Звездна еволюция
Променливите звезди подчертават един важен факт за небето над нас: Вселената непрекъснато се променя. Вселената е много голяма, звездите и галактиките са много далеч и повечето промени се случват във времеви интервал, много по-дълъг от този, който можем да видим. Повечето неща в небето - звезди, мъглявини и галактики - изглежда, че не се променят изобщо през целия човешки живот. Но променливите звезди се променят за време, което можем да наблюдаваме. Вече сме открили звезди, които се променят за периоди от милисекунди до столетия. Всяка от тях може да ни каже нещо за себе си чрез своята променливост, а информацията, която променливите звезди ни предоставят, ни дава възможност да разберем по-добре общата картина.
Една от ключовите концепции в астрономията е, че звездите се променят във времето - те се раждат от облаци междузвезден газ и прах, светят със собствената си светлина, създадена чрез ядрен синтез на водород в ядрата им, и накрая изчерпват горивото си и умират, връщайки част от масата си обратно в междузвездното пространство. Остатъците от тях могат да бъдат поети от нови поколения звезди, като процесът започва отначало. Процесът на промяна, през който преминава една звезда по време на своя живот, се нарича звездна еволюция. Но този процес може да отнеме милиони или милиарди години за една звезда - много повече, отколкото можем да се надяваме да наблюдаваме пряко. Тъй като не можем да наблюдаваме звездната еволюция в дълги периоди от време, как знаем, че тя се случва?
Всеки път, когато някой наблюдава променлива звезда, той събира доказателства за това как се държи звездата. Можем да изградим хипотези за причините за променливостта на звездите и след това да проверим тези хипотези с всички събрани данни. Всяко доказателство дава възможност за различен тест и всеки тест ни позволява да усъвършенстваме хипотезите си и да направим по-точно описание на причините за променливостта на звездите. Ако успеем да научим достатъчно за отделните звезди, можем да започнем да изучаваме класовете променливи звезди. В крайна сметка можем да научим повече за всички звезди, променливи или не, като съберем всички наши модели и описания на различните видове звезди и след това изградим по-добро разбиране за това какво представляват звездите и как еволюират като цяло.
И така, какво знаем за звездната еволюция и как променливите звезди са допринесли за това?
Нека проверим!
Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел
Когато класифицираме звездите, се опитваме да използваме количествени измервания на техните свойства, за да можем да разберем по-добре как звездите се различават една от друга и защо се появяват тези разлики. Съществуват редица физични характеристики, които предоставят важна информация за живота на звездите. Две величини, масата и възрастта, вероятно са най-основните. Протичането на живота на една звезда се предопределя от нейната маса, тъй като в крайна сметка масата определя колко енергия може да произведе звездата и колко бързо ще го направи. Възрастта на звездата показва на какъв етап от еволюцията си се намира тя. И двете величини обаче са трудни за пряко измерване. Понякога можете да измерите масата, ако звездата е в двойна система, като използвате физиката на законите за движение на Нютон. Но не съществува скала, върху която можете да поставите звезда и да измерите нейната маса. По същия начин не можете да определите възрастта на звездата директно, като я погледнете. Отново е необходим някакъв заобиколен начин за установяване на това. Други два параметъра са светимостта и температурата на звездата, като и двата са свързани с масата и възрастта по начин, който сега разбираме, но подобно на масата и възрастта, извеждането на тези физически параметри изисква допълнителна работа за тяхното получаване. Идеално би било да се намери начин за класифициране на звездите въз основа на просто наблюдение.
Защо тази концепция е важна за променливите звезди? Отделните звезди имат различни физични свойства и се намират на различни позиции в H-R диаграмата и ако се окаже, че една звезда е променлива, физичната информация, която можем да получим за звездата чрез изучаване на нейната променливост, може да ни подскаже какви са звездите на тази позиция в H-R диаграмата като цяло. И тъй като има различни класове променливи звезди, които се намират по цялата H-R диаграма, научаваме много за звездната еволюция чрез изучаване на променливите звезди, въпреки че еволюцията на дадена звезда може да отнеме милиони или милиарди години.
Когато говорим за звезди, често ги наричаме въз основа на позицията им в H-R диаграмата. Например звездите, които все още изгарят водород в ядрата си, наричаме звезди от главната последователност, а звездите, които са по-млади и по-стари от звездите от главната последователност, често наричаме звезди "преди" и "след главната последователност". Звездите, които са еволюирали много след главната последователност, често са в клона на червените гиганти в H-R диаграмата или могат да бъдат асимптотични звезди гиганти. Можем да говорим, че променливите RR Lyrae са на хоризонталния клон, или че звездите бета Цефей са на горната главна последователност. Всичко това са етапи от живота на звездите и класификациите ни помагат да ги поставим в контекста на по-широката картина на звездната еволюция. В следващите раздели ще споменем някои от тези етапи на еволюция и ще обясним какво може да ни каже за тях изучаването на променливите звезди.
Раждане на звездите
Когато погледнете към нощното небе през първите месеци на годината, можете да видите две големи съзвездия високо в небето: Бик и Орион. В тези съзвездия се намират областите, за които сега знаем, че са звездообразуващи - концентрации на газ и прах в нашата Галактика, които се свиват под собствената си гравитация, за да образуват нови звезди. Всяка звезда, която виждате на небето, някога се е образувала в звездообразуващ регион преди милиони или милиарди години. В тези области в Орион и Бик се намират някои от най-младите звезди, които можем да видим на небето, и в тях се намират някои важни променливи звезди - променливи, които са помогнали да се разкаже историята на това как се раждат звездите. Една от тях може би вече ви е добре позната: Голямата мъглявина в Орион, известна като мъглявината в Орион или Месие 42 (М 42). Мъглявината в Орион е дом на огромен брой млади звезди и именно светлината на най-масивните от тях кара самата мъглявина да свети.
Младите променливи звезди първо са наречени променливи от Орион или небуларни променливи, като се отчита фактът, че те се срещат в голям брой в мъглявината Орион или други подобни газови мъглявини. Това са общи наименования на широк клас звезди, известни като звезди от предглавната последователност или PMS. Най-известният клас от тези мъглявинни променливи са звездите от типа T Tauri, наречени така заради прототипа T Tauri. Тези звезди изглеждат подобни на "нормалните" звезди с изключение на няколко важни разлики: те са силно променливи, по-малко ярки са, отколкото бихме очаквали от звезда с техния размер и цвят, често се намират в близост до газови мъглявини и показват емисионни линии - светлината, излъчвана от силно възбудени атоми на разреден газ. Звездите от типа T Tauri са разпознати като отделна група през 40-те години на ХХ век, но едва в началото на 60-те години на ХХ век окончателно се разбира, че звездите са новородени звезди, които все още слабо акретират прах и газ от мъглявините, от които са се образували. Тяхната променливост може да се дължи на много неща, но голяма част е свързана с акрецията. Когато някаква маса попадне в гравитационно поле, част от нейната гравитационна потенциална енергия се превръща в кинетична енергия. Ако държите топка на нивото на очите си и я пуснете, тя ще се ускори към земята, придобивайки кинетична енергия, равна на количеството потенциална енергия, която е загубила, падайки от нивото на очите ви на земята. Същото се случва с газа и праха, които се натрупват върху протозвезда: газът пада в гравитационния потенциален кладенец на звездата и се ускорява. В този случай газът придобива известна кинетична енергия, но също така се нагрява. Падащият газ има известен вискозитет (или триене) и докато пада към протозвездата, вискозитетът в газа го кара да се нагрява. Тъй като се нагрява, той излъчва все повече светлина, докато не се удари в повърхността, където излъчва още повече светлина.
