КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Розділ 16

ПУЛЬСУЮЧІ ЗМІННІ ЗОРІ

16.4. Елементи теорії зоряних пульсацій

Збільшення періоду пульсацій при зростанні радіуса зорі і, отже, зменшенні її середньої густини повністю узгоджується з даними, що випливають з теорії пульсацій зір. В її основі лежать записані у диференціальній формі закони збереження маси, імпульсу та енергії. Завданням теорії пульсацій є вивчення розподілу амплітуди коливання від центра зорі до її поверхні, узгодження отриманих результатів зі спостереженнями, а головне — пояснення самого механізму пульсацій у зір різних типів.

Більш ніж сто років тому теоретично було доведено, що однорідна газова куля, виведена із стану рівноваги, здійснює коливання у полі власного тяжіння, розширюючись і стискуючись, з періодом:

image93

де ρ — середня густина газової кулі (зорі); K — стала. Як видно, чим менша густина пульсуючої кулі, тим більший період її пульсації. До речі, це співвідношення випливає і з відомої формули для періоду коливання математичного маятника у полі тяжіння з прискоренням g, якщо в ній замість довжини маятника l підставити радіус зорі R, а також урахувати, що прискорення сили тяжіння g = GM/R2.

Для однорідної газової кулі з показником адіабати γ = 5/3 стала K = 0,14, якщо Р виміряний в добах, а ρ у г/см3. Узагалі ж, як виявилося, стала K залежить від структури зорі. Наприклад, її числове значення для цефеїд з Р =2 доби майже удвічі більше ніж для цефеїд з періодом 70 діб. Якщо ж знехтувати цим уточненням, то з формули (16.2) при K = 0,14 отримаємо такі оцінки періодів пульсацій. Для Сонця і подібних до нього зір при ρ =1,41 г/см3 пульсаційний період має дорівнювати Р = 3 год (приблизно 0,12 доби), для цефеїд при ρ = 10-4 г/см3 період Р = 10 діб, для зір типу Міри Кита з ρ = 5·10-8г/см3 одержимо Р = 600 діб, а для білого карлика з ρ = 105 г/см3 маємо Р = 40 секунд.

Якісне співпадання теоретично очікуваних значень періодів пульсацій зі спостережуваними підтверджує механічну природу пульсацій цих зір.

Однак, як показує аналіз, зоря, яку виведено зі стану рівноваги, припинила б свої коливання внаслідок їх поступового згасання. Тим часом пульсуючі зорі змінюють свій блиск упродовж сотень тисяч і мільйонів років. Очевидно, що ці коливання підтримуються енергією, яка вивільняється в надрах зір унаслідок термоядерних реакцій. Важче пояснити інше: яким чином промениста енергія, що повільно «просочується» через зоряну речовину з надр до поверхні зорі, спричиняє механічну дію? Цю проблему з'ясовано в 50-х роках XX ст. завдяки працям двох вчених: С. А. Жевакіна і Р. Крісті, які першими звернули увагу на те, що дестабілізуючий вплив на зоряну оболонку можуть мати ті її шари, в яких є часткова іонізація атомів тих хімічних елементів, вміст яких в речовині зорі є достатньо високий (це, наприклад, водень або гелій — два найбільш розповсюджені елементи у Всесвіті).

В оболонці зорі температура речовини зростає в напрямі до центра зорі. Тому, починаючи з деякої глибини, атоми різних хімічних елементів поступово переходять в іонізований стан. Чим нижчим є потенціал іонізації атомів певного елемента, тим ближче до поверхні зона його іонізації. Достатньо глибоко під поверхнею зорі розташована зона іонізації водню (потенціал іонізації 13,6 еВ), дещо глибше є зона однократної іонізації гелію (зона He І → He ІІ, потенціал 24,6 еВ), а ще глибше — зона двократної іонізації гелію (зона HeІІ → He ІІІ, потенціал 54,4 еВ), в якій від кожного атома гелію відривається другий електрон. Товщина зони, де гелій перебуває переважно у стані He ІІ, у цефеїди при її радіусі близько 3,5-1012 см, тобто близько 50Rʘ, становить усього 0,01—0,02Rʘ, середня густина цієї зони = 3-10-8г/см3, її середня температура Т≈ 4000 К, а маса цієї зони, в якій гелій є однократно іонізованим, близько 10-6від маси зорі. Проте саме ця зона, що має незначну товщину і дуже малу масу, приводить у рух і підтримує коливання зовнішніх шарів зорі. Відбувається це завдяки ритмічній зміні непрозорості у зоні, яка містить значну частину іонів He ІІ.

Справа в тому, що коефіцієнт непрозорості істотно залежить від густини і температури зоряної речовини:

image95

де показники m ≈ 0,8—1,0, а s ≈ 3—4 (варіюють у цих межах залежно від самих значень густини і температури).

У зоні часткової іонізації елемента з високим вмістом, наприклад гелію, при стискуванні газу температура підвищується незначно, тому що енергія витрачається не на розігрів газу, а на подальшу іонізацію тієї частини гелію, що ще перебуває в атомарному стані, або у стані однократного іона He ІІ. Зростання густини газу при стискуванні і практична незмінність його температури, обумовлюють, згідно з формулою (16.3), підвищення коефіцієнта непрозорості у цій зоні. Таким чином, у середовищі з високим коефіцієнтом непрозорості теплова енергія як би замкнута (радіативна втрата енергії із зони досить мала) і з часом енергія тут ефективно накопичується. Стискування поступово приводить до переходу більшої частини іонів He II у стан He III. Іони He III повністю позбавлені електронів, тому їхня подальша іонізація неможлива, а отже, майже уся енергія стискування тепер йде тільки на підвищення кінетичної енергії частинок газу, тобто на підвищення його температури. В свою чергу, це обумовлює зниження коефіцієнта непрозорості (16.3) і наступне виділення енергії зоною. Виділення енергії викликає, а потім підтримує розширення зоряної оболонки. Втрата енергії вказаною зоною супроводжується рекомбінацією іонів He III (зворотній перехід до стану He II) і поступовим припиненням розширення. Досягнувши найбільшого розширення, зовнішні шари під дією сили тяжіння падають донизу, радіус зорі проходить через середнє, рівноважне положення і розпочинається новий етап стискування, відновлюється увесь попередній цикл пульсацій.

За схожим принципом працює звичайний поршневий двигун: енергія при згорянні пального (а це — набуття енергії системою) вивільняється саме в момент найбільшого стиску газу в циліндрі.

Аналіз показав, що зоряні пульсації можливі лише у тому випадку, коли зона іонізації He ІІ перебуває на певній глибині в оболонці і коли вона здатна «настроюватися» на резонанс з усією зорею. Якщо зона розташована дуже глибоко, її вплив на зоряну оболонку незначний, якщо ж вона є поблизу поверхні зорі, то енергія не може ефективно накопичуватися протягом фази стискування внаслідок незначної загальної непрозорості, яка сприяє її втраті за рахунок випромінювання. І тільки у проміжному випадку зона часткової іонізації має сильний дестабілізуючий ефект, який призводить до збудження правильних ритмічних коливань зоряної оболонки (наприклад, у цефеїд, віргінід та ін.). Для деяких типів пульсуючих зір ця настройка погіршується. У цьому випадку замість чітких пульсацій відбуваються неправильні коливання блиску зорі. Значення ж амплітуди коливань залежить від протяжності і маси зони He ІІ.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.