Наряду с исследованиями двойных звезд важную роль в развитии представлений о физической природе звезд сыграли исследования переменных звезд. В отличие от затменно-переменных речь идет о физических переменных звездах, у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде. В настоящее время известно несколько десятков тысяч переменных звезд различных типов. Светимость некоторых меняется строго периодически, у других периодичность часто нарушается или не соблюдается так строго, а есть и такие, у которых светимость меняется неправильным образом, и пока не удалось найти определенных закономерностей в этих изменениях.

1. Пульсирующие переменные

К числу переменных звезд со строгой периодичностью принадлежат прежде всего цефеиды. Они получили это название потому, что первой среди звезд этого типа была открыта δ Цефея. Эта классическая цефеида меняет свою светимость с периодом 5,37 суток, а амплитуда изменения светимости примерно одна звездная величина (рис. 5.23). Как правило, у цефеид эта амплитуда не превышает 1,5 звездной величины, зато периоды изменения светимости весьма различны: от десятков минут до нескольких десятков суток, причем этот период у них долгие годы сохраняется постоянным.

Изучение спектров цефеид показало, что изменение светимости сопровождается изменениями температуры и лучевой скорости (рис. 5,24). Эти данные показывают, что причиной всему является пульсация наружных слоев звезды. Они периодически то расширяются, то сжимаются. При сжатии звезда нагревается и становится ярче. При расширении ее светимость уменьшается. По сути дела, цефеида — это природная автоколебатель­ная система, «сферический маятник», который имеет собственную частоту (период) колебаний.

Еще в начале XX в. было замечено: чем ярче цефеида, тем продолжительнее период изменения ее светимости. Зависимость «период — светимость», существующая у цефеид (рис. 5.25), используется для определения расстояний в астрономии. Получив из наблюдений период изменения светимости цефеиды, можно узнать ее светимость, вычислить абсолютную звездную величину M, а сравнив ее с видимой звездной величиной m, вычислить расстояние до звезды по формуле:

lg D = 0,2(m – М) + 1.

Цефеиды — это звезды-сверхгиганты, они обладают высокой светимостью. Так, например, светимость цефеиды с периодом 50 суток в 10 тыс. раз больше, чем у Солнца. Они заметны даже в других галактиках, поэтому цефеиды, которые можно использовать для определения таких больших расстояний, когда годичный параллакс невозможно измерить, часто называют «маяками Вселенной».

Звезды, пульсация которых происходит с периодом большим, чем у цефеид, называются долгопериодическими.

Период изменения светимости у них не выдерживается так строго, как у цефеид, и составляет в среднем от нескольких месяцев до полутора лет, а светимость меняется очень значительно — на несколько звездных величин. Эти звезды типа Миры (о Кита) являются красными гигантами с весьма протяженной и холодной атмосферой.

У некоторых звезд, светимость которых долгое время оставалась практически постоянной, она вдруг неожиданно падает, а через некоторое время опять восстанавливается на прежнем уровне (рис, 5.26). Поскольку в атмосферах таких звезд наблюдается повышенное содержание углерода, принято считать, что причиной уменьшения светимости яв­ляется образование гигантских облаков сажи, поглощающих свет.

 2. Новые и сверхновые звезды

Начиная с глубокой древности в исторических летописях разных народов неоднократно отмечены случаи появления звезд, видимых невооруженным глазом на том месте, где их прежде не было, Особенно удивительными были эти «новые» звезды, когда они становились столь яркими, что могли наблюдаться даже днем. Затем их свет постепенно, в течение нескольких месяцев ослабевал настолько, что звезду уже нельзя было видеть невооруженным глазом. Например, в китайских и японских хрониках сохранились сведения о «звездегостье», которая вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 г. и в течение трех недель была видна днем, а через год совершенно «исчезла». В 1572 г. учитель Кеплера Тихо Браге наблюдал в созвездии Кассиопеи новую звезду, которая была ярче Венеры. В 1604 г. уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца.

В XX в. тщательные наблюдения за звездным небом с применением фотографии позволили установить, что такие неожиданные вспышки наблюдаются у звезд, которые до этого долгое время оставались слабыми и не привлекали к себе внимание астрономов, В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звезды. У новых звезд светимость возрастает на 12 — 13 звездных величин и выделяется энергия до 10³⁹ Дж. Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального значения светимости может длиться годами (рис. 5.27). Долгое время причины вспышек новых звезд оставались непонятными. Положение изменилось, когда в 1954 г, было обнаружено, что одна из новым звезд (DQ Геркулеса) является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов — белый карлик, а другой — красная звезда главной последовательности. Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. По мере накопления водорода плотность и температура внешних слоев белого карлика возрастает, создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Они происходят настолько быстро, что приобретают характер взрыва. При этом внешние слои звезды, составляющие небольшую часть ее массы, расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение и наблюдается как вспышка новой звезды. Такое явление может повторяться с тесными двойными звездами неоднократно; у одних через тысячи, у других с изменением светимости на 4 — 5 звездных величин через несколько десятков лет.

Но в некоторых случаях такой процесс может привести к катастрофе. Если при перетекании вещества масса белого карлика превысит предельную (примерно 1,4 массы Солнца), то происходит взрыв. Термоядерные реакции превращения углерода и кислорода в никель, которые идут с огромной скоростью, полностью разрушают звезду. Происходит вспышка Сверхновой.

