Рождение звезд

1.

Рождение звезд.
Альбирео (созв. Лебедя) двойная звезда, причем более яркая желтая – тоже двойная, 30.08.2005г

2.

Вопрос о спутниках звёзд останется
нерешённым до тех пор, пока кто-нибудь,
владеющий искусством производить
необычайно точные наблюдения, не
откроет их. (И.Кеплер. 1610 г.)
Внутри огромной звездной системы Галактики многие звезды объединены в
системы меньшей численности. Каждая из
этих меньших систем может
рассматриваться как коллективный член
Галактики. Самые маленькие коллективные
члены Галактики - это двойные и кратные
звезды.
Двойные звезды весьма часто
встречаются в природе, поэтому их изучение
существенно как для выяснения природы
самих звезд, так и для изучения проблем
происхождения и эволюции звезд. Двойные
звезды не являются редкостью; наоборот,
одиночные звезды не входящие в состав
двойных систем (или кратных) скорее
исключение, чем правило.

3.

Типы двойных звезд
Для начала выясним, какие звезды так называют. Давайте сразу отбросим тот тип
двойных, который носит название "оптически двойные звезды". Это - пары звезд, случайно
оказавшиеся рядом на небе, то есть в одном направлении, а в пространстве, на
самом деле, их разделяют большие расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не
станем. Нас будет интересовать класс физически двойных, то есть действительно
связанных гравитационным взаимодействием звезд. Физически двойные звезды по
эллипсам вращаются вокруг общего центра масс. Однако, если отсчитывать
координаты одной звезды относительно другой, то получится, что звезды движутся друг
относительно друга тоже по эллипсам. На этом рисунке за начало отсчета мы взяли
более массивную голубую звезду. В такой системе центр масс (зеленая точка)
описывает вокруг голубой звезды эллипс. Хочется предостеречь читателя от
распространенного заблуждения, заключающегося в том, что часто полагается будто
бы более массивная звезда сильнее притягивает звезду с малой массой, чем
наоборот. Любые два объекта притягивают друг друга одинаково. Но объект с большой
массой труднее сдвинуть с места. И хотя падающий на Землю камень притягивает
Землю с той же силой, что и Земля его, этой силой невозможно побеспокоить нашу
планету, и мы видим, как движется камень.

4.

Конечно, можно утверждать, что любые две звезды взаимодействуют
по закону Ньютона. Самым простым для понимания ограничением
можно считать следующее условие: силы взаимодействия между
компонентами двойной системы во много раз больше, чем
силы взаимодействия с любой другой звездой. Это не вполне
строго, но в нашем случае - достаточно. Итак, мы будем говорить об
обособленных парах звезд.
Часто, правда, встречаются так называемые кратные системы, с
тремя и более компонентами. Однако движение трех и более
взаимодействующих тел неустойчиво. В системе, скажем, из трех
звезд всегда можно выделить, двойную подсистему и третью
звезду, вращающуюся вокруг этой пары. В системе из четырех звезд
могут существовать две двойные подсистемы, вращающиеся вокруг
общего центра масс. Иными словами, в природе, устойчивые
кратные системы всегда сводятся к системам из двух членов.
К системе из трех звезд принадлежит небезызвестная Альфа
Центавра, считающаяся многими ближайшей к нам звездой, а на
самом деле, третий слабый компонент этой системы - Проксима
Центавра, красный карлик, - находится ближе. Все три
звезды системы из-за близости видны раздельно.

5.

Действительно, иногда то, что звезда двойная, видно в телескоп.
Такие двойные называются визуально двойными (не путать с
оптически двойными!). Как правило, это не тесные пары, расстояния
между звездами в них велики, гораздо больше их собственных
размеров.
Часто звезды в парах сильно различаются по блеску, тусклую
звездочку затмевает блеском яркая. Иногда в таких случаях
астрономы узнают о двойственности звезды по отклонениям в
движении яркой звезды под действием невидимого спутника от
рассчитанной для одиночной звезды траектории в пространстве.
Такие пары называют астрометрически двойными. В частности,
Сириус долго относился к такому типу двойных, пока мощность
телескопов не позволила разглядеть невидимый доселе спутник Сириус В. Эта пара стала визуально двойной.

6.

Бывает, что плоскость обращения
звезд вокруг их общего центра
масс проходит или
почти проходит через глаз
наблюдателя. Орбиты звезд
такой системы расположены,
как бы, ребром к нам. Здесь
звезды будут периодически
затмевать друг друга, блеск всей
пары будет с тем же периодом
меняться. Этот тип двойных
называется затменно-двойными.
Если же говорить о переменности
звезды, то такую звезду называют
затменно-переменной, что также
указывает на ее двойственность.
Самой первой открытой и самой
известной двойной такого типа
является звезда Алголь (Глаз
Дьявола) в созвездии Персея.

7.

