Единое окно доступа к образовательным ресурсам

Звезды и звездные группировки в нашей Галактике: Учебное пособие

Голосов: 1

Учебное пособие по курсу астрономии посвящено изложению современных взглядов на свойства, строение, происхождение и эволюцию одиночных и двойных звезд, различных типов переменных звезд, звездных скоплений, ассоциаций и комплексов нашей Галактики. Рассмотрены астрономические открытия последних лет и связанные с ними новые идеи о физических процессах, происходящих в черных дырах, пульсарах, рентгеновских двойных системах, при вспышках новых и сверхновых звезд. Пособие ориентировано на студентов физико-математических факультетов педвузов, но оно может быть полезным всем, кто изучает астрономию, а также учителям физики и астрономии общеобразовательных учреждений.

Приведенный ниже текст получен путем автоматического извлечения из оригинального PDF-документа и предназначен для предварительного просмотра.
Изображения (картинки, формулы, графики) отсутствуют.
    нию размеров ( ≈ на 10%) и поверхностной температуры ( ≈ на
1000K), причем при сжатии звезды ее светимость должна возрастать,
т.к. температура поверхности увеличивается, a L = 4πR 2σT 4 . Однако,
звезда, выведенная из состояния равновесия, прекратила бы свои ко-
лебания через несколько сотен дней или несколько лет. Поэтому нуж-
но найти механизм, который бы поддерживал пульсации, не давал им
потухнуть. Таким механизмом, как показал С.А. Жевакин, является
«клапанный» механизм, действующий в слое второй ионизации гелия
HeII     HeIII вблизи поверхности звезды.
       Рассмотрим принцип действия этого механизма на примере ко-
лебания поршня в цилиндре (рис.52).Если толкнуть поршень рукой,
он будет двигаться вниз, газ под поршнем сжимается, его температура
повышается, давление в соответствии с законом Менделеева-
Клапейрона (9.1) возрастает. Под действием давления газа поршень
движется вверх, проходя по инерции положение равновесия. Объем,
занимаемый газом в цилиндре, увеличивается, температура газа
уменьшается, давление тоже. Поршень под действием силы тяжести
падает вниз, сжимая газ.




Рис. 52. Сжатие газа в цилиндре позволяет смоделировать процессы в цефеидах: а
– в цилиндре с поршнем (слева) и в недрах звезды (справа) сила тяжести и давле-
ние газа находятся в равновесии; б – если привести поршень в движение, то он бу-
дет колебаться, но силы трения скоро остановят его; в – через газ, находящийся в
цилиндре, проходит излучение. Если в сжатом состоянии газ поглощает больше
анергии, чем в разреженном, то давление газа будет действовать против сил трения
и периодическое движение поршня не будет затухать.




