![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2023/02/image-1-1024x640.png)
Эти звезды были названы белыми карликами, так как сначала среди них были обнаружены звёзды белого цвета, а значительно позже — желтого и других цветов.
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ
Размеры белых карликов небольшие, всего лишь тысячи и десятки тысяч километров, т.е. сравнимы с размерами Земли. Но их массы близки к массе Солнца, и поэтому их средняя плотность — сотни килограммов в кубическом сантиметре.
Примером такой звезды служит спутник Сириуса,обозначаемый обычно как Сириус В. У этой звезды с температурой поверхности 25 000° К диаметр чуть превышает диаметр Земли, а масса равна солнечной, так что средняя плотность превышает 100 кг/см³.
Из-за высокой плотности атомы внутри белых карликов раздавлены, электроны не связаны с ядрами и ведут себя независимо от них. В отличие от других звёзд термоядерные реакции в недрах белых карликов не протекают. Их недра состоят из ядер гелия и других тяжелых элементов.
Эти звёзды светят за счёт запасов тепловой энергии, выработанной в процессе предыдущих этапов эволюции. Через миллиарды лет запасы такой энергии иссякнут, белые карлики остынут и перестанут светиться.
НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2023/02/pulsar-anim_1024.gif)
В 1967 г. астрономы с помощью радиотелескопов обнаружили удивительные радиоисточники, которые испускали периодические импульсы радиоизлучения. Эти объекты назвали пульсарами.
Периоды импульсов пульсаров, которых сейчас известно около 1800, заключены в пределах от нескольких секунд до 0,001 с. Удивляла высокая стабильность повторения импульсов. Так, первый открытый пульсар, который обозначается как PSR 1919, расположенный в неприметном созвездии Лисички, имел период повторения импульсов Т = 1,33730110168 c.
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2022/11/111.jpg)
Высокая стабильность периода, доступная только в современных атомных часах, заставила
вначале предположить, что астрономы имеют дело с сигналами, посылаемыми внеземными цивилизациями.
В конце концов было доказано,что явление пульсара ответственны быстро вращающиеся нейтронные звёзды с сильным магнитным полем. Узконаправленное радиоизлучение формируется в области магнитных полюсов. Поэтому период следования импульсов радиоизлучения равен периоду вращения нейтронной звёзды. Эти необычные звёзды имеют радиусы около 10 км и массы, сравнимые с солнечной. Плотность нейтронной звезды фантастическая: ρ = 4,7 · 1017 кг/м3 она сравнима с плотностью вещества в ядрах атомов. При такой плотности вещество звезды состоит из плотноупакованных нейтронов. По этой причине такие звёзды получили название нейтронных звёзд.
Их существование было предсказано ещё в 30-х гг. ХХ в. советским физиком Л.Д. Ландау. Он теоретически доказал, что в определённых условиях под действием внешнего давления, вызванного большой массой звезды, атомы в её недрах могут быть разрушены. При этом
протоны и нейтроны, входящие в ядра атомов, сблизятся настолько тесно, что плотность возрастёт до 2·1017 кг/м3. Протоны, захватив свободные электроны от разрушенных атомов, превратятся в нейтроны, так что возникнет сверхплотная нейтронная звезда с размерами, составляющими десятки километров.
ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2023/02/image-3.png)
В конце XVIII в. известный астроном и математик П. Лаплас привёл простые, основанные на теории тяготения Ньютона рассуждения, которые позволили предсказать существование необычных объектов, получивших название чёрные дыры.
Известно, что для преодоления притяжения небесного тела с массой М и радиусом R нужна вторая космическая скорость:
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2022/11/image-14.png)
При меньшей скорости тело станет спутником небесного тела, при V>V2 оно навсегда покинет небесное тело и никогда не вернётся к нему. Для Земли V2 = 11,2 км/с, на поверхности Солнца V2 = 617 км/с. На поверхности нейтронной звезды с массой, равной массе Солнца, и радиусом около 10 км V = 170000 км/с и составляет всего около 0,6 скорости света.
При ещё меньших размерах вторая космическая скорость будет превышать скорость света. По этой причине даже свет не сможет покинуть небесное тело и дать информацию о процессах, происходящих на его поверхности.
Таким образом, если тело с массой М имеет радиус
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2023/02/images_0.png)
то ни один сигнал не покинет его и не достигнет внешнего далекого наблюдателя. Этот предельный радиус называется гравитационным радиусом. Для чёрной дыры солнечной массой М = 2 · 1030 кг гравитационный радиус равен R = 3 км,
Чёрные дыры благодаря своему гравитационному полю могут захватывать вещество, находящееся в окружающем пространстве.
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2023/02/85857.gif)
В настоящее время обнаружены чёрные дыры в составе двойных звездных систем. Так, в созвездии Лебедя наблюдается тесная двойная система: одна из звезд, излучающая видимый свет, — обычная звезда спектрального класса В, другая невидимая звезда малого размера излучает рентгеновские лучи и имеет массу около 10 масс Солнца. Эта невидимая звезда представляет собой чёрную дыру размером около 30 км.
Рентгеновское излучение испускает не сама чёрная дыра, а нагретый до нескольких миллионов градусов газовый диск, вращающийся вокруг черной дыры радиусом около 200 км. Этот диск состоит на вещества, которое чёрная дыра своим тяготением вытягивает из яркой звезды.
