1. Введение. Переменные звезды — это звезды, у которых меняется яркость. Некоторые из них имеют периодические изменения блеска, в то время как у других наблюдается непредсказуемая вариабельность. Одной из разновидностей периодических переменных звезд являются затменные переменные, представляющие собой двойные системы. Но помимо этого, существует множество одиночных звезд, блеск которых подвержен изменениям из-за физических процессов, происходящих в них. Такие звезды называются физическими переменными. Исследования в этой области показывают, что звезды не только различаются по массе, размерам, температуре, светимости и спектрам, но и некоторые из этих характеристик изменяются со временем.
2. Цефеиды. Цефеиды представляют собой важный класс физических переменных звезд. Они имеют сходство с звездой δ Цефея. Что делает эту звезду особенной? Рассмотрим рисунок 86. На нем показан график изменения блеска звезды δ Цефея, которая является прародителем этого класса переменных звезд. График показывает непрерывные колебания блеска с периодом 5,4 дня и амплитудой 1 магнитуда. При этом увеличение блеска происходит быстрее, чем его уменьшение после достижения максимума. Форма кривой остается неизменной. Следовательно, звезда δ Цефея является периодической переменной. Существуют и цефеиды с короткими периодами (до нескольких часов), и с длительными (до нескольких десятков суток).
Изучение спектров цефеид показывает, что вблизи максимума блеска фотосфера этих звезд приближается к наблюдателю с наибольшей скоростью, а вблизи минимума — с наибольшей скоростью отдаляется от наблюдателя. Это следует из анализа смещений спектральных линий цефеид с использованием эффекта Доплера.
Сам факт изменения размеров фотосферы звезды, а, следовательно, и изменения ее светимости, представляет собой явление, с которым мы сталкиваемся впервые. В отличие от Солнца и аналогичных ему стационарных звезд, размеры которых практически не изменяются, цефеиды являются нестационарными. Они представляют собой пульсирующие звезды, периодически расширяющиеся и сжимающиеся. В процессе пульсации меняется и температура фотосферы цефеиды. Наиболее высокая температура звезды наблюдается в момент максимума блеска.
Существует зависимость между периодом пульсации и светимостью цефеид, которая получила название «период — светимость». Если известен период изменения блеска цефеиды, то, используя эту зависимость, можно определить ее абсолютную звездную величину. Зная видимую звездную величину из наблюдений, мы можем рассчитать расстояние до цефеиды согласно формуле. Так как цефеиды относятся к категории гигантских и сверхгигантских звезд (то есть имеют огромные размеры и высокую светимость), они видны с больших расстояний. Обнаруживая цефеиды в далеких звездных системах, можно измерять расстояния до этих систем. Изучение цефеид имеет важное значение для понимания эволюции звезд.
3. Другие физические переменные звезды. Вселенная кишит разнообразием переменных звезд. Цефеиды, несмотря на свою важность, представляют всего лишь одну категорию из многих. Первая переменная звезда была обнаружена в далеком 1596 году в созвездии Кита. Она не является цефеидой. Её блеск колеблется с периодом около 350 дней, при этом яркость в максимуме достигает 3m, а в минимуме 9m. Позднее было найдено множество аналогичных звезд типа Миры Кита, преимущественно представителей класса М, они известны как холодные звезды-гиганты. Предполагается, что изменения блеска этих звезд связаны с пульсацией и периодическими извержениями горячих газов из их недр, в более высокие слои атмосферы.
Однако далеко не у всех физических переменных звезд можно наблюдать периодические изменения. Существует множество звезд, которые относятся к полуправильным или даже к неправильным переменным. У таких звезд сложно или даже невозможно выявить закономерности в изменении блеска.
4. Новые и сверхновые звезды. Переходя к разговору о новых и сверхновых звездах, следует отметить, что они привлекают внимание благодаря резкому увеличению своей яркости. При вспышках новых звезд блеск возрастает в тысячи и миллионы раз в течение нескольких суток или даже месяцев. Известны случаи, когда звезды вспыхивали снова и снова. Согласно современным исследованиям, новые звезды обычно являются частью двойных систем, а вспышки происходят в результате обмена веществом между компонентами этих пар. Например, в системе с «белым карликом» и обычной звездой низкой светимости взрывы, вызывающие появление новой звезды, могут происходить при переносе газа с одной звезды на другую.
