Що такеміріди?
У еволюції зірок із масами порядку сонячної або більшими є стадія, коли зірка стає дуже активною. Світило, яке раніше було подібне до нашого Сонця, за порівняно короткий час “розбухає”, збільшуючи свої розміри в сотні разів і перетворюючись у холодну червону зірку гігант. Більшість зірок у цій стадії виявляє нестабільність — пульсує. Їхній візуальний блиск більш-менш регулярно змінюється на декілька зоряних величин із періодами від сотні днів до півтора-двох років.
Першою такою змінною зорею, на яку звернули увагу астрономи, була Міра Кита. Вона надалі і дала назву цілому класу змінних зірок. У серпні 1596-року німецький астроном Давид Фабріціус помітив у сузір'ї Кита зірку, яку не зміг знайти ні на зоряних картах, ні в каталогах. Але через декілька місяців блиск зірки ослаб настільки, що вона перестала бути видимою неозброєним оком. У 1603 році ЙоганнБайер при упорядкуванні свого знаменитого зоряного атласу (першого атласу, де зірки одержали позначення у виді грецьких букв) знову помітивту ж зірку, яку він, не підозрюючи про відкриття Фабріціуса, заніс в атлас як зірку3-йвеличини і привласнив їй позначення О Кита. В лютому 1609 року її знову спостерігав Фабріціус; тоді ж він і назвав її Мiга (від латинського “дивна”).
Хоча Фабріціусу і належить честь першовідкривача Міри, спеціальних спостережень він не вів. Регулярні спостереження Міри Кита вперше виконали Хольвард і Фулленіус у Нідерландах — ці роботи відносяться вже до 1630-х — 1640-х років. Першим же, хто знайшов періодичність у змінах блиску Міри Кита, був французький астроном Буйо. Період зірки він визначив у 333 дня, що близько до нині прийнятого значення (331,6). К XVII- XVIII сторіччямвідносяться відкриття ще декількохдовгоперіодичнихзмінних — χ Лебедя (цю зірку раніш нерідко називали “Міра Лебедя”), а також R Гідри і R Льва.
Легко зрозуміти, чому Міру й інші подібні їй зірки були в числі перших змінних зірок, відкритих астрономами і систематично дослідженими. Це пояснюється, насамперед, великою амплітудою змін їхнього блиску. Самі яскраві з мірід у максимумі можуть бути помітні навіть неозброєним оком, у той час як у мінімумі бувають доступні не всякому телескопу. Рекорд належить зірці χ Лебедя: у максимумі її блиск досягає візуальної величини 3,3m, а в мінімумі падає майже до 14m, тобто амплітуда блиску досягає без малого 11 зоряних величин!
Мірідизаймають особливе місце серед виявлених і вивчених змінних зірок. Так, у 4-му виданні “Загального каталогу змінних зірок” (ЗКЗЗ) із 28455 включених у нього зірок 5829 — міріди (більше 20%). Причина значного числа відомих мірід криється в порівняній легкості їхнього виявлення: по-перше, завдяки великим амплітудам зміни блиску, а по-друге, міріди — це зірки гіганти високої світності (десятки тисяч сонячних), тобто вони можуть спостерігатися на величезних відстанях, у сотні і тисячі парсек. Міріди — холодні червоні зірки, що пройшли довгий шлях еволюції. Температура їхньої поверхні біля 2000-3000К, Більшість відноситься до спектрального класу М. Це зірки, багаті киснем. Але зустрічаються серед мірід і вуглецеві зірки, що належать до спектрального класу G.
Довгоперіодичні змінні
Довгоперіодичні змінні зірки, як випливає із самої назви, змінюють свій блиск достатньо повільно, із періодами в сотні днів (частіше усього зустрічаються періоди від 150 до 700 діб). Клас таких змінних містить у собі множину досить різноманітних по своїх характеристиках зірок.
Довгоперіодичні змінні діляться на два підкласи: змінні типу Міри Кита (або власне міріди) інапівправильнізмінні. Одним із критеріїв, по якомузірку відносять до тієї або іншої категорії, служить амплітуда коливань блиску. До мірід звичайно належатьзірки з амплітудою більшої 2,5m, до напівправильних — зорі, амплітуда зміни блиску котрих менше 2,5m. При цьому треба відзначити, що міріди в середньому мають великі періоди і змінюють блиск із більшою регулярністю, ніж напівправильнізірки. Таким чином, між двома підкласами існують реальні фізичні розходження.
Відносно регулярну криву блиску мають лише деякіміріди. Для більшості ж зірок цього типу зміна блиску відзначена різноманітними іррегулярностями, що з однаковою можливістю можуть зустрічатися як на висхідній гілці кривої, так і на спадної, і не мають періодичностей. Криві блиску мірід можна розділити на три типа:
· I — одна з гілок кривоїйде крутіше, ніж інша;
· II — крива блиску більш-менш симетрична;
· III — крива блиску має “горб” на однієї з гілок, або у її два максимуми протягом одного періоду.
У напівправильних змінних звичайно немає стійкої форми кривої блиску. Якщо порівняти криві блиску зірок типу Міри Кита і криві блиску напівправильних змінних, очевидно, як сильно вони різняться. Треба сказати, що всі довгоперіодичнізмінні дуже зручні для візуальних спостережень за допомогою бінокля, підзорної труби або невеличкого телескопа. У максимумі вони досягають 5-ї — 7-ї зоряної величини, а довгі періоди дозволяють спостерігати декільказірок одночасно.
