Змінні зірки. Цефеїди
Змінні зірки. Цефеїди
План
1. Зоряні скупчення та асоціації
2. Туманності
3. Пояс зодіаку
Зміна параметрів зірок (їх світності й радіусів) у процесі еволюції відбувається звичайно дуже повільно — протягом мільйонів, навіть мільярдів років.
Є, однак, зірки, у яких блиск змінюється дуже різко, навіть катастрофічно. В інших він ритмічно коливається навколо середнього значення. Змінних зірок у Галактиці більш як 10000.
Причини коливання блиску зірок різні. Тому змінні зірки поділяють на групи:
1) затемнені змінні;
2) пульсуючі змінні;
3) еруптивні змінні зірки.
1. Затемнені змінні зірки. Типовим прикладом затемненої змінної зірки є Алголь (Р Персея), її блиск дуже сильно змінюється — приблизно в 3 рази. За таку дивну поведінку зірка дістала в древніх арабів назву Ель-Ґуль, тобто "диявол".
Алголь — подвійна зірка. Одна із зірок цієї пари більш яскрава, інша — слабша. Рухаючись навколо загального центра мас з періодом 2 доби 20 годин 49 хвилин, ці зірки регулярно затьмарюють одна одну. У наш час таких зірок відомо більш як 4000.
Серед затемнених зірок виділяють 3 підгрупи:
1 -я підгрупа: складові мають майже кулясту форму (Алголь);
2-я підгрупа: плавна зміна блиску виникає не тільки за рахунок затемнення, але й у зв'язку зі зміною видимої площі, тому що форма зірки
еліпсоїдальна (Міри).
3-я підгрупа: система складається із двох майже дотичних компонентів еліпсоїдальної форми.
У наш час учені припускають, що важливу роль у процесі еволюції подвійних зірок відіграє обмін масою (акреція) між компонентами. Коли в надрах зірки вигоряє весь водень, змінюється молярна маса речовини, у результаті чого відбувається повільна перебудова зірки — стиснення ядра й розбухання оболонки. Вплив другої зірки на поверхневі шари першої стає все більш відчутним. І як тільки розміри зірки досягнуть певних величин, починається перекачування маси до іншого компонента.
2. Пульсуючі змінні зірки. Цефеїди. У XVI столітті німецький астроном Давід Фабріціус помітив у сузір'ї Кита нову яскраву зірку, блиск якої збільшувався протягом 20 днів, потім різко зменшився, і зірка стала зовсім невидимою для неозброєного ока. Фабріціус назвав зірку Мірою, що означає "чудова". За останні триста років таких зірок виявлено близько 5000 тисяч. Це так звані пульсуючі змінні зірки. Серед їхніх характерних представників — довгоперіодичні цефеїди. Це зірки високої світності з періодом від 1 до 70 днів. Вони, у свою чергу, поділяються на два підтипи: класичні цефеїди й зірки типу Діви. Типовий представник класичних цефеїд — Цефея.
Класичні цефеїди зосереджені в Молочному Шляху, цефеїди типу Діви розподілені рівномірно по Галактиці. Розрізняють ще 5 типів змінних зірок. Усі вони є зірками-гігантами й надгігантами.
Загальноприйнятою теорією, що пояснює зміни, які відбуваються в цефеїдах, є теорія пульсацій. Відповідно до цієї теорії цефеїди — це пульсуючі гігантські газові кулі, які в момент максимуму блиску мають найменший об'єм і найвищу температуру. Потім відбувається розширення зірки, причому її температура знижується. Досягнувши найбільшого розширення, зовнішні шари під дією сил притягання починають падати вниз, "проскакують" через середнє положення рівноваги й знову стискаються. Цикл починається спочатку.
В оболонці зірки температура й густина в напрямку до центра збільшуються. Тому, починаючи з деякої глибини, водень і гелій поступово переходять в іонізований стал. Можна сказати, що ці зони іонізації зумовлюють дивні властивості цефеїд.
Розрахунки показали, що пульсувати можуть лише ті зірки, у яких зона іонізації здатна налаштовуватися на певну амплітуду, величина якої визначається довжиною і масою зони іонізації гелію.
