Переменные звезды – это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. К периодическим переменным звездам относятся, например, затменные переменные звезды, которые, как вы знаете, предоставляют собой двойные системы. Однако, в отличие от них, известны десятки тысяч одиночных звезд, блеск которых меняется вследствие происходящих на них физических процессов. Такие звезды называются физическими переменными. Их открытие и исследование показали, что многообразие звезд проявляется не только в том, что звезды отличаются друг от друга массами, размерами, температурами, светимостями и спектрами, но и в том, что некоторые из этих физических характеристик не остаются неизменными у одних и тех же звезд.
Цефеиды
Цефеиды – это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд.
Исследование спектров цефеид показывает, что вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а в близи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа смещений линий в спектрах цефеид на основе эффекта Доплера.
С движением фотосферы звезды, а значит, и с изменением ее размеров мы встречаемся впервые. В самом деле, у Солнца и других подобных ему звезд размеры практически не меняются. Следовательно, в отличие от таких стационарных звезд, цефеиды – нестационарные звезды. Цефеиды – это пульсирующие звезды, которые периодически раздуваются и сжимаются. В процессе пульсации цефеиды изменяется и температура ее фотосферы. Самую высокую температуру звезда имеет в максимуме блеска.
Между периодом пульсации долгопериодических цефеид и светимостью этих звезд существует зависимость, получившая название “период-светимость” Если из наблюдений известен период изменения блеска цефеиды, то, пользуясь зависимостью “период - светимость”, можно определить ее абсолютную звездную величину, а тогда по формуле легко вычислить расстояние до цефеиды, зная из наблюдений ее видимую звездную величину. Так как цефеиды относятся к звездам-гигантам и сверхгигантам (т.е. тем, которые имеют огромные размеры и светимости), то они видны с больших расстояний. Обнаруживая цефеиды в далеких звездных системах, можно определить расстояние до этих систем.
Цефеиды не принадлежат к числу редко встречающихся звезд. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому изучение цефеид важно для понимания эволюции звезд.
Другие физические переменные звезды
Цефеиды – это лишь один из многочисленных типов физических переменных звезд. Первая переменная звезда была открыта в 1596 г. в созвездии Кита (Мира Кита, или Удивительная Кита). Это не цефеида. Ее колебания блеска происходят с периодом около 350 д, причем блеск в максимуме достигает 3 m , а в минимуме 9 m . Впоследствии было открыто много других долгопериодических звезд типа Миры Кита.
Преимущественно это “холодные” звезды – гиганты спектрального класса М. Изменение блеска таких звезд, по-видимому, связанно с пульсацией и периодическими извержениями горячих газов из недр звезды в более высокие слои атмосферы.
Далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или даже неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерность в изменении блеска.
- звёзды, у к-рых наблюдаются колебания блеска. Число известных к настоящему времени П. з. очень велико (свыше 28 000). Более 15000 звёзд заподозрены в переменности, но ещё не изучены. Ок. 3000 П. з. открыто в ближайших галактиках - Магеллановых Облаках и ок. 700 (не считая новых звёзд) - в Туманности Андромеды. Более 1000 П. з. обнаружено в шаровых скоплениях нашей Галактики. П. з. имеют спец. обозначения (если они не были уже обозначены буквой греч. алфавита). Первые 334 П. з. каждого созвездия обозначают последовательностью букв латинского алфавита: R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, АА, ..., AZ, QQ, ..., QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (напр., RR Lyr, или RR Лиры). Следующие П. з. обозначаются V 335, V 336 и т. д.П. з. делятся на два больших класса: затменные П. з. и физические П. з.
Затменные П. з.
Физические П. з.
изменяют свой блеск в результате происходящих на них физ. процессов. Физ. переменные
подразделяют на пульсирующие и эруптивные.
Пульсирующие П. з. характеризуются плавными и непрерывными изменениями блеска (рис.
3); в большинстве случаев можно с уверенностью говорить о том, что они вызваны пульсацией
звёзд. При сжатии звезды размеры её уменьшаются, она нагревается и становится ярче,
при расширении звезды блеск её ослабевает. Периоды изменения блеска заключены в пределах
от долей суток (звёзды типа RR Лиры, Щита и
Большого Пса) до десятков ( , звёзды типа
RV Тельца)
и сотен суток [звёзды типа Миры Кита (спектр, класса М), полуправильные звёзды (SR)].
