Как звезды меняют свой размер
Спросите Итана: почему звёзды бывают разных размеров?
Даже единственная звезда, например, наше Солнце, в течение своей жизни будет сильно менять размер. Чем объяснить огромное разнообразие звёздных размеров, наблюдаемых нами сегодня?
Если сравнить планету Земля с Солнцем, окажется, что необходимо поставить 109 земель одну на другую, чтобы заполнить Солнце с одной стороны до другой. Однако же существуют звёзды, по размеру гораздо меньшие, чем Земля — и гораздо большие, чем даже орбита Земли вокруг Солнца! Как это возможно, и что именно определяет размер звезды? Наш читатель задаёт вопрос на эту тему:
Почему звёзды могут вырастать до разных размеров? От размеров чуть больше Юпитера до размеров, превышающих орбиту Юпитера?
Вопрос этот сложнее, чем кажется, поскольку, по большей части размеры звёзд нам не видны.
Изображение с телескопа, полученное в результате глубокого сканирования, на котором видны звёзды в ночном небе, демонстрирует нам звёзды разных цветов и яркости, но все видимые звёзды кажутся там точками. Разница в их размерах — это лишь оптические иллюзии, появляющиеся из-за особенностей работы камер.
Даже в телескоп большая часть звёзд кажется точками света из-за невероятных расстояний от нас до них. Их различия в цвете и яркости легко увидеть, но размер — это совершенно другое дело. Объект определённого размера на определённом расстоянии будет иметь, что называется, определённый угловой диаметр: видимый размер, занимаемый им на небе. Ближайшая солнцеподобная звезда, Альфа Центавра А, расположена всего в 4,3 световых годах от нас, и на 22% больше Солнца по радиусу.
Две похожие на Солнце звезды, Альфа Центавра А и В, расположены в 4,37 световых годах от нас, и вращаются друг вокруг друга на расстоянии, находящемся где-то между радиусами орбит Сатурна и Нептуна. Но даже на фото с Хаббла они выглядят просто как перенасыщенные источники света — диска не видно.
Однако же для нас она имеет угловой диаметр в 0,007″ (угловых секунд), с учётом того, что одна угловая минута вмещает 60 угловых секунд, 1 угловой градус — 60 угловых минут, а полный круг — 360°. Даже у телескопа типа Хаббла максимальное разрешение составляет порядка 0,05″; мало какие звёзды Вселенной можно детально рассмотреть при таком разрешении. Обычно это расположенные близко гиганты вроде Бетельгейзе или R Золотой Рыбы, одни из самых крупных звёзд по угловому диаметру на всём небосводе.
Радиоизображение очень большой звезды, Бетельгейзе, на которое наложен размер оптического диска. Это одна из очень немногих звёзд, которую с Земли можно увидеть не просто, как точечный источник света
g
Увеличенное изображение красного гиганта UY Щита, в телескопе обсерватории Резерфорда. В большинство телескопов её видно только как яркую точку, но это — крупнейшая из известных человечеству звёзд на сегодня
Осуществляя наблюдения, мы видим, что некоторые звёзды имеют размер в десятки километров, а другие могут в 1500 раз превышать по размеру Солнце. Из сверхгигантских звёзд самой крупной будет UY Щита, с диаметром в 2,4 млрд км, что больше, чем орбита Юпитера вокруг Солнца. Но такие экстремальные примеры звёзд не относятся к звёздам, похожим на Солнце. Конечно, самым распространенным типом звезды будет звезда из главной последовательности, такая, как наше Солнце: звезда, состоящая в основном из водорода, получающего энергию при помощи синтеза гелия из водорода в своём ядре. И у таких звёзд тоже встречается огромное разнообразие размеров, определяемой их массой.
Молодой регион звёздного формирования в нашем Млечном пути. При гравитационном коллапсе газовых облаков протозвёзды разогреваются и становятся плотнее, а в итоге в их ядре запускается синтез
Современная спектральная классификация звёзд Моргана-Кинана, с температурными режимами, указанными сверху в кельвинах. Большая часть (75%) звёзд принадлежит к классу М, и только 1 из 800 достаточно тяжёлая для того, чтобы стать сверхновой
У наименьших звёзд будут наименьшие исходящие потоки и давление излучения, а у наикрупнейших они будут самыми крупными. Это исходящее излучение и энергия удерживают звезду против гравитационного схлопывания, но вас может удивить, что диапазон этих значений довольно узок. У самых лёгких звёзд, например, Проксима Центавра или Вольф 1055 В, размер не превышает 10% от солнечного — они немного больше Юпитера. А самая массивная из известных звёзд, голубой гигант R136a1, в 250 раз больше Солнца по массе — и лишь в 30 раз больше его по диаметру. Если звезда занимается синтезом гелия из водорода, то её размер не будет сильно варьироваться.
