În stele, se concentrează 98% din toată materia din care sunt compuse diferitele obiecte spațiale. Stelele sunt cei mai numerosi reprezentanti ai "populatiei" universului. Și nu este nimic surprinzător în faptul că studiul structurii și dezvoltării acestor corpuri cerești este una din întrebările centrale ale astrofizicii moderne.
Cu toate acestea, studiul stelelor este mult împiedicat de faptul că durata de viață a acestor obiecte cosmice este de miliarde de ani. Pentru a detecta orice schimbări vizibile în starea lor, în majoritatea cazurilor ar fi necesare observații foarte lungi, de sute, mii și chiar milioane de ani.
De aceea, un interes special pentru astronomi este reprezentat de stele, în care luciu vizibil și, prin urmare, caracteristici fizice, se schimbă în intervalele de timp previzibile. Steaua strălucește mai strălucitoare, apoi mai slabă. Asemenea stele se numesc variabile.
În diferite stele variabile, schimbarea luminozității aparente are loc în moduri diferite. În unele cazuri - strict periodic, în altele - nu destul, pentru alții - haotic. Unele stele variabile au flare, lungi sau scurte, simple sau repetitive.
Aproximativ 40.000 de stele variabile sunt înregistrate în sistemul nostru stea - Galaxia. În alte galaxii - aproximativ 5 mii.
Toate stelele variabile pot fi împărțite în trei mari clase: eclipsarea (acestea sunt deschise în jur de 4 mii), pulsații (14 mii) și explozive (2 mii).
În ceea ce privește celelalte stele variabile înregistrate de astronomi, ele nu sunt studiate atât de bine încât ar putea fi atribuite unei anumite clase.
Oamenii de știință sunt interesați în primul rând de stelele variabile ale clasei a doua și a treia, în care modificările luminozității sunt legate de procesele fizice care apar pe ele, stelele variabile fizic.
Eclipsa stelelor
Eclipsa stelelor este una dintre cele mai renumite clase de stele variabile.
Imaginați-vă două stele, care se învârt în jurul comun centrul de masă, și sunt aranjate în raport cu un observator pe pământ, astfel încât una dintre componentele unui astfel de sistem binar, care ne închide la alta, dimpotrivă, se ascunde în spatele ei (planul binar orbita paralel cu linia de vedere).
Din cauza distanței lungi, suntem pe Pământ, vedem cu ochiul liber o stea dublă (dacă este în general vizibilă cu ochiul liber) ca o stea solitară obișnuită. Numai cu ajutorul telescoapelor mari este posibilă separarea componentelor perechilor de stele, și chiar și atunci nu toate.
Când componentele perechii ocupă o astfel de poziție încât nici una dintre ele nu închide cealaltă, sclipirea lor se dezvoltă și observăm luminozitatea maximă a sistemului binar. În momentele de eclipse, numai lumina dintr-o componentă ajunge la noi și luminozitatea perechii de stele scade.
Poate că o altă locație a perechii de stele, în care o stea se suprapune periodic pe cealaltă nu complet, ci doar parțial, adică există o eclipsă parțială.
Destul de des există sisteme duble în care o stea strălucește mai strălucitoare decât cealaltă. Prin urmare, slăbirea repetată a luminozității în astfel de stele variabile nu este aceeași. Atunci când o stea slabă se suprapune peste o luminozitate (așa-numita eclipsă principală), se observă un luciu minim, mai adânc decât în cazul opus. Un reprezentant tipic al unor astfel de stele eclipsante este starul Algol din constelația Perseus.
Dacă vom construi un grafic al luminozității unei astfel de perechi stele, punând pe aceeași axă în timp, fie în ore sau în zile, sau ca o fracțiune din perioada perechii stele, iar pe de altă parte - magnitudinile, atunci curba de variație a luminozității pentru fiecare perioadă de tratament va avea două minimele - una profundă, cealaltă nesemnificativă.
În cazul eclipsei parțiale, ambele minime pe grafic sunt "clare": imediat ce scăderea luminozității încetează, începe imediat să crească.
Cu eclipsa totală, natura minimelor este oarecum diferită: faza de luminozitate minimă dobândește o anumită lungime în timp, în funcție de durata fazei totale a eclipsei.
Astfel, în funcție de forma curbei de lumină, este posibil să se judece câteva proprietăți ale unui sistem binar special, în special modul în care acesta este orientat în spațiu în raport cu observatorul terestru.
