§ 23. Фізичні змінні зорі

У 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус у сузір'ї Кита відкрив нову зорю 2^т. Деякий час він слідкував за нею, а потім вона зникла: Та несподівано 1609 р. зоря з'явилась на небі знову. Так було відкрито першу змінну зорю, яка дуже сильно змінювала свій блиск: то ставала невидимою для ока, то спалахувала знову. У зоряні атласи вона потрапила під назвою Міра (з лат. - «дивовижна»).

Ця зоря належить до сімейства фізичних змінних зір, зміна блиску яких зумовлена процесами, що відбуваються у їхніх надрах. Зараз достовірно виявлено кілька десятків тисяч фізич­них змінних зір у нашій Галактиці й десятки тисяч в інших галакти­ках, їхня кількість постійно зростає завдяки спостереженням з телеско­пами, винесеними в космос.

Фізичні змінні зорі поділяють на дві основні групи: пульсуючі та спалахуючі змінні зорі. Окремим випадком спалахуючих змінних зір є нові та наднові зорі.

1. Пульсуючі змінні зорі. Найвідомішими серед пульсуючих змінних зір є цефеїди, які отримали назву від однієї з найтиповіших їхніх представниць - зорі 5 Цефея. її змінність було відкрито ще 1784 р. англійським астрономом Дж. Гудрайком.

Класичні або довгоперіодичні

цефеїди відзначаються ритмічними, з точністю доброго годинникового механізму, коливаннями блиску з амплітудою 0,5-2^т. їхні періоди, як правило, лежать у межах від однєї до 70 діб (мал. 23.1). Поза межами на­шої Галактики відомі цефеїди з періодом до 218 діб. Період - одна з найважливіших ха­рактеристик цефеїд. Для кожної зорі він постійний з великим ступенем точності.

Мал. 23.1. Зміна блиску цефеїди

Ще 1908 р. було відкрито зележність між світністю (а отже, і абсо­лютною зоряною величиною) та періодом цефеїд. Таким чином, якщо відомо період цефеїди Р, то за його величиною можна дізнатися про її світність L і абсолютну зоряну величину М. Ця залежність дала мож­ливість легко обчислювати відстань до будь-якої цефеїди, якщо визна­чено її середній блиск і період.

Цефеїди належать до гігантів і надгігантів класів F і G з великими світностями. Ця обставина дозволяє спостерігати їх з величезних відста­ней, зокрема й далеко за межами нашої Галактики. А оскільки розміри галактик невеликі порівняно з відстанями до них, то за допомогою це­феїд визначаються відстані до всіх галактик, де можна знайти подібні зорі, і тому цефеїди називають «маяками Всесвіту».

Окрім класичних довгоперіодичних, існує також клас коротко-періодичних цефеїд, типова представниця яких - зоря RR Ліри. їхні періоди становлять від 80 хв до однієї доби.

Є ще довгоперіодичні змінні з періодом від 70 до 1400 діб і амплітудою 3-10^m. Це - червоні надгіганти класу M. Можна провести спостереження за найвідомішим представником цієї групи - зорею Міра (о Кита). її блиск у середньому за кожні 332 доби змінюється від 2^m до 10^m. А це означає, що в максимумі блиску зоря випромінює у півтори тисячі разів більше енергії, ніж у мінімумі.

Як пояснити пульсації цих зір? Те, що цефеїди є пульсуючими зоря­ми, встановив американський астроном X. Шеплі 1914 р. Певні здогади щодо причини пульсації - розширення і стискування зорі - висловив 1917 р. англієць А. Еддінгтон, вказавши два можливі джерела попов­нення їхньої енергії: періодичне посилення інтенсивності ядерних ре­акцій у надрах зорі або ж зміна здатності зовнішніх шарів пропускати потік енергії, що виходить на поверхню.

Зараз відомо, що цефеїди - це зорі, протяжні оболонки яких здатні нагромаджувати енергію, що йде з глибин, а потім віддавати її. Зо­ря періодично стискається, розігріваючись, і розширюється, охолоджую­чись. Тому енергія то поглинається зоряним газом, то знову виділяється. Внаслідок цього світність цефеїди змінюється в кілька разів з періодом у кілька діб. Аналіз показав, що пульсувати можуть лише зорі-гіганти і надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки.

2. Нові зорі. Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12^т), називаються новими зорями. При цьому виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 100 000 років. По­чатковий період спалаху нової до досягнення максимуму блиску триває кілька діб, після чого він повільно, впродовж років чи десятків років змен­шується до початкового значення (мал. 23.2). Згодом на місці нової зали­шається карликова зоря з оболонкою, яка розширюється зі швидкістю

понад 1000 км/с. Це свідчить про відрив від нової зорі її зовнішніх шарів.

До середини 50-х років XX ст. природа спалахів нових зір залишалась невідомою. Та от 1954 р. було виявлено, що відома но­ва зоря DQ Геркулеса входить до складу

тісної подвійної системи з періодом обер-

тання у кілька годин. Пізніше з ясувало-

ся, що всі нові зорі - це компоненти таких подвійних систем, у яких одна зоря, як правило, зоря головної Мал. 23.2. Зміна блиску нової зорі послідовності типу Сонця і пізніших спе­ктральних класів, а друга - у сто раз менший від Сонця білий карлик.

Виникнення спалахів нових зір пов'язане з особливостями обміну речовиною в тісних подвійних системах.