Последним типом двойных являются
спектрально двойные. Их двойственность
определяется при изучении спектра звезды, в
котором замечаются периодические
смещения линий поглощения или видно, что
линии являются двойными, на чем
основывается вывод о двойственности звезды.
Чем же интересны двойные звезды? Во-первых, они дают
возможность узнать массы звезд, так как легче всего и
надежнее всего она вычисляется по видимому
взаимодействию двух тел. Прямые наблюдения позволяют
узнать общий "вес" системы, а если добавить к ним известные
соотношения между массами звезд и их светимостями, то
можно выяснить массы компонентов, проверить теорию.
Одиночные звезды такой возможности нам не предоставляют.
Кроме того, как тоже было упомянуто ранее, судьба звезд в
таких системах может разительно отличаться от судьбы таких
же одиночных звезд. Об этом мы и поговорим подробнее.

8.

Тесные пары: первый обмен
массами
Иначе складывается судьба тесных пар, о них, собственно, речь и
пойдет. Тесными астрономы называют пары, которые могут в процессе
своей эволюции обмениваться веществом. Как это происходит?
Двойные звезды рождаются вместе из одной газопылевой туманности, у
них один возраст, но часто - разные массы. Мы уже знаем, что более
массивные звезды живут "быстрее", следовательно, более массивная
звезда в процессе эволюции обгонит свою сверстницу. Она
расширится, превращаясь в гиганта. В этом случае, размер
звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды
(раздувшейся) начнет перетекать на другую. Как следствие,
масса первоначально более легкой звезды может стать больше
первоначально тяжелой! Кроме того, мы получим две звезды
одинакового возраста, причем более массивная звезда еще
находится на главной последовательности, то есть в ее центре попрежнему продолжается синтез гелия из водорода, а более легкая
звезда уже израсходовала свой водород, в ней образовалось гелиевое
ядро. Вспомним, что в мире одиночных звезд такого произойти не
может. За несоответствие возраста звезды с ее массой это явление
названо парадоксом Алголя, в честь той же самой затменнодвойной. Звезда Бета Лиры - еще одна пара, в которой прямо сейчас
происходит обмен массами.

9.

Вещество с раздувшейся звезды, перетекая на менее массивную
компоненту, попадает на нее не сразу (этому мешает взаимное
вращение звезд), а сначала образует вращающийся диск вещества
вокруг меньшей звезды. Силы трения в этом диске будут уменьшать
скорость частиц вещества, и оно будет оседать на поверхность
звезды. Такой процесс называется аккрецией, а образовавшийся
диск - аккреционным. В результате, первоначально более
массивная звезда имеет необычный химический состав:
весь водород внешних ее слоев перетекает к другой звезде, а
остается лишь гелиевое ядро с примесями более тяжелых
элементов. Такая звезда, называемая гелиевой, быстро
эволюционирует, образуя белый карлик или релятивистскую звезду,
в зависимости от своей массы. При этом, в двойной системе в
целом произошла важная перемена: первоначально
более массивная звезда уступила это свое первенство.

10.

Второй обмен
массами
Прежде чем продолжить рассказ, мы вынуждены чуть
отступить в сторону и узнать кое-что новое о нейтронных
звездах. Нейтронные звезды обладают быстрым вращением, а
их сильное магнитное поле создает явление, при котором в
двух противоположных направлениях, совпадающих с осью
магнитного поля, звезда активно излучает в
радиодиапазоне. Так как в большинстве случаев ось
магнитного поля не совпадает с осью вращения звезды, это
вращение приводит к тому, что радиолуч описывает в
пространстве конус и может периодически проходить через
Землю, как бы задевая ее. Так мы получаем пульсирующий
радиоисточник, называемый радиопульсаром. В некоторых
случаях, пульсаром может стать и белый карлик.

11.

В двойных же системах встречаются также рентгеновские пульсары, излучающие в
более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение связано с
аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником
аккреции служат частицы звездного ветра, испускаемые второй звездой (та же
природа и у солнечного ветра). Если звезда имеет большие размеры, звездный
ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара
может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Посмотрите на рисунок.
Справа - звезда больших размеров, отток частиц с поверхности которой (звездный
ветер) весьма высок. Слева - релятивистская звезда (нейтронная или черная дыра).
Белым цветом указаны ось ее вращения и его направление (в данном случае условное). Зеленоватыми дугами на рисунке обозначены линии магнитного поля
звезды, которые задерживают частицы звездного ветра. Эти частицы могут двигаться
только вдоль линий поля. Следовательно, они попадают на поверхность звезды вблизи
магнитных полюсов. Приобретая по пути к полюсам очень высокую энергию, заимствуя
ее у магнитного поля звезды, частицы вызывают сильное рентгеновское излучение.
Рентгеновский пульсар - единственный способ косвенного обнаружения черной дыры,
которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим
объектом для визуальных наблюдений.
На этом еще далеко не все. Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и
вещество начнет перетекать на соседку. И это - уже второй обмен веществом в
двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает "возвращать"
забранное при первом обмене.

12.