У нек-рых звёзд периодичность изменения блеска выдерживается с точностью хорошего
часового
механизма (напр., цефеиды и звёзды типа RR Лиры), у других же практически отсутствует
(у красных неправильных П. з.). При пульсациях колебания радиальных размеров звёзд
могут
достигать значит, величины, у цефеид, напр., 2-3 радиусов Солнца. Это не должно удивлять,
т. к. цефеиды - звёзды-сверхгиганты [радиус RR Lyr составляет ].
В табл. приведены характеристики нек-рых периодич. пульсирующих П. з.
| Тип звезды | Период, сут | Спектральный класс | Амплитуда (в синих лучах) |
Тип звёздного населения Галактики |
| Цефеиды C | 2-218 | FII-GI | 0,1-2 m | I |
| Цефеиды CW | 1-3, 11-30 | (F-G) | 0,5-1,5 m | II |
| RR Лиры | 0,05-1,2 | A-F | 0,5-2 m | II |
| Щита | 0,03-0,2 | A-FV-III | 0,1-0,5 m | I |
| RV Тельца | 30-140 | F-GI | 2-3 m | I |
| Миры Кита | 80-220 500-1000 | M,C,S | 2,5-10 m | II I |
| Большого Пса | 0,1-0,6 | BO-B3III-IV | 0,1 m | I |
Наряду с традиц. типами П. з. в последнее время выделяют новый тип - вращающиеся звёзды с неоднородной поверхностной яркостью. К этому типу П. з. относят с аномалиями хим. состава, вращающиеся с периодом в неск. сут; звёзды типа BY Дракона (карлики класса М, у к-рых помимо вспышек, аналогичных наблюдаемым у звёзд типа UV Кита, обнаружены небольшие колебания блеска с периодом в неск. сут) и, наконец, звёзды типа HZ Геркулеса, входящие в тесную двойную систему с рентг. источником (излучение источника вызывает на поверхности второго компонента появление горячего пятна). Присутствие горячих или холодных пятен подозревается и у звёзд др. типов, особенно затменных переменных.
Переменность и эволюция звёзд.
Физ. переменность возникает у звёзд на определённых этапах их эволюции, так что на
протяжении своей жизни одна и та же звезда, переходя от одного этапа развития к другому,
бывает как постоянной звездой, так и П. з. разных типов. Поэтому особое значение
для понимания природы переменности имеет изучение П. з. в звёздных скоплениях (для
звезд,
входящих в скопления, можно определить и возраст, и эволюп. стадию), а также сопоставление
положения на диаграмме спектр-светимость постоянных звёзд и П. з. разных типов (см.
).
Начиная своё развитие в виде гравитационно обособленного сгустка газопылевой материи, звезда постепенно сжимается, и гравитац. энергия, освобождающаяся при этом, разогревает её. Перенос энергии из внутр. слоев к поверхности у такой звезды осуществляется вначале , и лишь при подходе к (ГП) в звезде появляется ядро, в к-ром энергия переносится излучением. Чем массивнее звезда, тем быстрее она достигает ГП; источником энергии такой звезды становятся термоядерные реакции горения водорода в её центре. Существуют очень молодые (с возрастом звёзд ~ 10 6 -10 7 лет), в к-рых лишь наиболее массивные звёзды значит. светимости достигли ГП; они занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга-Ресселла (д. Г.-Р.) скопления и явл. обычными постоянными звёздами. Звёзды скопления, имеющие меньшую светимость и массу, ещё не закончили стадию гравитац. сжатия и не "вышли" на ГП. У таких звёзд ещё сохранилась обширная конвективная зона, и именно среди них во всё возрастающем количестве обнаруживаются быстрые неправильные переменные и вспыхивающие звёзды. По всей видимости, за вспышечную активность звёзд ответственно взаимодействие конвективной зоны с магн. полем, причём важную роль играет и вращение звезды, поскольку высокие скорости вращения типичны для молодых звёзд. В целом переменность таких звёзд представляет собой, по-видимому, многократно усиленный аналог явлений, наблюдаемых в активных областях Солнца.
