Звезды-гиганты. холодного» спектрального класса М. Впоследствии были обнаружены и классифицированы более 14 тысяч переменных звезд. Физически переменные звезды на диаграмме «спектр — светимость» занимают широкую полосу в направлении от Главной последовательности в область гигантов и сверхгигантов.
При переходе слева направо период пульсаций звезды, обратно пропорционален корню квадратному из средней плотности звезды. А ведь чем дальше вправо к области сверхгигантов смещена звезда, тем больше ее радиус и меньше ее плотность! Итак, период пульсаций связан со всей структурой звезды. Вероятно, источником пульсаций в этих звездах служит энергия, высвобождающаяся в звездных недрах, которая способна преобразоваться в механическую за счет особенностей ее строения.
Важным типом физически переменных звезд являются цефеиды, названные по звезде дельта Цефея. Существуют цефеиды с периодами от нескольких часов до нескольких суток. Изучение спектров цефеид показывает, что вблизи максимального блеска звезда приближается к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума — удаляется (эффект Доплера). Значит, цефеиды периодически сжимаются и расширяются, т. е. это нестационарные пульсирующие звезды. Но не все звезды проходят такой, относительно спокойный эволюционный путь. Сравнительно часто происходят вспышки Новых звезд (в нашей Галактике до сотни за год), но видеть удается только одну-две из них. Наиболее мощные взрывы стали называть уже по аналогии Сверхновыми звездами.
Вспышка Сверхновой наблюдалась китайскими астрономами еще в 1054г. в созвездии Тельца, и сейчас остатки оболочки этой взорвавшейся звезды наблюдаются в виде Крабовидной туманности. Со временем она рассеется в пространстве, но при вспышках образуются изотопы многих элементов с массовыми числами, большими 60, и именно эти вспышки обогащают газопылевые комплексы тяжелыми элементами.
Это объясняет казавшуюся парадоксальной закономерность — в молодых звездах наблюдается более высокое содержание элементов с атомными массами, большими гелия, чем в старых. В 1968 г. в английском журнале «Nature» появилась статья (авторы – радиоастрономы А.Хьюиш, С.Белл, И.Пилкингтон, П.Скотт, Р.Коллинз), в которой сообщалось об обнаружении на длине волны 3,68 м необычных радиосигналов длительностью 0,3 с и повторяющихся через 1,337с. Впоследствии оказалось, что эта периодичность поддерживается с точностью до стомиллионной доли секунды в течение полугода, однако амплитуда сигнала меняется.
Такой характер сигнала напоминал передачи земных радиостанций, в которых настрого ритмичные высокочастотные сигналы накладываются колебания звуковой частоты. Характер излучения — пульсирующий — был не похож на известный ранее (типа цефеид), и источники этого излучения назвали пульсарами.
Конечные судьбы звезд определяются их массами. Гипотезу о том, что возможно существование звезд огромной плотности, состоящих только из нейтронов, высказал Ландау еще в 1932 г. сразу же после открытия нейтрона. Через два года эту идею развили Вальтер Бааде и Ф. Цвикки. Они показали, что такие звезды могут образовываться при взрывах сверхновых как конечная стадия эволюции массивных звезд. Если в ядре звезды образовались атомы железа, то оно будет продолжать сжиматься и разогреваться под действием сил гравитации, В таких условиях железо начнет распадаться на протоны и нейтроны, затем протоны при взаимодействии с электронами превратятся в нейтроны.
Так получится компактная звезда, состоящая из нейтронов. Снаружи нейтронное ядро будет обрамлять железная кора, имеющая температуру до 1 млн. К. Размеры звезды примерно 12-15 км при средней плотности 1018 кг/м3. При такой огромной плотности нейтронная жидкость является вырожденной и подчиняется принципу запрета Паули, препятствующему дальнейшему сжатию.
В центре нейтронной жидкости возможна примесь кваркового вещества. Если же при вспышке сверхновой давление вырожденных нейтронов не сможет предотвратить дальнейшее сжатие ядра, начнется гравитационный коллапс. Когда скорость убегания станет равной скорости света, такой коллапс неотвратим, и звезда превратится в черную дыру.» (2) 2. Типы звезд «За исключением Луны и планет любой кажущийся неподвижным объект на небе является звездой, и типы этих звезд варьируются от карликов до сверхгигантов». (1) 2.1. ЗВЕЗДЫ – КАРЛИКИ 2.1.1. БЕЛЫЕ КАРЛИКИ «Белые карлики – это звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных карликов, и чрезвычайно высокой плотностью.
К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность которого близка к 40 000 гсм3; масса его составляет о,97 массы Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца.
Чрезвычайно высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство их атомов полностью ионизовано. Эти атомы состоят из атомных ядер с немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому занимают гораздо меньший объем» (6) 2.1.2. КРАСНЫЕ КАРЛИКИ «Красные карлики – это наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по размеру, чем солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время своего существования на десятки миллионов лет. Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими, а на диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд оказалось бы сконцентрировано в правом нижнем углу. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас». (1) 2.2 ЗВЕЗДЫ – ГИГАНТЫ «После звезд основного состояния наиболее распространенными являются красные гиганты.
У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они намного больше и ярче. Поэтому их помещают над звездами основного состояния на диаграмме Герцшпрунга – Рассела.
Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы. В действительности большинство из них имеет оранжевый цвет, но звезда R Зайца настолько красна, что некоторые сравнивают ее с каплей крови». (1) 2.3. ЗВЕЗДЫ – СВЕРХГИГАНТЫ «Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых в 30 – 2500 раз превышает радиус Солнца». (7) «Сверхгиганты располагаются вдоль вершины диаграммы Герцшпрунга – Рассела.
Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 600 миллионов миль (1 000 млн. км). Другой наиболее яркий светоч Ориона – Ригель, голубой сверхгигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Будучи чуть ли не в десять раз меньше Бетельгейза, Ригель все же почти в сто раз превосходит Солнце своим размером». (1) 3. «