ДВОЙНЫЕ И ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Двойными звездами называются пары звезд, находящиеся на очень близком угловом расстоянии друг от друга.

Различают две группы двойных звезд: оптические и физические. Оптические (визуально-двойные) представляют собой просто случайное соединение двух звезд на одном и том же луче зрения. На самом же деле они могут быть удалены друг от друга на многие парсеки. С течением времени они разойдутся настолько, что не будут представлять собой двойной звезды.

Физические двойные звезды представляют собой пары звезд, которые фактически находятся близко одна от другой и которые связаны в физические системы взаимным тяготением. Эти звезды представляют большой интерес, так как дают много важного материала для познания природы звезд. Если звезд более двух, то говорят о т.н. кратных системах. Физически двойные звезды бывают спектрально-двойные и затменные (см. ниже). Спектрально-двойными называются звезды, двойственность которых обнаруживается исключительно при помощи спектрального анализа.

Переменные звёзды разделяются на два основных класса: затменные переменные и физические переменные. К первому классу относятся такие переменные, изменение блеска которых происходит, вследствие затмений одной звезды другой и создании при этом различных геометрических эффектов. Затменные переменные есть вместе с тем и двойные звезды (не путать с оптическими двойными, находящимися на большом расстоянии друг от друга). Характерным представителем этого типа звезд является Алголь в созвездии Персея.

Переменные звезды, у которых изменение блеска обусловливается внутренними процессами, происходящими в самих звездах, называются физическими переменными. Первая переменная открыта еще в 1595 г. – Дивная Кита, амплитуда колебания ее блеска от 2 до 9 звездных величин.

Физические переменные разделяются на следующие основные классы:

1. Пульсирующие звезды – их яркость меняется из-за колебания размеров. Среди пульсирующих звезд выделяют:

· цефеиды – молодые переменные, имеющие правильную кривую изменения блеска. Это звезды высокой светимости и умеренной температуры – желтые сверхгиганты. Периоды изменения блеска цефеид колеблются в широких пределах от 80 мин. до 45 суток. Долгопериодическими цефеидами называются такие, у которых периоды больше одних суток, короткопериодическими – меньше одних суток;

· мириды – красные гиганты, меняющие блеск на несколько звездных величин, с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет;

· пульсирующие типа RR Лиры – самые старые звезды, встречаются в шаровых звездных скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд. лет.

2. Взрывные, новоподобные звезды – двойные звездные системы, где расстояние между компонентами ненамного превосходит их размеры. Компонентное вещество с менее плотной звезды перетекает на более плотную (как правило, белый карлик). Обычно приводит к вспышке новой звезды.

3. Карликовые новые – отмечаются вспышки, но менее масштабные и менее продолжительные, чем у взрывных звезд.

4. Сверхновые – звезды, переживающие один из последних этапов жизни, катастрофически сжимаются, лишившись основных источников термоядерной энергии.

5. Орионовые переменные – самые молодые звезды, недавно сформировавшиеся в областях концентрации межзвездного газа.

6. Переменные типа R Северной Короны – звезды, осуществляющие т.н. «вспышки наоборот». Блеск таких звезд неожиданно падает на несколько звездных величин, а потом медленно, в течение нескольких недель или месяцев восстанавливается.

Также иногда переменные звезды делят на правильные, полуправильные и неправильные переменные, в зависимости от закономерностей колебания.

Приведенная классификация двойных и переменных звезд дана далеко не в полном масштабе, существует множество других групп и классов, изучение которых выходит за рамки данной работы.

Некоторым особняком в ряду переменных звезд стоят пульсары (пульсирующие источники радиоизлучения) – нейтронные звезды и черные дыры. Это остатки сверхновых звезд, сжавшиеся до огромной плотности. Притяжение пульсаров не может преодолеть даже испущенный ими самими свет (отсюда название – черные дыры).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

На протяжении многих веков астрономия накапливала данные о звездах. На основании этих данных строятся различные классификационные системы. В данной работе мы рассмотрели некоторые классификационные характеристики.

По нахождению на различных стадиях своей жизни звезды бывают голубыми и красными гигантами, белыми карликами, нейтронными звездами или черными дырами.

Классифицируя звезды по химическому составу, ориентируются на содержание в них элементов, тяжелее гелия. Этих элементов, как правило, не более 2%, но они определяют, к какой группе принадлежит звезда.

Основой классификации звезд служат их физические характеристики – блеск, светимость, размер, температура, масса. Звезды классифицируются по «звездной» и абсолютной величине, по светимости и цвету, по степени ионизации элементов. Наиболее наглядно группы звезд отражены в диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Изучая физические характеристики можно сделать предположение, что все звезды имеют более-менее одинаковую массу, в то время как все другие характеристики изменяются в сотни тысяч и многие миллионы раз.

Большой интерес представляет классификация и изучение двойных и переменных звезд.

Двойные звезды и кратные системы могут быть оптически и физически дойными. Их двойственность объясняется соответственно геометрическими эффектами и физическим взаимодействием.

Переменные звезды бывают затменные и физические. Переменность затменных звезд объясняется опять-таки геометрическими эффектами, а физических переменных – внутренними процессами.

В настоящее время классификация звезд непрерывно дополняется и совершенствуется.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Астрономический словарь – М., 2007.

2. Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. – М., 1980.

3. Дагаев М.М. Наблюдения звездного неба – М.: Наука, 2006.

4. Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной. – М., 1984.

5. Ивлев О.А. Наблюдение звездного неба в телескоп – М.: Космоинформ, 2004.

6. Зигель Ф.Ю. Неисчерпаемость бесконечности. – М., 1984.

7. Кукаркин Б.В., Паренаго П.П. Переменные звезды и способы их наблюдения – М.-Л., 1989.

8. Новиков И.Д. Черные дыры и Вселенная. Эволюция Вселенной – М,, 2002.

9. Ровинский Р.Е. Развивающаяся Вселенная. – М., 2006.

10. Скворцов Е.Ф. Астрономия – М., 2005.