§ 22. ПЕРЕМЕННЫЕ И НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЁЗДЫ

исследования переменных звёзд.
Веста
Паллада
Физические переменные звёзды – это звёзды, у которых

светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде.
В настоящее время известно несколько десятков тысяч переменных звёзд различных типов.

Красная переменная звезда V838 Monocerotis

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.

Веста

Паллада

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.

и лучевой скорости.
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.

Графики изменения светимости, лучевой скорости и температуры цефеид

продолжительнее период изменения её светимости.
Зависимость «период - светимость», существующая

у цефеид, используется для определения расстояний в астрономии.
Получив из наблюдений период изменения светимости цефеиды, можно узнать её светимость, вычислить абсолютную звёздную величину M, а сравнив её с видимой звёздной величиной m, вычислить расстояние до звезды по формуле:
lg D = 0,2(m – M) + 1.

Веста

Зависимость «период — светимость» цефеид

с периодом 50 суток в 10 тыс. раз больше, чем

у Солнца.
Они заметны даже в других галактиках, поэтому цефеиды, которые можно использовать для определения таких больших расстояний, когда годичный параллакс невозможно измерить, часто называют «маяками Вселенной».

Веста

Паллада

называются долгопериодическими.
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.
Эти звёзды типа Миры (ο Кита) являются красными гигантами с весьма протяжённой и холодной атмосферой.

Веста

Паллада

Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная».
В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2m, в период минимума она уменьшается до 10m и видна только в телескоп.
Средний период переменности Миры - 332 суток.

она вдруг неожиданно падает, а через некоторое время опять восстанавливается

на прежнем уровне.
Поскольку в атмосферах таких звёзд наблюдается повышенное содержание углерода, принято считать, что причиной уменьшения светимости является образование гигантских облаков сажи, поглощающих свет.

Веста

Паллада

Кривые блеска неправильных переменных звёзд

Кассиопеи новую звезду, которая была ярче Венеры.
В 1604 г.

уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца.

В китайских и японских хрониках сохранились сведения о «звезде-гостье», которая вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 году и в течение трёх недель была видна днём, а через год совершенно «исчезла».

новых звёзд светимость возрастает на 12–13 звёздных величин

и выделяется энергия до 1039 Дж.
Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального значения светимости может длиться годами

Кривые блеска новых звёзд

г. было обнаружено, что одна из новых звёзд (DQ Геркулеса)

является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов – белый карлик, а другой – красная звезда главной последовательности.
Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. Создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Внешние слои звезды, составляющие небольшую часть её массы, расширяются и выбрасываются в космическое пространство.
Их свечение и наблюдается как вспышка новой звезды.

Если при перетекании вещества масса белого карлика превысит предельную (примерно

1,4 массы Солнца), то происходит взрыв.
Термоядерные реакции превращения углерода и кислорода в железо и никель, которые идут с огромной скоростью, могут полностью разрушить звезду.
Происходит вспышка сверхновой.

источник необычных радиосигналов: импульсы продолжительностью около 0,3 с повторялись через

каждые 1,34 с, причём периодичность импульсов выдерживалась с точностью до 10–10 с. Так был открыт первый пульсар, которых в настоящее время известно уже около 500.

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.

пульсаров был обнаружен в Крабовидной туманности, которая наблюдается на месте

вспышки сверхновой в 1054 году.
Его излучение в оптическом, радио- и рентгеновском диапазонах излучения меняется с периодом, равным 0,033 с.

Изображение Крабовидной туманности в условных цветах
(синий — рентгеновский, красный — оптический диапазон).
В центре туманности — пульсар

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.

Чёрную дыру не могут покинуть ни частицы, ни даже излучение – она становится невидимой.

эволюции звёзд различной массы.
Из вещества, которое было потеряно ими,

в последующем могут образовываться звёзды нового поколения.

Процесс формирования и развития звёзд рассматривается как один из важнейших процессов эволюции звёздных систем – галактик – и Вселенной в целом.