Як вже було сказано (§ 22), коли одна із зір у тісній подвійній сис­темі значно збільшує свої розміри (розширюється), її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворюючи навколо неї так званий акреційний диск. Газ із внутрішньої частини диска осідає на поверхню компактної «сусідки» у щораз більшій кількості, збільшуючи її масу і температуру. У підсумку за характерний час від кількох до сотень років, температура й щільність її поверхневого шару збільшується до таких великих значень, що зіткнення швидких про­тонів розпочинають термоядерну реакцію синтезу гелію.

Але на відміну від Сонця та інших зір, де ці реакції досить повільно відбуваються у центральних зонах, на поверхні білого карлика через висо­ку щільність речовини вони перебігають надзвичайно стрімко. При цьому виділяється величезна кількість енергії, що й спостерігається як вибух но­вої зорі зі швидким розширенням скинутої оболонки у навколишній простір. Після спалаху перетікання газу на білий карлик починається зно­ву, і через деякий час (~10³ років) спалах повторюється. Таким чином, у тісній подвійній системі спалахи нової повторюються багато разів.

За підрахунками щороку в Галактиці спалахує близько 200 нових, од­нак, виявляють тільки дві-три з них. Дотепер зареєстровано близько 180 спалахів нових у нашій Галактиці та близько 250 - у галактиці Андромеди.

Окрім нових, відомі також повторні нові зорі, спалахи яких мають меншу потужність і повторюються через кілька десятків років. Вони також є подвійними системами.

3. Наднові зорі. Спалах наднової зорі (позначається SN) - явище незрівнянно більшого масштабу, ніж спалах нової. Адже її блиск під час спалаху збільшується на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. Поява наднової в іншій галак­тиці демонструє всю грандіозність цього явища, адже її блиск у масимумі стає порівнянним з яскравістю всієї зоряної системи, де вона спалахнула, а то й пере­вершує її (мал. 23.3). Так, наднова 1885 р. у галактиці М31 лише в 4 рази поступала­ся світловим потоком материнській галак­тиці. А наднова у галактиці NGC5253 приблизно у 13 разів перевершува­ла загальну її світність. Назву для таких зір - «наднова» - запропонува­ли американські астрономи Ф. Цвіккі та У. Бааде (1934 p.).

У максимумі блиску світність наднових перевищує сонячну у мільярди разів. Загальна кількість енергії, яку зоря висвічує під час спалаху, порядку ~10⁴⁴ Дж.

Під час вибуху наднова скидає свою оболонку, яка далі розши­рюється зі швидкістю від 5 000 до 20 000 км/с і через деякий час спос­терігається у вигляді туманності специфічної форми.

Найвиразнішою серед них є знаменита Крабоподібна туманність (мал. 25.7) у сузір'ї Тельця. Вона розширюється зі швидкістю біля 1 200 км/с і є одним із найпотужніших джерел радіовипромінювання у нашій Галактиці. Сучасні розміри туманності такі, що її розширення мог­ло розпочатись не раніше як 900 років тому, тобто якраз тоді, коли спалах­нула Наднова 1054 p., явище якої зафіксовано в китайських хроніках.

У нашій Галактиці за останні 1000 років достовірно спостерігались три наднові зорі: 1054 р. - в Тельці, 1572 р. - в Кассіопеї, 1604 р. - в Змієносці. Можливо також, що надновою була зоря 1006 р. в сузір'ї Вовка. Загалом у Галактиці виявлено (в основному радіоастрономічни­ми методами) понад 100 залишків спалахів наднових.

В наш час відбувається інтенсивне відкриття наднових в інших га­лактиках (велику роль у цьому відіграють аматорські спостереження). У видимій частині нашої Галактики явище наднової трапляється один раз на 200-300 років. Про природу наднових зір йтиметься у § 24.

4. Пульсари. Влітку 1967 р. за допомогою радіотелескопа у Кембриджі (Великобританія) було відкрито пульсуючі джерела радіовипромінювання або просто пульсари (мал. 23.4). Періоди їхніх пульсацій становили трохи більше однієї секунди, а дослідження змінності випромінювання вказували на дуже малий об'єм випромінюю­чих областей розмірами в кілька десятків кілометрів. Подальше вивчення розподілу пульсарів на небесній сфері показало, що вони найчастіше зустрічаються поблизу площини Молочного Шляху, а отже, є членами на­шої Галактики. Коли ж було відкрито досить багато пульсарів, виявилося, що деякі з них спостерігаються в залишках спалахів наднових зір.

Найвідоміший пульсар з періодом 0,033 с знаходиться в Крабо-подібній туманності. У січні 1969 р. це джерело радіовипромінювання було ототожнене зі слабкою зорею 16^m, яка змінює свій блиск із тим же періодом. З таким же періодом від цього джерела йдуть рентгенівські та гамма-імпульси.

У 1977 р. із зорею було ототожне­но ще один пульсар - залишок надно­вої в сузір'ї Вітрила. Він також був джерелом рентгенівського і гамма-випромінювання. Це навело на дум­ку про спорідненість пульсарів зі спалахами наднових.

На початок 2000 р. було відомо понад 700 пульсарів. Переважно їхні періоди Т близькі до 0,75 с. Від більшості з них ніякого іншого ви­промінювання, крім радіоімпульсів, не надходить.

Згідно з сучасними теоріями, пульсари - це об'єкти, які виникають на заключних етапах еволюції зір (див. § 24).

1. Чому пульсуючі змінні цефеїди отримали назву "маяків Всесвіту"?

2. Завдяки яким процесам підтримуються пульсації цефеїд і споріднених з ними змінних зір? 3. Поясніть механізм спалахів нових зір. 4. У чому полягає явище наднової? 5. Що таке пульсар?