Реферат: Нестаціонарні зірки Фізичні процеси які забезпечують нестаціонарність

Спочатку в надрах зірки “горить" водень, перетворюючись у гелій. При цьому зіркизаймають на діаграмі Герцшпрунга-Рессела (див. мал. 4) смугу, що називають головною послідовністю. Коли в ядрі зірки залишається занадто мало водню, щоб йшли реакції, гравітаційна сила «перевішує», зірка стискується, густина і температура в середині підвищується, і створюються сприятливі умови для “горіння" гелію й утворення вуглецю. При цьому зіркароздувається, переходячи в область гігантів.

Але в зовнішніх прошарках ще продовжується перетворення водню на гелій. Джерелом порушення пульсації є саме двічі іонізований гелій у зоні, що знахо­диться на гли­бині декілька сотень тисяч кілометрів під поверхнею зірки. Чим далі в глибину цієї зони, тим вище температура і сильніше іонізо­ваний гелій, і, нарешті, він ціл­ком іонізується. Саме завдяки іонізованому гелію утворюю­ться сприятливі умови для так званого “клапанного механізму": при випадковомуневеликому стиснені, тобто при підвищенні тиску і температури, у зоні збільшується поглинання випромінювання, що перешкоджає відводові тепла назовні. Ця додаткова енергія змушує розширюватися газові прошарки, і виносить їх назовні за початкове положення. Це, у свою чергу, знижує температуру і тиск, що призводить до стиснення. Так продовжується періодичний процес пульсацій.

В процесі пульсацій змінюється і радіус, і температура зірки, внаслідок чого росте її блиск. Але максимуми температури і радіуса не співпадають, і ця різниця залежить від глибини зони іонізації гелію і інших внутрішніх умов зірки. Тому для різноманітних типів зірок зсув між кривою блиску і кривої променевих швидкостей (який відображає швидкість змін радіуса) різний. Це також спричинило за собою і різноманітну форму кривих блиску.

Всі класичні пульсуючі зірки знаходяться в так званій смузі нестабільності на діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Саме там створюються сприятливі умови для пульсацій. Її блакитна межа визначається утриманням іонізованого гелію в зовнішніх шарах і масою зірки, а червона — конвекцією, що перешкоджає пульсаціям.

Але в такомувиді теорія пульсацій добре придатна тільки для класичних пульсуючих зірок, зокрема цефеїд, що зовсім нещодавно лишили головну послідовність. Складніше пояснити пульсації довгоперіодичнихзірок, що перебувають у більш пізній стадії еволюції, коли гелій горить у прошарку навколо ядра, у якому гелій уже цілком перетворився на вуглець. Тяжко пояснити нестабільність їх кривих блиску і періодів. Існують гіпотеза про внесок у пульсації зони іонізованого водню, а також про внесок графітових частинок у непрозорість.

Ще важче пояснити пульсації білих карликів (ZZ Кита) і найбільше загадкових пульсуючих зірок типу β Цефея, що знаходяться далеко від смуги нестабільності. Для них поки що не існує теорії пульсацій.

Типи пульсуючих зірок

У таблиці для різноманітних типів пульсуючих зірокприведені основні характеристики і їх клас світності, що визначається по діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Типи зірокприведені в порядку зменшення їхніх періодів.

Період	Амплітуда	Спектральний клас	Клас світності	Позначення типу по ЗКЗЗ[1]
Довгоперіодичні пульсуючі зірки	Неправильні	--	1-2	F,G,K,M,S	Надгіганти і яскраві гіганти	L
	Міріди (тип О Кита)	100-1000 d	> 2.0	Me, Se	Гіганти	M
	Напівправильні	30-1000* d	1-2	F,G,K,M,S	Надгіганти і яскраві гіганти	SR
	тип RV Тільця	30-200* d	1-2	F,G,K	Надгіганти і яскраві гіганти	RV
Класичні пульсуючі зорі	тип δ Цефея	1-70	1-2	F5-K0	Надгіганти	D Cep
	тип W Діви	1-70	1-2	F5-K0	Надгіганти	CW
	тип RR Ліри	.2-1.0	.5-2	A7-F5	Надгіганти	RR
	тип SX Фенікса	.05-.2	.2-1.2	A – F	Субкарлики	SX Phe
	тип δ Щита	<0.3	0.001-0.3	A – F	Карлики	D Sct
Зірки з не радіальними пульсаціями	тип β Цефея	3-7	0.1	B0-B5	Гіганти і субгіганти	B Cep
	тип ZZ Кита	100-1000 s	0.3	DA	Білі карлики	ZZ

Цефеїди

Цефеїди (або зірки типу δ -Цефея) є найбільш вивченими зірками, у яких більшість явищ добре пояснюютьсяпульсаціонною теорією.

