Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
Пры павелічэнні радыуса зоркі павялічваецца і плошча фота-сферы, а таксама тэмпература і свяцільнасць. Вонкавыя слаі руха-юцца то ад назіральніка, то да яго, што прыводзіць да зрушэння спектральных ліній.
Першая пульсуючая зорка была адкрыта нямецкім астраномам Давідам Фабрыцыусам у 1596 г. у сузор’і Кіта і названа Мірай. Перыяд змены бляску гэтай зоркі складае 331,6 сутак.
Вялізны клас вельмі яркіх пераменных зорак-гігантаў і звышгіган-таў класаў F і G называецца цэфеідамі (па тыповым іх прадстаўніку 5 Цэфея). Амплітуда бляску (зорная велічыня) вагаецца ад 0,5 да 2
Бляск —► Бляск
Рыс. 26.1. Графікі змены бляску зорак § Цэфея і RR Ліры
зорных велічынь, а перыяд ваганняў — ад некалькіх да 70 сутак. Адначасова са зменай бачнай зорнай велічыні ў цэ-феід мяняецца іх спектр. Па зрушэнні яго інтэнсіўнасці выяўлена, што ў цэ-феід перыядычна (з перыядам змены бляску) змяняецца тэмпература ў ся-рэднім на 1500 градусаў (рыс. 26.1).
Змена фізічных параметраў зоркі адбываецца такім чынам, што ў максі-муме бляску цэфеіда мае максімаль-ную тэмпературу, пры гэтым яе рады-ус памяншаецца і фотасфера зоркі аддаляецца ад нас з найбольшай скорасцю. Гэтыя з’явы тлумачацца пульсацыяй вонкавых слаёў цэфеід, што прыводзіць да перыядычных змен
159
іх свяцільнасці, тэмпературы і радыуса ў межах ~ 5 % ад іх сярэдніх значэнняў.
Тэарэтычныя разлікі і практычныя назіранні паказваюць, што толькі зоркі-гіганты і звышгіганты праходзяць праз стадыю цэфеід. Перыяд пульсацый зоркі залежыць ад сярэдняй шчыльнасці яе рэ-чыва і падпарадкоўваецца наступнай заканамернасці:
ЗОРКІ
const _ 0,12
ўр 7р '
дзе Р — перыяд пульсацый (у сутках), р— сярэдняя шчыльнасць (у адзінках сярэдняй шчыльнасці Сонца). Сярэдняя шчыльнасць рэчыва цэфеід складае каля 102 кг/м3.
Цэфеіды з большай масай маюць большую свяцільнасць, боль-шы радыус, але меншую шчыльнасць і, адпаведна, большы перыяд пульсацыі, г. зн. цэфеіды маюць важную залежнасць «перыяд — свяцільнасць» (рыс. 26.2). Гэта залежнасць апісваецца выразам: М= —1,25 — 3,00 IgP, дзе Р— перыяд змены бляску ў сутках, a М— сярэдняя абсалютная зорная велічыня. Такім чынам, па вядомым з назіранняў перыядзе можна вызначыць свяцільнасць зоркі ці абса-лютную зорную велічыню. Пры параўнанні яе з бачнай зорнай велічынёй, атрыманай з назіранняў, можна вызначыць адлегласць да цэфеіды. Высокая свяцільнасць і пераменнасць бляску даюць магчымасць выявіць цэфеіды на адлегласці аж да 20 Мпк. Іх назіра-юць у найбліжэйшых галактыках, такім чынам вызначаючы адлег-
ласці да гэтых зорных сістэм.
Цэфеіды вобразна называюць маякамі Сусвету. Цяпер у нашай Галактыцы вядома звыш 700 цэфеід.
Другой разнавіднасцю пульсуючых пераменных зорак з’яўляюцца
VII
зоркі тыпу RR Ліры, якія маюць больш кароткія перыяды — ад 0,2 да 1,2 сутак. Практычна ўсе зоркі гэтага тыпу — гіганты спектральна-га класа А. Яны вельмі хутка мяня-юць бляск (гл. графік на рыс. 26.1). Амплітуда змены бляску дасягае 1 зорнай велічыні. У гэтых зорак, як і ў цэфеід, існуе залежнасць паміж перыядам і свяцільнасцю (гл. рыс. 26.2).