Если на месте первой звезды
оказывается белый карлик, то в
результате второго обмена на его
поверхности могут происходить
вспышки, которые мы наблюдаем как
новые звезды. В один момент, когда
вещества, выпавшего на поверхность
сильно нагретого белого карлика,
становится слишком много,
температура газа возле поверхности
резко повышается. Это провоцирует
взрывоподобный всплеск ядерных
реакций. Светимость звезды значительно
увеличивается. Такие вспышки могут
повторяться, и их называют уже
повторными новыми. Повторные
вспышки слабее первых, в результате
которых звезда может увеличивать свой
блеск в десятки раз, что мы и
наблюдаем с Земли как появление
"новой" звезды.
Другой исход в системе с белым
карликом - вспышка сверхновой.
Следствием перетекания вещества
со второй звезды может стать
достижение белым карликом
предельной массы в 1,4 солнечной.
Если это уже железный белый карлик,
то он не в силах будет удержать
гравитационное сжатие и взорвется.
Вспышки сверхновых в двойных
системах очень похожи по яркости и
развитию друг на друга, так как всегда
взрываются звезды одной и той же
массой - 1,4 солнечной. Напомним,
что в одиночных звездах
этой критической массы достигает
центральное железное ядро, а
наружные слои могут иметь разную
массу. В двойных системах, как ясно
из нашего повествования, эти слои
почти отсутствуют. Именно поэтому
подобные вспышки имеют одинаковую
светимость. Замечая их в далеких
галактиках, мы можем высчитывать
расстояния гораздо большие, чем
можно определить, используя звездный
параллакс или цефеиды.

13.

Потеря значительной части массы всей системы в
результате взрыва сверхновой может привести к
распаду двойной. Сила гравитационного притяжения
между компонентами сильно уменьшается, и они по
инерции своего движения могут разлететься.
Процессы, проистекающие в двойных очень непрост
ы и в сильнейшей степени зависят как от общей массы
двойной, так и от соотношения между массами ее
членов. Изучение двойных звезд - одна из отраслей
астрономии, находящаяся на острие развития
всей физики. Объяснение свойств нейтронных звезд и
черных дыр (а ведь только в двойных системах эти
звезды себя обнаруживают!) еще требуют огромных
теоретических и наблюдательных исследований.

14.

Оптически двойные звезды
Две физически никак не связанные между собой звезды, случайно проецируемые на очень
близкие друг к другу точки небесной сферы, называются оптически-двойными.
В древности у легионеров А.Македонского
проверяли зрение по Дзета (ζ) Большой
Медведицы (Мицар –конь, 78,2 св.г, 2,23m)
оптически двойной звезды - в 12' от нее 80UMa
(Алькор - всадник, 81,2 св.г, 4m). Может они
физически и связаны, но тогда период
обращения вокруг центра масс более 1000 лет.
Первая двойная звезда, увиденная в телескоп,
гамма Овна (γ Овен)– физически двойная звезда,
оба компонента бело-голубые звезды с Т≈11000К,
находящиеся на угловом расстоянии 8" и имеющие
видимую звездную величину 4,7m и 4,8m.
На сегодняшний день обновленная версия
Вашингтонского каталога визуально-двойных
звезд (WDS - Washington Double Star) 1996
года содержит данные о 78100 двойных,
наблюденных до 1995 года. В окрестностях
Солнца (d<20 пк) находится более 3000 звезд,
среди них около половины – двойные звезды
всех типов, включая тесные спектральные и
широкие визуальные.
На всякий случай даже для Солнца придуман (но не обнаружен) гипотетический спутник-звезда Немезида.

15.

Кратные системы звезд
Сириус (три звезды)
α Центавра (три звезды)
4 Центавра (4 звезды)
Мицар (пять звёзд)
Кастор (шесть звёзд)
ν Скорпиона (семь звёзд)
6-кратная звездная система
Кастор (Альфа Близнецов).
Трапеция Ориона. Звезда θ Ориона представляет собой
сложную кратную систему. θ1 и θ2 при наблюдении в
СИРИУС ( α Большого Пса) - 8,58св.г
небольшой телескоп предстают как четырехкратная
система и трехкратная система. В сильный телескоп
можно рассмотреть еще больше звезд.
Сириус А - МА=2,1М , RА=1,7R ,
Т=10400К, L=22L ,ρА=0,36г/см3.
Сириус В -белый карлик, открыт в 1862г
А.Кларк (США) МВ=М , R =0,02R ,
Т=8000К, L=0,002L ,ρВ=180г/см3. Р=49,9
лет с удалением от 8а.е до 32а.е.
Сириус С -красно-коричневый карлик,
открыт в 1995г МС=0,05М , Т=2000К, Р=
6,3 года с удалением до 8а.е.
Траектория движения Сириуса А по небесной
сфере, стрелка масштаба — 1 угловая секунда

16.

Спектрально-двойные звезды
выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий
Первую Мицар (ζ Б.Медведицы),
находящуюся в 78,2 св.г от нас и была
первой двойной, которую можно было
разрешить в телескопе визуально. По
спектроскопическим наблюдениям
оказалось, что система Мицара состоит из
Мицара А и Мицара Б (открыл Э.
Пикеринг (1889г, США), а в 1964г
выяснилось что они сами тоже являются
спектрально двойными)
Положение двойной звезды Мицар А
К 1980г было открыто более 2500 звезд, а сейчас известно в Галактике более 4000 звезд.
Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от
0.1084 сут. (гамма Малой Медведицы) до 59.8 лет (визуально двойная кси Большой
Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет
периоды порядка нескольких суток.

17.

