Необычные объекты во Вселенной

Вам уже известно, что во Вселенной существует огромное количество звёздных систем, состоящих из двух и более звёзд. Их изучение позволило оценить массы и, соответственно, размеры звёзд различных типов.

Наряду с исследованиями двойных звёзд важную роль в развитии представлений о физической природе звёзд сыграли исследования физических переменных или нестационарных звёзд. В отличие от затменно-переменных звёзд, они меняют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самих звёздах. И кстати, не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

В зависимости от характера процессов физические переменные звёзды принято подразделять на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды – это физические переменные звёзды, у которых происходят периодические колебания блеска.

Самая первая пульсирующая звезда была открыта в далёком 1596 году немецким астрономом Давидом Фабрициусом в созвездии Кита. А Ян Гевелий дал ей имя – Мира, то есть «удивительная». Период изменения блеска этой звезды составляет около 332 дней.

Такие долгопериодические звёзды (типа Миры Кита) с периодами от нескольких недель до года и более стали называть миридами. Практически все они являются красными гигантами огромных размеров и большой светимости, находящимися на конечных этапах своей эволюции. Предполагается, что изменение блеска мирид связано с их периодическим сжатием и расширением.

19 октября 1784 года молодой английский астроном-любитель Джон Гудрайк, наблюдая за звездой Дельта Цефея, обнаружил, что её блеск тоже меняется, причём со строгой периодичностью – 5 дней и 9 часов. Причём рост блеска происходил гораздо быстрее, чем спад. Так был открыт новый очень обширный класс ярких переменных звёзд-гигантов и сверхгигантов классов F и G – класс цефеид.

В настоящее время цефеидами называют пульсирующие переменные звёзды, блеск которых плавно и периодически меняется с периодом от 1,5 до 70 суток. Причиной пульсации цефеид является периодические расширения и сжатия наружных слоёв звезды.

Цефеиды – это очень важные объекты во Вселенной, так как учёные научились определять расстояние до них. А из-за огромной светимости цефеид, их можно наблюдать в других звёздных системах. Их наблюдают в ближайших галактиках и определяют расстояния до них. Поэтому не зря цефеиды часто называют «маяками Вселенной».

Ещё одной разновидностью пульсирующих переменных звёзд являются звёзды типа RR Лиры. Все они являются гигантами спектрального класса А с небольшим периодом пульсации (0,2–1,2 дня).

Иногда в звёздном небе появляются звёзды, видимые невооружённым глазом в тех местах, где их раньше никогда не наблюдали. Это новые звёзды. Как правило, их блеск внезапно увеличивается в тысячи и миллионы раз в течение нескольких суток. А затем в течение года и более блеск звезды ослабевает до своего первоначального значения.

Обращаем ваше внимание на то, что термин «новая звезда» не подразумевает, что звезда родилась. Так называют звёзды, у которых внезапно увеличивается блеск. Так, например, в июне 1918 года в созвездии Орла вспыхнула самая яркая новая звезда, зарегистрированная за последние 300 лет – V603 Орла. Изначально на месте новой была маленькая звёздочка, едва различимая в телескоп. Но 9 июня звезда засверкала на небе ярче Сириуса, который, как мы помним, является самой яркой звездой ночного неба. После этого новая звезда стала постепенно угасать, пока в марте следующего года она перестала быть видна невооружённым глазом.

Интересно, что первые описания новых звёзд были найдены в китайских и японских летописях 532 г. до н. э.

Всего было выявлено около 90 вспышек новых. Однако механизм их образования был не ясен вплоть до середины XIX века. Современные наблюдения за новыми звёздами показали, что все они являются компонентами тесных двойных систем, состоящих из белого карлика и звезды-компаньона (чаще красного гиганта). Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы компаньона. Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика до тех пор, пока не создаются условия для начала протекания термоядерных реакций.

Но эти реакции протекают настолько быстро, что приобретают взрывной характер. Во время взрыва внешние слои расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение мы-то и наблюдаем как вспышку новой звезды.

Кстати, за время вспышки новая звезда излучает столько энергии, сколько наше Солнце излучает примерно за сто тысяч лет!

Вскоре после вспышки начинается новый цикл накопления водородного слоя. И через некоторое время вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звёзд.

