Нестаціонарні зірки. Фізичні процеси, які забезпечують нестаціонарність, Детальна інформація

Криві блиску показують сильну нестабільність від циклу до циклу, хоча крива може бути описана одним середнім періодом (див. мал. 9).

Подібна нестабільність може бути пов'язана з порушенням пульсацій у зоні іонізованого водню в протяжній атмосфері зірки і проходженням ударних хвиль. Проте, остаточної теорії пульсацій подібних зірок, також як і інших довгоперіодичних змінних, не існує.

Зміни періодів мають різноманітний характер: стрибкоподібні і плавні неправильні зміни (найбільш частий тип), циклічні стрибкоподібні зміни, циклічні плавні (синусоїдальні зміни). Цикли цих змін у тих зірок, у яких вони можуть передбачатися складають значення 13000-22000 d.

Що таке міріди?

У еволюції зірок із масами порядку сонячної або більшими є стадія, коли зірка стає дуже активною. Світило, яке раніше було подібне до нашого Сонця, за порівняно короткий час “розбухає”, збільшуючи свої розміри в сотні разів і перетворюючись у холодну червону зірку гігант. Більшість зірок у цій стадії виявляє нестабільність — пульсує. Їхній візуальний блиск більш-менш регулярно змінюється на декілька зоряних величин із періодами від сотні днів до півтора-двох років.

Першою такою змінною зорею, на яку звернули увагу астрономи, була Міра Кита. Вона надалі і дала назву цілому класу змінних зірок. У серпні 1596-року німецький астроном Давид Фабріціус помітив у сузір'ї Кита зірку, яку не зміг знайти ні на зоряних картах, ні в каталогах. Але через декілька місяців блиск зірки ослаб настільки, що вона перестала бути видимою неозброєним оком. У 1603 році Йоганн Байер при упорядкуванні свого знаменитого зоряного атласу (першого атласу, де зірки одержали позначення у виді грецьких букв) знову помітив ту ж зірку, яку він, не підозрюючи про відкриття Фабріціуса, заніс в атлас як зірку 3-й величини і привласнив їй позначення О Кита. В лютому 1609 року її знову спостерігав Фабріціус; тоді ж він і назвав її Мiга (від латинського “дивна”).

Хоча Фабріціусу і належить честь першовідкривача Міри, спеціальних спостережень він не вів. Регулярні спостереження Міри Кита вперше виконали Хольвард і Фулленіус у Нідерландах — ці роботи відносяться вже до 1630-х — 1640-х років. Першим же, хто знайшов періодичність у змінах блиску Міри Кита, був французький астроном Буйо. Період зірки він визначив у 333 дня, що близько до нині прийнятого значення (331,6). К XVII- XVIII сторіччям відносяться відкриття ще декількох довгоперіодичних змінних — \x03C7 Лебедя (цю зірку раніш нерідко називали “Міра Лебедя”), а також R Гідри і R Льва.

Легко зрозуміти, чому Міру й інші подібні їй зірки були в числі перших змінних зірок, відкритих астрономами і систематично дослідженими. Це пояснюється, насамперед, великою амплітудою змін їхнього блиску. Самі яскраві з мірід у максимумі можуть бути помітні навіть неозброєним оком, у той час як у мінімумі бувають доступні не всякому телескопу. Рекорд належить зірці \x03C7 Лебедя: у максимумі її блиск досягає візуальної величини 3,3m, а в мінімумі падає майже до 14m, тобто амплітуда блиску досягає без малого 11 зоряних величин!