Існуюць зоркі, якія пульсуюць са значна большымі перыядамі — ад некалькіх тыдняў да года і болей. Гэтыя доўгаперыядычныя перамен-
Рыс. 26.2. Графік залежнасці абса-лютнай зорнай велічыні ад перыяду змены бляску ў цэфеід і зорак тыпу RR Ліры
160
VII
ныя зоркі называюцца зоркамі тыпу Міры — мірыдамі (па назве зоркі ў сузор’і Кіта — о Кіта). У перакладзе з лацінскай мовы Міра абазначае «дзіўная». Практычна ўсе зоркі гэтага тыпу— старыя чыр-воныя гіганты велізарных памераў і вялікай свяцільнасці. Ампліту-ды змены бляску такіх зорак могуць дасягаць 10 зорных вслічынь.
3. Новыя зоркі. Зоркі, бляск якіх раптоўна павялічваецца ў ты-сячы і мільёны разоў за некалькі сутак, пасля чаго памяншаецца да першапачатковага ўзроўню на працягу года і болей, называюіша новымі зоркамі. Пад тэрмінам «новая зорка» не разумеецца, што зорка нарадзілася. Так называюць зоркі, якія раней былі цьмянымі, а потым раптам іх бляск павялічыўся. Напрыклад, адна з новых зорак, якая ўспыхнула ў чэрвені 1918 г., павялічыла свой бляск за чатыры дні з 11-й да —0,5-й зорнай велічыні (г. зн. у 40 тыс. разоў). а потым прыняла папярэдняе значэнне бляску за перыяд крыху большы чым 1,5 года.
Назіранні паказваюць, што новымі зоркамі, якія ўспыхваюнь, у асноўным з’яўляюцца гарачыя белыя карлікі спектральных класаў О — В, абсалютная зорная велічыня якіх парадку 4"' + 5'”. У час успышкі гэтыя зоркі павялічваюць свой бляск на 7” 4- 16” зорных велічынь (рыс. 26.3). Пры гэтым новая зорка выпрамяняе энергію каля 1038 Дж (такая энергія выпрамяняецца Сонцам прыблізна за 100 тыс. гадоў!). У максімуме ўспышкі спектр новых зорак падоб-ны на спектр звышгігантаў спектральных класаў A і F, а лініі спек-тра зрушаны ў фіялетавы бок. Гэтыя факты ўказваюць на тое, што ўспышка новай зоркі ўяўляе сабой выбух, які адбываецца на па-верхні зоркі. За кошт энергіі выбуху і энергіі знешняй абалонкі, якая расшыраецца, забяспечваецца магутнае выпрамяненне новай зоркі ў перыяд максімуму бляску.
Прычынай выбуху новых зорак з’яўляецца абмен рэчыва паміж кампанентамі цесных падвойных пар, да якіх належаць усе
Вось часу (маштаб адвольны)
Затрымка
0
11
3 3
° 5 Максімум
? 8 Да
ўспышкі
Рыс. 26.3. Графік змены бляску новай зоркі
Пасля ўспышкі
161
дэталёва даследаваныя былыя новыя зоркі. Успышкі новых зо-рак — дастаткова частая з’ява: штогод астраномы робяць 2—3 адкрыцці. Дзякуючы высокай свяцільнасці ў максімуме бляску новыя зоркі выяўляюць у найбліжэйшых галактыках: каля 250 за-рэгістравана ў туманнасці Андрамеды і каля 20 — у Магеланавых Воблаках.
Многія новыя зоркі ўспыхваюць неаднаразова. Калі ўспышка паўтараецца, такую зорку называюць паўторнай Новай.
4. Звышновыя зоркі. Звышновыя зоркі — адна з самых гран-дыёзных і захапляльных касмічных з’яў. Звышновымі называюць зоркі, якія ўспыхваюць падобна Новым і дасягаюць у максімуме абсалютнай зорнай велічыні ад —18"' да — 19'”. Асобныя Звышно-выя ў максімуме бляску перавышаюць свяцільнасць Сонца ў дзе-сяткі мільярдаў разоў і дасягаюць абсалютнай зорнай велічыні М = -20'"^ 21т.
У кітайскіх летапісах згадваецца раптоўнае з’яўленне ў 1054 г. у сузор’і Цяльца «зоркі-госці», якая здавалася ярчэйшай за Венеру і была бачная нават удзень. Праз два месяцы гэта зорка пачала гаснуць, а яшчэ праз некалькі месяцаў зусім знікла з поля зро-ку. У наш час пры дапамозе дастаткова магутных тэлескопаў у гэ-тым сузор’і можна бачыць туманнасць мудрагелістай формы, якая нагадвае краба, што плыве ў вадзе. Туманнасць так і назвалі — Крабападобная (рыс. 26.4). Назіранні паказалі, што яна расшы-раецца. 3 улікам скорасці расшырэння можна зрабіць выснову, што Крабападобная туманнасць — гэта рэшткі выбуху Звышновай 1054 г.
