Variable stjerner: Om stjerner, der ændrer glans

Dette er en ung blå stjerne AE Auriga, den såkaldte "flammende stjerne" - en flammende stjerne. Dens stråling er så stor, at det får gassen, der omgiver stjernen, til at gløde. Den resulterende tåge kan ses endda med et lille teleskop.

Denne tåge er resultatet af en pludselig ændring i lysstyrken for stjernen Eta Kiel. For 150 år siden blinkede det, så det kun var andet end Sirius, den lyseste stjerne på vores himmel, i glans. Siden da er dette blevet omgivet af en kokon gas, der kastes derfra. Dets masse er større end solens masse ca. hundrede gange, hvilket gør denne stjerne til en meget sandsynlig kandidat til supernova.

I løbet af en almindelig stjernes liv ændres dens glans meget langsomt, når den for eksempel sammenlignes med et menneskeliv eller endda livet i flere generationer. Men glansen for variable stjerner varierer i intervallet fra flere minutter til flere år! Derfor er studier af variable stjerner en vidunderlig måde at lære mere om de processer, der forekommer i det stjernernes indre. I moderne astronomi er der adskillige dusin typer af variable stjerner, og antallet af kendte variabler er tæt på hundrede tusind.

Spektralklasse af en stjerne

Før du begynder at blive bekendt med den fantastiske verden af ​​variable stjerner, bliver du nødt til at introducere et så grundlæggende astronomisk koncept som spektralklassen.

Den spektrale klasse giver dig mulighed for straks at inkludere tre karakteristika for stjernen - farve, temperatur og kemisk sammensætning. Der er syv hovedspektralklasser; de svarer til farver fra blå til hvid til rød: OBAFGKM. For at huske dem kom engelske studerende med et ordsprog: "Åh, vær en fin pige, kys mig." Alt er meget forenklet med klasser: for eksempel i stedet for at sige: “en blå stjerne med en temperatur på 20.000 grader og med overvægt af brintlinjer i spektret”, kan vi sige: “en stjerne i klasse O”. Hvide og blå stjerner (klasse O, A, B) er yngre og varmere, og brint og helium dominerer i deres spektre. Med "rødmen" af stjernerne køler de ned, og i atmosfæren ophører brint med at sejre, og helium og kulstof vises først og derefter metaller. Det blev tidligere antaget, at spektralklasser også afspejler udviklingen af ​​en stjerne - en stjerne er født blå og varm, derefter afkøles og passerer gennem hele kæden af ​​spektralklasser. Men denne teori er ikke blevet bekræftet.

Derudover varierer stjerner i størrelse. Supergiganter, giganter, undergiganter og dværge skelner stjerner her.

Forskerne Hertzsprung og Russell konstruerede følgende diagram: stjernens lysstyrke (mængden af ​​energi udsendt af stjernen pr. Enhedstid) blev afbildet på den lodrette akse og spektralklasserne i vandret retning. Det vil sige, at for hver stjerne i dette diagram var der et punkt.

De fleste af stjernerne optrådte på linje V, kaldet "hovedsekvensen". Dette betyder, at næsten enhver stjerne i processen med dens udvikling tilbringer det meste af sit liv der. Linjer med supergiganter og giganter dukkede op øverst i diagrammet og dværge i bunden. Stjernens evolutionære vej i dette diagram afhænger af stjernens masse og kemiske sammensætning, det er en enkelt stjerne, eller den har en nabo, og flere andre mindre betydningsfulde faktorer. Normalt starter det i regionen med blå supergiganter, fra venstre mod højre, på et tidspunkt sidder stjernen i hovedsekvensen og bevæger sig ned ad den, svulmer derefter op igen og bliver en rød gigant og bliver derefter til en hvid dværg.

Variable stjerner

Som altid, når man studerer et stort antal objekter (i vores tilfælde er det flere titusinder af variable stjerner!), Er det nødvendigt at systematisere dem efter type og gruppere dem: formørkende variabler, pulserende variabler og erptive (forkerte) variabler.

Skyggefulde variabler

Den hyppigst nævnte i denne klasse er Algol. Efter de gamle arabere blev dens variation ændret i det 17. århundrede, og John Goodrake, en engelsk astronom, forklarede årsagerne til variationen. Goodrayk tog følgende antagelse: ”Hvis det ikke var for tidligt at give grunde til årsagerne til variation, kunne jeg have antaget eksistensen af ​​et stort legeme, der kredsede Algol, som blev bekræftet hundrede år senere.

Formørkende variable stjerner er binære stjerner, når den ene stjerne drejer rundt den anden eller begge kredser om et fælles tyngdepunkt. Når begge stjerner er på linjen i vores vision, det vil sige en formørkelse af en af ​​stjernerne, forekommer deres synlige lysstyrke, og når de ikke overlapper hinanden, øges den.

