Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов (стр. 22 из 31)

Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефе-
иды, иначе звезды типа RR Лиры, с периодами меньше 1 сут и

24. ПЕРЕМЕННЫЕ И НОВЫЕ
ЗВЕЗДЫ

Рис. 83. Примерные кривые яркости,
лучевой скорости и темпе-
ратуры цефеиды.

классические с периодами больше 2 сут. Первые из них горячее и
имеют одинаковую абсолютную величину М = 0,5.

Классические цефеиды желтее, холоднее и обладают следую-
щей замечательной особенностью: классические цефеиды — сверх-
гиганты, и их светимость плавно возрастает с увеличением периода.
Наиболее медленно меняющиеся цефеиды — самые яркие. При
периоде около 50 сут их светимость в 10 000 раз больше, чем
у Солнца. Установив светимость цефеиды по периоду изменения
ее яркости, который легко определяется прямыми наблюде-
ниями даже у предельно слабых цефеид, можно из сравнения ее
абсолютной звездной величины М с видимой звездной величиной
т определить расстояние до нее по формуле lg D = 0,2 (т — М) + 1,
что следует из формулы (4). Поэтому зависимость светимости от
периода цефеид необычайно важна для установления расстояний
и размеров нашей звездной системы.

Яркие цефеиды-гиганты видны нам, как маяки Вселенной,
издалека. По ним мы намечаем контуры нашей звездной системы,
т. е. как далеко она простирается по разным направлениям.

Периодической или неправильной пульсацией объясняют колеба-
ния яркости и других переменных звезд.

2. Новые звезды. Название «новые звезды» сохранилось с древних
времен за звездами, которые считались действительно новыми.
Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле
так называемая новая звезда в действительности существовала и
раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего ее яркость за корот-
кое время увеличилась в десятки тысяч раз. После вспышки звезда
постепенно возвращается к прежнему состоянию. Амплитуда из-
менения яркости новых звезд от 7 до 14 звездных величин, т. е.
их светимость может изменяться до 400 000 раз. В максимуме они бы-
вают от —6 до —9 абсолютной звездной величины. Возможно, что
у новых звезд вспышки повторяются с промежутками в тысячи лет.
Яркие новые звезды, которые в максимуме достигали первой
звездной величины, наблюдались редко, например в 1901, 1918,
1925 гг.

Ввиду неожиданности такого рода вспышек открытие но-
вых звезд происходит случайно. Их открывают по большей части
любители астрономии, иногда школьники. Для этого надо чаще ос-
матривать созвездия вблизи Млечного Пути. Но не примите плане-
ту за новую звезду!

Вспышка новой звезды происходит обычно за несколько дней —
катастрофически, а возврат к прежней светимости длится годами и
сопровождается колебаниями яркости (рис. 84).

Катастрофическая вспышка звезды, при которой освобождает-
ся энергия, равная энергии, излучаемой Солнцем за миллион лет,
происходит вследствие внутренних процессов. Такое состояние не-
устойчивости накапливается годами или веками, а затем происхо-
дит взрыв.

Изменения в спектре новой звезды показали следующее:
яркость звезды увеличивается потому, что вздувается фотосфера —

Рис. 84. Кривые изменения видимой яркости трех новых звезд

растет ее поверхность. В момент максимума светимости диаметр
новой звезды больше диаметра земной орбиты. В момент наи-
большей яркости со звезды срывается внешний слой и со скоростью
около 1000 км/с, расширяясь, устремляется в пространство. Вспы-
хивают как новые только некоторые очень горячие звезды умерен-
ных светимостей, так что нашему Солнцу вспышка не угрожает.
3. Сверхновые звезды. Некоторые особые звезды, невидимые ранее,
неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако
в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче,
чем новые звезды. Их называют сверхновыми звездами. Ско-
рость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обыч-
ных новых звезд. Сверхновые звезды мало изучены, поскольку после
изобретения телескопа «поблизости» от нас не вспыхивала ни одна
сверхновая звезда. Наблюдались только очень далекие сверх-
новые звезды, для которых, кроме изменения яркости и спектра
вблизи максимума, ничего установить обычно нельзя.

Вследствие колоссальной светимости, в максимуме превосхо-
дящей в десятки тысяч раз светимость ярчайших из обычных звезд,
мы видим сверхновые звезды на громадных расстояниях от нас, в
других звездных системах (рис. 85). Измерение яркости сверхно-
вых звезд используют для оценки этих расстояний. Вспышки сверх-
новых звезд крайне редки — в среднем одна вспышка за несколько
столетий в системе, содержащей миллиарды звезд.

