Tipi, tipi e classificazione generale delle stelle variabili. Stella variabile

26.09.2019

Sotto stelle variabili eruttive intendiamo stelle che cambiano luminosità a causa di processi attivi e brillamenti che si verificano nelle loro regioni cromosferiche e coronali. I cambiamenti di luminosità sono solitamente accompagnati dalla formazione o espulsione di gusci estesi, dal deflusso di materia sotto forma di vento stellare di intensità variabile e/o dall'interazione con il mezzo interstellare circostante.

Reset del guscio della stella. A causa del forte aumento delle dimensioni del punto riflettente, anche la luminosità apparente della stella aumenta notevolmente. Ma col tempo, man mano che la nuvola di polvere si dissipa, la luminosità diminuirà nuovamente

Diviso in tipologie:

FU sono variabili Orion del tipo FU Orion (FU Ori). Sono caratterizzati da un aumento della luminosità di circa 5-6 m che dura diversi mesi, dopodiché si instaura una relativa costanza della luminosità. Al massimo, la luminosità a volte persiste per decenni, a volte si osserva un lento indebolimento di 1-2 m. Le classi spettrali alla massima luminosità rientrano nei limiti dell'Aea-Gpea.
Dopo il brillamento, c'è un graduale sviluppo delle emissioni nello spettro, che diventa più tardivo. Forse queste variabili caratterizzano uno degli stadi dell'evoluzione delle variabili Orion di tipo T Tauri (INT), poiché una di queste variabili (V1057 Cyg) ha mostrato un bagliore simile, ma è iniziato l'indebolimento della sua luminosità (di 2,5 m in 11 anni) subito dopo aver raggiunto il massimo. Tutte le variabili FU Ori attualmente conosciute sono associate alle nebulose a riflessione cometarie.
Le GCAS sono variabili irregolari eruttive del tipo (gamma) Cassiopea ((gamma) Cas). Stelle in rapida rotazione di tipo spettrale Be III - V; caratterizzati dal deflusso di materia nella loro zona equatoriale. La formazione di anelli o dischi equatoriali è accompagnata da un temporaneo indebolimento della luminosità della stella. L'ampiezza dei cambiamenti di luminosità può raggiungere l.5m V.
I: variabili irregolari poco studiate le cui variazioni di luminosità e tipi spettrali sono sconosciuti. Un gruppo di oggetti molto diversificato.
Le IA sono variabili irregolari poco studiate delle prime classi spettrali (O-A).
Le IB sono variabili irregolari poco studiate delle classi spettrali intermedie (F-G) e tardive (K-M).
IN sono variabili di Orione. Variabili eruttive irregolari associate a nebulose diffuse chiare e scure o osservate nelle regioni di tali nebulose. Alcuni di essi possono mostrare cambiamenti ciclici di luminosità associati alla rotazione assiale. Nel diagramma lo spettro e la luminosità si trovano nella regione della sequenza principale e nella regione delle subgiganti. Apparentemente oggetti giovani che, nel corso dell'ulteriore evoluzione, si trasformano in stelle della sequenza principale iniziale di luminosità costante. I limiti di variazione della brillantezza possono raggiungere diversi valori. Se una stella presenta rapidi cambiamenti di luminosità (fino a 1 m per l-10 d), il simbolo del tipo è accompagnato dal simbolo S(INS). Si dividono nei seguenti sottotipi:
- INA sono variabili di Orione delle prime classi spettrali BA o Ae. Sono caratterizzati da forti attenuazioni della luminosità simili ad Algol (T Ori) osservate di tanto in tanto.
- INB - Variabili di Orione delle classi spettrali intermedie e tardive F-M o Fe-Me (VN Ser, AN Ori). Le stelle di tipo F possono mostrare oscuramenti simili ad algol, così come le stelle del sottotipo INA; Le stelle delle classi K-M, insieme a cambiamenti irregolari di luminosità, possono subire bagliori.
- INT - Variabili di Orione del tipo T Tauri (T Tau). Appartengono a questa tipologia in base alle seguenti caratteristiche (esclusivamente spettrali). I tipi spettrali sono contenuti all'interno di Fe-Me. Lo spettro delle stelle più tipiche ricorda lo spettro della cromosfera solare. Una caratteristica specifica del tipo è la presenza delle righe di emissione fluorescenti Fel (lambda)(lambda) 4046, 4132 (anomalmente intense in queste stelle), delle righe di emissione [ S II ] e [ OI ], nonché della riga di assorbimento Li I ( lambda) 6707. Queste variabili si osservano solitamente solo nelle nebulose diffuse. Se la connessione con la nebulosa non è evidente, la lettera N nel simbolo del tipo può essere omessa - IT (RW Aur).
- IN(YY) — Negli spettri di alcune variabili di Orione (YY Ori), si osservano componenti scure sul lato delle lunghezze d'onda lunghe delle righe di emissione, che indicano la caduta di materia sulla superficie della stella. In questo caso, il simbolo del tipo può essere seguito da un simbolo YY racchiuso tra parentesi.
Le IS sono variabili veloci e irregolari che non sono chiaramente associate alle nebulose diffuse e mostrano cambiamenti di luminosità di 0,5-1,0 m nell'arco di diverse ore o giorni. Non esiste un confine netto tra le variabili irregolari veloci e quelle di Orione.
Se si osserva un irregolare veloce nella regione di una nebulosa diffusa, esso appartiene alle variabili di Orione ed è indicato con il simbolo INS. Le variabili vanno classificate come tipo IS con molta cautela, solo dopo essersi accertati che i cambiamenti nella loro luminosità siano veramente non periodico. Molte delle stelle assegnate a questo tipo nella terza edizione del GCVS si sono rivelate sistemi binari ad eclisse, variabili di tipo RR Lyr e persino oggetti extragalattici di tipo BL Lac.
- ISA - classi spettrali iniziali veloci e irregolari B-A o Ae.
- Gli ISB sono irregolari veloci dei tipi spettrali intermedi e tardivi F-M o Fe-Me.
RCB—variabili di tipo R Northern Crown (R СгВ). Stelle povere di idrogeno, ricche di carbonio ed elio di elevata luminosità delle classi spettrali Bpe-R, che sono sia eruttive che pulsanti. Sono caratterizzati da attenuazioni lente e non periodiche della luminosità con ampiezze da 1 a 9 m V, che durano da diverse decine a centinaia di giorni. Questi cambiamenti sono sovrapposti da pulsazioni cicliche con ampiezze fino a diversi decimi di grandezza e periodi da 30 a 100 d.
Le RS sono variabili eruttive del tipo RS Canes Venatici. A questa tipologia includiamo i sistemi binari stretti con emissione di H e K Ca II nello spettro, le cui componenti hanno una maggiore attività cromosferica, causando una variabilità quasi periodica della loro luminosità con un periodo vicino a quello orbitale e un'ampiezza variabile, solitamente raggiungendo 0,2 m V (UX Ari) . Sorgenti di raggi X. Allo stesso tempo, sono variabili rotanti e anche lo stesso RS CVn è un sistema eclissante (vedi sotto).
SDOR: variabili di tipo S Dorado (S Dor). Stelle eruttive di elevata luminosità delle classi spettrali Bpeq-Fpeq, che mostrano variazioni irregolari (a volte cicliche) di luminosità con ampiezze da 1 ma 7 m V. Tipicamente le stelle blu più luminose delle galassie in cui vengono osservate. Di norma, sono associati a nebulose diffuse e sono circondati da gusci in espansione (P Cyg, (eta) Car).
UV- Variabili eruttive del tipo UV Ceti (UV Cet). Stelle di tipo spettrale KVe-MVe; a volte si verificano bagliori con un'ampiezza da diverse decine a 6 m V, significativamente maggiore nella regione ultravioletta dello spettro. La massima luminosità viene raggiunta pochi secondi o decine di secondi dopo l'inizio del brillamento; la stella ritorna alla luminosità normale dopo pochi minuti o decine di minuti.
Gli UVN sono variabili flaring di Orione delle classi spettrali Ke-Me. Dal punto di vista fenomenologico, non sono quasi diversi dalle variabili come UV Ceti osservate in prossimità del Sole. Oltre al collegamento con la nebulosa, sono caratterizzati in media da tipi spettrali più antichi, maggiore luminosità e sviluppo di brillamenti più lento (V389 Ori). Forse sono un tipo di variabile di Orione di tipo INB, i cui cambiamenti irregolari di luminosità sono sovrapposti ai bagliori.
Le WR sono variabili eruttive di tipo Wolf-Rayet. Stelle con ampie righe di emissione HeI, HeII, nonché CII-CIV, OII-OV o NIII-NV. Sono caratterizzate da variazioni irregolari di luminosità fino a 0,l m V, apparentemente causate da ragioni fisiche, in particolare dal deflusso non stazionario di materia dalla superficie di queste stelle.

Stelle variabili pulsanti

Stelle variabili pulsantiÈ consuetudine chiamare stelle che mostrano espansione e contrazione periodica degli strati superficiali. Le pulsazioni possono essere radiali o non radiali. Con pulsazioni radiali la forma della stella rimane sferica. Nel caso di pulsazioni non radiali, la forma della stella devia periodicamente da quella sferica, e anche le aree vicine della sua superficie possono trovarsi in fasi di oscillazione opposte.
A seconda del periodo, della massa della stella, dello stadio evolutivo e dell'entità del fenomeno si possono distinguere i seguenti tipi di variabili pulsanti.

