§ 23. Фізично-змінні зорі. Нейтронні зорі. Чорні діри

Багато зір змінюють свої фізичні характеристики протягом відносно короткого часу. Такі зорі називають нестаціонарними. На відміну від затемнювано-змінних зір вони змінюють свою світність у результаті фізичних процесів, що відбуваються в самих зорях. Тому їх називають фізично-змінними зорями. Залежно від характеру процесів, що протікають усередині зорі, фізично-змінні зорі бувають пульсуючими й еруптивними.

Пульсуючі змінні зорі — фізично-змінні зорі, у яких відбуваються періодичні коливання блиску (наприклад, цефеїди, зорі типу RR Ліри, міриди).

Еруптивні зорі — фізично-змінні зорі, що проявляють свою змінність у вигляді спалахів, які пояснюються викидами речовини (наприклад, нові й наднові зорі).

Усі змінні зорі мають спеціальні позначення, якщо їм не було присвоєно раніше літер грецького алфавіту. У кожному сузір’ї перші 334 змінні зорі позначаються послідовністю літер латинського алфавіту R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, ..., ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ... з додаванням назви відповідного сузір’я. Наступні змінні, яким не вистачило комбінації цих букв у сузір’ї, позначаються V 335, V 336 тощо.

Першу пульсуючу зорю відкрив німецький астроном Давид Фабріціус (1564-1617) у 1596 р. у сузір’ї Кита і назвав Мірою. Період зміни блиску цієї зорі становить 331,6 доби.

Довгоперіодичні змінні зорі (з періодами від кількох тижнів до року й більше; зорі типу Міри Кита) називають міридами. Практично всі зорі цього типу — старі червоні гіганти величезних розмірів і великої світності. Амплітуди зміни блиску таких зір можуть сягати десяти зоряних величин.

При еволюційному перетворенні зорі на зорю-гіганта відбувається збільшення її об’єму й зменшення середньої густини речовини. У цей час внутрішня будова зорі змінюється докорінно, що може супроводжуватися порушенням рівноваги між силами гравітаційного притягання й променевого тиску. Це приводить до періодичних коливань об’єму зорі: її оболонка то розширюється, то стискується (повертається до свого колишнього об’єму). Такі періодичні коливання змінних зір називають пульсаційними.

Великий клас дуже яскравих змінних зір-гігантів та надгігантів класів F й G називають цефеїдами. Це пульсуючі змінні зорі, блиск яких плавно й періодично змінюється (від 0,5 до 2 зоряних величин). Період зміни блиску становить від 1 до 146 діб. Назва походить від зорі δ Цефея — однієї з найтиповіших для цього класу змінних зір. Вони вже пройшли стадію головної послідовності (де мали спектральний клас B), у них розпочалося термоядерне горіння гелію, і вони прямують до стадії червоних надгігантів. Тривалість перебування на цьому шляху становить кілька мільйонів років. За цей час зоря може неодноразово потрапляти до смуги нестабільності на діаграмі Герцшпрунга-Рассела.

За сучасною класифікацією цефеїди поділяють на: класичні (або цефеїди плоскої складової Галактики, типи змінності за класифікацією GCVS: DCep, DCepS, CepB); сферичної складової Галактики (або змінні типу W Діви: CWa, CWb). Останні відрізняються від класичних цефеїд (з таким самим періодом) меншою світністю: приблизно вчетверо, або на 1,5^m (тобто для них залежність між періодом та світністю має дещо інший вигляд, ніж для класичних цефеїд).

Одночасно з видимою зоряною величиною в цефеїд змінюється їхній спектр. За зсувом його інтенсивності виявлено, що в цефеїд періодично (з періодом зміни блиску) змінюється температура в середньому на 1500 градусів.

Теоретичні розрахунки й практичні спостереження показують, що тільки зорі-гіганти й надгіганти проходять через стадію цефеїд. Період пульсацій зорі залежить від середньої густини її речовини й підкоряється такій закономірності:

де P — період пульсацій у добах; ρ — середня густина (в одиницях середньої густини Сонця). Середня густина речовини цефеїди становить близько 10^-2 кг/м³.