3. Еруптивні зірки. Головні представники цієї групи — нові й наднові зірки. Нові зірки є подвійними системами з тісно пов'язаними компонентами, точніше — комбінацією зірки пізнього класу з гарячою зіркою, оточеною щільною газовою оболонкою. Щорічно в Галактиці спалахує приблизно 200 нових зірок, але спостерігати вдається одну-дві з них.
Спалахи наднових зірок — явище рідкісне. У гігантській галактиці типу нашої один спалах трапляється один раз на кілька десятків років. У нашій Галактиці спалах наднової спостерігався останній раз у 1604 р.; у сусідній галактиці (туманності Андромеди) наднова спалахнула в 1885 p., причому потужність її випромінювання можна порівняти із сумарною потужністю випромінювання всієї цієї галактики.
За останні півстоліття проблема наднових стала однією із центральних в астрономії. З'ясувалося, що наднові поділяються на 2 типи: наднові І типу й наднові II типу. Відрізняються вони "кривими блиску", тобто залежністю потужності випромінювання від часу. Наднові І типу спостерігаються у всіх галактиках, як спіральних, так і еліптичних і неправильних. А от наднові II типу спалахують тільки в спіральних галактиках.
Аналіз спектрів наднових II типу показав, що вони утворюються в дуже витягнутій оболонці, що розширюється з величезною швидкістю, яка перевищує 5000 км/с. Серед елементів переважають водень і гелій.
А от у спектрах І типу водню майже немає. З того факту, що оболонки наднових практично позбавлені водню, можна зробити висновок, що перед спалахом ці зірки пройшли тривалий еволюційний шлях, у результаті якого вони втратили багаті воднем-зовнішні шари, перетворившись на компактні об'єкти, подібні до білих карликів. Тим часом наднові И типу — це червоні гіганти й надгіганти.
Крім того, зірки, що спалахують як наднові II типу, мають порівняно велику масу й повинні бути молодими. Вони зосереджені в рукавах спіральної галактики — а це вірна ознака молодості, тому що новонароджені зірки виникають із хмар газово-пилового міжзоряного середовища, яке наповнює такі рукави. В еліптичних же галактиках дуже мала густина газово-пилового середовища і процес утворення зірок там уже давно майже припинився, тому там і не може бути наднових II типу. Наднові ж І типу пов'язані із зірками, які пройшли тривалий еволюційний шлях і тому можуть спостерігатися у всіх галактиках.
Причина вибуху зірки, який ми спостерігаємо як спалах наднової, очевидно, полягає в тому, що після "вигоряння" ядерного пального в центральних зонах зірки на останніх стадіях еволюції може наступити критична ситуація. Позбавлене джерела енергії ядро (при досить великій масі) починає катастрофічно стискатися, тому що внутрішній тиск уже не в змозі протидіяти гравітаційній силі, що прагне зблизити всі частинки, і настає гравітаційний колапс Позбавлені підтримки зовнішні шари зірки як би "впадуть" на ядро, що продовжує стискатися. Зовнішні шари в процесі падіння вдаряться об надщільне ядро, відбудеться миттєвий розігрів речовини. Із середини назовні піде ударна хвиля, яка буде розігрівати холодну зовнішню оболонку червоного гіганта й зірве її зовнішні шари.
У наднових І типу теж спостерігається гравітаційний колапс. Причому тут, принаймні, є два варіанти. Перший — зірки, що спалахують як наднові, знаходяться в подвійних системах. Припускають, що в таких системах більш масивний компонент давно вже проеволюціонував, перетворившись на білого карлика. Другий, менш масивний компонент, став сходити з головної послідовності вже в сучасну епоху, перетворюючись на червоного гіганта. Коли він у процесі "розбухання" досягає деякого критичного радіуса, починається перетікання його зовнішніх шарів на перший компонент — білий карлик. Маса білого карлика збільшується в результаті акреції (перетікання); по досягненні критичної маси настає гравітаційний колапс і пов'язаний з ним спалах наднової І типу.