Някои млади променливи са изключително променливи. Две променливи в съзвездието Орион дават имената на отделни класове променливи звезди: звездите FU Orionis (или FUOR) и UX Orionis (UXOR), които са близки по възраст, но различни по променливост. Смята се, че FUOR претърпяват много големи и много продължителни промени в яркостта, като понякога стават по-ярки повече от 100 пъти, а след това отново избледняват в продължение на години или десетилетия. Смята се, че причината за тези избухвания е бързата акреция на околозвезден материал върху младата протозвезда за период от няколко години. Всички протозвезди сега или наскоро са приключили с акрецията на материал около себе си, но FUOR изглежда (поне временно) го правят с по-бързи темпове. Тази бърза акреция води до по-голямо отделяне на енергия под формата на светлина и топлина.
При UXORs е почти обратното. UXOR-ите са звезди, които се променят в много кратки срокове, като по-скоро потъмняват, отколкото стават по-ярки. Смята се, че UXOR са звезди с околозвездни дискове (каквито в един момент са всички протозвезди), при които дискът е по-скоро накъсан, отколкото равномерен. Някои от тези струпвания са достатъчно големи, за да закрият частично протозвездата, докато обикалят около нея, в резултат на което звездата потъмнява пред очите ни. По същество струпванията затъмняват родителската си звезда спрямо нашата зрителна линия.
Откъде знаем всичко това? Когато бяха открити T Tauri и FU и UX Ori, ние не знаехме, че те са протозвезди, които все още са в процес на формиране. Научихме това постепенно с течение на времето, като провеждахме наблюдения и проверявахме различни теории за това защо изглеждат по този начин. Първото наблюдение, което астрономите направиха, беше просто, че "те са променливи". Това само по себе си е интересно, тъй като повечето звезди не са очевидно променливи. Астрономите започват да проследяват яркостта им с течение на времето. След това открили други звезди, чието поведение било подобно. Осъзнаването, че такива звезди често се намират в газови мъглявини или в близост до тях, както и че мъглявините са места, където се раждат звезди, в крайна сметка ни доведе до заключението, че тези звезди са млади, все още в процес на формиране. По-нататъшните наблюдения в оптична светлина и при други дължини на вълната показаха, че тяхната променливост се дължи на някои от същите процеси, чрез които се формират. Звездите могат да станат по-ярки, когато върху звездата се натрупва материя или когато настъпват промени в диска от заобикаляща ги материя. Те могат да избледнеят, когато около звездата се образуват облаци от прах или когато тези облаци обикалят около нея и временно я закриват.
Вече добре разбираме как се формират звездите (от свиващи се облаци газ и прах) и колко време отнема това (няколко милиона години). Знаем, че процесът е постепенен и че продължава още известно време, дори след като протозвездата започне да свети като звезда. И знаем, че самият процес на акреция води до променливост. Новите наблюдения все още водят до усъвършенстване на нашето разбиране и днес продължаваме да изучаваме младите звезди. Тези наблюдения обхващат и целия електромагнитен спектър и ги наблюдаваме с радиотелескопи, инфрачервени обсерватории в космоса и дори рентгенови телескопи в космоса. Тъй като всички звезди преминават през този процес на формиране, колкото повече знаем за него, толкова по-добре можем да разберем последващите етапи на звездната еволюция.
Главна последователност (ГП)
След като младата протозвезда акретира всички възможни газове и прах от облака, от който се е родила, тя може да стане достатъчно масивна, за да запали водород в ядрото си и да засияе като звезда. Ако и когато това се случи, тя се превръща в звезда от главната последователност с нулева възраст. Главната последователност се определя като частта от живота на звездата, която преминава през изгаряне на водород в ядрото ѝ. Началото на живота на звездата от главната последователност е моментът, в който започва изгарянето на водород, а краят се определя от момент, в който в ядрото ѝ свършва водородът. Времето, прекарано в главната последователност, също може да варира при различните звезди; продължителността на живота на главната последователност е основно функция на масата на звездата. Нашето Слънце ще прекара между 9 и 10 милиарда години на главната последователност; звезда с много по-ниска маса може да прекара 100 милиарда години на главната последователност, докато звезда с много по-висока маса може да прекара само няколко милиона години.
Звездите от главната последователност се променят много малко през този период от живота си, въпреки че се случват много важни промени. Ядрото бавно превръща водородните атоми в хелиеви и при това освобождава енергия. Промените в състава внасят фини промени в структурата с течение на времето, които също така променят температурата на звездата и количеството светлина, което тя излъчва ("светимостта"). Но имаме два големи проблема, опитвайки се да изследваме и разберем тези промени: те могат да отнемат милиони или милиарди години, за да станат видими, и се случват дълбоко в звездата, където всъщност не можем да ги видим! Разбираме някои от основните неща за звездите само като прилагаме познатите ни закони на физиката и правим изводи за това, каква трябва да е вътрешността на звездата, за да обясним всичко, което виждаме отвън. Например, след като физиците в началото на XX век разбират, че атомите могат да се сливат, за да създадат други атоми, и да освободят енергия в процеса, това знание се прилага към звездите, за да се обясни защо те светят и колко дълго живеят.
Но вътре в звездите се случват много сложни неща и ние бихме могли да научим много за тях, само ако успеем да влезем вътре в тях и да се "огледаме" малко. Оказва се, че можем да направим това и то по същия начин, по който геолозите могат да изучават дълбоките недра на Земята - като записват вибрациите ѝ. Ние изучаваме условията дълбоко в Земята, като наблюдаваме как звуковите вълни - особено тези, създадени от земетресения - се разпространяват около Земята. Ако измерваме леките вибрации на повърхността на Земята, можем да направим много добро измерване на условията дълбоко в нея. Това е така, защото звуковите вълни, генерирани на едно място на Земята, трябва да преминат през вътрешността, за да достигнат до други места. Изследването на вътрешността на Земята с помощта на нейните вибрации се нарича сеизмология.
Ние правим нещо много подобно, за да изучаваме вътрешността на звездите, и наричаме това астеросеизмология. В звездите звуковите и гравитационните вълни могат да се разпространяват през вътрешността по подобен начин, както вибрациите на земетресението се разпространяват през Земята. При някои звезди можем да измерим тези вибрации, като наблюдаваме как се променя яркостта на различни части от повърхността на звездата с течение на времето. Вибрациите на повърхността на звездата се наричат пулсации и ние можем да измерим свойствата на тези пулсации, за да кажем нещо за условията във вътрешността на звездата. В много звезди - включително нашето Слънце - има много различни вибрации, които се случват едновременно; всяка честота на вибрациите се нарича режим на пулсация. (Можете да си представите "режим" като нота на клавиатурата на пиано. Различните ноти са различни режими.) Ако можем да комбинираме информацията за всеки от тези различни режими в един модел, който може да обясни всички тях, тогава този модел може да ни каже много за вътрешността на звездата.
Слънцето е може би най-важната пулсираща променлива, която съществува, и изучаването на неговите пулсации се нарича хелиосеизмология. Пулсациите на Слънцето са твърде слаби, за да се видят с невъоръжено око, но внимателното проучване разкри, че във всеки един момент в Слънцето има хиляди режими на пулсации. Тъй като в Слънцето се виждат толкова много режими, хелиосеизмолозите трябва да прецизират моделите си много внимателно, за да могат те да съответстват на наблюдаваните пулсации. Благодарение на това знаем с голяма точност много важни неща за вътрешността на Слънцето, включително: температурата и плътността в центъра му и начина, по който температурата и плътността намаляват от центъра към повърхността; състава на вътрешността на Слънцето, както в ядрото му, където водородът се превръща в хелий, така и по-далеч извън ядрото; и по-дребни подробности за структурата му, като например дали то се върти с различна скорост дълбоко в него, отколкото на повърхността.
