По-долу даваме кратък исторически преглед на изследвания, свързани с периодични явления и по-специално с пулсации на звезди, от гледна точка главно на сравнение на резултати, получени от наблюдения и теория.
При много обекти в природата и техниката се наблюдават явления, наречени с различни термини – пулсации, осцилации, вибрации, трептения, люлеения. Общото във всички такива явления е наличието на повторяемост на някои процеси през определен период или цикъл от време (или честота на тези процеси). Обикновено с такива периодични явления е свързано образуване и разпространение на вълни, които са от два вида – стоящи и разпространяващи се (бягащи) вълни.Много примери могат да бъдат дадени за периодични процеси:
а) Един от възможните космологични модели на Вселената, предсказан от Общата теория на относителността (ОТО), е модел на “пулсираща вселена” (затворено неевклидово пространство);
б) Трептения на йони около техни равновесни положения в кристални решетки;
в) Електрически вериги (в електротехниката);
г) Сеизмология – разпространение на сеизмични вълни при земетресения, силни взривове и др. (в земната кора, в мантията или през диаметъра на Земята);
д) В биологията и медицината – свиване и разширение на сърцето в животни и хора;
и т.н. – в макросвета и микросвета.
Примери на свободно осцилиращи физични системи са камбани, звънци, махала, люлки, движения на планети около звезди, въртене на галактики, и т.н.
В края на 19 век и началото на 20 век са били поставени основите на физическата теория на такива периодични явления. Основоположници на тази линейна теория са известни учени като Релей, Ляпунов, Поанкаре. През 30-те години на 20 век е започнала да се развива и по-сложната нелинейна теория на пулсации. Термините линейна и нелинейна теории на пулсации са въведени според вида на диференциалните уравнения, които се решават в двата случая – линейни диференциални уравнения и нелинейни диференциални уравнения.
Ние ще разглеждаме явлението “пулсации” при звездите. Най-напред накратко ще проследим основните етапи от възникването и развитието на теорията на звездните пулсации. Първата теоретична работа в тази област е на Thomson (1863) (от 1892 г. – лорд Келвин) – върху нерадиални пулсации на звезди. 15-20 години по-късно немският учен Ritter (1878-1883) е публикувал първите теоретични изследвания върху радиални пулсации на звезди. Той за пръв път е установил основната зависимост период – средна плътност при звездите, приемайки един много груб и нереалистичен модел на звезда – кълбо с еднаква плътност . По-късно тази зависимост е била получена и уточнена и за реалистични модели на звезди.
По това време все още не е било доказано, че действително звездите могат да пулсират. Това е станало по-късно, към края на 19 век и началото на 20 век. Изменението на блясъка на звезди може да се дължи на двойнственост, както в случая на затъмнително-променливи (фотометрично-двойни) звезди. В края на 19 век Белопольский в Русия е показал, че едновременно с периодичното изменение на блясъка на цефеиди (един от типовете променливи звезди) се променя периодично и Доплеровото преместване на спектрални линии в техните спектри. Следователно повърхността на тези звезди периодично се отдалечава и приближава към наблюдателя (на Земята): свиване и разширение, т.е. пулсации на цефеидите. По-късно е било получено и друго доказателство за това, че такива звезди пулсират – едновременно с изменението на блясъка се променя периодично и цвета, т.е. температурата на повърхността на звездите, което е също така следствие от тяхното пулсиране. Хипотезата за наличие на пулсации в някои звезди като причина за изменение на техните наблюдавани характеристики (блясък, цвят, спектър) е била изказана по-категорично в 1913 г. от Пламер и в 1914 г. от Shapley (1914).
Теорията на пулсации на звезди е била поставена на здрави научни основи от Едингтън, чиито първи публикации в тази област са от 1918 г. и 1919 г. В 1926 г. е била публикувана неговата монография “Вътрешен строеж на звезди”, преиздавана в 1930 г. и 1959 г. (Eddington, 1926). В Глава VIII на тази монография е разгледано теоретично явлението “пулсации на звезди”. Едингтън е показал, че пулсациите на звездите трябва бързо да затихват (отслабват) и следователно е необходимо да се възстановяват неизбежните загуби на енергия при пулсации, за да се поддържат те продължително време, в съответствие с наблюденията. До смъртта на Едингтън в 1944 г. не са били известни механизмите, които поддържат пулсациите в звездите. Едингтън е разглеждал два възможни механизма – термоядрени реакции (ТЯР) в ядрата на звездите (ε-механизъм) и “клапанен механизъм”, действащ във външната област на звездите (той е бил склонен да дава предпочитание на първия от тези два механизма).