Ряд типов пульсирующих переменных расположен в пределах полосы нестабильности, пересекающей д. Г.-Р. от красных сверхгигантов спектр. класса К до белых звёзд класса А (рис. 5 и 6). К ним относятся цефеиды (С на рис. 6), звёзды типа RV Тельца, RR Лиры и Щита. Во всех этих звёздах действует, по-видимому, единый механизм, вызывающий пульсацию их верхних слоев. Согласно общепринятой теории, в наружных областях звёзд, населяющих полосу нестабильности, существует зона критич. ионизации гелия, к-рый попеременно то ионизуется до Не II (при повышении темп-ры),то рекомбинирует и охлаждается. Зона критич. ионизации при сжатии поглощает и не выпускает наружу идущее изнутри излучение, а при расширении, напротив, усиленно излучает его наружу (см. ). Такой механизм раскачки колебаний действует лишь при определённом (> 15% по числу атомов) содержании гелия и определённой глубине залегания зоны критич. ионизации, зависящей от светимости и поверхностной темп-ры звезды. Эти причины и обусловливают существование довольно узкой полосы нестабильности.В пределах ГП звёзды живут дольше всего, поэтому ГП - наиболее населённая область д. Г.-Р. Критич. момент для звезды на ГП наступает, когда масса ядра, в к-ром водород превратился в гелий, достигает 10-12% массы звезды и термоядерная реакция превращения водорода в гелий в центре звезды затухает. С этого момента структура звезды начинает изменяться. Вначале вся звезда сжимается, а затем лишённое на данном этапе источников энергии ядро сжимается и нагревается, а внеш. части звезды расширяются и охлаждаются. Звезда уходит с ГП в область красных гигантов и сверхгигантов (рис. 5).
С этим изменением структуры может быть связана переменность ряда звёзд, находящихся близ верхней границы ГП. Большинство из них отличается от соседних (по д. Г.-Р.) постоянных звёзд также и более медленным вращением. Можно предполагать, что изменение радиуса звезды близ верхней границы ГП может привести к изменению характера вращения и вызвать пульсацию. Вероятно, на стадии ухода с ГП находятся звёзды типа Большого Пса (спектр, класс В), к-рые изменяют блеск с периодом в неск. часов (рис. 6). Попадая в пределы полосы нестабильности после ухода с ГП, звёзды разных масс начинают пульсировать с разными периодами и амплитудами.
Детально рассчитанные эволюц. треки звёзд с массой 3-12 после прихода в область красных гигантов и сверхгигантов (где ядро звезды нагревается уже до такой темп-ры, что включается реакция превращения гелия в углерод) описывают широкие петли, неоднократно пересекающие полосу нестабильности (рис. 5). Каждый раз во время этого пересечения звезда становится цефеидой. При этом, чем больше масса звезды (от 3 до 10-12 ), тем с большим периодом она пульсирует (от 1 до 50-100 сут). Возможность возникновения пульсаций у массивных звёзд на определённом этапе эволюции показана теоретически: рассчитаны модели звёзд, к-рые при определённых поверхностной темп-ре и светимости становятся неустойчивыми и начинают пульсировать. Эти светимости и темп-ры хорошо совпадают с наблюдаемым положением полосы нестабильности.
 |
|
Рис. 6. Положение на диаграмме Герцшпрунга- превышают 2 , C - звезды типа Большого Пса, Ар - магнитные переменные, S - звёзды типа Щита, С - цефеиды плоской составляющей, SRc - переменные красные сверхгиганты. Жирными линиями нанесены также последовательности для скоплений с возрастом, меньшим лет, в которых встречаются звёзды этих типов: скопления h и Персея, NGC 6067, NGC 2362 и Гиады (Г). |
После ухода с ветви гигантов звёзды малых масс попадают на горизонтальную ветвь, типичную для д. Г.-Р. шаровых скоплений, к-рые все имеют большой возраст - ок. 10 10 лет (рис. 7). Участок этой ветви, пересекающий полосу нестабильности, населён исключительно звёздами типа RR Лиры, пульсирующими с периодом в доли суток. В шаровых скоплениях встречаются иногда и цефеиды, а также звёзды типа RV Тельца. Откуда именно они попадают в полосу нестабильности, неизвестно. Цефеиды шаровых скоплений во многих отношениях отличаются от цефеид, встречающихся в рассеянных скоплениях и в плоскости Галактики, массы их, так же как и звёзд типа RR Лиры, близки, по-видимому, к 1 .
