П. з. делятся на два больших класса: затменные П. з. и физические П. з.
Затменные П. з.
Физические П. з.
изменяют свой блеск в результате происходящих на них физ. процессов. Физ. переменные
подразделяют на пульсирующие и эруптивные.
Пульсирующие П. з. характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска (рис.
3); в большинстве случаев можно с уверенностью говорить о том, что они вызваны пульсацией
звёзд. При сжатии звезды размеры её уменьшаются, она нагревается и становится ярче,
при расширении звезды блеск её ослабевает. Периоды изменения блеска заключены в пределах
от долей суток (звёзды типа RR Лиры, Щита и
Большого Пса) до десятков ( , звёзды типа
RV Тельца)
и сотен суток [звёзды типа Миры Кита (спектр, класса М), полуправильные звёзды (SR)].
У нек-рых звёзд периодичность изменения блеска выдерживается с точностью хорошего
часового
механизма (напр., цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же практически отсутствует
(у красных неправильных П. з.). При пульсациях колебания радиальных размеров звёзд
могут
достигать значит, величины, у цефеид, напр., 2-3 радиусов Солнца. Это не должно удивлять,
т. к. цефеиды - звёзды-сверхгиганты [радиус RR Lyr составляет ].
В табл. приведены характеристики нек-рых периодич. пульсирующих П. з.
| Тип звезды | Период, сут | Спектральный класс | Амплитуда (в синих лучах) |
Тип звёздного населения Галактики |
| Цефеиды C | 2-218 | FII-GI | 0,1-2 m | I |
| Цефеиды CW | 1-3, 11-30 | (F-G) | 0,5-1,5 m | II |
| RR Лиры | 0,05-1,2 | A-F | 0,5-2 m | II |
| Щита | 0,03-0,2 | A-FV-III | 0,1-0,5 m | I |
| RV Тельца | 30-140 | F-GI | 2-3 m | I |
| Миры Кита | 80-220 500-1000 | M,C,S | 2,5-10 m | II I |
| Большого Пса | 0,1-0,6 | BO-B3III-IV | 0,1 m | I |
Наряду с традиц. типами П. з. в последнее время выделяют новый тип - вращающиеся звёзды с неоднородной поверхностной яркостью. К этому типу П. з. относят с аномалиями хим. состава, вращающиеся с периодом в неск. сут; звёзды типа BY Дракона (карлики класса М, у к-рых помимо вспышек, аналогичных наблюдаемым у звёзд типа UV Кита, обнаружены небольшие колебания блеска с периодом в неск. сут) и, наконец, звёзды типа HZ Геркулеса, входящие в тесную двойную систему с рентг. источником (излучение источника вызывает на поверхности второго компонента появление горячего пятна). Присутствие горячих или холодных пятен подозревается и у звёзд др. типов, особенно затменных переменных.
Переменность и эволюция звёзд.
Физ. переменность возникает у звёзд на определённых этапах их эволюции, так что на
протяжении своей жизни одна и та же звезда, переходя от одного этапа развития к другому,
бывает как постоянной звездой, так и П. з. разных типов. Поэтому особое значение
для понимания природы переменности имеет изучение П. з. в звёздных скоплениях (для
звезд,
входящих в скопления, можно определить и возраст, и эволюп. стадию), а также сопоставление
положения на диаграмме спектр-светимость постоянных звёзд и П. з. разных типов (см.
).
Начиная своё развитие в виде гравитационно обособленного сгустка газопылевой материи, звезда постепенно сжимается, и гравитац. энергия, освобождающаяся при этом, разогревает её. Перенос энергии из внутр. слоев к поверхности у такой звезды осуществляется вначале , и лишь при подходе к (ГП) в звезде появляется ядро, в к-ром энергия переносится излучением. Чем массивнее звезда, тем быстрее она достигает ГП; источником энергии такой звезды становятся термоядерные реакции горения водорода в её центре. Существуют очень молодые (с возрастом звёзд ~ 10 6 -10 7 лет), в к-рых лишь наиболее массивные звёзды значит. светимости достигли ГП; они занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга-Ресселла (д. Г.-Р.) скопления и явл. обычными постоянными звёздами. Звёзды скопления, имеющие меньшую светимость и массу, ещё не закончили стадию гравитац. сжатия и не "вышли" на ГП. У таких звёзд ещё сохранилась обширная конвективная зона, и именно среди них во всё возрастающем количестве обнаруживаются быстрые неправильные переменные и вспыхивающие звёзды. По всей видимости, за вспышечную активность звёзд ответственно взаимодействие конвективной зоны с магн. полем, причём важную роль играет и вращение звезды, поскольку высокие скорости вращения типичны для молодых звёзд. В целом переменность таких звёзд представляет собой, по-видимому, многократно усиленный аналог явлений, наблюдаемых в активных областях Солнца.