ACYG sono variabili di tipo Cyg (alfa). Supergiganti non pulsanti radialmente di classi spettrali Beq -Aeq Ia; variazioni di luminosità con un'ampiezza dell'ordine di 0,1 m sembrano spesso irregolari, perché sono causate dalla sovrapposizione di molte oscillazioni con periodi ravvicinati. Si osservano cicli da diversi giorni a diverse decine di giorni.
VSER - variabili di tipo (beta) Cepheus ((beta) Ser, (beta) SMa). Variabili pulsanti delle classi spettrali O8-B6 I-V con periodi di variazione della luce e velocità radiali compresi tra 0,1 e 0,6 d e ampiezze di variazione della luminosità da 0,01 a 0,3 m V. Le curve di luce sono simili alle curve di velocità radiale media, ma in ritardo dietro di loro in fase di un quarto del periodo, quindi la massima luminosità corrisponde alla massima compressione, cioè raggio minimo della stella. Apparentemente queste stelle mostrano prevalentemente pulsazioni radiali, ma alcune di esse (V469 Per) sono caratterizzate da pulsazioni non radiali; Molti sono caratterizzati da multiperiodicità.
BCEPS - gruppo di variabili di breve periodo di tipo (beta) Ser delle classi spettrali B2-VZ IV-V; i periodi e le ampiezze dei cambiamenti di luminosità rientrano rispettivamente nell'intervallo 0,02-0,04 d e 0,015-0,025 m, vale a dire un ordine di grandezza inferiore a quelli normalmente osservati nelle stelle di tipo (beta) Ser.
SER-. Variabili radialmente pulsanti di elevata luminosità (classi di luminosità Ib-II) con periodi da l d a 135 d e ampiezze da diverse centinaia a 2 m V (maggiori nel sistema B che in V). Classi spettrali alla massima luminosità F, al minimo G-K, e più tardi, più lungo è il periodo di variazione della luminosità. La curva della velocità radiale Vr è praticamente un'immagine speculare della curva di luce, e la massima velocità di espansione degli strati superficiali si osserva quasi contemporaneamente alla massima luminosità della stella.
CEP(B) - Cefeidi (TU Cas, V367 Sct), caratterizzate dalla presenza di due o più modi di pulsazione operanti contemporaneamente (solitamente il tono fondamentale con periodo P0 e il primo sovratono con periodo P1). I periodi P0 vanno da 2d a 7d. Rapporto P1/P0≈0,71.
CW—W Variabili di tipo Virgo. Variabili pulsanti della componente sferica o vecchia componente del disco galattico con periodi da circa 0,8 a 35 d e ampiezze da 0,3 a 1,2 m V. Sono caratterizzate da un rapporto periodo-luminosità che differisce dal rapporto simile per le variabili del ( delta) Tipo Cefeo - vedi sotto (DCEP). Nello stesso periodo, le variabili di tipo W Virgo sono 0,7-2b più deboli rispetto alle variabili di tipo (delta) Cepheus. Le curve di luce delle variabili di tipo W Virgo differiscono dalle curve di luce delle variabili di tipo (delta) Cefeo dei periodi corrispondenti sia in ampiezza che in presenza di gobbe sul ramo discendente, talvolta sviluppandosi in un massimo ampio e piatto. Si trovano in antichi ammassi globulari e ad alte latitudini galattiche. Diviso in sottotipi:
- Le CWA sono variabili di tipo W Virgo con periodi maggiori di 8d (W Vir).
- CWB - Variabili di tipo W Virgo con periodi inferiori a 8d (BL Her).
DCEP - Cefeidi classiche, variabili del tipo (delta) Cefeo ((delta) Ser). Oggetti relativamente giovani situati dopo aver lasciato la sequenza principale nella striscia di instabilità sul diagramma Hertzsprung-Russell. Obbediscono alla nota relazione periodo-luminosità; appartengono alla componente piatta della Galassia, presente negli ammassi aperti; sono caratterizzati dalla presenza di una certa corrispondenza tra la forma della curva di luce e la lunghezza del periodo.
DCEPS - variabili del tipo ((delta) Cepheus con ampiezze inferiori a 0,5 m V (0,7 m V) e curve di luce quasi simmetriche (M-m ≈ 0,4-0,5 P); i periodi, di regola, non superano 7d; è possibile che queste stelle pulsano in prima armonica e/o attraversano per la prima volta la banda di instabilità dopo aver lasciato la sequenza principale (SU Cas).
Secondo la tradizione, le variabili dei tipi (delta) Cepheus e W Virgo sono spesso chiamate Cefeidi, poiché spesso (con periodi da 3d a 10d) è impossibile distinguere le variabili di questi tipi l'una dall'altra dalla forma della curva di luce.
Tuttavia, in realtà si tratta di oggetti completamente diversi, situati in diversi stadi di evoluzione. Una delle differenze spettrali significative tra le stelle W Virgo e le Cefeidi è che negli spettri delle prime si osservano emissioni nelle righe dell'idrogeno in un certo intervallo di fasi, e negli spettri delle Cefeidi, emissioni nelle righe H e K di Ca II sono osservati.
DSCT - variabili di tipo (delta) Shield ((delta) Set). Variabili pulsanti dei tipi spettrali A0-F5III-Vc con ampiezze di luminosità da 0,003 a 0,9 m V (per lo più pochi centesimi di grandezza) e periodi da 0,01 a 0,2 d. La forma della curva della luce, il periodo e l'ampiezza di solito variano notevolmente. Si osservano pulsazioni sia radiali che non radiali. Per alcune stelle di questo tipo la variabilità della luminosità avviene sporadicamente e talvolta si arresta del tutto; È possibile che ciò sia una conseguenza di una forte modulazione di ampiezza con un limite inferiore di ampiezza non superiore a 0,001 m. La curva di luminosità è quasi un'immagine speculare della curva di velocità radiale: il tasso di espansione massimo degli strati superficiali della stella resta indietro rispetto alla luminosità massima di non più di 0,1P.
Le stelle del tipo DSCT sono rappresentanti della componente piatta della Galassia. Ad essi fenomenologicamente correlate sono variabili del tipo SXPHE (vedi sotto).
DSCTC è un gruppo di variabili di bassa ampiezza del tipo (delta) Scuti (l'ampiezza della variazione di luminosità è inferiore a 0,1 m V). La maggior parte dei rappresentanti di questo sottotipo sono stelle di classe di luminosità V; Di norma, sono proprio questi oggetti che si trovano negli ammassi stellari aperti.
L - variabili lente errate. Stelle variabili, i cui cambiamenti di luminosità sono privi di qualsiasi segno di periodicità o la periodicità è debolmente espressa, si verifica solo di tanto in tanto. L'assegnazione delle variabili a questo tipo, così come al tipo I, è spesso dovuta solo ad una conoscenza insufficiente di questi oggetti. Molte di esse possono rivelarsi variabili semi-regolari o variabili di altro tipo.
LB stanno cambiando lentamente le variabili irregolari dei tipi spettrali tardivi K, M, C e S, solitamente giganti (CO Cyg). Nel catalogo le variabili irregolari rosse lente sono classificate come questo tipo nei casi in cui i loro tipi spettrali e le loro luminosità sono ancora sconosciuti.
Le LC sono supergiganti variabili irregolari di tipo spettrale tardivo con un'ampiezza dell'ordine di 1,0 m V (TZ Cas).
M sono variabili del tipo Mira Ceti ((omicron) Cet). Giganti variabili di lungo periodo con spettri di emissione caratteristici delle classi tardive Me, Ce, Se, con ampiezze di luminosità da 2,5 ma 11 m V, con periodicità ben definita e periodi che vanno da 80d a 1000d. Le ampiezze degli infrarossi delle variazioni di luminosità sono piccole e possono essere inferiori a 2,5 m. Ad esempio, nel sistema K di solito non superano 0,9 m. Se le ampiezze superano 1-1,5 m, ma non c'è certezza che la vera ampiezza della variazione di luminosità superi i 2,5 m, il simbolo M è accompagnato dai due punti oppure la stella è di tipo variabile semiregolare, e i due punti sono posto anche accanto al simbolo di questo tipo (SR).
PVTEL - Variabili di tipo telescopio PV (PV Tel). Supergiganti dell'elio della classe spettrale Bp, caratterizzate da deboli linee dell'idrogeno, linee potenziate dell'elio e del carbonio, pulsanti con periodi da 0,1 a l d o che cambiano luminosità con un'ampiezza di circa 0,1 m V in intervalli di tempo dell'ordine di un anno.
RR — variabili di tipo RR Lyra. Giganti radialmente pulsanti delle classi spettrali A - F con periodi che vanno da 0,2 a l.2d e ampiezze di luminosità da 0,2 a 2 m V. Sono noti casi di variabilità sia nella forma della curva di luce che nel periodo. Se questi cambiamenti sono periodici si parla di effetto Blazhko.
Per tradizione, le variabili RR Lyrae sono talvolta chiamate Cefeidi di breve periodo o variabili di ammassi globulari. Nella maggior parte dei casi fanno parte della componente sferica della Galassia; si trovano (a volte in gran numero) in alcuni ammassi globulari (stelle pulsanti del ramo orizzontale). Come le Cefeidi, la massima velocità di espansione degli strati superficiali di queste stelle coincide praticamente con il massimo della loro luminosità.
RR(B) - variabili del tipo RR Lyrae, caratterizzate dalla presenza di due modalità di pulsazione operanti contemporaneamente: il tono fondamentale con periodo P0 e il primo armonico con periodo P1 (AQ Leo). Rapporto Р1/Р0 ≈ 0,745.
Le RRAB sono variabili di tipo RR Lyrae con curva di luce asimmetrica (ramo ascendente ripido), periodi da 0,3 a 1,2 d e ampiezze da 0,5 a 2 m V (RR Lyr).
Le RRC sono variabili di tipo RR Lyrae con curve di luce quasi simmetriche, talvolta sinusoidali, con periodi da 0,2 a 0,5 d e ampiezze non superiori a 0,8 V (SX UMa).
RV: variabili del tipo RV Taurus (RV Tau). Supergiganti radialmente pulsanti delle classi spettrali F-G alla massima luminosità e KM alla minima luminosità. Le curve di luce sono caratterizzate dalla presenza di doppie onde con minimi principali e secondari alternati, la cui profondità può variare in modo che i minimi principali possano trasformarsi in minimi secondari e viceversa; l'ampiezza totale delle variazioni di luminosità può raggiungere i 3-4 m V. I periodi tra due minimi principali vicini, comunemente detti formali, vanno da 30 a 150d (sono riportati in catalogo). Si dividono nei sottotipi RVA e RVB.
Le RVA sono variabili del tipo RV Toro, il cui valore medio non cambia (AC Her).
Le RVB sono variabili del tipo RV Tauri, il cui valore medio cambia periodicamente con un periodo da 600 a 1500 d e un'ampiezza fino a 2 m V (DF Cyg, RV Tau).
Le SR sono variabili semi-regolari. Giganti o supergiganti delle classi spettrali intermedie e tardive che mostrano una notevole periodicità nei cambiamenti di luminosità, accompagnata o talvolta interrotta da varie irregolarità. I periodi vanno da 20 a 2000 de più, le forme delle curve di luce sono molto diverse e variabili, le ampiezze vanno da diverse centinaia a diverse magnitudini (solitamente 1 - 2 m V).
Gli SRA sono giganti variabili semi-regolari di classi spettrali tardive (M, C, S o Me, Ce, Se) con periodicità stabile, che di solito possiedono ampiezze di luminosità piccole (meno di 2,5 m V) (Z Aqr). Le ampiezze e le forme delle curve di luce solitamente cambiano. I periodi vanno dal 35 al 1200 d. Molte di queste stelle differiscono dalle variabili di tipo Mira Ceti solo per la minore ampiezza dei cambiamenti di luminosità.
Gli SRB sono giganti variabili semi-regolari di classi spettrali tardive (M, C,S o Me, Ce, Se) con periodicità scarsamente definita (ciclo medio - da 20 a 2300 d) o con cambiamenti in cambiamenti periodici - fluttuazioni o intervalli irregolari lenti di costanza di luminosità (RR СгВ, AF Cyg). Ognuna di queste stelle è solitamente caratterizzata da un certo periodo medio (ciclo), che è riportato nel catalogo. In numerosi casi, queste stelle mostrano l'azione simultanea di due o più periodi di cambiamento di luminosità.
Le SRC sono supergiganti variabili semi-regolari dei tipi spettrali tardivi M, C, S o Me, Ce, Se ((mi) Ser). Le ampiezze sono dell'ordine di 1 metro, i periodi di variazione della luminosità vanno da 30 giorni a diverse migliaia di giorni.
Gli SRD sono giganti e supergiganti variabili semiregolari delle classi spettrali F, G, K, talvolta con righe di emissione nei loro spettri. L'ampiezza dei cambiamenti di luminosità varia da 0,1 a 4 m) periodi - da 30 a 1100 d (SX Her, SV UMa).
SXPHE - Variabili di tipo SX Phoenix (SX Phe). Simili nell'aspetto alle variabili di tipo DSCT, sono subnane pulsanti della componente sferica o della vecchia componente del disco galattico delle classi spettrali A2-F5; Y di questi oggetti possono osservare simultaneamente diversi periodi di oscillazione, solitamente da 0,04 a 0,08 d con un'ampiezza variabile di cambiamenti di luminosità, che può raggiungere 0,7 m V. Si trovano negli ammassi globulari.
ZZ: variabili di tipo ZZ Cina (ZZ Cet). Nane bianche non pulsanti radialmente che cambiano luminosità con periodi da 30 secondi a 25 minuti e ampiezze da 0,001 a 0,12 m V. Tipicamente, una stella ha diversi periodi ravvicinati. A volte si osservano brillamenti a 1 m, che però possono essere spiegati dalla presenza di un satellite vicino del tipo UV Cet. Diviso in sottotipi:
- ZZA - variabili dell'idrogeno del tipo ZZ Cet della classe spettrale DA (ZZ Cet), solo con linee di assorbimento dell'idrogeno nello spettro.
- ZZB sono variabili dell'elio del tipo ZZ Cet della classe spettrale DB, nei cui spettri si osservano solo righe di assorbimento dell'elio.