Затменно-двойные звезды
изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды
Блеск двойной системы может изменяться вследствие периодически
наступаемого для земного наблюдателя затмения одного компонента системы
другим. На рисунке показаны кривая блеска затменно-переменной звезды и
соответствующие положения ее компонентов.
В 1911 году русский астроном
С. Н. Блажко (1870-1956)
разработал первый общий
метод вычисления орбит
затменно-двойных звёзд.
Кривая блеска и взаимное
расположение компонентов β Персея.
Сейчас известно более
5000 таких звезд.
Первая открыта в 1669г
итальянцем Г. Монтанари
(1632-1687) Алголь (β Персея,
арабское "эль гуль" - дьявол).
Алголь А - бело-голубая,
МА=5М , RА=3R . Алголь В тускло-желтая, МВ=М ,
RВ=3,2R . Видимая яркость
системы меняется от 2,1m до
3,4m c периодом 12,914 дня,
установленном в 1782г Дж.
Гудрайк (1764-1786) , а в
1783г верно объяснил причину
изменения блеска.
Кривая блеска и положения второй
затменной переменной звезды β Лиры,
открытой Джоном Гудрайк в 1784 году.

18.

Астрометрически двойные
выявляются по отклонению в движении (колебаниям) главной звезды,
вызванное орбитальным движением более слабого спутника.
Если одна звезда намного слабее другой
(невидимый спутник), ее присутствие можно
обнаружить только по видимому движению
более яркого компаньона. Этот способ, как и
исследование спектральных смещений,
позволяет определить наличие планетных
систем у звезд (открыты у более 200 звезд).
Молодая звезда GQ Lupi и ее планета.
Находятся они в южном созвездии
Волка на расстоянии около 400 св. лет
от Земли. Планета по массе максимум
вдвое тяжелее Юпитера и вдвое
больше его по размерам. Масса
звезды GQ Lupi составляет примерно
70% от массы Солнца. Звезда очень
молодая, ей всего около 1 млн лет,
поэтому планета у нее очень горячая
Левый снимок холодного красного гиганта Мира А (справа), или
(температура ее поверхности
составляет около 1700oС).
Омикрон Кита в созвездии Кит, и горячего соседа (слева), сделанный 11
декабря 1995 в видимом свете. Звезды отделены всего лишь 0.6”, что
соответствует расстоянию в 70 а.е.
Диск Миры размером около 700 диаметров Солнца имеет неправильную форму (среднее фото). На левом
в ультрафиолете виден крючкообразный хвостик, отходящий от Миры, в направлении ее компаньона, что
может быть веществом, отсасываемым гравитационно от Миры меньшей звездой.

19.

Тесные двойные системы
ТДС - системы из
двух звезд, в которых
на некотором этапе
эволюции происходит
обмен веществом
между компонентами
Воображаемый мир планет в двойной
звездной системе.
Силы
тяготения
стремятся
растянуть
каждую из
звезд.
В тесных
двойных
системах, где
есть белый
карлик,
происходит
аккреция
вещества.
Схема затмений и кривая светимости в
тесной двойной системе

20.

Определение масс двойных звезд
К системам двойных звезд применимы
закон всемирного тяготения и обобщенные
Ньютоном законы Кеплера.
Пусть массы главной звезды и ее спутника
будут М1 и М2, Р — период обращения
спутника, А — большая полуось его
орбиты. Обозначив через Мо и Мз массы
Солнца и Земли, Тз сидерический период
обращения Земли, а — большую полуось
земной орбиты, тогда обобщенный третий
закон Кеплера будет
(М1 +М2)Р2 / (Мо + Мз)Tз2 = A3 / a3
Из рисунка А=α"r=α"/π"
учитывая, что Тз=1 и а=1, а массой Земли можно
пренебречь, получим в солнечных массах М1+М2=А3:Т2
получим
М1+М2=α3/π3Т2
Так как расстояние до звезд от центра масс А=А1+А2 то найти
массы звезд можно из второго уравнения М1:М2=А2:А1

21.

Переменные звезды
История открытий
•Еще в 1572г. знаменитый датский астроном Тихо Браге наблюдал явление
вспышки сверхновой, которое считается первым сивдетельством
существования переменных звезд
•В 1604г. Явление сверхновой было зафиксировано Кеплером.
•Но официальным годом открытия переменности у звезд считается 1596г.,
когда Дэвид Фабрициус, протестанский пастор и любитель астрономии,
открыл переменность звезды Омикрон Кита. Он назвал ее Мирой -”чудесной”.
В максимуме “Мира” видна невооруженным глазом, а виминимуме -едва
видна в сильные бинокли. Период изменения блеска “Миры” 331,6 суток. В
честь нее назвали целый класс долгопериодических переменных звезд «мириды», которых сейчас открыто несколько тысяч.
•В 1669г. Итальянский астроном Джеминиано Монтанари открыл первую
затменную переменную звезду – Бета Персея (известную еще у арабов своим
изменчивым видом и названной за это “Алголь”). Две компоненты этой
затенной системы имеют период обращения (и изменения блеска) 2сут20 часов
и 49 мин.

22.

