Променливи звезди

📸 Харвард, 1908 г. Хенриета Суон Левит, почти глуха, работи като „компютър“ за 30 цента на час. Тя сравнява стотици фотоплаки на Магелановите облаци и открива 1777 променливи звезди. При 25 от тях в Малкия облак забелязва нещо изумително: колкото по-ярка е звездата, толкова по-бавно мига. Тъй като всички са на едно разстояние, това означава, че периодът издава истинската . 15 години по-късно, на 6 октомври 1923 г., Едуин Хъбъл открива такава звезда в мъглявината Андромеда и пише на плаката с червено „VAR!“. Изчислението показва, че Андромеда е далеч извън – цяла друга галактика. Левит не доживява: умира през 1921 г. През 1925 г. шведски математик иска да я предложи за Нобелова награда, без да знае, че вече я няма.

1. Звезди, които мигат

Променливи наричаме звездите, чийто блясък се мени забележимо. Понякога причината е външна – затъмняващите двойни (виж „Двойни звезди“), петна по въртяща се звезда или планета, която минава пред нея. Но при физически променливите се мени самата звезда: тя пулсира, изригва или избухва. Познаваме милиони променливи звезди. За много от тях данните идват от любители – Американската асоциация на наблюдателите на променливи звезди (AAVSO) има над 50 милиона оценки на блясъка, направени с просто око и малки телескопи.

Крива на блясъка

Графика на видимата звездна величина като функция на времето. От нея определяме периода

P

(ако има такъв), амплитудата – разликата между максимума и минимума в звездни величини – и формата на изменението. Променливите звезди се означават с латински букви (R, S, … Z, RR, RS, … QZ) и името на съзвездието, а след изчерпване на буквите – с V и номер (V1500 Лебед).

Къде живеят променливите звезди

Повечето пулсиращи звезди са в една тясна диагонална ивица на HR диаграмата – ивицата на нестабилност. Щракнете върху клас, за да видите типичната му крива на блясъка.

Млади жълти свръхгиганти с маса 4–20 M☉, които пресичат ивицата на нестабилност при „синята примка“ (виж „Еволюция на звездите“). Колкото по-ярки, толкова по-бавно пулсират – стандартни свещи за разстояния до 40 Mpc.

2. Защо звездите пулсират

Обикновено звездата е в равновесие и всяко малко свиване бързо се успокоява. За да пулсира постоянно, ѝ трябва „двигател“, който да подхранва трептенията. През 1917 г. Артър Едингтън предлага идеята за клапан. Под повърхността на цефеидата има слой, в който хелият губи втория си електрон. Когато звездата се свие, той става по-непрозрачен и задържа топлината отдолу. Налягането расте и избутва слоевете навън. Като се разшири, газът изстива, хелият прибира електрона си, слоят става прозрачен и пропуска топлината – и звездата отново се свива. Това става само в определен интервал от температури – в ивицата на нестабилност.

Период и плътност

Пулсацията е звукова вълна, която минава през звездата, а скоростта на звука зависи от налягането и плътността. Затова периодът на основното трептене е

P \approx Q / \sqrt{\rho / \rho_{\odot}}

, където

\rho

е средната плътност, а

Q \approx 0{,}04

дни за цефеидите. Колкото по-разредена (т.е. по-голяма) е звездата, толкова по-бавно пулсира.

Пример

$\delta$ Цефей има маса ~ $4{,}5\,M_{\odot}$ и радиус ~ $44\,R_{\odot}$ . Оценете периода на пулсациите. Колко би бил той за Слънцето?

$\rho / \rho_{\odot} = \frac{M / M_{\odot}}{(R / R_{\odot})^3} = 4{,}5 / 44^3 \approx 5{,}3 \cdot 10^{-5}$
$P \approx 0{,}04 / \sqrt{5{,}3 \cdot 10^{-5}} \approx 0{,}04 / 0{,}0073 \approx 5{,}5$ дни – измереният е 5,37 дни
За Слънцето $\rho / \rho_{\odot} = 1$ и $P \approx 0{,}04$ дни $\approx 1$ час. Слънцето не пулсира силно, защото не е в ивицата на нестабилност, но трепти с хиляди слаби „тонове“ с периоди около 5 минути – от тях хелиосеизмологията изучава недрата му.