Упершыню тэрмін «новая зорка» выкарыстаў Ц. Браге пры апі-санні яркай зоркі, якая з’явілася ў 1572 г. Нягледзячы на тое што паводле сучасных уяўленняў гэта назва аказалася не зусім трапнай (успышка абазначае не нараджэнне зоркі, а яе пагібель), яна да гэтага часу выкарыстоўваецца ў астра-номіі. Найбольш магутныя выбухі зорак, якія гінуць, па аналогіі на-зываюць звышновымі зоркамі.
У нашай Галактыцы за апош-няе тысячагоддзе зарэгістравана некалькі выпадкаў успышак звыш-новых зорак.
Фатаграфічным метадам адзна-чана больш за 300 успышак Звыш-новых у іншых галактыках, прычым
ЗОРКІ
Рыс. 26.4. Крабападобная туманнасць — рэштка ад выбуху звышновай зоркі
11. Зак. 1772.
162
.....
VII
нярэдка іх свяцільнасць была параўнальная з агульнай свяцільнас-цю ўсёй галактыкі, у якой адбылася ўспышка. Найбольш яркая звышновая зорка, якая назіралася пры дапамозе сучаснай тэхнікі, з’явілася ў 1987 г. у адной з найбліжэйшых галактык— Вялікім Магеланавым Воблаку (рыс. 26.5).
Зорка ўспыхвае з прычыны калапсу (хуткага сціскання) свайго масіўнага ядра. Адбываецца гэта наступным чынам. На розных эта-пах жыцця масіўнай зоркі ў яе ядры працякаюць тэрмаядзерныя рэакцыі, пры якіх спачатку вадарод ператвараецца ў гелій, а потым гелій у вуглярод і гэтак далей да ўтварэння ядраў элементаў групы жалеза (Fe, Ni, Co). Шчыльнасць цэнтра жалезнага ядра дасягае значэння 1012 кг/м3 пры тэмпературы 10’+■ 1010К. Паступова зорка ўсё больш і больш «расслойваецца» (рыс. 26.6).
Ядзерныя рэакцыі з утварэннем яшчэ больш цяжкіх хімічных элементаў ідуць з паглынаннем энергіі, таму зорка пачынае ахалодж-вацца і сціскацца. Унутраныя слаі нібыта абвальваюцца да цэнтра зоркі; узнікае ўдарная хваля, якая адваротна рухаецца ад цэнтра. У выніку рэчыва знешніх слаёў зоркі выкідваецца з велізарнай скорасцю. 3-за катастрафічнай змены структуры зоркі адбываецца ўспышка Звышновай.
Пры выбуху выдзяляецца энергія парадку 1046 Дж. Такую коль-касць энергіі наша Сонца здольна выпраменіць толькі за мільярды гадоў. Ад велізарнай зоркі застаюцца толькі газавая абалонка, якая расшыраецца з вялікай скорасцю, і нейтронная зорка (ці пульсар). Пульсар уяўляе сабой нейтронную зорку, якая хутка верціцца і для якой характэрна радыёвыпрамяненне, што пульсуе з перыядам, роўным перыяду вярчэння зоркі.
Рыс. 26.5. Звышновая SN 1987А ў Вялі-кім Магеланавым Воблаку (паказана стрэлкай)
Вадарод
Гелій
Вуглярод Кісларод
Кісларод Неон
Магній
ю
Крэмній Кальцый Сера
Жалеза Нікель Кобальт
Адлегласць ад цэнтра, км
Рыс. 26.6. Расслаенне масіўных зорак
163
Калі зорная маса невялікая, то сілы гравіта-цыі параўнальна слабыя, і сцісканне зоркі (гра-вітацыйны калапс) спыняецца. Пры вельмі вы-сокай шчыльнасці рэчыва электроны злучаюцца з пратонамі і ўтвараюць нейтральныя часці-цы — нейтроны. У хуткім часе амаль уся зорка будзе складацца з адных нейтронаў, так цесна прыціснутых адзін да аднаго, што велізарная зорная маса сканцэнтравана ў вельмі невялікім шары, памерам парадку дзесяці кіламетраў (рыс. 26.7). Шчыльнасйь утворанага шара — нейтроннай зоркі — надзвычай вялікая: яна можа складаць 10l7+ 1018 кг/м’.
Нейтронныя зоркі былі выяўлены ў 1967 г. як крыніцы перыядычнага радыёвыпрамянення. Спачатку назіральнікі лічылі, што гэтыя сігна-лы пасылае іншая цывілізацыя. Але з адкрыц-цём іншых такіх жа крыніц радыёсігналаў ста-ла зразумелым, што яны маюць прыроднае паходжанне. У дадатак ад гэтых крыніц было
КНІГІ ОНЛАЙН