Ряд типов пульсирующих переменных расположен в пределах полосы нестабильности, пересекающей д. Г.-Р. от красных сверхгигантов спектр. класса К до белых звёзд класса А (рис. 5 и 6). К ним относятся цефеиды (С на рис. 6), звёзды типа RV Тельца, RR Лиры и Щита. Во всех этих звёздах действует, по-видимому, единый механизм, вызывающий пульсацию их верхних слоев. Согласно общепринятой теории, в наружных областях звёзд, населяющих полосу нестабильности, существует зона критич. ионизации гелия, к-рый попеременно то ионизуется до Не II (при повышении темп-ры),то рекомбинирует и охлаждается. Зона критич. ионизации при сжатии поглощает и не выпускает наружу идущее изнутри излучение, а при расширении, напротив, усиленно излучает его наружу (см. ). Такой механизм раскачки колебаний действует лишь при определённом (> 15% по числу атомов) содержании гелия и определённой глубине залегания зоны критич. ионизации, зависящей от светимости и поверхностной темп-ры звезды. Эти причины и обусловливают существование довольно узкой полосы нестабильности.В пределах ГП звёзды живут дольше всего, поэтому ГП - наиболее населённая область д. Г.-Р. Критич. момент для звезды на ГП наступает, когда масса ядра, в к-ром водород превратился в гелий, достигает 10-12% массы звезды и термоядерная реакция превращения водорода в гелий в центре звезды затухает. С этого момента структура звезды начинает изменяться. Вначале вся звезда сжимается, а затем лишённое на данном этапе источников энергии ядро сжимается и нагревается, а внеш. части звезды расширяются и охлаждаются. Звезда уходит с ГП в область красных гигантов и сверхгигантов (рис. 5).
С этим изменением структуры может быть связана переменность ряда звёзд, находящихся близ верхней границы ГП. Большинство из них отличается от соседних (по д. Г.-Р.) постоянных звёзд также и более медленным вращением. Можно предполагать, что изменение радиуса звезды близ верхней границы ГП может привести к изменению характера вращения и вызвать пульсацию. Вероятно, на стадии ухода с ГП находятся звёзды типа Большого Пса (спектр, класс В), к-рые изменяют блеск с периодом в неск. часов (рис. 6). Попадая в пределы полосы нестабильности после ухода с ГП, звёзды разных масс начинают пульсировать с разными периодами и амплитудами.
Детально рассчитанные эволюц. треки звёзд с массой 3-12 после прихода в область красных гигантов и сверхгигантов (где ядро звезды нагревается уже до такой темп-ры, что включается реакция превращения гелия в углерод) описывают широкие петли, неоднократно пересекающие полосу нестабильности (рис. 5). Каждый раз во время этого пересечения звезда становится цефеидой. При этом, чем больше масса звезды (от 3 до 10-12 ), тем с большим периодом она пульсирует (от 1 до 50-100 сут). Возможность возникновения пульсаций у массивных звёзд на определённом этапе эволюции показана теоретически: рассчитаны модели звёзд, к-рые при определённых поверхностной темп-ре и светимости становятся неустойчивыми и начинают пульсировать. Эти светимости и темп-ры хорошо совпадают с наблюдаемым положением полосы нестабильности.
 |
|
Рис. 6. Положение на диаграмме Герцшпрунга- превышают 2 , C - звезды типа Большого Пса, Ар - магнитные переменные, S - звёзды типа Щита, С - цефеиды плоской составляющей, SRc - переменные красные сверхгиганты. Жирными линиями нанесены также последовательности для скоплений с возрастом, меньшим лет, в которых встречаются звёзды этих типов: скопления h и Персея, NGC 6067, NGC 2362 и Гиады (Г). |
После ухода с ветви гигантов звёзды малых масс попадают на горизонтальную ветвь, типичную для д. Г.-Р. шаровых скоплений, к-рые все имеют большой возраст - ок. 10 10 лет (рис. 7). Участок этой ветви, пересекающий полосу нестабильности, населён исключительно звёздами типа RR Лиры, пульсирующими с периодом в доли суток. В шаровых скоплениях встречаются иногда и цефеиды, а также звёзды типа RV Тельца. Откуда именно они попадают в полосу нестабильности, неизвестно. Цефеиды шаровых скоплений во многих отношениях отличаются от цефеид, встречающихся в рассеянных скоплениях и в плоскости Галактики, массы их, так же как и звёзд типа RR Лиры, близки, по-видимому, к 1 .
 |
|
Рис. 7. Положение на диаграмме Герцшпрунга- Ресселла переменных звёзд, массы которых меньше 2 ; CW - цефеиды сферической составляющей (типа W Девы), RRs - звёзды типа RR Лиры с периодом P М - звёзды типа Миры Кита, SRb - красные переменные гиганты, RV - переменные сверхгиганты (типа RV Тельца). Жирными линиями указаны последовательности для скоплений, в которых встречаются эти звёзды (шаровое скопление М13 и старые рассеянные скопления NGC 7789 и NGC 188). |
П. з. позволяют изучать не только осн. характеристики звёзд, их строение и эволюцию. Не менее важны они для исследования строения и эволюции звёздных систем. Многие П. з., прежде всего цефеиды, новые звёзды и звёзды типа RR Лиры, служат лучшими объектами для определения расстояний до далёких звёздных систем (см. , ).