 |
|
Рис. 7. Положение на диаграмме Герцшпрунга- Ресселла переменных звёзд, массы которых меньше 2 ; CW - цефеиды сферической составляющей (типа W Девы), RRs - звёзды типа RR Лиры с периодом P М - звёзды типа Миры Кита, SRb - красные переменные гиганты, RV - переменные сверхгиганты (типа RV Тельца). Жирными линиями указаны последовательности для скоплений, в которых встречаются эти звёзды (шаровое скопление М13 и старые рассеянные скопления NGC 7789 и NGC 188). |
П. з. позволяют изучать не только осн. характеристики звёзд, их строение и эволюцию. Не менее важны они для исследования строения и эволюции звёздных систем. Многие П. з., прежде всего цефеиды, новые звёзды и звёзды типа RR Лиры, служат лучшими объектами для определения расстояний до далёких звёздных систем (см. , ).
Знание расстояний до П. з. позволяет использовать эти данные для изучения строения образуемых ими звёздных галактич. подсистем. Именно исследование пространств. распределения П. з. нашей Галактики позволило прийти к выводу о существовании плоской, промежуточной и сферической составляющих Галактики, образованных подсистемами звёзд разных физ. типов.
Для каждой подсистемы характерны своя д. Г.-Р. и свои типы П. з. Шаровые скопления и звёзды типа RR Лиры, напр., типичны для сферич. составляющей, а рассеянные скопления и цефеиды связаны с плоской составляющей. Изучение П. з. в данной звёздной системе позволяет сразу же сказать, какой тип звёздного населения характерен для неё, и оценить её возраст.
Наряду с детальным исследованием отдельных П. з. большое значение имеет обнаружение новых П. з. и выявление интересных аномальных звёзд, и здесь весьма существенна помощь любителей астрономии. Исследования П. з. вносят большой вклад в наши знания о строении и развитии звёзд и звёздных систем.
Лит.:
Каплан С.А., Физика звёзд, 3 изд., М., 1977; Куликовский Л.Г., Справочник любителя
астрономии, 4 изд., М., 1971; Цесевич В.П., Переменные звёзды и их наблюдение, М.,
1980;
Методы исследования переменных звёзд, М., 1971;
Пульсирующие звёзды, М., 1970; Эруптивные звёзды, М., 1970; Затменные переменные
звёзды, М., 1971; Явления нестационарности и звездная эволюция, М., 1974; Гершберг
Р.Е.,
Вспыхивающие звезды малых масс, М., 1978; Звезды и звездные системы, М., 1981; Кокс
Д.П., Теория звездных пульсаций, пер. с англ., М., 1983.
(Ю.Н. Ефремов )
Любую звезду можно назвать переменной - с течением времени ее блеск и даже цвет меняются. Но эти изменения происходят настолько медленно, что никакой человеческой жизни не хватит для того, чтобы их обнаружить. Недаром с глубокой древности звездное небо считалось символом неизменности и вечности.
Но и в кажущемся постоянным звездном мире немало исключений. Это большая группа звезд, чей блеск изменяется через сравнительно короткие промежутки времени и эти изменения могут быть зарегистрированы с помощью астрономических инструментов.
Переменными называют «мигающие» звезды , которые хотя бы однажды изменяли свою яркость. Но большинство переменных меняет свой блеск периодически, и это свидетельствует, что в окрестностях такой звезды или в ее недрах происходят необычные физические процессы.
Изменения блеска звезд не следует путать с их мерцанием, которое происходит из-за движения масс воздуха, имеющих различную температуру, в земной атмосфере. При наблюдении из космоса, звезды не мерцают, и если уж зарегистрированы колебания их яркости - перед нами переменная.