Un caz este de asemenea posibil în cazul în care componentele unui sistem binar au o formă neregulată diferită de cea sferică, de exemplu, ele sunt întinse unul spre celălalt ca rezultat al atracției reciproce. Într-un astfel de sistem, curba de variație a luminozității în regiunile maxime are o formă vizibil rotundă. Un tipic reprezentant al acestui tip de stele variabile de eclipsare este steaua Beta Lira.
Există încă un tip: sisteme asemănătoare cu Beta Lira, dar care au perioade scurte de circulație și aceleași minime de luminozitate. Acest tip de stele duble este steaua dublei mari urși.
Studiul curbelor de variație a luminozității de eclipsare a stelelor variabile în combinație cu rezultatele obținute cu ajutorul altor metode de observații astronomice ne permite să judecăm dimensiunile, masele și densitățile materiei componentelor sistemelor binare.
Cele mai multe stele variabile de eclipsare formează sisteme binare apropiate, adică perechi în care diametrele stelelor sunt comparabile cu distanța dintre centrele lor.
Pulsatoare stele
Pulsatoarele sunt de obicei numite cefei, numite după o stea tipică delta pulsantă din constelația Cepheus.
Ca variabilele eclipsante ale unei stele, stelele pulsante sunt împărțite în mai multe tipuri. Acestea sunt cefidele pitic care clipeau rapid; stelele de tip RR Lyra, având și perioade scurte de variație a luminozității; stele, cum ar fi delta Cepheus, a cărei perioadă de variație a strălucirii este oarecum mai lungă; stele ca RV Taurus, care clipeau chiar mai rar; și în cele din urmă, cefeii de lungă durată de tip Mira Kita.
Dacă ignorăm diferența în perioade, atunci curbele variației luminozității în majoritatea stelelor pulsante sunt foarte asemănătoare. Caracteristica lor caracteristică distinctivă este că creșterea luminozității unor astfel de stele se produce mult mai repede decât atenuarea după atingerea unui maxim.
Pulsator neutron
Să ne cunoaștem mai multe detalii cu diferite tipuri de stele pulsante.
Perioade de variație a luminozității cefeilor pitic - aproximativ un an și jumătate până la patru cu câteva ore. Dar aceste stele au caracteristica lor curioasă: forma curbei care își schimbă strălucirea variază periodic, din când în când există o perioadă secundară de variație a luminii, de câteva ori mai lungă decât cea principală.
În cerul nostru nordic în constelația zodiacală a Cancerului există o stea destul de strălucitoare de acest tip - VZ Cancer, care poate fi observată prin mijloace amatori.
Perioadele de variație a luminozității în stelele pulsante ale tipului RR Lyra variază între 5 și 19 ore. Iar amplitudinea oscilațiilor, adică magnitudinea strălucirii, se apropie de două magnitudine stelare.
Multe stele ale tipului RR Lyra au schimbări lentă în perioada schimbărilor periodice strălucitoare, precum și rapid, în forma curbei de lumină. Acest ultim efect este numit efectul Blazhko. Observarea unui efect similar în stele variabile este una dintre sarcinile astronomiei amatori.
Pentru stele precum Delta Cepheus, perioadele de variație a luminozității sunt oarecum mai mari decât pentru stelele de tip RR Lyra. Acestea se încheie în limitele a câte un an și jumătate până la 60 de zile.
O perioadă mai lungă de variație a luminozității în stelele pulsatoare RV Tauri este de la 32 la 144 de zile. Iar curba luminii pentru aceste stele seamănă cu curba unei stele variabile care se aprinde ca Beta Lyra. Are două minime - una adâncă, iar cealaltă relativ mică.
Cauza acestui fenomen este încă neclară.
Pulsatoare de stele ca Mira Kita sunt adesea numite myrids. Perioadele de variație a luminozității sunt foarte mari pentru ele - de la 90 la 130 de zile, iar amplitudinile oscilațiilor sunt cu adevărat enorme, prin urmare miridele sunt obiecte care sunt convenabile pentru observare.
Apropo, miridele sunt stele reci. La o luminozitate maximă, temperatura lor este de numai 2300 ° și, cel puțin, scade la 1800 °.
Stelele explodate
Un fenomen eficient în lumea stelelor variabile fizic este izbucnirea așa-numitelor noi și supernove. Adevărat, aceste nume nu reflectă cu exactitate esența a ceea ce se întâmplă. Stelele izbucnesc, care existau inainte. Numai mai devreme au strălucit atât de slab încât nu puteau fi observați prin mijloacele pe care astronomii le aveau în timpul lor. Și după izbucnirea ei devin clar vizibile chiar și cu ochiul liber. Din nefericire, a apărut impresia că a apărut o stea nouă. De aici și numele.
