у каких звезд есть пульсация
У каких звезд есть пульсация
Период P собств. колебаний звезды при том или ином типе колебаний (для к.-л. моды) определяется в основном ср. плотностью вещества звезды 
(т.е. в конечном счете ее полной массой 
и радиусом R). Это теоретич. соотношение имеет вид 
= const, где «постоянная» различна для разных мод, и, кроме того, она немного зависит от внутр. строения звезды (в частности, чем больше концентрация вещества к центру, тем меньше период осн. моды при заданных и R). Периоды большинства переменных звезд согласуются с гипотезой радиальных колебаний в осн. моде, но у нек-рых звезд наблюдается, по-видимому, П. в обертонах или даже одновременно в неск. модах (в т.ч. и нерадиальных). Для звезд конкретного типа переменности, напр., типа RR Лиры, имеющих сходное строение, соотношение =const хорошо выполняется.
В пульсирующей звезде, за исключением ее самых внешних областей, колебания происходят почти адиабатически (см. Адиабатический процесс ), в том смысле, что в течение цикла колебаний любой выделенный в звезде слой никак не изменяет проходящий через него поток излучения и пульсирует как бы в условиях полной теплоизоляции, без теплообмена с окружающими слоями. Анализ адиабатич. П. не может дать никакой информации о пульсационной устойчивости звезды, т.е. о том, будут ли малые колебания нарастать или затухать с течением времени. Однако такой анализ обычно дает хорошее описание механич. св-в звезды, в частности весьма точные значения периодов и правильное представление о распределении амплитуды П. вдоль радиуса.
 |
| Рис. 2. Схематическое расположение областей, определяющих основные особенности пульсаций модели переменной звезды типа RR Лиры. Нижняя шкала указывает доли звездной массы, отсчитываемой от поверхности («инертная» область в объеме  от центра содержит свыше 99% массы звезды , а масса зон ионизации всего лишь  ). |
Накопление или потеря теплоты выделенным слоем звездного вещества (если в слое нет источников энергии) связаны с тем, какое изменение претерпевает идущий через слой поток излучения. В большинстве звезд поток излучения в момент наибольшего сжатия возрастает в направлении от центра к поверхности, т.е. через внеш. границу выделенного слоя выходит больше теплоты, чем поступает в слой через внутр. границу. Каждый слой в момент наибольшего сжатия теряет теплоту и способствует затуханию колебаний (звезда устойчива). Такое поведение потока излучения при сжатии обусловлено в основном изменениями коэффициента непрозрачности звездного вещества. Обычно при сжатии коэффициент непрозрачности 
уменьшается, причем из-за негомологичности колебаний уменьшение на внешней границе выделенного слоя будет б’ольшим, чем на внутренней, и поэтому слой будет терять теплоту. Некоторый отток теплоты из слоя при сжатии может иметь место и при постоянном . Дело в том, что поток излучения пропорционален довольно высокой (обычно четвертой) степени темп-ры, а темп-ра при сжатии, как правило, возрастает. Поэтому при негомологичности колебаний должен происходить отток теплоты из слоя в момент наибольшего сжатия. Согласно расчетам, время затухания колебаний в звездах-гигантах и сверхгигантах должно составлять от сотен дней до неск. лет, т.е., казалось бы, мы вообще не должны наблюдать пульсирующих звезд (а если случайно такая звезда обнаружится, амплитуда ее П. должна уменьшаться «на глазах»). Существование большого числа длительно пульсирующих звезд указывает на то, что в пульсирующей звезде должен постоянно действовать эффективный механизм раскачки колебаний. На первый взгляд, такой механизм действует в недрах звезд, где протекают термоядерные реакции, интенсивность к-рых сильно зависит от темп-ры: при сжатии темп-ра возрастает, и вследствие этого усиливается выделение ядерной энергии. При расширении, наоборот, выделение энергии уменьшается. Однако из-за чрезвычайно малых амплитуд колебаний в центре раскачивающий эффект, вызванный периодич. усилением термоядерных реакций, оказывается незначительным в сравнении с затуханием во внеш. слоях. Т.о., негомологичность собств. колебаний звезд заставляет отказаться от рассмотрения к.-л. «центральных» механизмов возбуждения П. и искать механизмы раскачки, локализованные во внеш. слоях. Самым эффективным из найденных механизмов для классич. переменных звезд (цефеид, переменных типа RR Лиры и др. звезд в полосе неустойчивости, см. Эволюция звезд ) оказалось действие зон частичной ионизации водорода и гелия, особенно зоны второй ионизации гелия.