Når man studerer formørkelse af variable stjerner, opstår der mange spørgsmål. Faktisk er stjerner i de mest forskellige spektralklasser naboer i binære systemer. For eksempel er dobbeltstjernen Sirius en A2-klasse stjerne og en hvid dværg (deres rotationsperiode er ca. 50 år). Den første af dem er ifølge moderne synspunkter en meget ung stjerne, den anden er på det sidste stadie af evolutionen. Hvordan kunne det ske, at disse stjerner, så forskellige i alder, kunne danne et enkelt system? Det antages, at en vigtig rolle i udviklingen af ​​binære stjerner spilles af masseudvekslingen mellem stjernerne. Når brint brænder ud i midten af ​​stjernen, trækkes kernen sammen, og skallen svulmer op. Indflydelsen af ​​den anden komponent på overfladelagene på stjernen bliver mere synlig. Og så snart stjernens diameter når en bestemt kritisk værdi, begynder "overførsel" af masse til en anden komponent. Beregninger viser, at en af ​​stjernerne kan miste op til 80% af sin oprindelige masse, og ikke alle af dem falder på en satellitstjerne. Det er muligt, at halvdelen eller endda to tredjedele af denne masse generelt forlader systemet og efterlader til interstellar rum. Det er muligt, at det på denne måde er muligt at forklare den fantastiske kombination af stjerner i Sirius-systemet.

Pulserende variable stjerner

I 1596 bemærkede den tyske astronom David Fabricius en ny lys stjerne i stjernebilledet Ceti, hvis lysstyrke steg fra tredje til anden styrke over 20 dage, hvorefter lysstyrken faldt og stjernen blev usynlig for det blotte øje (selvom det kan ses med et teleskop) . Fabricius gav stjernen navnet på verden, "mirakuløs." I 1784 opdagede vores kendte Goodrayk, at den fjerde lyseste stjerne i stjernebilledet Cepheus (Cepheus delta) regelmæssigt ændrer dens lysstyrke fra 3. til 4. styrke med en periode på 5, 37 dage. Alle sådanne pulserende stjerner kaldes Cepheids ved navn af denne stjerne.

Begge stjerner, Mira og Cepheus delta, er pulserende variabler. Så hvordan, hvorfor ændrer de deres glans? Det blev fundet, at dette skyldes en ændring i stjernens diameter. Stjernen ekspanderer - og skinner så lys som muligt, skrumper - og dens glans falder. Det får stjernen til at udvide og sammensætte den ioniserede heliumzone.

Forklar lidt mere.

I en stjerne øges stoffets temperatur og densitet mod midten. I en bestemt afstand fra overfladen omdannes brint og helium gradvist til en ioniseret tilstand (dvs. atomer mister deres elektroner).

Først vises en hydrogenioniseringszone, hvor tabet af det eneste elektron i dette atom opstår. Denne zone er lidt overlappet af zonen med primær heliumionisering (heliumatom har to elektroner). Ved at gå endnu lavere mister heliumatom det andet elektron og danner en zone med komplet ionisering. Det er denne zone, der har en lille tykkelse og masse, der sætter hele stjernen i gang. Lys i zonen med komplet ionisering absorberes, trykket øges og får dette lag til at ekspandere. Som et resultat af ekspansion forekommer et fald i densitet, så lagets opacitet falder, og lyset, der er lagret i laget, udsendes. Efter at have opnået den største ekspansion begynder de ydre lag under påvirkning af tyngdekraften at falde, glide gennem ligevægtspositionen og sammentræk. Cyklussen starter igen.

Beregninger viste, at kun stjerner kan opføre sig på denne måde, hvor svingningsperioden i ioniseringszonen er i stand til at opnå resonans med hele stjernen. Og dette er hovedsageligt muligt for giganter og supergiganter. Når man bevæger sig langs stjernetyperne fra supergiganter til almindelige stjerner og dværge, forværres en sådan nøjagtig resonansindstilling, og i stedet for klare pulsationer forekommer flere og flere uregelmæssige udsving i stjernens lysstyrke.

For Cepheids blev der også opnået et forhold mellem lysstyrkeperioden og stjernens lysstyrke - jo større lysstyrke, jo længere periode. Denne afhængighed bruges til at bestemme afstanden til stjerne klynger og galakser, hvor Cepheids kan detekteres. Fra observationer fastlægges den tilsyneladende glans og perioden for dens ændring. Når man kender perioden, kan man bestemme den absolutte glans af en stjerne.