Взрывы сверхновых звезд, блеск которых внезапно возрастает примерно на 19m, представляют собой поистине грандиозные события. В момент наивысшей яркости излучающая поверхность звезды приближается к наблюдателю со скоростью нескольких тысяч километров в секунду. Эти взрывы свидетельствуют о том, что сверхновые звезды являются истинными пиротехниками космоса.
При взрывах сверхновых звезд выделяется колоссальная энергия, составляющая около 1041 Дж. Такие мощные взрывы происходят на завершающих этапах эволюции звезд, чья масса в несколько раз больше массы Солнца. В момент максимальной яркости одна сверхновая звезда может светить ярче миллиарда звезд, подобных нашему Солнцу. При наиболее мощных взрывах некоторых сверхновых звезд может выбрасываться вещество со скоростью 5000—7000 км/с, масса которого достигает нескольких солнечных масс. Остатки оболочек, выброшенных сверхновыми звездами, можно наблюдать долгое время в виде расширяющих
ся газовых туманностей. Были обнаружены не только эти остатки, но и оставшаяся центральная часть некогда взорвавшейся звезды. Эти «звездные останки» обнаружились как источники радиоизлучения и получили название пульсаров. Первые пульсары были открыты в 1967 году.
У некоторых пульсаров удивительно стабильна частота повторения радиоимпульсов. Они повторяются через строго одинаковые промежутки времени, с точностью, превышающей 10-9 секунды! Открытые пульсары находятся от нас на расстояниях, не превышающих сотен парсек. Считается, что пульсары представляют собой быстро вращающиеся сверхплотные звезды. Их радиусы составляют около 10 километров, а массы приблизительно равны массе Солнца. Эти звезды состоят из сильно плотно упакованных нейтронов и получили название нейтронных. Пульсары проявляют себя как таковые лишь в определенные периоды своего существования.
Вспышки сверхновых звезд представляют собой редкие астрономические события. За последние тысячелетия в нашей галактической системе было зафиксировано всего несколько случаев вспышек сверхновых. Среди них наиболее достоверно установлены три: в 1054 году в созвездии Тельца, в 1572 году в созвездии Кассиопеи и в 1604 году в созвездии Змееносца. Первая из этих сверхновых была описана как «звезда-гость» китайскими и японскими астрономами, вторая — Тихо Браге, а третью наблюдал Иоганн Кеплер. Блеск сверхновых в 1054 и 1572 годах превосходил блеск Венеры, и эти звезды были видны даже днем. С тех пор, как был изобретен телескоп в 1609 году, в нашей галактической системе не наблюдалось ни одной сверхновой звезды (возможно, некоторые вспышки остались незамеченными). Когда же появилась возможность исследовать другие звездные системы, там стали часто обнаруживать новые сверхновые.
23 февраля 1987 года сверхновая звезда вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке, самом крупном спутнике нашей Галактики (созвездие Золотой Рыбы) — это было первый раз с 1604 года, когда сверхновую звезду можно было видеть даже невооруженным глазом. До вспышки на этом месте находилась звезда 12-й звездной величины. В момент наивысшей яркости блеск звезды достиг 4m в начале марта, а затем начал медленно угасать. Ученым удалось впервые проследить весь процесс вспышки, наблюдая с помощью телескопов крупнейших наземных обсерваторий, орбитальной обсерватории «Астрон» и рентгеновских телескопов на модуле «Квант» орбитальной станции «Мир». Наблюдения проводились в разных диапазонах спектра, включая видимый оптический диапазон, ультрафиолетовый, рентгеновский и радиодиапазоны. В научной литературе появились сенсационные сообщения о регистрации нейтринного и, возможно, гравитационного излучения от взорвавшейся звезды. Также были уточнены и обогащены новыми данными модели строения звезды в фазе, предшествующей взрыву.
Расстояние до сверхновой (СН 1987 А) оценивается как не менее 160 тысяч световых лет (50 килопарсеков). Таким образом, сверхновая звезда взорвалась не в 1987 году, а на 160 тысяч лет ранее! Если бы вспышка произошла на расстоянии 10 парсек от нас, сверхновая звезда освещала бы Землю ярче, чем полнолуние.