Голяма част от това, което знаем за живота на звездите, е получено директно от изследването на променливостта на Слънцето. Но то не може да ни каже всичко за всички звезди, защото е само една звезда, с една маса и една възраст. Ако искаме да научим за други звезди по този начин, трябва да търсим пулсации при други звезди. Можем да направим точно това за редица други пулсиращи звезди. Един класически пример за това е изследването на звездите от типа δ Scuti. Това са звезди, които могат да имат десетки (а не хиляди) режими на пулсации, но при които режимите имат големи светлинни амплитуди, които са по-лесни за откриване. Звездите δ Scuti на главната последователност са около 1,5 до 3 пъти по-масивни от Слънцето; можем да изградим модели на тези звезди, както правим това за Слънцето, и така можем да се опитаме да "надникнем" в тях. През последните години започнахме да правим и прецизна фотометрия на други "слънцеподобни" звезди с надеждата да научим повече за звездите, подобни на Слънцето, но намиращи се на различни етапи от живота си. С помощта на малки телескопи в космоса (като WIRE, MOST и COROT) можем да се опитаме да открием осцилации, подобни на слънчевите, в другите звезди и да ги сравним с тези, които откриваме в Слънцето. Всяка звезда, която има различна маса, различна възраст и различен химичен състав, помага да се прецизира и подобри представата ни за структурата и еволюцията на звездите.
Съществува и друг вид променливост, която може да възникне при звездите от главната последователност - такава, каквато наблюдаваме и на нашето Слънце. Ако някога сте разглеждали снимка на Слънцето или сте го гледали през слънчев филтър, може би сте забелязали редица тъмни петна по повърхността му. Тези петна - слънчеви петна - се дължат на силни магнитни полета на Слънцето, които пречат на преноса на топлина от вътрешността на Слънцето към повърхността. Магнитните полета могат да блокират движението на газа ("конвекция"), което означава, че енергията вътре в Слънцето не може да се изведе толкова лесно. Когато това се случи, участъкът от повърхността на Слънцето над мястото, където движението на газа е блокирано, започва да се охлажда и по този начин изглежда по-тъмен за нашите очи - виждаме слънчево петно.
Вече знаем, че този процес може да се случи на всяка звезда, която виждаме, а на някои звезди - особено на много млади звезди - появата и изчезването на "звездни петна" води до голяма промяна в яркостта. Тези промени могат да бъдат дори периодични, ако звездата се върти и петното оцелее през няколко периода на въртене на звездата. Променливост, дължаща се на звездни петна, можем да наблюдаваме при звездите RS Canum Venaticorum (или RS CVn) и BY Draconis. Съществува свързан вид променливост, който наблюдаваме и при Слънцето: изригвания. На Слънцето изригванията също са свързани с магнитните полета около слънчевите петна и се дължат на това, че тези магнитни полета действат като гигантски ускорители на частици, като притискат газа в слънчевата атмосфера и го ускоряват до голяма скорост. Виждаме тези изригвания като ярки проблясъци близо до повърхността на Слънцето с продължителност няколко минути. Подобни изригвания вероятно се случват на всички звезди с магнитни полета, но един клас звезди - променливите UV Ceti - имат много силни магнитни полета. Силните им магнитни полета, съчетани с факта, че повърхността им е по-хладна и по-тъмна от тази на Слънцето, означават, че техните изригвания са големи и лесно измерими. Изследването на магнитната активност на звездите е важна тема в звездната астрофизика. Разбирането ни за нея е много непълно, дори за нашето Слънце. Знаем например, че Слънцето има 22-годишен цикъл - Слънчев цикъл - при който активността на слънчевите петна се променя, като променя магнитната си полярност веднъж на 11 години. Но не разбираме напълно защо това е така. Колкото повече наблюдаваме този вид променливост на Слънцето и други звезди, толкова повече ще знаем и толкова по-добро ще бъде разбирането ни.
Напускане на главната последователност
Краят на главната последователност се определя като момента, в който целият водород в ядрото на звездата се е превърнал в хелий и ядрените реакции в ядрото на звездата временно спират. Тъй като тези ядрени реакции осигуряват топлината и налягането, които поддържат външните слоеве на звездата срещу силата на гравитацията, звездата трябва да се пренастрои, за да компенсира това. Процесите, които протичат по време на това пренастройване, предизвикват редица сложни физични промени както вътре, така и извън звездата, и през това време звездата ще промени драстично външния си вид. Най-забележителната промяна е, че звездата ще се превърне в червен гигант, ще се разшири в диаметър, ще увеличи светимостта си и ще се охлади. Тези промени отнемат милиони години, така че не са очевидни за нашите очи. Но тъй като звездите претърпяват тези промени, те могат да се превърнат в истински променливи звезди, или ако в момента са променливи, тази променливост може да се промени или дори да престане напълно. И така, кои са някои видове променливи звезди след главната последователност?
Има части от H-R диаграмата, в които се срещат много променливи звезди. Една от тях се нарича лента на нестабилността, която се простира от горния десен ъгъл (светла и хладна) до долния ляв ъгъл (слаба и гореща) на H-R диаграмата. Когато една звезда се намира в линията на нестабилност, тя може да започне да пулсира. При всички звезди някои слоеве в тях могат да станат по-непрозрачни за лъчението, ако станат по-горещи или по-студени. Когато това се случи, енергията от вътрешността на звездата може да се задържи в този слой, увеличавайки температурата и налягането. Ако този слой е разположен на подходяща дълбочина в звездата, той може да действа като бутало, което периодично да задвижва външните слоеве на звездата нагоре-надолу, карайки звездата да пулсира. Сега знаем, че само звездите в ивицата на нестабилност имат този слой на подходяща дълбочина. Въз основа на звездното моделиране знаем също, че звездите могат да се намират в тази ивица в определени периоди от живота си в зависимост от това колко са масивни. Звезди с маса, по-голяма от няколко пъти тази на Слънцето, преминават през ивицата на нестабилност след главната последователност. Това са променливите звезди като Цефеидите, наречени така по името на прототипа на класа δ Cephei. Едно от много важните неща за цефеидите е, че времето, за което те завършват един цикъл на пулсация (периодът), е пропорционално на светимостта или абсолютната яркост на звездата. Ако можем да измерим периода на звездата, тогава знаем нейната светимост. Това е известно като зависимост период-светимост или P-L, а също и с името закон на Ливит, по името на откривателката му Хенриета Суон Ливит.
Защо е важна връзката P-L? Съществува и проста зависимост между видимата яркост на звездата, нейното разстояние и абсолютната ѝ яркост. Ако можем да измерим видимата яркост на цефеида и след това да определим абсолютната ѝ яркост чрез измерване на периода, ще знаем разстоянието до цефеидата. Това е изключително полезно, тъй като разстоянията са много трудни за измерване отвъд пределите на Слънчевата система. Използвали сме променливите цефеиди за измерване на разстоянията до звездни купове в Млечния път и дори за измерване на разстоянията до други галактики. Изследването на Цефеидите е основна изследователска дейност в рамките на астрономията, тъй като ни предоставя един от най-добрите начини за калибриране на нашите измервания за размера на Вселената. Други видове пулсиращи звезди могат да се използват по същия начин; както звездите от типа δ Scuti, така и звездите от типа RR Lyrae пулсират по абсолютно същата физическа причина като цефеидите, и двете имат своите P-L отношения. Звездите от типа δ Scuti могат да се използват за измерване на разстоянията в Млечния път, а звездите RR Lyrae са полезни за измерване на разстоянията до сферичните звездни купове. От трите вида звезди Цефеидите са най-светли и затова можем да ги наблюдаваме на по-големи разстояния, често в галактики, отдалечени на милиони светлинни години.