Вспышка сверхновой звезды — гигантский по своим масштабам взрыв звезды, при котором ее светимость в течение нескольких суток возрастает в сотни миллионов раз. При вспышке выделяется энергия порядка 10⁴⁶ Дж, что примерно равно энергии, которую Солнце может излучить за все время своего существования. Теоретические расчеты, результаты которых хорошо согласуются с наблюдательными данными, позволили составить достаточно полное представление о процессах, происходящих в тех сверхновых звездах, масса ко­торых в десятки раз превосходит массу Солнца. К моменту вспышки в них полностью исчерпаны возможности протекания термоядерных реакций. Эволюция таких массивных звезд — это непрерывно ускоряющийся процесс увеличения температуры и плотности в ядре звезды.

На протяжении большей части жизни любой звезды основным источником ее энергии служит термоядерный синтез гелия из водорода. В звездах с большой массой эта стадия длится несколько миллионов лет. Когда запасы водорода в звездном ядре истощаются, оно сжимается и разогревается настолько, что из гелия начинает синтезироваться углерод. Эта стадия занимает около 500 тыс. лет. Затем во все более нарастающем темпе последовательно проходят реакции синтеза, в которых участвуют углерод (600 лет), неон (1 год), кислород (6 месяцев) и, наконец, кремний. На последней стадии, которая длится всего сутки, из кремния синтезируется железо. Ядро железа связано сильнее других ядер, поэтому дальнейший синтез становится невозможным, поскольку при этом энергия должна была бы не выделяться, а поглощаться. Лишенное источников энергии ядро не может противостоять гравитационным силам и коллапсирует (катастрофически сжимается) за несколько миллисекунд. На конечной стадии коллапса центральная часть ядра звезды сжимается до плотности ядерного вещества.

Вскоре после того, как ядро прекратит сжиматься, наружные слои звезды, которые не участвовали в этом катастрофическом сжатии, упадут на него. При ударе о ядро плотность и температура вещества этих слоев резко возрастут. Это порождает мощную ударную волну, которая движется наружу со скоростью не менее 30 000 км/с и срывает со звезды большую часть массы. В некоторых случаях вещество полностью рассеивается в космическом пространстве, а иногда на месте звезды остается плотный остаток ее ядра.

В 1967 г. выводы теории получили весьма неожиданное подтверждение. В созвездии Лисички группа английских радиоастрономов обнаружила источник необычных радиосигналов: импульсы продолжительностью около 0,3 с повторялись через каждые 1,34 с, причем периодичность импульсов выдерживалась с точностью до 10^-10 с. Так был открыт первый пульсар, которых в настоящее время известно уже около 500.

Сразу же после открытия пульсаров было высказано предположение о том, что они являются быстро вращающимися нейтронными звездами. Излучение пульсара, которое испускается в узком конусе, наблюдатель видит лишь в том случае, когда при вращении звезды этот конус направлен на него подобно свету маяка. Вещество пульсаров состоит из нейтронов, образовавшихся при соединении протонов с электронами, тесно прижатых друг к другу гравитационными силами. Диаметры таких нейтронных звезд всего 20 — 30 км, а плотность близка к ядерной и может превышать 10¹⁸ кг/м³. Таким образом, нейтронные звезды являются одним из тех объектов во Вселенной, которые предоставляют ученым возможность изучать поведение вещества в условиях, пока недостижимых в земных лабораториях.

Исследования показали, что пульсары являются остатками сверхновых звезд. Один из пульсаров был обнаружен в Крабовидной туманности, которая наблюдается на месте вспышки Сверхновой 1054 г. Его излучение в оптическом, ра­дио- и рентгеновском диапазонах излучения меняется с периодом, равным 0,033 с (рис. 5.28).

Наиболее уникальные объекты, получившие название черных дыр, должны возникать, согласно теории, на конечной стадии эволюции звезд, масса которых значительно превышает солнечную. У объекта такой массы, который сжимается до размеров в несколько километров, поле тяготения оказывается столь сильным, что вторая космическая скорость в его окрестности должна была бы превышать скорость света. Стало быть, черную дыру не могут покинуть ни частицы, ни даже излучение — она становится невидимой. Возможность обнаружить такой объект существует лишь в том случае, когда черная дыра оказывается одним из компонентов тесной двойной звездной системы. Мощное гравитационное поле черной дыры способно вызвать падение на нее газа из атмосферы другой звезды, входящей в эту систему. Газ при падении на черную дыру нагревается до высокой температуры и дает рентгеновское излучение. Именно это излучение и позволяет обнаружить существование черной дыры. В настоящее время известно несколько десятков рентгеновских источников, в состав которых могут входить черные дыры.

Наиболее вероятным «кандидатом» среди них считается Лебедь Х-1.

Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры являются конечными стадиями эволюции звезд различной массы, Из вещества, которое было потеряно ими, в последующем могут образовываться звезды нового поколения. Процесс формирования и развития звезд рассматривается в настоящее время как один из важнейших процессов эволюции звездных систем — галактик — и Вселенной в целом.

 Вопросы

1. Перечислите известные вам типы переменных звезд.
2. Перечислите возможные конечные стадии эволюции звезд.
3. В чем причина изменении блеска цефеид?
4. Почему цефеиды называют «маяками Вселенной»?
5. Что такое пульсары?
6. Может ли Солнце вспыхнуть, как новая или сверхновая звезда? Почему?