Как диша една цефеида

Звездата се свива и разширява. Слоят от хелий под повърхността действа като клапан: задържа топлината, когато е свит, и я пропуска, когато е разширен (механизъм на Едингтън). Промяната на радиуса е преувеличена 3 пъти.

Фаза 0: Звездата е свита: слоят от йонизиран хелий е плътен и непрозрачен – задържа топлината отдолу като похлупак. Налягането расте и избутва слоевете навън.

Прототипът на цефеидите, открит от Джон Гудрик през 1784 г. Радиусът се мени с ~±2 млн. km, а температурата – с ~1000 K. Блясъкът е най-голям малко след като звездата е най-свита. Средна плътност: 0,000053 ρ☉; P · √(ρ / ρ☉) ≈ 0,039 дни.

3. Стандартни свещи

По-ярката цефеида е по-голяма, по-разредена и затова пулсира по-бавно. Връзката между периода и светимостта превръща цефеидите в стандартни свещи: измерваме периода (лесно, без значение колко далеч е звездата), от него намираме , а сравнението с дава разстоянието.

Зависимост период–светимост

За класическите цефеиди:

M_V \approx -2{,}43 \cdot (\lg P - 1) - 4{,}05

, където

P

е в дни. Десетдневна цефеида има

M_V \approx -4{,}05

(около 3500 пъти по-ярка от Слънцето). Звездите тип RR Лира имат почти еднаква светимост

M_V \approx +0{,}6

. Разстоянието е

d = 10^{(m - M - A)/5 + 1}\ \mathrm{pc}

, където

A

е поглъщането от междузвездния прах.

Пример

Цефеида с период 10 дни има средна видима величина $m = 14{,}0$ . На какво разстояние е (без поглъщане)?

$M_V = -2{,}43 \cdot (1 - 1) - 4{,}05 = -4{,}05$
$m - M = 14{,}0 + 4{,}05 = 18{,}05$
$d = 10^{18{,}05 / 5 + 1} = 10^{4{,}61} \approx 41\,000\ \mathrm{pc} = 41\ \mathrm{kpc}$ – на ръба на Млечния път

Измерете разстоянието с цефеиди

Всички цефеиди в облака са на почти едно разстояние – затова по-бавните изглеждат по-ярки. Изместете калибрираната зависимост (в абсолютни величини), докато пасне на точките: отместването е модулът на разстоянието.

Модул на разстоянието m − M = 15

Левит знае само видимите величини – не и разстоянието до облака. Затова нейната зависимост е относителна. За да я превърнем в „линийка“, трябва поне една цефеида с измерено разстояние. Днес калибровката е от паралаксите на Gaia и Хъбъл.

Вселената се удвоява. Хъбъл получава за Андромеда ~285 kpc (900 000 ) – огромно разстояние за 1925 г., но почти три пъти по-малко от истинското. Причината става ясна през 1952 г.: Валтер Бааде установява, че има два вида цефеиди – млади (тип I) и стари (тип II), които са ~1,5 величини по-слаби. Калибровката е била направена със старите. С поправката всички извънгалактични разстояния – и размерът на Вселената – нарастват двойно. Днес цефеидите, калибрирани с Gaia и Хъбъл, са основно стъпало на (виж „Разстояния“) и на измерването на скоростта на разширение на Вселената (виж „Разширяване на Вселената“).

4. Червени гиганти и неправилни променливи

🔴 Мира – „Чудната“

През 1596 г. Давид Фабрициус вижда звезда в Кит, която после изчезва. Мира се връща на всеки 332 дни – от 2-ра до 10-а величина. Тя е първата открита периодична променлива и има опашка от газ, дълга 13 светлинни години.