                                      111


      Процесс этот не будет происходить адиабатически, т.е. без об-
мена теплом с окружающей средой. Обмен может осуществляться,
например, через стенки сосуда. Предположим, что в одной из них есть
клапан, через который происходит потеря энергии, приводящая в кон-
це концов к остановке поршня. Для поддержания колебаний необхо-
димо в момент сжатия сообщить газу дополнительную энергию, за
счет которой повысить его температуру, а в момент расширения –
уменьшить температуру. К этой же цели приведет и изменение от-
тока тепла из цилиндра: его уменьшение во время сжатия и увеличе-
ние во время расширения. Отток энергии можно регулировать с помо-
щью клапана. Во время сжатия клапан призакрывается, отток тепла
уменьшается, во время расширения клапан широко открывается, отток
увеличивается.
      Таким «клапаном» в пульсирующей звезде является зона второй
ионизации гелия, находящаяся на определенной глубине залегания, за-
висящей от светимости и температуры поверхности звезды. Для
классических цефеид расстояние зоны HeII           HeIII от поверхности
звезда составляет ≈ 200000 км, ее толщина ∼ 0,01 радиуса звезды,
масса ∼ 10−6 массы звезды, ρ ∼ 3 ⋅ 10−8 г см3 , T° ∼ 45000K. Достаточно
15-30% содержания гелия в звезде, чтобы зона второй ионизации ге-
лия могла обеспечивать раскачку и поддержку пульсаций, задерживая
поток излучения звезды при сжатии и увеличивая его при расшире-
нии.
      Допустим, что звезда сжалась. Поглощая анергию, идущую из
центральных частей звезды, гелиевый слой повышает свою темпера-
туру и от атомов гелия отрывается его второй электрон. Отток энер-
гии от звезды уменьшается, так как часть ее расходуется на иониза-
цию.
      Когда же происходит расширение внешних слоев звезды, дваж-
ды ионизованные атомы гелия рекомбинируют (т.е. переходят в со-
стояние с однократной ионизацией, присоединяя электрон) и выде-
лившаяся при этом энергия «подталкивает» расширяющиеся наруж-
ные слои, производя «раскачку» колебаний. Газ опять становится спо-
собным поглощать энергию. Цикл автоколебаний замыкается.
      Интересные цефеиды. Полярная ( α Малой Медведицы) – это
ближайшая (650 св. лет) и самая яркая из цефеид ( m ≈ 2,5m ). Период
ее колебаний блеска 3,97d ежегодно возрастает на 3 секунды. В нача-
ле XX века блеск Полярной изменялся на 10% от среднего значения.
Ныне переменность составляет всего 1%. Почему ее пульсации за-
медляются, пока загадка.



                                 112


      RU Жирафа – цефеида типа CW изменяла блеск в пределах от
8,98 до 10,55m с непостоянным периодом, равным 22,134d. В 1964 г.
    m

она почти прекратила изменения блеска и в настоящее время их по-
немногу увеличивает. Эта цефеида отличается от других тем, что она
принадлежит к углеродным звездам.
      V725 Стрельца. До 1928 г. эта звезда имела амплитуду измене-
ния блеска 0,4m , после 1928 г. амплитуда увеличилась до 1,8m , а пе-
риод изменения блеска – с 14d до 21d в 1935 г. По наблюдениям после
1945 г. звезда стала постоянной.
      CE Кассиопеи – единственная известная двойная система, со-
стоящая из цефеид и входящая в состав рассеянного звездного скоп-
ления NGC 7790. Периоды пульсаций компонентов 5,14 и 4,48 суток.
Однако заметить орбитальное движение в этой паре и оценить массы
цефеид удастся лишь через несколько тысяч лет…


                         §26. МИРИДЫ

      Физические свойства. Долгопериодические переменные звезды
типа Миры Кита (мириды) занимают особое место среди обнаружен-
ных и изученных переменных звезд. Так, в 4-м издании «Общего ка-
талога переменных звезд» из 28455 включенных в него звезд 5829-
мириды (более 20%). Причина значительного числа известных мирид
кроется в сравнительной легкости их обнаружения: во-первых, благо-
даря большой амплитуде изменения видимого блеска ( 2m -11m ), a во-
вторых, мириды – это звезды-гиганты и сверхгиганты высокой свети-
мости ( M V ∼ 0m - − 3m ), т.е. они могут наблюдаться на больших рас-
стояниях, в сотни и тысячи парсек.
      Периоды изменения их блеска от 90 до 1100 суток. Максимум
распределения приходится на 276 суток. Едва ли найдется мирида,
максимумы блеска которой в течение долгого времени удовлетворяют
одному постоянному периоду. 6 большинстве случаев их диаграммы
O-C могут быть представлены последовательностью взаимно пересе-
кающихся прямых линий. C точки зрения физики это значит, что по-
рою значение периода внезапно меняется и происходит это нерегу-
лярно и в непредсказуемое время.
      Мириды принадлежат в основном к спектральному классу М,
небольшая группа мирид распределена между спектральными клас-
сами S и C (последние являются углеродными звездами). Главная осо-
бенность таких спектров – мощные полосы молекул TiO, ZrO, CH,



