Физика звезд
какого минимального изменения
блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По
этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно
выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей
Галактике известно более 20000 переменных звёзд. Переменные звёзды
различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и
подразделяются на несколько больших групп.
Одна из групп – пульсирующие звезды. Первым такую звезду открыл
Фабрициус, ученик Тико Бриге, еще в 1596 году и назвал ее Мирой; эта звезда
меняет свой блеск с периодом 332 дня. Подобные звезды с длительным периодом
называют меридами. Это в основном красные гиганты меняющие блеск на
несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до
полутора лет.
Более распространены и хорошо изучены переменные звезды другого класса
– цефеиды (названные так по имени ? Цефея, открытой Гудрайком в 1784 году).
Цефеиды – пульсирующие гиганты. Их периоды весьма различны– от 1,5 до 50
суток. Цефеиды обнаружены не только в нашей галактике, но и в Магелановых
облаках и в туманности Андромеды. К цефеидам относится и Полярная звезда –
? Малой Медведицы. Амплитуда изменений ее блеска очень мала – от 2,64m до
2,5m, а период – примерно 4 суток.
В чем же причина изменения блеска пульсирующих звезд? Наиболее
разработанной является теория, согласно которой пульсации происходят под
действием противоборствующих сил – силы притяжения и силы давления газа,
выталкивающего вещество наружу.
В сжатом состоянии преобладает давление газа – звезда расширяется.
Среднее, уравновешенное состояние звезда проскакивает по инерции, так как
расширение идет очень быстро. В расширенном состоянии давление газа
ослабевает, силы тяготения снова сжимают звезду.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие
переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в
двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного
превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из
поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую
звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает
газ, - белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества,
и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой
звезды.
Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно
(по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации
межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто
меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и
признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных
физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате
взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды.
Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто
геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в
двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами
заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь.
Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды
имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда
поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной
стороной.
Самая высокая степень переменности наблюдается у так называемых новых и
сверхновых звезд. При вспышке новой звезды блеск ее возрастает в тысячи
раз. После этого через несколько дней звезда начинает тускнеть, сначала
быстро, затем уменьшение блеска замедляется и иногда сопровождается
отдельными короткими усилениями.
Большинство новых звёзд являются компонентами тесных двойных систем, в
которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый
карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда
сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из
атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате
чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура
которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений,
что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой
плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот
термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу
накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка
новой звезды.
Другой вариант объяснения вспышки новых – освобождение энергии в
неглубоких слоях звезды. В результате происходит взрыв, распыляющий внешние
слои вещества звезды в окружающее пространство. При этом выделяется
энергия, которую Солнце дает за десятки тысяч лет. Однако масса газовой
оболочки, выбрасываемой новой звездой относительно невелика и составляет
примерно стотысячную долю массы звезды, поэтому через несколько лет звезда
возвращается в исходное состояние.
Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около
сотни новых звёзд.
Гораздо более впечатляет взрыв сверхновой. Сверхновая в максимуме
блеска имеет величину -12 – -18 m, то есть в сотни и тысячи раз ярче новых
звезд. Светимость возрастает в миллионы раз. Взрыв происходит на большой
глубине, большая часть массы звезды (а иногда и вся) разлетается со
скоростью до 10 тыс. км. / сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в
сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Выброшенные газы образуют
газовые туманности. Наиболее известная из них – Крабовидная туманность,
являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году, зарегистрированной в
китайских летописях. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они
являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной
теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом
внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех
протекающих при этом физических процессов.
4 Конец звезды - белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.
После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает
остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально
меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды
невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды
прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. В
современной теории звёздой эволюции белые карлики рассматриваются как
конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс
Солнца). После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит
весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом
сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно
становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды
очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в
пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и
компактная звезда, состоящая в основном из гелия, - белый карлик. Благодаря
своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом
диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки. Но если масса превышает
некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой
плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы –
нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые
настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса
сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и
сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды –
чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может
превысить 10 млн. т. / см. куб.
Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже
образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?
Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой
более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё
сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже
не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должна сжаться
звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным
радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров.
Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не
наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят
предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел –
серьёзный аргумент в пользу их существования.
Самая типичная звезда.
1 Физические параметры Солнца.
Благодаря своей близости к Земле Солнце, естественно, является наиболее
изученной звездой. По всем параметрам Солнце – самая обычная, рядовая
звезда. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она расположена в середине главной
последовательности, среди множества ей подобных. Рассмотрим ее как
представителя самого распространенного класса.
Солнце относится к спектральному классу G2, желтый карлик. Температура
на поверхности Солнц
| |  скачать работу |
Физика звезд |
