При
поставянето на звездите на диаграмата Х-Р,
някои са разположени между горещите сини
звезди от главната последователност и
червените гиганти. Тези звезди се наричат
жълти гиганти. Най-ярките жълти гиганти
са стари масивни звезди. По-слабите са
стари немасивни звезди, които са
преминали през първата си фаза на червен
гигант и сега горят хелий в ядрата си. Без
оглед на масата им, много жълти гиганти
имат необичайното свойство да се
раздуват и свиват: те пулсират. С
промяната на размера се променя и
светимостта. Това е причината
астрономите да наричат тези звезди
променливи или пулсиращи звезди.
Два особено важни типа
променливи звезди са цефеидите и тези от
тип RR от Лира. Вторите имат маса сравнима
с тази на Слънцето и са жълти гиганти със
светимост около 100 пъти по-голяма от тази
на нашата звезда. Времето, което е
необходимо за завършването на един
пулсационен цикъл се нарича период (илюстриран
на фиг. 1). Периодът на променливите от тип
RR от Лира е около ден или по-малко. Този
тип звезди вземат името си от звезда в
съзвездието Лира, която е първата
идентифицирана от този тип.
фиг. 1
Схематични светлинни криви на два типа
пулсиращи звезди - тип RR от Лира и
цефеидите.
Цефеидите са жълти свръхгиганти, които са
по-масивни от Слънцето, и чиято светимост
е около 20 000 пъти по-голяма от неговата.
Кръстени са на звездата Делта Цефей, а
периодите им варират между ден и 70 дни.
Защо пулсират звездите?
Гигантските звезди пулсират, защото
атмосферите им задържат част от
излъчената енергия. Това загрява
външните им слоеве и повишавайки
налягането ги кара да се разширят.
Разширяващия се газ се охлажда,
налягането спада и гравитацията издърпва
слоевете надолу като ги рекомпресира.
Рекомпресирания газ отново започва да
поема енергия, което води до ново
разширение. Тези звезди продължават да
задържат и изпускат енергия и съответно
да се раздуват и свиват (фиг. 2).
фиг. 2
Схематично изображение на пулсираща
звезда
Тенджера с вода, сложена на котлон се
държи по подобен начин. Капакът ще
задържа парата, което ще доведе до
повишаване на налягането вътре. Рано или
късно налягането става достатъчно силно
за да надигне капака. Парата излиза,
налягането пада, а капакът отива отново
върху тенджерата. Отново започва да се
събира пара, налягането нараства и
цикълът започва да се повтаря.
Подобен е процесът в
пулсиращите звезди, като ролята на парата
се играе от излъчването на звездата, а
тази на капака от звездната атмосфера. За
да може звездата да задържа излъчването
по този начин е необходимо атмосферата да
има специални абсорбиращи
характеристики. Тези характеристики
атмосферата придобива когато
повърхностната температура и радиусът на
звездата попадат в областта от
диаграмата Х-Р, наречена ивица на
нестабилност (фиг. 3). Звезда, която с
еволюцията си добие тези характеристики
ще започне да пулсира и ще го прави докато
температурата или радиусът не се
променят достатъчно за да отместят
звездата от ивицата на нестабилност. В
далечното бъдеще Слънцето, променяйки се
от червен в жълт гигант, ще започне да
пулсира с влизането си в ивицата на
нестабилността. Слънцето ще стане
променлива от тип RR от Лира, защото е
немасивна звезда. Еволюцията на по-масивните
от Слънцето звезди ги поставя на място от
диаграмата Х-Р, което е над позицията на
променливите от тип RR от Лира. Тези звезди
ше станат цефеиди с висока светимост.
Времето, което звездата прекарва в
ивицата на нестабилността зависи от
масата й. Масивните звезди, каквито са
цефеидите, преминават през ивицата за по-малко
от милион години, но пресичат областта на
няколко пъти с промяната на структурата
на вътрешността си. Немасивните звезди,
към които спадат променливите от тип RR от
Лира прекарват повече време в ивицата,
може би няколко милиона години, но я
пресичат по рядко. И в двата случая
звездите пулсират само в една кратка част
от живота си.
фиг. 3
Ивицата на нестабилност от диаграмата Х-Р.
Свездите в тази област пулсират.
Местоположенията на другите пулсиращи
звезди също са отбелязани.
Освен
цефеидите и промнливите от тип RR от Лира,
астрономите са идентифицирали много
други типове променливи звезди. Например
променливите от тип Мира, които се
намират в горния десен край на диаграмата
Х-Р, и чийто период е около година. По
продължението на ивицата на
нестабилността, през главната
последователност и към долния ляв ъгъл на
диаграмата Х-Р се намират звездите тип ZZ
от Кит, които са вид пулсиращо бяло джудже
с период около няколко минути.
Връзката период-светимост
Тази връзка показва, че по-ярките
звезди имат по дълги периоди на пулсация.
За да разберем защо трябва да си спомним
една важна характеристика на звездите:
светимостта им зависи от температурата и
площта на повърхността. По-голямата площ
предполага и по-голям обем, а когато
материята на звезда е разпределена в по-голям
обем гравитационното привличане между
атомите й намалява. Слабата гравитация на
големите звезди издърпва атмосферата
навътре по-бавно в сравнение с тази на по-компактните
звезди. Бавното атмосферно движение на
големите и ярки звезди ги кара да
пулсират по-бавно от малките и слаби
звезди.
Thomas T. Arny
EXPLORATIONS - AN INTRODUCTION TO ASTRONOMY 370-373 стр.
Mosby, 1996