Любительская астрономия. Люди, открывшие небо

Любителям астрономии хорошо известна также Туманность Вуаль (другие названия — Петля или Рыбачья Сеть) — огромный и относительно тусклый остаток сверхновой в созвездии Лебедя. Звезда взорвалась примерно 5000–8000 лет назад, и за это время туманность покрыла на небе область в 3 градуса. Расстояние до неё оценивается в 1400 световых лет. Эта туманность была открыта 5 сентября 1784 года Уильямом Гершелем. Туманность настолько велика, что её части считаются отдельными туманностями и имеют собственные названия. Визуально ее наблюдать трудно, но на фотографиях можно добиться очень эффектного зрелища.

От сверхновой нужно отличать вспышку новой звезды. Вообще, названия этих астрономических явлений довольно архаичны и по сути не корректны, потому что на самом деле это не рождение нового светила, а скорее наоборот — одна из стадий «умирания» звезды. Но тысячи лет люди видели вспышки таких звезд именно как «новые», появившиеся из «ниоткуда» светила. В «никуда» же они и исчезали — через несколько дней, недель или месяцев… Это тесные двойные звезды, в которых один компаньон — обычная звезда, а другой — белый карлик, то есть фактически — мертвое ядро звезды, сбросившее верхнюю оболочку, чрезвычайно плотное (при массе порядка солнечной диаметр его не больше Земли). Термоядерные реакции, происходящие в обычных звездах, в нем уже не идут. Но с близкой звезды-компаньона к нему перетекает часть ее вещества (выше уже было сказано, что такой процесс называется аккрецией). Когда накопленное вещество достигает критический массы, в недрах белого карлика запускаются термоядерные реакции, происходит взрыв, и накопленная газовая оболочка сбрасывается, уносясь в космическое пространство. Обе звезды, тем не менее, остаются целы, и процесс аккреции после взрыва начинается снова. Таким образом, одна и та же звезда может много раз вспыхивать как новая, вопрос только в периодичности. Чем меньше мощность вспышки, тем меньше период. Классические новые, увеличивающие свой блеск в среднем на 12 звездных величин, должны иметь периоды порядка тысячи лет.

Ударные волны, а следовательно, и туманности, возникающие при вспышке новых звезд, значительно слабее и живут более короткое время, чем остатки вспышек сверхновых.

Ударные волны возникают и у звезд с мощным звездным ветром, и в областях звездообразования. Во многих известных крупных туманностях (например, в туманности Ориона) к образованию различных их частей «приложили руку» разные процессы.

17. Переменные звезды, новые и сверхновые

Если говорить строго, то блеск каждой звезды со временем претерпевает изменения. Даже наше Солнце в течение своего 11-летнего цикла активности немного изменяет количество излучаемой им энергии, которое можно оценить как изменение его яркости — примерно на 0,001 звездной величины.

Однако есть звезды, регулярно (или не очень) меняющие свой блеск в более ощутимых пределах. Для того чтобы звезду отнесли в разряд переменных звезд, достаточно единичного подтвержденного и надежно зафиксированного эпизода падения блеска.

Причин звездной переменности очень много. Это и физические процессы на звезде, и затмения ее другим компонентом тесной звездной пары, и явления, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в таких парах, и катастрофические процессы, такие как взрыв сверхновой.

Не надо путать переменность звезды с ее мерцанием, которое возникает из-за того что свет звезды проходит через неоднородности в земной атмосфере. В открытом космосе, в условиях вакуума, звезды не мерцают.

Типы переменных звезд

Перечислим наиболее распространенные типы переменных звезд, в зависимости от причины изменения блеска:

Пульсирующие переменные — звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв.

Один из наиболее известных классов пульсирующих звезд — цефеиды, названные так по имени своей типичной представительницы Дельты Цефея. Эти звезды — жёлтые яркие гиганты или сверхгиганты, блеск которых изменяется с амплитудой в 0,5 до 2,0 звездной величины и периодом 1–200 суток. Они в 10³–10⁵ раз ярче Солнца. Причиной переменности является пульсация внешних слоёв этих звезд. В цикле пульсации звезда становится то больше и холоднее, то меньше и горячее. Наибольшая светимость достигается при наименьшем диаметре.

Цефеиды имеют четкую зависимость между периодом и абсолютной величиной, а также между периодом и средней плотностью звезды. Соотношение период-светимость делает цефеиды очень полезными для определения расстояний до галактик — как ближайших, так и более отдаленных, главное — чтобы отдельные звезды в них еще можно было различить. Эдвин Хаббл использовал этот метод, чтобы доказать, что так называемые спиральные туманности — это на самом деле далекие галактики.

Эта Киля — нестабильная звезда-гипергигант, кандидат на вспышку сверхновой

Цефеида RS Кормы

Вспышка на звезде UV Ящерицы в представлении художника