Звездная светимость и спектральная классификация

Страница 3

Второй тип затменных переменных звезд - это звезды типа b Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности - от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд - массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство.

Третий тип затменно двойных звезд - звезды, получившие название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.

Звезды, истекающие газом

В коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные необычайно широкие полосы наряду с темными линиями и даже без них.

Звезды, которые по линиям их спектров могли бы быть отнесены к звездам спектрального класса О, но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют звездами типа Вольфа-Райе - по имени двух французских ученых, обнаруживших и описавших их еще в прошлом столетии. Разгадать природу этих звезд удалось только теперь.

Звезды этого класса - самые горячие среди всех известных. Их температура - 40-100 тысяч градусов.

Такие огромные температуры сопровождаются столь мощным излучением потока ультрафиолетовых лучей, что легкие атомы водорода, гелия, а при очень высокой температуре и атомы других элементов, по-видимому, не выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх. Скорость их движения под действием давления света так велика, что притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а вверх. Под таким дождем сгорело бы все живое на планетах, если бы таковые окружали эти звезды.

Непрерывный дождь атомов, срывающихся с поверхности звезды, образует вокруг нее сплошную, но непрерывно рассеивающуюся в пространство атмосферу.

Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа-Райе? В год звезда Вольфа-Райе выбрасывает массу газа, равную одной десятой или стотысячной доле массы Солнца. Масса звезд типа Вольфа-Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа-Райе не может просуществовать дольше, чем 104-105 лет, после этого от нее уже ничего не останется. Независимо от этого есть данные, что ив действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается. В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды достигают в своем развитии таких высоких температур, когда начинается потеря газа. Быть может, освободившись таким образом от излишек массы, звезда может продолжать нормальное, “здоровое” развитие.

Большинство звезд типа Вольфа-Райе - очень тесные спектрально-двойные звезды. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей звездой класса О или В. Многие из таких звезд - затменно-двойные. Звезды, истекающие газом, хоть и редко встречаются, но обогатили представление о звездах вообще.

Новые звезды

Новыми называются звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, даже миллионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда начинает гаснуть и возвращается в спокойное состояние. Чем мощнее вспышка новой звезды, тем быстрее падает ее блеск. По скорости падения блеска новые звезды относят либо к “быстрым”, либо к “медленным”.

Все новые звезды выбрасывают при вспышке газ, который разлетается с высокими скоростями. Наибольшая масса газа, выбрасываемого новыми звездами при вспышке, заключена в главной оболочке. Эта оболочка видна через десятки лет после вспышки вокруг некоторых других звезд в виде туманности.

Все новые - двойные звезды. При этом пара состоит всегда из белого карлика и нормальной звезды. Так как звезды очень близки друг к другу, то возникает поток газа с поверхности нормальной звезды на поверхность белого карлика. Существует гипотеза вспышек новых. Вспышка происходит в результате резкого ускорения термоядерных реакций горения водорода на поверхности белого карлика. Водород попадает на белый карлик с нормальной звезды. Термоядерное “горючее” накапливается и взрывается после достижения некоторой критической величины. Вспышки могут повторяться. Интервал между ними от 10000 до 1000000 лет.

Ближайшие родственники новых звезд - карликовые новые звезды. Их вспышки в тысячи раз слабее вспышек новых звезд, но происходят они в тысячи раз чаще. По виду новые звезды и карликовые новые в спокойном состоянии не отличаются друг от друга. И до сих пор не известно, какие физические причины приводят к столь разной взрывной активности этих внешне похожих звезд.

Сверхновые звезды

Сверхновые звезды - самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек. Вспышка сверхновой - катастрофическое событие в жизни звезды, так как она уже не может вернуться в исходное состояние. В максимуме блеска она светит, как несколько миллиардов звезд, подобных Солнцу. Полная энергия, выделяемая при вспышке, сопоставима с энергией, излученной Солнцем за время своего существования (5 млрд. лет). Энергия расходится на ускорение вещества: оно разлетается во все стороны с огромными скоростями (до 20000 км/с). Остатки вспышек сверхновых звезд наблюдаются сейчас в виде расширяющихся туманностей с необычными свойствами (Крабовидная туманность). Их энергия равна энергии вспышки сверхновой. После вспышки на месте сверхновой остается нейтронная звезда или пульсар.

До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее всего такая звездная катастрофа возможна только в конце “жизненного пути” звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки сверхновых имеют важные последствия для Галактики. Вещество звезды, разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы весьма скудным.

Двойные звезды

Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Есть тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.

Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп называют визуально-двойными. Но иногда они лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют огромные расстояния. Это оптические двойные звезды.