Пульсации звёзд. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Пульсации звёзд - собственные колебания звёзд, проявляющиеся в их периодич. расширении и сжатии. Простейший вид собств. колебаний звезды - радиальные сферически-симметричные пульсации. В общем случае нерадиальных колебаний меняется и форма звезды, напр. звезда периодически принимает форму то вытянутого, то сплюснутого эллипсоида. Пульсации обусловливают переменность цефеид, звёзд типа RV Тельца, RR Лиры, d Щита, b Цефея, ZZ Кита и нек-рых др. типов физ. переменных звёзд.

Большинство звёзд обладает значит. концентрацией массы к центру: плотность вещества в центре на неск. порядков превышает ср. плотность звезды. Как следствие, П. з. негомологичны: относит. амплитуда колебаний в центре намного меньше, чем на поверхности.

Период P собств. колебаний звезды определяется в основном ср. плотностью вещества звезды

Теоретич. соотношение имеет вид

= const, где постоянная различна для разных мод и немного зависит от распределения вещества внутри звезды. Периоды большинства перем. звёзд согласуются с гипотезой радиальных колебаний в осн. моде (это колебание не имеет узлов вдоль радиуса), но у нек-рых звёзд наблюдаются пульсации в обертонах или даже в неск. модах, в т. ч. нерадиальных. Для звёзд конкретного типа переменности, напр. типа RR Лиры, подобных друг другу по структуре, соотношение период - ср. плотность выполняется хорошо.

В пульсирующей звезде, за исключением её самых внеш. областей, колебания происходят почти адиабатически, в том смысле, что в течение цикла колебаний любой выделенный в звезде слой никак не изменяет проходящий через него поток излучения и пульсирует как бы в условиях полной теплоизоляции, без теплообмена с окружающими слоями. Анализ адиабатич. П. з. не может дать информации о пульсац. устойчивости звезды, т. е. о нарастании или затухании малых колебаний с течением времени. Однако такой анализ обычно даёт хорошее описание механич. свойств звезды, в частности весьма точные значения периодов и правильное представление о распределении амплитуды пульсаций вдоль радиуса.

Возбуждение пульсаций звёзд. Хотя неадиабатич. эффекты малы, они приводят к медленному изменению амплитуды П. з. Если в момент наиб. сжатия выделенный в звезде слой получает нек-рое кол-во теплоты, то последующее расширение будет происходить при большем давлении, чем сжатие. В результате работа, совершённая слоем за цикл колебаний, будет положительной, т. е., как и в любой тепловой машине, будет иметь место превращение тепловой энергии в механическую. Такой слой будет вносить вклад в возбуждение (раскачку) колебаний. Если же в момент наиб. сжатия слой теряет теплоту, то он вносит вклад в затухание колебаний. Если суммарная работа всех слоев в звезде за цикл колебаний положительна, то звезда пульсационно неустойчива (колебания нарастают), в противном случае - устойчива (колебания затухают).

Накопление или потеря теплоты выделенным слоем звёздного вещества (если в слое нет источников энергии) зависит от того, какое изменение претерпевает идущий через слой поток излучения. В большинстве звёзд поток излучения в момент наиб. сжатия возрастает в направлении от центра к поверхности, т. е. через внеш. границу выделенного слоя выходит больше теплоты, чем поступает в слой через внутр. границу. Каждый слой в момент наиб. сжатия теряет теплоту и способствует затуханию колебаний (звезда устойчива). Такое поведение потока излучения обусловлено в осн. изменениями коэф. непрозрачности звёздного вещества

где а - поглощения коэффициент ).Обычно при сжатии

уменьшается, причём из-за негомоло-гичности колебаний уменьшение на внеш. границе выделенного слоя будет большим, чем на внутренней, и поэтому слой будет терять теплоту. Нек-рый отток тепла из слоя при сжатии может иметь место и при постоянном

Существование большого числа длительно пульсирующих звёзд указывает на то, что в пульсирующей звезде должен постоянно действовать механизм раскачки колебаний. Для классич. переменных звёзд (цефеид, переменных типа RR Лиры и др. звёзд в полосе нестабильности, см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма)самым эффективным оказывается действие зон частичной ионизации водорода и гелия, особенно зоны второй ионизации гелия. Раскачивающее действие этих зон основано на том, что при сжатии они способны несколько задерживать проходящий через них поток излучения, а при расширении - наоборот, усиленно терять энергию, отдавая её внеш. слоям. Действительно, в зоне ионизации энергия, выделяющаяся при сжатии, идёт не только на нагрев газа, но и на его ионизацию. Относит. изменения плотности

связаны с относит. изменениями температуры d T/T соотношением:

В зоне второй ионизации гелия v

1,2- 1,3 вместо обычного значения g = 5/3 ! 1,67 для идеального одноатомного газа, т. е. при сжатии повышение температуры в зоне ионизации оказывается меньшим, чем в прилегающих более глубоких слоях. Для заданного коэф. непрозрачности поток излучения ~ Т⁴, поэтому при сжатии в зоне ионизации произойдёт задержка потока излучения, идущего изнутри. Данный эффект, связанный с прямым влиянием температуры на поток излучения, наз. g-механизмом. Значительную, если не основную, роль играют и изменения непрозрачности. Коэф. непрозрачности зависит от Г и r по закону

(т

0,8-1,0; s

3-4). Из-за малых вариаций темц-ры в зоне ионизации при П. з. изменения

определяются в осн. изменениями плотности, т. е. при сжатии

увеличивается (в др. областях звезды

уменьшается из-за сильного повышения температуры). Поток излучения обратно пропорционален

поэтому из-за увеличения

в зоне ионизации при сжатии также произойдёт задержка излучения. Этот эффект наз.