Міріди займають особливе місце серед виявлених і вивчених змінних зірок. Так, у 4-му виданні “Загального каталогу змінних зірок” (ЗКЗЗ) із 28455 включених у нього зірок 5829 — міріди (більше 20%). Причина значного числа відомих мірід криється в порівняній легкості їхнього виявлення: по-перше, завдяки великим амплітудам зміни блиску, а по-друге, міріди — це зірки гіганти високої світності (десятки тисяч сонячних), тобто вони можуть спостерігатися на величезних відстанях, у сотні і тисячі парсек. Міріди — холодні червоні зірки, що пройшли довгий шлях еволюції. Температура їхньої поверхні біля 2000-3000К, Більшість відноситься до спектрального класу М. Це зірки, багаті киснем. Але зустрічаються серед мірід і вуглецеві зірки, що належать до спектрального класу G.

Довгоперіодичні змінні

Довгоперіодичні змінні зірки, як випливає із самої назви, змінюють свій блиск достатньо повільно, із періодами в сотні днів (частіше усього зустрічаються періоди від 150 до 700 діб). Клас таких змінних містить у собі множину досить різноманітних по своїх характеристиках зірок.

Довгоперіодичні змінні діляться на два підкласи: змінні типу Міри Кита (або власне міріди) і напівправильні змінні. Одним із критеріїв, по якому зірку відносять до тієї або іншої категорії, служить амплітуда коливань блиску. До мірід звичайно належать зірки з амплітудою більшої 2,5m, до напівправильних — зорі, амплітуда зміни блиску котрих менше 2,5m. При цьому треба відзначити, що міріди в середньому мають великі періоди і змінюють блиск із більшою регулярністю, ніж напівправильні зірки. Таким чином, між двома підкласами існують реальні фізичні розходження.

Відносно регулярну криву блиску мають лише деякі міріди. Для більшості ж зірок цього типу зміна блиску відзначена різноманітними іррегулярностями, що з однаковою можливістю можуть зустрічатися як на висхідній гілці кривої, так і на спадної, і не мають періодичностей. Криві блиску мірід можна розділити на три типа:

I — одна з гілок кривої йде крутіше, ніж інша;

II — крива блиску більш-менш симетрична;

III — крива блиску має “горб” на однієї з гілок, або у її два максимуми протягом одного періоду.

У напівправильних змінних звичайно немає стійкої форми кривої блиску. Якщо порівняти криві блиску зірок типу Міри Кита і криві блиску напівправильних змінних, очевидно, як сильно вони різняться. Треба сказати, що всі довгоперіодичні змінні дуже зручні для візуальних спостережень за допомогою бінокля, підзорної труби або невеличкого телескопа. У максимумі вони досягають 5-ї — 7-ї зоряної величини, а довгі періоди дозволяють спостерігати декілька зірок одночасно.

Різноманітні фізичні процеси, що протікають у надрах і особливо в оболонках цих зірок, безумовно, відбиваються на їхній кривій блиску. У більшості мірід (наприклад, у R Лева, U Оріона, U Геркулесу) змінюється висота максимуму. А у зірки U Геркулесу може змінюватися положення і форма “горба” на висхідній гілці, іноді “горб” зникає зовсім. Аналогічно поводиться крива блиску зірки R Лева. B свою чергу у R Орла дуже сильно змінюється період. А оскільки періоди нестабільні у багатьох мірід, то важливе значення мають щільні ряди спостережень, що дозволяють точно визначити момент настання максимуму.

Не менше цікаві напівправильні змінні, що змінюються, як правило, на 1,5-2m, вони дають можливість із скромними спостережливими засобами простежити весь хід кривої блиску від максимуму до мінімуму і уточнити період, що частіше за все встановлений із великою похибкою. До того ж у цих зірок у змінах блиску можуть існувати додаткові періоди, що відрізняються від основного на ціле число: Р/2, Р/3 і так далі. Ці періоди можна виділити, тільки маючи безупинний ряд послідовних спостережень.