Звезда-чудовище
В созвездии Персея есть хорошо известная астрономам яркая звезда второй величины Алголь. Это имя переводится с арабского как «чудовище», а в средневековых изображениях Персея эта звезда играла роль «глаза» отрубленной головы Медузы Горгоны. И недаром - давным-давно было замечено, что Алголь с периодичностью около трех земных суток внезапно резко уменьшает яркость почти на полторы звездных величины - то есть в три с половиной раза!
Лишь в наши дни удалось точно выяснить причину такого «подмигивания». Алголь оказался необыкновенно тесной системой из двух звезд - Алголя A и Алголя B, расстояние между которыми в 16 раз меньше расстояния от Земли до Солнца. Менее массивный Алголь B имеет большие размеры, чем Алголь A, но блеск этого субгиганта гораздо слабее, чем у его партнера Алголя А - тот является звездой главной последовательности. Когда для земного наблюдателя происходит «затмение» более яркой звезды менее яркой, общее количество света, приходящего от системы, становится значительно меньше.
Такие переменные - а их оказалось довольно много среди двойных звезд - называют оптическими, или затменными переменными.
Тайна Дельты Цефея
Другое дело звезды, не являющиеся двойными, однако периодически сильно меняющие свой блеск. Очевидно, что дело тут не в характере движения звезды, а в сложных процессах, происходящих в их недрах. Первой из таких звезд, исследованных астрономами, была Дельта Цефея - она изменяет свой блеск за 5 дней и 9 часов на целую звездную величину. Исследования спектра этой звезды показали, что его линии периодически смещаются то в красную, то в фиолетовую область. В случае с одиночной звездой это означает, что ее поверхность то стремительно удаляется от наблюдателя, то стремительно приближается к нему - звезда пульсирует, увеличиваясь и опадая, а заодно меняя цвет и температуру поверхности. Причем, если в минимуме ее диаметр равен сорока диаметрам нашего Солнца, то в максимуме она увеличивается сразу на четыре солнечных диаметра.
Что же происходит в недрах Дельты Цефея и подобных ей звезд?
Астрофизикам удалось построить теоретическую модель звезд такого типа. В недрах Дельты Цефея существует слой вещества с особыми свойствами, который как бы накапливает энергию, выделяющуюся в ядре звезды. Когда количество энергии в нем достигает максимума, слой мгновенно отдает всю накопленную энергию «наверх». От такого «энергетического удара» внешние слои звезды то разогреваются, то охлаждаются, соответственно сжимаясь или расширяясь. При этом в минимуме блеска Дельта Цефея относится к тому же спектральному классу, что и наше , а в максимуме превращается в белую звезду с температурой поверхности выше 10 тыс. градусов.
Маяки вселеннной
В начале 20 столетия американский астроном Генриетта Ливитт (1868-1921), обнаружившая около 2400 переменных звезд, открыла зависимость между периодом изменения блеска переменных звезд и их светимостью: чем больше период, тем выше светимость. Измерив период, отныне можно было определить светимость, а зная ее - измерить расстояние до звезды.
Так звезды, подобные Дельте Цефея - их назвали цефеидами, - стали для астрономов своего рода маяками, по которым исследователи могут определить расстояния до тех звездных систем, в которых находятся переменные. А поскольку большинство цефеид относятся к классу желтых сверхгигантов и выделяют много энергии, их можно заметить на огромных расстояниях и даже в других галактиках.
Существуют также переменные звезды, изменяющие свой блеск без всяких видимых закономерностей - неправильные переменные, а цефеидами оказываются даже те звезды, которые мы по привычке считаем самыми обычными и устойчивыми. Такой, например, является Полярная звезда, - просто изменения в ее блеске выражаются не так очевидно, как у других цефеид.
В 1922 г. выдающийся американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл обнаружил несколько цефеид в и, используя переменные звезды как эталон светимости, вычислил расстояние до них. Так впервые в истории астрономии было доказано существование космических объектов за пределами нашей звездной системы - Туманность Андромеды оказалась гигантской спиральной галактикой, удаленной от Млечного пути на 2,5 млн световых лет.