                                113


CN, C 2 . Вблизи максимума блеска вспыхивают эмиссионные линии
водорода серии Бальмера, а также многочисленные линии FeI, FeII,
SiI, MgI, InII и других элементов, а интенсивность полос поглощения
окиси титана начинает падать.
      У большинства мирид, например, U Геркулеса, U Ориона,
R Льва, χ Лебедя изменяется высота максимума блеска. Так, у наибо-
лее хорошо изученной звезды ο (омикрон) Кита – Миры, открытой
еще Д. Фабрициусом в 1596 г., значения блеска в максимуме лежат в
интервале 1,7m -5,2m . Соответственно меняется и форма кривой бле-
ска. Изменение со временем характеристик Миры Кита приведено на
рис.53.
      Наибольшее значение диаметра Миры, соответствующее мини-
муму ее блеска, заключено в пределах 310-540 млн.км. ( 222-387R ),




                                Рис.53. Изменения во времени блеска,
                                болометрической абсолютной звездной
                                величины, температуры, диаметра и лу-
                                чевой скорости звезды Мира Кита.




амплитуда изменения блеска в среднем равна 18%. Особенно важно,
что при изменении блеска в визуальной области спектра более чем на
6 звездных величин (что соответствует изменению светимости в
этом диапазоне в 251 раз), болометрическая (т.е. соответствующая
суммарному излучению) звездная величина звезды меняется лишь на
I m (что соответствует изменению L bol в 2,5 раза). На малое измене-
ние полного потока энергии, идущего от звезды, указывают и неболь-
шие пределы колебания температуры: в максимуме блеска она на 300-
400 градусов выше, чем в минимуме. Эти наблюдательные данные
имеют большое значение для объяснения причин переменности бле-
ска мирид.
      Стадия эволюции. Мириды являются холодными красными ги-
гантами и сверхгигантами, прошедшими долгий путь эволюции. На
диаграмме Герцшпрунга-Рессела они образуют хорошо выделяющую-



                                114


ся группу в правом конце ветви гигантов. Масса мирид близка к 1M .
Таким образом, маломассивные звезды типа нашего Солнца стано-
вятся миридами в конце своего эволюционного пути, после чего они
непосредственно или через стадию планетарной туманности пре-
вращаются в белые карлики.
      Причины изменения блеска. Хотя основной причиной измене-
ния блеска мирид считаются пульсации, они происходят несколько
иначе, чем у цефеид. Одна из гипотез объясняет пульсации подобных
звезд неустойчивостью ядерных реакций горения гелия в сферическом
слое в недрах звезд, а на поверхности эта неустойчивость проявляется
в виде колебаний. У мирид существует и еще один источник пере-
менности – изменение прозрачности внешних слоев, вызванное про-
цессами разрушения и восстановления молекул химических соединений
(окиси титана, окиси циркония, соединений углерода). Эти молекулы
очень активно поглощают излучение, ощущаемое глазом и дейст-
вующее на фотоэмульсию, а затем переизлучают его в виде тепла.
Появление и исчезновение этих молекулярных соединений – своеоб-
разный клапан для оптического излучения – является следствием ко-
лебания температуры, происходящего в результате пульсаций.
      Кроме того при пульсациях поверхности звезды в ее атмосфере
могут образовываться сферические ударные волны. Их прохождением
через атмосферу можно объяснить и поведение спектра мирид, и их
кривые блеска. При скорости движения волны 30-100км c газ за ее
фронтом нагревается до температуры 20-100тыс.K. Это вызывает ио-
низацию нейтральных атомов и диссоциацию (распад) молекул на ато-
мы, которые уже поглощают меньше анергии. В результате оболочка
звезды становится более прозрачной, блеск звезды возрастает.
      Свое влияние оказывают и ионизованные атомы водорода и ме-
таллов, которые рекомбинируют с электронами, что сопровождается
сильным излучением в линиях этих элементов – только в линии водо-
рода H α может излучаться до 1% всей светимости звезды. Это допол-
нительно увеличивает блеск.
      Остывание газа приводит к восстановлению молекул окиси ти-
тана и других молекулярных соединений, минимум блеска соответст-
вует наименьшей температуре звезды, когда молекулярное поглоще-
ние достигает своего наибольшего развития.
      Не исключено, что в атмосферах мирид вблизи минимума бле-
ска при T ° ∼ 2000 K происходит выпадение твердого углерода в фор-
ме сажи, вуалирующей излучение звезды.
      Тогда же, вблизи минимума, звезда начинает очередной цикл
колебаний, ее поверхность «вспухает» и посылает в атмосферу новую


