Променливи звезди

“Юрий Гагарин” - Стара Загора

Надя Кискинова

Пулсиращите звезди променят блясъка си и другите физични характеристики в резултат на свиване и разширяване, а взривните – поради взривяване на звездите.

Всеки от двата класа променливи звезди се подразделя на подкласове, в зависимост от процесите, водещи до различни по време правилни или неправилни промени в блясъка.

Каталогът на променливите звезди от 1990 г. съдържа данни за 30 000 такива звезди в Галактиката. Тук приемам следната класификация на променливите звезди /Учебник по астрономия, Н. Николов, М. Калинков, Университетско издателство, София 1998/:

Променливите звезди се обозначават с големи букви от латинската азбука и съкратеното латинско наименование на съзвездието. Примерно, S And.

При изчерпване на латинските букви от азбуката, следващите променливи в дадено съзвездие се бележат с две големи латински букви: АА; АВ...RR (Lyr)…RZ (Cas)…

Така се получават общо 334 комбинации за обозначение на променливите звезди в едно съзвездие, но ако то обхваща голяма площ от небето и в него има повече променливи, те вече се бележат с голяма буква V от латинската азбука / variable/ и пореден номер след 334. Примерно, V 819 Cyg.

Тези големи ярки звезди - бели гиганти променят блясъка си от порядъка на денонощие /денонощия/ с амплитуда от около 1 звездна величина.

Спектралните класове на Лиридите са А и F, като с промените в блясъка на звездите, променя се и спектралният им клас от А към F.

Лиридите са по-бедни на метали звезди в сравнение със звезди като Слънцето.

Разположени са симетрично на разстояние около 1 Кпс около галактичния център, като се забелязва концентрация към него. В същото време Лиридите като че ли “избягват” галактичната равнина. Това ги прави отдалечени от нас обекти. Слънцето има почти кръгова галактична орбита, докато Лиридите обикалят около центъра на Галактиката по елиптични орбити под различни съществени наклони спрямо галактичната равнина.

По вида на кривата на блясъка тези звезди се делят на 3 подтипа:

Известни са около 5 000 такива звезди.

При подтип RR b липсва “гърбицата” в кривата на блясъка, а средно периодът им е от повече от половин до няколко денонощия.При типичния представител - δ Cep /Цефей/ - периодът е повече от 5 деннощия.

Т.е. Цефеидите са бяло-жълги гиганти и свръхгиганти, Іа или Ів клас.

 Cep е радиус 30 повече от този на Слънцето. При пулсациите на звездата, движението на фотосферата става със скорост от 20 км/сек, радиусът й нараства с 1,5 милиона км или със 7%. Температурата на повърхността се променя от 6 500 К , когато звездата е от спектрален клас F3, до 5 500 К, когато е от клас G1.

Определяйки периода на пулсации на една Цефеида от наблюдения и имайки предвид правата пропорционалност между период-светимост, може да се определи светимостта. Привличайки формулите, даващи зависимостта между светимост и абсолютна звездна величина и формулата на Погсън, в които учавстват абсолютната, видимата звездни величини, вече известни, може да се определи разстоянието до звездата или далечния кълбовиден звездния куп, в която тя се намира.

По този начин Шепли установява разстоянието до кълбовидните звездни купове от галактичната корона и самите размери на Млечния път.



Цефеиди в галактиката М 100, по чиито пулсации може да се определи

разстоянието до тази и други галактики.
Тъй като Цефеидите са гигантски ярки звезди, пулсациите им са доловими от още по-далечни разстояния.

През 1923 г. Едуин Хъбъл открил Цефеиди в наричаната дотогава предпазливо “мъглявина” в Андромеда и установил, че разстоянието до този обект е поне 10 пъти, отколкото разстоянието до кълбовидните звездни купове.

Тези открития сложили край на спора дали звездите във Вселената са повече или по-малко равномерно разпределени или образуват огромни звездни “острови” – галактики.

Така било положено началото на нов дял в астрономията – галактичната астрономия.

Янг извежда формула, по която може да се установи възрастта на една Цефеида в зависимост от периода на пулсациите й. Оказва се, че колкото е по-голям периодът на Цефеидата, толкова по-млада е тя в сравнение с други Цефеиди.

Кривата на блясъка на Цефеидите наподобява тази на типичните Лириди, но без характерната за тях “гърбица” преди минимума.

Има и особени нетипични Цефеиди, които по кривата на блясъка си повече наподобяват звезди като W Vir /Дева/. – т.н. Виргиниди. Така се и наричат тези Цефеиди – Цефеиди от ІІ тип население, тъй като също като Виргинидите са бедни на тежки елементи или Цефеиди тип W Vir.

Миридите са звезди-гиганти и свръхгиганти с малка средна плътност на веществото си . Те са от спектрални класове M и рядко от R, N и S. Промените в блясъка им говорят, че температурата на повърхността им се изменя от 1 800 до 2 300º К.

Периодите на променливост на Миридите са от 80 до 1000 денонощия. Някои от звездите с периоди повече от 400 денонощия се изявяват и като ярки инфрачервени обекти.