След Втората световна война теорията на звездните пулсации постигна големи успехи в своето развитие. Беше изяснена причината за поддържане на пулсации на звезди в ивицата на нестабилност (ИН) – γ- и κ-механизми (от Жевакин, Дж. П. Кокс, Леду, през 1950-те и 1960-те години). Особено бърз прогрес настъпи с използването на изчислителни машини с голяма памет и скорост в края на 1950-те години – за числено извършване на пулсационен анализ. Голям напредък беше постигнат за разбиране на явлението “пулсации” на звезди, вътрешния строеж и еволюционните стадии на пулсиращи звезди от различни типове, обяснение на основните наблюдателни данни за различни типове пулсиращи звезди, и т.н. Сега теорията на звездните пулсации е много добре развита, но има и редица нерешени напълно проблеми при сравнение с наблюдателни данни. Тази теория е достигнала такова ниво на развитие, че можа да предскаже съществуването на някои нови , неизвестни дотогава типове пулсиращи звезди, които действително по-късно бяха открити и изследвани (вж. по-долу).
При теоретично изучаване на звезди, и в частност на пулсиращи звезди, се приема, че те се състоят от гореща плазма и лъчение, и могат да се прилагат знания от различни раздели на физиката: хидродинамика (механика на непрекъснати среди), термодинамика, физика на електромагнитното лъчение, физика на плазмата, атомна и ядрена физика, и др.
Мнозинството звезди проявяват някакъв тип пулсации в едни или други фази от своята еволюция. Наблюдава се голямо разнообразие от пулсационни поведения: строго периодични, почти периодични, полуправилни (с постоянен среден период), неправилни; с постоянна амплитуда или с амплитуда, модулирана периодично или неправилно с течение на времето.
Чрез изучаване на звездни пулсации могат да се получат по независими начини параметри на звезди, в допълнение към методите прилагани към статични звезди. Освен това може да се получи информация, която не е достъпна при изследване на статични звезди. Изучаването на звездни пулсации значително подобрява и разширява разбирането на вътрешния строеж и еволюцията на звезди, на строежа и еволюцията на галактики, има значение за космологията (специално за уточняване на скàлата на разстояния във Вселената), и т.н. Пулсиращите звезди са огромни естествени топлинни машини – вследствие много високите температури и плътности в звездните недра, това дава възможност за тестове на нашите физически знания при такива екстремни условия. Например, около четвърт век (от 1966 г. до около 1991 г.) съществуваше проблем за несъответствие между резултатите за маси на класически цефеиди, получени въз основа на две теории: на звездните пулсации и на звездната еволюция. За отстраняване на това несъответствие бяха предложени различни възможности, но решението се получи след преразглеждане на резултати от изчисления на атомната физика (в 1991 г.) – съществено се увеличи коефициентът на непрозрачност (една от най-важните характеристики на астрофизичната плазма), от много линии на поглъщане на желязо и други метали при температура Т ≈ (2÷3) 10^5 К. Сега такива проблеми – за несъответствие на масите на класически цефеиди, на правилно обяснение на прогресията на Херцшпрунг при класически цефеиди (и други типове пулсиращи звезди), и т.н., са в значителна степен решени.
Радиалните пулсации са относително по-просто физическо явление – периодичното преместване на даден елемент от звездното вещество е само по радиус около неговото равновесно положение и зависи само от разстоянието до центъра на звездата (сферична симетрия, изотропия). По-сложни са нерадиалните пулсации – с радиална и тангенциална компоненти на преместване, при които има значение не само това разстояние, но и посоката от центъра към разглеждания елемент от звездата (няма сферична симетрия, има анизотропия). Освен това пулсациите на отделните слоеве в звездите могат да бъдат адиабатни или неадиабатни. При адиабатните пулсации всеки слой се свива и разширява, без да обменя топлина (адиабатната теория описва добре механичните свойства на пулсиращите звезди, но не и топлинните) – такива пулсации се извършват във вътрешната част от обвивката на звездата, докато за най-външните слоеве от обвивката са характерни неадиабатни пулсации, където условието за адиабатност вече не е изпълнено.
Звездите от типове δ Cep, W Vir, RR Lyr, RV Tau извършват радиални пулсации и се намират в ивицата на нестабилност (ИН). Радиални пулсации извършват и звезди от типове Mira (o) Cet и някои звезди от типове δ Sct, SX Phe, β Cep, и др.