Og når de kender dens synlige glans og absolutte, finder de afstanden til stjernen. Den tilsyneladende glans (eller den tilsyneladende størrelse) afhænger af to faktorer: stjernens lysstyrke og farve og afstanden til den. Det er vanskeligt at sammenligne den tilsyneladende glans, og den såkaldte absolutte glans (absolut styrke) introduceres til sammenligning. Det defineres som den tilsyneladende glans af en stjerne placeret i en afstand af 10 parsecs fra observatøren.

Eruptive (forkerte) variable stjerner

Alle variable stjerner, der ikke hører til formørkelse og pulserende stjerner, falder ind under denne kategori - normalt er dette nye og supernova-stjerner.

De første omtaler af supernovaer findes allerede i det 2. århundrede f.Kr. Derefter dukkede de første kataloger over stjerner op. Kinesiske astronomer observerede i XI århundrede (1054) en supernovaeksplosion (på sin plads er nu Crab Nebula - dens gasskal spredt omkring en tidligere stjerne). Supernovaer er kendetegnet ved, at de blusser usædvanligt lyst op. Sammenlignet med det sædvanlige lys forstærkes deres glans hundrede millioner gange - den samme galakse udsender den samme mængde lys. Supernova-stjerner er opdelt i to hovedtyper (i henhold til eksplosionsmekanismen, der bestemmer lysstyrken, arten af ​​dens ændring og spektrum). Type I-stjerner når hurtigt på en uge deres maksimale lysstyrke, som derefter svækkes. Type II-stjerner har en lavere maksimal lysstyrke, skinner i længere tid maksimalt og svækkes hurtigere. Blitzet fra en supernova ender i sit næsten fuldstændige forfald. På sin plads forbliver der en superdense stjerne - supernovakernen (bliver til sidst til en neutronstjerne eller et sort hul),

og materialet i den stjernekonvolut er spredt i verdensrummet og danner en diffus gasnebula.

Ud over supernovaer er der nye stjerner, der blusser op mindre lys end supernovaer. For en observatør vil forskellen mellem en supernova og en ny kun være i lysstyrke - supernovaen er lysere med titusinder af gange, selvom de fysiske processer, der finder sted i disse stjerner, er forskellige (men dette er måske emnet for en separat artikel). Udbruddet af en ny stjerne (som en supernova) sker pludselig. Hendes glans øges hurtigt og når et maksimum. Derefter begynder et gradvist fald i lysstyrke, der forekommer i forskellige stjerner på forskellige måder. I sidste ende falder stjernens lysstyrke til en "normal", præklar tilstand. Ved afslutningen af ​​udbruddet af en ny stjerne, få år efter det maksimale, bliver den gasnevel, der dannes ved udtømningen af ​​konvolutten, synlig, som gradvist udvides.

Astronomer observerede også gentagne nye, der blinkede flere gange med et interval på flere år. Som for eksempel T fra Northern Crown. Dette er en dobbeltstjerne, der består af en rød kæmpe (spektralklasse MH) og en varm stjerne. Under opblussen af ​​en gentagen ny stjerne øges dens diameter. Stjernen opsvulmer. Den hævede skal bliver mere tynd og gennemsigtig og bryder derefter op i separate klumper. Stjernen falmer gradvist.

Variable stjerner, ligesom U Gemini, bevarer deres minimale glans, som om de akkumulerer energi til en efterfølgende skarp flash, der kan vare flere dage. Udbrud forekommer ikke periodisk, men cyklisk, så det er umuligt at forudsige, hvornår det næste udbrud vil finde sted. Blitzlysstyrken afhænger af cyklusens varighed: jo længere den er, jo længere er cyklussen.

Det ser ud til, at en eksplosion af en stjerne altid skulle følges af en stigning i dens glans. Men for nogle stjerner er dette ikke sandt. Når stoffet (kulstof), der er udarbejdet i termonukleære reaktioner, stiger op fra tarmene i stjernene og skubbes ud fra stjernen, svækkes dets glans, da det sprøjtede støv begynder at absorbere stjernens lys. Glans kan falde med ti størrelser, det vil sige titusinder af gange. Så det sker med stjerner af type R i Northern Crown.

Rigten i de forskellige stjerners verden er endnu ikke undersøgt, og mange opdagelser venter tålmodig på deres forskere og observatører. Når alt kommer til alt, kan en vellykket observation af en variabel stjerne yde et større bidrag til videnskaben end års teoretisk forskning! Observationer med variabel stjerne håndteres af mange organisationer, der samler amatørastronomer fra hele verden (for eksempel American Association of Variable Star Observers, www.aavso.org).

Artiklen blev offentliggjort i tidsskriftet Popular Mechanics (nr. 7, juli 2004).

Anbefalet

Den britiske F-35 fløj for første gang sammen med den "usynlige" B-2
2019
“Ok Google, hvad er det?”: Genkendelse af mobilobjekter
2019
Hvem opfandt lynlåsen, og hvornår?
2019