Знание расстояний до П. з. позволяет использовать эти данные для изучения строения образуемых ими звёздных галактич. подсистем. Именно исследование пространств. распределения П. з. нашей Галактики позволило прийти к выводу о существовании плоской, промежуточной и сферической составляющих Галактики, образованных подсистемами звёзд разных физ. типов.
Для каждой подсистемы характерны своя д. Г.-Р. и свои типы П. з. Шаровые скопления и звёзды типа RR Лиры, напр., типичны для сферич. составляющей, а рассеянные скопления и цефеиды связаны с плоской составляющей. Изучение П. з. в данной звёздной системе позволяет сразу же сказать, какой тип звёздного населения характерен для неё, и оценить её возраст.
Наряду с детальным исследованием отдельных П. з. большое значение имеет обнаружение новых П. з. и выявление интересных аномальных звёзд, и здесь весьма существенна помощь любителей астрономии. Исследования П. з. вносят большой вклад в наши знания о строении и развитии звёзд и звёздных систем.
Лит.:
Каплан С.А., Физика звёзд, 3 изд., М., 1977; Куликовский Л.Г., Справочник любителя
астрономии, 4 изд., М., 1971; Цесевич В.П., Переменные звёзды и их наблюдение, М.,
1980;
Методы исследования переменных звёзд, М., 1971;
Пульсирующие звёзды, М., 1970; Эруптивные звёзды, М., 1970; Затменные переменные
звёзды, М., 1971; Явления нестационарности и звездная эволюция, М., 1974; Гершберг
Р.Е.,
Вспыхивающие звезды малых масс, М., 1978; Звезды и звездные системы, М., 1981; Кокс
Д.П., Теория звездных пульсаций, пер. с англ., М., 1983.
(Ю.Н. Ефремов )
Переменная звезда - та, блеск (яркость) которой меняется со временем из-за физических процессов внутри или около звезды. Эту истинную переменность звезд стоит отличать от их мерцания и другой переменности, вызванной непостоянством земной атмосферы.
Но при наблюдениях с Земли не так-то просто отделить собственные колебания яркости звезды от вызванных влиянием атмосферы. Поэтому точность фотометрии, т. е. измерений потока излучения от звезд, до 1990-х годов была невысока: не лучше 0,1 m (звездной величины). И число переменных звезд не превышало 30000.
Космические телескопы, и прежде всего телескоп Hipparcos, к концу XX века совершили революцию в исследовании переменности звезд: фотометрия миллионов звезд с точностью лучше 0,01" показала, что почти все звезды в той или иной мере являются переменными. Например, наше Солнце меняет яркость примерно на 0,001m в течение 11-летнего солнечного цикла. Но мы, как и астрономы-профессионалы, для удобства будем рассматривать как переменные только звезды с существенной амплитудой переменности. Сведения о них собираются и систематизируются в Общем каталоге переменных звезд (ОКПЗ) Государственным астрономическим институтом им. П. К. Штернберга (ГАИШ) в Москве.
Переменные звезды долгое время обозначались одной или двумя большими латинскими буквами
перед названием созвездия, например, BW Cam - переменная в созвездии Жирафа. А когда такие сочетания букв были исчерпаны, их стали обозначать большой буквой V (от слова variable - «переменная») с последующим номером, например, V838 Моn - переменная в созвездии Единорога.
Все переменные звезды с заметной амплитудой колебаний яркости можно разделить на четыре большие категории. Здесь причина переменности наблюдаемого нами потока излучения - частичные или полные затмения одной звезды в паре другой звездой. Вторая категория - пульсирующие переменные звезды. К ним, кстати, относится большинство известных ныне переменных звезд с существенной амплитудой. Здесь причина переменности - пульсации звезды, т. е. изменения ее размера, плотности, яркости, цвета, температуры, спектра и других характеристик. Причины пульсаций различны, но все они вытекают из физических свойств вещества звезды. Третья категория - эруптивные, т.е. взрывающиеся, или вспыхивающие, переменные звезды. Это нестабильные звезды, как правило, на грани перехода с одной стадии эволюции на другую. Четвертая категория - вращающиеся переменные звезды с неодинаковой яркостью поверхности. Можно сказать, что это звезды с пятнами или полосами разной яркости. К ним относится и Солнце, но его пятна ничтожны по сравнению с гигантскими пятнами некоторых звезд.