Скопление RMC 136 в центре туманности Тарантул в соседней галактике Большое Магелланово Облако, содержит самые массивные из известных звёзд
Но не всякая звезда производит синтез гелия из водорода! Самые мелкие звёзды вообще не занимаются синтезом, а самые крупные находятся на гораздо более энергетической фазе своей жизни. Типы звёзд можно разбить по размерам, и таким образом мы можем получить пять общих классов:
Такие мелкие остатки крупных звёзд, как нейтронные звёзды и белые карлики, светят так ярко и так долго потому, что заключённая в них энергия может убежать только через их крохотную поверхность. Но размер других звёзд определяется простым балансом: сила от исходящего излучения на поверхности должна сравняться с давлением гравитации. Увеличение силы излучения раздувает звёзды до большего размера, а самые крупные звёзды раздуваются до миллиардов километров.
Если расчёты верны, Солнце, когда оно раздуется до красного гиганта, не должно поглотить Землю. Но она всё равно очень сильно разогреется.
По мере старения Солнца его ядро разогревается, и со временем оно расширяется и становится горячее. Через пару миллиардов лет оно станет достаточно горячим для того, чтобы вскипятить океаны Земли — если мы не предпримем что-нибудь, чтобы мигрировать нашу планету на безопасную удалённую орбиту. За достаточно большой промежуток времени и Солнце раздуется до красного гиганта. На несколько сотен миллионов лет оно станет больше и ярче, чем некоторые из самых массивных звёзд. Но не обманывайтесь этим впечатляющим фактом: в астрономии размер имеет значение, но это не единственный параметр. Как самые мелкие нейтронные звёзды, так и самые крупные сверхгиганты, а также как и многие белые карлики и звёзды главной последовательности всё равно будут более массивными, чем Солнце в виде красного гиганта!
Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].
Переменные звёзды — что это и какие они бывают
Переменные звезды – одно из наиболее любопытных явлений на небе, доступное для наблюдений невооруженным глазом. Мало того, здесь есть простор для научной деятельности простого любителя астрономии, и есть даже возможность совершить открытие. Переменных звезд сегодня известно очень много, и наблюдать за ними довольно интересно.
Что такое переменные звёзды
Переменные звезды – это звезды, со временем меняющие свою яркость, то есть блеск. Конечно, этот процесс занимает какое-то время, а не происходит буквально на глазах. Однако если периодически наблюдать за такой звездой, изменения её блеска станут отчетливо заметны.
Причинами изменения яркости могут быть разные причины, и в зависимости от них все переменные звезды поделены на разные типы, которые рассмотрим ниже.
Как открыли переменные звезды
Всегда считалось, что яркость звезд – нечто постоянное и незыблемое. Вспышка или просто появление звезды с древних времен относили к чему-то сверхъестественному и это явно имело какой-то знак свыше. Все это можно легко увидеть по тексту той же Библии.
Однако и многие века назад люди знали, что некоторые звезды все-таки могут менять свою яркость. Например, бета Персея не зря названа Эль Гулем (сейчас она называется Алголем), что в переводе означает не что иное, как «звезда дьявола». Названа она так из-за своего необычного свойства менять яркость с периодом чуть меньше 3 суток. Эту звезду как переменную открыл в 1669 году итальянский астроном Монтанари, а в конце XVIII века изучал английский любитель астрономии Джон Гудрайк, и он же 1784 году открыл вторую переменную того же типа – β Лиры.
Английский любитель астрономии Джон Гудрайк.
В 1893 году в обсерваторию Гарварда пришла работать Генриетта Льюит. Её задачей было измерение яркости и каталогизация звезд на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В итоге Генриетта за 20 лет обнаружила более тысячи переменных звезд. Особенно хорошо она исследовала пульсирующие переменные звёзды – цефеиды, и сделала некоторые важные открытия. В частности, она открыла зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.
После этого, с бурным развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.
Классификация переменных звёзд
Все переменные звёзды меняют свой блеск по разным причинам, поэтому была разработана классификация по этому признаку. Сначала она была довольно простой, но по мере накопления данных все более усложнялась.