Однако в некоторых случаях взрывной процесс может приобрести характер катастрофы. Так, если при перетекании вещества масса белого карлика превысит 1,4M_⨀, то возникает взрыв, который может полностью разрушить звезду. Происходит вспышка сверхновой первого типа.

Сверхновые звёзды – это одно из самых грандиозных и захватывающих космических явлений. Отдельные сверхновые звёзды в максимуме блеска превышают светимость Солнца в десятки миллиардов раз. Во время вспышки выделяется такое количество энергии, которое наше Солнце может излучить за всё время своего существования.

Сверхновые второго типа представляют собой звёзды на заключительном этапе своей эволюции и наблюдается у массивных звёзд, масса которых в десятки раз превосходит массу Солнца. Звезда вспыхивает вследствие коллапса (схлопывания) своего массивного ядра. Внутренние слои буквально за миллисекунды обрушиваются к центру звёзды и происходит термоядерный взрыв огромной мощности. В итоге наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью и наблюдается вспышка сверхновой. От огромной звезды остаются лишь расширяющаяся с огромной скоростью газовая оболочка и нейтронная звезда или чёрная дыра.

Нейтронная звезда образуется в том случае, когда масса звезды до взрыва была в 8 раз больше массы Солнца. При массе, сравнимой с массой Солнца, нейтронная звезда обладает очень маленьким радиусом – около 10–20 км.

Если нейтронная звезда обладает очень быстрым вращением и мощным магнитным полем, то её называют пульсаром. Он представляет собой источник строго периодических радиоимпульсов с очень маленьким периодом (0,0014–11,8 с).

Интересно, что первый пульсар был открыт в июле 1967 года. Но результаты открытия несколько месяцев хранились в тайне. А первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (от английского (Little Green Men) – «маленькие зелёные человечки»). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение (то есть их посылают инопланетяне).

Наиболее известный пульсар в точности совпадает с одной из звёздочек в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Интересна она тем, что Крабовидная туманность является остатками сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 году. Её наблюдали китайские и японские астрономы в виде внезапно появившейся «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днём.

Иногда взрываются и очень массивные звёзды с массой более 80 масс Солнца. Сила их взрыва в 10 раз превышает мощность взрыва обычной сверхновой звезды. Такие звёзды стали называть гиперновыми.

Если после взрыва масса оставшегося вещества превосходит 2–3 солнечные массы, то звезда сжимается в крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры.

Чёрная дыра – это область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что даже свет не может его преодолеть.

Из-за того, что чёрные дыры непосредственно наблюдать нельзя, их поиски во Вселенной сопряжены с очень большими трудностями. Проще всего найти чёрную дыру можно тогда, когда она является одним из компонентов тесной двойной звёздной пары. В этом случае наблюдается обращение второго компонента вокруг массивного «пустого места».

Второй способ предполагает, что в тесных двойных системах мощное гравитационное поле чёрной дыры вызывает падение на неё газа из атмосферы звезды-спутника (например, голубого гиганта или сверхгиганта). В этом случае из-за сильного нагрева возникает мощное рентгеновское излучение.

Кроме того, ядра практически всех галактик представляют собой сверхмассивные чёрные дыры. Здесь особенно выделяются активные ядра галактик на начальном этапе развития – квазары и блазары (компактные квазары). Квазар – это один из самых ярких объектов в видимой Вселенной. Возникает он из-за того, что сверхмассивная чёрная дыра в центре молодой галактики поглощает окружающее вещество, формируя аккреционный диск. При этом возникает мощное излучение, которое иногда в десятки и сотни раз превышающего суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша.

Квазары также называют маяками Вселенной. Они видны с огромных расстояний. По ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной, определяют распределение вещества. Из-за большой удалённости квазары, в отличие от звёзд, выглядят практически неподвижными. Поэтому радиоизлучение квазара используется для высокоточного определения с Земли параметров траектории автоматической межпланетной станции.

Конечно, это не полный список интересных объектов Вселенной. Есть в ней и чёрные дыры-изгои, одиноко летящие в темноте.  Есть и загадочные планеты, которые чернее, чем самая чёрная акриловая краска, которую вы сможете найти, чернее угля или сажи. И многое-многое другое.