Затменно-переменные звезды
Угасания звезды Алголь (Ветта Персея) были замечены еще в древности, а объяснены в 1783 году Джоном Гудрайком. Примерно каждые 69 часов звезда на 10 часов меркнет - это видно невооруженным глазом. Поэтому Алголь - в таблице переменных звезд в Практикуме № 40. За «подмигиванием» звезды скрывается тесная пара «вальсирующих» Алголя, в которой одна периодически заслоняет другую. Конечно, мы наблюдаем затмения в этой паре только потому, что обе звезды и Земля находятся примерно на одной прямой (отклонение меньше 8°). И это значит, что вообще-то в паре Алголя затмения не полные: как Луна на нашем небе иногда частично заслоняет Солнце, так и здесь одна звезда частично заслоняет другую - частные затмения. При этом общий свет двух звезд пары гаснет на 1,З m. Если бы плоскость орбиты звезд наклонилась к линии «звезда-Земля» на 27°, то затмения нами не наблюдались бы, и Алголь не считался бы переменной звездой. А если бы угол сократился до 3°, затмения стали бы полными, и тогда мы увидели бы гораздо более глубокие угасания Алголя - более чем на З m (т. е. на полчаса Алголь становился бы не виден глазу). По старинным летописям астрономы выяснили, что такое бывало. Как медленно покачивается из стороны в сторону ось быстро вращающегося волчка, так и плоскость орбиты Алголя поворачивается с периодом около 20 ООО лет. В начале нашей эры Алголь не был переменной звездой. Вот почему его «подмигивания», хорошо заметные глазу, не упоминают древние астрономы Гиппарх и Птолемей, хотя они изучили небо при составлении своих звездных каталогов. С 161 по 1482 год нашей эры затмения были, как и сейчас, частичными. А в 1482-1768 годах - полными. Что и привлекло внимание Джона Гудрайка и других астрономов XVIII века. Частичные затмения продолжатся до 3044 года.
Пульсирующие переменные звезды
Звезда б Цефея и ей подобные пульсируют: то раздуваются и, соответственно, охлаждаются и тускнеют, то сжимаются, нагреваются и становятся ярче. Кстати, это напоминает работу автомобильного двигателя: недра звезды выступают в роли горючего, а оболочка - в роли поршня. Горючее превращается в газ, давление которого толкает поршень. Как и в двигателе, процесс имеет несколько этапов. В общем случае энергия звезды, рвущаяся к поверхности из глубин, в неком слое на промежуточной глубине расходуется на распад молекул на атомы или на ионизацию вещества - то есть накапливается в этом слое и до поверхности не доходит. Когда все вещество в упомянутом слое превратится в атомы или ионизируется, энергия глубин больше не задерживается в нем, прорывается к внешним слоям звезды и идет на ее расширение. Расширение оболочки охлаждает и особый слой, где запасалась энергия. Фактически краткое время, пока звезда имеет максимальный размер и яркость, она выпускает в космическое пространство энергию, запасенную в этом особом слое. Он остывает: атомы соединяются в молекулы, или ионы - в атомы. Остывшая звезда сжимается под воздействием притяжения собственных частиц, и цикл повторяется. Помним, что любая звезда находится в равновесии двух сил: взаимного притяжения собственных частиц и давления горячего вещества из глубин. Пульсации - по сути, борьба этих сил, идущая с переменным успехом.
Ближайшая к Земле цефеида, звезда типа Цефея - Полярная звезда. К тому же она является тройной системой. Близкая звезда-спутник летает вокруг центральной звезды с периодом около 30 лет. Но, кроме одного наблюдения, выполненного телескопом «Хаббл», Полярная и ее звезда-спутник всегда наблюдались совместно, а орбитальные характеристики вычислялись по изменениям их общей яркости. Однако все осложняется тем, что Полярная меняет яркость из-за пульсаций, да еще и имеет некие странные долгопериодические изменения яркости: за XX век амплитуда ее переменности уменьшилась с 8 % почти до нуля (в XXI веке Полярная почти не пульсирует!) при том, что в среднем за последний век она стала ярче на 15 %. Выходит, главные открытия по физике Полярной звезды и всех цефеид еще впереди. И хотя Полярная не отмечена в Практикуме № 40, но поглядывайте на нее - вдруг явно вспыхнет или погаснет у вас на глазах. Кстати, как Полярная, многие пульсирующие звезды с гигантскими оболочками пульсируют неправильно. Отсюда - большое разнообразие непериодических и полупериодических гигантов.
Звезды производят алмазы. И об их добыче уже можно задуматься, потому что эти драгоценности интенсивно рассеиваются звездами в пространство вместе с остальной пылью. Особенно интенсивно пыль, газ, включая молекулы и органические вещества, теряют сильно раздувшиеся звезды-гиганты и сверхгиганты. На периферии их прохладных оболочек притяжение звезды столь мало, что частицы вещества запросто покидают звезду Напоминаем, что такая звезда в итоге должна сбросить свою оболочку в виде планетарной туманности и стать белым карликом. Поэтому звезды на грани такого превращения исключительно интересны: они особенно сильно пульсируют и меняют яркость с большой амплитудой; являются самыми красными, даже невероятно красно-бордовыми из-за сильного поглощения света запыленной оболочкой; в спектре демонстрируют удивительные вещества оболочки, например, фуллерены, кристаллы из 60 и более атомов углерода; и обречены пребывать в этом состоянии столь недолго, что можно дождаться радикальных изменений у нас на глазах. Для десятка таких звезд астрономы ждут вспышки и сброса оболочки уже в этом столетии!