Інший механізм утворення білого карлика з масою, що перевищує критичну, може бути таким: за певних умов зовнішня оболонка червоного гіганта відокремлюється, перетворюючись на планетарну туманність. Ядро цієї планетарної туманності може мати масу, яка перевищує чандрасекарівську межу. Такий об'єкт може зазнати колапсу й започаткувати утворення наднової І типу.
Зоряні скупчення та асоціації
В околицях Сонця майже кожна друга зірка є подвійною. Існують системи із трьох, чотирьох і навіть шести зірок.
У Галактиці виявлено й більш складні зоряні системи — розсіяні й кульові зоряні скупчення. Зараз відомо вже більш як 1000 розсіяних скупчень. У кожному з них налічується від декількох десятків до декількох тисяч зірок. В основному це зірки головної послідовності, тут мало червоних гігантів і надгігантів. Групуються ці скупчення уздовж Молочного Шляху.
У кульових скупченнях відомо сотні тисяч зірок. Серед них мало біло-блакитних, але багато червоних гігантів. Вони рівномірно концентруються в центральній частині Галактики. Недавно було встановлено, що багато хто з них є джерелом могутнього рентгенівського випромінювання. Деякі дослідники пов'язують це з акрецією міжзоряного газу на чорні дірки, що знаходяться, на їхню думку, у центрі кульових скупчень.
Туманності
Більш як 100 мільярдів зірок Галактики становлять 98 % її маси. Інші 2% її речовини перебувають у розрідженому стані у вигляді газу й міжзоряного пилу. Велика частина цієї речовини скупчується, утворюючи величезні хмари — галактичні туманності, діаметри яких становлять сотні світлових років. Ці хмари зосереджені переважно поблизу галактичної площини.
Легко помітити, що Молочний Шлях від сузір'я Орла до Скорпіона виглядає роздвоєним. У кожній із цих половин у багатьох місцях зустрічаються "дірки", де яскравих зірок практично не видно. Саме так і виявляють себе пилові туманності. Це вони щільно закрили від нас ядро Галактики, що знаходиться в сузір'ї Стрільця. І лише зрідка, якщо поблизу газово-пилової туманності опиняється гаряча зірка, туманність "засвічується". Вона відбиває світло зірки й стає видимою.
Галактичні туманності бувають дифузійні (світлі й темні) і планетарні. Дифузійні туманності знаходяться всередині Галактики. Найвідоміша з них — світла туманність у сузір'ї Оріона. Темні туманності виглядають як темні плями на сяючому фоні Молочного Шляху. Найбільша з них — у сузір'ї Водолія.
Найяскравішою планетарною туманністю є туманність у сузір'ї Ліри. Діаметри планетарних туманностей у тисячі разів більші за діаметр нашої Сонячної системи. Газоподібні оболонки цих туманностей невпинно розширюються, віддаляючись від центрального ядра зі швидкістю близько кількох кілометрів за секунду. Очевидно, вони пов'язані з вибухами нових.
Пояс зодіаку
Астрономи Стародавньої Греції виявили, що Сонце перемішується щомісяця в напрямку, протилежному добовому руху небозводу, на , тобто обходить небесну сферу за 12 місяців. У часи Гіпиарха річний шлях Сонця вже був добре вивчений і розділений на 12 рівних частин, причому кожна з них була позначена символом близького до неї сузір'я, яке одержало назву знака зодіаку. Очевидно, що відомих на той час сузір'їв не вистачило, і довелося вкоротити клешні Скорпіона, сформувавши нове сузір'я — Терези. Кожен зодіакальний знак займає на екліптиці рівно . У наш час через прецесію зодіакальні знаки не збігаються з відповідними сузір'ями. Так, 22 березня Сонце входить у зодіакальний знак Овна, фактично перебуваючи в сузір'ї Риб.
Утім, подібні дрібниці не зупиняють сучасних аматорів астрології й астрологічних прогнозів.
Список використаної літератури
1. Абачиеп С. К. Концепции современного естествознания (в 2-х частях). Балашиха. - 1988. - I ч.: 150 с, II ч.: 190 с.
2. Ампер А. Электродинамика. М.: ИЛ. — 1954. — 369 с.
3. Античная цивилизация. — М.: Наука. — 1973. — 269 с.