Stelle variabili rotanti

Stelle variabili rotanti chiamiamo stelle con luminosità superficiale disomogenea o di forma ellissoidale, la cui variabilità della luminosità è dovuta alla loro rotazione assiale rispetto all'osservatore. La disomogeneità della distribuzione della luminosità superficiale può essere causata sia dalla presenza di macchie o, in generale, dalla disomogeneità termica e chimica dell'atmosfera stellare sotto l'influenza di un campo magnetico, il cui asse non coincide con l'asse di rotazione della stella. Diviso in tipologie:

Gli ACV sono variabili di tipo (alpha)2 Canes Hounds ((alpha)2 CVn). Stelle della sequenza principale delle classi spettrali B8p - A7p con forti campi magnetici. Nei loro spettri, le linee degli elementi di silicio, stronzio, cromo e terre rare sono accentuate in modo anomalo, cambiando intensità con il periodo di rotazione della stella, pari al periodo di variazione del campo magnetico e della luminosità (0,5 - 160 d e oltre ). Le ampiezze dei cambiamenti di luminosità rientrano solitamente nell'intervallo compreso tra 0,01 e 0,1 m V.
Gli ACVO sono variabili che oscillano rapidamente di tipo (alfa)2 CVn. Apparentemente, variabili magnetiche rotanti non pulsanti radialmente della classe spettrale Ap (DO Eri). I periodi di pulsazione sono 0,01 d o meno, le ampiezze dei cambiamenti di luminosità causati dalle pulsazioni sono circa 0,01 m V. Questi cambiamenti si sovrappongono ai cambiamenti di luminosità causati dalla rotazione.
BY - variabili di tipo BY Dragon (BY Dra). Le stelle di emissione sono nane delle classi spettrali dKe - dMe, che mostrano cambiamenti quasiperiodici di luminosità con periodi da frazioni di giorno a 120 d e ampiezze da diverse centinaia a 0,5 m V. La variabilità della luminosità è causata dalla rotazione assiale delle stelle con il grado di superficie disomogeneità della luminosità (macchie) variabile nel tempo e attività cromosferica. Alcune di esse mostrano esplosioni simili a quelle delle stelle UV Cet; in tali casi appartengono anche al tipo UV, essendo considerati allo stesso tempo eruttivi.
ELL - variabili ellissoidali (b Per, (alfa) Vir). Sistemi binari vicini con componenti ellissoidali, la cui luminosità totale apparente cambia con un periodo pari al periodo del movimento orbitale a causa dei cambiamenti nell'area della superficie emittente rivolta verso l'osservatore, ma senza eclissi. Le ampiezze delle variazioni di luminosità non superano 0,1 m V.
FKCOM - variabili di tipo FK Veronica's Hair (FK Com). Giganti in rapida rotazione con luminosità superficiale disomogenea delle classi spettrali G-K con ampie righe di emissione H e K Ca II, e talvolta con emissione H (alfa). Possono anche essere sistemi binari spettroscopici. I periodi di cambiamento di luminosità (fino a diversi giorni) sono uguali ai periodi di rotazione e le ampiezze sono diversi decimi della grandezza. È possibile che questi oggetti siano il risultato dell'ulteriore evoluzione di sistemi binari stretti di tipo EW (W UMa, vedi sotto).
PSR - pulsar otticamente variabili (SM Tau). Stelle di neutroni in rapida rotazione con un forte campo magnetico, che emettono lunghezze d'onda radio, ottiche e dei raggi X. La radiazione della pulsar ha uno schema direzionale stretto. I periodi di variazione della luminosità coincidono con i periodi di rotazione (da 0,001 a 4 secondi), l'ampiezza degli impulsi luminosi raggiunge 0,8 m.
SXARI - variabili di tipo SX Aries (SX Ari). Stelle della sequenza principale delle classi spettrali B0p-B9p con intensità di linea variabili HeI, Si III e campi magnetici, a volte chiamati variabili dell'elio. I periodi di variazione della luminosità e del campo magnetico (dell'ordine di 1d) coincidono con i periodi di rotazione, ampiezza dell'ordine di 0,lm V. Queste stelle sono analoghi ad alta temperatura di variabili del tipo (alfa)2 CVn .

Variabili esplosive e tipo nova

Stelle che esplodono chiamate stelle che mostrano brillamenti causati da esplosioni termonucleari avvenute nei loro strati superficiali () o nelle profondità interne (). Classificheremo come variabili tipo nova quelle che mostrano brillamenti tipo nova associati al rapido rilascio di energia nei volumi di spazio che li circondano (stelle di tipo UG - vedi sotto), così come oggetti che non mostrano brillamenti, ma sono simili nelle caratteristiche spettrali e in altre caratteristiche alle variabili esplosive nella brillantezza minima.
La maggior parte delle variabili esplosive e simili alle nova sono sistemi binari stretti, i cui componenti hanno una forte influenza reciproca sulla reciproca evoluzione. Intorno alla componente nana calda del sistema c'è spesso un disco di accrescimento formato da materiale perso da un altro componente più freddo e più esteso. Diviso in tipologie:

N - Nuove stelle. Sistemi binari stretti con periodi di moto orbitale da 0,05 a 230d; uno dei componenti di questi sistemi è una stella nana calda, che inaspettatamente, nell'arco di un giorno fino a diverse decine o centinaia di giorni, aumenta la sua luminosità di 7-19 mV. Nell'arco di alcuni mesi fino a diversi decenni, lo splendore del sistema ritorna al suo stato originale.
Come minimo, potrebbero mostrare lievi cambiamenti nella brillantezza. I componenti interessanti sono giganti, subgiganti o nani delle classi spettrali K-M. Gli spettri delle novae prossime alla massima luminosità sono inizialmente simili agli spettri di assorbimento delle stelle AF ad alta luminosità. Quindi negli spettri compaiono ampie linee di emissione (bande) di idrogeno, elio e altri elementi con componenti di assorbimento, che indicano la presenza di un guscio in rapida espansione. Al diminuire della luminosità, nello spettro complesso compaiono righe di emissione proibite, caratteristiche degli spettri delle nebulose gassose eccitate da una stella calda. Alla luminosità minima, gli spettri delle novae sono, di regola, continui o simili agli spettri delle stelle di tipo Wolf-Rayet.
Segni di componenti fredde si trovano solo negli spettri dei sistemi più massicci. In alcune novae, dopo un'esplosione, vengono rilevate pulsazioni di componenti calde con periodi di circa 100 secondi e ampiezze di circa 0,05 m V. Alcune novae, naturalmente, risultano essere anche sistemi ad eclisse. In base alla natura del cambiamento di luminosità, le novae si dividono in veloci (NA), lente (NB), molto lente (NC) e ripetute (NR).
NA - novae veloci, caratterizzate da un rapido aumento di luminosità e diminuzione di luminosità dopo aver raggiunto un massimo di 3 m in 100 giorni o meno (GKPer).
NB - novae lente, luminosità decrescente dopo aver raggiunto un massimo di 3 m in 150 giorni o più (RR Pic). Allo stesso tempo, la presenza di un noto “carico” nella curva di luce di novae come T Aur e DQ Her non viene presa in considerazione: il tasso di diminuzione della luminosità è stimato dalla comparsa di una curva morbida, le parti di che prima e dopo il “tuffo” sono una diretta continuazione l’uno dell’altro.
NC - Nuovo con sviluppo molto lento, rimanendo alla massima luminosità per oltre dieci anni e indebolendosi molto lentamente. Prima dell'esplosione, questi oggetti possono mostrare cambiamenti di luminosità di lungo periodo con un'ampiezza di 1-2 m V (RR Tel); i componenti interessanti di questi sistemi sembrano essere giganti o supergiganti, a volte variabili semi-regolari e persino variabili di tipo Mira Ceti. L'ampiezza del flash può raggiungere i 10 m. Lo spettro di emissione ad alta eccitazione è simile agli spettri delle nebulose planetarie, delle stelle Wolf-Rayet e delle variabili simbiotiche. È possibile che questi oggetti siano nebulose planetarie emergenti.
NL - stelle variabili simili a nova Oggetti simili alle novae non sufficientemente studiati nella natura dei cambiamenti di luminosità o nelle caratteristiche spettrali. Questi includono non solo variabili che mostrano brillamenti simili a nuovi, ma anche oggetti per i quali i brillamenti non sono mai stati osservati; Gli spettri delle variabili simili a nova sono simili agli spettri delle ex novae e piccoli cambiamenti nella luminosità assomigliano a quelli caratteristici delle ex novae con luminosità minima. Spesso, tuttavia, dopo un'adeguata ricerca, i singoli rappresentanti di questo gruppo molto eterogeneo di oggetti possono essere attribuiti a un altro tipo di stella variabile.
NR - ripetuto Nuovo. Differiscono dalle tipiche novae in quanto hanno non uno, ma due o più focolai, separati da intervalli da 10 a 80 anni (T SGV).
SN - supernovae (B Cas, CM Tau). Stelle che, a seguito di un'esplosione, aumentano rapidamente la loro luminosità di 20 magnitudini o più, per poi indebolirsi lentamente. Lo spettro durante un brillamento è caratterizzato dalla presenza di bande di emissione molto ampie, la cui ampiezza è parecchie volte maggiore dell'ampiezza delle bande luminose osservate negli spettri delle novae; la velocità di espansione del guscio è di diverse migliaia di km/s. Dopo l'esplosione, la struttura della stella cambia completamente. Al posto della supernova rimangono una nebulosa a emissione in espansione e una pulsar (non sempre visibile). In base alla forma delle curve di luce e alle caratteristiche spettrali, si dividono in tipi I e II.
Le SNI sono supernove di tipo I. Gli spettri contengono righe di assorbimento di Ca II, Si, ecc., ad eccezione di quelle dell'idrogeno. Il guscio in espansione è quasi privo di idrogeno. Per 20 - 30 giorni dopo il valore massimo, la luminosità diminuisce ad una velocità di circa 0,lm al giorno, quindi la velocità di decadimento della luminosità rallenta e successivamente diventa costante - 0,014 m al giorno.
Le SNII sono supernove di tipo II. Gli spettri mostrano righe di idrogeno e altri elementi. Il guscio in espansione è costituito principalmente da idrogeno ed elio. Le curve di luce sono più varie rispetto a quelle delle supernove di tipo I. Dopo 40 – 100 giorni dal valore massimo, il tasso di diminuzione della luminosità è solitamente di 0,1 m al giorno.
UG sono variabili di tipo U Gemini (U Gem), spesso chiamate novae nane. Sistemi binari stretti costituiti da una stella nana o subgigante di classe spettrale KM, che riempie il volume della sua superficie critica interna di Roche, e una nana bianca circondata da un disco di accrescimento. I periodi orbitali vanno da 0,05 a 0,5 d. Di solito si osservano solo piccole, anche rapide, fluttuazioni nella luminosità del sistema, ma di tanto in tanto la luminosità aumenta rapidamente di diverse magnitudini e dopo diversi giorni o decine di giorni ritorna al suo stato originale. Gli intervalli tra due successivi brillamenti di una data stella possono variare ampiamente, ma ciascuna stella è caratterizzata da un certo valore medio di questi intervalli: un ciclo medio corrispondente all'ampiezza media del cambiamento della sua luminosità. Più lungo è il ciclo, tanto più
ampiezza. Sorgenti di raggi X. Lo spettro del sistema alla luminosità minima è continuo con ampie righe di emissione di idrogeno ed elio. Alla massima luminosità, queste linee quasi scompaiono o si trasformano in linee di assorbimento poco profonde. Alcuni di questi sistemi sono in eclisse e si può presumere che il minimo principale sia causato dall'eclissi di un punto caldo formato nel disco di accrescimento da un flusso di gas incidente proveniente da una stella di classe K-M.
In base alla natura delle variazioni di luminosità, le variabili di tipo U Gem possono essere suddivise in tre sottotipi: SS Cyg, SU UMa e Z Cam.
UGSS - Variabili di tipo SS Cygnus (SS Cyg, U Gem). Aumentano la loro brillantezza in 1 - 2d di 2-6m V e dopo qualche giorno ritornano alla brillantezza originaria. I valori del ciclo vanno da 10 giorni a diverse migliaia di giorni.
UGSU sono variabili di tipo SU Ursa Major (SU UMa). Sono caratterizzati dalla presenza di due tipi di razzi: normali e supermassimi. Le esplosioni normali, brevi, sono simili alle esplosioni delle stelle di tipo UGSS. I supermassimi sono 2 metri più luminosi del normale, più di cinque volte più lunghi (più larghi) e si verificano più di tre volte meno frequentemente di quelli normali. Durante i supermassimi, la curva di luce presenta oscillazioni periodiche sovrapposte (supergobbe) con periodo vicino a quello orbitale e ampiezze di circa 0,2 – 0,3 m V. I periodi orbitali sono inferiori a 0,1 d, la classe spettrale dei satelliti è dM.
Le UGZ sono variabili di tipo Z Giraffe (Z Cam). Presentano anch'essi brillamenti ciclici, ma a differenza delle variabili di tipo UGSS, a volte dopo un brillamento non ritornano alla luminosità originaria, ma mantengono per diversi cicli una magnitudo intermedia tra massimo e minimo. I valori del ciclo vanno da 10 a 40d, le ampiezze di variazione della luminosità vanno da 2 a 5m V.
ZAND - variabili simbiotiche di tipo Z Andromeda (Z And). Binari stretti costituiti da una stella calda, una stella di tipo spettrale tardivo e un involucro esteso eccitato dalla radiazione della stella calda. La luminosità totale del sistema subisce cambiamenti irregolari con un'ampiezza fino a 4 m V. Un gruppo di oggetti molto eterogeneo.

