Değişken titreşimli yıldızlara ne denir? İkili tutulma sistemlerini kapatın

Herhangi bir yıldıza değişken denilebilir; parlaklığı ve hatta rengi zamanla değişir. Ancak bu değişiklikler o kadar yavaş gerçekleşir ki hiçbir insan hayatı bunları tespit etmeye yetmez. Antik çağlardan beri yıldızlı gökyüzünün değişmezliğin ve sonsuzluğun sembolü olarak görülmesi sebepsiz değildir.

Ancak görünüşte sabit olan yıldız dünyasında bile birçok istisna vardır. Bu, parlaklıkları nispeten kısa sürede değişen ve bu değişiklikler astronomik aletler kullanılarak kaydedilebilen büyük bir yıldız grubudur.

Değişkenler, parlaklıklarını en az bir kez değiştiren "yanıp sönen" yıldızlardır. Ancak değişkenlerin çoğu parlaklıklarını periyodik olarak değiştiriyor ve bu da böyle bir yıldızın yakınında veya iç kısmında olağandışı fiziksel süreçlerin meydana geldiğini gösteriyor.

Yıldızların parlaklıklarındaki değişiklikler, dünya atmosferindeki farklı sıcaklıklara sahip hava kütlelerinin hareketi nedeniyle oluşan titremelerle karıştırılmamalıdır. Uzaydan bakıldığında yıldızlar parıldamıyor ve parlaklıklarındaki dalgalanmalar kaydediliyorsa karşımızda bir değişken var.

Yıldız canavarı

Kahraman takımyıldızında, gökbilimciler tarafından iyi bilinen, ikinci büyüklükte parlak bir yıldız olan Algol vardır. Bu isim Arapça'dan "canavar" olarak çevrilmiştir ve Perseus'un ortaçağ görüntülerinde bu yıldız, Gorgon Medusa'nın kopmuş başının "gözü" rolünü oynamıştır. Ve bu sebepsiz değil - uzun zaman önce, yaklaşık üç Dünya günü periyodikliği olan Algol'ün parlaklığını aniden neredeyse bir buçuk büyüklükte, yani üç buçuk kat azalttığı fark edilmişti!

Bu "göz kırpmanın" nedenini tam olarak bulmak ancak günümüzde mümkün oldu. Algol'ün alışılmadık derecede yakın iki yıldızdan oluşan bir sistem olduğu ortaya çıktı - Algol A ve Algol B, aralarındaki mesafe Dünya'dan Güneş'e olan mesafeden 16 kat daha az. Daha az kütleli Algol B, Algol A'dan daha büyüktür, ancak altdev, parlaklık açısından ana dizideki yıldız ortağı Algol A'dan çok daha sönüktür. Dünyadaki bir gözlemci için daha parlak bir yıldız, daha az parlak bir yıldız tarafından "örtüldüğünde", sistemden gelen toplam ışık miktarı önemli ölçüde azalır.

Bu tür değişkenlere -ki çift yıldızlar arasında oldukça fazla sayıda vardı- optik veya tutulma değişkenleri denir.

Delta Cepheus'un Gizemi

Başka bir şey de ikili olmayan, ancak periyodik olarak parlaklıklarını büyük ölçüde değiştiren yıldızlardır. Açıkçası burada önemli olan yıldızın hareketinin doğası değil, derinliklerinde meydana gelen karmaşık süreçlerdir. Gökbilimciler tarafından incelenen bu yıldızlardan ilki Delta Cephei'ydi; parlaklığını 5 gün 9 saatte tam bir yıldız büyüklüğü kadar değiştiriyor. Bu yıldızın spektrumu üzerine yapılan çalışmalar, çizgilerinin periyodik olarak kırmızı ya da mor bölgeye doğru kaydığını göstermiştir. Tek bir yıldız söz konusu olduğunda bu, yüzeyinin ya gözlemciden hızla uzaklaştığı ya da ona hızla yaklaştığı anlamına gelir; yıldız titreşir, büyür ve düşer ve aynı zamanda yüzeyin rengini ve sıcaklığını değiştirir. Üstelik çapı en az Güneşimizin kırk çapına eşitse, en fazla bir anda dört Güneş çapı kadar artar.

Delta Cephei ve benzeri yıldızların derinliklerinde neler oluyor?

Astrofizikçiler bu tür yıldızların teorik bir modelini oluşturmayı başardılar. Delta Cephei'nin derinliklerinde, yıldızın çekirdeğinde salınan enerjiyi biriktiriyor gibi görünen, özel özelliklere sahip bir madde tabakası vardır. Katman, içindeki enerji miktarı maksimuma ulaştığında, biriken enerjinin tamamını anında “yukarı doğru” serbest bırakır. Böyle bir "enerji şokundan" yıldızın dış katmanları ya ısınır ya da soğur, buna göre sıkışır veya genişler. Aynı zamanda Delta Cephei, minimum parlaklığında bizimkiyle aynı spektral sınıfa ait olup, maksimum parlaklığında yüzey sıcaklığı 10 bin derecenin üzerinde olan beyaz bir yıldıza dönüşür.

Evrenin Deniz Fenerleri

20. yüzyılın başında yaklaşık 2.400 değişken yıldız keşfeden Amerikalı gökbilimci Henrietta Leavitt (1868-1921), değişken yıldızların parlaklıklarındaki değişim periyodu ile parlaklıkları arasındaki ilişkiyi keşfetti: periyot ne kadar uzun olursa, o kadar yüksek olur. parlaklık. Periyodu ölçtükten sonra artık parlaklığı belirlemek ve bunu bilerek yıldıza olan mesafeyi ölçmek mümkün oldu.