Формата на кривата на блясъка, амплитудата и периодът на Миридите се променят понякога до 10 % от цикъл в цикъл, което ги доближава до полуправилните и неправилните променливи звезди.

Миридите са многобройни, но доста нееднородна група звезди, отличаващи се и по динамичните си характеристики. Тези с периоди до 200 денонощия имат големи и хаотични скорости, докато по-дългопериодичните като че ли имат по-подредено и определено място в Галактиката. Общо взето и тези звезди, подобно на Лиридите се разполагат около галактичната равнина, но на различни разстояния около нея и спадат към различни подсистеми.


Системата на Мира от Кит

Интересно, че много от Миридите са в системи от звезди, както и самата Мира. Обикновено съседната звезда е бяло джудже.

Такава звездна състема от червен гигант или свръхгигант и бяло джудже или звезда от Главната последователност се нарича още симбиотична звезда.


Симбиотичната система R Aquarii /Водолей/ , която се наблюдава като

повторяемо Нова звезда.

Полуправилни и неправилни променливи звезди
Към полуправилните се отнасят звезди като RV Tauri /Бик/ , които имат висок първичен и вторичен максимум в кривата на блясъка си, наподобяваща кривата на блясъка на тясната двойна система β Лира. Приликата свършва дотук, тъй като повторяемостта се променя всеки път с различен период, вариращ от 32 до 144 денонощия. Амплитудите са от 1 до 3,5 зв.в.

Звездите са гиганти от спектрален клас F, G или K.

Мястото на еволюционната диаграма Хершпрунг-Ръсел на тези звезди е малко над Главната последователност – там където е мястото на стартиране на жизнения път на протозвездата – Началната Главна последователност.

Амплитудите на блясъка им се променя с 3 до 4 звездни величини и избухванията стават непериодично.Скоростта на увеличаване и намаляване на блясъка е различна без закономерности. Периоди на активност се редуват с периоди на тносителен покой и това е една от особеностите на тези звезди.

До 1936 г. звездата FU Ori била от 16 зв.в., но в края на годината блясъкът й нараснал до до 6 зв.в. и се задържал така около 100 денонощия. Две години по-късно спаднал с 1 зв.в. и от около 5 зв. в. се наблюдава досега тази звезда.

Амплитудите в промяна на блясъка им е от 1-6 зв.в. Характерното е скоростта на достигане на максимален блясък е направо светкавична – няколко минути и дори само секунди.

Бързите взривообразни просветвания явно са свързани с отделяне на горещ газ от атмосферите им, подобно на слънчевите избухвания, но с огромни мащаби.

Има и други особености при тези звезди – в спектъра им са силни линиите на поглъщане на силиция, примерно.

Промените им във видимия блясък са несъществени – хилядни части от зв. величина, но интересното е, че периодите им на промените от порядъка на няколко денонощия съвпадат с периода на изменение на магнитното поле.



Магнитна звезда.
Измененията на спектъра, блясъка и магнитното поле явно са свързани с околоосното въртене на звездите, а магнитното поле е свързано с гигантски петна във фотосферата им, които са доста устойчиви образувания.

Крива на блясъка на Ар звезда.

Пулсари

/подробно за пулсари, бели джуджета и черни дупки в проекта на Иван Лунов “Краят на масивните звезди” – http://ivan-pulsari.hit.bg /
Обозначават се с PSR и 6 цифри – 4 за рекстанцензията в часове и 2 за деклинацията в градуси. Първият открит пулсар в остатъка от Свръхновата от 1054 г. - Раковидната мъглявина например е PSR 0531 + 21. Намира се в съзвездието Бик и се отъждествява със слаба оптична звездичка от 16 зв.в в центъра на мъглявината.


Това съставно изображение на материята, завихряна до сулбстветлинни скорости от пулсара в Раковидната мъглявина – бързо въртяща се неутронна звезда с размерите на Манхатън, е получено от двете орбитални обсерватории на NASA – рентгеновия телескоп “Чандра” и космическия телескоп “Хъбъл”.

Понякога пулсарите се обозначават и с инициалите на обсерваторията, където са открити и рекстанцензията. Същият този първи открит пулсар в Раковидната мъглявина е още

NP 0532, което значи, че е открит в обсерваторията Кембридж, Англия.

Известните сега стотици пулсари са предимно в галактичната равнина.

Също като Ар звездите и промените, които се забелязват при пулсарите в радиодиапазона, рентгена или гама-лъчите са свързани с геометричното направление на насоченост на магнитното им поле. Бързите промени, характерни за тях са свързани с бързото им околоосно въртене и мълки размери, но интензитетът на магнитното им поле е огромен.



Тези изображения, получени едновременно с рентгеновия орбитален телескоп “Чандра” и космическия телескоп “Хъбъл” са два погледа към ставащото в Раковидната мъглявина – остатък от Сръхновата от 1054 година.
За разлика от Ар звездите, пулсарите са доста странни звездни остатъци с размери от порядъка на 10 км само, чието съществуване е предречено теоретично доста преди откриването им.

