Пульсирующие переменные
Рис. 5.23. Кривая блеска δ Цефея
К числу переменных звёзд со строгой периодичностью принадлежат прежде всего цефеиды. Они получили это название потому, что первой среди звёзд этого типа была открыта δ Цефея. Эта классическая цефеида меняет свою светимость с периодом 5,37 суток, а амплитуда изменения светимости примерно одна звёздная величина (рис. 5.23). Как правило, у цефеид эта амплитуда не превышает 1,5 звёздной величины, зато периоды изменения светимости весьма различны: от десятков минут до нескольких десятков суток, причём этот период у них долгие годы сохраняется постоянным.
Рис. 5.24. Графики изменения светимости, лучевой скорости и температуры цефеид
Изучение спектров цефеид показало, что изменение светимости сопровождается изменениями температуры и лучевой скорости (рис. 5.24). Эти данные показывают, что причиной всему является пульсация наружных слоёв звезды. Они периодически то расширяются, то сжимаются. При сжатии звезда нагревается и становится ярче, при расширении её светимость уменьшается. По сути дела, цефеида — это природная автоколебательная система, «сферический маятник», который имеет собственную частоту (период) колебаний.
Звёзды, пульсация которых происходит с периодом, большим, чем у цефеид, называются долгопериодическими.
Рис. 5.26. Кривые блеска неправильных переменных звёзд
Период изменения светимости у них не выдерживается так строго, как у цефеид, и составляет в среднем от нескольких месяцев до полутора лет, а светимость меняется очень значительно — на несколько звёздных величин.
Новые и сверхновые звёзды
Начиная с глубокой древности, в исторических летописях разных народов неоднократно отмечены случаи появления звёзд, видимых невооружённым глазом на том месте, где их прежде не было. Особенно удивительными были эти «новые» звёзды, когда они становились столь яркими, что могли наблюдаться даже днём. Затем их свет постепенно, в течение нескольких месяцев ослабевал настолько, что звезду уже нельзя было видеть невооружённым глазом.
В XX в. тщательные наблюдения за звёздным небом с применением фотографии позволили установить, что такие неожиданные вспышки наблюдаются у звёзд, которые до этого долгое время оставались слабыми и не привлекали к себе внимание астрономов. В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звёзды.
Рис. 5.27. Кривые блеска новых звёзд
Вспышка сверхновой звёзды — гигантский по своим масштабам взрыв звезды, при котором её светимость в течение нескольких суток возрастает в сотни миллионов раз. При вспышке выделяется энергия порядка 1046 Дж, что примерно равно энергии, которую Солнце может излучить за всё время своего существования.
В 1967 г. был открыт первый пульсар, которых в настоящее время известно уже около 500.
Сразу же после открытия пульсаров было высказано предположение о том, что они являются быстровращающимися нейтронными звёздами. Излучение пульсара, которое испускается в узком конусе, наблюдатель видит лишь в том случае, когда при вращении звезды этот конус направлен на него подобно свету маяка. Вещество пульсаров состоит из нейтронов, образовавшихся при соединении протонов с электронами, тесно прижатых друг к другу гравитационными силами. Диаметры таких нейтронных звёзд всего 20—30 км, а плотность близка к ядерной и может превышать 1018 кг/м3. Таким образом, нейтронные звёзды являются одним из тех объектов во Вселенной, которые предоставляют учёным возможность изучать поведение вещества в условиях, пока недостижимых в земных лабораториях.
Рис. 5.28. Пульсар в Крабовидной туманности
Исследования показали, что пульсары являются остатками сверхновых звёзд. Один из пульсаров был обнаружен в Крабовидной туманности, которая наблюдается на месте вспышки сверхновой в 1054 г. Его излучение в оптическом, радио- и рентгеновском диапазонах излучения меняется с периодом, равным 0,033 с (рис. 5.28).
Наиболее уникальные объекты, получившие название чёрных дыр, должны возникать, согласно теории, на конечной стадии эволюции звёзд, масса которых значительно превышает солнечную. У объекта такой массы, который сжимается до размеров в несколько километров, поле тяготения оказывается столь сильным, что вторая космическая скорость в его окрестности должна была бы превышать скорость света. Стало быть, чёрную дыру не могут покинуть ни частицы, ни даже излучение — она становится невидимой. Возможность обнаружить такой объект существует лишь в том случае, когда чёрная дыра оказывается одним из компонентов тесной двойной звёздной системы. Мощное гравитационное поле чёрной дыры способно вызвать падение на неё газа из атмосферы другой звезды, входящей в эту систему.