Сейчас в классификации переменных звезд выделено несколько больших групп, каждая из которых содержит в себе подгруппы, куда относятся звезды с одинаковыми причинами переменности. Таких подгрупп очень много, поэтому коротко рассмотрим основные группы.
Затменно-переменные звёзды
Затменно-переменные, или просто затменные переменные звезды меняют свою яркость по очень простой причине. На самом деле они представляют собой не одну звезду, а двойную систему, притом довольно тесную. Плоскость их орбит расположена таким образом, что наблюдатель видит, как одна звезда закрывает собой другую – происходит как-бы затмение.
Если бы мы находились немного в стороне, то ничего подобного не смогли бы увидеть. Также, возможно, существует множество таких звезд, но мы не видим их как переменные, потому что плоскость их орбит не совпадает с плоскостью нашего взгляда.
Видов затменных переменных звезд также известно немало. Один из самых известных примеров – Алголь, или β Персея. Эта звездабыла открыта итальянским математиком Монтанари в 1669 году, а исследовал её свойства Джон Гудрайк, английский любитель астрономии, в конце XVIII века. Звезды, образующие эту двойную систему, нельзя увидеть по отдельности – они расположены настолько тесно, что период обращения их составляет всего 2 суток и 20 часов.
Если посмотреть на график изменения блеска Алголя, то можно увидеть в середине небольшой провал – вторичный минимум. Дело в том, что одна из компонент ярче (и меньше), а вторая – более слабая (и больше по размерам). Когда слабая компонента закрывает яркую, мы видим сильное падение блеска, а когда яркая закрывает слабую, падение блеска не очень выражено.
График изменения блеска Алголя.
В 1784 году Гудрайк открыл другую затменную переменную – β Лиры. Её период составляет 12 суток 21 час и 56 минут. В отличие от Алголя, график изменения блеска у этой переменной более плавный. Дело в том, что здесь двойная система очень тесная, звезды настолько близко друг к другу, что имеют вытянутую, эллиптическую форму. Поэтому мы видим не только затмения компонент, но и изменения яркости при повороте эллиптических звезд широкий или узкой стороной. Из-за этого изменение блеска здесь более плавное.
График изменения блеска β Лиры.
Еще одна типичная затменная переменная – W Большой Медведицы, открытая в 1903 году. Здесь на графике виден вторичный минимум почти такой же глубины, как и основной, а сам график плавный, как у β Лиры. Дело в том, что здесь компоненты практически одинаковы по размерам, также вытянуты, и настолько тесно расположены, что их поверхности почти соприкасаются.
График изменения блеска W Большой Медведицы.
Бывают и другие типы затменных переменных звезд, но они встречаются реже. Также сюда относятся эллипсоидальные звезды, которые при вращении поворачиваются к нам то широкой, то узкой стороной, из-за чего их блеск меняется.
Пульсирующие переменные звёзды
Пульсирующие переменные звезды – большой класс объектов такого рода. Изменения блеска происходит из-за изменения объема звезды – она то расширяется, то снова сжимается. Происходит это из-за нестабильности равновесия между основными силами – гравитацией и внутреннего давления.
При таких пульсациях происходит увеличение фотосферы звезды и увеличение площади излучающей поверхности. Одновременно изменяется температура поверхности и цвет звезды. Блеск, соответственно, также меняется. У некоторых типов пульсирующих переменных блеск меняется периодически, а у некоторых нет никакой стабильности – их называют неправильными.
Первой пульсирующей звездой была Мира Кита, открытая в 1596 году. Когда её блеск достигает максимума, её можно хорошо видеть невооруженным глазом. В минимуме же требуется хороший бинокль или телескоп. Период блеска Миры составляет 331.6 суток, а подобные звезды называют миридами или звездами типа ο Кита – их известно несколько тысяч.
Другой широко известный тип пульсирующих переменных – цефеиды, названных в честь звезды такого типа Ϭ Цефея. Это гиганты с периодами от 1.5 до 50 суток, иногда больше. Даже Полярная звезда принадлежит к цефеидам с периодом почти 4 суток и с колебаниями блеска от 2.50 до 2.64 зв. величины. Цефеиды также делятся на подклассы, а наблюдения их сыграли немалую роль в развитии астрономии в целом.
График изменения блеска Дельты Цефея.
Пульсирующие переменные типа RR Лиры отличаются быстрым изменением блеска – их периоды составляют менее суток, а колебания в среднем достигают одной звездной величины, что позволяет легко наблюдать их визуальным методом. Этот тип переменных также разделен на 3 группы, в зависимости от асимметрии их графика блеска.