Продолжаю серию статей «астрономический справочник». И сегодня рассмотрю ещё одну важную тему, которая пригодится вам при чтении статей из раздела - переменные звёзды . По прошествии времени звёзды могут менять свою яркость (блеск), такие звёзды называются переменными. Переменные звёзды меняют свой блеск из-за физических изменений состояния самой звезды, а также из-за затмений, если речь идёт о двойных (кратных) системах - это затменно-переменные звёзды.
Бывают следующие типы физических переменных звёзд:
- пульсирующие - характеризуются непрерывными и плавными изменениями блеска: цефеиды, мириды, типа RR Лиры, неправильные, полуправильные;
- эруптивные - характеризуются неправильными, быстрыми и сильными изменениями блеска, вызванными процессами, носящими взрывообразный (эруптивный) характер: новые звёзды, сверхновые.
Переменные звёзды имеют специальные обозначения. Эти звёзды в каждом созвездии обозначают последовательностью букв латинского алфавита: R, S, Т, …, Z, RR, RS, …, RZ, SS, ST, …. ZZ, АА, …, AZ, QQ, …, QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (RR Lyr). Таким образом можно обозначить 334 переменных звезды в каждом созвездии. Если количество превышает 334, то следующие обозначаются V 335, V 336 и т. д.
Затменно-переменные звёзды
Затменно-переменные звёзды - тесные пары звёзд, которые нельзя разделить даже в самые мощные телескопы, видимая звёздная величина меняется из-за периодически наступающих для наблюдателя с Земли затмений одного компонента системы другим. Звезда с большей светимостью - главная, с меньшей - спутник. Самыми популярными примерами являются: β Персея (Алголь) и β Лиры.
Из-за перекрытия одной звезды другой суммарная звёздная величина изменяется периодически.
Кривая блеска - график, который изображает изменение потока излучения звезды в зависимости от времени. Когда звезда имеет максимальную яркость, то это эпоха максимума , минимальную (или наибольшую ) - эпохой минимума . Разность между максимумом и минимумом звёздных величин называется амплитуда , а временной интервал между двумя максимумами (минимумами) - периодом переменности .
График изменения потока излучения звезды от времени
Исходя из данных графика можно определить относительные размеры компонентов, получить общее представление об их форме. Минимальные значение (впадины) на графике могут отличаться по значению звёздной величины в зависимости от того, какая из звёзд перекрыла своего компонента: главная спутника или спутник главную.
На сегодня известно около 4000 затменных звёзд разных типов. Минимальный известный астрономами период обращения звёзд - чуть меньше часа, максимальный - 57 лет.
Физические переменные звёзды
Цефеиды
Цефеиды - пульсирующие гиганты F и G, которые получили своё название в честь звезды δ (дельта) Цефея. Период пульсации колеблется в диапазоне от 1,5 до 50 суток. Амплитуда (разница между максимумом и минимумом) блеска цефеид может достигать 1,5 m . Типичным представителем цефеид является Полярная звезда.
При изменении блеска изменяются температура фотосферы, показатели цвета, радиус фотосферы. Пульсация звезды происходит когда непрозрачность наружных слоёв звезды задерживает некоторую часть излучения внутренних слоёв. Это связано с веществом гелий, который вначале ионизируется, а затем охлаждается и рекомбинируется.
График изменения блеска η Aql (эта Орла) и δ Cep (дельта Цефея)
В нашей галактике Млечный Путь на сегодня насчитывается больше 700 цефеид.
В свою очередь цефеиды делятся ещё на 3 группы:
- Дельта цефеиды (Cδ) - классические цефеиды.
- Цефеиды типа W Девы (CW) - расположены не в плоскости галактики. Как правило встречаются в . Интересно то, что максимальной температуры они достигают в промежутках между максимумом и минимумом светимости.
- Дзета цефеиды (Cζ) - малоамплитудные цефеиды. Обладают симметричными кривыми блеска.
Звёзды типа RR Лиры
В отдельный тип относятся звёзды типа RR Лиры . Это гиганты спектрального класса A. Период переменности для этих звёзд 0,2 - 1,2 суток. Они очень быстро меняют блеск, при этом амплитуда достигает одной звёздной величины. С изменением блеска изменяется показатель цвета, что связано с изменением температуры фотосферы. При максимуме звезда светлеет (белеет), т.е. становится горячее. Также изменяется радиус звезды (лучевые скорости).
