Kaip vadinamos nuolat pulsuojančios žvaigždės? Uždarykite dvejetaines užtemimo sistemas

Bet kurią žvaigždę galima pavadinti kintamuoju – laikui bėgant keičiasi jos ryškumas ir net spalva. Tačiau šie pokyčiai vyksta taip lėtai, kad jiems aptikti neužteks nė vieno žmogaus gyvybės. Ne be reikalo nuo seno žvaigždėtas dangus buvo laikomas nekintamumo ir amžinybės simboliu.

Tačiau net ir iš pažiūros nuolatiniame žvaigždžių pasaulyje yra daug išimčių. Tai didelė žvaigždžių grupė, kurios ryškumas kinta per gana trumpą laiką ir šiuos pokyčius galima užfiksuoti naudojant astronominius instrumentus.

Kintamieji yra „mirksinčios“ žvaigždės, kurios bent kartą pakeitė savo ryškumą. Tačiau dauguma kintamųjų periodiškai keičia savo ryškumą, o tai rodo, kad šalia tokios žvaigždės ar jos viduje vyksta neįprasti fiziniai procesai.

Žvaigždžių ryškumo pokyčių nereikėtų painioti su jų mirgėjimu, kuris atsiranda dėl skirtingos temperatūros oro masių judėjimo žemės atmosferoje. Stebint iš kosmoso, žvaigždės nemirksi, o jei fiksuojami jų ryškumo svyravimai, priešais mus yra kintamasis.

Žvaigždžių monstras

Persėjo žvaigždyne yra ryški antrojo dydžio žvaigždė Algolis, gerai žinoma astronomams. Šis pavadinimas iš arabų kalbos išverstas kaip „pabaisa“, o viduramžių Persėjo atvaizduose ši žvaigždė vaidino nukirstos Medūzos Gorgono galvos „akies“ vaidmenį. Ir ne be priežasties - jau seniai buvo pastebėta, kad Algol, kurio periodiškumas yra maždaug trys Žemės dienos, staiga smarkiai sumažina savo ryškumą beveik pusantro balo - tai yra tris su puse karto!

Tik mūsų dienomis buvo įmanoma tiksliai sužinoti šio „mirktelėjimo“ priežastį. Paaiškėjo, kad Algol yra neįprastai artima dviejų žvaigždžių sistema – Algol A ir Algol B, atstumas tarp kurių yra 16 kartų mažesnis nei atstumas nuo Žemės iki Saulės. Mažiau masyvus Algol B yra didesnis nei Algol A, tačiau submilžinas yra daug silpnesnis nei jo pagrindinės sekos žvaigždės partneris Algol A. Kai stebėtojui Žemėje ryškesnę žvaigždę „užtemdo“ mažiau ryški žvaigždė, bendras iš sistemos sklindančios šviesos kiekis gerokai sumažėja.

Tokie kintamieji – o tarp dvigubų žvaigždžių jų buvo gana daug – vadinami optiniais arba užtemdančiais kintamaisiais.

Delta Cepheus paslaptis

Kitas dalykas – žvaigždės, kurios nėra dvejetainės, bet periodiškai stipriai keičia savo ryškumą. Akivaizdu, kad čia esmė yra ne žvaigždės judėjimo pobūdis, o sudėtingi procesai, vykstantys jų gelmėse. Pirmoji iš šių astronomų tyrinėtų žvaigždžių buvo Delta Cephei – ji per 5 dienas ir 9 valandas pakeičia savo ryškumą visu žvaigždžių dydžiu. Šios žvaigždės spektro tyrimai parodė, kad jos linijos periodiškai pasislenka arba į raudoną, arba į violetinę sritį. Vienos žvaigždės atveju tai reiškia, kad jos paviršius arba sparčiai tolsta nuo stebėtojo, arba sparčiai artėja prie jo – žvaigždė pulsuoja, augdama ir krisdama, o tuo pačiu keisdama paviršiaus spalvą ir temperatūrą. Be to, jei mažiausiai jo skersmuo yra lygus keturiasdešimčiai mūsų Saulės skersmenų, tai maksimaliai jis vienu metu padidėja keturiais saulės skersmenimis.

Kas vyksta Delta Cephei ir panašių žvaigždžių gelmėse?

Astrofizikams pavyko sukurti teorinį tokio tipo žvaigždžių modelį. Delta Cephei gelmėse yra ypatingų savybių turintis materijos sluoksnis, kuris tarsi kaupia žvaigždės šerdyje išsiskiriančią energiją. Kai energijos kiekis jame pasiekia maksimumą, sluoksnis akimirksniu išleidžia visą sukauptą energiją „aukštyn“. Nuo tokio „energijos smūgio“ išoriniai žvaigždės sluoksniai arba įkaista, arba atvėsta, atitinkamai susispaudžia arba plečiasi. Tuo pačiu metu, esant mažiausiam ryškumui, „Delta Cephei“ priklauso tai pačiai spektrinei klasei kaip ir mūsų, o maksimaliai ji virsta balta žvaigžde, kurios paviršiaus temperatūra viršija 10 tūkstančių laipsnių.

Visatos švyturiai

pradžioje amerikiečių astronomė Henrietta Leavitt (1868-1921), atradusi apie 2400 kintamų žvaigždžių, atrado ryšį tarp kintamų žvaigždžių ryškumo kitimo laikotarpio ir jų šviesumo: kuo ilgesnis laikotarpis, tuo didesnis. šviesumą. Išmatavus periodą, dabar buvo galima nustatyti šviesumą, o žinant – išmatuoti atstumą iki žvaigždės.

