система вплоть до орбиты Сатурна. Сириус - это одна из белых звезд, он

светит в 24 раза мощнее Солнца, он примерно вдвое больше Солнца в диаметре.

Но существует множество звезд карликов. Это в основном красные карлики

с диаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце

по своему размеру является средней звездой, таких звезд в нашей галактике

миллиарды.

Особое место занимают среди звезд белые карлики. Но о них будет

рассказано позже, как о конечной стадии эволюции обычной звезды.

Переменные звезды

Переменные звезды - это звезды, блеск которых изменяется. У одних

переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается

беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд

используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного

созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская

буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, S Car, RT

Per, V557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие,

эруптивные (взрывные) и затменные.

Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска. Они

обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности.

Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до

десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды - звезды типа Мира Кита).

Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.

Второй класс переменных звезд - взрывные, или, как их еще называют,

эруптивные звезды. Сюда относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные

новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К

эруптивным звездам относятся молодые быстрые переменные звезды, звезды типа

ИV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных

превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными

звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызваны физическими

процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а

иногда и размер звезды.

Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных

звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип

физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды ( Цефея. Ее

блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8

часов. Блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. (

Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения

показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется

также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего

характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды -

нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под

действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и

силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной

характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он

постоянен с большой точностью. Цефеиды - это звезды-гиганты и сверхгиганты

с большой светимостью.

Главное, что между светимостью и периодом у цефеид существует

зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость.

Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить

светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние до

цефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время

бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции

звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где

они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в

определении размеров и формы нашей Галактики.

Другой тип правильных переменных - мириды, долгопериодичные переменные

звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему,

превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные

гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80

до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных

представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая

излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются

около средних значений в пределах 5-10%, а кривые блеска похожи на

цефеидные.

Как уже было сказано, далеко не у всех физических переменных звезд

наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые

относятся к полуправильным или неправильным переменным. У таких звезд

трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска.

Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд - затменные

переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу

зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно

затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Вне затмений до

наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмения свет

ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного

блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных

звезд - от нескольких часов до десятков лет.

Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый - это

переменные звезды типа Алголя (( Персея). Компоненты этих звезд имеют

шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника больше, а светимость

меньше главной звезды. Оба компонента либо белого цвета, либо главная

звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. Пока затмения нет, блеск

звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко

уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду

уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не

наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости

компонентов.

Второй тип затменных переменных звезд - это звезды типа ( Лиры. Их

блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных

величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий

вторичный минимум. Периоды переменности - от полусуток до нескольких суток.

Компоненты этих звезд - массивные голубовато-белые и белые гиганты

спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной

близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному

воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких

тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит

непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное

пространство.

Третий тип затменно двойных звезд - звезды, получившие название звезд

типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и

обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту

колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой

звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитные

звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности

поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды

приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды

помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их

звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а

также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые

переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.

Звезды, истекающие газом

В коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от

спектров с отдельными тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные

необычайно широкие полосы наряду с темными линиями и даже без них.

Звезды, которые по линиям их спектров могли бы быть отнесены к звездам

спектрального класса О, но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют

звездами типа Вольфа-Райе - по имени двух французских ученых, обнаруживших

и описавших их еще в прошлом столетии. Разгадать природу этих звезд удалось

только теперь.

Звезды этого класса - самые горячие среди всех известных. Их

температура - 40-100 тысяч градусов.

Такие огромные температуры сопровождаются столь мощным излучением

потока ультрафиолетовых лучей, что легкие атомы водорода, гелия, а при

очень высокой температуре и атомы других элементов, по-видимому, не

выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх.

Скорость их движения под действием давления света так велика, что

притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются

с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое

пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а

вверх. Под таким дождем сгорело бы все живое на планетах, если бы таковые

окружали эти звезды.

Непрерывный дождь атомов, срывающихся с поверхности звезды, образует

вокруг нее сплошную, но непрерывно рассеивающуюся в пространство атмосферу.

Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа-Райе? В год звезда

Вольфа-Райе выбрасывает массу газа, равную одной десятой или стотысячной

доле массы Солнца. Масса звезд типа Вольфа-Райе в среднем в десяток раз

превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа-Райе

не может просуществовать дольше, чем 104-105 лет, после этого от нее уже

ничего не останется. Независимо от этого есть данные, что ив

действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти

тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы

до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается. В

настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких

саморазрушающихся звезд. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды

достигают в своем развитии таких высоких температур, когда начинается

потеря газа. Быть может, освободившись таким образом от излишек массы,

звезда может продолжать нормальное, “здоровое” развитие.

Большинство звезд типа Вольфа-Райе - очень тесные спектрально-двойные

звезды. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей

Страницы: 1, 2, 3, 4