Рассмотренные эффекты изменений темп-ры и непрозрачности сами по себе еще недостаточны для обеспечения раскачки П. Во внутр. частях зоны ионизации, где 
уменьшается в направлении от центра (достигая минимума ок. середины зоны), происходит задержка потока излучения при сжатии; во внеш. же частях этой зоны, где увеличивается в направлении от центра, при сжатии может происходить усиленный отток теплотыЮ и тогда эта внеш. часть будет вносить вклад в затухание П. Затухание будет иметь место в области над зоной ионизации, где показатель приблизительно постоянен, а коэфф. при сжатии уменьшается. При этом суммарный раскачивающий эффект зоны ионизации может оказаться малым или вообще отсутствовать, особенно при негомологичности колебаний (в данном случае при больших изменениях физ. параметров в ходе П. во внеш. части зоны по сравнению с внутр. областью).
Однако из-за очень низкой плотности самых внеш. слоев их П. характеризуются сильной неадиабатичностью (сильным теплообменом между отдельными слоями), и оказывается, что такие разреженные слои неспособны эффективно задерживать проходящий через них поток излучения: в любой момент времени выделенный слой теряет через свою внеш. границу столько же энергии, сколько получает ее изнутри. Т.о., самые внешние слои не вносят никакого вклада в возбуждение или затухание П.
Анализ пульсационной устойчивости звезды относительно малых возмущений (т.н. линейный анализ устойчивости) еще не дает представления об амплитуде усатновившихся П. (а также о форме кривых блеска и лучевой скорости), он лишь указывает на возможность экспоненциального роста или затухания колебаний. Зависимость эффективности механизмов возбуждения
Теория радиальных колебаний, возбуждаемых ионизационными механизмами, хорошо объясняет осн. особенности П.з. в полосе неустойчивости (цефеиды, переменные типа RR Лиры, 
Щита), хотя ряд вопросов еще не решен. П. долгопериодических, полуправильных и неправильных переменных изучены значительно хуже, отчасти из-за трудностей, связанных с необходимостью учета взаимодействия П. с конвекцией, очень эффективной в оболочках этих звезд. Переменность белых карликов и нек-рых звезд типа 
Цефея связана, вероятно, с их нерадиальными колебаниями, однако механизмы возбуждения П. этих звезд пока неизвестны. Солнце также явл., по-видимому, пульсирующей звездой, испытывающей различные виды радиальных и нерадиальных колебаний с периодами от нескольких минут до нескольких часов (см. Колебания и волны на Солнце ).
Лит.:
Жевакин С.А., Теория звездных пульсаций, в кн.: Пульсирующие звезды, М., 1970; Кокс Дж., Теория звездных пульсаций, пер. с англ., М., 1983.
пульсации звёзд
Большинство звёзд обладает значит. концентрацией массы к центру: плотность вещества в центре на неск. порядков превышает ср. плотность звезды. Как следствие, П. з. негомологичны: относит. амплитуда колебаний в центре намного меньше, чем на поверхности.
В пульсирующей звезде, за исключением её самых внеш. областей, колебания происходят почти адиабатически, в том смысле, что в течение цикла колебаний любой выделенный в звезде слой никак не изменяет проходящий через него поток излучения и пульсирует как бы в условиях полной теплоизоляции, без теплообмена с окружающими слоями. Анализ адиабатич. П. з. не может дать информации о пульсац. устойчивости звезды, т. е. о нарастании или затухании малых колебаний с течением времени. Однако такой анализ обычно даёт хорошее описание механич. свойств звезды, в частности весьма точные значения периодов и правильное представление о распределении амплитуды пульсаций вдоль радиуса.
В зоне второй ионизации гелия v
1,2- 1,3 вместо обычного значения g = 5/3 ! 1,67 для идеального одноатомного газа, т. е. при сжатии повышение темп-ры в зоне ионизации оказывается меньшим, чем в прилегающих более глубоких слоях. Для заданного коэф. непрозрачности поток излучения
Эффекты изменений темп-ры и непрозрачности сами по себе ещё недостаточны для обеспечения раскачки П. з. Во внутр. частях зоны ионизации, где g уменьшается в направлении от центра (достигая минимума около середины зоны), происходит задержка потока излучения при сжатии; во внешних же частях этой зоны, где g увеличивается в направлении от центра, при сжатии может происходить усиленный отток тепла, т. е. будет вклад в затухание П. з. Суммарный раскачивающий эффект зоны ионизации может оказаться малым или вообще отсутствовать. Из-за очень низкой плотности самых внеш. слоев их пульсации характеризуются сильным теплообменом между отд. слоями, p оказывается, что такие разреженные слои не способны эффективно задерживать проходящий через них поток излучения: в любой момент времени выделенный слой теряет через свою внеш. границу столько же энергии, сколько получает изнутри. Т. о., самые внеш. слои не вносят никакого вклада в возбуждение или затухание П. з.