Подавляющее большинство звёзд этого типа сосредоточено в шаровых звёздных скоплениях. Ниже на (спектр-светимость) показано примерное расположение цефеид и звёзд типа RR Лиры:
Изображение взято с сайта Википедия
Мириды
Мириды по-другому называют долгопериодическими переменными звёздами . Это звёзды типа ω (омега) Кита. Амплитуда изменения блеска достигает 10-й (!) звёздной величины. Период переменности сильно разнится и лежит в интервале 90 - 730 суток.
К миридам относятся спектрального класса M (и дополнительных S и N - ещё более холодных).
Переменность блеска возникает из-за колебаний температуры. К миридам относятся звёзды, у которых в спектрах появляются эмиссионные линии.
Неправильные переменные
Это звёзды, у которых происходит непредсказуемое изменение блеска. Их сложно наблюдать и приходится затрачивать больше времени на определение их характеристик. Представителем это типа звёзд является μ (мю) Цефея.
Амплитуда изменения блеска не превышает одну звёздную величину. Моменты максимумов или минимумов нельзя определить по формулам, или посчитать их периодичность. Кривая изменения блеска может иметь период до 4500 суток. В книге по астрономии нашел график звезды μ Цефея, яркость которого вычислялась с 1916 по 1928 года:
Если получается определить среднее значение цикла и наблюдается некоторая периодичность, их называют полуправильными , в ином случае - неправильными .
Эруптивные переменные
Переменная карликовая звезда, которая проявляет свою переменность в виде повторяющихся вспышек, объясняющихся различного рода выбросами вещества (эрупций) называется эруптивной переменной. Эруптивные звёзды могут быть как молодыми, так и старыми.
Молодые звёзды
Звёзды, которые не завершили процесс гравитационного сжатия называются молодыми . Например, T Тельца. К молодым звёздам относятся карлики спектральных классов F и G с эмиссионными линиями в спектре. Много молодых звёзд можно обнаружить в туманности Ориона (в созвездии Ориона), где идёт процесс активного звёздообразования. Установить закономерность изменения таких звёзд невозможно. Амплитуда изменения блеска может достигать 3 m .
Хаотическую переменность объясняют тем, что вокруг молодых звёзд наблюдаются небольшие яркие туманности, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.
Отдельно выделяют вспыхивающие звёзды типа UV Кита . Это карлики спектральных классов K и M. Они отличаются очень быстрым возрастанием светимости во время вспышек. Менее чем за одну минуту поток излучения может увеличиться в несколько раз. Однако, есть большая группа вспыхивающих звёзд, у которых вспышки длятся продолжительное время, превышающее несколько минут. В скоплении Плеяды все звёзды относятся к таким звёздам.
На сегодня обнаружено всего около 80 вспыхивающих звёзд, имеющих небольшую светимость и их можно наблюдать на небольшом удалении от Солнца.
В общем-то и всё, что вам необходимо знать и понимать о переменных звёздах . И теперь, встречая непонятные названия или обозначения типа переменной звезды, вы всегда сможете обратиться к этой статье, чтобы узнать что есть что.
Спасибо что уделили своё время на чтение этой важной темы. Если есть вопросы, не стесняйтесь, пишите в комментариях, будем вместе разбираться.
Видимая яркость которой изменяется. Эти изменения могут иметь период в несколько лет или в тысячные доли секунды, а величина изменений варьируется от тысячной доли средней яркости до увеличения в 20 раз. Более 100000 переменных звезд было занесено в каталоги, и к ним можно отнести даже Солнце . Плотность потока энергии нашего светила изменяется примерно на 0.1 процента, или тысячную долю, в ходе 11-летнего солнечного цикла.