План
1. Зоряні скупчення та асоціації
2. Туманності
3. Пояс зодіаку
Зміна параметрів зірок (їх світності й радіусів) у процесі еволюції відбувається звичайно дуже повільно — протягом мільйонів, навіть мільярдів років.
Є, однак, зірки, у яких блиск змінюється дуже різко, навіть катастрофічно. В інших він ритмічно коливається навколо середнього значення. Змінних зірок у Галактиці більш як 10000.
Причини коливання блиску зірок різні. Тому змінні зірки поділяють на групи:
1) затемнені змінні;
2) пульсуючі змінні;
3) еруптивні змінні зірки.
1. Затемнені змінні зірки. Типовим прикладом затемненої змінної зірки є Алголь (Р Персея), її блиск дуже сильно змінюється — приблизно в 3 рази. За таку дивну поведінку зірка дістала в древніх арабів назву Ель-Ґуль, тобто "диявол".
Алголь — подвійна зірка. Одна із зірок цієї пари більш яскрава, інша — слабша. Рухаючись навколо загального центра мас з періодом 2 доби 20 годин 49 хвилин, ці зірки регулярно затьмарюють одна одну. У наш час таких зірок відомо більш як 4000.
Серед затемнених зірок виділяють 3 підгрупи:
1 -я підгрупа: складові мають майже кулясту форму (Алголь);
2-я підгрупа: плавна зміна блиску виникає не тільки за рахунок затемнення, але й у зв'язку зі зміною видимої площі, тому що форма зірки
еліпсоїдальна (Міри).
3-я підгрупа: система складається із двох майже дотичних компонентів еліпсоїдальної форми.
У наш час учені припускають, що важливу роль у процесі еволюції подвійних зірок відіграє обмін масою (акреція) між компонентами. Коли в надрах зірки вигоряє весь водень, змінюється молярна маса речовини, у результаті чого відбувається повільна перебудова зірки — стиснення ядра й розбухання оболонки. Вплив другої зірки на поверхневі шари першої стає все більш відчутним. І як тільки розміри зірки досягнуть певних величин, починається перекачування маси до іншого компонента.
2. Пульсуючі змінні зірки. Цефеїди. У XVI столітті німецький астроном Давід Фабріціус помітив у сузір'ї Кита нову яскраву зірку, блиск якої збільшувався протягом 20 днів, потім різко зменшився, і зірка стала зовсім невидимою для неозброєного ока. Фабріціус назвав зірку Мірою, що означає "чудова". За останні триста років таких зірок виявлено близько 5000 тисяч. Це так звані пульсуючі змінні зірки. Серед їхніх характерних представників — довгоперіодичні цефеїди. Це зірки високої світності з періодом від 1 до 70 днів. Вони, у свою чергу, поділяються на два підтипи: класичні цефеїди й зірки типу Діви. Типовий представник класичних цефеїд — Цефея.
Класичні цефеїди зосереджені в Молочному Шляху, цефеїди типу Діви розподілені рівномірно по Галактиці. Розрізняють ще 5 типів змінних зірок. Усі вони є зірками-гігантами й надгігантами.
Загальноприйнятою теорією, що пояснює зміни, які відбуваються в цефеїдах, є теорія пульсацій. Відповідно до цієї теорії цефеїди — це пульсуючі гігантські газові кулі, які в момент максимуму блиску мають найменший об'єм і найвищу температуру. Потім відбувається розширення зірки, причому її температура знижується. Досягнувши найбільшого розширення, зовнішні шари під дією сил притягання починають падати вниз, "проскакують" через середнє положення рівноваги й знову стискаються. Цикл починається спочатку.
В оболонці зірки температура й густина в напрямку до центра збільшуються. Тому, починаючи з деякої глибини, водень і гелій поступово переходять в іонізований стал. Можна сказати, що ці зони іонізації зумовлюють дивні властивості цефеїд.
Розрахунки показали, що пульсувати можуть лише ті зірки, у яких зона іонізації здатна налаштовуватися на певну амплітуду, величина якої визначається довжиною і масою зони іонізації гелію.