Еще более короткие периоды у карликовых цефеид – это еще один вид пульсирующих переменных. Например, CY Водолея имеет период 88 минут, а SX Феникса – 79 минут. График их блеска похож на график обычных цефеид. Они представляют большой интерес для наблюдений.
Существует еще немало видов пульсирующих переменных звёзд, хотя они не так распространены или не очень удобны для любительских наблюдений. Например, звезды типа RV Тельца имеют периоды от 30 до 150 суток, и на графике блеска имеются некоторые отклонения, отчего звезды этого типа относят к полуправильным.
Неправильные переменные звёзды
Неправильные переменные звезды также относятся к пульсирующим, но это большой класс, включающий множество объектов. Изменения их блеска очень сложные, и зачастую их невозможно предвидеть заранее.
Однако у некоторых неправильных звезд в долговременной перспективе удается выявить периодичность. При наблюдениях в течении нескольких лет, например, можно заметить, что неправильные колебания складываются в некую среднюю кривую, которая повторяется. К таким звездам, например, относится Бетельгейзе – α Ориона, у которого поверхность покрыта светлыми и темными пятнами, что и объясняет колебания блеска.
Неправильные переменные звезды недостаточно изучены и представляют большой интерес. На этом поле еще предстоит сделать много открытий.
Как наблюдать переменные звёзды
Чтобы заметить изменения блеска звезды, используются разные методы. Самый доступный – визуальный, когда наблюдатель сравнивает блеск переменной звезды с блеском соседних звезд. Затем на основе сравнения вычисляется блеск переменной и по мере накопления этих данных строится график, на котором отчетливо заметны колебания яркости. Несмотря на кажущуюся простоту, определение яркости на глаз можно производить достаточно точно, и такой опыт приобретается довольно быстро.
Методов визуального определения блеска переменной звезды существует несколько. Самые распространенные из них – метод Аргеландера и метод Нейланда-Блажко. Есть и другие, но эти довольно просты для освоения и дают достаточную точность. Более подробно про них расскажем в отдельной статье.
Достоинства визуального метода:
К недостаткам можно отнести все-таки неидеальную точность, из-за чего возникают погрешности в отдельных наблюдениях.
Другой метод оценки блеска звезды – с применением аппаратуры. Обычно делается снимок переменной звезды с окрестностями, а затем по снимку можно точно определить яркость переменной.
Стоит ли астроному-любителю заниматься наблюдениями переменных звезд? Однозначно стоит! Ведь это не только одни из самых простых и доступных для изучения объектов. Эти наблюдения имеют и научную ценность. Профессиональные астрономы просто не в состоянии охватить регулярными наблюдениями такую массу звезд, а для любителя здесь даже открывается возможность внести свой вклад в науку, и такие случаи бывали.
Типы переменных звёзд
Продолжаю серию статей «астрономический справочник». И сегодня рассмотрю ещё одну важную тему, которая пригодится вам при чтении статей из раздела «Космос» — переменные звёзды. По прошествии времени звёзды могут менять свою яркость (блеск), такие звёзды называются переменными. Переменные звёзды меняют свой блеск из-за физических изменений состояния самой звезды, а также из-за затмений, если речь идёт о двойных (кратных) системах — это затменно-переменные звёзды.
Бывают следующие типы физических переменных звёзд:
Переменные звёзды имеют специальные обозначения. Эти звёзды в каждом созвездии обозначают последовательностью букв латинского алфавита: R, S, Т, …, Z, RR, RS, …, RZ, SS, ST, …. ZZ, АА, …, AZ, QQ, …, QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (RR Lyr). Таким образом можно обозначить 334 переменных звезды в каждом созвездии. Если количество превышает 334, то следующие обозначаются V 335, V 336 и т. д.
Затменно-переменные звёзды
Затменно-переменные звёзды — тесные пары звёзд, которые нельзя разделить даже в самые мощные телескопы, видимая звёздная величина меняется из-за периодически наступающих для наблюдателя с Земли затмений одного компонента системы другим. Звезда с большей светимостью — главная, с меньшей — спутник. Самыми популярными примерами являются: β Персея (Алголь) и β Лиры.
Из-за перекрытия одной звезды другой суммарная звёздная величина изменяется периодически.
Кривая блеска — график, который изображает изменение потока излучения звезды в зависимости от времени. Когда звезда имеет максимальную яркость, то это эпоха максимума, минимальную (или наибольшую звёздную величину) — эпохой минимума. Разность между максимумом и минимумом звёздных величин называется амплитуда, а временной интервал между двумя максимумами (минимумами) — периодом переменности.