Böylece, Delta Cephei gibi yıldızlar (bunlara Cepheidler deniyordu) gökbilimciler için, araştırmacıların değişkenlerin bulunduğu yıldız sistemlerine olan mesafeleri belirleyebildikleri bir tür işaret ışığı haline geldi. Sefeidlerin çoğu sarı süperdevler sınıfına ait olduğundan ve çok fazla enerji yaydığından, çok uzak mesafelerde ve hatta diğer galaksilerde bile görülebilirler.

Ayrıca herhangi bir görünür desen olmaksızın parlaklıklarını değiştiren değişken yıldızlar da vardır - düzensiz değişkenler ve hatta en sıradan ve kararlı olarak kabul ettiğimiz yıldızlar bile Sefeidlerdir. Örneğin bu Kuzey Yıldızıdır; sadece parlaklığındaki değişiklikler diğer Cepheidlerinki kadar belirgin değildir.

1922'de ünlü Amerikalı gökbilimci Edwin Powell Hubble birkaç Sefeid keşfetti ve değişken yıldızları parlaklık standardı olarak kullanarak bunların mesafesini hesapladı. Böylece astronomi tarihinde ilk kez yıldız sistemimiz dışındaki uzay nesnelerinin varlığı kanıtlandı - Andromeda Bulutsusu'nun Samanyolu'ndan 2,5 milyon ışıkyılı uzaklıkta dev bir sarmal galaksi olduğu ortaya çıktı.

Değişken yıldızlar

Gökyüzünde parıldayan yıldızlar ilk bakışta sabit gibi görünse de birçoğunun görünen parlaklığının zamanla değiştiği ortaya çıkıyor. Yıldız daha parlak ve daha sönük hale gelir. Bu tür yıldızlara değişken yıldızlar denir. Bazı değişken yıldızlar için parlaklık kesinlikle periyodik olarak değişir. Bazıları için az ya da çok periyodik olarak değişirken, diğerleri için tamamen kaotik bir şekilde değişir. Beklenmedik bir şekilde parıldayan yıldızlar var. Birkaç gün önce fotoğraflarda zar zor görülebilen bir yıldız varken, bugün çıplak gözle görülebilen parlak bir yıldız var. Birkaç ay sonra yıldızın parlaklığı yeniden düşer. Bazı yıldızlarda tekrarlanan parlamalar yaşandı. Çok hızlı parlama yapan yıldızlar var. Birkaç dakika içinde yıldız yüzlerce kat daha parlak hale gelir ve bir saat sonra orijinal durumuna döner.

Çeşitli değişken yıldızların parlaklık dalgalanmalarının genlikleri, yıldız büyüklüğünün birkaç yüzde biri kadar değişir. Yıldız büyüklüğü, yıldızların görünür parlaklığının bir özelliğidir. Armatürlerin büyüklüğünü belirleme katsayısı 2.512'dir. Büyüklük sisteminin sıfır noktası geleneksel olarak Kuzey Yıldızı bölgesindeki, kuzey kutup serisi adı verilen bir grup yıldız tarafından belirlendi. Görünen büyüklüğün yıldızın büyüklüğü ile hiçbir ilgisi yoktur. Bu terimin tarihsel kökenleri vardır ve yalnızca bir yıldızın parlaklığını karakterize eder. En parlak yıldızların büyüklüğü sıfır, hatta negatiftir. Örneğin Vega ve Capella gibi yıldızların büyüklüğü yaklaşık olarak sıfırdır ve gökyüzümüzün en parlak yıldızı Sirius'un büyüklüğü eksi 1,5'tur. Büyüklük üstte küçük Latin harfi m ile gösterilir ("büyüklük" kelimesinden - büyüklük). Gözle görülemeyen yıldızlar için aynı büyüklük ölçeği kullanılır. 15-17 büyüklüğe kadar. Teknolojinin gelişmesi ve yıldızların parlaklığını kaydeden alıcıların gelişmesiyle birlikte genlikleri çok küçük ve kısa periyotlu yeni değişken yıldızların keşfedilmesi mümkün hale geldi. Galactica Galaksisinde keşfedilen değişken yıldızların toplam sayısı. Diğer galaksilerden farklı olarak adı büyük harfle yazılmıştır. yaklaşık 40.000 ve diğer galaksilerde Galaksi, 5000'den fazla büyük bir dönen yıldız sistemidir. Değişken yıldızları belirtmek için, yıldızın bulunduğu takımyıldızı belirten Latin harfleri kullanılır. Bir takımyıldız içinde değişken yıldızlara sırasıyla bir Latin harfi, iki harfin birleşimi veya bir sayıyla birlikte V harfi atanır. Örneğin: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Değişken yıldızlar üç büyük sınıfa ayrılır: titreşen, patlayan (patlayıcı) ve gölgelenen. Titreşen yıldızların parlaklıkları yumuşak bir şekilde değişir. Yarıçaptaki ve yüzey sıcaklığındaki periyodik değişikliklerden kaynaklanır. Yıldızlar büzüldükçe sıcaklık artar. Sıcaklıktaki bir artış parlaklıkta bir artışa yol açar. Parlaklık, yarıçapın azalmasına rağmen bir yıldızın birim zamanda yaydığı toplam enerjidir. Titreşimli yıldızların periyotları bir günün kesirlerinden (RR Lyrae tipi yıldızlar) onlarca (Cepheidler) ve yüzlerce güne (Mirids - Mira Ceti tipi yıldızlar) kadar değişir. Cepheidler ve RR Lyrae yıldızlarında periyodiklik inanılmaz bir doğrulukla korunur. Parlaklığında yarı düzenli veya kaotik değişiklikler olan değişken yıldızlarda, titreşimler daha güçlü olmasına rağmen düzensiz olarak meydana gelir. Tüm Sefeidler devdir, büyük parlaklığa sahip yıldızlardır, birçoğu süperdevdir, bunlar en yüksek parlaklığa sahip yıldızları içerir. Miridlere uzun dönemli değişen yıldızlar denir. Parlaklıklarındaki değişikliklere sıcaklıklarındaki değişiklikler de eşlik eder. Mira Ceti en büyük haliyle neredeyse Kuzey Yıldızı kadar parlaktır. Bu türden değişken yıldızlar aynı zamanda süperdev yıldızlardır. Yaklaşık 14 bin titreşimli yıldız keşfedildi.