3. Еруптивні зірки. Головні представники цієї групи — нові й наднові зірки. Нові зірки є подвійними системами з тісно пов'язаними компонентами, точніше — комбінацією зірки пізнього класу з гарячою зіркою, оточеною щільною газовою оболонкою. Щорічно в Галактиці спалахує приблизно 200 нових зірок, але спостерігати вдається одну-дві з них.
Спалахи наднових зірок — явище рідкісне. У гігантській галактиці типу нашої один спалах трапляється один раз на кілька десятків років. У нашій Галактиці спалах наднової спостерігався останній раз у 1604 р.; у сусідній галактиці (туманності Андромеди) наднова спалахнула в 1885 p., причому потужність її випромінювання можна порівняти із сумарною потужністю випромінювання всієї цієї галактики.
За останні півстоліття проблема наднових стала однією із центральних в астрономії. З'ясувалося, що наднові поділяються на 2 типи: наднові І типу й наднові II типу. Відрізняються вони "кривими блиску", тобто залежністю потужності випромінювання від часу. Наднові І типу спостерігаються у всіх галактиках, як спіральних, так і еліптичних і неправильних. А от наднові II типу спалахують тільки в спіральних галактиках.
Аналіз спектрів наднових II типу показав, що вони утворюються в дуже витягнутій оболонці, що розширюється з величезною швидкістю, яка перевищує 5000 км/с. Серед елементів переважають водень і гелій.
А от у спектрах І типу водню майже немає. З того факту, що оболонки наднових практично позбавлені водню, можна зробити висновок, що перед спалахом ці зірки пройшли тривалий еволюційний шлях, у результаті якого вони втратили багаті воднем-зовнішні шари, перетворившись на компактні об'єкти, подібні до білих карликів. Тим часом наднові И типу — це червоні гіганти й надгіганти.
Крім того, зірки, що спалахують як наднові II типу, мають порівняно велику масу й повинні бути молодими. Вони зосереджені в рукавах спіральної галактики — а це вірна ознака молодості, тому що новонароджені зірки виникають із хмар газово-пилового міжзоряного середовища, яке наповнює такі рукави. В еліптичних же галактиках дуже мала густина газово-пилового середовища і процес утворення зірок там уже давно майже припинився, тому там і не може бути наднових II типу. Наднові ж І типу пов'язані із зірками, які пройшли тривалий еволюційний шлях і тому можуть спостерігатися у всіх галактиках.
Причина вибуху зірки, який ми спостерігаємо як спалах наднової, очевидно, полягає в тому, що після "вигоряння" ядерного пального в центральних зонах зірки на останніх стадіях еволюції може наступити критична ситуація. Позбавлене джерела енергії ядро (при досить великій масі) починає катастрофічно стискатися, тому що внутрішній тиск уже не в змозі протидіяти гравітаційній силі, що прагне зблизити всі частинки, і настає гравітаційний колапс Позбавлені підтримки зовнішні шари зірки як би "впадуть" на ядро, що продовжує стискатися. Зовнішні шари в процесі падіння вдаряться об надщільне ядро, відбудеться миттєвий розігрів речовини. Із середини назовні піде ударна хвиля, яка буде розігрівати холодну зовнішню оболонку червоного гіганта й зірве її зовнішні шари.
У наднових І типу теж спостерігається гравітаційний колапс. Причому тут, принаймні, є два варіанти. Перший — зірки, що спалахують як наднові, знаходяться в подвійних системах. Припускають, що в таких системах більш масивний компонент давно вже проеволюціонував, перетворившись на білого карлика. Другий, менш масивний компонент, став сходити з головної послідовності вже в сучасну епоху, перетворюючись на червоного гіганта. Коли він у процесі "розбухання" досягає деякого критичного радіуса, починається перетікання його зовнішніх шарів на перший компонент — білий карлик. Маса білого карлика збільшується в результаті акреції (перетікання); по досягненні критичної маси настає гравітаційний колапс і пов'язаний з ним спалах наднової І типу.
