§13. Змінні зорі. Еволюція зір

Якщо протягом кількох вечорів спостерігати за зорею β Персея, то помітно, що її блиск змінюється. Цю властивість зорі виявили середньовічні арабські астрономи. Усі зірки світять рівномірно, а одна чомусь періодично підморгує, от її й назвали Ель-Гуль (диявол). Із часом назва перетворилася на Алголь. У 1784 році англійський астроном Дж. Гудрайк (1764-1786) виявив змінність зір β Ліри та δ Цефея і встановив строгу періодичність змін блиску Алголя. З часом виявлено понад 30000 змінних зір. Усіх їх можна поділити на дві групи: затемнювано-змінні та фізичні змінні зорі.

Затемнювано-змінні зорі, наприклад, Алголь, — це ще одна назва за­темнювано-подвійних. У процесі обертання компоненти періодично закривають один одного від спостерігача. Зміну видимої зоряної величини таких зір від часу зображають у вигляді графіка. Вигляд кривої залежить від розмірів, форми, маси, світності компонентів і відстані між ними. Для Алголя кри­ва блиску зображена періодичністю. Поки затемнення нема, блиск майже незмінний. Якщо головна зоря затемнюється менш яскравим супутником, блиск різко зменшується — настає головний мінімум. Якщо супутник заходить за головну зорю, то блиск змінюється мало — настає вторинний мінімум. Період змінності Алголя становить 2 доби 20 год 48 хв. До речі, алголями називають цілий клас змінних зір.

Фізичними змінними зорями називають зорі, причиною зміни світності яких є процеси в надрах. Прикладом є зоря Міра. У нашій Галактиці і за її межами виявлено десятки тисяч фізичних змінних зір. Усіх їх поділяють на дві групи: пульсуючі змінні зорі та спалахуючі змінні зорі.

Причиною зміни світності пульсуючих зір є їх стиски та розширення. При стиску зорі розміри її фотосфери зменшуються, а температура зростає. Відповідно підвищується світність та блиск. При розширені, навпаки, температура і блиск спадають. Пульсувати можуть лише гіганти та надгіганти.

Чергування розширень та стисків деяких зір відбуваються хаотично. Але багато змінних зір пульсують строго періодично зі значною точністю. Такі пульсуючі змінні зорі, блиск яких плавно і періодично змінюється, назнаються цефеїдами. Назва походить від зорі δ Цефея — добре вивченої представниці цього класу зірок. Із періодом 5 діб 8 год 47 хв її видима зоряна величина змінюється від 3,5 до 4,4. При цьому температура поверхні зорі коливається від 5500 К до 6700 К. Радіус зорі при пульсуванні змінюється від 3,5•107км до 3,9•107 км.

Усі цефеїди є жовтими надгігантами спектральних класів F і G. Амплітуда зміни блиску різних цефеїд лежить у межах 0,5-2 зоряної величини. Найменшу амплітуду коливань світності має Полярна зоря — одна з найбли­жчих цефеїд (із періодом 3 доби 16 год 5 хв її видима зоряна величина змінюється від 1,94 до 2,05).

За періодом змінності цефеїди поділяються на:

довгоперіодичні (період від 1 доби до 70 діб);

короткоперіодичні (період від 80 хв до 1 доби).

Дивовижною властивістю цефеїд є те, що між світністю та періодом існує зв'язок: що більший період зміни блиску цефеїди, то вища її світність. За відомим періодом можна визначити світність, а, отже, й абсолютну зоряну величину. Маючи видиму зоряну величину, знаходять відстань до зорі. Така властивість цефеїд робить їх маяками Всесвіту. Ці змінні зорі видно на значних відстанях, адже вони мають високу світність. Цефеїди спостерігають і в інших галактиках, визначаючи у такий спосіб відстань до цих галактик.

Крім цефеїд, існують довгоперіодичні змінні зорі з періодами від 80 до 1000 діб — міриди. Назву цій групі дала зоря Міра. Вона змінює свою світність у 1740 разів із періодом приблизно 332 доби. Видима зоряна величина при цьому коливається від 2 до 10,1.

До спалахуючих змінних належать кілька типів зір, зокрема молоді світила, які зазнають нерівномірного гравітаційного стискання і, відповідно, нерівномірно випромінюють (наприклад, зоря Т Тельця). Однак найцікавішими спалахуючих змінних зір є нові та наднові.