ДВОЙНЫЕ И КРАТНЫЕ ЗВЁЗДЫ
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2023/02/orig.gif)
Телескопические наблюдения показали существование большого количества физически связанных двойных и кратных звезд. Невооруженным глазом можно увидеть несколько двойных звёзд. Мицар — средняя звезда в «ручке ковша» созвездия Большая Медведица — имеет слабенький спутник 5m Алькор на угловом расстоянии 5′ Наблюдения в крупные телескопы показали, что эти две яркие звезды входят в состав шестикратной звёздной системы, все они связаны общим тяготением.
Хорошо знакомая нам Полярная звезда является тройной звёздной системой, также тройной является ближайшая к Земле α Центавра.
Большой интерес у астрономов вызывает изучение двойных звёзд. Длительные наблюдения за ними позволяют определить элементы эллиптических орбит, по которым они вращаются вокруг друг друга, а по ним определить массу каждой звезды в отдельности. Это пока единственный прямой метод определения масс звёзд.
ЗАТМЕННО-ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2023/02/Algol-type_variable_binary_star_animation_5.gif)
Если плоскость их орбиты в двойной системе проходит через наблюдателя, то видно, как одна звезда периодически закрывает другую, и наблюдаются периодические изменения блеска этой двойной системы. С древнейших времён известна такая переменная звезд β Персея, что отражено в её названии —
Алголь, которое в переводе с арабского означает «Глаз дьявола». Недаром древние греки называли
её «Глаз горгоны Медузы, убитой героем Персеем»
Её блеск меняется в пределах от 2,2m до 3,4m периодом 2,87 суток.
Изменения блеска этой звезды связаны с её двойственной природой. Большая по размерах
холодная звезда периодически закрывает маленькую, но более яркую звезду, которая обращается
вокруг неё.
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2022/11/image-17-1024x577.png)
Период изменения блеска равен периоду обращения одной звезды вокруг другой.
Алголь и многие другие похожие по своей природе переменные звёзды получили название затменно-переменные звёзды.
Изучение характера изменения блеска и спектров звёзд, входящих в эти двойные системы, позволило определить их массы, радиусы и свойства атмосфер.
ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2023/02/1ZxV.gif)
Особый класс переменных звезд составляют пульсирующие переменные звезды, которые меняют свой блеск при пульсациях и изменениях температуры поверхности. Такой известной переменной является звезда красный сверхгигант Мира(Удивительная) в созвездии Кита. Она то исчезает совсем, становясь звездой 9,1m, то делается красной и яркой звездой 3,5″. Но самой известной пульсирующей переменной звездой является звезда σ Цефея, имеющая чёткий период изменения блеска 5,4 суток. Кривая изменения её блеска представлена на рисунке.
![](https://kemuk.ru/wp-content/uploads/2022/11/image-18.png)
Как было показано российским астрофизиком С.А. Жевакиным, причиной пульсаций звёзд является сравнительно тонкий слой вещества звезды, расположенный на определённой глубине и состоящий из частично ионизованного гелия. При сжатии звезды этот слой делается плотнее, поэтому он задерживает энергию, идущую из центра звезды. Это приводит к увеличению давления, препятствующего сжатию. В силу чего сжатие в итоге прекращается, и начинается процесс расширения. При расширении звезды указанный слой делается более прозрачным, энергия просачивается наружу, давление падает и становится таким, что сила тяготения останавливает расширение и заставляет звезду сжиматься. Затем всё повторяется сначала. Слой частично ионизованного гелия по своему действию напоминает клапан в дизельном моторе, который в момент сжатия впрыскивает внутрь цилиндра энергию и толкает поршень. Поэтому описанный механизм пульсаций звёзд получил название дизельного или клапанного механизма.
Только у звёзд-гигантов и сверхгигантов строение таково, что слой частично ионизованного гелия расположен на достаточной глубине, чтобы эффективно работал клапанный механизм, поддерживающий пульсации переменных звёзд. У обычных звезд и Солнца пульсации не возникают.
Переменные звёзды, похожие по характеру переменности на звезду σ Цефея, получили название цефеиды.
Причина переменчивости блеска цефеид радиальные пульсации. Атмосферы цефеид то расширяются, то сжимаются. При сжатии атмосфера звезды разогревается, а при расширении охлаждается. Мы видим цефеиду наиболее яркой, когда она сравнительно небольшая, но
горячая.
Пульсации цефеид проявляются не только в изменениях блеска. Учёным удалось определить взаимосвязь периода переменности цефеид и их светимости: чем больше период переменности, тем больше светимость.
Хорошо известная нам Полярная звезда является одной из ближайших цефеид.
Цефеиды являются звёздами высокой светимости, поэтому видны даже в далёких галактиках, и их используют для измерения расстояний до галактик. Определив период изменения блеска из наблюдений, по зависимости период — светимость можно определить светимость звезды, а по ней расстояние до цефеиды, а если она входит в звёздную систему (звёздное скопление, галактику), то и расстояние до этой звёздной системы.
Такой метод является одним из важнейших методов измерения расстояния до галактик. Поэтому цефеиды называют маяками Вселенной.
Задачи:
- В 1054 году в нашей Галактике вспыхнула сверхновая. В настоящее время на этом месте наблюдается Крабовидная туманность. Измерение лучевых скоростей газа в туманности показало, что она расширяется со скоростью около 1200 км/с от центра. Угловые размеры туманности около 5′. Оценить примерное расстояние до Крабовидной туманности.
- Пульсар NP 0531 знаменитый пульсар в Крабовидной туманности имеет период Т = 0,033 с. Оценить его плотность.
Контрольные вопросы:
- Как устроены звёзды белые карлики
- Как устроены и проявляют себя нейронные звёзды
- Что представляют собой чёрные дыры
- Что такое двойные и кратные звёзды
- Что такое цефеиды