Звезда Омикрон Кита каждые 332 дня появляется на небе среди ярчайших звезд (звездная величина 2 m), а затем исчезает для глаза (10 m, в телескоп «Галилей-200» видна на пределе). Астроном Давид Фабрициус в 1596 году назвал ее Mira, что по-латински значит «удивительная». Астрономы удивлялись ей до XXI века! Для объяснения переменности Миры и ей подобных звезд (они называются мириды), вроде бы не годились оба механизма: затмевающий спутник у нее не наблюдался, а чтобы объяснить столь невиданные перепады яркости, нужны пульсации в сотни раз. Представьте, что Солнце каждый год то раздувалось бы на половину Солнечной системы, то сжималось бы до своего нынешнего размера. Звезде просто неоткуда взять столько энергии, да и вряд ли она пережила бы такие пульсации!
Ситуация стала проясняться, когда обнаружился очень тусклый спутник Миры - белый карлик. Но он расположен так далеко от основной звезды, что напрямую не может влиять на нее. В 2007 году ультрафиолетовый телескоп GALEX обнаружил, что Мира летит в пространстве с огромной скоростью более 100 км/с и оставляет позади себя исполинский хвост газа и пыли длиной в 13 световых лет. Этот хвост дотягивается не только до спутника звезды, но и до соседних звезд. Пришлось пересмотреть и потери вещества: Мира каждый год теряет массу, равную массе Луны. В этом потоке много черной сажи - углерода и его соединений. Ну в точности - дымящий паровоз на полном ходу! А звезда-спутник Миры, «вагончик паровоза», собирает часть этой копоти на себя. Настолько много, что слой копоти на «вагончике» во много раз превышает вес самого вагончика и, кстати, делает его еще менее заметным: искали его 200 лет. В результате, спутник Миры, летая вокруг нее, управляет потоком ее вещества: пропускает или задерживает и, таким образом, проявляет или заволакивает Миру. Когда проявляет - ее звездная величина взлетает до 2m. Кстати, сажа, графит и алмаз - это все один и тот же углерод. Алмазы, кристаллизующиеся в ядре Миры, можно поискать в дыму этого «космического паровоза». Похожую роль выполняет и невидимый пока спутник звезды R Скульптора (рис. 5): теряемое звездой вещество он превращает в видимую нами спираль.
Световое эхо
RS Кормы (RS Pup) - цефеида, меняющая яркость в 5 раз с периодом 41,4 дня. При взгляде на ее окрестности кажется, что от нее разлетаются облака газа (рис. 6). На самом деле в разных фазах пульсации звезды ею по-разному подсвечиваются окружающие ее неподвижные облака пыли. Они состоят из нескольких слоев и поэтому выглядят как светящиеся кольца вокруг звезды. Суть возникающего здесь эффекта светового эха состоит в том, что наблюдатель видит свет звезды, пришедший к нему разными путями: напрямую и отразившись от разных участков пылевого облака. Для большого облака (как в случае RS Кормы) роль играет скорость света: свет, отраженный близкой к звезде частью облака, приходит к нам заметно позже, чем напрямую. А свет, отраженный далекой частью облака, приходит еще позже. Из-за этого далекие от звезды части облака «загораются» для нас позже, и, таким образом, возникает видимость распространяющихся светлых колец. Особенно впечатляюще световое эхо звезды V838 Единорога.
Недавно астрономы воспользовались световым эхом для того, чтобы в прямом смысле слова увидеть далекое прошлое. Вспышку сверхновой SN1572 увидели в 1572 году - это свет пришел по прямой. А в 2008 году очень слабое отражение той вспышки было замечено как световое эхо на облаках Млечного Пути. Вспышку сверхновой Кассиопея А около 1660 года вообще на Земле не заметили из-за заслонивших ее космических облаков. Но световое эхо, отражение той вспышки на других космических облаках увидели в 2010 году.
Эруптивные переменные звезды
Редкие сильные вспышки присущи разным звездам. Например, перетекание вещества с обычной звезды на белый карлик может вызывать повторяющиеся мощные взрывы, которые по традиции называются новыми звездами. Вспыхивают молодые звезды типа Т Тельца. Возможны и вспышки при разрушении планеты около молодой звезды.
Вращающиеся переменные звезды
В 1984 году космический телескоп IRAS обнаружил у звезды Веги пылевой диск. Такие характерны для очень юных звезд, возрастом менее 100 млн лет, вокруг которых из газопылевого диска формируются планеты. Вега старше - около 450 млн лет. В поисках разгадки ученые обнаружили, что Вега очень быстро вращается: на ее экваторе скорость 280 км/с. Для сравнения - скорость вращения Солнца в 140 раз меньше - всего 2 км/с. При такой скорости Вега - вовсе не шар, а сильно сплющенный эллипсоид, поэтому экватор Веги заметно дальше от ее центра и потому холоднее полюсов. Температура связана с яркостью. Поэтому экватор Веги - темная полоса, а полюса - светлые шапки.