График изменения потока излучения звезды от времени
Исходя из данных графика можно определить относительные размеры компонентов, получить общее представление об их форме. Минимальные значение (впадины) на графике могут отличаться по значению звёздной величины в зависимости от того, какая из звёзд перекрыла своего компонента: главная спутника или спутник главную.
На сегодня известно около 4000 затменных звёзд разных типов. Минимальный известный астрономами период обращения звёзд — чуть меньше часа, максимальный — 57 лет.
Физические переменные звёзды
Цефеиды
При изменении блеска изменяются температура фотосферы, показатели цвета, радиус фотосферы. Пульсация звезды происходит когда непрозрачность наружных слоёв звезды задерживает некоторую часть излучения внутренних слоёв. Это связано с веществом гелий, который вначале ионизируется, а затем охлаждается и рекомбинируется.
График изменения блеска η Aql (эта Орла) и δ Cep (дельта Цефея)
В нашей галактике Млечный Путь на сегодня насчитывается больше 700 цефеид.
В свою очередь цефеиды делятся ещё на 3 группы:
Звёзды типа RR Лиры
В отдельный тип относятся звёзды типа RR Лиры. Это гиганты спектрального класса A. Период переменности для этих звёзд 0,2 — 1,2 суток. Они очень быстро меняют блеск, при этом амплитуда достигает одной звёздной величины. С изменением блеска изменяется показатель цвета, что связано с изменением температуры фотосферы. При максимуме звезда светлеет (белеет), т.е. становится горячее. Также изменяется радиус звезды (лучевые скорости).
Подавляющее большинство звёзд этого типа сосредоточено в шаровых звёздных скоплениях. Ниже на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (спектр-светимость) показано примерное расположение цефеид и звёзд типа RR Лиры:
Изображение взято с сайта Википедия
Мириды
Мириды по-другому называют долгопериодическими переменными звёздами. Это звёзды типа ω (омега) Кита. Амплитуда изменения блеска достигает 10-й (!) звёздной величины. Период переменности сильно разнится и лежит в интервале 90 — 730 суток.
К миридам относятся сверхгиганты спектрального класса M (и дополнительных S и N — ещё более холодных).
Переменность блеска возникает из-за колебаний температуры. К миридам относятся звёзды, у которых в спектрах появляются эмиссионные линии.
Неправильные переменные
Это звёзды, у которых происходит непредсказуемое изменение блеска. Их сложно наблюдать и приходится затрачивать больше времени на определение их характеристик. Представителем это типа звёзд является μ (мю) Цефея.
Амплитуда изменения блеска не превышает одну звёздную величину. Моменты максимумов или минимумов нельзя определить по формулам, или посчитать их периодичность. Кривая изменения блеска может иметь период до 4500 суток. В книге по астрономии нашел график звезды μ Цефея, яркость которого вычислялась с 1916 по 1928 года:
Если получается определить среднее значение цикла и наблюдается некоторая периодичность, их называют полуправильными, в ином случае — неправильными.
Эруптивные переменные
Переменная карликовая звезда, которая проявляет свою переменность в виде повторяющихся вспышек, объясняющихся различного рода выбросами вещества (эрупций) называется эруптивной переменной. Эруптивные звёзды могут быть как молодыми, так и старыми.
Молодые звёзды
Хаотическую переменность объясняют тем, что вокруг молодых звёзд наблюдаются небольшие яркие туманности, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.
Отдельно выделяют вспыхивающие звёзды типа UV Кита. Это карлики спектральных классов K и M. Они отличаются очень быстрым возрастанием светимости во время вспышек. Менее чем за одну минуту поток излучения может увеличиться в несколько раз. Однако, есть большая группа вспыхивающих звёзд, у которых вспышки длятся продолжительное время, превышающее несколько минут. В скоплении Плеяды все звёзды относятся к таким звёздам.
На сегодня обнаружено всего около 80 вспыхивающих звёзд, имеющих небольшую светимость и их можно наблюдать на небольшом удалении от Солнца.
В общем-то и всё, что вам необходимо знать и понимать о переменных звёздах. И теперь, встречая непонятные названия или обозначения типа переменной звезды, вы всегда сможете обратиться к этой статье, чтобы узнать что есть что.
Спасибо что уделили своё время на чтение этой важной темы. Если есть вопросы, не стесняйтесь, пишите в комментариях, будем вместе разбираться.