Taigi tokios žvaigždės kaip Delta Cephei – jos buvo vadinamos cefeidėmis – astronomams tapo savotiškais švyturiais, pagal kuriuos mokslininkai gali nustatyti atstumus iki tų žvaigždžių sistemų, kuriose yra kintamieji. O kadangi dauguma cefeidų priklauso geltonųjų supergiantų klasei ir išskiria daug energijos, jas galima pamatyti dideliais atstumais ir net kitose galaktikose.

Taip pat yra kintamų žvaigždžių, kurios keičia savo ryškumą be jokių matomų raštų - netaisyklingi kintamieji, ir net tos žvaigždės, kurias mes įprastai laikome įprasčiausiomis ir stabiliausiomis, yra cefeidai. Tai, pavyzdžiui, Šiaurinė žvaigždė – tiesiog jos ryškumo pokyčiai nėra tokie akivaizdūs kaip kitų cefeidų.

1922 m. žymus amerikiečių astronomas Edwinas Powellas Hablas atrado keletą cefeidų ir, naudodamas kintamąsias žvaigždes kaip šviesumo standartą, apskaičiavo jų atstumą. Taigi pirmą kartą astronomijos istorijoje buvo įrodytas kosminių objektų egzistavimas už mūsų žvaigždžių sistemos ribų – Andromedos ūkas pasirodė esąs milžiniška spiralinė galaktika, nutolusi nuo Paukščių Tako 2,5 mln. šviesmečių.

Kintamos žvaigždės

Nors iš pirmo žvilgsnio danguje kibirkščiuojančios žvaigždės atrodo pastovios, pasirodo, kad daugelio jų regimasis ryškumas laikui bėgant keičiasi. Žvaigždė tampa šviesesnė ir silpnesnė. Tokios žvaigždės vadinamos kintamosiomis žvaigždėmis. Kai kurių kintamų žvaigždžių ryškumas keičiasi griežtai periodiškai. Kitiems jis keičiasi daugiau ar mažiau periodiškai, kitiems – visiškai chaotiškai. Yra žvaigždžių, kurios netikėtai įsižiebia. Ten, kur prieš kelias dienas nuotraukose buvo vos įžiūrima žvaigždė, šiandien – plika akimi matoma putojanti žvaigždė. Po kelių mėnesių žvaigždės ryškumas vėl krenta. Kai kurios žvaigždės kartojasi. Yra žvaigždžių, kurios plinta labai greitai. Per kelias minutes žvaigždė tampa šimtus kartų šviesesnė, o po valandos grįžta į pradinę būseną.

Įvairių kintamų žvaigždžių ryškumo svyravimų amplitudės svyruoja nuo kelių šimtųjų žvaigždžių dydžio Žvaigždžių dydis yra matomo žvaigždžių ryškumo charakteristika. Šviestuvų dydžių nustatymo koeficientas yra 2,512. Didumo sistemos nulinį tašką paprastai nustatė žvaigždžių grupė Šiaurinės žvaigždės regione, vadinama šiaurine poliarine serija. Tariamas dydis neturi nieko bendra su žvaigždės dydžiu. Šis terminas turi istorinę kilmę ir apibūdina tik žvaigždės spindesį. Ryškiausios žvaigždės turi nulinį ar net neigiamą dydį. Pavyzdžiui, žvaigždžių, tokių kaip Vega ir Capella, dydis yra maždaug nulis, o ryškiausios žvaigždės danguje Sirijus – minus 1,5. Didumas viršuje nurodomas maža lotyniška raide m (nuo žodžio „didumas“ - dydis). Akimis nematomoms žvaigždėms naudojama ta pati dydžio skalė. iki 15-17 balų. Tobulėjant technologijoms ir tobulėjant imtuvams, fiksuojantiems žvaigždžių ryškumą, atsirado galimybė atrasti naujas kintamas žvaigždes su labai maža amplitudė ir trumpais periodais. Bendras Galaktikos galaktikoje aptiktų kintamų žvaigždžių skaičius. Skirtingai nuo kitų galaktikų, jos pavadinimas rašomas didžiosiomis raidėmis. apie 40 000, o kitose galaktikose Galaktika yra didžiulė besisukančių žvaigždžių sistema – daugiau nei 5000. Kintamoms žvaigždėms žymėti naudojamos lotyniškos raidės, nurodančios žvaigždyną, kuriame yra žvaigždė. Viename žvaigždyne kintamoms žvaigždėms iš eilės priskiriama viena lotyniška raidė, dviejų raidžių derinys arba raidė V su skaičiumi. Pavyzdžiui: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Kintamos žvaigždės skirstomos į tris dideles klases: pulsuojančias, išsiveržiančias (sprogiąsias) ir užtemdančias. Pulsuojančių žvaigždžių ryškumas sklandžiai keičiasi. Ją sukelia periodiniai spindulio ir paviršiaus temperatūros pokyčiai. Kai žvaigždės susitraukia, temperatūra pakyla. Temperatūros padidėjimas padidina šviesumą. Šviesumas yra bendra žvaigždės skleidžiama energija per laiko vienetą, nepaisant to, kad spindulys mažėja. Žvaigždžių pulsavimo periodai svyruoja nuo paros dalių (RR Lyrae tipo žvaigždės) iki dešimčių (cefeidų) ir šimtų dienų (Mirids – Mira Ceti tipo žvaigždės). Cepheids ir RR Lyrae žvaigždėse periodiškumas išlaikomas nuostabiu tikslumu. Kintamose žvaigždėse, kurių ryškumas keičiasi pusiau taisyklingai arba chaotiškai, pulsavimas, nors ir stipresnis, vyksta nereguliariai. Visos cefeidos yra milžinai, didelio šviesumo žvaigždės, daugelis jų yra supermilžinai, tarp kurių yra ir didžiausio šviesumo žvaigždės. Miridės vadinamos ilgo periodo kintamomis žvaigždėmis. Jų ryškumo pokyčius lydi temperatūros pokyčiai. Didžiausia Mira Ceti yra beveik tokia pat ryški kaip Šiaurinė žvaigždė. Šio tipo kintamos žvaigždės taip pat yra supermilžinės. Aptikta apie 14 tūkstančių pulsuojančių žvaigždžių.

