Фiзично-змінні зорі. Нейтронні зорі

У 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус у сузір'ї Кита відкрив нову зорю 2т. 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 змінних зір, які спалахнули є нові та наднові зорі.

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.

Рисунок - Пульсуюча змінна зоря

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

Ще 1908 р. було відкрито залежність між світністю (а отже, і абсолютною зоряною величиною) та періодом цефеїди. 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 цефеїди визначаються відстані до всіх галактик, де можна знайти подібні зорі, і тому цефеїди називають «маяками Всесвіту».

Окрім класичних довгоперіодичних, існує також клас короткоперіодичної цефеїди, 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. Це - червоні надгіганти класу М. Можна провести спостереження за найвідомішим представником цієї групи - зорею Міра (о Кита). її блиск у середньому за кожні 332 доби змінюється від 2т до 10. 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.

Нові зорі. Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12), 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. 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.

Рисунок – Нові зорі

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 обертання у кілька годин. Пізніше з ясу велося, що всі нові зорі - це компоненти таких подвійних систем, у яких одна зоря, як правило, зоря головної 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, 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.

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 максимумі стає порівнянним з яскравістю всієї зоряної системи, де вона спалахнула, а то й перевершує її. 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.).

Рисунок – Наднова зірка

У максимумі блиску світність наднових перевищує сонячну у мільярди разів. Загальна кількість енергії, яку зоря висвічує під час спалаху, порядку -10" 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 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.

Пульсари. Влітку 1967 р. за допомогою радіотелескопа у Кембриджі (Великобританія) було відкрито пульсуючі джерела радіовипромінювання або просто пульсари. 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.

Рисунок - Пульсар

Найвідоміший пульсар з періодом 0,033 с знаходиться в Крабоподібній туманності. У січні 1969 р. це джерело радіовипромінювання було ототожнене зі слабкою зорею 16т, 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.