Много видове звезди могат да пулсират, но не всички са редовни пулсатори с точно определен период, а повечето звезди извън линията на нестабилност не са силни и редовни пулсатори. Някои червени гиганти са пулсиращи променливи, но нямат много строги периоди и нямат големи амплитуди. Всъщност променливостта на червените гиганти почти не може да се открие с просто око, а за измерването на пулсациите им често е необходимо по-чувствително оборудване. Други звезди пулсират, защото излъчват толкова много светлина, че са близо до това да се разпаднат. Най-масивните звезди, тези с маса над 20-30 пъти по-голяма от тази на нашето Слънце, изчерпват запасите си от ядрено гориво толкова бързо, че живеят само няколко милиона години. Тъй като те изгарят ядреното си гориво толкова бързо, понякога то трудно се отделя от вътрешността на звездата и това също може да накара звездата да "пулсира" по някакъв начин. Масивните звезди от типа S Doradus понякога имат огромни избухвания, способни да издухат собствените си външни слоеве в космоса. Звездите η Carinae в южното полукълбо и P Cygni в северното полукълбо са примери за две от тях. И двете звезди показват данни за пулсации с ниска амплитуда и понякога могат да претърпят огромни изригвания, веднъж на няколко века. Вероятно е един ден (може би скоро) и η Carinae, и P Cygni да завършат живота си като терминални променливи звезди - свръхнови. (Повече за тях по-късно!)
Старост
Всички звезди в крайна сметка ще изчерпят горивото си след достатъчно време. Голямото мнозинство от звездите във Вселената ще преминат през етап от живота си, в който ще набъбнат до огромни размери - по-големи от орбитите на Земята и Марс - и ще се превърнат в най-светлите звезди в околността. Тези звезди - звездите от асимптотичния гигантски клон (или AGB) - могат да се смятат за последния етап от звездната еволюция, когато звездата наистина е "звезда" - обект, който свети благодарение на енергията, създадена от термоядрени реакции дълбоко в нея. След като звездата е преминала през клона на червените гиганти и се е приземила в червената група (звезди от I популация) или в хоризонталния клон (II популация), тя има ядро, изградено предимно от въглерод или кислород, заобиколено от слоеве хелий и водород. Самите тези слоеве от хелий и водород се наслояват в зависимост от това дали материалът е в процес на ядрен синтез или не; горящият хелий бавно се утаява върху въглеродното ядро, а горящият водород - върху хелиевата обвивка. Тези горящи черупки са основната причина, поради която AGB звездите са толкова ярки; тъй като черупката е по-близо до повърхността, външните слоеве стават много по-горещи и така звездата се раздува до огромни размери. Но тъй като звездата има толкова голяма повърхност, количеството енергия, което се отделя от всяка една част на повърхността, е много по-малко, отколкото при звезда от главната последователност, и затова е много, много по-хладна. Ето защо AGB звездите са червени - температурата на повечето от тях е не повече от 3000-3500 К.
Най-интересното е краткото време, което звездите прекарват в AGB. Една звезда може да прекара по-малко от един милион години в еволюция от края на клона на червения гигант до края на AGB. Това е дълъг период от време в човешките мащаби, но много, много кратък в живота на една звезда! Освен това някои промени, които настъпват в AGB, не се случват за милиони години, а за няколко столетия или десетилетия! Звездите от AGB периодично претърпяват събития, наречени топлинни импулси, при които слоят хелий около ядрото внезапно претърпява термоядрено изгаряне, което води до големи промени в структурата на звездата, нейната светимост и температура. Тези събития се наричат топлинни импулси и теоретичните модели на звездната еволюция предвиждат те да настъпят във всички AGB звезди. Ако се случат, те се случват много бързо в сравнение с други времеви скали в звездната еволюция и е възможно (макар и не доказано) да сме наблюдавали някои от тези промени в малък брой звезди, докато сме ги наблюдавали през последните няколкостотин години.
AGB е мястото, където се намира един от най-известните и най-ранните класове променливи звезди, който е близък и скъп за наблюдателите на променливи звезди: променливите звезди от типа Мира. Мира, наречени така заради прототипа на класа Мира (известен още като Мира от Кит, ο Ceti), са гигантски, пулсиращи променливи звезди, толкова големи, че им трябват сто дни или повече, за да завършат един цикъл на пулсация. Те имат големи светлинни амплитуди от поне 2,5 звездни величини, а някои звезди варират с десет звездни величини - 10 000 пъти по-голяма яркост! И са огромни, понякога по-големи от орбитата на Марс.
Всичко в променливите от типа Мира е голямо, включително и най-вече значението им за астрофизиката. Подобно на Цефеидите и други пулсатори, променливите от типа Мира имат зависимост между период и светимост и затова при определени обстоятелства могат да се използват като индикатори за разстояние. Променливите от типа Мира също така имат много високи темпове на загуба на маса, поради което те са източник на голяма част от преработената междузвездна материя в галактиките; повечето (ако не цялата) материя, от която е съставен светът около нас - включително и ние - е дошла от вътрешността на AGB звезда. Някои от променливите от типа Мира са наблюдавани по-дълго от един век, а други - много, много по-дълго; тези дълги наблюдения позволяват на изследователите да изучават еволюционните промени в звездите от типа Мира - един от малкото случаи, в които това е възможно. Периодът на звездата Мира зависи от нейния размер, така че ако средният диаметър на звездата се разширява или свива с течение на времето, нейният период ще се увеличава или намалява пропорционално. Много малък брой известни Мира показват големи промени в периода, което предполага, че във вътрешността на звездата се случват дългосрочни промени, и въпреки че не е доказано, тези промени са причинени от топлинни импулси. Самата Мира е открита за първи път през 1596 г., а няколко други променливи Мира са открити през XVII век. До края на XIX в. са известни много повече променливи Мира, а днес има десетки променливи Мира с криви на блясъка, обхващащи един век или повече. Такива светлинни криви са невероятен ресурс за звездните астрофизици и са една от основните причини, поради които организации като AAVSO насърчават наблюденията на променливи звезди. Възможно е някой астрофизик в бъдеще да използва вашите наблюдения на променлива Мира днес, за да направи важно откритие за живота на AGB звездите!
След AGB животът на звездата почти приключва. Последният етап от живота на звездата като самостоятелна звезда може да бъде етапът на RV Tauri, който се характеризира с пулсации с периоди между 30 и 150 дни. Известно е, че някои звезди RV Tauri имат прахови обвивки около себе си и е възможно те вече да са преминали през фазите AGB и Mira и да се насочват към превръщането си в планетарни мъглявини и бели джуджета. Техните пулсации не са редовни, а вместо това изглеждат леко хаотични: въпреки че може да имат цикли на максимуми и минимуми, които са сравнително редовни, техните светлинни криви често не се повтарят от един цикъл до следващия и често се разминават с много цикли. Макар че поведението им понякога е подобно на това на цефеиди W Virginis, изглежда, че звездите RV Tauri са преминали леко "отвъд ръба" - те са толкова светли спрямо масите си, че вече не могат да поддържат редовни пулсации. Тези звезди се подразделят допълнително на типове "RVa" и "RVb", като първите поддържат почти постоянна средна звездна величина, а вторите имат дълги вторични периоди от порядъка на 1000 дни или повече, при които звездата значително избледнява, преди да се върне към предишната си яркост. Причините, поради които съществуват два типа, все още не са доказани, но е възможно да се дължат на липсата или наличието на околозвезден материал, който периодично закрива централната звезда.