Переменные звезды
История открытий
•В 1784г. Джон Гудрайк открыл первую цефеиду – звезду
Дельта Цефея. Период изменения блеска у нее оказался
равным 5,3663дня.
•В том же году Гудрайк открыл вторую затменную
переменную – Бету Лиры, которая в отличие от Алголя
меняет блеск плавно и за более долгий период 12 суток 21часа
и 56 мин. В последствии выяснилось, что из-за близости
компонент двойной звезды притягиваются друг к другу и
деформируются до формы эллипсов, вследствие чего
затмения одной компоненты другой как-бы сглаживаются.
•В дальнейшем, все великие наблюдатели, от Гершеля до
Мессье, отличилось открытиями, как минимум, нескольких
переменных.
•Вот темпы открытия переменных: 2 к 1786, 18 к 1844, 175 к
1890, 393 к 1896, 4,000 к 1912, 22,650 к 1970 и 28,450 к 1983г.

23.

Переменные звезды
Переменные, открытые до 1844г.
SN 1572
Mira, Omicron Ceti
P Cygni, Nova 1600
SN 1604
Algol, Beta Persei
Nova Vulpeculae 1670, CK
Chi Cygni
R Hydrae
R Leonis
Nova 1783 Sagittae, WY Sge
Eta Aquilae
Sheliak, Beta Lyrae
Delta Cephei
i Bootis B
Ras Algheti, Alpha Herculis
R Coronae Borealis
R Scuti
R Virginis
R Aquarii
Epsilon Aurigae
R Serpentis
Eta Carinae
S Serpentis
R Cancri
•Betelgeuse, Alpha Orionis
Cas
Cet
Cygni
Oph
Per
Vul
Cyg
Hya
Leo
Sge
Aql
Lyr
Cep
Boo
Her
CrB
Sct
Vir
Aqr
Aur
Ser
Car
Ser
Cnc
Ori
SN
Mira
Cyg S Dor
SN
Algol
Nova
Mira
Mira
Mira
Nova
Delta Cep
Beta Lyr
Delta Cep
W UMa
SR c
R CrB
RV Tau a
Mira
Mira
Algol
Mira
S Dor
Nira
Mira
SR c
1572
1596
1600
1604
1669
1670
1687
1704
1782
1783
1784
1784
1784
1785
1795
1795
1795
1809
1810
1821
1826
1827
1828
1829
1836
В. Шуллер, Тихо Браге
Дэвид Фабрициус
Вильем Джансзум Блой
Бруновский, Кеплер
Джемиано Монтанари
Дом Антхельме
Годфрид Кирх
Джакомо Филиппо Маральди
Кох
Д'Агелет
Эдвард Пиггот
Джон Гудрайк
Джон Гудрайк
Вильям Гершель
Вильям Гершель
Эдвард Пиггот
Эдвард Пиггот
Хардинг
Хардинг
Фрич
Хардинг
Бэрчель
Хардинг
Шверд
Джон Гершель

24.

Переменные звезды
История открытий
•В 1844 г. Ф. Аргеландер опубликовал обращение любителям астрономии, в
котором описал все, что тогда было известно о переменных звездах, описал
доступный метод оценки их блеска (названный в последствии его именем) и
призвал всех любителей астрономии сотрудничать в этом направлении. Эта
дата признана началом серьезных исследований переменных звезд.
Инициатива Аргеландера получила широкое признание.
•В 1844г. Было известно 18 переменных звезд, а к 1912г. Их стало уже более
4000!
•Переменные стали наблюдать почти в каждой стране Европы, Японии,
США и Южной Америке, Австралии, Египте и Южной Африке.
•В 1880г. в процесс поиска переменных включилась обсерватория
Гарвардского университета (Кембридж, Массачусец). Там стали
использовать показавший свою высокую эффективность фотографический
метод поиска перменных по фотопластинкам.
•Интерес к переменным вырос с развитием астрофизики, и прежде всего,
спектроскопии.

25.

Переменные звезды
История открытий
•Понимание относительной яркости и переменности звезд
полностью изменились после работ Генриетты Сван Ливитт
(1868-1921 гг.), сотрудницы обсерватории Гарвардского колледжа
и открывательницы 1500 переменных. В 1912г. Ливитт
обнаружила, что более яркие цефеиды имеют более длинные
периоды переменности и построила линейную зависимость
“период-светимость” по цефеидам Малого Магелланова Облака.
Этот факт теперь используется для определения шкалы
расстояний во Вселенной, а цефеиды получили звание “маяков
Вселенной”.
•В 1914 году Шепли была предложена теория пульсаций
физических (не затменных) переменных звезд, обоснованная в
1918г. Эддингтоном.
•Открытие диаграммы Герцшпрунга-Рассела и ее
эволюционного смысла придало особое значение исследованиям
пеерменных звезд. Была открыта связь между перменностью и
процессом звездной эволюции.

26.

Переменные звезды
История открытий
•В 1948 г. В Москве вышел Общий Каталог Перменных Звезд, (ОКПЗ),
составленный Б.В.Кукаркиным и П.П.Паренаго. Он содержал сведения о
10912 переменных.
•В 1951г. вышел “Каталог звезд, заподозренных в переменности» (8134
звезды).
•Сейчас в Общем Каталоге Переменных Звезд, ведение которого за
большие заслуги в деле открытия и исследования переменных звезд было
поручено российским астрономам, насчитывается свыше 36000 объектов.
•Всего к настоящему времени открыто около 60000 переменных звезд в
нашей Галактике и десятки тысяч – в других галактиках.
•Более 40 переменных доступны наблюдениям невооруженным глазом.