Різноманітні фізичні процеси, що протікають у надрах і особливо в оболонках цих зірок, безумовно, відбиваються на їхній кривій блиску. У більшості мірід (наприклад, у R Лева, U Оріона, U Геркулесу) змінюється висота максимуму. А у зірки U Геркулесу може змінюватися положення і форма “горба” на висхідній гілці, іноді “горб” зникає зовсім. Аналогічно поводиться крива блиску зірки R Лева. B свою чергу у R Орла дуже сильно змінюється період. А оскільки періоди нестабільні у багатьох мірід, то важливе значення мають щільні ряди спостережень, що дозволяють точно визначити момент настання максимуму.
Не менше цікаві напівправильнізмінні, що змінюються, як правило, на 1,5-2m, вони дають можливість із скромними спостережливими засобами простежити весьхідкривої блиску від максимуму до мінімуму і уточнити період, що частіше за все встановлений із великою похибкою. До того ж у цих зірок у змінах блиску можуть існувати додаткові періоди, що відрізняються від основного на ціле число: Р/2, Р/3 і так далі. Ці періоди можна виділити, тільки маючи безупинний ряд послідовних спостережень.
Пульсації і ударні хвилі
Дотепер ми не розглядали фізичні процеси, які призводять до зміни блиску довгоперіодичних змінних. Одна з можливих причин коливань блиску —пульсації зірок. Теорія пульсації добре пояснила змінність цефеїд. Але механізм, що призводить до коливань блиску мірід, дотепер точно не встановлений. Одна з гіпотез пояснює пульсації подібних зірокнестійкістю ядерних реакцій горіння гелію в сферичномупрошарку в надрах зорі, а на поверхні ця нестійкість виявляється у виді коливань.
При пульсаціях поверхні зірки в її атмосфері можуть утворитися ударні хвилі. Пояснимо, що це таке. Збудження невеличкої сили передаються в газі у виді звукових хвиль. Якщо, наприклад, створити в якомусь місці просторунадлишковий (порівняно з навколишнім середовищем) тиск, то він передається, унаслідок теплового руху молекул, частинкам у сусідніх областяхпростору; ті, в свою чергу, передадуть надлишок тиску сусідам і так далі. Швидкість звука в газі відповідає середньої швидкості теплових рухів молекул газу, і в атмосферах мірід, де Т » 1000-2000 К, швидкість звукаскладає 1,5-3 км/с (нагадаємо, що в земній атмосфері у поверхні ця швидкість дорівнює 0,33 км/с).
Якщо шару газу додати швидкість руху, що перевищує швидкість звука, то виникне якісно інше явище. Цей шар газу полетить, загрібаючи перед собою все нові і нові порції газу, подібно тому, як снігова лавина, що несесеться вниз по схилу гори, створює перед собою сніговий вал, який постійно збільшується. Густина газу на межі “вала” наростає стрибкоподібно — такий “вал” як би вдаряє по спокійному, незбудженомугазу, прискорюючи його. Тому поверхню, де відбувається стрибок, називають ударним фронтом, а саме явище надзвукового поширення стрибкагустини —ударною хвилею.
Емісійні спектральні лінії
Єданні астрономічних спостережень, які показують, що в оболонках мірід поширюються ударні хвилі. У спектрах цих зірок спостерігаються чисельні лінії поглинання, характерні для холодного газу — лінії слабко збуджених атомів і молекул. Головна особливість таких спектрів — потужні смуги молекул окису титана ТiО. Проте час від часу вигляд спектру мірід помітно змінюється. Поблизу мінімуму блиску спалахують емісійні лінії водню, іонізованого заліза й інші елементи, а інтенсивність смуг поглинання окису титана починає падати. Зірка збільшує свій блиск, проходить максимум, після чого емісійні лінії в спектрі слабшають і на спадній гілці кривій блиску пропадають; смуги TiО, навпроти, посилюються. В наступному мінімумі цикл починається знову.
Таке поводження спектра можна пояснити проходженням ударної хвилі через атмосферу міріди. При коливанні поверхні зірки, у той проміжок часу, коли поверхня рухається назовні з надзвуковою швидкістю, над нею виникає ударний фронт у вигляді сфери, центр якої збігається з центром зірки. Швидкість ударної хвилі спочатку велика, 60-100 км/с, тобто в десятки разів перевищує швидкість звука. З віддаленням від поверхні хвиля поступово витрачає свою енергію. Приблизно половина енергії хвилі іде на прискорення все нових і нових шарів газу, друга половина — нанагрів його. При великій швидкості хвилі газ за її фронтом нагрівається до високої температури. Ця температура залежить від швидкості хвилі і може приймати значення від 15-20 тис. К (при швидкості в 30 км/с) до 100 тис. К (при швидкості в 100 км/с). У газі за фронтом хвилі відбувається дисоціація (розпад) молекул і іонізація нейтральних атомів. Зникнення молекул окису титана за фронтом призводить до ослаблення смуг TiО і як би просвітлює атмосферу зірки у візуальній області спектра — блиск зірки наростає. У той же час іонізовані атоми водню і металів рекомбінують з електронами, що супроводжується сильним випромінюванням в лініях цих елементів — тільки в лінії водню (Нα) може випромінюватися до 1 % всієїсвітностізірки!