-механизмом. Рассмотренные механизмы не являются независимыми, их разделение довольно искусственное.

Эффекты изменений температуры и непрозрачности сами по себе ещё недостаточны для обеспечения раскачки П. з. Во внутр. частях зоны ионизации, где g уменьшается в направлении от центра (достигая минимума около середины зоны), происходит задержка потока излучения при сжатии; во внешних же частях этой зоны, где g увеличивается в направлении от центра, при сжатии может происходить усиленный отток тепла, т. е. будет вклад в затухание П. з. Суммарный раскачивающий эффект зоны ионизации может оказаться малым или вообще отсутствовать. Из-за очень низкой плотности самых внеш. слоев их пульсации характеризуются сильным теплообменом между отд. слоями, p оказывается, что такие разреженные слои не способны эффективно задерживать проходящий через них поток излучения: в любой момент времени выделенный слой теряет через свою внеш. границу столько же энергии, сколько получает изнутри. Т. о., самые внеш. слои не вносят никакого вклада в возбуждение или затухание П. з.

Следовательно, для создания заметного раскачивающего эффекта зона ионизации должна располагаться на нек-рой оптим. глубине под поверхностью звезды, так, чтобы в её внутр. части происходило сильное возбуждение пульсаций и в то же время во внеш. части и выше неё благодаря неадиабатич. эффектам практически отсутствовало затухание. Именно такая ситуация, по-видимому, реализуется в зоне Не II

Не III переменных звёзд. Вторая ионизация гелия происходит при температуре ок. 4·10⁴К (в середине зоны). Поэтому в звёздах с разной эффективной температурой

зона ионизации расположена на разл. глубине под поверхностью. Если она слишком близка к поверхности (

слишком велика), то колебания всей зоны характеризуются сильной неадиабатичностью и зона не вносит вклада в возбуждение П. з. Если же зона лежит слишком глубоко (

слишком мала), неадиабатич. эффекты -малы по всей зоне, и поэтому раскачивающее действие внутр. части компенсируется затуханием во внеш. части. Т. о., должен существовать довольно узкий диапазон значений

, для к-рого возможно возбуждение пульсаций в зоне второй ионизации гелия. Существование на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла узкой, почти вертикальной полосы нестабильности, населённой переменными звёздами, служит доказательством эфф. действия рассмотренного ионизац. механиз- ма в классич. переменных звёздах.

Аналогично зоне второй ионизации гелия могут действовать зоны ионизации водорода и первой ионизации гелия, особенно в относительно холодных звёздах. Однако в оболочках холодных звёзд перенос энергии осуществляется преим. конвекцией, к-рая, по-видимому, препятствует возбуждению П. з. Почти несомненно, что именно появление эфф. конвекции во внеш. слоях звёзд и определяет положение низкотемпературной границы полосы нестабильности на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла.

Нелинейные пульсации звёзд. Анализ пульсац. устойчивости звезды относительно малых возмущений (линейный анализ устойчивости) не даёт представления об амплитуде установившихся П. з., а также о форме кривых блеска (зависимостей блеска от времени) и лучевой скорости. Зависимость эффективности механизмов возбуждения и затухания от амплитуды колебаний исследуется в нелинейной теории П. з. Из-за конечной поглощат. способности зон частичной ионизации нарастание амплитуды колебаний не будет происходить неограниченно, при определ. амплитуде достигается баланс между раскачивающим действием зоны ионизации и затуханием в более глубоких областях, и в дальнейшем колебания происходят с пост. амплитудой. Рассчитанные амплитуды установившихся пульсаций цефеид и звёзд типа RR Лиры согласуются с наблюдаемыми значениями. Для моделей звёзд типа d Щита раскачивающий эффект зон ионизации при амплитудах, близких к наблюдаемым, ещё далёк от насыщения, и предполагают, что ограничение амплитуды пульсаций этих звёзд связано с взаимодействием разл. мод колебаний, в данном случае с перекачкой энергии от неустойчивых мод к устойчивым.