27.

Переменные звезды
Что такое переменные звезды
•Итак, переменные звезды – это звезды, блеск которых подвержен колебаниям.
•Переменность у звезд возникает вследствие двух причин: обращения вокруг
них звезд-спутников в плоскости, близкой к лучу зрения с частичными или
полными затмениями компонентов, либо физическими процессами,
происходящими в самих звездах.
•Амплитуды измнения блеска переменных звезд меняются от тысячных долей
звездной величины до 15-19m и больше.
•Периоды изменения блеска переменных также находятся в широких пределах –
от секунд до сотен дней.
•Переменные звезды имеют собственные названия с использованием одной или
двух заглавных латинских букв (например, RR Лиры). Если в созвездии столько
переменных звезд, что всех возможных комбинации из двух букв оказывается
недостаточно, остальные переменные звезды именуются буквой V и
порядковым номером, например V1340.

28.

Переменные звезды
Типы переменных звезд
Известны три основных типа переменных звезд:
•Затменные переменные звезды (пример – Алголь)
Изменение блеска у затменных переменных
обусловлено обращением вокруг них спутников в
плоскости, близкой к лучу зрения с частичными или
полными затмениями компонентов
•Пульсирующие пеерменные (пример- Дельта Цефея)
Изменение блеска пульсирующих звезд связано
периодическим расширением и сжатием
поверхностных слоев, т.е. - реальной пульсации.
•Эруптивные переменные звезды (Новые, сверхновые)
Эруптивные, или катаклизмические, или взрывные
звезды резко меняют блеск вследствие случайных
мощных взрывов, вызванных термоядерными
процессами во внешних слоях или ниже.

29.

Переменные звезды
Пульсирующие переменные звезды
Цефеиды (Период: 1-70 дней, амплитуда: 0,1-2.0m)
Эти массивные звезды (3-16 М , 10-150R ) имеют высокую
светимость и класс F в максимуме, а G-K в минимуме.
Чем горячее звезда, тем больше ее период. Цефеиды
имеют прямую зависимость периода-светимость.
M = a lg P + b, где M - средняя абсолютная звездная величина
цефеиды, a и b - наклон и нуль-пункт зависимости
соответственно, зависят от спектрального диапазона ( в
визуальной области спектра a = -2.87 и b = -1.01).
Помня, что M = m + 5 – 5 lg R, получаем lg R = 0.2 (m –M + 5).
Таким образом, найдя цефеиду в другой галакике, по ее периоду
можно вычислить расстояние до нее!
Звезды типа RR Lyr (Период: 0,2-1 дня, амплитуда: 0,3-2m)
Это короткопериодические пульсирующие белые гиганты
класса А. Они старше и менее массивные, чем цефеиды.

30.

Переменные звезды
Пульсирующие переменные звезды
Звезды типа RV Tau (Период: 30-100 дней, амплитуда:
3m)
Эти желтые свергиганты классов G и K, имеют
множество резких и глубоких минимумов блеска. Период
определяется между двумя глубокими миниуммами.
Долгопериодические (Период: 80-700 дней, максим
1380 дней, амплитуда: 2.5-10m)
Это красные гиганты классов M, C и S. Температура их
меняется от 1800K в минимуме до 2300K в максиумме.
Большим периодам соотв. меньшие светимости.
Переменность связана с пульсациями самой зведзы и
изменения прозрачности протяженной атмосферы.
Полурегулярные и неправильные (Период: 301000 дней, амплитуда: 0,5-2,5m)
Гиганты и сверхгиганты с нерегулярными пульсациями.

31.

Переменные звезды
Пульсационная теория
Математическая теория пульсаций была разработана еще Эддингтоном, но
он не указал источник энергии, способный поддерживать пульсации.
По теории Эддингтона, вследствие нарущения равновесия между давлением
и гравитацией, начинаются свободные, остепенно затухающие
пульсационные колебания. Звезда периодически увеличивается и
уменьшается в объеме, колеблясь около положения равновесия.
При вздутии звезды ее радиус растет и площадь фотосферы (а значит и
светимость) увеличивается.
При этих колебаниях должна периодически меняться температура звезды.
Теория выводит зависимость между плоностью и периодом пульсации
звезды P =Const
Отсюда можно вывести зависимость светимости от периода и температуры
звезды, которой подвержены все пульсирующие звезды:
LgL=Const + 12/7 lg P + 36/7 lg T

32.

Переменные звезды
Пульсационная теория
Теория Эддингтона не могла полностью объяснить все наблюдательные
данные. Эддингтон полагал, что звезда пульсирует целиком, а оказалось, что
пульсируют только внешние слои. Это впервые предположил и подкрепил
расчетами С.А.Жевакин. Его идеи были затем развиты Р.Кристи.
Оказывается, звездная переменность обусловлена особыми свойствами
атома гелия. Оказалось, что гелиевая зона, расположенная во внешних слоях
звезды, способна аккумулировать энергию.
Проходя через гелиевую зону, излучение из недр звезды поглощается,
ионизируя атомы гелия. При этом температура повышается. Ионизованный
гелий более прозрачен, поэтому накопленная энергия выходит наружу, а
среда при этом охлаждается. Понижение температуры сопровождается
рекомбинацией ионов гелия и электронов, и атомы гелия становятся
нейтральными, способными снова поглощать энергию. Цикл замыкается,
чтобы повторяться снова.

33.

Переменные звезды
Переменность и эволюция
Физическа переменность возникает у звёзд на
определённых этапах их эволюции, так что на
протяжении своей жизни одна и та же звезда, переходя
от одного этапа развития к другому, бывает как
постоянной звездой так и переменной.
Ряд типов пульсирующих переменных расположен в
пределах полосы нестабильности, пересекающей д. Г.-Р.
от красных сверхгигантов спектр. класса К до белых
звёзд класса А.
Во всех этих звёздах действует единый механизм,
вызывающий пульсацию их верхних слоев. В наружных
областях звёзд, населяющих полосу нестабильности,
существует зона критич. ионизации гелия, к-рый
попеременно то ионизуется до Не II при повышении
темп-ры,то рекомбинирует и охлаждается.

34.

Переменные звезды
Переменность и эволюция
Такой механизм раскачки колебаний действует лишь
при определённом (> 15% по числу атомов)
содержании гелия и определённой глубине залегания
зоны критич. ионизации, зависящей от светимости и
поверхностной темп-ры звезды. Эти причины и
обусловливают существование довольно узкой
полосы нестабильности.
Критич. момент для звезды на ГП наступает, когда
масса ядра, в к-ром водород превратился в гелий,
достигает 10-12% массы звезды и термоядерная
реакция превращения водорода в гелий в центре
звезды затухает. С этого момента структура звезды
начинает изменяться. Вначале вся звезда сжимается, а
затем лишённое на данном этапе источников энергии
ядро сжимается и нагревается, а внеш. части звезды
расширяются и охлаждаются. Звезда уходит с ГП в
область красных гигантов и сверхгигантов.

35.

Переменные звезды
Переменность
и эволюция

36.

Переменные звезды
Катаклизмические переменные звезды
Сверхновые (амплитуда: 20m)
Эти массивные звезды однократно вспыхивают и быстро
меняют блеск в результате катастрофического взрыва.
Сверхновые вспыхивают в галактиках раз в несколько
десятков лет. Светимость в максимуме в миллионы раз
сильнее солнечной. По спектру и виду кривой блеска
сверхновые делятся на несколько видов. Сверхновая –
результат окончания эволюции звезды, когда она
разрушается и превращается в компактный объект.

37.

Переменные звезды
Сверхновые типов I и II.

38.

Переменные звезды
Катаклизмические переменные звезды
Новые (Период: 1-300 дней, амплитуда: 7-16m)
Новые - это двойные системы, состоящие из обычной
звезды и белого карлика, на который ее вещество
перетекает, образуя аккреционный диск. Так на
поверхности карлика накапливается вещество,
способное вступить в ядерные реакции H-He.
Вспышка новой – бурное осуществление такого
процесса. После вспышки звезда возвращается к
первоначальному состоянию, а оболочка массой 10-5
M расширяется со скоростью 1000км/с и
растворяется в пространстве.
За несколько дней система вспыхивает на ~12 величин
и постепенно уменьшает яркость в течение месяцев
или лет. Спектральный класс в максимуме A-F.
Ежегодно в Галактике вспыхивает от 25 до 200 новых.

39.

Переменные звезды
Катаклизмические переменные звезды

40.

Переменные звезды
Катаклизмические переменные звезды
Повторные новые (Период: 1-300 дней, амплитуда: 716m)
Это новые, вспыхивающие более одного раза. Для них
найдена зависимость: чем меньше амплитуда вспышки,
тем чаще вспышки. Напр., T CrB вспыхивает раз в 80 лет.
Карликовые новые подразделяются на подклассы:
U Geminorum (Период: 30-500 дней: амплитуда: 2-6m)
После долгих периодов “тишины” они резко вспыхивают в
течение 5-20 дней.
Z Camelopardalis
Цикдические изменений блеска прерываются периодами
постоянной яркости на уровне 1/3 от максимума.
SU Ursae Majoris
Резкие вспышки (1-2 дня, либо 10-20 дней) сменяются
перидами мелких колебаний.

41.

Переменные звезды
Катаклизмические переменные звезды
Симбиотические звезды (Период: меняется,
амплитуда: до 3m)
Близкие двойные системы, состоящие из красного
гиганта и горячей голубой звезды, погруженные в
туманность. Демонстрируют новоподобные вспышки до
3m.
R Corona Borealis (Период: меняется, амплитуда: до
9m)
Редкие, яркие, бедные водородом и богатые углеродом
звезды, проводящие большую часть времени в
максимуме блеска, временами слабеющие на 9m с
нерегулярными интервалами, а затем медленно
возвращающиеся к нормальному блеску в течение
нескольких месяцев или лет. Имеют классы F-K и R.

42.

Переменные звезды
Методы наблюдений переменных звезд
•В основу метода определения блеска звезд положено сравнение их с соседними
звездами, блеск которых хорошо известен и не меняется со временем.
•Такие звезды называют звездами сравнения.
•Заранее выбирается несколько звезд сравнения, имеющих блеск в промежутке
изменения блеска переменной.
•Звезды сравнения должны находиться как можно ближе к исследуемой
переменной, в пределах поля зрения инструмента.
•Разница блеска между звездами сравнения должна быть не больше 0,4-0,5m, а
цвет не должен сильно отличаться от цвета переменной.
•Карты окрестностей наиболее ярких переменных звезд публикуются в
Школьном Астрономическом календаре-ежегоднике и в Справочнике Любителя
Астрономии под редакцией П.Г.Куликовского.
•Подробные карты окрестностей с указанием звезд сравнения для множества
переменных доступны через Интернет на сайте Ассоциации Наблюдателей
Переменных Звезд (AAVSO) по адресу http://www.aavso.org/vsp

43.

Переменные звезды
Пример карты
окрестостей
переменной

44.

Переменные звезды
Метод оценки блеска Пиккеринга
•Первый способ был предложен Э. Пиккерингом. Он предложил сравнивать
переменную звезду (v) с двумя звездами сравнения - немного более яркой (a),
и менее яркой (b), мысленно деля интервал между их блеском на 10 равных
частей. Сравнивая блеск переменной и звезд сравнения, необходимо
установить положение блеска переменной между блеском звезд сравнения в
десятых долях между разницей их блеска. К примеру, если переменная звезда
настолько же слабее звезды a , насколько ярче звезды b, то оценка блеска
записывается в виде a5v5b. Если же блеск переменной почти равен блеску
звезды а, и значительно больше блеска звезды b, оценка записывается в виде
a1v9b.
Отсюда легко определить звездную величину переменной. Для последнего
случая, мы получим два значения:
mv= ma + 0.1 (mb-ma), mv=mb-0.9 (mb-ma).
Из этих, и других значений блеска переменной, полученных с другими
звездами сравнения, берется среднее арифметическое, округляемое до сотых
долей зв. величины. По полученным результатам строится кривая блеска.

45.

Переменные звезды
Метод оценки блеска Нейланда-Блажко
•Другой способ, наиболее рекомендуемый к использованию более опытным
наблюдателям, был предложен Неландом и С.Н. Блажко.
•В отличие от метода Пиккеринга, в этом методе интервал блеска между
звездами сравнения делится не на десять, а на то число частей (степеней),
которое реально может оценить наблюдатель.
•К примеру, интервал блеска между переменной v и более слабой звездой
сравнения b вдвое больше, чем между v и a. Оценив интервал блеска между a
b v в 3 степени, мы записываем оценку как a3v6b.
•Ряд наблюдений, полученный методом Нейланда-Блажко, можно обработать
статистическими методами, но начинающим наблюдателям легче всего
определять текущий блеск переменной по тому же принципу, что и в методе
Пиккеринга.
•Хотя точность визуальных оценок блеска у начинающих наблюдателей
равна, в среднем, 0.2m, со временем она увеличивается в 2-3 раза.

46.

Переменные звезды
Метод оценки блеска Волохова-Байера
•Наиболее точный и доступный метод оценки блеска был предложен А.Н.
Волоховым (Москва) и независимо от него М Байером (Гамбург) более 65 лет
назад.
•Мерод основан на зависмости расстояния, необходимого для полного
исчезновения звезды при расфокусировке от ее яркости.
•Для реализации этого метода необходимо проградуировать фокусировочное
колесо (обычно на 360 делений) и последовательными наблюдениями звезд с
известными величинами построить линейный график зависимости значений
шкалы со звездными величинами.
•После этого определение текущего блеска переменной звезды будет сводиться
к простой операции вывода ее из фокуса до полного исчезновения и
нахождения текущего значения блеска по графику зависимости делений
шкалы от зв. величины. Калибровочный график желательно выполнять перед
каждым наблюдением и желательно по звездам, близким к изучаемой области.
•Таким методом можно производить оценки блеска короткопериодических
переменных с достаточно высокой точостью (0.02m).

47.

Переменные звезды
Особенности наблюдения переменных
•Долгопериодические переменные стоит наблюдать один раз в 7-10 дней, что
наиболее реально не зависимо от погодных условий.
•Остальные переменные звезды необходимо наблюдать каждый ясный вечер, и
тем чаще за ночь, чем меньше период изменения их блеска.
•Особенно интересны науке наблюдения вблизи моментов минимумов у
затменных переменных звезд и максимумов физических переменных звезд.
•После освоения методов наблюдения и достижения более высокой точности
оценки блеска, можно переходить к наблюдению полуправильных и
неправильных переменных звезд, имеющих огромный научный интерес.
•Наблюдатели, хорошо знакомые со звездным небом, могут включиться в
поиски новых и сверхновых звезд.
•Фотографирование областей переменных на зеркальную фотокамеру или
ПЗС позволяет сохранить «слепок» неба, задокументировать наблюдения, и
произвести оценку блеска в более благопритой обстановке. Оценку блеска
можно будет выполнить более точно при помощи комьпютерных программ.