Antroji kintamų žvaigždžių klasė yra sprogstamosios arba, kaip jos dar vadinamos, išsiveržiančios žvaigždės. Visų pirma, supernovos yra ryškiausios žvaigždės, atsirandančios danguje dėl žvaigždžių pliūpsnių. į novą panašios ir simbiotinės žvaigždės. Visoms šioms žvaigždėms būdingi pavieniai arba pasikartojantys sprogstamojo pobūdžio sprogimai su staigiu ryškumo padidėjimu. Daugelis šių žvaigždžių yra artimų dvejetainių sistemų komponentai, o žiaurūs procesai kyla, kai tokių sistemų komponentai sąveikauja. kintamų žvaigždžių palydovas

Anksčiau buvo manoma, kad naujos žvaigždės iš tikrųjų vėl iškilo. Tačiau šios žvaigždės egzistavo ir anksčiau – anksčiau darytose žvaigždėto dangaus nuotraukose jos rodomos kaip silpnos žvaigždės.

Kai kurios (o gal ir visos) naujosios žvaigždės užsidega pakartotinai. Taigi, labai karštos žvaigždės, turinčios ypatingą, nestabilią būseną, gali staiga užsidegti ir padidėti greičiu, lygiu šimtams kilometrų per sekundę. Blyksnio metu jų išoriniai dujų sluoksniai nuplėšiami ir dideliu greičiu veržiasi į kosmosą.

Retais atvejais stebimi supernovos sprogimai. Jie skiriasi tuo, kad jų šviesumas pliūpsnio metu yra dešimtis ir šimtus milijonų kartų didesnis už Saulės šviesumą. Šiuo metu astronomai ir fizikai daug dirba, kad išspręstų klausimą, kokios fizinės priežastys sukelia tokį grandiozinį reiškinį kaip supernovos sprogimai.

Antra, išsiveržiančios žvaigždės apima jaunos greitai netaisyklingos kintamos žvaigždės, UV Ceti tipo žvaigždes ir daugybę susijusių objektų. Atvirų išsiveržimų skaičius viršija 2000.

Pulsuojančios ir išsiveržiančios žvaigždės vadinamos fizinėmis kintamosiomis žvaigždėmis, nes jų matomo ryškumo pokyčiai yra susiję su jose vykstančiais fiziniais procesais. Taip pasikeičia temperatūra, spalva ir kartais žvaigždės dydis.

Trečioji kintamų žvaigždžių klasė apima užtemdančius kintamuosius. Tai dvejetainės sistemos, kurių orbitos plokštuma lygiagreti regėjimo linijai. Kai žvaigždės juda aplink bendrą svorio centrą, jos pakaitomis užtemdo viena kitą, o tai sukelia jų ryškumo svyravimus.

Algolio žvaigždės šviesos kreivė. Horizontaliai rodo laiką valandomis

Algol palydovo judėjimo diagrama

Artimose sistemose bendro šviesumo pokyčius gali lemti žvaigždžių formos iškraipymai. Užtemdančių dvejetainių ryškumo kitimo periodai svyruoja nuo kelių valandų iki dešimčių metų. Galaktikoje žinoma daugiau nei 4000 tokių žvaigždžių.

Taip pat yra nedidelė atskira kintamų žvaigždžių klasė – magnetinės žvaigždės. Be didelio magnetinio lauko, jie turi stiprią paviršiaus charakteristikų nehomogeniškumą. Tokie nehomogeniškumas žvaigždės sukimosi metu lemia ryškumo pasikeitimą.

Maždaug 20 000 žvaigždžių kintamumo klasė nenustatyta.

Kintamas žvaigždes astronomai tiria labai atidžiai. Stebimi šviesumo, spektro ir kitų dydžių pokyčiai leidžia nustatyti pagrindines žvaigždės charakteristikas, tokias kaip šviesumas, spindulys, temperatūra, tankis, masė, taip pat ištirti atmosferų sandarą, įvairių dujų srautų charakteristikas. Stebint kintamąsias žvaigždes įvairiose žvaigždžių sistemose, galima nustatyti šių sistemų amžių ir jų žvaigždžių populiacijos tipą. Nepaprastas cefeidų „periodo ir šviesumo“ ryšys leidžia apskaičiuoti tikrąjį žvaigždės ryškumą, taigi ir atstumą iki jos, iš nustatyto laikotarpio. Jei cefeidas aptinkamas kokiame nors labai tolimame žvaigždžių spiečiuje, tada jos ryškumo, taigi ir šviesumo, kitimo laikotarpis matuojamas stebėjimais. Ir po to nesunku apskaičiuoti, kokiu atstumu yra ši cefeida, jei esant tam tikram šviesumui ji mums atrodo kaip tokio ir tokio dydžio žvaigždė. Spiečiaus matmenys, kad ir kokie dideli jie būtų, yra nereikšmingi, palyginti su atstumu iki jo, o tai reiškia, kad visos į jį įtrauktos žvaigždės yra maždaug vienodu atstumu nuo mūsų. Tokiu būdu buvo išmatuoti atstumai iki tolimų mūsų Galaktikos dalių, taip pat iki kitų galaktikų. Šiuolaikiniai stebėjimai parodė, kad kai kurios kintamos dvigubos žvaigždės yra kosminiai rentgeno spinduliuotės šaltiniai.