В този момент е важно да се отбележи едно нещо за структурата на звездите. Вътрешността на всички звезди става все по-гореща и по-плътна с навлизането все по-навътре, по същата причина, поради която налягането в океана става все по-голямо, колкото по-дълбоко навлизате. Теглото на масата над вас се увеличава, колкото по-дълбоко навлизате в звездата, докато налягането стане много, много голямо. Когато звездата е в главната последователност, тези налягания са високи според човешките стандарти, но атомите все още се държат като (предимно) нормална материя и газът вътре в звездата се подчинява на физични правила - наречени уравнение на състоянието - подобни на тези, които можем да наблюдаваме тук, на Земята. (Пример за уравнение на състоянието е законът за идеалния газ, който може би сте изучавали в часовете по химия или физика.) Но с възрастта на звездите и превръщането на все по-голяма част от ядрото във все по-тежки елементи като хелий, въглерод и кислород нещо се случва. Газът става толкова плътен, а атомите - толкова силно компресирани, че престават да се държат като нормална материя - материалът става дегенеративен, което означава, че електронните полета на отделните атоми вече не могат да ги държат разделени, както обикновено. Когато това се случи, поведението на газа се променя из основи и той следва дегенеративно уравнение на състоянието. Газът вече не реагира толкова бързо на нагряване, като се разширява или увеличава налягането си, както би могъл да направи един идеален газ, и така едно от основните неща, които позволяват на звездата да поддържа термоядрените си огнища, спира да работи.
Звездата, чието ядро е в такова състояние, е обречена да умре много, много скоро от космическа гледна точка и това ядро - което е много плътно, много малко и много горещо - се нарича бяло джудже. Ако ядрото на звездата е в такова състояние, много скоро тя ще започне да издухва материал от външните си слоеве, докато накрая ядрото на бялото джудже се разкрие и е всичко, което остава от някогашната звезда. Процесът, при който това се случва, е много впечатляващ за всеки, който случайно улови звезда по средата на този процес. Тъй като материалът се отдалечава от звездата в пространството, той става по-дифузен и мъгляв по природа, като същевременно остава осветен от горещия звезден остатък в него, образувайки това, което виждаме като планетарна мъглявина.
Едно от ключовите неща, които научаваме от променливите звезди в края на живота им, е как звездите започват да връщат част от масата си обратно в пространството около тях и именно този отхвърлен звезден материал по-късно ще съставлява облаците от газ и прах в галактиките, от които се образуват новите поколения звезди. Част от изхвърлената от по-старите звезди материя ще бъде рециклирана в нови поколения звезди, така че изучаването на еволюцията на звездите ни показва и как самите галактики се развиват с течение на времето.
Двойни системи
Преди да обсъдим последния етап от живота на една звезда, нека отделим малко време за друг клас звезди, които могат да обхванат всички етапи на звездната еволюция - двойните звезди. Много звезди са членове на двойни или множествени системи и разбирането на начина, по който тези системи се формират и еволюират във времето, е важна част от звездната астрономия. Двойните звезди са особено интересни, защото ни дават повече възможности да определим физическите характеристики на тези системи.
Как? Светлината, която звездите излъчват, съдържа много информация за тях и като прилагат всички различни инструменти за измерване, с които разполагаме, астрономите могат да научат много за звездите. Първо, звездите се движат една спрямо друга и движенията им предизвикват доплерово изместване на дължината на вълната всеки път, когато звездите завършат една орбита. Измерването на тези премествания може да ни покаже колко бързо се движат звездите спрямо своя център на масите и тогава можем да направим изводи за техните маси и размери на орбитите им. Второ, затъмненията означават, че една звезда периодично закрива друга. Тъй като едната звезда закрива другата, можем да се опитаме да очертаем формата и размера на звездите въз основа на кривите на светлината на затъмненията. Формата на отделни звезди в системата може да бъде изкривена, ако звездите са близо една до друга по своите орбити. Звездите също така не изглеждат равномерно ярки, а вместо това са по-слаби към краищата си спрямо нашата линия на зрение. (Това може да се види на снимките на Слънцето - то изглежда по-ярко в центъра, отколкото към краищата.) Ако можете да измерите това по време на затъмнения, можете да научите нещо за температурната структура на атмосферата на звездата. Трето, когато проследяваме двойни звезди за дълги периоди от време, може да открием, че орбиталният период се променя по начин, който може да бъде причинен само от специфични неща, като прецесия или присъствие на трето тяло в системата.
И така, ако приемем, че можем да измерим свойствата на двойните звезди, така че да знаем как изглеждат те в момента, какво означава това за нашето разбиране за звездната еволюция? Двойките широко раздалечени звезди могат да еволюират нормално, както и единичните звезди. Ако обаче звездите се намират в непосредствена близост една до друга или еволюират, за да се приближат една към друга, те могат да окажат драматично влияние върху другата звезда, променяйки завинаги нейния еволюционен курс. Най-драматичният начин, по който една звезда може да повлияе на еволюцията на другата, е чрез пренос на маса. Всяка звезда има собствено гравитационно поле и през по-голямата част от живота на звездата по-голямата част от нейната маса се намира в границите на собствената ѝ гравитационна яма. Но когато две звезди са близо една до друга, формата на гравитационното поле се усложнява. Ако си представите силата на гравитационното поле около звездата като топографска карта, тогава има контурна линия, разделяща двете звезди, където гравитационното привличане на всяка звезда балансира другото. Всяка маса, която лежи върху тази равнопоставена повърхност - наречена граница на Рош - се привлича еднакво от двете звезди; ако пресече тази линия, тя ще бъде привлечена към другата звезда. Това е начинът, по който се осъществява преносът на маса. Ако звездата увеличава размерите си - а това се случва с възрастта на звездите - тя може да нарасне до степен, в която да е по-голяма от границата на Рош. Когато това стане, материята ще започне да се излива от едната звезда и да пада върху другата. Когато това се случи, нещата могат да станат много интересни! Този трансфер на маса, наричан още акреция, е причина за редица различни видове звездна променливост, като много от тях са наистина много драматични. Всъщност акрецията на маса е причина за някои от най-енергичните събития във Вселената. (Повече за тях след малко.)
Променливите от типа Алгол са примери за звезди от главната последователност, които пренасят маса. Алгол са двойни звездни системи, съставени от две относително нормални звезди, като едната от тях прехвърля материя върху своя спътник. Променливостта, която наблюдаваме, се дължи предимно на затъмненията, но наблюдаваме и променливост, дължаща се на този пренос на маса. Най-значимата от тези звезди е самият Алгол, известен още като β Persei, втората по яркост звезда в съзвездието Персей. Известно е, че Алгол е ярък в рентгеновите лъчи и има силни звездни изригвания като слънчевите изригвания. Тази високоенергийна променливост се дължи на взаимодействието на магнитните полета на отделните звезди с потока на пренос на маса от една звезда към друга.
В дългосрочен план преносът на маса променя из основи начина, по който еволюират звездите. Както споменахме по-рано, еволюционният път на една звезда се определя почти изцяло от един параметър - нейната маса. Ако знаете масата на звездата, можете да предвидите еволюционния ѝ път с голяма точност. Какво обаче се случва, ако промените масата на звездата по средата на нейния живот? Промяната на масата на звездата коренно променя начина, по който звездата еволюира с течение на времето. Ако увеличите масата на звездата, ще увеличите скоростта, с която тя изгаря ядреното си гориво, и ще съкратите живота ѝ. Възможно е да промените съществено вътрешната структура на звездата. Възможно е дори да се промени крайната съдба на звездата; начинът, по който звездите завършват живота си, също зависи много силно от първоначалната им маса, така че увеличаването на масата на звездата може да направи разликата между това дали тя ще завърши живота си като безименно бяло джудже или катастрофално като свръхнова.
Звездна смърт: бели джуджета и свръхнови
След като звездата премине през асимптотичния клон на гигантите, какво ѝ остава да прави? Отговорът на този въпрос варира в широки граници в зависимост от миналото и настоящите обстоятелства на звездата. Има два много важни параметъра за една звезда, които определят нейната евентуална съдба: колко масивна е звездата в края на живота си и дали е единична или двойна звезда? Най-напред ще обсъдим каква роля играе масата на звездата за това как тя ще завърши живота си.
