АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

ТЕМА 2.2. ФІЗИКА ЗІР І МІЖЗОРЯНОГО СЕРЕДОВИЩА

§ 20. ПОДВІЙНІ, КРАТНІ ТА ЗМІННІ ЗОРІ

Давно з'ясовано, що зорі «уникають самітності» й утворюють різні групи, або системи. Найпростішою зоряною системою є подвійна зоря.

1. Подвійні та кратні зорі.

Спочатку подвійними зорями вважали кожні дві дуже близькі на небесній сфері зорі. Але після того, як астрономи навчились визначати відстані до зір, з'ясувалося, що деякі з них насправді далекі одна від одної, фізично між собою не пов'язані й лише проектуються в дуже близькі точки на небесній сфері. Тепер такі зорі називають оптичними подвійними зорями. Натомість фізичні подвійні зорі під дією взаємних сил тяжіння обертаються навколо спільного центра мас, утворюючи динамічну систему.

Спостереження вказують на те, що фізичні подвійні зорі - поширене явище у Всесвіті. Важко точно визначити відсоткове співвідношення між подвійними й одиночними зорями. Проте на основі теоретичних моделей можна припустити, що до подвійних зір належить до 70 % усього зоряного населення.

Відповідно до засобів, якими їх виявлено, фізичні подвійні зорі поділяють на три класи. Якщо подвійність виявлена з візуальних спостережень - зорі видно окремо з допомогою оптичних засобів - їх називають візуально-подвійними.

Рис. 20.1. Візуально-подвійна зоря Міцар і Алькор із сузір'я Великої Ведмедиці

Якщо подвійність виявлена з фотометричних спостережень періодичних змін блиску системи, такі подвійні називають затемнювано-змінними, бо ці зміни виникають, коли компоненти тісної системи затемнюють одна одну. На рис. 20.2. показано схему і криву блиску затемнювано-змінної зорі Алголь в сузір'ї Персея.

Рис. 20.2. Схема затемнення і крива блиску затемнювано- змінної зорі Алголь у сузір'ї Персея

Спектрально-подвійними зорями називають ті системи, в спектрі яких лінії зазнають періодичних роздвоєнь. Внаслідок ефекта Доплера найбільше роздвоєння ліній, спільних для спектрів обох зір, є тоді, коли одна з них рухається в напрямку до спостерігача, а друга - від нього. Часто один з компонентів спектрально-подвійної системи є таким слабким, що його спектральних ліній не видно. Тоді замість роздвоєння ліній спостерігають періодичне зміщення ліній яскравого компонента то в синій, то в червоний бік спектра. Ніні створено дуже точні вимірювальні прилади з високою роздільною здатністю, що дозволяють вимірювати коливання ліній в спектрах, навіть якщо воно зумовлене невидимим компонентом дуже малої у порівнянні з видимою зорею маси. Саме в такий спосіб відкривають планети біля інших зір (екзопланети).

Щоб помітити доплерівське зміщення в спектрі, орбітальна площина системи відносно спостерігача має бути нахилена на кут, менший за 90°. Це зміщення максимальне, коли кут дорівнює нулю, і лінія променя зору спостерігача збігається з орбітальною площиною системи.

Іноді у подвійній системі зорі перебувають так близько одна до одної, що під дією взаємних сил тяжіння їхня форма спотворюється, і кожна з них стає схожою на м'яч для гри в регбі. При цьому вони активно обмінюються речовиною. Такі пари називають тісними подвійними системами. Нині є можливість спостерігати ці незвичайні пари на різних етапах їхнього розвитку. Вони допомагають краще зрозуміти механізм зоряної еволюції.

Рис. 20.3. Ефект Доплера і спектрально-подвійна зоря

Важливість вивчення подвійних зір, окрім усього іншого, полягає в тому, що в таких системах можна визначити найважливіший параметр зорі - її масу. Для візуально-подвійних систем, якщо виміри параметрів видимого руху (період обертання, великі півосі) компонентів належною мірою точні, це можна зробити з третього закону Кеплера.