Tęsiu straipsnių ciklą „astronomijos žinynas“. Ir šiandien apsvarstysiu kitą svarbią temą, kuri jums bus naudinga skaitant straipsnius iš skyriaus - kintamos žvaigždės. Laikui bėgant žvaigždės gali keisti savo ryškumą (blizgesį), vadinamos kintamomis. Kintamos žvaigždės savo šviesumą keičia dėl fizinių pačios žvaigždės būsenos pokyčių, taip pat dėl ​​užtemimų, jei kalbame apie dvinares (daugias) sistemas – tai užtemdančios kintamos žvaigždės.

Yra šie fizinių kintamų žvaigždžių tipai:

• pulsuojantis- pasižymi nuolatiniais ir sklandžiais ryškumo pokyčiais: Cepheids, Miras, RR Lyrae tipo, netaisyklingos, pusiau taisyklingos;
• išsiveržiantis- pasižymi netaisyklingais, greitais ir stipriais ryškumo pokyčiais, kuriuos sukelia sprogstamojo (išsiveržimo) pobūdžio procesai: naujos žvaigždės, supernovos.

Kintamos žvaigždės turi specialius pavadinimus. Šios žvaigždės kiekviename žvaigždyne yra pažymėtos lotyniškos abėcėlės raidžių seka: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, …, AZ, QQ, …, QZ pridedant atitinkamo žvaigždyno pavadinimą (RR Lyr). Tokiu būdu kiekviename žvaigždyne galime pažymėti 334 kintamas žvaigždes. Jei skaičius viršija 334, tada kiti žymimi V 335, V 336 ir kt.

Užtemdančios kintamos žvaigždės

Užtemdančios kintamos žvaigždės- artimos žvaigždžių poros, kurių neįmanoma atskirti net galingiausiuose teleskopuose, stebint iš Žemės periodiškai užtemus vieną sistemos komponentą; Didesnio ryškumo žvaigždė yra pagrindinė, o mažesnė – palydovas. Populiariausi pavyzdžiai yra: β Perseus (Algol) ir β Lyrae.

Dėl vienos žvaigždės sutapimo su kita bendras dydis periodiškai keičiasi.

Šviesos kreivė- grafikas, vaizduojantis žvaigždės spinduliuotės srauto kitimą priklausomai nuo laiko. Kai žvaigždės ryškumas yra didžiausias, jis yra maksimali era, mažiausia (arba maksimali) – minimali epocha. Skirtumas tarp didžiausio ir mažiausio žvaigždžių dydžių vadinamas amplitudė, o laiko intervalas tarp dviejų maksimumų (minimalių) yra kintamumo laikotarpis.

Žvaigždės spinduliuotės srauto pokyčių laikui bėgant grafikas

Remdamiesi grafiko duomenimis, galite nustatyti santykinius komponentų dydžius ir susidaryti bendrą supratimą apie jų formą. Mažiausios reikšmės (slėniai) diagramoje gali skirtis priklausomai nuo to, kuri iš žvaigždžių sutapo su savo komponentu: pagrindinis palydovas ar pagrindinis palydovas.

Šiandien žinoma apie 4000 įvairių tipų užtemdančių žvaigždžių. Minimalus astronomams žinomas žvaigždžių apsisukimo laikotarpis yra kiek mažiau nei valanda, maksimalus - 57 metai.

Fizinės kintamos žvaigždės

Cefeidai

Cefeidai - pulsuojantys milžinai F ir G, kurie pavadinti žvaigždės δ (delta) Cephei vardu. Pulsacijos laikotarpis svyruoja nuo 1,5 iki 50 dienų. Cefeido ryškumo amplitudė (skirtumas tarp didžiausio ir mažiausio) gali siekti 1,5 m. Tipiškas cefeidų atstovas yra Šiaurinė žvaigždė.

Pasikeitus šviesumui, keičiasi fotosferos temperatūra, spalvų indeksai ir fotosferos spindulys. Žvaigždė pulsuoja, kai žvaigždės išorinių sluoksnių neskaidrumas blokuoja dalį spinduliuotės iš vidinių sluoksnių. Taip yra dėl medžiagos helio, kuris iš pradžių jonizuojasi, o po to atvėsta ir rekombinuojasi.

Ryškumo pokyčių grafikas η Aql (eta Aquila) ir δ Cep (delta Cephei)

Mūsų Paukščių Tako galaktikoje šiandien yra daugiau nei 700 cefeidų.

Savo ruožtu cefeidai skirstomi į dar 3 grupes:

1. Delta cefeidai (Cδ) yra klasikiniai cefeidai.
2. W Mergelė (CW) Cefeidai nėra galaktikos plokštumoje. Paprastai randama . Įdomu tai, kad maksimalią temperatūrą jie pasiekia intervalais tarp didžiausio ir mažiausio šviesumo.
3. Zeta cefeidai (Cζ) yra mažos amplitudės cefeidai. Jie turi simetriškas šviesos kreives.

RR Lyrae žvaigždės

Atskiras tipas apima tokio tipo žvaigždes RR Lyra. Tai A spektrinės klasės milžinai. Šių žvaigždžių kintamumo laikotarpis yra 0,2 - 1,2 dienos. Jie labai greitai keičia ryškumą, o amplitudė siekia vieną dydį. Keičiantis ryškumui, keičiasi spalvų indeksas, kuris yra susijęs su fotosferos temperatūros pasikeitimu. Maksimaliai žvaigždė pašviesėja (pabalta), t.y. Darosi karščiau. Keičiasi ir žvaigždės spindulys (radialiniai greičiai).