В миналото теорията е изпитвала значителни трудности за обяснение на някои известни наблюдения. Например, десетки години са минали, преди теоретично да бъдат разбрани и обяснени редица наблюдателни факти за класическите цефеиди: важната зависимост период – светимост, фазовото закъснение на кривата на блясъка след кривата на радиалната скорост, спектралните класове при максимум и минимум на блясъка, прогресията на Херцшпрунг, проблема за разликата между пулсационни и еволюционни маси, и др.
Към края на 20 век теорията на звездните пулсации достигна такава зрялост, че (отчитайки и някои наблюдателни данни за известни пулсиращи звезди) тази теория предсказа съществуването на нови типове пулсиращи звезди, които действително по-късно бяха открити. Първо, пулсиращи бели джуджета от тип DBV – теоретично предсказани и след това открити за пръв път в една и съща година, 1982 г. Второ, пулсиращи субджуджета от спектрален клас B (sdB) – теоретично предсказани в 1996 г. и открити независимо в същата година (тип EC 14026). Трето, въз основа на теоретични разглеждания и известни наблюдателни данни за една пулсираща B звезда в много късен еволюционен стадий, с почти изцяло хелиева атмосфера – V 652 Her, са били предсказани в 1994 г. и по-късно открити в 1995 г. пулсации в друга подобна звезда – LSS 3184 (BX Cir).
Засега само теоретично се изучава възможността за осцилации в други групи звезди, в които досега не са открити такива осцилации, например: а) нерадиални осцилации в масивни звезди на Главната последователност (ГП) – с маси от порядъка на 30 слънчеви , в g моди (от типа на осцилации в SPB- звезди, които имат маси M ≈(3÷6) слънчеви); б) нерадиални осцилации в p моди от типа на слънчевите в някои звезди от тип δ Sct, възбудени от турбулентна конвекция (наблюдаваните досега осцилации в тези променливи – δ Sct, са възбудени от действието на γ/κ- маханизма); теоретично и двата вида осцилации, възбудени от различни механизми, могат да съществуват едновременно в най-студените δ Sct звезди (близо до червената граница (ЧГ) на ИН), с тънки конвективни обвивки; в) радиални осцилации на неутронни звезди (в бъдеще могат да се изучават и по-сложни нерадиални осцилации на неутронни звезди).
През последната четвърт на 20 век възникна и започна бързо да се развива една нова и много перспективна област от съвременната астрофизика – аст(е)росеизмология (за пулсиращи звезди) / хелиосеизмология (в частност за Слънцето като най-близка и удобна за наблюдения пулсираща звезда). В тази нова научна област (ще) се прилагат различни сеизмични методи за все по-пълно и задълбочено изследване на пулсиращи звезди. От наблюдения на (нерадиално) пулсиращи звезди могат да се определят честоти (периоди) и амплитуди на осцилации в различни моди, от които може да се получава, по принцип, богата и разнообразна информация: а) може да се изучава физическото състояние и химическия състав на звездното вещество на различни дълбочини под звездната повърхност (по принцип, чак до центъра на звездата) –физически условия ( T, ρ, P, и т.н.), скорост на звука, скорост на околоосно въртене, магнитно поле, съдържания на различни химични елементи, и др. ; б) по независими методи могат да се определят глобални звездни параметри като маса, радиус, възраст, светимост (следователно и разстояние).
Накрая отбелязваме, че, исторически, първата променлива звезда, за която много по-късно е било показано, че пулсира, е o Cet – в 1596 г. В 1784 г. са били открити първите две звезди, η Aql и δ Cep, от друг тип пулсиращи звезди, класически цефеиди (по името на съзвездието Цефей). В 1795 г. е била открита първата променлива от тип RV Tau – R Sct, а сто години по-късно, в 1895 г. – първите променливи от тип RR Lyr. 20 век отбеляза голям “бум” в това отношение – бяха обособени редица нови типове пулсиращи звезди, повечето от които с много малки амплитуди на осцилации (в частност, Слънцето в 1960 г.). Търсене и изследване на звезди с такива осцилации (ще) се извършва с наблюдения както от Земята, така и от космически мисии като MOST (спътникът беше изведен в орбита около Земята на 30.06.2003 г.), COROT (от 2006 г.), MONS, и др.
Автор: Георги Петров
Няма коментари:
Публикуване на коментар