Бели джуджета
Първо, ако звездата достигне края на AGB с маса, по-малка от около 1,4 пъти масата на Слънцето, тя ще завърши живота си като бяло джудже; ако е с по-голяма маса, тя ще колапсира в неутронна звезда, която ще завърши живота си като експлозия на свръхнова. Тази граница на масата, известна като границата на Чандрасехар, е границата, над която белите джуджета ще се сринат под собственото си тегло - вътрешната сила на гравитацията ще стане по-силна от външната сила на налягането на електронната дегенерация и бялото джудже ще имплодира. Разликите между тези две съдби не биха могли да бъдат по-различни. Повечето звезди ще завършат живота си като бели джуджета, тъй като повечето звезди са с относително малка маса. Звезда, родена с маса, по-малка от около осем пъти масата на Слънцето, вероятно може да загуби достатъчно маса през живота си, за да се окаже под границата на Чандрасекхар до края на живота си, а над 99 % от всички звезди във Вселената днес са с маса под тази граница.
Звездите, които умират като бели джуджета, обикновено преминават през една последна фаза на значителна загуба на маса, наречена пост-асимптотичен клон на гигантите (pAGB), и често са променливи по време на тази фаза, тъй като са в нестабилно състояние. Високата температура и налягане в ядрото служат за издухване на по-голямата част от външните слоеве на звездата и в този процес звездите могат да претърпят множество промени. Една от тях е пулсацията (подобна на пулсацията на RV Tauri), а пулсации се наблюдават при много pAGB звезди. Три други промени са пряко свързани с еволюционните промени, които се случват дълбоко в звездата: еволюционни промени в края на живота, много кратки избухвания, известни като топлинни импулси, и затъмняване с прах. Ядрените реакции, които захранват звездите, протичат по-бързо при по-високи температури и налягания, и затова в края на живота си звездата много бързо изчерпва запасите си от гориво. Еволюционните промени се случват в рамките на десетилетия и столетия и до известна степен тези фини промени в светимостта и температурата могат да се видят, ако се вглеждаме достатъчно дълго и внимателно. Понякога промените са много по-бързи и по-драстични. Термичните импулси са бързи събития на термоядрено горене дълбоко в звездата, при които тънък слой натрупан материал става достатъчно горещ и плътен, за да претърпи ядрен синтез. Когато това се случи, то се случва много бързо, генерирайки още повече топлина и налягане, които променят температурата на повърхността, размера и светимостта на звездата. Накрая еволюционните промени и топлинните импулси ще доведат до загуба на маса от повърхността на звездата, а скоростта на загуба на маса на този етап от еволюцията е много голяма. Звездите могат да загубят почти една десета от процента от масата си само за една година, което звучи като малко количество, освен че се натрупва бързо в рамките на хиляда години! Тази загубена маса може да доведе до образуване на прах около звездата, който с течение на времето може да закрие самата звезда.
Съществуват два вида променливи, които са пример за това поведение. Едната са звездите R Coronae Borealis, наречени така заради прототипа на класа R CrB. През повечето време R CrB се движи близо до видимостта с невъоръжено око около 6-та звездна величина, но привидно произволно претърпява драматични избледнявания с няколко звездни величини само за две седмици. Тези събития почти сигурно се дължат на прахово затъмнение, но не е напълно ясно дали всяко потъмняване е отделно прахообразуващо събитие около цялата звезда, или просто затъмнение на звездата на нашата линия на видимост от орбитиращ прахов облак. Днес са известни около две дузини звезди R CrB. Това е много малък брой поради факта, че това е много кратък етап от живота на звездата. За няколко милиарда години живот една звезда може да прекара само няколко хиляди години в етапа R CrB, така че в даден момент ще видим само няколко.
Друг, още по-рядък клас променливи, все още няма дори окончателно име, въпреки че неговите свойства се илюстрират от странната променлива FG Sagittae. Подобно на R CrB звездите, FG Sge е pAGB звезда, която се приближава към края на живота си, но вероятно е много напреднала в този процес. Забележително е, че FG Sge е заобиколена от сферична обвивка, която ясно напомня на планетарна мъглявина, и вероятно е изхвърляла маса с огромна скорост в продължение на хиляди години. FG Sge е открита през 40-те години на ХХ век като променлива с нередовна променливост в рамките на няколко дни, а в началото на 60-те години на ХХ век става ясно, че тя също така бавно е изсветлявала с няколко процента годишно от края на ХІХ век. В края на 60-те години на ХХ век тя се изравнява до около 9-та зв. вел., но в началото на 90-те години на ХХ век претърпява рязък спад и оттогава варира неравномерно с няколко степени. Не е известно какво точно се случва, но подозренията са, че дългосрочното изсветляване е било бърза еволюционна промяна или край на термичен импулс, резултатът от който е била силно засилена загуба на маса. Тази загубена маса сега започва да се кондензира в прах, който закрива звездата. Протопланетната мъглявина, която виждаме днес, вероятно е резултат от предишни епизоди като този, при които звездата епизодично е губила маса в близкото минало, и в някакъв момент FG Sge ще претърпи още едно подобно събитие, преди да изхвърли последните си външни слоеве и да остави след себе си планетарна мъглявина и бяло джудже. Две други звезди, V605 Aquilae и V4334 Sagittarius (обект на Сакурай), може би вече са достигнали този момент и са на път да се превърнат в бели джуджета.
След като цялата обвивка е изгубена и всички ядрени огнища и еволюционни промени са прекратени, остават последните останки от най-вътрешното ядро на звездата: бяло джудже. Белите джуджета са бели горещи останки от звезди, съставени предимно от въглерод и кислород, с размер само няколко хиляди километра. Те вече не блестят, изгаряйки ядрено гориво, а изхвърляйки остатъчната топлина от предишния си живот. Въпреки че вече не са живи звезди, както ги смятаме, белите джуджета все още могат да бъдат променливи! По-специално, белите джуджета могат да пулсират, а физиката, която стои зад тези пулсации, е подобна на тази при нормалните звезди. Единствената разлика е периодът на пулсация; вместо един цикъл на пулсация да отнема месеци, седмици, дни или часове, той може да им отнеме само няколко минути! Белите джуджета са малки, плътни звезди - с диаметър не повече от няколко хиляди километра - и тъй като периодът на пулсация е свързан с това колко време е необходимо на едно смущение да премине през звездата, променливостта отнема само няколкостотин секунди. Ние изучаваме пулсациите на белите джуджета точно както при Слънцето и звездите от типа δ Scuti, за целите на астеросеизмологията. Точно както и при тези звезди от главната последователност, пулсациите на белите джуджета могат да ни кажат много за вътрешността им и чрез изучаването им сме научили много за свойствата на материята при много високи плътности и температури. Можем дори да изучаваме как пулсациите на белите джуджета се променят бавно във времето с охлаждането на звездата; най-горещите бели джуджета се охлаждат най-бързо и затова е възможно да се проследят промените им в продължение на много години и десетилетия и да се заключи колко бързо се охлажда звездата. Това измерване е важно за космологията, тъй като най-хладните бели джуджета в небето определят долната граница на възрастта на Вселената.