Новими називають зорі, світність яких раптово зростає в тисячі і навіть мільйони разів. За кілька днів блиск зорі відчутно збільшується, а потім протягом кількох років зменшується до нормальних значень. У середньому при спалаху нових зір виділяється 1038Дж енергії, а їхній блиск зростає на 12 зоряних величин. Яскрава нова зоря виявлена 23 серпня 1975 року в сузір'ї Лебедя. До спалаху її видима зоряна величина дорівнювала +21, а в максимумі спалаху +1,9, тобто за лічені дні її світність зросла у 40 млн. років.

У спокійному стані нові зорі є доволі слабкими, тому вивчити їх можна лише за допомогою потужних телескопів. Наприклад, абсолютна зоряна величина нової в сузір'ї Лебедя до спалаху М= +11, а світність у 250 разів нижча від сонячної. Вчені з'ясували, що всі нові є подвійними системами. Білий карлик і звичайна зоря, трохи менша за Сонце, утворюють тісну пару. Через надзвичайну близькість компонентів виникає потік газу з поверхні звичайної зорі на поверхню білого карлика. Маса і температура утвореної оболонки білого карлика зростають і коли досягають критичного значення, розпочинається термоядерний вибух (в оболонці з водню синтезується гелій). При цьо­му білий карлик «скидає» із себе оболонку, яка зі значною швидкістю (до 1000 км/с) розлітається в простір. Після спалаху процес перетікання речовини на білий карлик відновлюється. Тому в середньому через 1000 років спалахи но­вої повторюються. Існують також нові зорі, які спалахують у тисячі разів слабше, проте значно частіше. Зараз відомо понад 200 нових, які спалахнули в нашій Галактиці, і приблизно 300 — із Галактики Туманність Андромеди.

Іноді в надрах деяких зір відбуваються вибухи такої неймовірної сили, що практично руйнують всю зорю. При цьому світила випромінюють, як мі­льярди Сонць. Йдеться про наднові зорі — спалахуючі зорі, світність яких приблизно за 10 діб зростає до значень 1034Вт і вище. При спалаху наднової зорі її блиск зростає на 19 і більше зоряних величин. Невидима до того зірка стає такою яскравою, що її іноді можна побачити навіть удень. У 1054 році в сузір'ї Тельця спалахнула наднова зоря. У китайських літописах розповідається про те, що «зорю-гостю» було видно вдень протягом 23 діб. Зараз на місці наднової зорі 1054 року спостерігається газова Крабоподібна туманність, яка швидко розширюється. У центрі туманності виявлено інтенсивне джерело радіохвиль — пульсар. У листопаді 1572 року явище наднової в сузір'ї Кассіопеї спостерігав датський астроном Т. Браге. Учений відзначив, що зоря не поступається яскравістю Венері. Через 16 місяців наднова щезла. Г. Галілей та Й. Кеплер спостерігали наднову зорю, яка з'явилася в 1604 році у Змієносці. Спалахи наднових — рідкісне явище. У нашій Галактиці наднові вибухають приблизно раз на 200-300 років, тому переважно це спостерігають в інших галактиках. Блиск наднової сумірний із блиском усієї Галактики, а іноді й перевищує його. Повна енергія, яка вивільняється при спалаху надно­вої близька до тієї, яку Сонце випроменило за весь час свого існування (5 млрд. років). Що ж відбувається із зорею, які причини цього вибуху? Деякі зорі на кінцевих етапах еволюції зазнають значного гравітаційного і стиску (колапсу). У зорі утворюється надщільне ядро і відносно менш густа обо­лонка. Якщо стиск різко припиняється, то зовнішні шари, рухаючись за інерцією, наштовхуються на ядро. При гальмуванні кінетична енергія падаючої плазми пе­ретворюється в теплоту і температура на поверхні ядра підвищується до 7-8 млрд. К. Ударна хвиля, відбившись від ядра, рухається в оболонці назовні і ще більше нагріває її. Речовина оболонки розжарюється до температур, за яких починаються термоядерні реакції з утворенням можливих хімічних елементів. Іноді ланцюгова реакція охоплює і ядро. Майже миттєво виділяється колосальна енергія, відбувається грандіозний вибух, який і руйнує зорю, зриваючи з неї зовнішні шари. Із залишків наднової формується маленька нейтронна зоря.

