуваються повільні зміни періоду коливанні блиску, а також швидкі періодичні зміни форми кривої блиску. Цей останній ефект отримав назву ефекту Блажко. Спостереження подібного ефекту у змінних зірок - одне із завдань аматорської астрономії.
У зірок типу дельти Цефея періоди зміни блиску трохи вище, ніж у зірок типу RR Ліри. Вони укладені в межах від півтора до 60 діб.
Ще триваліший період зміни блиску у пульсуючих зірок типу RV Тельця - від 32 до 144 діб. А крива зміни блиску у цих зірок нагадує криву затемнень змінної зірки типу бети Ліри. У неї є два мінімуму - один глибокий, а інший порівняно невеликий.
Причина цього явища досі залишається неясною.
Пульсуючі зірки типу Міри Кита часто називають МІРІД. Періоди зміни блиску у них дуже великі - від 90 до 130 діб, а амплітуди коливань по істині великі, тому міріди - зручні для спостереження об'єкти.
До речі, міріди - холодні зірки. У максимумі блиску їх температура становить всього близько 2300 °, а в мінімумі вона знижується до 1800 °.
вибухають зірки
Ефектне явище в світі фізично змінних зірок - спалахи так званих нових і наднових зірок. Правда, ці назви не зовсім точно відображають істота, що відбувається. Спалахують зірки, які існували і до цього. Тільки раніше вони світили настільки слабо, що їх не можна було спостерігати тими засобами, якими за старих часів мали астрономи. А після спалаху вони стають добре видно навіть неозброєним оком. Мимоволі складалося враження, що з'явилася нова зірка. Звідси і назва.
Що ж являє собою спалах наднової зірки? Зовні це, виглядає так: протягом всього декількох діб блиск зірки різко зростає - більш ніж на 20 зоряних величин. У кульмінаційний момент спалаху світність наднової збільшується в мільярди і навіть сотні мільярдів разів!
Протягом деякого часу спалахнула зірка випромінює кількість світла як кілька мільярдів сонць, потім блиск її поступово слабшає, і приблизно через рік вона знову стає малопримітної або зовсім недоступною для спостережень.
Тривимірна модель вибуху наднової зірки SN1987А, розташованою у Великій Магеллановій хмарі на відстані 168 тисяч світлових років від Землі
Відома Наднова зірка 1054 року. Повідомлення про цю подію ми знаходимо в стародавніх літописах. У той рік у сузір'ї Тельця спалахнула надзвичайно яскрава зірка. Вона світила настільки сильно, що протягом трьох тижнів була добре видна на денному небі при світлі Сонця. Потім зірка згасла, а на місці спалаху утворилася газова туманність, що отримала за свою форму назву Крабовидної. Туманність ця і до нашого часу зберігає пам'ять про минулі події. Її речовина з великою швидкістю розлітається по радіальних напрямках від місця давнього вибуху. А в цьому місці знаходиться залишок спалахнула більше 900 років тому зірки. Він перетворився в зірку особливого типу - нейтронну зірку. Такі зірки мають всього 20-30 кілометрів в діаметрі і майже повністю складаються з ядерних частинок - нейтронів. Тому і щільність їх речовини дивовижно велика - близько 100 мільйонів тонн в одному кубічному сантиметрі.
При все більш глибокому вивченні Всесвіту ми все частіше і частіше стикаємося з явищами, які дуже важко уявити собі наочно. Це, зрозуміло, зовсім не означає, що подібні явища взагалі не піддаються науковому дослідженню, тобто непізнавані. Вони мають природні причини і підпорядковуються фізичним закономірностям, які можуть бути пізнані людиною і відображені відповідними науковими поняттями, формулами, математичним апаратом. Але такі явища не можуть бути представлені в звичних зорових образах.
І навіть при аматорських астрономічних спостереженнях завжди слід пам'ятати про те, що за зовні простими астрономічними явищами можуть ховатися досить складні фізичні процеси.
Повернемося, однак, до спалахів наднових зірок. Між такими спалахами і утворюються на їх місці газовими туманностями існує безпосередній зв'язок. Відповідно до сучасних уявлень, в результаті вибуху спалахнула зірка роздувається і скидає з себе зовнішні шари. Ця скинута оболонка розширюється в просторі, і згодом її речовина перетворюється в газову туманність.
Що ж стосується спалахів нових зірок, то зовні вони нагадують спалахи наднових, хоча і значно поступаються їм за своїми масштабами. Втім, цілком можливо, що справа не тільки в масштабах; дуже може бути, що фізичні процеси, які викликають спалахи нових і наднових зірок, відрізняються за своєю природою.
Є ще один різновид вибухають зірок - так звані новоподібні зірки. Типовим представником цього класу зірок є зірка U Близнюків.
Звичайний стан цієї зірки характеризується мінімальним блиском. Потім він несподівано збільшується на 4-5 зоряних величин, а потім знову слабшає. І ці посилення блиску час від часу повторюються, причому повторюються через неоднакові, хоча і не дуже сильно відрізняються один від одного проміжки часу. Середня тривалість таких проміжків називається циклом. Для зірки U Близнюків, про яку йде мова, такий цикл близький до 100 діб.
Чим більше проміжок часу між черговими спалахами, тобто чим довше накопичувалася в зірці енергія, тим сильніше спалах.
Крива зміни блиску у зірки U Близнюків досить складна за своєю формою. Як з'ясувалося, це пояснюється тим, що U Близнюків не поодинокий зірка, а подвійна система, що складається з новоподібні жовтої зірки і білого карлика '. Тут накладаються один на одного два явища: зміна блиску фізичної змінної зірки і зміна блиску подвійної системи в результаті періодичних затемнень.
Ще один дуже цікавий клас змінних зірок - так звані зірки, що спалахують. Такі зірки під час спалаху за кілька хвилин або навіть секунд збільшують свій блиск в сотні, а іноді і в тисячі разів. Через кілька десятків хвилин зірка повертається до попереднього стану. І подібні спалахи можуть повторюватися досить часто.