Мы все время видели один из полюсов и не подозревали, что волчок-то полосатый. Если однажды Вега повернется к нам так, что будет попеременно наблюдаться то полюсами, то боками, она станет переменной звездой.
Световое эхо - эффект, возникающий в астрономии, когда свет от вспышки светила приходит к наблюдателю, отражаясь от «экранов» вдали от светила, позже, чем свет, пришедший по прямой. При этом в некоторых случаях возникает видимость удаления отражающего свет «экрана» от светила-источника со скоростью выше скорости света.
Кроме того, скорость вращения Веги на экваторе равна скорости отрыва вещества от звезды центробежными силами. Иногда сгустки вещества действительно отрываются от Веги и присоединяются к окружающему ее диску. Поэтому, хотя звездный ветер и сдувает вещество диска в космос, но диск постоянно пополняется новым веществом от звезды. Конечно, диск около звезды должен вращаться, иначе он упадет на звезду. Из-за вращения разные части диска в разное время слегка заслоняют нам саму Вегу. Так возникают небольшие колебания ее яркости, обнаруженные недавно.
Газопылевые диски вокруг звезд иногда играют столь важную роль, что не ясно, к какой категории отнести некоторые переменные звезды.
Please enable JavaScript to view the> 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.
Каталоги переменных звёзд
| Первый каталог переменных звёзд был составлен английским астрономом Эдуардом Пиготтом в 1786 году . В этот каталог входило 12 объектов: две сверхновые , одна новая , 4 звезды типа ο Cet (Мириды), две цефеиды (δ Cep, η Aql), две затменные (β Per , β Lyr) и P Cyg. В XIX - начале XX вв. ведущую роль в изучении переменных звёзд заняли немецкие астрономы. После второй мировой войны по решению Международного астрономического союза (МАС) от 1946 года работа по созданию каталогов переменных была поручена советским астрономам - и Астросовету АН СССР (ныне ИНАСАН). Приблизительно раз в 15 лет эти организации издают Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ, англ. GCVS ). Последнее 4-е издание выходило с по гг. В промежутках между очередными изданиями ОКПЗ публикуются дополнения к нему. Параллельно с созданием ОКПЗ ведётся работа по созданию каталогов звёзд, заподозренных в переменности блеска (КПЗ, англ. NSV ). |
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Система обозначений переменных звёзд
Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Ф. Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, например R Hydrae - первая по времени открытия П. звезда в созвездии Гидра (созвездие) , S Hydrae - вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, т.е. 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:
| RR | RS | RT | RU | RV | RW | RX | RY | RZ |
| SS | ST | SU | SV | SW | SX | SY | SZ | |
| TT | TU | TV | TW | TX | TY | TZ | ||
| UU | UV | UW | UX | UY | UZ | |||
| VV | VW | VX | VY | VZ | ||||
| WW | WX | WY | WZ | |||||
| XX | XY | XZ | ||||||
| YY | YZ | |||||||
| ZZ |
Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:
| AA | AB | AC | ... | AI | AK | ... | AZ |
| BB | BC | ... | BI | BK | ... | BZ | |
| ... | |||||||
| II | IK | ... | IZ | ||||
| KK | ... | KZ | |||||
| ... | |||||||
| ... | QZ |
Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия , начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца . Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.
Классификация переменных звёзд
За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. В последствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфлогическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.
Для обозначения типов переменных звёзд используют т. н. прототипы - звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr .
Система Гузо
Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (Houzeau) в XIX в.:
- Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
- Звёзды с периодическим изменением блеска.
- * Звёзды типа Миры Кита - звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
- * Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae , δ Cephei, η Aquilae.
- * Звёзды типа Альголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т. д.
- Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель - η Argus
Система классификации принятая в ОКПЗ-3
В ОКПЗ-3 все переменные звезды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы - на подтипы.
К пульсирующим переменным относят те звезды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды - температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:
Кривая блеска звезды δ Цефея
- Долгопериодические цефеиды (Cep) - звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
- * Классические цефеиды (Cδ) - цефеиды плоской составляющей Галактики
- * Звёзды типа W Девы (CW) - цефеиды сферической составляющей Галактики
- Медленные неправильные переменные (L)
- Переменные типа RR Лиры (RR)
- Переменные типа RV Тельца (RV)
- Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC)
- Переменные типа δ Щита (δ Sct)
- Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики
- Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)
Эруптивные переменные звезды
К данному классу относятся звезды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Этот класс переменных звёзд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звёзд.
Неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные
- Переменные типа UV Кита (UV) - звезды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.
- * Звезды типа UVn - подтип звёзд UV, связанный с диффузными туманностями
- Переменные типа BY Дракона (BY) - эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
- Неправильные переменные (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O-A, индекс b обозначает спектральный класс F-M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s - быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.