Потужність вибуху настільки велика, що плазма зруйнованої зорі розлітається в усі боки зі швидкістю близько 20000 км/с, створюючи сильні магні­тні поля. Елементарні частинки, які гальмуються цими полями, є джерелами радіовипромінювання. Імовірно, виявлені в кількох місцях Молочного Шляху газові туманності, що розширюються та інтенсивно випромінюють радіохви­лі, є залишками спалахів наднових зір.

У 1932 році радянський фізик Л. Д. Ландау (1908-1968) теоретично до­вів, що за певних умов під дією величезного тиску, спричиненого вагою зовнішніх шарів зорі, атоми в її надрах можуть руйнуватись. При цьому нуклони настільки зблизяться, що густина речовини сягне фантастичного значення 2•1017кг/м3. Протони, захопивши вільні електрони зруйнованих атомів, перетворяться в нейтрони і виникне надщільна нейтронна зоря дуже малих розмірів, яка швидко обертається. Наприклад, якби Сонце стало нейтронною зорею (чого не буде ніколи), то мало б радіус 14 км і оберталося б навколо своєї осі з періодом 0,001 с. Учені тривалий час не вірили в існування цих дивовижно щільних об'єктів.

У липні 1967 року студентка Кембриджського університету Дж. Белл, працюючи на надзвичайно чутливому радіотелескопі, виявила у сузір'ї Лиси­чки дивовижне джерело радіохвиль. Його інтенсивність була строго періоди­чна і повторювалась через 1,3373 с. Строга періодичність та малий період наштовхували на думку, що це «привіт» від іншої цивілізації. Але за півроку виявили ще три таких джерела названих пульсарами.

У центрі Крабоподібної туманності є пульсар із періодом 0,0331 с. У 1969 році його ототожнили зі слабкою зорею (m = 16,5), яка змінює свій блиск із тим же періодом. Цей об'єкт і є залишком наднової зорі 1054 року.

Згідно з сучасними уявленнями, пульсари (від англійського pulse — ім­пульс) — це нейтронні зорі, які дуже швидко обертаються і мають сильне ма­гнітне поле, вісь обертання якого не збігається з механічною віссю обертан­ня. На поверхні пульсара є область, яка інтенсивно випромінює електромаг­нітні хвилі. При обертанні нейтронної зорі ця область регулярно повертаєть­ся до спостерігача, який і фіксує імпульс випромінювання. Приблизно так працює проблисковий маячок карети швидкої допомоги.

Наприкінці XVIII століття видатний французький математик і астроном П. Лаплас (1749-1827) передбачив існування екзотичних об'єктів — чорних дір. Така назва пов’язана з тим, що з чорної діри назовні не може вирватися ні частинка, ні випромінювання.

Щоб покинути назавжди деяке небесне тіло, потрібно рухатися з другою космічною швидкістю:

,

де G – гравітаційна стала, R – радіус об’єкта, М – маса об’єкта.

Якщо друга космічна швидкість перевищує швидкість світла у вакуумі, то, зрозуміло, що навіть випромінювання не «вирветься» з такого об'єкта. Радіус небесного тіла, за якого воно перетворюється в чорну діру, називається гравітаційним радіусом , де G – гравітаційна стала, М – маса об’єкта, с – швидкість світла в вакуумі.

Гравітаційний радіус для Сонця близько 2,95 км, а для Землі – близько 9 мм.

Сфера, яка описується гравітаційним радіусом, називається сферою Шварцишльда (К. Шварцшильд (1873-1916) — німецький астроном), або горизонтом подій.

Чорними дірами стають деякі зорі на завершальних етапах свого розви­тку. Це означає, що у Всесвіті та й у нашій Галактиці чорних дір доволі бага­то. Але як знайти об'єкт, від якого жоден сигнал не може йти безпосередньо? Вчені вказують кілька способів виявлення чорних дір.

По-перше, чорна діра своїм гравітаційним полем суттєво змінює траєкторії близьких зір. Зафіксовані «безпідставні» відхилення в русі видимих об'єктів аст­рономи пояснюють існуванням «невидимої» причини — чорної діри. По-друге, ці об'єкти, наче пилососи, вбирають речовин). У середньому в Галактиці в кож­ному кубічному сантиметрі є один атом. Чорна діра притягує ці частинки, і вони, розганяючись, падають на неї. Міжзоряна речовина завжди має деяку швидкість, напрям якої не обов'язково збігається з напрямом на чорну діру. Тому, рухаю­чись за інерцією, під дією гравітації газ починає обертатися навколо чорної діри і поступово провалюється в неї. Приблизно так рухається легка кулька по плівці, прогнутій важкою кулею (див. рис. 2).