Didžioji dauguma šio tipo žvaigždžių yra susitelkusios rutuliniuose žvaigždžių spiečių. Žemiau (spektro šviesumas) parodyta apytikslė cefeidų ir RR Lyrae žvaigždžių vieta:

Vaizdas paimtas iš Vikipedijos

Miridės

Miridai vadinami skirtingai ilgo periodo kintamos žvaigždės. Tai ω (omega) Ceti tipo žvaigždės. Ryškumo kitimo amplitudė siekia 10 (!) dydį. Kintamumo laikotarpis labai skiriasi ir svyruoja nuo 90 iki 730 dienų.

„Miras“ apima M spektrinę klasę (ir papildomus S ir N – dar šaltesnius).

Ryškumo kintamumas atsiranda dėl temperatūros svyravimų. Mirai apima žvaigždes, kurių spektruose atsiranda emisijos linijos.

Neteisingi kintamieji

Tai žvaigždės, kurių ryškumas nenuspėjamas. Juos sunku pastebėti ir reikia daugiau laiko nustatyti jų savybes. Šio tipo žvaigždžių atstovas yra μ (mu) Cephei.

Ryškumo pokyčio amplitudė neviršija vieno dydžio. Maksimumo ar minimumo momentai negali būti nustatyti formulėmis arba gali būti apskaičiuotas jų dažnis. Šviesos kreivė gali trukti iki 4500 dienų. Astronomijos knygoje radau žvaigždės μ Cephei grafiką, kurio šviesumas buvo skaičiuojamas nuo 1916 iki 1928 m.:

Jei įmanoma nustatyti vidutinę ciklo reikšmę ir stebimas tam tikras periodiškumas, jie vadinami pusiau įprastas, kitaip - negerai.

Išsiveržimo kintamieji

Kintamoji nykštukinė žvaigždė, kurios kintamumas pasireiškia pasikartojančiais blyksniais, paaiškinama įvairiais materijos išsiveržimais (išsiveržimais), vadinama išsiveržiantis kintamasis. Išsiveržusios žvaigždės gali būti jaunos arba senos.

Jaunos žvaigždės

Žvaigždės, kurios nebaigė gravitacinio suspaudimo proceso, vadinamos jaunas. Pavyzdžiui, Jautis. Tarp jaunų žvaigždžių yra F ir G spektrinių klasių nykštukai su spinduliavimo linijomis spektre. Daug jaunų žvaigždžių galima rasti Oriono ūke (Oriono žvaigždyne), kur vyksta aktyvus žvaigždžių formavimasis. Tokių žvaigždžių pokyčių modelio nustatyti neįmanoma. Ryškumo kitimo amplitudė gali siekti 3 m.

Chaotiškas kintamumas paaiškinamas tuo, kad aplink jaunas žvaigždes stebimi nedideli ryškūs ūkai, o tai rodo, kad egzistuoja dideli dujiniai apvalkalai.

Atskirai paskirstyti UV Ceti tipo blykstės žvaigždės. Tai K ir M spektrinių klasių nykštukai. Jie išsiskiria labai sparčiu šviesumo padidėjimu pliūpsnių metu. Mažiau nei per minutę spinduliuotės srautas gali padidėti kelis kartus. Tačiau yra didelė grupė pliūpsnių žvaigždžių, kurių pliūpsniai trunka ilgai, ilgiau nei kelias minutes. Plejadų spiečiuje visos žvaigždės priklauso tokioms žvaigždėms.

Iki šiol buvo atrasta tik apie 80 blyksnių žvaigždžių, kurios turi mažą šviesumą ir gali būti stebimos nedideliu atstumu nuo Saulės.

Apskritai viskas, ką reikia žinoti ir suprasti kintamos žvaigždės. Ir dabar, kai susiduriate su nesuprantamais kintamųjų žvaigždžių tipo pavadinimais ar pavadinimais, visada galite peržiūrėti šį straipsnį, kad sužinotumėte, kas yra kas.

Dėkojame, kad skyrėte laiko perskaityti šią svarbią temą. Jei turite klausimų, nedvejodami rašykite komentaruose, kartu išsiaiškinsime.

Kintamų žvaigždžių katalogai

Kintamų žvaigždžių žymėjimo sistema

Šiuolaikinė kintamų žvaigždžių žymėjimo sistema yra XIX amžiaus viduryje F. Argelander pasiūlytos sistemos plėtra. Argelanderis pasiūlė tas kintamąsias žvaigždes, kurios dar negavo savo pavadinimo, pavadinti raidėmis nuo R iki Z aptikimo tvarka kiekviename žvaigždyne. Pavyzdžiui, R Hydrae yra pirmoji žvaigždė Hidros (žvaigždyno) žvaigždyne pagal atradimo laiką, S Hydrae yra antra ir tt Taigi kiekvienam žvaigždynui buvo rezervuoti 9 kintamieji pavadinimai, t.y. 792 žvaigždės. Argelanderio laikais toks rezervas atrodė visiškai pakankamas. Tačiau iki 1881 m. 9 žvaigždžių viename žvaigždyne riba buvo viršyta ir E. Hartwigas pasiūlė į nomenklatūrą įtraukti dviejų raidžių pavadinimus pagal tokį principą:

Pavyzdžiui, RR Lyr. Tačiau ši sistema netrukus išnaudojo visas galimas galimybes daugelyje žvaigždynų. Tada astronomai pristatė papildomus dviejų raidžių užrašus:

Raidė J buvo išbraukta iš dviejų raidžių derinių, kad nebūtų painiojama su I rašant ranka. Tik visiškai išnaudojus dviejų raidžių žymėjimo sistemą, buvo nuspręsta naudoti paprastą žvaigždžių, nurodančių žvaigždyną, numeraciją, pradedant skaičiumi 335, pavyzdžiui, V335 Sgr. Ši sistema naudojama ir šiandien. Dauguma kintamų žvaigždžių buvo aptiktos Šaulio žvaigždyne. Pažymėtina, kad paskutinę vietą Argelander įskaitoje 1989 metais užėmė žvaigždė Z Incisor.