Цефеїди з більшою масою мають більшу світність, більший радіус, але меншу густину і відповідно більший період пульсації, тобто цефеїди мають важливу залежність «період-світність» (мал. 4.20). Ця залежність описується виразом: M = -1,25 — 3,00lgP, де P — період зміни блиску в добах; M — середня абсолютна зоряна величина. Таким чином, за відомим зі спостережень періодом можна визначити абсолютну зоряну величину або світність зорі. Порівнюючи її із спостережуваною видимою зоряною величиною, можна визначити відстань до цефеїди. Велика світність і змінність блиску дають змогу виявляти цефеїди аж до відстаней 20 Мпк. Їх спостерігають у найближчих галактиках, визначаючи таким способом відстані до цих зоряних систем.

Мал. 4.20

Цефеїди образно називають маяками Всесвіту. На цей час у нашій Галактиці відомо понад 800 класичних цефеїд, а їхня очікувана кількість перевищує 6000. Також відомо кілька тисяч їх у Магелланових Хмарах та інших галактиках. Телескоп «Габбл» вирізнив кількадесят класичних цефеїд у галактиці NGC 4603, відстань до якої становить 100 млн світлових років.

Зорі, блиск яких раптово збільшується в тисячі й мільйони разів за кілька діб, після чого їхній блиск слабшає до початкового блиску протягом року й більше, називають новими зорями. Термін «нова зоря» не має на увазі, що зоря народилася. Так називають зорі, які раніше були тьмяними, а потім раптово їхній блиск збільшився. Наприклад, одна з нових зір, що спалахнула в червні 1918 р., збільшила свій блиск за 4 дні з 11-ї до 0,5-ї зоряної величини (тобто в 40 тис. разів), а потім прийняла попереднє значення блиску за період близько 1,5 року. Спостереження показують, що новими зорями, що спалахують, є гарячі білі карлики спектральних класів О-В, які мають абсолютну зоряну величину близько 4^m-5^m. Під час спалаху ці зорі збільшують свій блиск на 7^m-16^m зоряних величин. За час спалаху нова зоря випромінює енергію близько 10³⁸ Дж (така енергія випромінюється Сонцем приблизно за 100 тис. років!).

Причиною вибуху нових зір є обмін речовини між компонентами тісних подвійних пар, до яких належать всі детально досліджені колишні нові зорі. Часто нові зорі спалахують неодноразово. Якщо спалах повторюється, таку зорю називають повторною новою.

Наднові зорі — одне з найграндіозніших і захоплюючих космічних явищ. Надновими називають зорі, що спалахують подібно до нових і досягають у максимумі абсолютної зоряної величини від -18^m до -19^m. Окремі наднові в максимумі блиску перевищують світність Сонця в десятки мільярдів разів, досягаючи абсолютної зоряної величини M = -20^m ÷ -21^m.

У китайських літописах згадується про раптову появу в 1054 р. у сузір’ї Тельця «зорі-гості», яку спостерігали китайські та японські астрономи, що здавалася яскравішою від Венери, її було видно навіть удень. Через 2 місяці ця зоря почала згасати, а ще через кілька місяців зовсім зникла з поля зору.

У наш час за допомогою досить потужних телескопів у цьому сузір’ї можна побачити туманність загадкової форми, що нагадує краба, який пливе у воді. Туманність так і назвали — Крабоподібною (мал. 4.21). Спостереження показали, що вона розширюється. З урахуванням швидкості розширення можна вважати, що Крабоподібна туманність — це залишок вибуху наднової зорі в 1054 р.

Мал. 4.21

Уперше термін «нова зоря» застосував Тихо Браге (1546-1601), описуючи яскраву зорю, що з’явилася в 1572 р. у сузір’ї Кассіопеї. Незважаючи на те що за нинішніми уявленнями ця назва є не зовсім правильною (спалах означає не народження зорі, а її загибель), вона й зараз використовується в астрономії. Найпотужніші вибухи зір, що гинуть, стали за аналогією називати надновими.