Değişken yıldızların ikinci sınıfı patlayıcıdır veya aynı zamanda patlayan yıldızlardır. Bunlar arasında öncelikle süpernovalar yer alır. Süpernovalar, yıldız patlamaları sonucu gökyüzünde ortaya çıkan en parlak yıldızlardır. Yeni novalar, parlaklıkları aniden yüzlerce, binlerce ve bazen milyonlarca kat artan yıldızlar, tekrarlanan novalar, U İkizler yıldızlarıdır. Nova benzeri ve simbiyotik yıldızlar. Tüm bu yıldızlar, parlaklıkta ani bir artışla birlikte, patlayıcı nitelikteki tek veya tekrarlanan patlamalarla karakterize edilir. Bu yıldızların birçoğu yakın ikili sistemlerin bileşenleridir ve bu tür sistemlerdeki bileşenler etkileşime girdiğinde şiddetli süreçler ortaya çıkar. değişken yıldız uydusu

Daha önce gerçekten yeni yıldızların yeniden ortaya çıktığı düşünülüyordu. Ancak bu yıldızlar daha önce de vardı; yıldızlı gökyüzünün daha önce çekilen fotoğraflarında sönük yıldızlar olarak görünüyorlar.

Yeni yıldızların bazıları (ve belki de tümü) tekrar tekrar parlıyor. Yani özel, kararsız bir duruma sahip olan çok sıcak yıldızlar, saniyede yüzlerce kilometreye varan bir hızla aniden parlayıp boyutlarını büyütebilirler. Bir flaş sırasında dış gaz katmanları yırtılır ve büyük bir hızla uzaya fırlar. Zamanla bu gazlar dağılır.

Nadir durumlarda süpernova patlamaları da gözlemlenir. Bir parlama sırasındaki parlaklıklarının Güneş'in parlaklığından onlarca ve yüz milyonlarca kat daha fazla olması bakımından farklılık gösterirler. Şu anda gökbilimciler ve fizikçiler, süpernova patlamaları gibi görkemli bir olaya hangi fiziksel nedenlerin neden olduğu sorusunu çözmek için çok çalışıyorlar.

İkincisi, patlayan yıldızlar arasında genç, hızlı, düzensiz değişen yıldızlar, UV Ceti tipi yıldızlar ve bir takım ilgili nesneler bulunur. Açık patlamaların sayısı 2000'i aşıyor.

Titreşen ve patlayan yıldızlara fiziksel değişken yıldızlar denir, çünkü görünür parlaklıklarındaki değişiklikler üzerlerinde meydana gelen fiziksel süreçlerle ilişkilidir. Bu, yıldızın sıcaklığını, rengini ve bazen boyutunu değiştirir.

Değişken yıldızların üçüncü sınıfı, gölgeli değişkenleri içerir. Bunlar yörünge düzlemi görüş hattına paralel olan ikili sistemlerdir. Yıldızlar ortak bir ağırlık merkezi etrafında hareket ederken dönüşümlü olarak birbirlerini gölgede bırakırlar ve bu da parlaklıklarında dalgalanmalara neden olur.

Algol yıldızının ışık eğrisi. Yatay süreyi saat cinsinden gösterir

Algol uydusu hareket diyagramı

Yakın sistemlerde, toplam parlaklıktaki değişiklikler yıldızların şeklindeki bozulmalardan kaynaklanabilir. Tutulan ikililerin parlaklık değişim periyotları birkaç saatten onlarca yıla kadar değişir. Galakside bu tür 4.000'den fazla yıldız bilinmektedir.

Ayrıca küçük, ayrı bir değişken yıldız sınıfı da vardır - manyetik yıldızlar. Büyük bir manyetik alana ek olarak yüzey özelliklerinde de güçlü homojensizlikler vardır. Yıldızın dönüşü sırasındaki bu tür homojensizlikler parlaklıkta bir değişikliğe yol açar.

Yaklaşık 20.000 yıldız için değişkenlik sınıfı belirlenmemiştir.

Değişken yıldızlar gökbilimciler tarafından çok dikkatli bir şekilde incelenmektedir. Parlaklık, spektrum ve diğer miktarlarda gözlemlenen değişiklikler, bir yıldızın parlaklık, yarıçap, sıcaklık, yoğunluk, kütle gibi temel özelliklerini belirlemenin yanı sıra atmosferlerin yapısını ve çeşitli gaz akışlarının özelliklerini incelemeyi mümkün kılar. Çeşitli yıldız sistemlerindeki değişken yıldızların gözlemlerinden bu sistemlerin yaşını ve yıldız popülasyonunun türünü belirlemek mümkündür. Sefeidler için keşfedilen dikkat çekici “periyod-parlaklık” ilişkisi, yıldızın gerçek parlaklığını ve dolayısıyla belirlenen periyoda göre ona olan uzaklığı hesaplamayı mümkün kılıyor. Çok uzak bir yıldız kümesinde bir Sefeid keşfedilirse, parlaklığındaki ve dolayısıyla parlaklığındaki değişim periyodu gözlemlerle ölçülür. Ve bundan sonra, bu Cepheid'in hangi mesafede bulunduğunu hesaplamak kolaydır, eğer belirli bir parlaklıkta bize parlaklığıyla şu büyüklükte bir yıldız olarak görünürse. Kümenin boyutları, ne kadar büyük olursa olsun, ona olan mesafeye kıyasla önemsizdir, bu da kümenin içerdiği tüm yıldızların bizden yaklaşık olarak aynı uzaklıkta olduğu anlamına gelir. Bu şekilde Galaksimizin uzak kısımlarına ve diğer galaksilere olan mesafeler ölçüldü. Modern gözlemler bazı değişken çift yıldızların X-ışını radyasyonunun kozmik kaynakları olduğunu göstermiştir.

“Astronomik Referans Kitabı” yazı dizisine devam ediyorum. Ve bugün bölümdeki makaleleri okurken sizin için yararlı olacak bir başka önemli konuyu ele alacağım - değişken yıldızlar. Zamanla yıldızların parlaklıkları (parlaklıkları) değişebilir; bu tür yıldızlara değişken denir. Değişken yıldızlar, yıldızın kendi durumundaki fiziksel değişiklikler nedeniyle ve ayrıca ikili (çoklu) sistemlerden bahsediyorsak tutulmalar nedeniyle parlaklıklarını değiştirir - bunlar gölgelenen değişken yıldızlardır.

Aşağıdaki fiziksel değişken yıldız türleri vardır:

• titreşimli- parlaklıktaki sürekli ve yumuşak değişikliklerle karakterize edilir: Sefeidler, Miralar, RR Lyrae tipi, düzensiz, yarı düzenli;
• patlayıcı- patlayıcı (patlayıcı) nitelikteki süreçlerin neden olduğu düzensiz, hızlı ve güçlü parlaklık değişiklikleriyle karakterize edilir: yeni yıldızlar, süpernovalar.

Değişken yıldızların özel tanımları vardır. Her takımyıldızdaki bu yıldızlar, Latin alfabesindeki bir dizi harfle belirtilir: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, …, AZ, QQ, …, QZ, karşılık gelen takımyıldızın adının (RR Lyr) eklenmesiyle. Bu sayede her takımyıldızında 334 adet değişen yıldız belirlenebilmektedir. Sayı 334'ü aşarsa sonrakiler V 335, V 336 vb. olarak adlandırılır.

Değişen yıldızların tutulması

Değişen yıldızların tutulması- en güçlü teleskoplarda bile ayrılamayan yakın yıldız çiftleri; Dünya'dan gelen bir gözlemci için sistemin bir bileşeninin diğeri tarafından periyodik olarak tutulması nedeniyle görünen büyüklük değişiklikleri. Daha fazla parlaklığa sahip olan yıldız ana yıldızdır ve daha az parlaklığa sahip olan yıldız uydudur. En popüler örnekler şunlardır: β Perseus (Algol) ve β Lyrae.

Bir yıldızın diğeriyle örtüşmesi nedeniyle toplam büyüklük periyodik olarak değişir.

Işık eğrisi- bir yıldızın radyasyon akışındaki değişimi zamanın bir fonksiyonu olarak gösteren bir grafik. Bir yıldız maksimum parlaklığa ulaştığında maksimum dönem, minimum (veya maksimum) - minimum dönem. Maksimum ve minimum yıldız büyüklükleri arasındaki farka denir. genlik ve iki maksimum (minimum) arasındaki zaman aralığı değişkenlik dönemi.

Yıldızın radyasyon akışındaki zaman içindeki değişimlerin grafiği

Grafik verilerine dayanarak bileşenlerin göreceli boyutlarını belirleyebilir ve şekilleri hakkında genel bir fikir edinebilirsiniz. Grafikteki minimum değerler (vadiler), hangi yıldızların bileşeniyle örtüştüğüne bağlı olarak büyüklük açısından farklılık gösterebilir: ana uydu veya ana uydu.

Bugün, çeşitli türlerde yaklaşık 4.000 yıldızın tutulduğu bilinmektedir. Gökbilimciler tarafından bilinen yıldızların minimum dönüş süresi bir saatin biraz altındadır, maksimum ise 57 yıldır.

Fiziksel değişken yıldızlar

Sefeidler

Sefeidler - Adını δ (delta) Cephei yıldızından alan, titreşen devler F ve G. Nabız periyodu 1,5 ile 50 gün arasında değişmektedir. Cepheid parlaklığının genliği (maksimum ve minimum arasındaki fark) 1,5 m'ye ulaşabilir. Cepheidlerin tipik bir temsilcisi Kuzey Yıldızıdır.

Parlaklık değiştiğinde, fotosferin sıcaklığı, renk indeksleri ve fotosferin yarıçapı değişir. Bir yıldızın nabzı, yıldızın dış katmanlarının opaklığı iç katmanlardan gelen radyasyonun bir kısmını engellediğinde meydana gelir. Bunun nedeni, önce iyonlaşan, sonra soğuyan ve yeniden birleşen helyum maddesidir.

Parlaklık değişiklikleri grafiği η Aql (eta Aquila) ve δ Cep (delta Cephei)

Bugün Samanyolu galaksimizde 700'den fazla Sefeid bulunmaktadır.

Buna karşılık Sefeidler 3 gruba daha ayrılır:

1. Delta Sefeidler (Cδ) klasik Sefeidlerdir.
2. B Başak (CW) Sefeidler galaktik düzlemde yer almaz. Genellikle içinde bulunur. İlginçtir ki, maksimum sıcaklıklarına maksimum ve minimum parlaklık arasındaki aralıkta ulaşırlar.
3. Zeta Cepheidler (Cζ) düşük genlikli Cepheidlerdir. Simetrik ışık eğrileri vardır.

RR Lyrae yıldızları

Ayrı bir tür, türün yıldızlarını içerir $$ Lyra. Bunlar spektral A sınıfı devlerdir. Bu yıldızların değişkenlik süresi 0,2 - 1,2 gündür. Parlaklığı çok hızlı bir şekilde değiştirirler ve genlik bir büyüklüğe ulaşır. Parlaklık değiştikçe, fotosferin sıcaklığındaki bir değişiklikle ilişkili olan renk indeksi de değişir. Maksimumda yıldız parlar (beyaza döner), yani. Hava giderek ısınıyor. Yıldızın yarıçapı (radyal hızlar) da değişir.

Bu tür yıldızların büyük çoğunluğu küresel yıldız kümelerinde yoğunlaşmıştır. Aşağıda (spektrum-parlaklık) Cepheidler ve RR Lyrae yıldızlarının yaklaşık konumu gösterilmektedir:

Resim Wikipedia'dan alınmıştır

Miridler

Miridler farklı şekilde adlandırılır uzun dönemli değişen yıldızlar. Bunlar ω (omega) Ceti tipi yıldızlardır. Parlaklık değişiminin genliği 10.(!) büyüklüğe ulaşır. Değişkenlik süresi büyük ölçüde değişiklik gösterir ve 90 - 730 gün aralığındadır.

Miralar, spektral sınıf M'yi (ve ek S ve N - daha da soğuk) içerir.

Sıcaklık dalgalanmalarından dolayı parlaklık değişkenliği oluşur. Miralar, spektrumlarında emisyon çizgilerinin göründüğü yıldızları içerir.

Yanlış değişkenler

Bunlar parlaklıkta öngörülemeyen değişiklikler sergileyen yıldızlardır. Gözlemlenmesi zordur ve özelliklerini belirlemek daha fazla zaman gerektirir. Bu tür yıldızların bir temsilcisi μ (mu) Cephei'dir.

Parlaklık değişiminin genliği bir büyüklüğü aşmaz. Maksimum ve minimumların momentleri formüllerle belirlenemez veya frekansları hesaplanabilir. Işık eğrisinin periyodu 4500 güne kadar çıkabilir. Bir astronomi kitabında, parlaklığı 1916'dan 1928'e kadar hesaplanan μ Cephei yıldızının bir grafiğini buldum:

Döngünün ortalama değerini belirlemek mümkünse ve bir miktar periyodiklik gözlemleniyorsa bunlara denir. yarı düzenli, aksi takdirde - yanlış.

Patlama Değişkenleri

Değişkenliğini, çeşitli madde püskürmeleri (püskürmeler) ile açıklanan tekrarlanan parlamalar şeklinde ortaya koyan değişken bir cüce yıldıza denir. patlayıcı değişken. Patlayan yıldızlar genç ya da yaşlı olabilir.

Genç yıldızlar

Yerçekimi sıkıştırma sürecini tamamlamayan yıldızlara denir genç. Örneğin T Boğa. Genç yıldızlar, spektrumda emisyon çizgileri olan F ve G spektral sınıflarına ait cüceleri içerir. Aktif yıldız oluşumunun gerçekleştiği Orion Bulutsusu'nda (Orion takımyıldızında) birçok genç yıldız bulunabilir. Bu tür yıldızlarda bir değişim modeli oluşturmak imkansızdır. Parlaklık değişiminin genliği 3 m'ye ulaşabilir.

Kaotik değişkenlik, genç yıldızların çevresinde küçük parlak bulutsuların gözlemlenmesiyle açıklanıyor; bu da geniş gaz zarflarının varlığına işaret ediyor.

Ayrı olarak tahsis edin UV Ceti tipi parlama yıldızları. Bunlar K ve M spektral sınıflarının cüceleridir. Parlamalar sırasında parlaklıktaki çok hızlı bir artışla ayırt edilirler. Bir dakikadan kısa bir sürede radyasyon akışı birkaç kat artabilir. Bununla birlikte, parlamaları birkaç dakikayı aşan uzun bir süre devam eden büyük bir parlama yıldızı grubu da vardır. Ülker kümesindeki tüm yıldızlar bu tür yıldızlara aittir.

Bugüne kadar, düşük parlaklığa sahip ve Güneş'ten kısa bir mesafede gözlemlenebilen yalnızca 80 kadar parlama yıldızı keşfedildi.

Genel olarak bilmeniz ve anlamanız gereken her şey değişken yıldızlar. Ve şimdi, değişken yıldız türünün anlaşılmaz isimleri veya tanımlarıyla karşılaştığınızda, neyin ne olduğunu öğrenmek için her zaman bu makaleye başvurabilirsiniz.

Bu önemli konuyu okumaya zaman ayırdığınız için teşekkür ederiz. Sorularınız varsa yorumlara yazmaktan çekinmeyin, birlikte çözeceğiz.

Değişken yıldızların katalogları

Değişken yıldız belirleme sistemi

Değişken yıldızlar için modern gösterim sistemi, 19. yüzyılın ortalarında F. Argelander tarafından önerilen sistemin geliştirilmiş halidir. Argelander, henüz isimlerini almamış değişken yıldızlara, her takımyıldızdaki keşif sırasına göre R'den Z'ye kadar harflerle isim verilmesini önerdi. Örneğin, R Hydrae, Hydra (takımyıldızı) takımyıldızındaki keşif süresi açısından ilk yıldızdır, S Hydrae ikincidir vb. Böylece, her takımyıldız için 9 değişken atama ayrıldı, yani. 792 yıldız. Argelander'ın zamanında böyle bir rezerv oldukça yeterli görünüyordu. Bununla birlikte, 1881'de takımyıldız başına 9 yıldız sınırı aşıldı ve E. Hartwig, aşağıdaki prensibe göre terminolojiye iki harfli tanımlamaların eklenmesini önerdi:

Örneğin RR Lyr. Ancak bu sistem çok geçmeden bir dizi takımyıldızdaki tüm olası seçenekleri tüketti. Daha sonra gökbilimciler iki harfli ek notasyonlar eklediler:

El yazısında I harfiyle karıştırılmaması için J harfi iki harfli kombinasyonlardan çıkarılmıştır. Ancak iki harfli gösterim sistemi kendini tamamen tükettikten sonra, takımyıldızı belirten basit bir yıldız numaralandırması kullanmaya karar verildi; örneğin 335 numarasıyla başlayarak, örneğin V335 Sgr. Bu sistem günümüzde hala kullanılmaktadır. Değişken yıldızların çoğu Yay takımyıldızında keşfedildi. Argelander'ın sınıflandırmasında son sıranın 1989 yılında Z Recisus yıldızı tarafından işgal edilmesi dikkat çekicidir.

Değişken yıldızların sınıflandırılması

Değişken yıldızların incelenmesinin tarihi boyunca, onların yeterli sınıflandırmasını oluşturmak için defalarca girişimlerde bulunulmuştur. Az miktarda gözlem materyaline dayanan ilk sınıflandırmalar, yıldızları esas olarak ışık eğrisinin şekli, parlaklık değişikliklerinin genliği ve periyodu gibi benzer dış morfolojik özelliklere göre gruplandırdı. Daha sonra sayının artmasıyla birlikte Bilinen değişken yıldızların sayısı, benzer morfolojik özelliklere sahip grupların sayısı, bazıları büyük olanlar çok sayıda küçük olanlara bölünmüştür. Aynı zamanda teorik yöntemlerin gelişmesi sayesinde sınıflandırmanın yalnızca dış, gözlemlenebilir işaretlere göre değil, aynı zamanda şu veya bu tür değişkenliğe yol açan fiziksel süreçlere göre de yapılması mümkün hale gelmiştir.

Sözde değişken yıldız türlerini belirlemek. prototipler, belirli bir tür için değişkenlik özellikleri standart olarak kabul edilen yıldızlardır. Örneğin değişken yıldızlar R.R. Lyr.

Guzo sistemi

Değişken yıldızların aşağıdaki sınıflara bölünmesi 19. yüzyılda Houzeau tarafından önerildi:

1. Parlaklığı sürekli artan veya azalan yıldızlar.
2. Parlaklığında periyodik değişiklikler olan yıldızlar.
3. * Mira Ceti gibi yıldızlar- uzun periyotlara sahip ve parlaklıklarında önemli değişiklikler olan yıldızlar.
4. * Parlaklığı oldukça hızlı ve düzenli değişen yıldızlar. β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae'nin karakteristik temsilcileri.
5. * Algol tipi yıldızlar (β Persei). Çok kısa periyotlu (iki ila üç gün) ve periyodun yalnızca küçük bir kısmını kaplayan son derece hassas parlaklık ölçümlerine sahip yıldızlar. Geri kalan zamanda yıldız en büyük parlaklığını korur. Diğer Algol tipi yıldızlar: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, vb.
6. Düzensiz parlaklık değişimlerine sahip yıldızlar. Temsilci - η Argus

OKPZ-3'te benimsenen sınıflandırma sistemi

GCVS-3'te tüm değişken yıldızlar üç büyük sınıfa ayrılmıştır: titreşimli değişkenler, patlamalı değişkenler ve tutulma değişkenleri. Sınıflar türlere, bazı türler ise alt türlere ayrılır.

Titreşen değişkenler, değişkenliği içlerinde meydana gelen süreçlerden kaynaklanan yıldızları içerir. Bu süreçler yıldızın parlaklığında ve bununla birlikte yıldızın diğer özelliklerinde - yüzey sıcaklığı, fotosfer yarıçapı vb. - periyodik değişikliklere yol açar. Titreşimli değişkenlerin sınıfı aşağıdaki türlere ayrılır:

δ Cephei yıldızının ışık eğrisi

1. Uzun dönemli Sefeidler(Cep) - 1 ila ~70 günlük periyotlara sahip yüksek parlaklığa sahip yıldızlar. İki alt türe ayrılmıştır:
2. * Klasik Sefeidler(Cδ) - Galaksinin düz bileşeninin Cepheidleri
3. * Başak W yıldızları(CW) - Galaksinin küresel bileşeninin Cepheidleri
4. Yavaş Geçersiz Değişkenler(Sol)
5. RR Lyra tipi değişkenler(RR)
6. RV Boğa Değişkenleri(karavan)
7. β Cephei veya β Canis Majoris tipi değişkenler(βC)
8. δ Kalkan tipi değişkenler(δ Sct)
9. Çin ZZ Tipi Değişkenler- titreşen beyaz cüceler
10. Manyetik değişkenler α² Canes Venatici (αCV)

Patlayan değişken yıldızlar

Bu sınıf, gözlemler sırasında parlaklıklarını düzensiz olarak veya bir kez değiştiren yıldızları içerir. Patlayan yıldızların parlaklığındaki tüm değişiklikler, yıldızlarda, onların çevresinde meydana gelen patlayıcı süreçlerle veya yıldızların kendi patlamalarıyla ilişkilidir. Değişken yıldızların bu sınıfı iki alt sınıfa ayrılır: dağınık bulutsularla ilişkili düzensiz değişkenler ve hızlı düzensiz olanların yanı sıra nova ve nova benzeri yıldızlardan oluşan bir alt sınıf.

Yaygın bulutsular ve hızlı düzensiz bulutsularla ilişkili düzensiz değişkenler

1. UV Tipi Değişkenler(UV) - önemli genlikte kısa süreli parlamalar yaşayan spektral sınıf d Me'nin yıldızları.
2. * UVn tipi yıldızlar- yaygın bulutsularla ilişkili UV yıldızlarının bir alt türü
3. Dragon Değişkenleri TARAFINDAN(BY) - değişken genlikte parlaklıkta periyodik değişiklikler ve ışık eğrisinin değişen şeklini gösteren, geç spektral tipteki emisyon yıldızları.
4. Yanlış değişkenler(BEN). a, b, n, T, s endeksleriyle karakterize edilir. a indeksi, yıldızın O-A spektral sınıfına ait olduğunu, b indeksi F-M spektral sınıfını belirtir, n, dağınık bulutsularla bağlantıyı sembolize eder, s - hızlı değişkenlik, T, bir T Tauri yıldızının emisyon spektrumu karakteristiğini tanımlar. Bu nedenle, Isa adı, erken spektral tipte hızlı, düzensiz bir değişkene atanır.

Yeni ve nova benzeri yıldızlar

1. * Hızlı yeni(Hayır)
2. * Yavaş yeniler(Not)
3. * Çok yavaş yenileri(Nc)
4. * Tekrarlanan yeni(No)
5. Nova benzeri yıldızlar(Nl)
6. Simbiyotik Tip Z Andromeda Değişkenleri(ZVe)
7. Northern Crown R tipi değişkenler(RCB)
8. İkizler U Tipi Değişkenler(UG)
9. Zürafa Z Tipi Değişkenler(ZCam)
10. S Dorado tipi değişkenler(SD)
11. γ Cassiopeia tipi değişkenler(γC)

Değişen yıldızların tutulması

Tutulan değişken yıldızlar, toplam parlaklığı zaman içinde periyodik olarak değişen iki yıldızdan oluşan sistemleri içerir. Parlaklıktaki değişimin nedeni, yıldızların birbirleri tarafından tutulmaları veya yakın sistemlerde karşılıklı çekim etkisi ile şekillerinin değişmesi olabilir, yani değişkenlik, fiziksel değişkenlikle değil, geometrik faktörlerdeki değişikliklerle ilişkilidir.

1. Algol tipi gölgede kalan değişkenler(EA) - ışık eğrileri tutulmaların başlangıcını ve sonunu kaydetmenize olanak tanır; Tutulmalar arasındaki aralıklarda parlaklık neredeyse sabit kalır.

β Lyrae yıldızının ışık eğrisi

1. β Lyrae gölgeleyen değişkenler(EB) - Tutulmalar arasında da dahil olmak üzere parlaklığı sürekli değiştiren elipsoidal bileşenlere sahip çift yıldızlar. İkincil bir minimuma kesinlikle uyulmaktadır. Adet dönemleri genellikle 1 günden uzundur.
2. Büyük Ayı'nın W tipi örtülen değişkenleri(EW) - F ve sonraki spektral sınıflardaki yıldızların temas sistemleri. 1 günden kısa periyotlara sahiptirler ve genlikleri genellikle 0,8 m'den azdır.
3. Elipsoidal değişkenler(Ell) - tutulmaları göstermeyen ikili sistemler. Yıldızın gözlemciye bakan yayan yüzeyinin alanındaki değişiklikler nedeniyle parlaklıkları değişir.

OKPZ-4'te benimsenen sınıflandırma sistemi

OKPZ'nin üçüncü ve dördüncü basımlarının yayınlanması arasında geçen süre boyunca, gözlemlenen materyalin yalnızca miktarı değil, kalitesi de arttı. Bu, yıldız değişkenliğine neden olan fiziksel süreçler hakkında bir fikir vererek daha ayrıntılı bir sınıflandırmanın getirilmesini mümkün kıldı. Yeni sınıflandırma 8 farklı değişken yıldız sınıfını içeriyor.

1. Patlayan değişen yıldızlar- bunlar, kromosferlerindeki ve koronalarındaki şiddetli süreçler ve parlamalar nedeniyle parlaklıklarını değiştiren yıldızlardır. Parlaklıktaki değişiklikler genellikle zarftaki değişikliklerin veya değişken yoğunluktaki yıldız rüzgarı ve/veya yıldızlararası ortamla etkileşim şeklindeki kütle kaybının bir sonucu olarak meydana gelir.
2. Titreşen değişken yıldızlar yüzey katmanlarında periyodik olarak genişleme ve daralma sergileyen yıldızlardır. Titreşimler radyal veya radyal olmayabilir. Bir yıldızın radyal titreşimleri şeklini küresel bırakırken, radyal olmayan titreşimler yıldızın şeklinin küreselden sapmasına neden olur ve yıldızın komşu bölgeleri zıt fazlarda olabilir.
3. Dönen değişken yıldızlar- bunlar, yüzey üzerindeki parlaklık dağılımı düzgün olmayan ve/veya elipsoidal olmayan bir şekle sahip olan yıldızlardır; bunun sonucunda, yıldızlar döndüğünde gözlemci onların değişkenliğini kaydeder. Yüzey parlaklığındaki homojensizlikler, eksenleri yıldızın dönme ekseniyle aynı hizada olmayan manyetik alanların neden olduğu lekelerden veya sıcaklıktan veya kimyasal düzensizliklerden kaynaklanabilir.
4. Felaket yaratan (patlayıcı ve nova benzeri) değişken yıldızlar. Bu yıldızların değişkenliği, yüzey katmanlarındaki (nova) veya derinliklerindeki (süpernova) patlama süreçlerinin neden olduğu patlamalardan kaynaklanmaktadır.
5. Tutulan ikili dosyalar
6. Sert X-ışını emisyonuna sahip optik değişken ikili sistemler
7. Yeni Değişken Türleri- kataloğun yayınlanması sırasında keşfedilen ve bu nedenle halihazırda katalogda yer almayan değişkenlik türleri yayınlandı sınıflar.

Görünür parlaklığı değişir. Bu değişiklikler birkaç yıllık veya saniyenin binde biri kadar bir süreye sahip olabilir ve değişikliklerin büyüklüğü ortalama parlaklığın binde birinden 20 kat artışa kadar değişir. Güneş dahil 100.000'den fazla değişken yıldız kataloglanmıştır. Yıldızımızın enerji akı yoğunluğu, 11 yıllık güneş döngüsü boyunca yaklaşık yüzde 0,1 veya binde bir oranında değişmektedir.

Değişken Yıldızların Tarihi

Tanımlanan ilk değişken yıldız, daha sonra Mira adını alacak olan Omicron Ceti idi. 1596'da nova olarak sınıflandırıldı ve 1638'de Johann Hallwards, 11 aylık bir döngü boyunca yıldızın parlaklığındaki değişiklikleri gözlemledi. Yıldıza olan mesafe 200-400 ışıkyılıdır. Bu, kırmızı dev bir değişken yıldızdan oluşan ikili bir sistemdir. Parlaklık dalgalanmalarının süresi 332 gündür ve görünür aralıktaki parlaklık bir döngü sırasında yüzlerce kez değişirken, spektrumun kızılötesi kısmında parlaklık yalnızca iki kez dalgalanır. İkinci yıldız da değişkendir ancak kesin bir periyodu yoktur. Hız dalgalanmalarına ilk yıldızdan gelen madde akışı neden oluyor. Bu önemli bir keşifti çünkü süpernovalarla birlikte yıldızların antik Yunan'dan beri inanıldığı gibi kalıcı varlıklar olmadığını gösterdi.

Değişken Yıldızların Özellikleri

Yıldızların görünen parlaklığındaki değişikliklerin birçok nedeni vardır. Görünür olduğunu, yani yıldızın kendisinin hiç değişmemesi gerektiğini vurguluyoruz; gözlem koşulları genellikle değişir - örneğin Algol durumunda. Bununla birlikte, bazı yıldızlar özelliklerindeki değişiklikler nedeniyle yanıp söner; titreşen değişkenlerin yarıçapı veya kütlesi değişkendir. Bazı değişken yıldızlar, diğer yıldızların çok yakın olduğu ve malzemenin sürekli olarak birinden diğerine aktığı ikili sistemlerdir. Genel olarak, değişken yıldızların sınıflandırması çok zengindir, ancak bunlar öncelikle değişkenlik nedeniyle bölünmüştür - iç (Rus astronomisinde patlama değişkenlerini ayrı ayrı düşünmek gelenekseldir) veya dış.

İç nedenler

Sefeidler, 500-300.000 güneş parlaklığına ve 1 ila 100 gün arasında çok kısa bir nabız periyoduna sahip çok parlak yıldızlardır. Bu yıldızlar net bir düzende genişler ve daralır. Bu yıldızlar gökbilimciler için özellikle değerlidir, çünkü parlaklıklarındaki değişiklikleri ölçmek mesafelerini çok doğru bir şekilde belirlemeyi mümkün kılarak Sefeidleri Evrenin barikatlarına dönüştürür. Parlaklık dalgalanmalarının dahili nedenleri olan diğer değişken yıldız türleri: RR Lyrae, kısa dönemli, Cepheidlerden daha küçük eski yıldızlar; RV Boğa, parlaklıkta büyük dalgalanmalara sahip süper devler; Mira tipi (adını ilk değişken yıldızdan alır), soğuk kırmızı üstdevler; Uzun dönemleri 30 ila 1000 gün arasında değişen düzensiz, kırmızı devler veya üstdevler olan Betelgeuse bu türe aittir ve çoğunlukla kırmızı üstdevlerdir.

Patlama değişkenleri aynı zamanda iç süreçlerle de ilişkilidir; yıldızın içindeki veya yüzeyindeki termonükleer patlamalar nedeniyle parlaklıklarını keskin bir şekilde artırırlar. Bunlar arasında kütle alışverişi yapan yakınlardaki çift yıldızlar da yer alıyor. Süpernova, nova, tekrarlanan nova, cüce nova ve diğerleri, genellikle bir patlama nedeniyle parlaklıkta büyük ani değişiklikler yaşayan bir yıldız grubudur. Bunların en ünlüsü, tüm galaksiyi gölgede bırakabilen ve parlaklığını yüz milyon kat artırabilen süpernovalardır. Novalar ve tekrarlanan novalar, yüzeylerinde patlamaların meydana geldiği yakın çift yıldızlardır, ancak süpernovalardan farklı olarak yıldızlar yok edilmez. Cüce novalar, kütle alışverişi yapan ve periyodik olarak patlamalarına neden olan beyaz cücelerden oluşan ikili sistemlerdir. Ortak bir toz ve gaz kabuğunun içinde yer alan kırmızı bir dev ve sıcak mavi bir yıldızdan oluşan simbiyotik değişkenlere benzerler.

Dış nedenler

Tutulma değişkenleri, birbirlerinin önünden geçen ve ışığın bir kısmını engelleyen yıldızlardır. Ayrıca yıldızın gezegenlerinden de kaynaklanabilir. Dönen yıldızlar, yüzeylerinde karanlık veya tersine parlak noktaların bulunması ve yıldızın dönmesi nedeniyle değişken parlaklığa sahiptir. Benzer değişiklikler, şekli küreden belirgin biçimde farklı olan (genellikle ikili sistemde) bir yıldız durumunda da gözlemlenir. Bu durumda elipsoidin dönmesi, yayılan yüzey alanında değişikliklere yol açar. Pulsarlar da bu türe aittir.

Gelecek Araştırması

Değişken yıldızlarla ilgili çalışmalar gökbilimcilere yıldızların kütleleri, yarıçapları, sıcaklıkları ve diğer özellikleri hakkında veriler sağlar. Yıldızın yapısı ve evrimi ile ilgili bilgiler dolaylı olarak elde edilmektedir. Ancak uzun dönemli değişken yıldızları incelemek uzun zaman alır; genellikle on yıllar alır. Amatör gökbilimciler değişken yıldızların sürekli gözlemlenmesinde önemli bir rol oynamaktadır. Evrenin yaşı hakkında bilgi sağlayan Cepheidler gibi bazı değişkenler bilim için özellikle önemlidir. Mira tipi değişkenlerin incelenmesi Güneş ve ona benzer yıldızlar hakkında bilgi sağlar, tip Ia süpernovalar Evrenin genişleme oranını ölçmek için kullanılır, patlama değişkenleri - aktif galaktik çekirdekler ve süper kütleli çalışmalarda