Kintamų žvaigždžių klasifikacija

Per visą kintamų žvaigždžių tyrimo istoriją buvo ne kartą bandoma sukurti tinkamą jų klasifikaciją. Pirmosiose klasifikacijose, pagrįstose nedideliu stebėjimo medžiagos kiekiu, žvaigždės daugiausia grupuojamos pagal panašias išorines morfologines ypatybes, tokias kaip šviesos kreivės forma, amplitudės ir ryškumo kitimo periodas ir kt. Vėliau, kartu su skaičiaus padidėjimu žinomų kintamų žvaigždžių, grupių, turinčių panašias morfologines savybes, skaičius, kai kurios didelės buvo suskirstytos į daugybę mažesnių. Tuo pačiu metu, plėtojant teorinius metodus, atsirado galimybė klasifikuoti ne tik pagal išorinius, stebimus požymius, bet ir pagal fizikinius procesus, lemiančius vienokį ar kitokį kintamumą.

Kintamų žvaigždžių tipams nurodyti vadinamieji. prototipai yra žvaigždės, kurių kintamumo charakteristikos yra priimtos kaip standartinės tam tikro tipo. Pavyzdžiui, kintamoms žvaigždėms patinka R.R. Lyras.

Guzo sistema

Tokį kintamų žvaigždžių skirstymą į klases Houzeau pasiūlė XIX amžiuje:

1. Žvaigždės, kurių ryškumas nuolat didėja arba mažėja.
2. Žvaigždės, kurių ryškumas periodiškai keičiasi.
3. * Tokios žvaigždės kaip Mira Ceti- žvaigždės su ilgais laikotarpiais ir reikšmingais ryškumo pokyčiais.
4. * Žvaigždės, kurių ryškumas kinta gana greitai ir reguliariai. Būdingi β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae atstovai.
5. * Algol tipo žvaigždės (β Persei). Žvaigždės su labai trumpu periodu (dvi-tris dienas) ir itin tiksliais ryškumo matavimais, kurie užima tik nedidelę periodo dalį. Likusį laiką žvaigždė išlaiko didžiausią spindesį. Kitos Algol tipo žvaigždės: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei ir kt.
6. Žvaigždės, kurių ryškumas keičiasi netaisyklingai. Atstovas – η Argus

OKPZ-3 priimta klasifikavimo sistema

GCVS-3 visos kintamos žvaigždės yra suskirstytos į tris dideles klases: pulsuojančius kintamuosius, išsiveržimo kintamuosius ir užtemimo kintamuosius. Klasės skirstomos į tipus, kai kurios rūšys į potipius.

Pulsuojantys kintamieji apima tas žvaigždes, kurių kintamumą lemia jų viduje vykstantys procesai. Šie procesai lemia periodinius žvaigždės ryškumo pokyčius, o kartu ir kitas žvaigždės charakteristikas – paviršiaus temperatūrą, fotosferos spindulį ir kt.. Pulsuojančių kintamųjų klasė skirstoma į šiuos tipus:

Žvaigždės šviesos kreivė δ Cephei

1. Ilgalaikės cefeidos(Cep) – didelio šviesumo žvaigždės, kurių periodai nuo 1 iki ~70 dienų. Skirstoma į du potipius:
2. * Klasikiniai cefeidai(Cδ) – Galaktikos plokščiojo komponento cefeidai
3. * Mergelės W žvaigždės(CW) – Galaktikos sferinės sudedamosios dalies cefeidai
4. Lėti netinkami kintamieji(L)
5. RR Lyra tipo kintamieji(RR)
6. RV Taurus kintamieji(RV)
7. β Cephei arba β Canis Majoris tipo kintamieji(βC)
8. Kintamieji δ tipo skydas(δ Sct)
9. Kinijos ZZ tipo kintamieji- pulsuojantys baltieji nykštukai
10. Magnetiniai kintamieji α² Canes Venatici (αCV)

Išsiveržiančios kintamos žvaigždės

Į šią klasę įeina žvaigždės, kurios stebėjimų metu keičia savo šviesumą nereguliariai arba vieną kartą. Visi išsiveržiančių žvaigždžių ryškumo pokyčiai yra susiję su sprogstamaisiais procesais, vykstančiais žvaigždėse, jų apylinkėse arba su pačių žvaigždžių sprogimais. Ši kintamų žvaigždžių klasė skirstoma į du poklasius: netaisyklingus kintamuosius, susijusius su difuziniais ūkais, ir greituosius netaisyklingus, taip pat į novų ir į novas panašių žvaigždžių poklasį.

Netaisyklingi kintamieji, susiję su difuziniais ūkais ir greitais netaisyklingais

1. UV tipo kintamieji(UV) – d Me spektrinės klasės žvaigždės, patiriančios trumpalaikius reikšmingos amplitudės pliūpsnius.
2. * UVn tipo žvaigždės- UV žvaigždžių potipis, susijęs su difuziniais ūkais
3. BY Dragon Kintamieji(BY) - vėlyvojo spektro tipo spinduliuotės žvaigždės, rodančios periodinius ryškumo pokyčius su kintama amplitude ir besikeičiančia šviesos kreivės forma.
4. Neteisingi kintamieji(aš). Būdinga indeksais a, b, n, T, s. Indeksas a rodo, kad žvaigždė priklauso spektrinei klasei O-A, indeksas b žymi spektrinę klasę F-M, n simbolizuoja ryšį su difuziniais ūkais, s – greitą kintamumą, T apibūdina emisijos spektrą, būdingą T Tauri žvaigždei. Taigi pavadinimas Isa priskiriamas greitam netaisyklingam ankstyvojo spektrinio tipo kintamajam.