Ce este o explozie a supernovei? În exterior, se pare că: pentru doar câteva zile, strălucirea stelei crește brusc - cu mai mult de 20 de magnitudine stelare. În momentul culminant al izbucnirii, luminozitatea supernovei crește cu miliarde și chiar sute de miliarde de ori!
De ceva timp, steaua arsă emană o cantitate de lumină ca câteva miliarde de soare, apoi luminozitatea se slăbește treptat și, după aproximativ un an, devine din nou obscură sau complet inaccesibilă pentru observație.
Un model tridimensional al unei explozii de supernove SN1987A localizat în Norul Magellanic Mare la o distanță de 168 mii de ani-lumină de la Pământ
Supernova 1054 este cunoscută. Mesajul despre acest eveniment îl găsim în analele antice. În acel an, în constelația Taurului, o stea neobișnuit de strălucitoare a apărut. A strălucit atât de strălucitor încât timp de trei săptămâni era clar vizibil în cerul de zi sub lumina soarelui. Apoi, steaua a dispărut, iar în locul blitzului sa format o nebuloasă de gaz, care pentru forma sa era denumită Crab-like. Această nebuloasă și până astăzi păstrează memoria evenimentelor trecute. Substanța sa se dispersează la viteză mare de-a lungul direcțiilor radiale de la locul exploziei de lungă durată. Și în acest loc restul stelei a strălucit cu mai mult de 900 de ani în urmă. Sa transformat într-o stea de un tip special - o stea neutronică. Asemenea stele au doar 20-30 de kilometri în diametru și aproape în întregime constau în particule nucleare - neutroni. Prin urmare, densitatea substanței lor este monstruos de ridicată - aproximativ 100 de milioane de tone într-un centimetru cub.
Cu un studiu mai profund al universului, ne confruntăm din ce în ce mai mult cu fenomene care sunt foarte greu de vizualizat vizual. Acest lucru, bineînțeles, nu înseamnă deloc că astfel de fenomene nu se supun cercetării științifice, adică sunt necunoscute. Ele au cauze naturale și sunt supuse legilor fizice care pot fi cunoscute de om și reflectate de concepte științifice, formule, aparate matematice adecvate. Dar asemenea fenomene nu pot fi reprezentate în imaginile vizuale obișnuite.
Și chiar și cu observații astronomice amatori, trebuie să ne amintim mereu că după fenomene astronomice simple, procesele fizice foarte complexe se pot ascunde.
Să ne întoarcem totuși la explozii supernova. Există o legătură directă între astfel de rachete și nebuloasa de gaz formată în locul lor. Conform ideilor moderne, ca rezultat al exploziei, steaua înflorită se umflă și își aruncă straturile exterioare. Această cochilie aruncată se extinde în spațiu și ulterior substanța se transformă într-o nebulă de gaz.
În ceea ce privește izbucnirea unor noi stele, ele seamănă în mod exterior cu explozii supernovate, deși sunt mult inferioare față de ele la scară. Cu toate acestea, este foarte probabil ca problema să nu fie doar pe o scară; ar putea fi foarte bine că procesele fizice care provoacă izbucniri de noi și supernove au o natură diferită.
Există și un alt fel de stele explodante - așa-numitele stele asemănătoare novei. Un tipic reprezentant al acestei clase de stele este starul U Gemini.
Starea obișnuită a acestei stele este caracterizată de un luciu minim. Apoi crește brusc cu 4-5 magnitudine, apoi slăbește din nou. Iar aceste câștiguri de strălucire se repetă din când în când și se repetă prin intervale de timp neuniforme, deși nu foarte diferite. Durata medie a acestor lacune se numește ciclu. Pentru steaua U Gemini în cauză, acest ciclu este aproape de 100 de zile.
Cu cât este mai mare intervalul dintre următoarele clipe, adică cu cât este mai mare energia acumulată în stea, cu atât e mai puternică.
Curba variației luminozității starului U Gemini este destul de complexă în forma sa. După cum sa dovedit, acest lucru se datorează faptului că U Gemini nu este o singură stea, ci un sistem dublu constând dintr-o stea de culoare galbenă și un pitic alb ". Două fenomene sunt suprapuse între ele: schimbarea luminozității variabilei fizice a stelei și modificarea luminozității sistemului binar ca urmare a eclipsei periodice.
O altă clasă foarte interesantă de stele variabile este așa-numitele stele de flare. Asemenea stele în timpul unei blițuri în câteva minute sau chiar câteva secunde măresc stralucirea lor cu sute și, uneori, de mii de ori. După câteva zeci de minute, steaua revine la starea anterioară. Și focare similare pot fi repetate destul de des.