2 Июля 2019

Исследование переменных звезд с двойной периодичностью

Опубликовал А.А. Алексеенко

Переменные звёзды с двойной периодичностью – это тип затемнённых звёзд, блеск которых изменяется в виду затемнения одной компоненты другой, период которых в тридцать три раза дольше орбитального. Такая звёздная система является наполовину разделённой, а одна из её компонент – это звезда спектрального класса. Компонент, на которой происходит акреция, имеет вокруг своей оси оптически толстый диск из этого вещества. Согласно одному из предположений, двойные звёздные системы периодически выбрасывают из себя часть вещества с акреционного диска. При этом одна из основных характеристик данной системы – это фотометрическая изменчивость элипсоидная или затемнённая с периодом в несколько дней. Ко времени выявления такой затемненности причина её не была установлена (речь идёт о 2008 годе). Однако уже к 2009 году было предложено двенадцать кандидатов в Млечном Пути и 110 в галактиках Большой и Малой Магеллановых Туч. Именно там такие звёздные системы были впервые обнаружены. В качестве примера можно привести наиболее изученные из этих звёзд: AU Единорога, V393 Скорпиона, V356 Стрельца, а также OGLE LMC-SC8-125836 (М08), OGLE LMC-SC13-156235.

На карте звёздного неба немало переменных звёзд. На сегодняшний день можно назвать число тридцать тысяч, при чем из них часть можно наблюдать с помощью подзорной трубы или даже бинокля. Изменение блеска у звёзд с двойной периодичностью происходит с повторами через строго определённые интервалы времени. Вычислить данную периодичность можно и характер изменения блеска можно с помощью исчислений по оси абсцисс и ординат (время и звёздные величины соответственно). Разность полученных при таком вычислении максимальных и минимальных величин будет отображать амплитуду, а интервал от максимума к максимуму покажет период переменных звёзд.

Выделяют также затменные переменные звёзды, для которых характерны затмения в двойной системе. Такие небесные тела время от времени затмевают друг друга из-за вращения вокруг общего центра масс, в результате чего одна из них (а затем - другая) исчезая из поля зрения наблюдателя с Земли.

Чем больше масса звезды, тем вероятнее, что у неё будет парная звезда. Так, больше половины всех тяжелых звезд являются парными, хотя и звезды со средней массой обладают «двойниками» (треть из них). Совершенно не обязательно парные звёзды похожи друг на друга, например, у них может отличаться масса и свечение (цвет). Различают не только парные звёзды, но тройные, скопление из шести и 7-ми звёзд. Но, тем не менее, двое из компонент всегда стремятся друг к другу. А наблюдения астрофизиков показывают, что даже в скоплении из трёх звёзд одна в конечном итоге оказывается «третьей лишней».

Успехи в области исследования переменных звёзд

В 1993 году Нобелевская премия была вручена двум ученым – Расселу Халсу и Джозефу Тейлору. Именно они изучили и впервые открыли первую «парную систему», получившую название PSR B1913+16. Для изучения этих объектов потребовалась сверхточность, поскольку компоненты данной двойной постоянно сближаются. Однако ученым удалось подтвердить теорию путем точных и скрупулезных исчислений. Более того, теория подтвердилась в точности. Сегодня мы знаем о нескольких парах нейтронных звёзд.

Одна из этих пар – PSR J0737-3039. Открытие данной пары произошло в 2003 году, выглядят эти парные звёзды как радиопульсары. Именно благодаря тому, что данная пара хорошо просматривается, уже в течение нескольких лет стало возможным точно измерить некоторые эффекты. Например, известно, что данная пара звёзд делает десять оборотов за 24 часа по орбите, радиус которой составляет 400 000 километров. Это походе на движение нашего спутника вокруг Земли. Однако наличие гравитационных волн приводит к сокращению радиуса обращения на 0,7 миллиметра, таким образом несложно вычислить примерное время столкновения этих звёзд – через 85 миллионов лет.

Условия работы астрофизиков не позволяют проводить какие-либо лабораторные эксперименты, поэтому приходится пользоваться иными методами изучения и исчисления. Ядерные физики проявили интерес к одной из двойных систем нейтронных звёзд. Такой интерес объясним тем, что только на нейтронных звёздах плотность превышает ядерную в десять раз. В процессе остывания мелких объектов на нейтронных звёздах появляется возможность наблюдения за поведением вещества, скрытого глубоко внутри объектов.

Для парных систем характерен процесс аккреции одной звездой вещества другой. В процессе прекращения аккреции происходит остывание, хотя какое-то время объект всё ещё сопровождают ядерные реакции. Например, наблюдая за данными процессами, можно подтверждать или опровергать теории об остывании нейтронных звёзд. Кроме того, такие наблюдения позволяют подсчитать количество вещества в звёздных недрах. Изначально ученые владеют информацией о количестве попадаемого вещества на нейтронную звезду. Поэтому всё, что остаётся, - вычислять интенсивность свечения объекта после остановки процесса аккреции.

Как видно из сказанного, двойные системы представляют огромный научный интерес не только для астрофизиков, но и для физиков-ядерщиков. Наблюдение за двойными системами помогает познавать законы природы, значительно облегчая эту миссию.

Если перевести это на поэтический язык, то историю звезды можно сравнить с человеческой, которая приобретает смысл тогда, когда она обретает пару. Именно тогда начинают происходить более яркие и интенсивные процессы, а движение их напоминает танец, пока они не сольются в смертельных объятиях. И, если вообразить, что в спиралевидной галактике тысячи миллиардов звёзд, а затем представить такую же точно галактику, а потом мысленно столкнуть их, получится следующее. Системы звёзд пройдут сквозь друг друга подобно явлению проникновения молекул одного вещества между молекулами другого. Во время такого прохождения звёздные системы будут деформироваться, подвергаясь силе взаимного притяжения. Но почему же не произойдёт столкновения звёзд? Именно в силу значительного расстояния между ними. Расстояние от Солнца до других звёзд составляет приблизительно триста километров. Пожалуй, это описывает то, насколько звёзды одиноки. Однако у парных систем совсем другая, более интересная участь.