Naujos ir naujoviškos žvaigždės

1. * Greitas naujas(Na)
2. * Lėti nauji(Nb)
3. * Labai lėti nauji(Nc)
4. * Pakartotas naujas(Nr)
5. Į Novą panašios žvaigždės(Nl)
6. Simbiotiniai Z tipo Andromedos kintamieji(ZAir)
7. Northern Crown R tipo kintamieji(RCB)
8. Dvynių U tipo kintamieji(UG)
9. Žirafa Z tipo kintamieji(ZCam)
10. S tipo kintamieji Dorado(SD)
11. γ Cassiopeia tipo kintamieji(γC)

Užtemdančios kintamos žvaigždės

Užtemdančios kintamos žvaigždės apima dviejų žvaigždžių sistemas, kurių bendras ryškumas periodiškai keičiasi laikui bėgant. Ryškumo pasikeitimo priežastis gali būti žvaigždžių užtemimas viena nuo kitos arba jų formos pasikeitimas dėl abipusės gravitacijos artimose sistemose, tai yra, kintamumas yra susijęs su geometrinių veiksnių pokyčiais, o ne su fiziniu kintamumu.

1. Algolio tipo užtemimo kintamieji(EA) – šviesos kreivės leidžia įrašyti užtemimų pradžią ir pabaigą; Intervalais tarp užtemimų ryškumas išlieka beveik pastovus.

Žvaigždės β Lyrae šviesos kreivė

1. β Lyrae užtemdantys kintamieji(EB) – dvigubos žvaigždės su elipsoidiniais komponentais, kurie nuolat keičia ryškumą, įskaitant tarp užtemimų. Neabejotinai laikomasi antrinio minimumo. Menstruacijos paprastai yra ilgesnės nei 1 diena.
2. W tipo užtemdantys Ursa Major kintamieji(EW) – F ir vėlesnių spektrinių klasių žvaigždžių kontaktinės sistemos. Jų periodai yra trumpesni nei 1 diena, o amplitudė paprastai mažesnė nei 0,8 m.
3. Elipsoidiniai kintamieji(Ell) – dvejetainės sistemos, kurios nerodo užtemimų. Jų ryškumas keičiasi pasikeitus žvaigždės spinduliuojančio paviršiaus plotui, nukreiptam į stebėtoją.

OKPZ-4 priimta klasifikavimo sistema

Per laiką, praėjusį nuo trečiojo ir ketvirto GCP leidimo išleidimo, išaugo ne tik stebimos medžiagos kiekis, bet ir kokybė. Tai leido įvesti išsamesnę klasifikaciją, įtraukiant į ją idėją apie fizinius procesus, sukeliančius žvaigždžių kintamumą. Naujoje klasifikacijoje yra 8 skirtingos kintamų žvaigždžių klasės.

1. Išsiveržiančios kintamos žvaigždės- tai žvaigždės, kurios keičia savo ryškumą dėl smarkių procesų ir pliūpsnių jų chromosferose ir vainikinėse ląstelėse. Šviesumo pokyčiai dažniausiai atsiranda dėl apvalkalo pokyčių arba masės praradimo kintamo intensyvumo žvaigždžių vėjo ir (arba) sąveikos su tarpžvaigždine terpe forma.
2. Pulsuojančios kintamos žvaigždės yra žvaigždės, kurių paviršiaus sluoksniai periodiškai plečiasi ir susitraukia. Pulsacijos gali būti radialinės arba neradialinės. Spindulinis žvaigždės pulsavimas palieka savo formą sferinę, o dėl neradialinės žvaigždės formos nukrypsta nuo sferinės, o gretimos žvaigždės zonos gali būti priešingų fazių.
3. Besisukančios kintamos žvaigždės- tai žvaigždės, kurių ryškumo pasiskirstymas paviršiuje yra netolygus ir (arba) yra ne elipsoidinės formos, dėl to, kai žvaigždės sukasi, stebėtojas fiksuoja jų kintamumą. Paviršiaus ryškumo nehomogeniškumą gali sukelti dėmės, temperatūra arba cheminiai nelygumai, kuriuos sukelia magnetiniai laukai, kurių ašys nesutampa su žvaigždės sukimosi ašimi.
4. Kataklizminės (sprogstamosios ir į novas panašios) kintamos žvaigždės. Šių žvaigždžių kintamumą lemia sprogimai, kuriuos sukelia sprogstamieji procesai jų paviršiniuose sluoksniuose (novos) arba giliai jų gelmėse (supernovos).
5. Užtemdantys dvejetainiai failai
6. Optinės kintamos dvejetainės sistemos su stipria rentgeno spinduliuote
7. Nauji kintamųjų tipai- kintamumo tipai, aptikti leidžiant katalogą ir todėl neįtraukti į katalogą paskelbta klases.

Tariamasis ryškumas skiriasi. Šie pokyčiai gali trukti kelerius metus arba tūkstantąsias sekundės dalis, o pokyčių dydis svyruoja nuo vidutinio ryškumo tūkstantosios dalies iki 20 kartų padidėjimo. Į katalogą įtraukta daugiau nei 100 000 kintamų žvaigždžių, įskaitant Saulę. Mūsų žvaigždės energijos srauto tankis per 11 metų saulės ciklą kinta maždaug 0,1 proc., arba tūkstantine dalimi.