Це жовті надгіганти, що порівняно нещодавно вийшли з головної послідовності. Їхні радіуси 10-150 радіусів Сонця, маси 3-16 маси Сонця.

Криві блиску, як правило, дуже асиметричні. В районі періоду в 2 дні з'являється горб на спадній гілці, у районі 9 днів - плоский максимум, а при великих періодах - горб на спадній гілці. Це пояснюють наявністю двох коливань, що змінюються місцями з амплітудою біля 9 днів. Тому ж у районі цього періоду спостерігається мінімум амплітуди, через те, що коливання гасять один одного.

Загалом, амплітуда росте з періодом, що пояснюється просуванням по діаграмі Герцшпрунга-Рессела (див. малюнок ).

Існують зорі, наприклад RU Cam, у яких коливання припинялися, а через деякий час відновилися. Це пов'язано з виходом її за межі смуги нестабільності при еволюційномурусі по діаграмі ГР.

Існують так звані s-цефеїди, у яких крива синусоїдальна і амплітуди малі. Передбачено, що вони проходять через смугу нестабільності перший раз, на відміну від інших, що вже побували в стадії червоного надгіганта (із глибокою конвективною зоною), збільшивши при цьому вміст гелію в зовнішніх шарах.

Існують зорі, що пульсують із двома періодами. В останньому випадку циклічні зміни періоду і форми кривої блиску (амплітуди і асиметрії) пояснюються інтерференцією періодів. В загалі зміни періоду малі — у цефеїд найбільш стабільнікриві блиску з усіх пульсуючих зірок.

Для цефеїд існує певна залежність “період - світність", що дозволяє точно визначати відстані до них (знаючи світність, тобто абсолютну зоряну величину, і видиму зоряну величину, можна обчислити відстань до зірки). На цій залежності базується точний метод визначення відстаней до інших галактик Місцевої групи Магелланових Хмар, туманності Андромеди, відомої спіральної галактики в Трикутнику (M 33) і інших. Якщо вийти за межі Місцевої групи, де навіть за допомогою потужних інструментів не різняться окремі зірки, то і там калібрування відстаней у першу чергу визначається залежністю “період - світність", установленої для близьких областей.

Тип W Діви

У зірок типу W Діви маси істотно менше, ніж у цефеїд — біля 0,5 маси Сонця і також менші їхньої світності. Вони знаходяться нижче з права на діаграмі Герцшпрунга-Рессела.

На кривих блиску присутні горби і подвійні максимуми, а в спектрі емісійні лінії. Це свідчить про утворення ударних хвиль в атмосфері зірок, що зменшують стабільність кривої блиску.

Тип RR Ліри

Їх називають також змінними в скупченнях, тому що вони достатньо характерні для кульових зоряних скупчень. Виділяють підкласи RRab, що мають асиметричну криву з горбом на початку висхідноїгілки і RRc із більш плавною кривою (див. мал. 7).

Характерною рисою євідмінність визначення спектрального класу по металах і водню.

Променеві швидкості, виміряні по водню і по металах, показують різні криві, що пов'язано з різними коливаннями водневого і металевогошарів, причому металевий шар залягає глибше. Внаслідок сутички цих коливань з'являються ударні хвилі, що призводять до розігрівання речовини і появи емісійних ліній. Все це вносить додаткову нестабільність в криву блиску.

Зміни періоду бувають із стрибкоподібними переключеннями, зустрічаються прогресивні зміни в обидвісторони, іноді неправильні зміни. Характерні циклічні зміни періоду і кривої блиску, викликані так званим ефектом Блажко. Цей ефект виникає внаслідок інтерференції двох коливань із різними періодами (основного і того що обурює), що вивчаються по металевомупрошарку, що залягає близько до фотосферизірки. Відбувається інтерференція змін радіуса, тому криву блиску не можна однозначно розкласти на два коливання.

Сам період Блажко також змінюється внаслідок зміни двох періодів, що інтерферують.

Для досліджень змін періодів часто використовують так звані діаграми O-C (observed - calculated: спостережене мінус обчислене), тобто різниці між моментами максимумів, отриманими по спостереженнях і обчисленими, використовуючи середній період. Якщо період змінюється стрибкоподібно, то діаграма має видламаної лінії, як це показано на малюнку.

У випадку ефекту Блажко ця діаграма буде мати синусоїдальнийвид.

Тип SX Фенікса