Sistemi binari ad eclisse vicini

Adottiamo un sistema di classificazione tridimensionale per i sistemi stellari binari ad eclisse in base alla forma della loro curva di luminosità totale e alle caratteristiche fisiche ed evolutive dei loro componenti. La classificazione mediante curve di luce è semplice, familiare e conveniente per gli osservatori; il secondo e il terzo metodo di classificazione si basano sulla posizione dei componenti dei sistemi binari sul diagramma Mv, B - V e sul grado in cui riempiono le loro superfici equipotenziali critiche interne di Roche. Per giudicare ciò, di regola, venivano utilizzati criteri semplici, proposti da M.A. Svechnikov e L.F. Istomin (AC n. 1083, 1979). Di seguito sono riportati i simboli utilizzati nel catalogo per le tipologie di sistemi binari ad eclisse.

a) Classificazione in base alla forma della curva di luce.

E - Sistemi binari ad eclisse. Sistemi binari il cui piano orbitale è così vicino alla linea di vista dell'osservatore (l'inclinazione i del piano orbitale rispetto al piano perpendicolare alla linea di vista è vicino a 90°) che entrambe le componenti (o una di esse) si eclissano periodicamente a vicenda . L'osservatore nota, di conseguenza, un cambiamento nella luminosità totale apparente del sistema, il cui periodo coincide con il periodo di rotazione delle componenti in orbita.
Gli EA sono variabili ad eclisse di tipo Algol ((beta) Per). Binarie eclissanti con componenti sferiche o leggermente ellissoidali; Le curve di luce consentono di registrare i momenti dell'inizio e della fine delle eclissi. Tra le eclissi, la luminosità rimane quasi costante o cambia leggermente a causa di effetti di riflessione, lievi componenti ellissoidali o cambiamenti fisici. Un minimo secondario potrebbe non essere rispettato. I periodi rientrano in un intervallo molto ampio: da 0,2 a 10.000 d o più; Le ampiezze dei cambiamenti di luminosità sono molto diverse e possono raggiungere diversi valori.
EB - variabili ad eclisse del tipo (beta) Lyra ((beta) Lyr). Binarie eclissanti con componenti ellissoidali, aventi curve di luce che non consentono di registrare i momenti di inizio o fine delle eclissi (a causa dei continui cambiamenti della luminosità totale apparente del sistema negli intervalli tra le eclissi); si osserva necessariamente un minimo secondario, la cui profondità, di regola, è significativamente inferiore alla profondità del minimo principale; i periodi sono prevalentemente maggiori di 1d (per periodi inferiori a 1d i minimi hanno profondità diverse; per periodi maggiori di 1d la profondità dei minimi può essere quasi la stessa); i componenti sono solitamente dei primi tipi spettrali B-A. Le ampiezze dei cambiamenti di luminosità sono generalmente inferiori a 2 m V.
EW sono variabili eclissanti W dell'Orsa Maggiore (W UMa). Binari eclissanti con periodi inferiori a 1d, costituiti da componenti ellissoidali quasi toccanti e aventi curve di luce che non consentono di registrare i momenti di inizio e fine delle eclissi; le profondità dei minimi principale e secondario sono quasi le stesse o differiscono leggermente. Le ampiezze dei cambiamenti di luminosità sono solitamente inferiori a 0,8 m V. Le classi spettrali dei componenti sono solitamente F-G e successive.

b) Classificazione in base alle caratteristiche fisiche dei componenti.

GS - sistemi in cui uno o entrambi i componenti sono giganti o supergiganti; uno dei componenti può essere un membro della sequenza principale.
PN - sistemi i cui componenti sono i nuclei delle nebulose planetarie (UU Sge).
RS - sistemi del tipo RS CVn. Caratteristica essenziale di questi sistemi è la presenza nello spettro di forti righe di emissione di H e K Ca II di intensità variabile, indicanti un aumento dell'attività cromosferica di tipo solare. Questi sistemi sono caratterizzati dalla presenza di emissione radio ed emissione di raggi X. Per alcuni di essi, sulla curva della luce al di fuori delle eclissi, si osserva un'onda quasi sinusoidale, la cui ampiezza e posizione cambiano lentamente nel tempo. L'aspetto di questa onda (spesso chiamata distorsione)
spiegato dalla rotazione differenziale della superficie della stella ricoperta da gruppi di macchie; Il periodo di rotazione dei gruppi di macchie solari è solitamente vicino al periodo del movimento orbitale (il periodo delle eclissi), ma differisce comunque da esso, il che provoca un lento cambiamento (migrazione) delle fasi di minimo e massimo dell'onda di distorsione su la curva di luce media. La variabilità dell'ampiezza dell'onda (fino a 0,2 m V) è spiegata dall'esistenza di un ciclo di attività stellare di lungo periodo (simile al ciclo solare di undici anni), durante il quale il numero e l'area totale delle macchie su la superficie della stella cambia.
Le WD sono sistemi i cui componenti sono nane bianche.
WR sono sistemi i cui componenti includono stelle di tipo Wolf-Rayet (V 444Cyg).

c) Classificazione in base al grado di riempimento delle superfici critiche interne Roche.

AR - sistemi separati del tipo AR Lizard (AR Lac), entrambi i componenti dei quali sono subgiganti che non raggiungono le loro superfici equipotenziali critiche interne.
D—sistemi separati i cui componenti non raggiungono le loro superfici equipotenziali Roche critiche interne.
I DM sono sistemi di sequenza principale separati, entrambi i componenti dei quali sono membri della sequenza principale e non raggiungono le loro superfici Roche critiche interne.
I DS sono sistemi separati con una subgigante, in cui anche questa non ha ancora raggiunto la sua superficie critica interna.
DW - sistemi che sono simili nelle loro caratteristiche fisiche ai sistemi di contatto del tipo W UMa (vedi sotto), ma non sono contatti.
K - sistemi di contatto, entrambi i componenti riempiono le loro superfici critiche interne.
I KE sono sistemi di contatto delle prime classi spettrali (OA), entrambi i componenti dei quali sono di dimensioni vicine alle loro superfici critiche interne.
KW sono sistemi di contatto del tipo WUMa con componenti ellissoidali delle classi spettrali F0-K, i principali dei quali sono membri della sequenza principale, e i satelliti si trovano a sinistra e sotto di essa sul diagramma Mv, B - V.
SD - sistemi bifamiliari in cui la superficie della componente subgigante meno massiccia è vicina alla sua superficie critica interna. La combinazione di tutti e tre i metodi di classificazione delle binarie a eclisse comporta l'uso di diversi gruppi di simboli di tipo per un oggetto, separati da barre , ad esempio: E/DM, EA /DS/RS, EB/WR, EW/KW, ecc.

Sorgenti doppie otticamente variabili vicine di forte radiazione di raggi X variabile (sorgenti X)

X - sistemi binari vicini che sono sorgenti di forte radiazione di raggi X variabili, non correlati o non ancora classificati come i tipi di stelle variabili considerati sopra. Uno dei componenti del sistema è un oggetto caldo e compatto (una nana bianca, una stella di neutroni e forse un buco nero). L'emissione di raggi X si verifica quando la materia che fluisce da un altro componente cade su un oggetto compatto o su un disco di accrescimento che circonda questo oggetto. A sua volta, questa radiazione di raggi X, entrando nell'atmosfera di un satellite più freddo di un oggetto compatto, viene riemessa sotto forma di radiazione ottica ad alta temperatura (effetto di riflessione), rendendo la classe spettrale della corrispondente sezione del satellite superficie più giovane. Ciò porta ad un quadro molto peculiare della variabilità ottica nei binari stretti, che sono sorgenti di forte radiazione di raggi X. Sono suddivisi nelle tipologie di seguito elencate.
XB - Lampi di raggi X. Sistemi binari stretti che mostrano raggi X e brillamenti ottici della durata da alcuni secondi a dieci minuti con un'ampiezza dell'ordine di 0,1 m V (V801 Ara, V926 Sco).
XF - Sistemi fluttuanti di raggi X che mostrano fluttuazioni veloci della radiazione di raggi X (Cyg X-1 = V1357 Cyg) e ottica (V821 Ara) con un ciclo dell'ordine di decine di millisecondi.
XI - Radiografia errata. Sistemi binari vicini costituiti da un oggetto caldo compatto circondato da un disco di accrescimento e da una nana dA-dM; caratterizzato da variazioni irregolari di luminosità con tempo caratteristico dell'ordine dei minuti delle ore ed ampiezza dell'ordine di 1m V; è possibile sovrapporre una componente periodica dovuta al moto orbitale (V818 Sco).
XJ - Binarie a raggi X, caratterizzate dalla presenza di getti relativistici, manifestati nella gamma dei raggi X e radio, nonché nella regione visibile dello spettro sotto forma di componenti di emissione aventi spostamenti periodici con velocità relativistiche (V1343 Aql ).
Le XND sono novae di raggi X contenenti, insieme a un oggetto caldo e compatto, una nana o subgigante della classe spettrale G-M. Sistemi che a volte aumentano rapidamente la loro luminosità di 4-9 mV contemporaneamente nelle gamme di lunghezze d'onda ottica e dei raggi X senza espellere l'involucro. La durata dell'epidemia può arrivare a diversi mesi (V616 Mon).
Gli XNG sono novae di raggi X, la cui componente principale è una supergigante o gigante di una delle prime classi spettrali, e il compagno è un oggetto caldo e compatto. Quando il componente principale si accende, la massa da esso espulsa cade su un oggetto compatto, provocando la comparsa di radiazioni a raggi X con un ritardo significativo. Le ampiezze sono dell'ordine di l-2m V (V725 Tau).
XP - Sistemi a raggi X con pulsar; il componente principale è solitamente una supergigante ellissoidale di una delle prime classi spettrali. L'effetto di riflessione è molto piccolo e la variabilità della luminosità è dovuta principalmente alla rotazione della componente principale ellissoidale. I periodi di variazione della luminosità vanno da 1 a 10 giorni, il periodo della pulsar nel sistema va da 1 secondo a 100 minuti. L'ampiezza delle variazioni di luminosità solitamente non supera alcuni decimi di grandezza (Vel X-1 = GP Vel).
XPR - Sistemi a raggi X con pulsar, caratterizzati dalla presenza di un effetto di riflessione. Sono costituiti dalla componente principale della classe spettrale dB-dF e da una pulsar a raggi X, che può essere anche ottica. Quando il componente principale è esposto all'irradiazione di raggi X, la luminosità media del sistema è massima; durante i periodi di scarsa attività della sorgente di raggi X -
minimo. L'ampiezza totale dei cambiamenti di luminosità può raggiungere 2-3 m V (HZ Her).
Gli XPRM sono sistemi a raggi X costituiti da una nana dK-dM e una pulsar con un forte campo magnetico. L'accrescimento della materia sui poli magnetici di un oggetto compatto è accompagnato dalla comparsa di una polarizzazione lineare e circolare variabile della radiazione; quindi questi sistemi sono talvolta chiamati polari. Tipicamente, l'ampiezza delle variazioni di luminosità è dell'ordine di 1 m V, ma quando il componente principale viene irradiato con raggi X, la luminosità media del sistema può aumentare di 3 m V. L'ampiezza totale delle variazioni di luminosità può raggiungere 4- 5m V (AM Lei, AN UMa).
Se la radiazione di raggi X diretta proveniente dai poli magnetici di un oggetto caldo e compatto rotante non attraversa la posizione dell'osservatore e il sistema non viene percepito come una pulsar, la lettera P nelle designazioni simboliche di cui sopra per i tipi di sistemi a raggi X è assente. Se i sistemi a raggi X sono eclissanti o ellissoidali, la loro designazione del tipo è preceduta dai simboli E o ELL, combinati con questa designazione dal segno + (ad esempio E+X o ELL + X).