У нашій Галактиці за останнє тисячоліття зареєстровано кілька випадків спалахів наднових зір. Найяскравіша наднова зоря, яку спостерігали за допомогою сучасної техніки, з’явилася в 1987 р. в одній з найближчих галактик — Великій Магеллановій Хмарі (мал. 4.22).

Мал. 4.22

Зоря спалахує внаслідок колапсу свого масивного ядра. Відбувається це так. На різних етапах життя масивної зорі в її ядрі проходять термоядерні реакції, при яких спочатку водень перетворюється на гелій, потім гелій на вуглець і т. д. до утворення ядер елементів групи заліза (Fe, Ni, Co). Поступово зоря ще більше «розшаровується» (мал. 4.23).

Мал. 4.23

Ядерні реакції з утворенням ще більш важких хімічних елементів відбуваються з поглинанням енергії, тому зоря починає охолоджуватися й стискатися. Внутрішні шари немов обвалюються до центра зорі; виникає ударна хвиля, що рухається назад від центра зорі, унаслідок чого зовнішні шари зорі викидаються з величезною швидкістю. У результаті катастрофічної зміни структури зорі відбувається спалах наднової.

Під час вибуху звільняється енергія порядку 10⁴⁶ Дж. Таку енергію наше Сонце здатне випромінювати мільярди років. Від величезної зорі залишаються тільки газова оболонка, що розширюється з великою швидкістю, і нейтронна зоря (або пульсар). Пульсар — нейтронна зоря, яка швидко обертається і для якої характерне радіовипромінювання, що пульсує з періодом, який дорівнює періоду обертання зорі. Густина цієї кулі — нейтронної зорі — дивовижно велика: вона може становити 10¹⁷-10¹⁸ кг/м³.

Якщо в надрах зорі відсутні сили, які протидіють її стисканню під дією сил гравітації, то зоря й надалі стискатиметься. Густина речовини продовжуватиме збільшуватися. У результаті масивна зоря на заключному етапі своєї еволюції перетворюється у надзвичайно стиснутий об’єкт — чорну діру (мал. 4.24). Поле тяжіння на межі чорної діри таке велике, що сигнали від цього об’єкта не виходять назовні (звідси походить її назва).

Мал. 4.24

Інакше кажучи: гравітаційне поле чорної діри таке сильне, що навіть світло не в змозі його подолати.

Критичний радіус, до якого має стиснутися зоря, щоб перетворитися на чорну діру, називають гравітаційним радіусом (r_g), або радіусом Шварцшильда. Для масивних зір r_g становить кілька десятків кілометрів, і його можна визначити за формулою:

де G — гравітаційна стала; M — маса зорі; c — швидкість поширення світла. За теорією відносності, речовина має бути стиснутою в мікроскопічно малому об’ємі простору в центрі чорної діри. Цей стан називають сингулярністю.

Межу чорної діри називають горизонтом подій. Якщо чорні діри безпосередньо спостерігати не можна, то пошуки їх становлять великі труднощі. Найчастіше чорну діру виявляють так: 1) якщо діра утворилася в подвійній системі зір, то її положення можна визначити за обертанням другого компонента навколо «порожнього місця» (мал. 4.25); 2) під час падіння речовини на чорну діру має виникати потужне рентгенівське випромінювання. Джерела такого випромінювання (Лебідь Х-1, Скорпіон Х-1 тощо) зареєстровані як «кандидати» в чорні діри. Чорні діри також можуть існувати й спостерігатися як постійно взаємодіючі з речовиною в ядрах галактик і в квазарах.

Мал. 4.25

Нещодавно НАСА вперше сфотографувала гігантську чорну діру в центрі далекої галактики (мал. 4.26). Надмасивна чорна діра масою 21 млн Сонць розміщена в середині надгустої галактики M60-UCD1. Карликова галактика настільки густа, що мільйони зір заповнюють небо. Оскільки світло не може вирватися із чорної діри, вона є просто силуетом на зоряному фоні. Інтенсивне гравітаційне поле чорної діри спотворює світло фонових зір, утворюючи кільцеві зображення прямо за темними краями горизонту подій чорної діри.