                                115


ударную волну, которая приводит звезду в «возбужденное» состояние,
соответствующее максимуму блеска.
       Околозвездные оболочки. Ударные волны индуцируют уси-
ленную потерю массы звездой со скоростью ∼ 10−5 -10−7 M год. Это
примерно в 40 раз больше, чем постепенная, вызванная излучением
потеря массы у звезд с постоянной светимостью. В процессе уноса
вещества вокруг мириды образуется расширяющаяся газопылевая
оболочка, скорость разлета которой достигает нескольких километров
в секунду. Околозвездная оболочка имеет довольно низкую темпера-
туру, ниже 1000K. Концентрация газа во внутренних слоях достигает
1012 частиц на 1см3. Кроме водорода H 2 в оболочках мирид, богатых
кислородом, присутствуют молекулы, содержащие атом кислорода
(CO, OH, H 2O, SiO). Линейные размеры оболочек сотни и тысячи ас-
трономических единиц.
       В оптической области спектра оболочка ничем не проявляет се-
бя. Ее присутствие обнаруживается главным образом по линиям по-
глощения CO, OH и H 2O в инфракрасном диапазоне, а также по эмис-
сионным радиолиниям молекулы CO. Самым же неожиданным оказа-
лось мощное мазерное излучение в эмиссионных линиях молекул он
( λ = 18см ), H 2O (1,35см) и SiO ( λ = 7мм, 3,5мм ).
       Мазеры в расширяющихся околозвездных оболочках мирид.
Условия в околозвездной оболочке мирид таковы, что верхние уровни
соответствующих квантовых переходов у молекул OH, H 2O и SiO
оказываются перенаселенными по отношению к нижним уровням, т.е.
имеет место постоянно действующая «накачка» молекул на верхние
уровни, которая осуществляется инфракрасным излучением звезды.
Если через слой газа, подготовленный таким образом, проходит ра-
диоизлучение с частотой, равной частоте «накачанного» перехода, то
оно вызывает цепную реакцию индуцированных переходов в молеку-
лах. В результате излучение многократно усиливается.
        Условия для возбуждения молекул OH, H 2O и SiO различны,
поэтому мазеры, порождающие линии этих молекул, расположены на
разных расстояниях от звезды: H 2O и SiO – во внутренних частях
оболочки на расстоянии 6-10 а.е. от центра звезды, а внешний радиус
оболочки OH достигает 1000 а.е.
        Мощность мазеров-мирид на несколько порядков меньше, чем
космических мазеров, связанных с очагами звездообразования (§15).
Так, мощность излучения в линии он составляет 1024 -1028 эрг с, в ли-
нии H 2O – 1024 -1028 эрг с, SiO – 1026 -1027 эрг с, причем мощность



                                116


мазеров в расширяющихся оболочках мирид коррелирует с изменени-
ем потока инфракрасного излучения звезды.
      Кроме того мазеры-мириды более многочисленны. Всего мазер-
ное излучение гидроксила он найдено примерно у трехсот долгопе-
риодических переменных. Излучением молекул воды и (или) окиси
кремния обладают около ста звезд. Почти все они расположены не
дальше 300-500 пк от Солнца. Чувствительность современных радио-
телескопов не позволяет обнаруживать мириды-мазеры на больших
расстояниях, хотя есть основания предполагать, что практически все
известные мириды спектрального класса M (т.е. богатые кислородом и
имевшие в оболочках кислородосодержащие молекулы) могут быть
источниками мазерного излучения.


     §27. НОВЫЕ И ПОВТОРНЫЕ НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

      Определение. Новыми называются звезды, блеск которых вне-
запно увеличивается в десятки и сотни тысяч раз (в среднем на 12
звездных величин). Название «новые» они получили в давние времена,
когда люди неожиданно обнаруживали на небе вновь появившуюся
яркую звезду, которая до этого не наблюдалась. В действительности
же оказалось, что феномен новой возникает на поздних стадиях эво-
люции в некоторых тесных двойных системах.
      Новые звезды, у которых наблюдались повторные вспышки, на-
зываются повторными новыми. Амплитуды изменения их блеска 7-10
звездных величин, промежуток времени между вспышками 10-100
лет, причем, чем больше амплитуда, тем реже вспышки.
      Фактически все новые звезды являются повторными, но у самых
ярких из них интервал между вспышками 104 -107 лет слишком велик
для возможности обнаружения повторной вспышки в исторически
обозримые времена.
      Статистика и положение в Галактике. В настоящее время в
Галактике открыто более 200 новых звезд. Большинство из них на-
ходятся на расстояниях, не превышающих несколько тысяч световых
лет. Более далекие новые трудно заметить, главным образом вследст-
вие кратковременности периода их максимального блеска. Поэтому
ежегодно обнаруживается лишь 2-3 новых, хотя частота их взрывов в
Галактике 20-50 в год.
      Новые звезды концентрируются к плоскости Галактики, они
входят в состав галактического диска.
      Фотометрические и спектральные стадии в развитии



                               117


вспышки новой. Характерной особенностью кривой блеска любой
новой является большая скорость подъема блеска по сравнению со
скоростью падания, причем изменения блеска звезды сопровождаются
значительными изменениями ее спектра (рис.54). Можно выделить




                                              Рис.54. Схематическая
                                              кривая блеска новой с
                                              указанием спек-
                                              тральной стадии.




следующие обязательные стадии в развитии вспышки новой:
 а) состояние до вспышки – постоянная или переменная звезда с
небольшими колебаниями блеска. Спектр предновой похож на спектр
белого карлика;
 б) начальный подъем блеска с продолжительностью от нескольких
часов до двух суток. Спектр соответствует звезде – сверхгиганту
спектрального класса B;
 в) задержка на 1,5-40 суток в развитии новой, соответствующая
блеску на 2m ниже максимального. В предмаксимальном спектре
обычно присутствуют широкие размытые линии поглощения водо-
рода, смещенные в коротковолновую часть спектра относительно сво-
его нормального положения. Это указывает на расширение внешних
слоев звезда со скоростью 100-600км с;
 г) максимум блеска продолжительностью от нескольких часов до
нескольких месяцев (и даже лет). Одновременно с максимумом блеска
появляется главный абсорбционный спектр, в котором присутствуют
линии ионизованных металлов Fe, Mg, Ca, Na, а также нейтральных
кислорода и углерода. Все линии главного спектра смещены в
сторону коротких длин волн, а с длинноволновой стороны имеют
эмиссионные компоненты;
 д) первоначальный спуск – падение блеска примерно на 3m от
максимального значения. После падения блеска новой на 1,5m от
максимума наряду с главным спектром появляется и усиливается
диффузно-искровой спектр. Свое название он получил по линиям,



