Почему цефеиды называют маяками Вселенной?

Цефеиды – это особый тип так называемых регулярных переменных звезд. В поверхностных слоях цефеид нарушено равновесие сил тяготения и сил газового давления. Вследствие этого их радиусы периодически изменяются на 10–15 процентов, а температура – более чем на 1000 градусов. Вместе с этим периодически меняется и видимый блеск звезд. Цефеиды получили свое название от звезды-прототипа дельта Цефея, звездная величина которой меняется от 3,6 до 4,3 с периодом в 5,4 суток. Как было установлено в 1912 году, периоды изменения блеска цефеид тесно связаны с их светимостью. Указанная связь обусловила исключительное значение этих звезд для измерения внегалактических расстояний. Обнаружив цефеиду в другой галактике и замерив период ее пульсации, можно определить ее светимость (абсолютную звездную величину). Сравнив эту величину с видимым блеском (визуальной звездной величиной), можно оценить расстояние до цефеиды, а значит, и до галактики, в которой она находится. Вот почему цефеиды иногда называют маяками Вселенной.

Какие звезды называют новыми?

Каждый год в Галактике вспыхивает 25–30 (по некоторым оценкам, даже более 200) новых звезд, хотя наблюдаются лишь несколько из них. Для новых характерно чрезвычайно быстрое возрастание блеска в тысячи и даже миллионы раз (в среднем на 12 звездных величин, то есть в 60 тысяч раз) в течение нескольких суток и последующее медленное возвращение к начальному состоянию в течение нескольких месяцев или лет (сначала падение блеска звезды более быстрое, а затем оно замедляется). Новая – это двойная звезда, одним компонентом которой является белый карлик, а вторым – либо звезда типа Солнца, либо красный гигант. Период обращения компонентов этой двойной звезды составляет всего несколько часов, а следовательно, расстояние между ними достаточно мало и силы взаимодействия достаточно велики. Когда второй компонент такой двойной звезды в ходе своей эволюции расширяется, переходя определенную границу (так называемый предел Роша), часть его вещества перетекает на белый карлик. При этом на поверхности белого карлика создаются такие температура и давление, что ядерная реакция приобретает взрывной характер, чем и объясняется резкое увеличение блеска звезды. Расширившаяся (раздувшаяся) в сотни тысяч раз звезда отделяет в момент максимума блеска газовую оболочку, равную по массе 0,00001—0,0001 массы Солнца. Та, постепенно расширяясь, рассеивается в пространстве. Скорость расширения оболочек новых составляет около 1000 километров в секунду. Отличительным свойством многих новых звезд является повторяемость их вспышек. Интервалы между вспышками у повторных новых составляют от нескольких десятков до нескольких тысяч лет (они больше у тех повторных новых, которые сильнее увеличивают блеск). Внешне новые похожи на сверхновые, хотя в целом речь идет о совершенно разных явлениях и выделяемая при взрыве энергия меньше в миллион раз.

Какие звезды называют сверхновыми?

Самая большая катастрофа, происходящая со звездой, – это вспышка сверхновой. Она возникает на заключительной стадии эволюции звезд большой массы – гигантов и сверхгигантов. Во время мощнейших взрывов за несколько секунд высвобождается количество энергии, сопоставимое с энергией, испущенной звездой за всю ее жизнь. При вспышке сверхновой ее светимость возрастает на десятки звездных величин. В максимуме своего блеска сверхновая может быть ярче всей звездной системы, в которой она вспыхнула. Так, сверхновая звезда, вспыхнувшая в 1937 году в галактике IC4182, в 100 раз превосходила по яркости эту галактику. Сверхновая звезда, вспыхнувшая в нашей Галактике в 1054 году, была хорошо видна даже днем. Подобно новым звездам, блеск сверхновых после максимума постепенно (но в несколько раз медленнее и более плавно) уменьшается. Спектр сверхновой свидетельствует о грандиозных скоростях расширения – несколько тысяч километров в секунду. Причиной взрыва сверхновой является гравитационный коллапс звезды. Вспышки сверхновых – явление достаточно редкое, последняя вспышка в нашей Галактике наблюдалась в 1604 году (в максимуме блеска она была ярче Юпитера). Сверхновые играют очень важную роль в эволюции Вселенной, потому что во время взрыва образуется ударная волна, способствующая уплотнению звездорождающих туманностей. Кроме того, они выбрасывают в космос составляющую их материю, что меняет состав межзвездной среды, обогащая ее металлами. И наконец, во время взрыва звезда не исчезает полностью: из сверхновых образуются нейтронные звезды, пульсары и черные дыры.