Нелинейные пульсации звёзд. Анализ пульсац. устойчивости звезды относительно малых возмущений (линейный анализ устойчивости) не даёт представления об амплитуде установившихся П. з., а также о форме кривых блеска (зависимостей блеска от времени) и лучевой скорости. Зависимость эффективности механизмов возбуждения и затухания от амплитуды колебаний исследуется в нелинейной теории П. з. Из-за конечной поглощат. способности зон частичной ионизации нарастание амплитуды колебаний не будет происходить неограниченно, при определ. амплитуде достигается баланс между раскачивающим действием зоны ионизации и затуханием в более глубоких областях, и в дальнейшем колебания происходят с пост. амплитудой. Рассчитанные амплитуды установившихся пульсаций цефеид и звёзд типа RR Лиры согласуются с наблюдаемыми значениями. Для моделей звёзд типа d Щита раскачивающий эффект зон ионизации при амплитудах, близких к наблюдаемым, ещё далёк от насыщения, и предполагают, что ограничение амплитуды пульсаций этих звёзд связано с взаимодействием разл. мод колебаний, в данном случае с перекачкой энергии от неустойчивых мод к устойчивым.
Типичное для классич. цефеид и звёзд типа RR Лиры поведение поверхностных характеристик при установившихся нелинейных пульсациях показано на рис. Вариации светимости или блеска определяются в осн. изменениями эфф. темп-ры, достигающими для этих звёзд ок. 1500 К. Кривая лучевой (радиальной) скорости является приблизительно зеркальным отражением кривой блеска. Поэтому звезда оказывается наиб. яркой не в момент наиб. сжатия, как можно было бы ожидать из простейших соображений, а при прохождении равновесного состояния во время последующего расширения. Данный эффект, называемый фазовым запаздыванием, связан с быстрым перемещением зоны ионизации водорода по звёздному веществу в фазе макс. сжатия, благодаря чему эта зона примерно через четверть периода наиб. близко подходит к поверхности. Из теории лучистого переноса в звёздных атмосферах следует, что светимость звезды тем больше, чем меньше масса слоя, лежащего над областью ионизации водорода. Из-за асимметрии кривых типичное фазовое запаздывание составляет не четверть, а 0,1-0,2 периода. Теория радиальных колебаний, возбуждаемых ио-низац. механизмами, хорошо объясняет осн. особенности П. з. в полосе нестабильности: периоды и амплитуды пульсаций, характер изменений блеска и лучевой скорости и их взаимосвязь, положение и наклон самой полосы неустойчивости. Анализ нелинейного взаимодействия мод вследствие простого или параметрич. резонанса позволяет понять такие эффекты, как модуляция амплитуды колебаний, двухпериодич. пульсации нек-рых цефеид и др. Пульсации долгопериодич., полуправильных и неправильных переменных изучены значительно хуже из-за трудностей, связанных со сложным взаимодействием пульсаций и конвекции, с сильными нелинейными эффектами, приводящими к образованию ударных волн и пульсац. потере массы, с проблемами переноса излучения в холодных протяжённых атмосферах, с высокой степенью неадиабатичности пульсаций вследствие соизмеримых динамической и тепловой шкал времени для этих звёзд (см. Эволюция звёзд ).Нелинейные эффекты могут приводить также к трансформации правильных колебаний в хаотические, напр. через последоват. удвоение периода.
Наряду с классич. ионизац. механизмами возбуждения П. з. определ. роль может играть возбуждение посредством термоядерных реакций, сильно чувствительных к темп-ре; предложен также ряд механизмов, обусловленных конвекцией и магн. полем.
Солнце также является своеобразной пульсирующей звездой, испытывающей разл. виды радиальных и нерадиальных колебаний с периодами от неск. минут до неск. часов. Общее число уверенно идентифицированных собств. колебаний составляет более тысячи. В силу того, что частоты разл. мод по-разному чувствительны к распределению вещества вдоль радиуса, наблюдаемая совокупность колебаний позволяет проводить «сейсмическое зондирование» солнечных недр (см. Солнечная сейсмология).
Лит.: Жевакин С. А., Теория звездных пульсаций, в кн.: Пульсирующие звезды, М., 1979; Nonradial oscillations of stars. Tokyo, 1979; Кокс Д ж., Теория звездных пульсаций, пер. с англ., М., 1983; Северный А. Б., Некоторые пробле-мы физики Солнца, М., 1988.
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.