Новые и новоподобные звезды
- * Быстрые новые (Na)
- * Медленные новые (Nb)
- * Очень медленные новые (Nc)
- * Повторные новые (Nr)
- Новоподобные звезды (Nl)
- Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd)
- Переменные типа R Северной короны (RCB)
- Переменные типа U Близнецов (UG)
- Переменные типа Z Жирафа (ZCam)
- Переменные типа S Золотой Рыбы (SD)
- Переменные типа γ Кассиопеи (γC)
Затменные переменные звёзды
К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звёзд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов а не с физической переменностью.
- Затменные переменные типа Алголя (EA) - кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.
Кривая блеска звезды β Лиры
- Затменные переменные типа β Лиры (EB) - Двойные звезды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.
- Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) - контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычто меньшие 0,8 m .
- Эллипсоидальные переменные (Ell) - двойные системы не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.
Система классификации принятая в ОКПЗ-4
За время, прошедшее между выходом третьей и четвёртой редакцией ОКПЗ увеличилось не только количество наблюдаемого материала, но и его качество. Это позволило ввести более подробную классификацию, внедряя в неё представление о физических процессах, вызывающих переменность звёзд. Новая классификация содержит 8 различных классов переменных звёзд.
- Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно в следствии изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
- Пульсирующие переменные звезды - это звезды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
- Вращающиеся переменные звезды - это звезды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвано наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
- Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды . Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
- Затменно-двойные системы
- Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
- Новые типы переменных - типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.
Звезды, светимость которых меняется за относительно короткие промежутки времени, называются физическими переменными звездами
. Изменения светимости этого типа звезд вызваны физическими процессами, которые происходят в их недрах. По характеру переменности различают пульсирующие переменные и эруптивные переменные. В отдельный вид выделяют также новые и сверхновые звезды, которые являются частным случаем эруптивных переменных. Все переменные звезды имеют специальные обозначения, кроме тех, которые были ранее обозначены буквой греческого алфавита. Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаны последовательностью букв латинского алфавита (например, R, S, Т, RR, RS, ZZ, AA, QZ) с добавлением названия соответствующего созвездия (например, RR Lyr). Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д. (например, V 335 Cyg).
Физические переменные звезды
Звезды, которые характеризуются особой формой кривой блеска, отображающей плавное периодическое изменение видимой звездной величины и изменение светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6), называют физическими переменными звездами или цефеидами . Данный класс звезд был назван именем одной из типичных его представительниц – звезды δ (дельта) Цефея. Цефеиды можно отнести к гигантам и сверхгигантам спектральных классов F и G. Благодаря этому обстоятельству имеется возможность наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы - Галактики. Одна из важнейших характеристик цефеид - период. Для каждой отдельно взятой звезды он постоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды различны (от суток до нескольких десятков суток). У цефеид одновременно с видимой звездной величиной меняется и спектр. Это означает, что вместе с изменением светимости цефеид происходит и изменение температуры их атмосфер в среднем на 1500°. По смещению спектральных линий в спектрах цефеид обнаружено периодическое изменение их лучевых скоростей. Кроме того, периодически меняется и радиус звезды. Такие звезды как δ Цефея относятся к молодым объектам, которые располагаются преимущественно вблизи основной плоскости нашей звездной системы - Галактики. Цефеиды встречаются и в , но отличаются большим возрастом и несколько меньшей светимостью. Эти звезды, достигшие стадии цефеид, менее массивные, поэтому эволюционируют медленнее. Их называют звездами типа W Девы. Такие наблюдаемые особенности цефеид свидетельствуют о том, что атмосферы этих звезд испытывают регулярные пульсации. Таким образом, в них имеются условия для поддержания в течение долгого времени на постоянном уровне особого колебательного процесса.
Рис. Цефеиды
Задолго до того, как удалось выяснить природу пульсаций цефеид , было установлено существование зависимости между их периодом и светимостью. При наблюдении цефеид в Малом Магеллановом Облаке – одной из ближайших к нам звездных систем - было замечено, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она кажется), тем больше период изменения ее блеска. Эта зависимость оказалась линейной. Из того, что все принадлежали одной и той же системе, следовало, что расстояния до них практически одинаковы. Следовательно, обнаруженная зависимость одновременно оказалась зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (или светимостью L) для цефеид. Существование зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной цефеид играет значительно важную роль в астрономии: благодаря ей определяют расстояния до очень далеких объектов, когда другие методы не могут быть применены.