Типичное для классич. цефеид и звёзд типа RR Лиры поведение поверхностных характеристик при установившихся нелинейных пульсациях показано на рис. Вариации светимости или блеска определяются в осн. изменениями эфф. температуры, достигающими для этих звёзд ок. 1500 К. Кривая лучевой (радиальной) скорости является приблизительно зеркальным отражением кривой блеска. Поэтому звезда оказывается наиб. яркой не в момент наиб. сжатия, как можно было бы ожидать из простейших соображений, а при прохождении равновесного состояния во время последующего расширения. Данный эффект, называемый фазовым запаздыванием, связан с быстрым перемещением зоны ионизации водорода по звёздному веществу в фазе макс. сжатия, благодаря чему эта зона примерно через четверть периода наиб. близко подходит к поверхности. Из теории лучистого переноса в звёздных атмосферах следует, что светимость звезды тем больше, чем меньше масса слоя, лежащего над областью ионизации водорода. Из-за асимметрии кривых типичное фазовое запаздывание составляет не четверть, а 0,1-0,2 периода. Теория радиальных колебаний, возбуждаемых ио-низац. механизмами, хорошо объясняет осн. особенности П. з. в полосе нестабильности: периоды и амплитуды пульсаций, характер изменений блеска и лучевой скорости и их взаимосвязь, положение и наклон самой полосы неустойчивости. Анализ нелинейного взаимодействия мод вследствие простого или параметрич. резонанса позволяет понять такие эффекты, как модуляция амплитуды колебаний, двухпериодич. пульсации нек-рых цефеид и др. Пульсации долгопериодич., полуправильных и неправильных переменных изучены значительно хуже из-за трудностей, связанных со сложным взаимодействием пульсаций и конвекции, с сильными нелинейными эффектами, приводящими к образованию ударных волн и пульсац. потере массы, с проблемами переноса излучения в холодных протяжённых атмосферах, с высокой степенью неадиабатичности пульсаций вследствие соизмеримых динамической и тепловой шкал времени для этих звёзд (см. Эволюция звёзд ).Нелинейные эффекты могут приводить также к трансформации правильных колебаний в хаотические, напр. через последоват. удвоение периода.

Изменение поверхностных характеристик модели звезды 6 Цефея при установившихся пульсациях (по результатам нелинейных расчётов). Амплитуда колебаний блеска составляет 1,2 звёздной величины, лучевой скорости - 60 км/с, радиуса- 13% (относительная амплитуда). Поведение кривых и оценки амплитуд качественно согласуются с наблюдениями.

Нерадиальные пульсации звёзд. Переменность белых карликов, др. горячих вырожденных звёзд, нек-рых переменных типа b Цефея, звёзд спектрального класса В с перем. профилями спектральных линий, нек-рых магн. звёзд с аномалиями хим. состава вызвана, вероятно, их нерадиальными колебаниями. Наряду с нетривиальной геом. формой нерадиальные колебания звезды отличаются от радиальных ещё рядом особенностей. Нерадиальный аналог радиальных пульсаций - акустические, или р-моды, обусловленные эффектами сжимаемости вещества. Для этих мод систематика периодов (в частности, увеличение собств. частоты с возрастанием порядка обертона) и распределение амплитуды вдоль радиуса (характер негомологичности колебаний, расположение узлов) подобны радиальным пульсациям. Др. ветвь частотного спектра нерадиальных колебаний - гравитационные, или g-моды, аналогичные внутр. гравитац. волнам в океане и земной атмосфере и обусловленные эффектами плавучести. Их периоды больше периодов радиальных и нерадиальных акустич. мод и растут с увеличением порядка моды. Относит. амплитуды колебаний в недрах, как правило, больше, чем во внеш. слоях; в недрах же локализованы узлы и пучности обертонов. Типичные периоды наблюдаемых осцилляции белых карликов составляют 100-1000 с, их можно объяснить только гравитац. колебаниями, т. к. периоды радиальных пульсаций этих звёзд не превышают неск. секунд. На нерадиальный характер пульсаций др. звёзд указывают, в частности, выявленные из наблюдений и предсказываемые теорией закономерности частотного спектра мультипериодич. пульсаций, напр. эквидистантность частот высоких акустич. обертонов.

Наряду с классич. ионизац. механизмами возбуждения П. з. определ. роль может играть возбуждение посредством термоядерных реакций, сильно чувствительных к температуре; предложен также ряд механизмов, обусловленных конвекцией и магн. полем.

Солнце также является своеобразной пульсирующей звездой, испытывающей разл. виды радиальных и нерадиальных колебаний с периодами от неск. минут до неск. часов. Общее число уверенно идентифицированных собств. колебаний составляет более тысячи. В силу того, что частоты разл. мод по-разному чувствительны к распределению вещества вдоль радиуса, наблюдаемая совокупность колебаний позволяет проводить "сейсмическое зондирование" солнечных недр (см. Солнечная сейсмология).

Литература по пульсациям звёзд

Знаете ли Вы, что любой разумный человек скажет, что не может быть улыбки без кота и дыма без огня, что-то там, в космосе, должно быть, теплое, излучающее ЭМ-волны, соответствующее температуре 2.7ºК. Действительно, наблюдаемое космическое микроволновое излучение (CMB) есть тепловое излучение частиц эфира, имеющих температуру 2.7ºK. Еще в начале ХХ века великие химики и физики Д. И. Менделеев и Вальтер Нернст предсказали, что такое излучение (температура) должно обнаруживаться в космосе. В 1933 году проф. Эрих Регенер из Штуттгарта с помощью стратосферных зондов измерил эту температуру. Его измерения дали 2.8ºK - практически точное современное значение. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.