Неутронни звезди, черни дупки и свръхнови
И така, какво става, ако една звезда е над границата на Чандрасехар, когато достигне края на живота си? Звездите с по-малка маса обикновено спират ядреното си горене, когато ядрото се превърне изцяло във въглерод и кислород. Необходими са много висока температура и налягане, за да се достигнат енергийните нива, необходими за започване на термоядрено горене на тези елементи. Тези нива могат да се достигнат при по-масивни звезди и по принцип може да се извлече енергия от всички термоядрени реакции до една твърда граница - термоядреното изгаряне на желязо. Всички реакции на термоядрено горене са екзотермични до този момент и така ядрените реакции ще спомогнат за повишаване на температурата и налягането в звездата. Ако има достатъчно енергия и налягане, за да се задейства реакцията, може да започнете да изгаряте кислород, неон, магнезий, силиций и т.н., чак до желязото. Ако ядрото на звездата се превърне изцяло в желязо и след това достигне границата, при която може да започне да гори, то ще започне да черпи енергия от заобикалящата го среда - реакцията е ендотермична. Това е катастрофа, защото същата тази енергия задържа външните слоеве на звездата срещу колапс и така звездата се взривява жестоко. Резултатът от тази имплозия е свръхнова - едно от най-високоенергийните събития във Вселената. В един миг натрупаната гравитационна потенциална енергия се освобождава, отприщвайки ядрени реакции, които създават всички елементи от периодичната таблица, както и буря от субатомни частици, които разкъсват външните слоеве на звездата със скорост, близка до тази на светлината. В продължение на няколко месеца количеството енергия, освободено от свръхнова, може да се равнява на комбинираната светлина на всяка друга звезда в галактиката - светлината на сто милиарда звезди или повече.
Това, което остава от тази титанична експлозия, отново зависи от масата на звездата. Ако разрушеното ядро е по-малко от около три слънчеви маси, резултатът ще бъде свръхплътен обект, наречен неутронна звезда - обект с диаметър десет километра и с маса три пъти по-голяма от тази на Слънцето, в който цялата материя е била смачкана толкова плътно, че се състои предимно от атомни ядра. Такива обекти са най-екстремната форма на видима материя във Вселената и нямат почти никаква прилика с нищо друго от човешкия опит. Поведението им може да бъде също толкова странно, което ги прави един от най-екстремните видове известни променливи. Първата променлива неутронна звезда е открита през 1967 г., преди изобщо да се знае, че такива обекти могат да съществуват. Студент, който изучавал Вселената с радиовълни, открил повтарящ се сигнал, който бил толкова редовен, че първоначално се предполагало, че произхожда от извънземен разум. По-късно се оказва, че това е свръхплътен обект, който се върти около оста си много пъти в секунда, а променливостта идва от излъчването на магнитните му полюси, които се въртят навътре и навън. Сега тези обекти са известни като пулсари, а при някои от тях е установено, че се въртят с бързина до хиляда пъти в секунда. Още по-екстремна променлива неутронна звезда е магнетарът - неутронна звезда с мощно магнитно поле, която претърпява огромни избухвания при високи енергии. Магнетарите могат да излъчват огромни количества високоенергийно лъчение, което може да бъде засечено от целия Млечен път. Тези избухвания могат да бъдат толкова силни, че радиацията да повлияе на земната атмосфера, като повиши температурата ѝ и я накара да се разшири, застрашавайки сателитите в ниска околоземна орбита.
Дори това не е най-екстремната съдба на масивните звезди. Ако една звезда е над границата от три слънчеви маси, дори атомните сили, които държат ядрата разделени, не могат да я предпазят от колапс под силата на собствената ѝ гравитация. Така се създава един от най-странните обекти във Вселената: черна дупка. Тези обекти имат толкова силни гравитационни полета, че скоростите им на бягство са по-големи от скоростта на светлината; всичко, което се доближи на няколко километра - точка, наречена хоризонт на събитията - е затворено завинаги, тъй като няма начин да се движи по-бързо от светлината, за да избяга. Какво се случва тогава? Никой не знае - нашето разбиране за законите на физиката се разпада при такива крайни граници. Теоретиците предвиждат, че черните дупки могат да излъчват някакъв вид радиация, но нищо подобно не е наблюдавано досега, а и е невъзможно да се изследва директно черна дупка. Но самите черни дупки са наблюдавани непряко и това е добър момент да започнем последната ни дискусия за променливите: как се държат те като членове на двойни звезди.
Бяло джудже, неутронна звезда и двойна звезда с черна дупка
По-рано споменахме двойните звезди, при които едната звезда прехвърля материя на другата в процес, наречен акреция. В системи, в които единият член на двойната двойка е компактен обект, процесът на акреция може да освободи огромно количество енергия. Енергията, генерирана от акрецията, идва от гравитационната потенциална енергия, а материалът, падащ върху компактен обект като бяло джудже, неутронна звезда или задна дупка, попада в много дълбок потенциален кладенец. В зависимост от начина, по който протича процесът на акреция, той може да освободи стотици или хиляди пъти повече енергия от светлината на Слънцето. Такива обекти получават универсалното име катаклизмични променливи, въпреки че техните свойства варират в широки граници при различните звезди и се разделят на редица различни подкласификации.
Двойните звезди бели джуджета са най-разпространената форма на акретираща двойна система и имат редица сходни свойства. Новите-джуджета са двойни звезди, съставени от първично бяло джудже и подобна на Слънцето звезда от главната последователност, които са в орбита една около друга. Материалът се изтегля от звездата от главната последователност и се върти спираловидно около и надолу към бялото джудже чрез акреционен диск. В зависимост от скоростта на масовия трансфер (колко маса се отделя от звездата донор върху бялото джудже) тези звезди могат да проявяват различни видове променливост. Всички те ще показват някаква неравномерна променливост с ниска амплитуда, причинена от материала, който се удря в повърхността на бялото джудже. Но при много от тези звезди скоростта на акреция е достатъчно висока, така че самият акреционен диск може да избухне, като стане по-ярък 100 или повече пъти.
Звездите SS Cygni и U Geminorum, открити в средата на XIX век, са най-добри примери за това. SS Cygni избухва приблизително веднъж на 80 дни, а U Geminorum - веднъж на 200 дни. Избухванията на новите-джуджета стават по-чести с увеличаване на скоростта на акреция на масата, така че звездите с по-висока скорост на акреция на масата избухват по-често. Z Camelopardalis е пример за такава звезда. Тя рядко излиза от състояние на избухване за повече от няколко дни. Звездите Z Cam имат и друга особеност - акреционният диск понякога може да се задържи в ярко или "високо" състояние, което е известно като застой. Такива звезди могат да показват енергични избухвания веднъж на няколко дни в продължение на месеци или години, а след това внезапно да навлязат в този ярък застой за още месеци или години. При най-високите скорости на акреция на маса акреционният диск никога не излиза от състоянието на избухване, тъй като материята продължава да се натрупва в диска с голяма скорост. Такива звезди се наричат променливи подобни на нова по причини, които ще бъдат изяснени след малко. Добър пример за такава звезда е V Sagittae, чиято много нередовна светлинна крива показва малка съгласуваност във времето. Друг пример е TT Arietis, звезда, открита в края на 60-те години на миналия век, която през по-голямата част от живота си остава заключена в постоянно ярко, равномерно състояние около 10-а звездна величина, с много редки продължителни спадове от няколко звездни величини или повече, когато акрецията на маса необяснимо спира за седмици или месеци.
Какво се случва с цялата материя, която се натрупва върху бялото джудже? С течение на времето масата на бялото джудже ще нараства. Тъй като акретираната материя идва от външните слоеве на нормална звезда, тя е предимно водород и хелий. Понякога, ако на повърхността на бялото джудже се натрупа достатъчно маса, температурата и налягането на акретирания материал могат да се повишат достатъчно, за да се извърши термоядрен синтез, точно както в ядрото на звездата. Когато това се случи, системата се превръща в класическа свръхнова, която за кратко време става по-ярка не 100, а 10000 или повече пъти. Думата "nova" е латинската дума за "нова" и точно такива изглеждат новите звезди: нови звезди. Те се появяват внезапно в познати съзвездия, където остават за няколко дни или седмици, докато отново изчезнат от полезрението. През миналия век са наблюдавани много известни нови звезди. Може би една от най-известните е Nova Persei 1901, звезда, известна днес като GK Persei. Nova Per 1901 се издига от неясна звездна величина около 10 до звездна величина 1, ясно видима сред ярките звезди на небето. В продължение на дни и седмици тя избледнява, докато напълно изчезне от полезрението на невъоръжено око, превръщайки се в мишена за по-големите телескопи от онази епоха. По-скорошни известни нови звезди са Nova Delphini 1967 (HR Del) и Nova Cygni 1992 (V1974 Cyg).