Кроме цефеид, существуют также другие типы пульсирующих переменных звезд . Самыми известными среди них являются звезды типа RR Лиры, которые ранее назывались короткопериодическими цефеидами из-за своего сходства с обычными цефеидами. Звезды типа RR Лиры - гиганты спектрального класса А, светимость которых превышающей светимость Солнца более чем в 100 раз. Периоды звезд типа RR Лиры заключены в пределах от 0,2 до 1,2 суток, а амплитуда изменения блеска достигает одной звездной величины. Другим интересным типом пульсирующих переменных является небольшая группа звезд типа β Цефея (или типа β Большого Пса), принадлежащих преимущественно к гигантам ранних спектральных подклассов В. По характеру переменности и форме кривой блеска эти звезды напоминают звезды типа RR Лиры, отличаясь от них исключительно малой амплитудой изменения звездной величины. Периоды заключены в пределах от 3 до 6 часов, причем, как и у цефеид, наблюдается зависимость периода от светимости.
Кроме пульсирующих звезд с правильным изменением светимости существует также несколько типов звезд, характер кривой блеска которых меняется. Среди них можно выделить звезды типа RV Тельца , изменения светимости которых 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. 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. Замечательной представительницей звезд этого типа является о (омикрон) Кита, или, как иначе называемая Мира. Этот класс звезд называют долгопериодическими переменными типа Миры Кита . Длина периода у долгопериодических переменных звезд колеблется около среднего значения в пределах от 10% в обе стороны.
Среди звезд-карликов с меньшей светимостью также имеются переменные различных типов, общее число которых примерно в 10 раз меньше количества пульсирующих гигантов. Эти звезды проявляют свою переменность в виде периодически повторяющихся вспышек, природа которых объясняется различного рода выбросами вещества, или эрупциями. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называют эруптивными переменными
. Стоит отметить, что среди них есть звезды самой различной природы, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свой жизненный путь. Самыми молодыми звездами, по-видимому, еще не завершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа τ (тау) Тельца
. Это карлики спектральных классов чаще всего F - G, в большом количестве обнаруженные, например, в туманности Ориона. Очень похожи на них звезды типа RW Возничего, принадлежащие спектральным классам от В до М. У всех этих звезд изменение светимости происходит настолько неправильно, что нельзя установить никакой закономерности.
Эруптивные переменные звезды особого типа, у которых хотя бы один раз наблюдалась вспышка (внезапное резкое увеличение светимости) не менее чем на 7-8 звездных величин, называются новыми . Обычно во время вспышки новой звезды видимая звездная величина уменьшается на 10m-13m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. После вспышки новые звезды являются очень горячими карликами. В максимальной фазе вспышки они напоминают сверхгиганты классов А - F. Если вспышка одной и той же новой звезды наблюдалась не менее двух раз, то такая новая называется повторной. Возрастание светимости у повторных новых звезд несколько меньше, чем у типичных новых. Всего в настоящее время известно около 300 новых звезд, из них около 150 появились в нашей Галактике и свыше 100 - в туманности Андромеды. У известных семи повторных новых в сумме наблюдалось около 20 вспышек. Многие (возможно даже все) новые и повторные новые являются тесными двойными системами. После вспышки новые звезды часто обнаруживают слабую переменность. Изменение 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.
Сверхновые
Сверхновыми называются звезды, которые вспыхивают так же, как новые и достигают абсолютной звездной величины от -18m до -19m и даже -21m в максимуме. У сверхновых происходит возрастание светимости более чем в десятки миллионов раз. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки, в тысячи раз больше, чем для новых. Фотографически зарегистрировано около 60 вспышек сверхновых в других галактиках, причем нередко их светимость оказывалась сравнимой с интегральной светимостью всей галактики, в которой произошла вспышка. По описаниям более ранних наблюдений, выполненных невооруженным глазом, установлено несколько случаев вспышек сверхновых в нашей Галактике. Самой интересной из них является 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. 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. Большой интерес представляют быстро расширяющиеся , 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 ее расширении со скоростью около 1000 км/сек. 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.
Пульсары
В августе 1967 г. в английском городе Кембридж было зафиксировано космическое радиоизлучение, которое исходило от точечных источников в виде следующих друг за другом четких импульсов. Продолжительность отдельного импульса у таких источников может составлять от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и правильность их повторений позволяют с большой точностью определить периоды пульсаций этих объектов, которые названы пульсарами . Период одного из пульсаров равен примерно 1,34 сек, в то время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 сек. 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, что говорит о сравнительной близости объектов, заведомо принадлежащих нашей Галактике.
Самый известный пульсар , который принято обозначать номером NP 0531, в точности совпадает с одной из звезд в центре Крабовидной туманности. 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. Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованием таких объектов, то весьма возможно, что пульсары – это нейтронные звезды, В этом случае при массе порядка 2 масс Солнца они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии до таких размеров плотность вещества становится выше ядерной, а вращение звезды ускоряется до нескольких десятков оборотов в секунду. По-видимому, промежуток времени между последовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды. Тогда пульсация объясняется наличием неоднородностей, своеобразных горячих пятен, на поверхности этих звезд. Здесь уместно говорить о "поверхности", так как при столь высоких плотностях вещество по своим свойствам ближе к твердому телу. Нейтронные звезды могут служить источниками энергичных частиц, все время поступающих в связанные с ними туманности, подобные Крабовидной.
фото: Радиоизлучение крабовидной туманности