Altri tipi di stelle e oggetti spaziali presi per stelle variabili

BLLAC - oggetti extragalattici del tipo BL Lizard (BL Lac). Oggetti quasi stellari compatti caratterizzati da uno spettro quasi continuo con linee di emissione e assorbimento molto deboli e cambiamenti di luminosità irregolari relativamente rapidi con un'ampiezza fino a 3 m V e oltre. Sorgenti di forti emissioni di raggi X e radio, che mostrano una polarizzazione lineare forte e variabile della radiazione nelle regioni ottica e infrarossa dello spettro. Un piccolo numero di tali oggetti, erroneamente presi per stelle variabili e a cui sono state assegnate designazioni appropriate, continuerà apparentemente ad apparire occasionalmente nella tabella del catalogo principale.
Le CST sono stelle permanenti. Un tempo si sospettava che avessero una luminosità variabile, e si ebbe fretta nell'assegnare loro una designazione definitiva. Ulteriori osservazioni non hanno confermato la loro variabilità.
I GAL sono oggetti extragalattici quasi stellari otticamente variabili (nuclei galattici attivi) erroneamente presi per stelle variabili.
L: - stelle variabili inesplorate con lenti cambiamenti di luminosità.
I QSO sono oggetti extragalattici quasi stellari otticamente variabili (quasar) scambiati per stelle variabili.
S: - stelle variabili inesplorate con rapidi cambiamenti di luminosità.
* - stelle variabili uniche che non rientrano nella classificazione sopra descritta. Si tratta apparentemente di fasi transitorie a breve termine da un tipo di variabilità a un altro, o degli stadi iniziali e finali dell'evoluzione di questi tipi, o di rappresentanti non sufficientemente studiati di futuri nuovi tipi di variabilità della luminosità.
Se una stella variabile appartiene contemporaneamente a più tipi di variabilità della luminosità, questi tipi vengono combinati nella colonna “Tipo” con un segno + (ad esempio, E+UG, UV+BY).
Nonostante i notevoli progressi nella comprensione dei processi di variabilità stellare, la classificazione adottata nel catalogo è lungi dall'essere perfetta. Ciò vale soprattutto per variabili esplosive, simbiotiche e simili a nova, sorgenti di raggi X e oggetti particolari. Continueremo a lavorare per chiarire la classificazione delle stelle variabili, sperando in commenti critici e consigli utili da parte degli esperti.

Nei lontani tempi antichi, le persone spesso rivolgevano lo sguardo alle stelle. Filosofi e astrologi, sacerdoti e saggi hanno studiato questo mondo misterioso. Come pensi che conosciamo così tante costellazioni? Anche nei tempi antichi, le persone notavano che il cielo stellato è praticamente invariato e che le stelle stesse non cambiano il loro splendore. È così che i nostri antenati hanno iniziato a credere che il mondo celeste sia immutabile, ma il nostro mondo terreno è in costante cambiamento. Questo è probabilmente il motivo per cui tutti gli dei di tutte le religioni e visioni del mondo vivevano nel cielo o nelle costellazioni. Animali potenti, eroi mitici e re furono immortalati nelle costellazioni. Ma a volte apparivano degli “intrusi”, si tratta di stelle molto luminose che divampavano all'improvviso e poi, dopo un certo periodo di tempo, scomparivano. Queste erano nuove stelle. E questo fenomeno non era così frequente. E gli scienziati di quel tempo li chiamavano non reali. Quelle che in passato venivano chiamate novae, ora sono classificate come uno di due importanti tipi di variabili: novae o supernovae. Fino al XVI secolo. Gli scienziati non conoscevano altre stelle variabili. Esiste, tuttavia, una leggenda secondo cui il nome della stella di Perseo - Algol (arabo - "stella del diavolo") - è apparso a causa della sua variabilità presumibilmente notata dagli antichi arabi (e ben nota oggi).

Nel 1596, l'astronomo tedesco David Fabricius scoprì una nuova stella di 2a magnitudine nella costellazione della Balena. Lo guardò per un po' e, come al solito, quello nuovo scomparve senza lasciare traccia. Ma inaspettatamente, nel 1609, Fabricius la ritrovò in paradiso! È così che è stata scoperta per la prima volta una stella variabile, che ha cambiato notevolmente la sua luminosità: a volte diventava invisibile ad occhio nudo, a volte divampava di nuovo, ma non scompariva per sempre. È interessante notare che nell'intervallo tra le due scoperte di Fabricius, nel 1603, questa stella fu osservata da un altro astronomo tedesco Johann Bayer, l'autore del primo atlante stellare completo del cielo. Non si accorse della variabilità, ma mise la stella sulla mappa del suo atlante sotto il nome Omicron Ceti. Il suo altro nome è Mira Whale, o semplicemente Mira (dal latino "straordinario").

COSÌ, stelle variabili- queste sono stelle la cui luminosità cambia. Fino ad ora, gli astronomi non sono giunti a un consenso su quale minimo cambiamento di luminosità sia sufficiente per classificare una stella in una determinata classe. Pertanto, i cataloghi delle stelle variabili includono tutte le stelle per le quali sono state rilevate in modo affidabile anche lievissime fluttuazioni di luminosità. Ora nella nostra Galassia si conoscono diverse decine di migliaia di stelle variabili (è interessante notare che circa 10mila di esse sono state scoperte da una persona, l'astronomo tedesco Kuno Hofmeister), e questo numero sta crescendo molto rapidamente grazie ai moderni metodi di osservazione accurati. Il numero di stelle variabili scoperte in altre galassie raggiunge decine di migliaia.
Principali tipi di stelle variabili

Le stelle variabili differiscono per massa, dimensione, età, cause di variabilità e sono divise in diversi grandi gruppi. Uno di loro - stelle pulsanti, la cui luminosità cambia a causa delle fluttuazioni delle dimensioni. Le stelle appartengono a loro come Mira, O mondi, sono giganti rosse che cambiano luminosità di diverse magnitudini con periodi in media da diversi mesi a un anno e mezzo. Tra le stelle pulsanti sono molto interessanti Cefeidi, dal nome di una delle prime variabili aperte di questo tipo: Cepheus. Cefeidi- queste sono stelle di elevata luminosità e temperatura moderata (supergiganti gialle). Nel corso dell'evoluzione, hanno acquisito una struttura speciale ad una certa profondità, è apparso uno strato che accumula l'energia proveniente dalle profondità e poi la rilascia nuovamente. La stella si contrae periodicamente, riscaldandosi e si espande, raffreddandosi. Pertanto, l'energia della radiazione viene assorbita dal gas stellare, ionizzandolo, oppure rilasciata nuovamente quando, mentre il gas si raffredda, gli ioni catturano elettroni, emettendo quanti di luce. Di conseguenza, la luminosità delle Cefeidi cambia, di regola, più volte nell'arco di diversi giorni. La fisica delle pulsazioni delle Cefeidi fu spiegata per la prima volta con successo negli anni '50. Lo scienziato sovietico S. A. Zhevakin.

Le cefeidi svolgono un ruolo speciale in astronomia. Nel 1908, l'astronomo americano Henrietta Leavitt, che studiò le Cefeidi in una delle galassie vicine, la Piccola Nube di Magellano, notò che queste stelle risultavano più luminose quanto più lungo era il periodo di cambiamento della loro luminosità. Le dimensioni della Piccola Nube di Magellano sono piccole rispetto alla sua distanza, il che significa che le differenze nella luminosità apparente riflettono le differenze nella luminosità. Grazie alla relazione periodo-luminosità trovata da Leavitt, è facile calcolare la distanza di ciascuna Cefeide misurandone la luminosità media e il periodo di variabilità. E poiché le supergiganti sono chiaramente visibili, le Cefeidi possono essere utilizzate per determinare le distanze anche delle galassie relativamente distanti in cui vengono osservate. C'è una seconda ragione per il ruolo speciale delle Cefeidi. Negli anni '60 L'astronomo sovietico Yuri Nikolaevich Efremov ha scoperto che più lungo è il periodo delle Cefeidi, più giovane è questa stella. Utilizzando la relazione periodo-età, non è difficile determinare l'età di ciascuna Cefeide. Selezionando le stelle con periodi massimi e studiando i gruppi stellari a cui appartengono, gli astronomi stanno esplorando le strutture più giovani della Galassia.

Le Cefeidi, più di altre stelle pulsanti, meritano il nome di variabili periodiche. Ogni ciclo successivo di cambiamenti di luminosità di solito ripete in modo molto accurato quello precedente. Esistono però delle eccezioni, la più famosa delle quali è la Stella Polare. Da tempo si è scoperto che appartiene alle Cefeidi, sebbene muti la sua luminosità entro limiti piuttosto insignificanti. Ma negli ultimi decenni queste fluttuazioni hanno cominciato a svanire e verso la metà degli anni '90. La Stella Polare ha praticamente smesso di pulsare. Se sarà per sempre, il futuro lo dirà.

Oltre alle Cefeidi e alle Mira, esistono molti altri tipi di stelle pulsanti. Alcuni di loro, a differenza delle Cefeidi, appartengono ai più antichi rappresentanti della popolazione stellare. Quindi, variabili pulsanti tipo RR Lyra si trova in abbondanza negli ammassi stellari globulari, che hanno più di 12 miliardi di anni.

Una stella pulsante in un certo senso è simile a un pendolo a molla oscillante: l’analogo della rigidità di una molla è la densità media della materia della stella. Le stelle si evolvono: cambiano le loro dimensioni e, di conseguenza, cambia la loro densità media. Tutto ciò si riflette nella frequenza di oscillazione della “molla a stella”. Misurando sistematicamente la luminosità di una stella pulsante, non è difficile determinare il periodo di oscillazione con elevata precisione. Cambiando il periodo, puoi capire quale fase sta attraversando la stella.

Non sono solo le variabili pulsanti ad attirare l’attenzione degli astrofisici. Così chiamato esplosivo(O cataclisma) Le stelle sono un esempio di processi complessi nei sistemi stellari binari, dove la distanza tra i componenti non è molto maggiore delle loro dimensioni. Come risultato dell'interazione dei componenti, la materia dagli strati superficiali della stella meno densa comincia a fluire verso l'altra stella. Nella maggior parte delle variabili esplosive, la stella verso cui scorre il gas è una nana bianca. Se molta materia si accumula sulla sua superficie e le reazioni termonucleari iniziano improvvisamente, si osserva un'esplosione di nova. Nella regione visibile dello spettro, la luminosità aumenta di almeno 6 magnitudini, e talvolta molto di più (la nova V 1500 Cygni, che esplose nel 1975, aumentò la sua luminosità di circa 19 magnitudini!). La durata totale della nuova epidemia è di circa un anno o più.