Kintamų žvaigždžių istorija

Pirmoji nustatyta kintamoji žvaigždė buvo Omicron Ceti, vėliau pavadinta Mira. 1596 m. ji buvo klasifikuojama kaip nova, o 1638 m. Johannas Hallwardsas stebėjo žvaigždės ryškumo pokyčius per 11 mėnesių ciklą. Atstumas iki žvaigždės yra 200–400 šviesmečių. Tai dvejetainė sistema, susidedanti iš raudonos milžiniškos kintamos žvaigždės. Ryškumo svyravimų periodas yra 332 dienos, o ryškumas matomame diapazone per vieną ciklą kinta šimtus kartų, o infraraudonojoje spektro dalyje ryškumas svyruoja tik du kartus. Antroji žvaigždė taip pat yra kintama, bet be tikslaus laikotarpio. Jo greičio svyravimus sukelia medžiagos antplūdis iš pirmosios žvaigždės. Tai buvo svarbus atradimas, nes kartu su supernovomis jis parodė, kad žvaigždės nėra nuolatinės būtybės, kaip buvo tikima nuo senovės Graikijos.

Kintamų žvaigždžių savybės

Žvaigždžių matomo ryškumo pokyčių priežastys yra daug. Pabrėžiame, kad ji matoma, tai yra, pati žvaigždė apskritai neturėtų keistis stebėjimo sąlygos – kaip, pavyzdžiui, Algolio atveju. Tačiau kai kurios žvaigždės mirksi pasikeitus jų savybėms – pulsuojantys kintamieji turi kintamą spindulį arba masę. Kai kurios kintamos žvaigždės yra dvejetainės sistemos, kuriose kitos žvaigždės yra taip arti, kad medžiaga nuolat teka iš vienos į kitą ir atgal. Apskritai kintamų žvaigždžių klasifikacija yra labai turtinga, tačiau jos pirmiausia skirstomos dėl kintamumo - vidinių (Rusijos astronomijoje įprasta išskirti išsiveržimo kintamuosius) arba išorines.

Vidinės priežastys

Cefeidai yra labai ryškios žvaigždės, kurių ryškumas siekia 500–300 000 saulės, o pulsacijos laikotarpis labai trumpas - nuo 1 iki 100 dienų. Šios žvaigždės plečiasi ir susitraukia aiškiai. Šios žvaigždės ypač vertingos astronomams, nes matuojant jų ryškumo pokyčius galima labai tiksliai nustatyti jų atstumus, cefeidus paverčiant Visatos kliūtimis. Kitų tipų kintamos žvaigždės, turinčios vidines ryškumo svyravimų priežastis: RR Lyrae, trumpalaikės, senos žvaigždės, mažesnės už cefeidas; RV Jautis, supergigantai su didžiuliais ryškumo svyravimais; tipo Mira (pavadinta pirmosios kintamos žvaigždės vardu), šalti raudoni supermilžinai; netaisyklingi, raudonieji milžinai arba supergigantai, kurių periodai svyruoja nuo 30 iki 1000 dienų, Betelgeuse priklauso šiam tipui ir daugiausia yra raudonieji supergigantai.

Išsiveržimo kintamieji taip pat yra susiję su vidiniais procesais, jie smarkiai padidina savo ryškumą dėl termobranduolinių sprogimų žvaigždės viduje arba ant paviršiaus. Tai apima netoliese esančias dvigubas žvaigždes, kurios keičia masę. Supernovos, novos, kartotinės novos, nykštukinės novos ir kitos yra žvaigždžių grupė, kuri patiria didelius staigius ryškumo pokyčius, dažniausiai dėl sprogimo. Garsiausios iš jų yra supernovos, kurios gali apšviesti visą galaktiką ir padidinti jų ryškumą šimtą milijonų kartų. Novos ir pasikartojančios novos yra artimos dvigubos žvaigždės, kurių paviršiuose įvyksta sprogimai, tačiau, skirtingai nei supernovos, žvaigždės nesunaikinamos. Nykštukinės novos yra dvejetainės baltųjų nykštukų sistemos, kurios keičiasi mase, todėl jos periodiškai sprogsta. Jie yra panašūs į simbiotinius kintamuosius, susidedančius iš raudono milžino ir karštos mėlynos žvaigždės, uždengtos bendrame dulkių ir dujų apvalkale.

Išorinės priežastys

Užtemdantys kintamieji yra žvaigždės, einančios viena priešais kitą ir užstojančios dalį šviesos. Tai gali sukelti ir žvaigždės planetos. Besisukančios žvaigždės turi kintamą ryškumą dėl tamsių arba, atvirkščiai, ryškių dėmių jų paviršiuje ir žvaigždės sukimosi. Panašūs pokyčiai pastebimi ir žvaigždės, kurios forma pastebimai skiriasi nuo sferos (dažniausiai dvejetainėje sistemoje), atveju. Tokiu atveju dėl elipsoido sukimosi pasikeičia spinduliuojančio paviršiaus plotas. Šiam tipui priklauso ir pulsarai.

Ateities tyrimai

Kintamų žvaigždžių tyrimai suteikia astronomams duomenų apie žvaigždžių mases, spindulius, temperatūrą ir kitas savybes. Informacija apie žvaigždės struktūrą ir evoliuciją gaunama netiesiogiai. Tačiau ilgo periodo kintamų žvaigždžių tyrimas užtrunka ilgai – dažniausiai dešimtmečius. Astronomai mėgėjai atlieka svarbų vaidmenį nuolat stebint kintamąsias žvaigždes. Kai kurie kintamieji yra ypač svarbūs mokslui, pavyzdžiui, cefeidai, kurie suteikia informacijos apie Visatos amžių. Tiriant Miros tipo kintamuosius gaunama informacija apie Saulę ir į ją panašias žvaigždes, Ia tipo supernovos naudojamos Visatos plėtimosi greičiui matuoti, išsiveržimo kintamieji – tiriant aktyvius galaktikos branduolius ir supermasyvius.