История переменных звезд
Первая идентифицированная переменная звезда - Омикрон Кита, позднее получившая имя Мира . В 1596 году она была отнесена к новым звездам, а в 1638 году Иоганн Холвардс наблюдал изменения в яркости звезды в ходе 11-месячного цикла. Расстояние до звезды составляет 200-400 световых лет. Это двойная система , состоящая из красного гиганта - переменной звезды. Период колебаний яркости - 332 дня, а яркость в видимом диапазоне изменяется в сотни раз в ходе одного цикла, тогда как в инфракрасной части спектра яркость колеблется всего в два раза. Вторая звезда также переменная, но без точного периода. Ее колебания скорости вызваны поступлением вещества с первой звезды. Это было важное открытие, так как вместе со сверхновыми оно показало, что звезды не являются постоянными сущностями, как считалось со времен Древней Греции.
Свойства переменных звезд
Существует множество причин для изменения видимой яркости звезд. Подчеркнем, именно видимой, то есть сама звезда совершенно не должна меняться, изменяются обычно условия наблюдения - как, например, в случае Алголя. Тем не менее, часть звезд мигает из-за изменений своих свойств - пульсирующие переменные имеют переменные радиус или массу. Некоторые переменные звезды - двойные системы, в которых звезды-собраты расположены так близко, что материал постоянно перетекает от одной к другой и обратно. Вообще, классификация переменных звезд очень богата, но они, в первую очередь, делятся по причине переменности - внутренней (в отечественной астрономии принято отдельно рассматривать эруптивные переменные) или внешней.
Внутренние причины
Цефеиды - очень яркие звезды, с яркостью в 500-300000 солнечных, и с очень малым периодом пульсаций - от 1 до 100 дней. Эти звезды расширяются и уменьшаются в соответствии с четкой схемой. Эти звезды особенно ценны для астрономов, так как измерения изменений их яркости позволяют очень точно определить расстояния до них, превращая цефеиды в дорожные столбы Вселенной. Другие типы переменных звезд с внутренними причинами колебаний яркости: RR Лиры, короткопериодические, старые звезды меньшего размера, нежели цефеиды; RV Тельца, сверхгиганты с огромными колебаниями яркости; типа Миры (по имени первой переменной звезды), холодные красные сверхгиганты; неправильные, красные гиганты или сверхгиганты с большими периодами в пределах от 30 до 1000 дней, к этому типу относится Бетельгейзе и в основном это красные сверхгиганты.
Эруптивные переменные также связаны с внутренними процессами, они резко увеличивают свою яркость из-за термоядерных взрывов внутри или на поверхности звезды. К ним относятся близкие двойные звезды, обменивающиеся массой. Сверхновые , новые, повторные новые, карликовые новые и другие - группа звезд, испытывающих сильные резкие изменения яркости, обычно из-за взрыва. Самые известные из них - сверхновые, способные затмить целую галактику и увеличить яркость в сто миллионов раз. Новые и повторные новые - близкие двойные звезды, на поверхностях которых происходят взрывы, но, в отличие от сверхновых, звезды при этом не разрушаются. Карликовые новые - двойные системы белых карликов, обменивающихся массой, вызывающей на них периодические взрывы. На них похожи симбиотические переменные, состоящие из красного гиганта и горячей голубой звезды, заключенных в общей оболочке пыли и газа.
Внешние причины
Затменные переменные - звезды, проходящие друг перед другом, закрывая часть света. Это также может быть вызвано планетами звезды. Вращающиеся звезды имеют переменную яркость из-за наличия на их поверхности темных, или, наоборот, ярких пятен и вращением звезды. Аналогичные изменения наблюдаются в случае звезды, форма которой заметно отлична от сферы (обычно в двойной системе). В этом случае вращение эллипсоида приводит к изменениям площади излучающей поверхности. К этому типу относятся и пульсары .
Будущие исследования
Исследования переменных звезд снабжают астрономов данными о массах, радиусах, температурах и других свойствах звезд. Косвенно получается информация о структуре и эволюции звезды. Однако, для изучения переменных звезд с большим периодом нужно много времени - обычно десятилетия. Большую роль в постоянном наблюдении переменных звезд играют астрономы-любители. Некоторые переменные особенно важны для науки, как например цефеиды, дающие информацию о возрасте Вселенной. Изучение переменных типа Миры дает сведения о Солнце и похожих на него звездах, сверхновые типа Ia используются для измерения скорости расширения Вселенной, эруптивные переменные - при исследовании активных галактических ядер и сверхмассивных
