Переменные звезды

Просмотров : 2062

Переменные звезды


Звезды, изменяющие свой блеск, называются переменными звездами. Астрономы-любители могут проводить весьма ценные наблюдения этих звезд. Наблюдатель оценивает блеск переменной звезды по сравнению с близлежащими звездами с известными постоянными звездными величинами, наблюдения наносятся на график, и в результате получается кривая блеска, показывающая изменение блеска звезды со временем. 
Такой график может многое сказать о природе изучаемой звезды.
Как можно ожидать, наиболее вероятной причиной переменности звезды является изменение количества излучаемого ею света, но это не единственно возможное объяснение. В некоторых случаях звезда является членом двойной системы, в которой одна звезда периодически затмевается другой. Конечно, для того чтобы это происходило, орбита звезды должна быть ориентирована ребром к нам. Первая открытая, и потому наиболее известная, затменная двойная — это Алголь в Персее. Алголь состоит из голубого карлика, от которого приходит основной свет, и обращающегося вокруг него более слабого желтого субгиганта. Каждые 2,87 суток звездная величина Алголя падает от 2,1m до 3,4m, когда более слабая звезда затмевает более яркую; затмение длится около 10 часов. Сравните звезду в максимуме с α (альфа) Персея, 1,8m, и в минимуме с δ (дельта) Персея, 3,0m. Также имеется и вторичный минимум, когда более яркая звезда затмевает более слабую, но падение блеска при этом слишком мало, чтобы его можно было заметить невооруженным глазом. Большинство наблюдателей переменных звезд начинали с изучения изменения блеска Алголя; регулярные предсказания его затмений выпускаются астрономическими обществами и печатаются в астрономических журналах.
Отметим еще одну затменную двойную — β (бета) Лиры, которая меняет блеск от 3,3m до 4,4m с периодом 12,9 суток Сравните ее с соседними γ (гамма) Лиры, постоянная величина 3,2m, и κ (каппа) Лиры, 4,3m· В случае β Лиры и похожих на нее двойных звезды настолько близки друг к другу, что их взаимное притяжение искажает их форму и делает их вытянутыми. В результате количество света, получаемое нами от такой пары непостоянно, даже когда нет прямого затмения.
У большинства звезд, которые действительно изменяют свой блеск, переменность связана с физическим изменением их размера. Они называются пульсирующими переменными (не нужно их путать с пульсарами). Особенно важны для астрономов переменные звезды — цефеиды, названные в честь их прототипа δ (дельта) Цефея. Цефеиды — желтые сверхгиганты, которые совершают один цикл пульсаций за период от 2 до 40 суток, изменяя при этом блеск примерно на одну величину. Сама δ Цефея изменяет блеск от 3,5m до 4,4m с периодом 5,4 суток, что делает ее объектом, вполне доступным для любительских наблюдений. Хорошие звезды для сравнения — ε (эпсилон) Цефея, 4,2m, и ζ (дзета) Цефея, 3,4m.
Цефеиды важны тем, что период их пульсаций прямо связан с их абсолютной звездной величиной; чем ярче цефеида, тем дольше она совершает один цикл пульсации. Поэтому астрономы могут легко находить абсолютную звездную величину этих звезд, просто определив их период переменности. При сравнении абсолютной звездной величины с видимой звездной величиной легко вычисляется расстояние до звезды. Таким образом, цефеиды являются важными индикаторами расстояний в астрономии.
Родственные пульсирующие звезды — переменные типа RR Лиры. Эти старые белые звезды часто встречаются в шаровых скоплениях и изменяют свой блеск на 0,5m — 1,5m меньше чем за сутки. Прототип — сама звезда RR Лиры — изменяет блеск от 7,1m до 8,1m и обратно за 0,57 суток. Дополнительно существуют еще два типа пульсирующих переменных, включающих звезды типа β (бета) Цефея и звезды типа δ (дельта) Щита; звезды обоих типов имеют короткие периоды, равные нескольким часам, и изменения блеска слишком малые, чтобы быть обнаружимыми невооруженным глазом.
Каждый тип переменных звезд занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела и представляет звезды различной массы на разных стадиях их эволюции. Переменность того или иного типа, видимо, является неизбежным следствием проходящих в звезде процессов.
Красные гиганты и красные сверхгиганты — старые звезды, которые часто оказываются переменными. Они пульсируют, но без такой завидной регулярности, как звезды, описанные выше. Самый многочисленный тип таких переменных — мириды, также называемые долгопериодическими переменными, их периоды колеблются от 3 месяцев до 2 лет, а амплитуды достигают нескольких величин. Их прототипом является звезда Мира в созвездии Кита, о (омикрон) Кита, красный гигант, чей период достигает 332 суток, в течение которого блеск звезды изменяется от 3-й до 9-й величины; значения периода и амплитуды слегка меняются от цикла к циклу. Еще один известный пример звезд такого типа — χ (хи) Лебедя.
Более беспорядочно колеблются полуправилъные переменные, для которых характерен период около 100 суток, а изменение блеска на 1 или 2 величины. Неправильные переменные не имеют практически никакой явной системы в своих колебаниях. Все эти звезды являются красными гигантами или красными сверхгигантами, достигшими стадии нестабильности, на которой происходят колебания размеров и блеска. Иногда трудно определить, к какому точно типу переменности относится звезда. Примеры полуправиль- ных и неправильных переменных — Антарес, Бетельгейзе, α (альфа) Геркулеса и μ (мю) Цефея.
Самые эффектные из всех переменных звезд — это новые, которые неожиданно и непредсказуемо вспыхивают на 10 величин (в 10 000 раз) или больше и становятся видимыми невооруженным глазом, хотя до этого звезда не была заметна. Новыми эти звезды называют потому, что раньше их считали действительно новыми звездами, появлявшимися на пустом месте. Сейчас мы знаем, что это старые, слабые звезды, которые временно вспыхнули. Несмотря на их название, они не связаны со сверхновыми, которые взрываются по другим причинам, как описано на с. 276.
Согласно современным теориям, новая является тесной двойной системой, один из компонентов которой — белый карлик. Газ перетекает на белый карлик со второй звезды, что приводит к его взрыву. При вспышке новой сама по себе звезда не разрушается. У некоторых новых было зафиксировано несколько вспышек, например у RS Змееносца и Т Компаса, и возможно все новые являются повторными.
Новая достигает максимума блеска за несколько суток. Часто начальный этап такой вспышки первыми замечают астрономы-любители и сообщают об этом профессиональным наблюдателям. Спустя несколько суток или недель блеск звезды начинает медленно падать, через несколько месяцев новая медленно достигает своего первоначального состояния, причем процесс иногда сопровождается небольшими дополнительными вспышками. Наблюдение за поведением новых — одна из наиболее увлекательных сторон в наблюдении переменных звезд. Заметная невооруженным глазом новая появляется раз в десятилетие, но в бинокль можно обнаружить много более слабых звезд этого типа.


Теги: Переменные звезды, звезды

Комментариев: 0 | Категория: Космические объекты
Вернуться
Уважаемый посетитель, Вы зашли на сайт как незарегистрированный пользователь.
Мы рекомендуем Вам зарегистрироваться либо войти на сайт под своим именем.
Информация
Посетители, находящиеся в группе Гости, не могут оставлять комментарии к данной публикации.

Форма входа

Реклама

Популярные статьи

Наша планета Земля

Полезные статьи

Календарь

«    Август 2017    »
ПнВтСрЧтПтСбВс
 123456
78910111213
14151617181920
21222324252627
28293031