Навколо чорної діри утворюється так званий акреційний диск. Частинки диска сильно розганяються й інтенсивно випромінюють. Таким чином, речо­вина зникає в чорній дірі, залишаючи «на згадку» електромагнітні хвилі, які вона випромінювала до того. Якщо чорна діра і звичайна зоря утворюють ті­сну пару, то акреційний диск особливо потужний, адже поповнюється речо­виною, що витікає зі звичайної зорі. Рентгенівське випромінювання такого диска дуже інтенсивне. Аналіз випромінювання багатьох рентгенівських джерел, що є компонентами тісних пар (а це можуть бути не тільки чорні ді­ри але і нейтронні зорі), засвідчив, що чорною дірою є, імовірно, об'єкт у су­зір'ї Лебедя (назвали Лебідь Х-1). Якщо це так, то маса цієї чорної діри 10 М?, радіус 30 км, а основна частина випромінювання диска належить об ласті радіусом 200 км.

Розділ астрономії, що вивчає походження об'єктів космосу, називається космогонією. Наукові основи космогонії закладені І.Ньютоном, який довів, що рівномірний розподіл речовини у просторі є нестійким і під дією власної гравітації утворюються ущільнення газу. Цю теорію у 1902 році розвинув ан­глійський астрофізик Дж. Джине (1877-1946). Утворені з газопилового середовища Галактики згустки, які стискаються своїм гравітаційним полем, нази­ваються протозорями. При зменшені об'єму температура протозорі зростає і вона інтенсивно випромінює в інфрачервоному діапазоні спектра. Тривалість цієї стадії залежить від маси — від сотень тисяч років (для масивних протозір) до сотень мільйонів років (для протозір, легших за Сонце). Коли темпе­ратура в надрах протозорі сягає кількох мільйонів кельвінів, розпочинаються термоядерні реакції синтезу гелію, виділяється величезна енергія, значно зро­стає тиск в надрах і, стискання припиняється. Протозоря перетворюється у звичайну зорю і займає місце на головній послідовності діаграми Герцшпрунга — Рессела. Масивніші зорі випромінюють сильніше і належать до ранніх спектральних класів, а зорі малої маси, відповідно, розташовуються нижче від Сонця і належать до пізніх спектральних класів. Тривалість перебування зорі на головній послідовності залежить від запасів водню (термоядерного палива) у ядрі та інтенсивності його використання. Для зір типу Сонця цей процес триває приблизно 10 млрд. років, а для зорі масою М (у масах Сонця):

років. Що легша зоря, то триваліший час вона перебуває на головній послідовності. Наприклад, блакитний гігант (М = 20 М?) використовує свій запас енергії за 1,25 млн років, а червоний карлик (М=0,5 М?) — за 80 млрд. років.

Після вигоряння водню в надрах зорі утворюється гелієве ядро, а термо­ядерні реакції відбуваються в тонкому шарі на його межі. При цьому оболон­ка зорі розбухає. Енергія, яка поступає з надр тепер розподіляється на більшу площу і тому температура фотосфери падає. Зоря сходить з головної послідо­вності поступово перетворюючись в надгігант чи гігант.

Якщо маса зорі незначна, то її ядро не спроможне втримати роздуту оболонку і та поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі — білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі нема і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: через 6-7 млрд. років пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим кар­ликом.

Еволюція масивних зір проходить бурхливіше. У кінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане ней­тронною зорею або чорною дірою (див. рис. 3).

Скинута під час вибуху наднової, оболонка стає матеріалом для утво­рення зір наступного покоління. Під час розвитку зорі внаслідок ядерних ре­акцій у її надрах можуть утворюватись усі хімічні елементи таблиці Менделєєва до заліза включно. Важчі елементи синтезуються лише при вибуху наднових. Тому є всі підстави вважати, що Сонце — зоря другого покоління, у якій є домішки речовини, яка в свій час побувала в надрах зірок першого покоління.






© 2008-2012 Лекції по астрономії | Povered by Nano-CMS | Бесплатный хостинг