Повечето нови вероятно се повтарят в много дълъг период от време, може би много векове или хилядолетия, тъй като им е необходимо толкова време, за да натрупат достатъчно маса, за да предизвикат термоядрен взрив. Но в малко случаи скоростта на пренос на маса е достатъчно висока и масата на бялото джудже е достатъчно голяма, за да се повтарят в наблюдаем период от години или десетилетия. Те са известни като повтарящи се нови. Една такава нова, U Scorpionis, наскоро попадна в новините, тъй като нейното избухване в началото на 2010 г. беше предварително предсказано и широко проследено от астрономите по целия свят. RS Ophiuchi и T Coronae Borealis са още два примера за такива свръхнови. Тези звезди са особено интересни, тъй като се смята, че техните бели джуджета са с маси, близки до максималните за звездите бели джуджета - около 1,4 слънчеви маси. Поради това всяка маса, която се натрупва върху тях, бавно ще приближава звездата към границата на Чандрасекар. Когато това се случи, гравитационният колапс на бялото джудже не води до класическа нова, а до нещо много по-голямо - свръхнова от тип Ia, която за кратко време става не 10000 пъти по-ярка, а милиарди пъти по-ярка. Все още никой не е виждал класическа или повтаряеми нова да се превръща в свръхнова, но е вероятно в недалечно бъдеще някои от познатите ни днес повтаряеми нови да завършат живота си като свръхнови.
Съществуват и други видове акретиращи системи от бели джуджета, които не попадат в тези строги категории. Един много подобен тип система включва нормална звезда и бяло джудже, но бялото джудже има силно магнитно поле и неговият магнетизъм пречи на акрецията на маса и възпрепятства образуването на акреционен диск. В тези системи, наречени полярни, материята се влива в магнитните полюси на бялото джудже по протежение на полевите линии, като при удара се освобождава огромно количество енергия. Най-известната от тези звезди е АМ Herculis, а "полярните звезди" се обозначават и като обекти "AM Her".
Един много по-различен тип системи включва бяло джудже в широка орбита около звезда гигант, където бялото джудже не акретира пряко от самата вторична звезда-гигант, а вместо това акретира силния й звезден вятър. Тези системи, известни като симбиотични звезди, често остават в покой или претърпяват бавни, плавни промени в яркостта в продължение на години. Само от време на време те претърпяват големи избухвания от няколко звездни величини, причинени или от промени в акреционния поток върху първичната звезда, или от началото на устойчиво термоядрено горене на повърхността. Звездата Z Andromedae е класическият пример за такава звезда и е прототип на класа; открита през 1901 г., тя се променя нередовно от откриването си, като понякога слабо се колебае около 10-та звездна величина, а друг път претърпява десетилетни периоди на избухвания от две или повече звездни величини.
По-редките случаи на акретиращи двойни звезди с компактни първични звезди включват не бели джуджета, а неутронни звезди и черни дупки. Неутронните звезди и черните дупки произлизат от по-масивни звезди; тъй като масивните звезди са по-редки, по-редки са и двойните звезди, които включват тези звезди. Но когато се появят, те обикновено са зрелищни. Близките двойни звезди, включващи неутронна звезда или черна дупка, а не бяло джудже, са най-забележими в рентгенова, а не в оптична светлина и са известни като рентгенови двойни звезди. Такива системи могат да отделят огромно количество енергия в рентгеновите лъчи и често се откриват първо в рентгеновата, а след това и в оптичната светлина. Една от най-известните такива двойки е първият не-слънчев източник на рентгенови лъчи, наблюдаван от ранните спътници през 60-те години на миналия век. Източникът, наречен "Scorpius X-1", е открит за първи път от ракета Aerobee през 1964 г. Той е по-ярък от всеки друг космически източник, като изключим Слънцето и Луната (която отразява рентгеновата светлина на Слънцето). През 1966 г. той е идентифициран с оптичен източник и получава обозначението променлива звезда V818 Scorpioni. Тя се състои от неутронна и нормална звезда в близка двойна система, а рентгеновите лъчи се генерират близо до повърхността на неутронната звезда, където вътрешният ръб на акреционния диск достига до звездата. Материалът на повърхността се движи толкова бързо - значителна част от скоростта на светлината - че при удара излъчва рентгенови лъчи, а не оптична светлина. Понастоящем е известно, че в нашата Галактика съществуват няколко десетки такива системи.
Друг по-екстремен тип система включва черна дупка, а не неутронна звезда. Източник на рентгенови лъчи е открит в Лебед през 1970 г. и е наречен "Cygnus Х-1". В рамките на няколко години е установено, че оптичният аналог на рентгеновия източник е ярка синя звезда, HD 226868, и получава името V1357 Cygni. Тъй като видимият компонент е ярка синя звезда, той би трябвало да е масивен - няколко пъти по-голям от масата на Слънцето. Но се оказа, че системата е по-скоро двойна, отколкото единична звезда, а спектроскопските данни показаха, че спътникът на синята звезда трябва да е още по-масивен, може би 10 или повече слънчеви маси. Важното е, че спътникът е бил оптически слаб - почти цялата светлина е идвала от синята звезда, а не от масивния спътник. Това насочва към извода, че първичният обект е нов тип обект - черна дупка. Вероятно и двете звезди са се формирали по едно и също време преди по-малко от 100 милиона години и са били много масивни. По-масивната звезда от двойката е еволюирала много бързо, изчерпала е горивото си и се е сринала в черна дупка. Нейният спътник, все още видимата ярка синя звезда, живее назаем. Ако не изхвърли няколко слънчеви маси материал, тя също ще изчерпи горивото си и ще се срине или до неутронна звезда, или до черна дупка, също като спътника си. Тогава те ще се превърнат в двойка мъртви звезди, които ще обикалят безшумно една около друга, усещани единствено от взаимната им гравитация. Това е може би най-екстремната съдба за живота на една звезда и е подходящ завършек и на тази история.
Резюме
Астрономията е една от най-великите науки, чийто предмет е целият космос. Променливите звезди са само едно парче от научния пъзел на астрономическите изследвания. Има още много какво да се научи за звездите, галактиките и Вселената като цяло. С напредъка на технологиите дойде и равностоен напредък в разбирането ни за видимата (и невидимата) вселена, а нарастването на знанията ни за Вселената ще продължи още дълго време. Изследването на променливите звезди остава един от най-добрите начини за опознаване на звездите и те ще продължат да бъдат важна тема на интерес, докато имаме нужда да научаваме повече за звездите и Вселената, в която живеем. Съществуват много повече класове променливи звезди, отколкото разгледаните тук, и всеки от тях може да ни разкаже за звездите, които го изграждат. Препоръчваме ви да научите повече за това, както от нашия уебсайт, така и самостоятелно. Всички тези и други звезди са на разположение за нови научни изследвания. Нови прозрения и важни открития могат да дойдат от всеки, който желае да прави внимателни наблюдения със строг и честен анализ. Можете да участвате в изследването на променливите звезди. Именно упоритата и внимателна работа на наблюдатели като вас е довела до събирането на милиони наблюдения на променливи звезди, които се съдържат в Международната база данни на AAVSO, осигурявайки богат ресурс за астрономическата общност, от който тя може да се учи. Надяваме се, че можете да се присъедините към хилядите наблюдатели на променливи звезди, които са допринесли за AAVSO през изминалия век, и да станете част от това голямо начинание.
Добра статия, написана на разбираем език! Успех!
ОтговорИзтриванеБлагодаря!
Изтриване