Інший механізм утворення білого карлика з масою, що перевищує критичну, може бути таким: за певних умов зовнішня оболонка червоного гіганта відокремлюється, перетворюючись на планетарну туманність. Ядро цієї планетарної туманності може мати масу, яка перевищує чандрасекарівську межу. Такий об'єкт може зазнати колапсу й започаткувати утворення наднової І типу.
Зоряні скупчення та асоціації
В околицях Сонця майже кожна друга зірка є подвійною. Існують системи із трьох, чотирьох і навіть шести зірок.
У Галактиці виявлено й більш складні зоряні системи — розсіяні й кульові зоряні скупчення. Зараз відомо вже більш як 1000 розсіяних скупчень. У кожному з них налічується від декількох десятків до декількох тисяч зірок. В основному це зірки головної послідовності, тут мало червоних гігантів і надгігантів. Групуються ці скупчення уздовж Молочного Шляху.
У кульових скупченнях відомо сотні тисяч зірок. Серед них мало біло-блакитних, але багато червоних гігантів. Вони рівномірно концентруються в центральній частині Галактики. Недавно було встановлено, що багато хто з них є джерелом могутнього рентгенівського випромінювання. Деякі дослідники пов'язують це з акрецією міжзоряного газу на чорні дірки, що знаходяться, на їхню думку, у центрі кульових скупчень.
Туманності
Більш як 100 мільярдів зірок Галактики становлять 98 % її маси. Інші 2% її речовини перебувають у розрідженому стані у вигляді газу й міжзоряного пилу. Велика частина цієї речовини скупчується, утворюючи величезні хмари — галактичні туманності, діаметри яких становлять сотні світлових років. Ці хмари зосереджені переважно поблизу галактичної площини.
Легко помітити, що Молочний Шлях від сузір'я Орла до Скорпіона виглядає роздвоєним. У кожній із цих половин у багатьох місцях зустрічаються "дірки", де яскравих зірок практично не видно. Саме так і виявляють себе пилові туманності. Це вони щільно закрили від нас ядро Галактики, що знаходиться в сузір'ї Стрільця. І лише зрідка, якщо поблизу газово-пилової туманності опиняється гаряча зірка, туманність "засвічується". Вона відбиває світло зірки й стає видимою.
Галактичні туманності бувають дифузійні (світлі й темні) і планетарні. Дифузійні туманності знаходяться всередині Галактики. Найвідоміша з них — світла туманність у сузір'ї Оріона. Темні туманності виглядають як темні плями на сяючому фоні Молочного Шляху. Найбільша з них — у сузір'ї Водолія.
Найяскравішою планетарною туманністю є туманність у сузір'ї Ліри. Діаметри планетарних туманностей у тисячі разів більші за діаметр нашої Сонячної системи. Газоподібні оболонки цих туманностей невпинно розширюються, віддаляючись від центрального ядра зі швидкістю близько кількох кілометрів за секунду. Очевидно, вони пов'язані з вибухами нових.
Пояс зодіаку
Астрономи Стародавньої Греції виявили, що Сонце перемішується щомісяця в напрямку, протилежному добовому руху небозводу, на , тобто обходить небесну сферу за 12 місяців. У часи Гіпиарха річний шлях Сонця вже був добре вивчений і розділений на 12 рівних частин, причому кожна з них була позначена символом близького до неї сузір'я, яке одержало назву знака зодіаку. Очевидно, що відомих на той час сузір'їв не вистачило, і довелося вкоротити клешні Скорпіона, сформувавши нове сузір'я — Терези. Кожен зодіакальний знак займає на екліптиці рівно . У наш час через прецесію зодіакальні знаки не збігаються з відповідними сузір'ями. Так, 22 березня Сонце входить у зодіакальний знак Овна, фактично перебуваючи в сузір'ї Риб.
Утім, подібні дрібниці не зупиняють сучасних аматорів астрології й астрологічних прогнозів.
Список використаної літератури
1. Абачиеп С. К. Концепции современного естествознания (в 2-х частях). Балашиха. - 1988. - I ч.: 150 с, II ч.: 190 с.
2. Ампер А. Электродинамика. М.: ИЛ. — 1954. — 369 с.
3. Античная цивилизация. — М.: Наука. — 1973. — 269 с.