Пульсації і ударні хвилі

Дотепер ми не розглядали фізичні процеси, які призводять до зміни блиску довгоперіодичних змінних. Одна з можливих причин коливань блиску — пульсації зірок. Теорія пульсації добре пояснила змінність цефеїд. Але механізм, що призводить до коливань блиску мірід, дотепер точно не встановлений. Одна з гіпотез пояснює пульсації подібних зірок нестійкістю ядерних реакцій горіння гелію в сферичному прошарку в надрах зорі, а на поверхні ця нестійкість виявляється у виді коливань.

При пульсаціях поверхні зірки в її атмосфері можуть утворитися ударні хвилі. Пояснимо, що це таке. Збудження невеличкої сили передаються в газі у виді звукових хвиль. Якщо, наприклад, створити в якомусь місці простору надлишковий (порівняно з навколишнім середовищем) тиск, то він передається, унаслідок теплового руху молекул, частинкам у сусідніх областях простору; ті, в свою чергу, передадуть надлишок тиску сусідам і так далі. Швидкість звука в газі відповідає середньої швидкості теплових рухів молекул газу, і в атмосферах мірід, де Т ( 1000-2000 К, швидкість звука складає 1,5-3 км/с (нагадаємо, що в земній атмосфері у поверхні ця швидкість дорівнює 0,33 км/с).

Якщо шару газу додати швидкість руху, що перевищує швидкість звука, то виникне якісно інше явище. Цей шар газу полетить, загрібаючи перед собою все нові і нові порції газу, подібно тому, як снігова лавина, що несесеться вниз по схилу гори, створює перед собою сніговий вал, який постійно збільшується. Густина газу на межі “вала” наростає стрибкоподібно — такий “вал” як би вдаряє по спокійному, незбудженому газу, прискорюючи його. Тому поверхню, де відбувається стрибок, називають ударним фронтом, а саме явище надзвукового поширення стрибка густини — ударною хвилею.

Емісійні спектральні лінії

Є данні астрономічних спостережень, які показують, що в оболонках мірід поширюються ударні хвилі. У спектрах цих зірок спостерігаються чисельні лінії поглинання, характерні для холодного газу — лінії слабко збуджених атомів і молекул. Головна особливість таких спектрів — потужні смуги молекул окису титана ТiО. Проте час від часу вигляд спектру мірід помітно змінюється. Поблизу мінімуму блиску спалахують емісійні лінії водню, іонізованого заліза й інші елементи, а інтенсивність смуг поглинання окису титана починає падати. Зірка збільшує свій блиск, проходить максимум, після чого емісійні лінії в спектрі слабшають і на спадній гілці кривій блиску пропадають; смуги TiО, навпроти, посилюються. В наступному мінімумі цикл починається знову.

Таке поводження спектра можна пояснити проходженням ударної хвилі через атмосферу міріди. При коливанні поверхні зірки, у той проміжок часу, коли поверхня рухається назовні з надзвуковою швидкістю, над нею виникає ударний фронт у вигляді сфери, центр якої збігається з центром зірки. Швидкість ударної хвилі спочатку велика, 60-100 км/с, тобто в десятки разів перевищує швидкість звука. З віддаленням від поверхні хвиля поступово витрачає свою енергію. Приблизно половина енергії хвилі іде на прискорення все нових і нових шарів газу, друга половина — на нагрів його. При великій швидкості хвилі газ за її фронтом нагрівається до високої температури. Ця температура залежить від швидкості хвилі і може приймати значення від 15-20 тис. К (при швидкості в 30 км/с) до 100 тис. К (при швидкості в 100 км/с). У газі за фронтом хвилі відбувається дисоціація (розпад) молекул і іонізація нейтральних атомів. Зникнення молекул окису титана за фронтом призводить до ослаблення смуг TiО і як би просвітлює атмосферу зірки у візуальній області спектра — блиск зірки наростає. У той же час іонізовані атоми водню і металів рекомбінують з електронами, що супроводжується сильним випромінюванням в лініях цих елементів — тільки в лінії водню (Н\x03B1) може випромінюватися до 1 % всієї світності зірки!

*

‚

\x0152

\x00A8