Откриването на пулсарите все пак било доста неочаквано и дори първоначално било засекретено, защото кратките строгопериодични във времето радиосигнали от порядъка на 1,3373 секунди при пулсара в Раковидната мъглявина твърде много приличали на изкуствени сигнали от “братя по разум”. По-късно станало ясно, че пулсарите и неутронните звезди са едно и също:

Доста по-масивните от Слънцето звезди имат кратък, но бурен живот. В крайните стадии на тяхната еволюция, ако масата на звездният остатък е 1,44-3 слънчеви маси, налягането на изродения електронен газ не успява да задържи колапса на огромното количество вещество, породен от силите на гравитация. Гравитационният колапс продължава с все по-висока скорост и размерите на звездата стават 1 000-10 000 пъти по-малки само за няколко секунди. Температурата в недрата на свиващия се звезден остатък достига 1-10 милиарда К, а плътността – 10*14 – 10*15 г/куб.см. При тези условия в звездния остатък протичат процеси, разрушаващи не само атомите, а и техните ядра. Електроните буквално са “наблъскани” в протоните и те стават неутрони. Цялото вещество се неутронизира и още повече се уплътнява – до 10*18 г/куб.см. Образувалият се неутронен газ също се изражда и това вече спира по-нататъшното свиване на звездния остатък. Знанията ни за състоянието на веществото също спират дотук.

- в самия й център трябва да има и тежки елементарни частици – хиперони Σˉ;

- над централните части плътността става близка до тази в атомните ядра и неутроните образуват особена неутронна течност, която има свойствата на охладения почти до абсолютната нула хелий – това е свойството свръхфлуидност, при което няма вътрешно триене на частиците и те не губят енергия. Този свръхфлуид се състои от 80% неутрони, 10% електрони и протони. Протоните са във вид на протонен газ, разтворен в неутронна течност. Този газ е идеален проводник на електрически ток, т.е. проводник без съпротивление – има свойството свръхпроводимост;

- твърда обвивка от неизродени неутрони и богати на неутрони ядра на различни химични елементи, основно желязо;

- най-горният слой на звездата – кората - е нагрят до 500 000 К и е дебел само 100 метра. Състои се от чисто желязо.


Над кората съществува обикновена газова атмосфера, висока само няколко сантиметра.

Според теоретични оценки масите на неутронните звезди трябва да са 0,1-2 маси на Слънцето в правопропорционална зависимост от размерите на звездата.

Освен това неутронните звезди трябва да имат бързо околоосно въртене и силно магнитно поле – наследство от бившата масивна звезда сега свита до невъобразимо малки размери.

През февруари 1968 г. се появява публикация в сп. Nature от Хюиш, ръководител на група радиоастрономи в обсерваторията Кейбридж, Англия за новооткрити радиообекти с много бързи и строго периодични пулсации, които нарекли пулсари. Те са забелязани от 24-годишната аспирантка на Хюиш през лятото на 1967 г. случайно при работа по определяне на сцинцилациите при радиовълни с честота 81,5 MHz или дължина на вълната 3,68 метра на радиоизточници по метода на Хюиш за идентификация на квазари.

Скоро след това били открити още такива източници.

Изследвайки първият открит пулсар, оказало се, че той се идентифира с оптически видима звезда от 16 зв.в. в остатъка от избухналата Свръхнова от 1054 г. – Раковидната мъглявина в Бик. Оказало се, че този радиопулсар излъчва и видими светлинни импулси със същия период. А също и рентгенови, които са най-мощни – 10*20 W, докато в оптичния диапазон пулсациите са с 1000 пъти по-слаби, а в радиодиапазона – милион пъти по-слаби.

Точните измервания на пулсациите показали, че периодът на пулсара намалява с 36 наносекунди за денонощие. Същият факт бил забелязан и при другите изследвани пулсари. Като се има предвид, че пулсарът в Раковидната мъглявина е възникнал само преди 1 000 години и неговият период бил един от най-малките сред останалите открити пулсари, може да се предположи, че колкото по-голям е периодът на един пулсар, толкова по-възрастен е той. Така за повечето пулсари възрастта се оценя от милион до 100 милиона години.

Това обстоятелство позволило да се свържат теоретично предсказаните бели джуджета с пулсарите. Нещо повече – позволило да се обяснят пулсациите им с бързото околоосно въртене на неутронните звезди и насочеността на излъчването поради характерната структура на мощното им магнитно поле.

Не е задължително оста на въртене и магнитната ос да съвпадат. Излъчването на пулсара идва от магнитните полюси на неутронната звезда, в чийто конус като лъч на прожектор, достигат до страничен наблюдател, ако той се окаже на подходящо място. В противен случай, пулсарът с нищо не издава наличието си. С това се обяснява “отсъствието” на пулсар в някои мъглявини – остатъци от свръхнови.

Пулсарите са като “маяци във Вселената”, които служат и за измерване на разстояния в астрономията.