Ma anche senza processi così violenti, un sistema binario stretto può essere un’interessante stella variabile. La materia che scorre non cade immediatamente sulla superficie della nana bianca. Se non ha un forte campo magnetico, il gas forma un disco attorno alla nana bianca. Questo disco è instabile, per cui la stella può subire eruzioni, solo di scala più piccola rispetto a quelle nuove e di durata molto più breve (di solito diversi giorni dall'accensione all'estinzione). Tali variabili sono chiamate novae nane O Gemelli delle variabili di tipo U. Se una nana bianca ha un forte campo magnetico, la materia cade sulla stella nella regione dei poli e la natura della variabilità diventa ancora più complessa.

Sebbene esteriormente simile all'esplosione di una nova, il fenomeno di una supernova ha una natura completamente diversa: è probabilmente una delle ultime fasi della vita di una stella, quando si contrae catastroficamente, avendo perso le sue principali fonti di energia termonucleare.

Se un sistema binario come una nova o una nova nana contiene una stella di neutroni o un buco nero invece di una nana bianca, il sistema può anche essere osservato come una stella variabile e allo stesso tempo sarà una forte sorgente di radiazione X. . Dopo aver scoperto una nuova sorgente di raggi X, gli astronomi spesso trovano una stella variabile ottica nella stessa regione del cielo, e quindi sono in grado di dimostrare che è questa stella variabile a emettere raggi X. Studiando le nane bianche, le stelle di neutroni e i buchi neri nei sistemi stellari variabili, gli astrofisici studiano la materia in stati che non possono essere riprodotti in un laboratorio di fisica.

Un gruppo speciale di variabili sono le stelle più giovani, che si sono formate relativamente di recente (su scala cosmica) in aree di concentrazione di gas interstellare. Tali stelle furono scoperte per la prima volta nel 19° secolo. L'astronomo russo Otto Vasilyevich Struve in un enorme complesso attorno alla Nebulosa di Orione, motivo per cui iniziarono a essere chiamati Variabili di Orione. Sono spesso chiamati Variabili di T Tauri, secondo una delle giovani stelle variabili conosciute. Le variabili di Orione spesso cambiano luminosità in modo casuale, ma a volte mostrano anche segni di periodicità associati alla rotazione attorno al proprio asse.

Conosciamo solo due o tre dozzine di stelle interessanti tipo R della Corona Settentrionale, una caratteristica del quale sono, in senso figurato, i "lampi inversi". La stella che dà il nome a questo tipo di variabile a volte diminuisce improvvisamente di luminosità di diverse magnitudini (fino a otto) e poi lentamente, nel corso di settimane o addirittura mesi, ripristina la sua luminosità. Le atmosfere di tali stelle hanno una composizione chimica insolita: praticamente mancano dell'elemento più comune nell'Universo: l'idrogeno, ma contengono molto elio e carbonio. Si presume che il carbonio si condensi in flussi di materiale che fluiscono dalla superficie della stella, formando fuliggine, che assorbe la radiazione. Anche alcune stelle di tipo R nella Corona settentrionale hanno pulsazioni con periodi di decine di giorni.

Le stelle variabili sopra descritte cambiano la loro luminosità come risultato di complessi processi fisici all'interno o sulla superficie, o come risultato di interazioni in sistemi binari stretti. Questo variabili fisiche stelle (ovviamente non tutte le loro varietà sono considerate qui). Tuttavia sono state trovate molte stelle la cui variabilità è spiegata da effetti puramente geometrici. Migliaia conosciuti variabili dell'eclissi stelle nei sistemi binari. I loro componenti, muovendosi lungo le loro orbite, a volte si susseguono. La stella variabile ad eclisse più famosa è Algol. In questo sistema, i componenti non sono troppo vicini tra loro, quindi la loro forma è leggermente distorta dall'interazione: sono quasi sferici. Variabili come Algol cambiano a malapena la luminosità finché non si verifica l'eclissi. Rilevare tale variabilità non è facile, perché la durata dell’eclissi è solitamente breve rispetto all’intervallo di tempo in cui la luminosità della stella è costante. Ma ci sono anche altre variabili eclissanti. I loro componenti hanno la forma di ellissoidi allungati: l'attrazione di ciascuno di essi influenza così fortemente il suo vicino. Durante la rotazione orbitale di tali corpi, la luminosità cambia continuamente ed è abbastanza difficile determinare in quale momento inizia l'eclissi.

La luminosità può anche essere incoerente a causa della presenza di punti scuri o chiari sulla superficie della stella. Ruotando attorno al proprio asse, la stella si rivolge all'osservatore terrestre con un lato più chiaro o più scuro. Alcune stelle nane fredde hanno macchie simili a quelle del Sole, ma poiché occupano gran parte del disco, la variabilità durante la rotazione assiale diventa piuttosto evidente.

Le macchie solari sono piccole. Se osservi il Sole da lontano, come una stella, difficilmente la sua variabilità sarà evidente. È ancora più difficile rilevarlo dalla Terra: il Sole è troppo luminoso. Tuttavia, per l'uomo, il Sole è la stella più importante da cui dipende la vita sul nostro pianeta, e quindi ad esso viene prestata particolare attenzione. Studi speciali condotti su veicoli spaziali hanno stabilito che, in effetti, quando grandi macchie attraversano il disco solare, una quantità leggermente inferiore di luce raggiunge la Terra. Quindi il Sole può essere considerato debole variabile macchiata stella. Si osserva anche una leggera variabilità del Sole con un periodo pari al ciclo di undici anni dell'attività solare.

Molto spesso la variabilità geometrica si unisce alla variabilità fisica. Pertanto, molte nane rosse sono variabili maculate e allo stesso tempo appartengono a uno dei tipi più comuni di variabili fisiche: lampeggiante alle stelle. I brillamenti di tali stelle sono simili ad alcuni tipi di brillamenti solari, solo molto più potenti. A volte, durante un brillamento che dura pochi minuti, la luminosità di una stella aumenta di diverse magnitudini. (Ricordiamo che una differenza di una magnitudo significa una differenza nell'illuminazione di circa 2,5 volte.) Immagina cosa accadrebbe se, durante le eruzioni solari, arrivasse sulla Terra il doppio della luce del solito!

Non sono considerate variabili le stelle la cui luminosità cambia a causa del microlensing o dell'eclissi di piccoli pianeti del Sistema Solare, cioè fenomeni non legati a processi nella stella stessa.

Osservazioni amatoriali di stelle variabili

I moderni metodi di ricerca scientifica sono molto complessi; per utilizzarli correttamente sono necessari molti anni di formazione specifica. Senza di esso, è impossibile creare una nuova teoria fisica o condurre correttamente un esperimento. La scienza è diventata professionale quasi al cento per cento. Tuttavia, nel campo dello studio delle stelle variabili anche adesso, nel 21° secolo, esiste un vasto campo di attività per gli astrofili. Gli astronomi professionisti non sono ancora in grado di tenere nel loro campo visivo ciascuna delle decine di migliaia di stelle variabili. Tale opportunità apparirà probabilmente solo dopo l'organizzazione del tracciamento automatico dell'intero cielo stellato con una rapida elaborazione delle informazioni su potenti computer. Nel frattempo gli astrofili (molti dei quali riuniti in associazioni) osservano molte stelle variabili, per lo più luminose, e forniscono alle istituzioni scientifiche astronomiche preziose informazioni sui cambiamenti della loro luminosità.

L'Associazione interagisce efficacemente con le istituzioni astronomiche professionali. Ad esempio, gli astronomi hanno incaricato i suoi membri di monitorare quando una certa nova nana avrebbe brillato, in modo che, dopo aver ricevuto un messaggio al riguardo, avrebbero potuto immediatamente iniziare le osservazioni con grandi telescopi. Il contributo degli astrofili alle osservazioni di variabili come Mira Ceti, che conducono da decenni, è inestimabile. I risultati sono pubblicati nelle pubblicazioni dell'American Association of Variable Star Observers e di altre associazioni simili.

Spesso gli astrofili sono i primi a notare l'esplosione di nuove stelle. Qui il maggior successo è toccato ultimamente alla quota di osservatori giapponesi, riuniti anch'essi in associazione. Utilizzando la posta elettronica, mantengono un contatto costante, si aiutano a vicenda nel verificare possibili scoperte e avvisano tempestivamente i professionisti. E il prete protestante R. Evans dall'Australia è riuscito a ricordare l'aspetto dei dintorni di un gran numero di galassie vicine in modo che, puntando su di loro un telescopio, potesse verificare (anche senza l'aiuto di una carta stellare) se le supernovae era scoppiato in queste galassie. Così è riuscito a scoprire dozzine di supernovae.

Le osservazioni amatoriali di stelle variabili vengono effettuate sia in Russia che in Ucraina, dove hanno le proprie associazioni di dilettanti (alcuni dei nostri compatrioti partecipano anche ai lavori dell'American Association of Variable Star Observers). Riportano i risultati più interessanti agli istituti che si occupano di questi temi.

Continuo la serie di articoli “libro di consultazione astronomica”. E oggi prenderò in considerazione un altro argomento importante che ti sarà utile durante la lettura degli articoli della sezione: stelle variabili. Nel corso del tempo, le stelle possono cambiare la loro luminosità (brillantezza); tali stelle sono chiamate variabili. Le stelle variabili cambiano la loro luminosità a causa di cambiamenti fisici nello stato della stella stessa, nonché a causa delle eclissi, se parliamo di sistemi binari (multipli): si tratta di stelle variabili eclissanti.

Esistono i seguenti tipi di stelle variabili fisiche:

pulsante- caratterizzate da continui e graduali cambiamenti di luminosità: Cefeidi, Miras, tipo RR Lyrae, irregolari, semiregolari;
eruttivo- caratterizzato da cambiamenti irregolari, rapidi e forti di luminosità causati da processi di natura esplosiva (eruttiva): nuove stelle, supernovae.

Le stelle variabili hanno designazioni speciali. Queste stelle in ciascuna costellazione sono designate da una sequenza di lettere dell'alfabeto latino: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, …, AZ, QQ, …, QZ con l'aggiunta del nome della costellazione corrispondente (RR Lyr). In questo modo possiamo designare 334 stelle variabili in ciascuna costellazione. Se il numero supera 334, i successivi sono designati V 335, V 336, ecc.

Eclisse delle stelle variabili

Eclisse delle stelle variabili- coppie strette di stelle che non possono essere separate nemmeno nei telescopi più potenti; la magnitudine apparente cambia a causa delle eclissi periodiche di una componente del sistema da parte dell'altra per un osservatore dalla Terra. La stella con maggiore luminosità è la principale, mentre quella con minore luminosità è il satellite. Gli esempi più popolari sono: β Perseus (Algol) e β Lyrae.

A causa della sovrapposizione di una stella con un'altra, la magnitudine totale cambia periodicamente.

Curva leggera- un grafico che rappresenta la variazione del flusso di radiazione di una stella in base al tempo. Quando una stella è alla sua massima luminosità, lo è epoca massima, minimo (o massimo) - epoca minima. Viene chiamata la differenza tra la magnitudine stellare massima e minima ampiezza, e l'intervallo di tempo tra due massimi (minimi) è periodo di variabilità.

Grafico delle variazioni nel tempo del flusso di radiazione della stella

Sulla base dei dati del grafico è possibile determinare le dimensioni relative dei componenti e farsi un'idea generale della loro forma. I valori minimi (valli) sul grafico possono differire in magnitudo a seconda di quale delle stelle si è sovrapposta al suo componente: il satellite principale o il satellite principale.

