ПУЛЬСАЦИИ ЗВЁЗД

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 темп-ры d T/T соотношением:

В зоне второй ионизации гелия v1,2- 1,3 вместо обычного значения g = 5/3 !1,67 для идеального одноатомного газа, т. е. при сжатии повышение темп-ры 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 темп-ры на поток излучения, наз. g-механизмом. Значительную, если не основную, роль играют и изменения непрозрачности. Коэф. непрозрачности зависит от Г и r по закону ( т0,8-1,0; s3-4). 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 темп-ры). 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 темп-ры 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 IIНе III переменных звёзд. Вторая ионизация гелия происходит при темп-ре ок. 4·10⁴ К (в середине зоны). Поэтому в звёздах с разной эффективной температуройзона 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. темп-ры, 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 темп-ре; 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).

Лит.: Жевакин С. А., Теория звездных пульсаций, в кн.: Пульсирующие звезды, М., 1979; Nonradial oscillations of stars. Tokyo, 1979; Кокс Д ж., Теория звездных пульсаций, пер. с англ., М., 1983; Северный А. Б., Некоторые пробле-мы физики Солнца, М., 1988.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.