                              118


всегда присутствующим в спектре свечения дугового разряда или
искры. Все линии этого спектра сильно размыты и смещены еще
сильнее, чем линии главного спектра. Примерно в момент наиболь-
шей интенсивности диффузно-искрового спектра появляется орионов
спектр. Он так назван за сходство со спектрами звезд класса B, широ-
ко представленными в созвездии Ориона. Характерными линиями
этого спектра являются линии гелия, водорода, ионизованных азота и
кислорода. Ширина линий очень велика и соответствует скорости
расширения до 3000км с;
 е) переходная стадия, в которой могут появиться колебания или
глубокий минимум блеска. В спектре присутствуют линии ионизован-
ного гелия и запрещенные линии дважды ионизованного кислорода.
Характерной чертой этой стадии является исчезновение линий погло-
щения и усиление эмиссионных линий;
 ж) окончательный спад блеска – сравнительно плавное уменьшение
блеска с еще меньшей скоростью, чем ранее, до возвращения блеска
в исходное состояние. В зависимости от быстроты этого спада новые
звезды подразделяются на быстрые и медленные. Спектр новой в этой
стадии похож на спектр планетарной туманности. Это спектр излуче-
ния газа малой плотности, который переизлучает излучение горячей
звезды, обнажившей свои внутренние слои после сброса оболочки.
Наиболее характерными являются линии «небулия» OIII. Однако по
мере падения блеска запрещенные линии ослабевают и в конце кон-
цов остаются лишь линии водорода и гелия;
 з) бывшая новая в минимуме блеска. Общей особенностью спектра
в минимуме является его переменность. Спектры некоторых новых
содержат линии поглощения, другие – эмиссионные линии Н, He, C. У
некоторых новых нет в спектрах ни линий поглощения, ни линий из-
лучения.
       Процесс развития вспышки. Наблюдаемые изменения блеска и
спектра указывает на то, что при вспышке новой происходит взрыв-
ное расширение звезды и последующий сброс ее оболочки.
       Возрастание блеска перед максимумом связано с расширением
наружной оболочки звезда. Поскольку оболочка непрозрачна, наблю-
дателю кажется, что с такой скоростью увеличиваются размеры самой
звезда. Радиусы предновых малы, от 0,05R до 0,3R . В максимуме
блеска звезда раздувается до размеров сверхгиганта с
R = ( 30 − 150 ) R , а температура ее поверхности уменьшается с
40000K до 6000-7000K.
       Момент максимального блеска отличает формирование главного



                                119


спектра. Этот спектр дает отделяющаяся от звезда оболочка, которую
через некоторое время можно наблюдать как туманность вокруг но-
вой. На рис.55 показана туманность вокруг новой Персея 1901 г. Ее
форма асимметрична и аномальна среди новых.




                                               Рис .55. Фотография новой
                                               Персея 1901г. и ее оболоч-
                                               ки, полученная через 60 лет
                                               после вспышки.




       Кинетическая анергия расширяющейся оболочки, сообщенная
ей при взрыве, достигает 1045 -1046 эрг. За счет энергии взрыва и энер-
гии, содержащейся в оторвавшейся оболочке, обеспечивается сильное
излучение новой звезда в период максимального блеска. За это время
звезда излучает в оптической области спектра около 1045 эрг. Значи-
тельная часть энергии теряется в инфракрасном диапазоне. Если
учесть этот факт, то средняя полная энергия вспышки составляет
1047 эрг. Столько энергии излучает наше Солнце за миллион лет.
       Средняя абсолютная звездная величина в максимуме блеска со-
ставляет для быстрых и медленных новых соответственно −8,3m
( L = 1,6 ⋅105 ) и −6,2m ( L = 2,1 ⋅104 ).
      После максимума блеска оболочка новой удаляется от звезда со
скоростями 300-1500км с. По мере расширения ее плотность падает и
она становится все более прозрачной для проходящего через нее излу-
чения. Вследствие этого ослабевают линии поглощения главного
спектра, наконец, они исчезают совсем, уступая место чисто эмисси-
онному спектру.
      Диффузно-искровой и орионов спектры образуются веществом,
выброшенным из звезды уже после главной вспышки. Предполагают,
что это вещество разгоняется до более высоких скоростей энергией
ионов и горячим ультрафиолетовым излучением новой звезды. Оно
пополняет оболочку отдельными сгустками разной скорости, плотно-



                                 120



    
Яндекс цитирования Яндекс.Метрика