🌫️ R Северна корона

Обратното на нова: обикновено ярка, но неочаквано отслабва с до 8 величини за седмици. Звездата изхвърля облаци от сажди, които я закриват, докато вятърът не ги разнесе.

🌱 Звезди тип T Телец

Млади звезди, които още трупат вещество от диска си. Блясъкът им се мени неправилно – от петна, от буци газ, падащи върху звездата, и от прах в диска.

⚡ Избухващи звезди

Червени джуджета с мощни магнитни изригвания, като Проксима Кентавър. За минути блясъкът ѝ може да нарасне десетки пъти – лоша новина за живота на планетите около нея.

5. Избухващи и катаклизмични променливи

Най-драматичните промени идват от тесните двойки, в които трупа вещество от съседа си (виж „Двойни звезди“). Китайските летописи наричат такива звезди „звезди-гости“ – внезапно появили се на небето, а после изчезнали.

💥 Класически нови

Бяло джудже в тясна двойка трупа водород от съседа си. Когато слоят стане достатъчно плътен и горещ, той избухва в термоядрен взрив. Блясъкът расте с 8–15 величини (десетки хиляди пъти) за дни, а бялото джудже оцелява.

🔁 Повтарящи се нови

Някои нови избухват отново и отново. T Северна корона е избухвала през 1866 и 1946 г., всеки път от 10-а до 2-ра величина. Следващото ѝ избухване се очакваше около 2024–2026 г.

🌀 Джуджести нови

Неустойчивост в акреционния диск около бяло джудже: дискът изведнъж се нагрява и свети 100 пъти по-силно за няколко дни. SS Лебед прави това на всеки ~50 дни.

☄️ Свръхнови

Най-мощните избухвания – краят на масивна звезда (тип II) или пълното разрушаване на бяло джудже (тип Ia). Вижте уроците „Еволюция на звездите“ и „Бели джуджета и черни дупки“.

Пример

При избухването на нова блясъкът расте с 12 звездни величини. Колко пъти се увеличава потокът?

$F_{\mathrm{max}} / F_{\mathrm{min}} = 10^{0{,}4 \cdot 12} = 10^{4{,}8} \approx 63\,000$ пъти
Звезда, невидима и в бинокъл ( $m \approx 14$ ), става звезда от 2-ра величина – колкото Полярната.

6. 🎯 Бърз тест

1 / 7

✓ 0

Защо затъмняващите двойни не се смятат за „истински“ променливи звезди?

Избери отговор (или натисни 1–4)

7. 📝 Задачи за упражнение

0 / 0

Ниво А· Областен кръг

Ниво В· Национален кръг

Ниво С· Международна олимпиада

8. Обобщение

✓ Физически променливите звезди се менят сами; затъмняващите двойни – само заради геометрията
✓ Пулсиращите звезди са в ивицата на нестабилност; „двигателят“ е хелиевият клапан на Едингтън
✓ Период и плътност: $P \approx 0{,}04\ \text{дни} / \sqrt{\rho / \rho_{\odot}}$ – големите звезди пулсират бавно
✓ Левит (1912): $M_V \approx -2{,}43(\lg P - 1) - 4{,}05$ – цефеидите са
✓ RR Лира: $M_V \approx +0{,}6$ – разстояния в Галактиката и до
✓ Хъбъл (1923–1925): цефеидите в Андромеда доказват, че тя е отделна галактика
✓ Нови, джуджести нови и – избухвания в тесни двойки с бели джуджета

💡Интересен факт

Полярната звезда е цефеида с период ~4 дни – най-близката до нас. През XX в. ѝ необяснимо спада от 0,1 до около 0,02 величини и изглеждаше, че тя ще спре да пулсира. После амплитудата отново започва да расте. А периодът ѝ се удължава с ~4,5 секунди всяка година: звездата бавно се разширява, докато еволюира. Звездите, които смятаме за вечни и неизменни, се променят буквално пред очите ни.