Oggi si conoscono circa 4.000 stelle eclissanti di vario tipo. Il periodo minimo di rivoluzione delle stelle noto agli astronomi è poco meno di un'ora, il massimo è di 57 anni.

Stelle variabili fisiche

Cefeidi

Cefeidi - i giganti pulsanti F e G, che prendono il nome dalla stella δ (delta) Cephei. Il periodo di pulsazione varia da 1,5 a 50 giorni. L'ampiezza (la differenza tra il massimo e il minimo) della luminosità delle Cefeidi può raggiungere 1,5 m. Un tipico rappresentante delle Cefeidi è la Stella Polare.

Quando la luminosità cambia, cambiano la temperatura della fotosfera, gli indici di colore e il raggio della fotosfera. La pulsazione di una stella si verifica quando l'opacità degli strati esterni della stella blocca parte della radiazione proveniente dagli strati interni. Ciò è dovuto alla sostanza elio, che prima si ionizza e poi si raffredda e si ricombina.

Grafico delle variazioni di luminosità η Aql (eta Aquila) e δ Cep (delta Cephei)

Nella nostra galassia, la Via Lattea, oggi ci sono più di 700 Cefeidi.

A loro volta, le Cefeidi sono divise in altri 3 gruppi:

Le Delta Cefeidi (Cδ) sono Cefeidi classiche.
Le Cefeidi della Vergine W (CW) non si trovano nel piano galattico. Tipicamente si trova in . È interessante notare che raggiungono la loro temperatura massima negli intervalli tra la luminosità massima e minima.
Le Cefeidi Zeta (Cζ) sono Cefeidi di bassa ampiezza. Hanno curve di luce simmetriche.

Stelle di RR Lyrae

Un tipo separato include le stelle del tipo RR Lyra. Questi sono giganti della classe spettrale A. Il periodo di variabilità per queste stelle è di 0,2 - 1,2 giorni. Cambiano luminosità molto rapidamente, con l'ampiezza che raggiunge una magnitudine. Al variare della luminosità, cambia l'indice di colore, che è associato a un cambiamento nella temperatura della fotosfera. Al massimo, la stella si illumina (diventa bianca), cioè Sta diventando più caldo. Anche il raggio della stella (velocità radiali) cambia.

La stragrande maggioranza delle stelle di questo tipo è concentrata negli ammassi globulari. Di seguito (spettro-luminosità) è mostrata la posizione approssimativa delle stelle Cefeidi e RR Lyrae:

Immagine tratta da Wikipedia

Miridi

I Miridi sono chiamati diversamente stelle variabili di lungo periodo. Queste sono stelle di tipo ω (omega) Ceti. L'ampiezza del cambiamento di luminosità raggiunge la decima (!) grandezza. Il periodo di variabilità varia notevolmente ed è compreso tra 90 e 730 giorni.

I Mira includono la classe spettrale M (e ulteriori S e N - ancora più fredde).

La variabilità della luminosità si verifica a causa delle fluttuazioni di temperatura. I Mira includono stelle in cui appaiono righe di emissione nei loro spettri.

Variabili errate

Queste sono stelle che mostrano cambiamenti imprevedibili di luminosità. Sono difficili da osservare e richiedono più tempo per determinare le loro caratteristiche. Un rappresentante di questo tipo di stella è μ (mu) Cephei.

L'ampiezza del cambiamento di luminosità non supera una grandezza. I momenti dei massimi e dei minimi non possono essere determinati da formule, né la loro frequenza può essere calcolata. La curva di luce può avere un periodo massimo di 4500 giorni. In un libro di astronomia ho trovato un grafico della stella μ Cephei, la cui luminosità è stata calcolata dal 1916 al 1928:

Se è possibile determinare il valore medio del ciclo e si osserva una certa periodicità, vengono chiamati semi-regolare, Altrimenti - sbagliato.

Variabili eruttive

Una stella nana variabile, che manifesta la sua variabilità sotto forma di ripetuti brillamenti spiegati da vari tipi di espulsioni di materia (eruzioni), è detta eruttivo variabile. Le stelle eruttive possono essere giovani o vecchie.

Giovani stelle

Vengono chiamate le stelle che non hanno completato il processo di compressione gravitazionale giovane. Ad esempio, T Toro. Le stelle giovani includono nane delle classi spettrali F e G con righe di emissione nello spettro. Molte stelle giovani si trovano nella Nebulosa di Orione (nella costellazione di Orione), dove ha luogo la formazione stellare attiva. È impossibile stabilire uno schema di cambiamenti in tali stelle. L'ampiezza del cambiamento di luminosità può raggiungere i 3 m.

La variabilità caotica è spiegata dal fatto che intorno alle giovani stelle si osservano piccole nebulose luminose, il che indica l'esistenza di estesi involucri gassosi.

Assegnare separatamente Stelle a chiarore di tipo UV Ceti. Queste sono nane delle classi spettrali K e M. Si distinguono per un aumento molto rapido della luminosità durante i brillamenti. In meno di un minuto, il flusso di radiazioni può aumentare più volte. Tuttavia, esiste un folto gruppo di stelle a brillamento i cui brillamenti durano a lungo, superando diversi minuti. Nell'ammasso delle Pleiadi, tutte le stelle appartengono a tali stelle.

Ad oggi sono state scoperte solo circa 80 stelle a brillamento che hanno una bassa luminosità e possono essere osservate a breve distanza dal Sole.

In generale, tutto ciò che devi sapere e capire stelle variabili. E ora, quando incontri nomi o designazioni incomprensibili del tipo di stella variabile, puoi sempre fare riferimento a questo articolo per scoprire di cosa si tratta.

Grazie per aver dedicato del tempo alla lettura di questo importante argomento. Se hai domande non esitare a scrivere nei commenti, troveremo una soluzione insieme.

sono stelle che si stanno formando o che sono nelle prime fasi dell'evoluzione. Queste includono le stelle T Tauri, che mostrano variazioni irregolari di luminosità e sono spesso avvolte in nubi di polvere e gas.

variabili di Hubble-Sandage,

stelle massicce di elevata luminosità con emissione irregolare. Questo gruppo comprende stelle di massima luminosità nella nostra e nelle galassie vicine. L'età di queste stelle è di pochi milioni di anni e la loro massa varia da 60 a 200 masse solari. Nella nostra galassia, tali stelle sono P Cygni e H Carinae, perde intensamente massa sotto forma di vento stellare.

Variabili pulsanti

periodicamente si espandono e si contraggono e la loro lucentezza aumenta e diminuisce contemporaneamente. Tra le variabili pulsanti, le più conosciute sono le Cefeidi, dal nome della loro stella prototipo. D Cefeo. Il cambiamento di colore, luminosità e velocità di movimento dello strato superficiale di una Cefeide classica avviene con un certo periodo. Più lungo è questo periodo, maggiore è la luminosità media della stella. Poiché la luminosità apparente di una stella varia in proporzione inversa al quadrato della distanza da essa, misurando la luminosità e determinando la luminosità della Cefeide in base al suo periodo, è possibile calcolare la distanza da essa. Le Cefeidi classiche hanno masse dell'ordine di 5 masse solari ed età da diversi milioni a 100 milioni di anni.

Tipo di stelle variabili pulsanti B Cefeo probabilmente cambia non tanto le dimensioni quanto la forma. Sono molto più giovani del Sole.

Alcune stelle variabili pulsanti sono molto antiche: la loro età raggiunge i 15 miliardi di anni e le loro masse vanno da 0,6 a 2 masse solari. Si tratta ad esempio di variabili di tipo RR Lyrae con periodi inferiori al giorno e luminosità da 50 a 100 solari. Ciò include anche le Cefeidi dell'antica popolazione della Galassia (variabili di tipo W Virgo) scoperte negli ammassi globulari. I loro periodi sono paragonabili a quelli delle Cefeidi classiche, anche se la loro luminosità è notevolmente più debole e si comportano in modo leggermente diverso. Le stelle del tipo sono probabilmente imparentate con questo gruppo D Scuti, che vengono spesso chiamate "Cefeidi nane". Cm. STELLE.

Il quarto gruppo di variabili pulsanti è costituito da stelle antiche e fredde con involucri estesi. Questo gruppo include Miras - variabili semi-regolari e di lungo periodo come Mira Ceti. Le stelle semiregolari sono supergiganti con masse comprese tra 8 e 40 masse solari. Nella fase finale dell'evoluzione mostrano pulsazioni irregolari, come si può vedere negli esempi di Betelgeuse e Antares. I periodi tipici dei Mira vanno da 200 a 450 giorni, e le luminosità raggiungono i 10.000 solari; il loro intervallo di massa va da 0,8 a 3 solari. La dinamica delle loro pulsazioni è complicata dallo sviluppo delle onde d'urto. Le Mira formano una sequenza continua con OH/IR variabile, nei cui spettri sono visibili righe di emissione di idrossili (OH), e le stelle stesse sono così fredde che emettono principalmente nell'infrarosso (IR). Queste sono stelle morenti circondate da enormi gusci di gas e polvere.

Variabili eclissanti.

I sistemi più noti costituiti da una nana bianca e una compagna vicina sono le novae classiche, le novae nane e le variabili simbiotiche. La brillantezza dei nuovi classici può aumentare un milione di volte e poi svanire rapidamente. Le novae nane aumentano la loro luminosità da 6 a 200 volte e l'indebolimento avviene in un periodo da 10 a centinaia di giorni. Una stella simbiotica è un sistema costituito da una stella rossa fredda e dalla sua piccola compagna calda, con l'intero sistema avvolto in una nuvola di gas ionizzato.

Supernovae.

Le stelle variabili più notevoli sono considerate supernovae, che al momento della loro esplosione diventano più luminose dell'intera galassia. Le esplosioni di supernova sono state osservate in tempi relativamente recenti nella nostra Galassia: l'esplosione che diede vita alla Nebulosa del Granchio nel 1054; Supernova Tycho (1572); La supernova di Keplero (1604). Si tratta di potenti esplosioni che distruggono quasi completamente la stella. Esistono due tipi di supernovae. Le supernove di tipo I si osservano in sistemi stellari privi di stelle giovani (nelle galassie ellittiche), e al loro massimo raggiungono una luminosità di 6H 10 9 solare. Si tratta probabilmente dell'esplosione delle nane bianche, sulle quali la materia dei sistemi binari si accumula da una stella vicina fino a quando la massa della nana supera il limite di Chandrasekhar (1,44 masse solari). Le supernovae di tipo II si formano durante l'esplosione di giovani stelle massicce (15–30 masse solari) e raggiungono una luminosità di 4H 10 8 solare. Entrambi i tipi di supernova producono elementi chimici più pesanti del ferro durante l'esplosione e li espellono nello spazio interstellare. Queste esplosioni possono stimolare la nascita della prossima generazione di stelle; forse è così che è nato il sistema solare. MATERIA INTERSTELLARE; STELLE; SISTEMA SOLARE.

Variabili spettrali.

Si tratta di stelle relativamente giovani con una temperatura superficiale di 10.000–15.000 K. La loro luminosità varia leggermente, ma mentre la stella ruota, si osservano forti cambiamenti nel suo spettro, indicando che diversi metalli sono concentrati in diverse aree della sua superficie. Queste stelle hanno un campo magnetico variabile potente (più di 30 kG). Cm. STELLE.

Stelle di tipo UV Ceti.

Si tratta di stelle nane relativamente giovani (come il Sole), i cui bagliori sono simili a quelli del Sole, ma più potenti. Forti campi magnetici esistono in piccole aree della loro superficie. Cm. SOLE.

Stelle di tipo R della Corona Settentrionale.

Queste sono vecchie stelle ricche di carbonio. Il loro splendore uniforme viene talvolta interrotto più volte da un inaspettato indebolimento della brillantezza, per poi essere ripristinato. È probabile che di tanto in tanto si formino nubi di fuliggine nell'atmosfera della stella, che ne assorbono la luce e poi la dissipano.