Подвійні зоряні системи існують не вічно. їх руйнування через розрив взаємного тяжіння між компонентами можливе в разі близького проходження повз систему масивного тіла або внаслідок вибуху одного з компонентів як наднової зорі. Тоді система може втратити більше половини загальної маси. Крім того, вибухи Наднових асиметричні. Компактний об'єкт, що утворюється, в момент вибуху отримує поштовх, додаткову швидкість. Якщо ця швидкість більша, ніж орбітальна швидкість об'єкта в подвійний системі, то це призводить до розриву зоряної пари.

2. Змінні зорі. 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус відкрив у сузір'ї Кита нову зорю 2-ї зоряної величини, але через деякий час зоря зникла. Та зненацька в 1609 р. Фабриціус знову знайшов її на небі. Отак уперше було виявлено зорю, що дуже сильно змінювала свій блиск: іноді ставала невидимою для неозброєного ока, іноді спалахувала знову. Й. Байєр наніс цю зорю на карту свого атласу, позначивши її Омікрон (ο) Кита. Інша назва зорі - Міра Кита або просто Міра (з лат. «дивовижна»).

Отже, змінні зорі - це зорі, блиск яких змінюється. Вони відмінні масою, розмірами, віком, причинами змінності, тому їх розділяють на кілька великих груп. Одна з них - пульсуючі зорі, яскравість яких змінюється через коливання розмірів. До них належать зорі типу Міри або міриди - червоні гіганти спектрального класу М, що змінюють блиск у межах 2,5-11 зоряних величин з періодами в середньому 80-100 діб. Особливістю змінних типу Міри є те, що зберігаючи тривалість періоду пульсацій сталою, вони не зберігають від циклу до циклу однаковими амплітуди зміни блиску. Приміром, в одному циклі блиск може змінитися на 7 зоряних величин, а в наступному тільки на 3. Пульсації мірид пояснюють періодичним проходженням ударної хвилі в протяжній атмосфері зорі. Така хвиля виникає в пульсуючих зорях внаслідок тиску нижніх шарів на верхні і є тонкою перехідною зоною, що відокремлює гарячий газ від холодного та рухається в бік холодного газу.

Серед пульсуючих зір є клас цефеїд, що отримали назву від однієї з перших відкритих змінних цього типу - δ Цефея. До цефеїд відносять багато типів змінних зір - гігантів і надгігантів високої світності головно спектральних класів А, F і G, які періодично змінюють блиск у межах 0,5-2 зоряних величини. Коливання блиску цефеїд пояснюють пульсаціями зовнішніх шарів зорі, внаслідок чого періодично змінюються їхні радіуси (приблизно на 10 %) і температури. Зазвичай цефеїди поділяють на короткоперіодичні з періодами до 1,2 доби й довгоперіодичні з періодами понад 1 добу.

Довгоперіодичні цефеїди - це прикінцеві стадіїї життя блакитно-білих гігантів спектрального класу В. У процесі еволюції вони набули особливої структури: на певній глибині, але не більшій за 0,1 радіуса, виник шар, що накопичує енергію, яка приходить з надр зорі, а потім віддає її назовні. Зовнішні шари зорі, періодично стискаючись, розігріваються (температура і блиск зростають), а коли вони розширюються, то охолоджуються (температура і блиск зорі спадають). Періоди довгоперіодичних цефеїд залежать від 'їхнього віку: що більший вік, то коротший період зміни блиску. Цефеїди з періодом в 50 діб мають вік 10 млн років, а з періодом в 1 добу - 100 млн років.

На відміну від мірид у цефеїд не лише періоди, а й амплітуди зміни блиску є постійними з дуже високою точністю. Головна особливість цефеїд - залежність період-світність, відкрита 1908 р. Генрієтою Левітт. Вона має такий вигляд:

де M_V - абсолютна зоряна величина у видимому світлі, P - період зміни блиску.

Ця залежність дає можливість за виявленим зі спотережень періодом змінності обчислити світність цефеїди, а потім і відстань до неї. Завдяки цій залежності цефеїди стали «маяками» Всесвіту, адже маючи великі світності, вони помітні з дуже великих відстаней. Оскільки розміри галактик невеликі, як порівняти з відстанями до них, визначивши відстань до цефеїди в іншій галактиці, легко встановити відстань і до самої галактики, в якій її спостерігають.

Серед короткоперіодичних цефеїд виділяють зорі типу RR Ліри - гіганти спектральних класів А - F з температурою 6400-7600 К і масою 0,6 сонячної. RR Ліри - це дуже старі зорі віком понад 10 млрд років. У великій кількості вони присутні в кулястих зоряних скупченнях.

Рис. 20.4. Головна особливість цефеїд - залежність період-світність, відкрита 1908 р. Генрієтою Левітт (США)

Увагу астрофізиків привертають не лише пульсуючі змінні, але і спалахуючі, або вибухові зорі. Вони мають дуже розмаїту природу й вік: від дуже молодих, що тільки-но ступають на життєвий шлях, до старих, які його завершують. Прикладом молодих зір є спалахуючі змінні типу Т Тельця, які ще не завершили процесу гравітаційного стискання, не стали стабільними зорями і не посіли постійного місця на головній послідовності. Ці зорі змінюють блиск так нерівномірно, що не можна встановити ніякої закономірності. Припускають, що вивільнення енергії відбувається не в атмосферах зір, а в глибших підфотосферних шарах, і це є залишковим явищем зореутворення.

3. Нові та наднові зорі.

Новими зорями називають ті, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12 зоряних величин). При цьому іноді виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 10 років. ⁵

Початкова фаза спалаху аж до максимуму блиску триває кілька діб, після чого він повільно, впродовж років чи десятків років зменшується до початкового значення. Зазвичай через кілька років потому навколо Нової спостерігають газову оболонку, що розширюється. Це свідчить про відрив від зорі під час спалаху поверхневих шарів.

Причина вибухів нових зір - особливості обміну речовиною в тісних подвійних системах, компоненти яких мають маси близькі до сонячної або й менші за неї, а відстань між ними лише трохи перевищує їхні розміри.

Якщо одна із зір вже стала білим карликом, а друга ще перебуває на головній послідовності або є холодним гігантом пізніх спектральних класів К чи М, під дією сили тяжіння багата на водень речовина з поверхневих шарів зорі-компаньйона перетікає на білий карлик. У міру накопичення водню і збільшення температури й щільності на поверхні білого карлика до певної критичної величини, в збагаченому воднем шарі починаються термоядерні реакції з претворення водню в гелій. Цей процес надзвичайно швидкий, тому енергія вивільняється вибухово. Виникає сильна ударна хвиля, що скидає зовнішні шари зорі в навколишній простір. Скинута газова оболонка розширюється, внаслідок чого зростає блиск зорі, що й спостерігають як появу Нової.

Та після спалаху перетікання газу на білий карлик починається знову, і через деякий час (до 1000 років) спалах повторюється.

Рис. 20.5. Тісна подвійна зоряна система, в якій відбувається процес перетікання речовини з одного компонента на другий. Такий процес зрештою призводить до появи Нової

Спалах Наднової зорі незрівнянно сильніший, ніж спалах Нової. Адже її блиск зростає на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. Поява Наднової в іншій галактиці демонструє всю грандіозність цього явища: інколи її блиск у максимумі перевищує сумарну яскравість усієї зоряної системи, в якій вона спалахнула. Такою, наприклад, була Наднова 1972 р. в галактиці NGC 5253, що світила майже в 13 разів яскравіше, ніж материнська галактика.

Під час вибуху Наднова скидає свою оболонку, яка далі розширюється зі швидкістю від 5000 до 20 000 км/сек, і через деякий час на місці Наднової можна спостерігати туманність специфічної форми. Такою є Крабоподібна туманність в сузір'ї Тельця. Її появу пов'язують з Надновою 1054 р. яку було зафіксовано в китайських хроніках.

У тій частині Галактики, яку можна спостерігати із Землі, явище Наднової трапляється раз на 200-300 років. Тому нині Наднові вивчають через їх спостереження в інших галактиках. Такі спостереження виконують не тільки професійні астрономи, але й астрономи-аматори. Наднові прийнято позначати літерами SN (Supernova), вказуючи рік і черговість відкриття у порядку літер латинської абетки.

Зорі, що спалахують як Наднові, поділяють на дві основні групи: Наднові I і ІІ типу. Головною особливістю Наднових І типу є те, що, по-перше, спектри різних об'єктів дуже схожі між собою; по-друге, в цих спектрах відсутні лінії водню; по-трете, у них майже повністю подібні криві блиску. Натомість у спектрах Наднових ІІ типу присутні лінії водню, і зорі демонструють велике розмаїття кривих блиску.

Наднові І типу випромінюють майже в 6 разів більше енергії, ніж Наднові ІІ типу. У максимумі блиску перші досягають в середньому 20m і випромінюють у 12 млрд разів більше енергії, ніж Сонце. Другі досягають 18m і випромінюють енергії у 2 млрд разів більше, ніж Сонце.

Вивчення просторового розподілу й інших параметрів Наднових І і ІІ типу дозволило зробити висновок, що зорі, які породжують Наднові І типу, - старі з масами в 1-2 сонячних у складі тісних подвійних систем. Надновими ІІ типу внаслідок гравітаційного колапсу стають одиночні масивні зорі з масами не менше, ніж 8-10 сонячних мас, що перебувають на кінцевому етапі еволюції (ч. 2, § 22). При цьому, залежно від маси, зоря, що вибухнула, може взагалі зруйнуватись дощенту, а може залишити після себе нейтронну зорю.

Рис. 20.6. Типова крива блиску Наднової типу Іа має характерний крутий підйом. Максимального значення блиску Наднова досягає за 1520 діб і «тримає» його приблизно 10 діб, після чого блиск спочатку переривчасто, потім майже рівномірно спадає

Наднові І типу виникають у тісних подвійних зоряних системах, одним з компонентів яких є білий карлик.

Нарощування маси, зростання щільності й температури одного з компонентів схоже з процесом появи Нових. Але, на відміну від нової зорі, коли термоядерна реакція охоплює лише поверхневі шари зорі, в разі Наднової потужний термоядерний вибух охоплює всю зорю і може зруйнувати її, а не лише зриває поверхневі шари. Тому явище Нової в тісній подвійній системі може повторитися, а вибух Наднової знаменує остаточну смерть зорі. І якщо для появи Нових, подвійна система має складатися з компонентів менш масивних, ніж Сонце, сумарна маса системи для Наднових І типу має перевищувати сонячну в кілька разів.

Бувають випадки, але доволі рідко, коли в тісних подвійних системах спалахують Наднові не внаслідок термоядерного вибуху, а гравітаційного колапсу одного з компонентів. З Надновими І типу їх ріднять спектральні параметри, а саме - відсутність ліній водню, а іноді й ліній гелію. Їм присвоїли позначки типу Ib і Ic, тоді як Надновим типу І додали латинську літеру «a». Фактично це Наднові ІІ типу, тільки бідні воднем (Наднові Ic не мають ще й гелію). Можливо ці зорі позбулися зовнішніх шарів ще до вибуху, що й пояснює їхні особливості. Тобто Наднові Ib і Іс схожі на Наднові I типу лише спектрами, а не фізичною природою. Докладніше про фізичний механізм вибуху Наднової йтиметься в § 22.

ТИПОВА ЗАДАЧА

Видима зоряна величина цефеїди становить m = 19,6. Зоря змінює блиск з періодом P = 50,2. ^dВизначіть абсолютну зоряну величину М цефеїди та відстань до неї.

Розв'язання: Величину М цефеїди визначаємо із залежності період—світність за формулою M_V = -3,88 - 2,87 (lg P - 1). Звідси M = -5,9. Значення відстані знаходимо з формули М = m + 5 - 5 lgr. Звідси r = 10 пк, або 1 Мпк.⁶ ВИСНОВКИ

Більшість зір, доступних для спостережень, належать до подвійних зоряних систем різних типів, а також проявляють змінність блиску. Залежність період-світність пульсуючих змінних зір цефеїд використовують в астрономії для визначення відстаней як до таких зір, так і до галактик, у яких вони містяться.