Переменные звезды: О звездах, меняющих блеск
Во время жизни обычной звезды ее блеск меняется очень медленно, если сравнивать, например, с человеческой жизнью или даже жизнью нескольких поколений. А вот блеск переменных звезд меняется в интервале от нескольких минут до нескольких лет! Поэтому изучение переменных звезд — замечательный способ больше узнать о процессах, происходящих в звездных недрах. В современной астрономии различают несколько десятков типов переменных звезд, а само количество известных переменных приближается к ста тысячам.
Спектральный класс звезды
Однако прежде чем начать знакомство с удивительным миром переменных звезд, придется ввести такое базовое астрономическое понятие, как спектральный класс.
Спектральный класс позволяет включить сразу три характеристики звезды — цвет, температуру и химический состав. Основных спектральных классов семь, они соответствуют цветам от голубого через белый до красного: OBAFGKM. Для того чтобы их запомнить, английские студенты придумали поговорку: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me». С классами все сильно упрощается: например, вместо того чтобы говорить: «голубая звезда с температурой 20 000 градусов и с преобладанием водородных линий в спектре», можно сказать: «звезда класса О». Белые и голубые звезды (классы О, А, В) более молодые и горячие, и в их спектрах преобладают водород и гелий. С «покраснением» звезды остывают, а в атмосфере у них перестает преобладать водород и появляются вначале гелий и углерод, а затем и металлы. Ранее считалось, что спектральные классы отражают также и эволюцию звезды — звезда рождается голубой и горячей, затем остывает и проходит последовательно всю цепочку спектральных классов. Но эта теория не подтвердилась.
Кроме того, звезды различаются по размерам. Здесь выделяют звезды сверхгиганты, гиганты, субгиганты и карлики.
Ученые Герцшпрунг и Рассел построили следующую диаграмму: по вертикальной оси была отложена светимость звезды (количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени), по горизонтальной — спектральные классы. То есть для каждой звезды на этой диаграмме была своя точка.
Большая часть звезд оказалась на линии V, названной «главной последовательностью». Это значит, что почти любая звезда в процессе своей эволюции большую часть жизни проводит именно там. В верхней части диаграммы появились линии сверхгигантов и гигантов, а в нижней — карликов. Эволюционный путь звезды на этой диаграмме зависит от массы и химического состава звезды, одиночная это звезда или у нее есть соседка, и еще нескольких менее значимых факторов. Обычно он начинается в области голубых сверхгигантов, слева направо, в какой-то момент звезда садится на главную последовательность и движется по ней вниз, затем снова распухает и становится красным гигантом, а потом превращается в белый карлик.
Переменные звезды
Как всегда при изучении большого количества объектов (в нашем случае это несколько десятков тысяч переменных звезд!), необходимо систематизировать их по типам и объединить в группы: затменные переменные, пульсирующие переменные и эруптивные (неправильные) переменные.
Затемненные переменные
Наиболее часто упоминаемым в этом классе является Алголь. После древних арабов его переменность открыли заново в XVII веке, а объяснил причины переменности английский любитель астрономии Джон Гудрайк. Гудрайк сделал следующее предположение: «Если бы не было еще слишком рано высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг "Алголя", — которое и подтвердилось спустя сто лет.
Затменные переменные звезды — это двойные звезды, когда одна звезда обращается вокруг другой или обе они вращаются вокруг общего центра тяжести. Когда обе звезды оказываются на луче нашего зрения, то есть происходит затмение одной из звезд, их видимый блеск слабеет, а когда они не перекрываются — увеличивается.
При изучении затменных переменных звезд возникает немало вопросов. В самом деле, соседями в двойных системах бывают звезды самых различных спектральных классов. Например, двойная звезда Сириус — это звезда класса A2 и белый карлик (период их обращения — около 50 лет). Первая из них, по современным взглядам, является очень молодой звездой, вторая находится на заключительной стадии эволюции. Как же могло получиться, что эти звезды, столь различные по своему возрасту, могли образовать единую систему? Предполагается, что важную роль в процессе эволюции двойных звезд играет обмен массой между звездами. При выгорании водорода в центре звезды происходит сжатие ядра и разбухание оболочки. Влияние второй компоненты на поверхностные слои звезды становится все ощутимее. И как только диаметр звезды достигает некоторого критического значения, начинается «перекачка» массы к другой компоненте. Расчеты показывают, что одна из звезд может потерять до 80% своей начальной массы, причем далеко не вся она выпадет на звезду-спутник. Возможно, что половина или даже две трети этой массы вообще покидают систему, уходя в межзвездное пространство. Не исключено, что именно таким образом можно объяснить удивительную комбинацию звезд системы Сириуса.