Еще до изобретения телескопа в нашей звездной системе на-
блюдалось несколько звезд, несомненно бывших сверхновыми На
месте, где одна из них вспыхнула в 1054 г. в созвездии Тель-
ца, находится особенная, слабо светящаяся туманность, назван-
ная Крабовидной (рис. 86). Она содержит ионизованный газ в
виде прожилок, пронизывающих ее основную аморфную массу. Из
сравнения фотографий, сделанных в разные годы, выяснилось, что
туманность расширяется со скоростью 1000 км/с. Ее расширение

100

началось с момента вспышки сверхновой звезды. Газ, образующий
туманность, был выброшен ею при вспышке. Позднее оказалось,
что Крабовидная туманность является одним из мощнейших источ-
ников радиоизлучения. Оно вызывается тем, что имеющееся
в туманности магнитное поле тормозит электроны, рожденные при
взрыве звезды и движущиеся со скоростью, близкой к скорости
света. Такое радиоизлучение электронов в магнитном поле назы-
вается нетепловым или синхротронным. Крабовидная туман-
ность оказалась также и одним из наиболее мощных космиче-
ских источников рентгеновских лучей. На месте вспышек других
«близких» сверхновых звезд также найдены радиоизлучающие и
расширяющиеся туманности. Вспышки сверхновых звезд — гранди-
ознейшие и редчайшие из катастроф, происходящих с небесными
телами (о них мы узнаем еще из § 30).

Изучение всех переменных и новых звезд крайне важно для
понимания природы и эволюции звезд вообще, так как переменные
и особенно новые звезды находятся в неустойчивых состояниях
на поворотных этапах своего развития. Кроме того, происходя-
щие у этих звезд изменения легко наблюдаемы, а у обычных звезд нет,
так как их изменения слишком медленны.

25 1. у новых звезд яркость обычно возрастает при постоянной температуре
вследствие вздутия фотосферы. Если изменение яркости новой звезды соста-
вляет 10 звездных величин, то во сколько раз изменился радиус звезды?

2. На каком расстоянии от центра галактики в проекции на небо находится
сверхновая звезда (рис. 85), если видимый диаметр галактики 2', а расстояние
от нее 107 пк?

Рис. 85. Фотография (негатив) да-
лекой звездной системы —
галактики со сверхновой
звездой, отмеченной

стрелкой (указан угловой
масштаб фотографии).

Рис. 86 Крабовидная туманность —
остаток вспышки сверхновой
звезды.

25.РАЗНООБРАЗИЕ ЗВЕЗДНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК
И ИХ ЗАКОНОМЕРНОСТИ

1. Диаметры и плотности звезд. Покажем на простом примере,
как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры,
например Солнца и Капеллы (а Возничего). Эти звезды имеют
одинаковые спектры, цвет и температуру, но светимость Капеллы
равна 120 (в единицах светимости Солнца). Так как при одинако-
вой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одина-
кова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем поверхность
Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в
VT20 ~ И раз.

В физике установлено, что полная энергия, излучаемая в еди-
ницу времени с 1 м2 поверхности нагретого тела, равна: i = б Г4,
где б — коэффициент пропорциональности, а Т — абсолютная темпе-
ратура. Относительный линейный диаметр звезд, имеющих известную
температуру 7\ находят из формулы:

102

Отсюда

в радиусах Солнца

Результаты таких вычислений размеров светил полностью под-
твердились, когда стало возможным измерять угловые диаметры
звезд при помощи особого оптического прибора (звездного интер-
ферометра).

Звезды очень большой светимости называются сверхгиган-
тами. Красные сверхгиганты оказываются такими и по размерам
(рис. 87). Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по
диаметру. Более далекая от нас W Цефея настолько велика,
что внутри нее поместилась бы Солнечная система с орбитами
планет до орбиты Юпитера включительно! Между тем массы сверх-
гигантов больше солнечной всего лишь в 30—40 раз. В результате
даже средняя плотность красных сверхгигантов в тысячи раз меньше,
чем плотность комнатного воздуха.

При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем
эти звезды горячее- Самыми малыми среди обычных звезд
являются красные карлики. Массы их и радиусы —
десятые доли солнечных, а средние плотности в 10—100 раз вы-
ше, чем плотность воды. Еще меньше красных белые карли-
ки — это уже необычные звезды.

У близкого к нам и яркого Сириуса (имеющего радиус, пример-
но вдвое больше солнечного) есть спутник, обращающийся вокруг
него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние,
орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почти одина-
ково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади