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.
На изображении показана красная переменная звезда под названием V838 Monocerotis.
Переменная звезда - , блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.
Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.
Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др.
Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.
Top-10 созвездий по числу переменных звёзд согласно каталогу ОКПЗ-4
Первая переменная звезда была определена в 1638 году, когда Иоганн Хольварда заметил, что звезда Омикрон Кита, позже названная Мирой, пульсирует с периодом в 11 месяцев. До этого звезда была описана как новая астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 г. и 1604 г., доказало, что звездное небо не является чем-то вечно неизменным, как тому учили Аристотель и другие философы древности. Открытие переменных звезд, тем самым, внесло свой вклад в революцию астрономических взглядов, произошедшую в шестнадцатом и начале семнадцатого века.
Второй переменной звездой, которая была описана в 1669 г. Джеминиано Монтанари, стала затменная переменная Алголь. Верное объяснение причин её переменности было дано в 1784 году Джоном Гудрайком. В 1686 году астрономом Готфридом Кирхи была обнаружена звезда Хи Лебедя (χ Cygni), а в 1704 году благодаря Джованни Маральди стала известна R Гидры (R Hydrae). К 1786 году было известно уже 10 переменных звезд. Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея (δ Cephei) и Шелиак (β Lyr). С 1850 года количество известных переменных звезд резко увеличилось, особенно с 1890 г., когда для их обнаружения стало возможным использование фотографии.
В последнем издании Общего каталога переменных звезд (2008) перечислено более 46000 переменных звезд из нашей , а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.
Первый каталог переменных звёзд был составлен английским астрономом Эдуардом Пиготтом в 1786 году. В этот каталог входило 12 объектов: две сверхновые, одна новая, 4 звезды типа ο Cet (Мириды), две цефеиды (δ Cep, η Aql), две затменные (β Per, β Lyr) и P Cyg. В XIX - начале XX вв. ведущую роль в изучении переменных звёзд заняли немецкие астрономы. После второй мировой войны по решению Международного астрономического союза (МАС) от 1946 года работа по созданию каталогов переменных была поручена советским астрономам - Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (ГАИШ) и Астросовету АН СССР (ныне ИНАСАН). Приблизительно раз в 15 лет эти организации издают Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ, англ. GCVS). Последнее 4-е издание выходило с 1985 по 1995 гг. В промежутках между очередными изданиями ОКПЗ публикуются дополнения к нему. Параллельно с созданием ОКПЗ ведётся работа по созданию каталогов звёзд, заподозренных в переменности блеска (КПЗ, англ. NSV).
Четвёртое издание ОКПЗ остается последним «бумажным» изданием. В XXI в., как и многие другие астрономические каталоги, ОКПЗ поддерживается в электронной форме и доступен в системе VisieR под названием General Catalog of Variable Stars. Он состоит из 3-х частей: каталог переменных звезд, каталог звезд, заподозренных в переменности, и каталог внегалактических переменных.
Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Фридрихом Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в 1850 г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, R Hydrae - первая по времени открытия переменная звезда в созвездии Гидра, S Hydrae - вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, то есть 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён, и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ
SS ST SU SV SW SX SY SZ
TT TU TV TW TX TY TZ
UU UV UW UX UY UZ
Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:
AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ
Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия, начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца. Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.
За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. Впоследствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфлогическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.
Для обозначения типов переменных звёзд используют т. н. прототипы - звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr.
Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (фр. Jean-Charles Houzeau de Lehaie) в XIX в.:
Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
Звёзды с периодическим изменением блеска.
Звёзды типа Миры Кита - звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Звёзды типа Алголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т. д.
Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель - η Argus
Новые звёзды.
В ОКПЗ-3 все переменные звёзды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы - на подтипы.
К пульсирующим переменным относят те звёзды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды - температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:
Долгопериодические цефеиды (Cep) - звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
Классические цефеиды (Cδ) - цефеиды плоской составляющей Галактики
Звёзды типа W Девы (CW) - цефеиды сферической составляющей Галактики
Медленные неправильные переменные (L)
Звёзды типа Миры Кита (M)
Полуправильные переменные (SR)
Переменные типа RR Лиры (RR)
Переменные типа RV Тельца (RV)
Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC)
Переменные типа δ Щита (δ Sct)
Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики
Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)
Эруптивные переменные звёзды. К данному классу относятся звёзды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами, происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Этот класс переменных звёзд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звёзд.
Переменные типа UV Кита (UV) - звёзды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.
Звёзды типа UVn - подтип звёзд UV, связанный с диффузными туманностями
Переменные типа BY Дракона (BY) - эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
Неправильные переменные (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O-A, индекс b обозначает спектральный класс F-M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s - быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.
Новые звёзды (N)
Быстрые новые (Na)
Медленные новые (Nb)
Очень медленные новые (Nc)
Повторные новые (Nr)
Новоподобные звёзды (Nl)
Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd)
Переменные типа R Северной короны (RCB)
Переменные типа U Близнецов (UG)
Переменные типа Z Жирафа (ZCam)
Сверхновые звезды (SN)
Переменные типа S Золотой Рыбы (SD)
Переменные типа γ Кассиопеи (γC)
К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звёзд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов, а не с физической переменностью.
Затменные переменные типа Алголя (EA) - кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.
Затменные переменные типа β Лиры (EB) - Двойные звёзды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.
Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) - контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычно меньшие 0,8m.
Эллипсоидальные переменные (Ell) - двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.
За время, прошедшее между выходом третьей и четвёртой редакцией ОКПЗ, увеличилось не только количество наблюдательного материала, но и его качество. Это позволило ввести более подробную классификацию, внедряя в неё представление о физических процессах, вызывающих переменность звёзд. Новая классификация содержит 8 различных классов переменных звёзд.
Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой. Пульсирующие переменные звёзды - это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как нерадиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах. Вращающиеся переменные звёзды - это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, оси которых не совпадают с осью вращения звезды.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменность этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Затменно-двойные системы
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Переменные с другими символами
Новые типы переменных - типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.
Класс 1 и 5 пересекаются - звёзды с типами переменности RS и WR принадлежат обоим этим классам.
Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4
Как известно, наше Солнце тоже не сияет совершенно равномерно, а слегка изменяет свою активность. Каждые 11 лет на Солнце увеличивается количество пятен и повышается его активность. Разумеется, пульсации Солнца не идут ни в какое сравнение с пульсациями цефеид, а тем более новых и сверхновых звёзд. Поэтому, наше Солнце относится к постоянным звёздам.
Переменные звезды
Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих -- вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию.
Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины Звездная величина -- характеристика видимого блеска звезд. Коэффициент для определения звездных величин светил равен 2,512. Нуль пункт для системы звездных величин был условно определен по группе звезд в области Полярной звезды, называемых северным полярным рядом. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба -- Сириус -- минус 1.5. Звездная величина обозначается вверху маленькой латинской буквой m (от слова “магнитудо” -- величина). Для не видимых глазом звезд используется та же шкала звездных величин. до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с яочень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике Галактика. В отличие от других галактик ее название пишется с заглавной буквы. около 40000, а в других галактиках Галактика -- огромная вращающаяся звездная система.-- более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.
Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическими изменениями радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезд температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости Светимость -- полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени., не смотря на то, что радиус уменьшается. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды -- звезды типа Мира Кита). У цефеид и звезд типа RR Лиры периодичность выдерживается с удивительной точностью. У переменных звезд с полуправильным или хаотичным изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Все цефеиды -- гиганты, звезды большой светимости, многие из них сверхгиганты, к ним относятся звезды с наибольшей светимостью. Мириды называются долгопериодическими переменными звездами. Изменения их блеска сопровождаются изменениями их температуры. Мира Кита в наибольшем блеска почти так же ярка, как Полярная звезда. Переменные звезды этого типа также являются взездами-сверхгигантами. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.
Второй класс переменных звезд -- взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые Сверхновые звезды -- самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек., новые Новые звезды -- звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, а иногда и в миллионы раз., повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы в возникают при взаимодействии компонентов в таких системах. переменная звезда спутник
Раньше думали, что новые звезды действительно являются вновь появившимися. Но эти звезды существовали и ранее -- они обнаруживаются как слабые звезды на фотографиях звездного неба, сделанных ранее.
Некоторые из новых звезд (а может быть, и все) вспыхивают неоднократно. Так внезапно вспыхивать и увеличиваться в размерах со скоростью, равной сотням километров в секунду, могут очень горячие звезды, имеющие особое, неустойчивое состояние. При вспышке их наружные газовые слои срываются и с огромной скоростью несутся в пространство.С течением времени эти газы рассеиваются.
В редких случаях наблюдаются вспышки сверхновых звезд. Они отличаются тем, что их светимость во время вспышки бывает в десятки и сотни миллионов раз больше светимости Солнца. В настоящее время ученые-астрономы и физики много работают над решением вопроса о том, какие физические причины вызывают такое грандиозное явление, как вспышки сверхновых звезд.
Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных превышает 2000.
Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменения их видимого блеска связаны с физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размеры звезды.
К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.
Кривая изменения блеска взезды Алголь. По горизонтали указано время в часах
Схема движения спутника Алголя
В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны искажениями формы звезд.. Периоды изменения блеска затменных двойных -- от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд.
Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд -- магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.
Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.
Переменные звезды очень внимательно изучаются астрономами. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность определить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и характеристики различных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость “период -- светимость”, обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а следовательно, и расстояния до нее. Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения.
Пульсирующие звезды расширяются и сжимаются, становясь больше и меньше, горячее и холоднее, ярче и тусклее. Физические свойства этих звезд таковы, что они просто переходят из одного состояния в другое и обратно, как будто совершают некие колебания или пульсируют, совсем как бьющиеся в небе сердца.
Переменные звезды-цефеиды
Американский астроном Генриетта Ливитт обнаружила, что у цефеид существует зависимость между периодом изменения блеска и светимостью (period-luminosity relation). Этот термин означает, что, чем дольше период изменения блеска (интервал между последовательными пиками блеска), тем выше средний истинный блеск звезды. Поэтому, если измерять видимую звездную величину переменной звезды-цефеиды по мере ее изменения с течением дней и недель и затем определить период изменения блеска, то можно легко вычислить истинный блеск звезды.
Зачем это нужно? А затем, что, зная истинный блеск звезды, можно определить расстояние до нее. Ведь чем дальше звезда, тем более тусклой она выглядит, но это все та же звезда с тем же истинным блеском.
Удаленные тусклые звезды подчиняются закону обратных квадратов (inverse square law). Это значит, что если звезда в 2 раза дальше, то она выглядит в 4 раза более тусклой. А если звезда в 3 раза дальше, то она выглядит в 9 раз тусклее. Если же звезда в 10 раз дальше, то она выглядит в 100 раз более тусклой.
Недавно в СМИ появились сообщениях о том, что с помощью космического телескопа "Хаббл" удалось определить масштабы и возраст Вселенной. На самом деле это результат исследования с помощью телескопа "Хаббл" переменных звезд-цефеид. Эти цефеиды находятся в далеких галактиках. Но, наблюдая за изменением их блеска и используя зависимость между периодом изменения блеска и светимостью, астрономы определили расстояние до этих галактик.
Звезды типа RR Лиры
Звезды типа RR Лиры подобны цефеидам, но они не такие большие и яркие. Некоторые из них расположены в шаровом звездном скоплении в нашей галактике Млечный Путь, и у них тоже существует зависимость между периодом изменения блеска и светимостью.
Шаровые скопления - это огромные сферические образования, заполненные старыми звездами, рожденными еще в период формирования Млечного Пути. Это участки космоса шириной всего лишь 60-100 световых лет, в которых "упаковано" от нескольких сотен тысяч до миллиона звезд. Наблюдая за изменением блеска звезд типа RR Лиры, астрономы могут оценить расстояние до таких звезд. А если эти звезды находятся в шаровых скоплениях, то можно определить расстояние до этих шаровых скоплений.
Почему так важно знать расстояние до звездного скопления? А вот почему. Все звезды, расположенные в одном скоплении, образовались одновременно из общего облака. И все они расположены примерно на одинаковом расстоянии от Земли, поскольку находятся в одном и том же скоплении. Поэтому, когда ученые строят H-R-диаграмму для звезд из скопления, в ней не будет ошибок, вызванных разницей расстояний до различных звезд. А если мы знаем расстояние до звездного скопления, то все нанесенные на диаграмму значения звездных величин можно преобразовать в светимость, т. е. в интенсивность излучения звездой энергии в секунду. И эти значения можно непосредственно сравнить с теоретическими данными. Именно этим и занимаются астрофизики.
Долгопериодические переменные звезды
В то время как астрофизики обрабатывают информацию, полученную от цефеид и переменных звезд типа RR Лиры, астрономы-любители наслаждаются наблюдением долгопериодических переменных звезд, так называемых переменных звезд типа Мира Кита. Мира - это другое название звезды Омикрон Ки
Переменные звезды типа Миры Кита пульсируют, как цефеиды, но у них намного большие периоды изменения блеска, в среднем 10 месяцев и больше, и, кроме того, у них больше амплитуда изменения блеска. Когда блеск Миры Кита достигает максимального значения, ее можно увидеть невооруженным глазом, а когда блеск минимален, необходим телескоп. Изменение блеска долгопериодических звезд также происходит гораздо нерегулярнее, чем у цефеид. Максимальная звездная величина, которой достигает некоторая звезда, может очень сильно меняться от одного периода к другому. Наблюдения таких звезд, проводить которые совсем нетрудно, позволяют ученым получить важную научную информацию. И вы тоже можете внести свой вклад в исследование переменных звезд (более подробно я расскажу об этом в последнем разделе данной главы).
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.