Что такое гравитационный коллапс звезды?

Гравитационный коллапс звезды – катастрофически быстрое сжатие массивной звезды под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звезд с массой свыше 1,5 солнечной массы. После исчерпания ядерного горючего такие звезды теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационный коллапс, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Но если радиус звезды уменьшился до значения гравитационного радиуса, то никакие силы не могут воспрепятствовать ее дальнейшему сжатию и превращению в черную дыру.

Что такое гравитационный радиус и как велики его значения для различных объектов?

Гравитационным радиусом называют радиус так называемой сферы Шварцшильда, на которой сила тяготения, создаваемая расположенной внутри этой сферы массой, стремится к бесконечности. Гравитационные радиусы обычных небесных тел ничтожно малы: для Солнца гравитационный радиус составляет 2,96 километра, для Земли – 8,86 миллиметра, для Луны – 0,1 миллиметра. Для очень массивной звезды (гиганта или сверхгиганта) гравитационный радиус может составлять несколько десятков или сотен километров. Если тело сожмется до размеров, меньших, чем его гравитационный радиус, то никакое излучение или частицы не смогут преодолеть поле тяготения этого тела и выйти из-под сферы Шварцшильда к удаленному наблюдателю. Такие объекты называют черными дырами.

Что представляет собой нейтронная звезда?

Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса звезд с массой, в 1,5–2,5 раза превышающей массу Солнца (если масса звезды больше, возникает черная дыра). Внутри нейтронной звезды свободные электроны и протоны взаимно нейтрализуются, образуя нейтроны и нейтрино, что останавливает коллапс. Этот процесс «нейтронизации» идет до тех пор, пока основная часть звезды не будет состоять из нейтронов. Плотность нейтронной звезды составляет приблизительно квинтиллион (миллиард миллиардов) килограммов на кубический метр, что превышает плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества нейтронной звезды весил бы на Земле около миллиарда тонн. Именно вследствие своей огромной плотности нейтронные звезды чрезвычайно компактны: при массе около двух солнечных нейтронная звезда имеет радиус около 10 километров.

Какое астрономическое открытие ХХ века было засекречено?

Летом 1967 года аспирантка известного английского радиоастронома Энтони Хьюиша мисс Бэлл неожиданно обнаружила на небе совершенно необычный радиоисточник. Он излучал кратковременные импульсы, которые строго периодически (через каждые 1,33 секунды) повторялись. Вскоре были обнаружены еще три таких же источника с подобными, почти секундными периодами. Заподозрив, что эти сигналы имеют искусственное происхождение, исследователи засекретили свои наблюдения. В течение почти полугода никто о них не знал – беспрецедентный случай в истории современной астрономии. Только после того как ученые убедились в естественном характере источников радиоимпульсов, результаты наблюдений были опубликованы. Загадочным источником радиоизлучения оказался пульсар – быстро вращающаяся и сильнейшим образом намагниченная нейтронная звезда. К концу 2000 года было открыто уже более тысячи пульсаров, их периоды составляют от тысячных долей секунды до нескольких секунд. Электромагнитное излучение пульсара создается за счет энергии вращения нейтронной звезды. Потеря энергии приводит к замедлению вращения звезды, поэтому чем старше пульсар, тем длиннее период его пульсации.