Le stelle variabili sono uno dei fenomeni più curiosi del cielo, accessibile all'osservazione ad occhio nudo. Inoltre, c'è spazio per l'attività scientifica di un semplice astronomo dilettante, e c'è anche l'opportunità di fare una scoperta. Oggi si conoscono molte stelle variabili e osservarle è piuttosto interessante.

Le stelle variabili sono stelle che cambiano la loro luminosità, cioè la loro luminosità, nel tempo. Naturalmente, questo processo richiede del tempo e non avviene letteralmente davanti ai nostri occhi. Tuttavia, se osservi periodicamente una stella del genere, i cambiamenti nella sua luminosità diventeranno chiaramente visibili.

Le ragioni del cambiamento di luminosità possono essere diverse e, a seconda di esse, tutte le stelle variabili sono divise in diversi tipi, che considereremo di seguito.

Come furono scoperte le stelle variabili

Si è sempre creduto che la luminosità delle stelle fosse qualcosa di costante e incrollabile. Sin dai tempi antichi, un lampo o semplicemente l'apparizione di una stella è stato attribuito a qualcosa di soprannaturale e aveva chiaramente una sorta di segno dall'alto. Tutto ciò si può facilmente constatare dal testo della stessa Bibbia.

Tuttavia, molti secoli fa si sapeva che alcune stelle potevano ancora cambiare la loro luminosità. Ad esempio, Beta Perseus non per niente si chiama El Ghul (ora si chiama Algol), che tradotto non significa altro che “la stella del diavolo”. È chiamato così per la sua insolita proprietà di cambiare luminosità con un periodo leggermente inferiore a 3 giorni. Questa stella fu scoperta come variabile nel 1669 dall'astronomo italiano Montanari e alla fine del XVIII secolo l'astronomo dilettante inglese John Goodrike la studiò e nel 1784 scoprì la seconda variabile dello stesso tipo: β Lyrae.

Nel 1893, Henrietta Lewit venne a lavorare all'Osservatorio di Harvard. Il suo compito era misurare la luminosità e catalogare le stelle sulle lastre fotografiche accumulate in questo osservatorio. Di conseguenza, Henrietta scoprì più di mille stelle variabili in 20 anni. Ha studiato particolarmente bene le stelle variabili pulsanti: le Cefeidi, e ha fatto alcune importanti scoperte. In particolare, ha scoperto la dipendenza del periodo Cefeide dalla sua luminosità, che consente di determinare con precisione la distanza della stella.

Henrietta Lewitt.

Successivamente, con il rapido sviluppo dell'astronomia, furono scoperte migliaia di nuove variabili.

Classificazione delle stelle variabili

Tutte le stelle variabili cambiano la loro luminosità per vari motivi, quindi è stata sviluppata una classificazione basata su questo criterio. All'inizio era abbastanza semplice, ma man mano che i dati si accumulavano diventava sempre più complesso.

Attualmente, nella classificazione delle stelle variabili, sono stati individuati diversi grandi gruppi, ciascuno dei quali contiene sottogruppi che comprendono stelle con le stesse cause di variabilità. Esistono molti di questi sottogruppi, quindi consideriamo brevemente i gruppi principali.

Eclisse delle stelle variabili

Le variabili ad eclisse, o semplicemente le stelle variabili ad eclisse, cambiano la loro luminosità per un motivo molto semplice. In realtà, non sono una stella, ma un sistema binario, e piuttosto vicino. Il piano delle loro orbite è posizionato in modo tale che l'osservatore vede come una stella copre l'altra, come se si verificasse un'eclissi.

Se fossimo stati un po’ più lontani non avremmo potuto vedere nulla di simile. È anche possibile che esistano molte stelle simili, ma non le vediamo come variabili perché il piano delle loro orbite non coincide con il piano della nostra vista.

Esistono anche molti tipi conosciuti di stelle variabili a eclisse. Uno degli esempi più famosi è Algol, o β Perseus. Questa stella fu scoperta dal matematico italiano Montanari nel 1669 e le sue proprietà furono studiate da John Goodrike, un astronomo dilettante inglese, alla fine del XVIII secolo. Le stelle che formano questo sistema binario non possono essere viste individualmente: sono così vicine che il loro periodo orbitale è di soli 2 giorni e 20 ore.

Se guardi il grafico delle variazioni di luminosità di Algol, puoi vedere un piccolo calo nel mezzo: un minimo secondario. Il fatto è che uno dei componenti è più luminoso (e più piccolo) e il secondo è più debole (e di dimensioni maggiori). Quando la componente debole copre quella luminosa, vediamo un forte calo di luminosità, mentre quando la componente luminosa copre quella debole, il calo di luminosità non è molto pronunciato.

Nel 1784, Goodreich scoprì un'altra variabile ad eclisse, β Lyrae. Il suo periodo è di 12 giorni 21 ore e 56 minuti. A differenza di Algol, il grafico delle variazioni di luminosità per questa variabile è più fluido. Il fatto è che il doppio sistema qui è molto vicino, le stelle sono così vicine l'una all'altra che hanno una forma ellittica allungata. Pertanto, vediamo non solo eclissi di componenti, ma anche cambiamenti di luminosità quando le stelle ellittiche ruotano in modo largo o stretto.

Grafico dei cambiamenti nella luminosità di β Lyrae.

difesa. Per questo motivo, il cambiamento di brillantezza qui è più fluido.

Un'altra variabile tipica dell'eclisse è la W dell'Orsa Maggiore, scoperta nel 1903. Qui il grafico mostra un minimo secondario quasi della stessa profondità di quello principale, e il grafico stesso è liscio, come β Lyrae. Il fatto è che qui i componenti sono quasi identici nelle dimensioni, anche allungati, e sono così vicini che le loro superfici quasi si toccano.

Esistono altri tipi di stelle variabili a eclisse, ma sono meno comuni. Ciò include anche le stelle ellissoidali che, quando ruotano, si girano verso di noi con un lato largo o stretto, motivo per cui la loro luminosità cambia.

Stelle variabili pulsanti

Le stelle variabili pulsanti costituiscono una vasta classe di oggetti di questo tipo. I cambiamenti di luminosità si verificano a causa dei cambiamenti nel volume della stella: si espande o si contrae di nuovo. Ciò accade a causa dell'instabilità dell'equilibrio tra le forze principali: gravità e pressione interna.

Con tali pulsazioni, la fotosfera della stella aumenta e aumenta l'area della superficie emittente. Allo stesso tempo, la temperatura superficiale e il colore della stella cambiano. Anche la lucentezza cambia di conseguenza. Alcuni tipi di variabili pulsanti cambiano periodicamente la luminosità e alcuni non hanno alcuna stabilità: sono chiamati irregolari.

La prima stella pulsante fu Mira Ceti, scoperta nel 1596. Quando la sua brillantezza raggiunge il suo massimo, può essere visto chiaramente ad occhio nudo. Come minimo, hai bisogno di un buon binocolo o di un telescopio. Il periodo di luminosità di Mira è di 331,6 giorni e stelle simili sono chiamate stelle di tipo Miras o O Ceti: se ne conoscono diverse migliaia.

Un altro tipo ben noto di variabile pulsante è la Cefeide, che prende il nome da una stella di questo tipo, Ϭ Cephei. Questi sono giganti con periodi da 1,5 a 50 giorni, a volte di più. Anche la Stella Polare appartiene alle Cefeidi con un periodo di quasi 4 giorni e con oscillazioni di luminosità da 2,50 a 2,64 stelle. le quantità. Anche le cefeidi sono divise in sottoclassi e le loro osservazioni hanno avuto un ruolo significativo nello sviluppo dell'astronomia in generale.

Le variabili pulsanti del tipo RR Lyrae sono caratterizzate da rapidi cambiamenti di luminosità: i loro periodi sono inferiori a un giorno e le fluttuazioni raggiungono in media una magnitudo, il che le rende facili da osservare visivamente. Anche questo tipo di variabile è divisa in 3 gruppi, a seconda dell'asimmetria del loro diagramma di luce.

Anche i periodi più brevi nelle Cefeidi nane sono un altro tipo di variabile pulsante. Ad esempio, CY Aquarius ha un periodo di 88 minuti e SX Phoenix ha un periodo di 79 minuti. Il loro grafico della luce è simile a quello delle Cefeidi ordinarie. Sono di grande interesse per l'osservazione.

Esistono molti altri tipi di stelle variabili pulsanti, sebbene non siano così comuni o molto convenienti per le osservazioni amatoriali. Ad esempio, le stelle del tipo RV Tauri hanno periodi da 30 a 150 giorni e ci sono alcune deviazioni nel grafico della luce, motivo per cui le stelle di questo tipo sono classificate come semiregolari.

Stelle variabili irregolari

Anche le stelle variabili irregolari sono classificate come stelle pulsanti, ma si tratta di una classe ampia che comprende molti oggetti. I cambiamenti nella loro luminosità sono molto complessi e spesso impossibili da prevedere in anticipo.

Tuttavia in alcune stelle irregolari è possibile rilevare la periodicità a lungo termine. Osservando per diversi anni, ad esempio, si può notare che le fluttuazioni irregolari si sommano a una certa curva media che si ripete. Tali stelle, ad esempio, includono Betelgeuse - α Orionis, la cui superficie è ricoperta da punti chiari e scuri, il che spiega le fluttuazioni di luminosità.

Le stelle variabili irregolari non sono state sufficientemente studiate e sono di grande interesse. Ci sono ancora molte scoperte da fare in questo campo.

Come osservare le stelle variabili

Per notare i cambiamenti nella luminosità di una stella si utilizzano diversi metodi. Il più accessibile è quello visivo, quando l'osservatore confronta la luminosità di una stella variabile con la luminosità delle stelle vicine. Quindi, sulla base del confronto, viene calcolata la luminosità della variabile e, man mano che questi dati si accumulano, viene costruito un grafico sul quale le fluttuazioni della luminosità sono chiaramente visibili. Nonostante la sua apparente semplicità, la determinazione della luminosità a occhio può essere eseguita in modo abbastanza accurato e tale esperienza viene acquisita abbastanza rapidamente.

Esistono diversi metodi per determinare visivamente la luminosità di una stella variabile. I più comuni sono il metodo Argelander e il metodo Neyland-Blazhko. Ce ne sono altri, ma sono abbastanza facili da imparare e forniscono una ragionevole precisione. Ne parleremo più dettagliatamente in un articolo separato.

Vantaggi del metodo visivo:

Nessuna attrezzatura richiesta. Potrebbe essere necessario un binocolo o un telescopio per osservare le stelle deboli. Stelle con una luminosità di almeno 5-6 stelle. le quantità si possono osservare ad occhio nudo, ce ne sono anche parecchie.
Nel processo di osservazione avviene una vera e propria “comunicazione” con il cielo stellato. Ciò dà una piacevole sensazione di unità con la natura. Inoltre, questo è un lavoro abbastanza scientifico, che porta soddisfazione.

Gli svantaggi includono, tuttavia, una precisione non ideale, che causa errori nelle singole osservazioni.

Un altro metodo per valutare la luminosità di una stella è l'utilizzo di apparecchiature. In genere, viene scattata una fotografia di una stella variabile con i suoi dintorni, e quindi la luminosità della variabile può essere determinata con precisione dalla fotografia.

Vale la pena per un astronomo dilettante osservare le stelle variabili? Ne vale sicuramente la pena! Dopotutto, questi non sono solo alcuni degli oggetti più semplici e accessibili da studiare. Queste osservazioni hanno anche valore scientifico. Gli astronomi professionisti semplicemente non sono in grado di coprire una tale massa di stelle con osservazioni regolari, ma per un dilettante c'è persino l'opportunità di dare un contributo alla scienza, e casi del genere si sono verificati.