Переменные звёзды. Физические переменные звезды

Каталоги переменных звёзд

Система обозначений переменных звёзд

Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Ф. Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, например R Hydrae - первая по времени открытия П. звезда в созвездии Гидра (созвездие) , S Hydrae - вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, т.е. 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:

Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:

Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия , начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца . Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.

Классификация переменных звёзд

За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. В последствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфлогическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.

Для обозначения типов переменных звёзд используют т. н. прототипы - звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr .

Система Гузо

Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (Houzeau) в XIX в.:

1. Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
2. Звёзды с периодическим изменением блеска.
3. * Звёзды типа Миры Кита - звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
4. * Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae , δ Cephei, η Aquilae.
5. * Звёзды типа Альголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т. д.
6. Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель - η Argus

Система классификации принятая в ОКПЗ-3

В ОКПЗ-3 все переменные звезды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы - на подтипы.

К пульсирующим переменным относят те звезды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды - температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:

Кривая блеска звезды δ Цефея

1. Долгопериодические цефеиды (Cep) - звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
2. * Классические цефеиды (Cδ) - цефеиды плоской составляющей Галактики
3. * Звёзды типа W Девы (CW) - цефеиды сферической составляющей Галактики
4. Медленные неправильные переменные (L)
5. Переменные типа RR Лиры (RR)
6. Переменные типа RV Тельца (RV)
7. Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC)
8. Переменные типа δ Щита (δ Sct)
9. Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики
10. Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)

Эруптивные переменные звезды

К данному классу относятся звезды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Этот класс переменных звёзд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звёзд.

Неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные

1. Переменные типа UV Кита (UV) - звезды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.
2. * Звезды типа UVn - подтип звёзд UV, связанный с диффузными туманностями
3. Переменные типа BY Дракона (BY) - эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
4. Неправильные переменные (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O-A, индекс b обозначает спектральный класс F-M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s - быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.

Новые и новоподобные звезды

1. * Быстрые новые (Na)
2. * Медленные новые (Nb)
3. * Очень медленные новые (Nc)
4. * Повторные новые (Nr)
5. Новоподобные звезды (Nl)
6. Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd)
7. Переменные типа R Северной короны (RCB)
8. Переменные типа U Близнецов (UG)
9. Переменные типа Z Жирафа (ZCam)
10. Переменные типа S Золотой Рыбы (SD)
11. Переменные типа γ Кассиопеи (γC)

Затменные переменные звёзды

К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звёзд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов а не с физической переменностью.

1. Затменные переменные типа Алголя (EA) - кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.

Кривая блеска звезды β Лиры

1. Затменные переменные типа β Лиры (EB) - Двойные звезды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.
2. Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) - контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычто меньшие 0,8 m .
3. Эллипсоидальные переменные (Ell) - двойные системы не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

Система классификации принятая в ОКПЗ-4

За время, прошедшее между выходом третьей и четвёртой редакцией ОКПЗ увеличилось не только количество наблюдаемого материала, но и его качество. Это позволило ввести более подробную классификацию, внедряя в неё представление о физических процессах, вызывающих переменность звёзд. Новая классификация содержит 8 различных классов переменных звёзд.

1. Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно в следствии изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
2. Пульсирующие переменные звезды - это звезды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
3. Вращающиеся переменные звезды - это звезды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвано наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды . Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
5. Затменно-двойные системы
6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
7. Новые типы переменных - типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Затменно-переменные звезды иногда называют геометрическими , подразумевая при этом, что их переменность является следствием геометрического расположения компонентов двойной системы звезд относительно наблюдателя, но никак не зависит от физических процессов, происходящих в самих х. Не вполне разделяя такую точку зрения, отметим все же, что этот класс объектов весьма многочисленен – к настоящему времени обнаружено более 4000 затменно- .

Переменные звезды обозначаются латинскими прописными буквами в каждом созвездии в порядке их обнаружения за исключением звезд, обозначенных греческими буквами или имеющими собственные имена, например, Алголь, δ Цефея и т.п. Первая переменная в каком-либо созвездии обозначается буквой R, вторая - буквой S, затем T, и т.д. до буквы Z . Затем переменные обозначаются комбинациями всех этих букв от RR до ZZ . Следующие переменные обозначаются комбинациями букв от A до Q (AA→ QZ ). Буква J из обозначений исключается, чтобы не было путаницы с буквой I. Когда все 334 буквенные комбинации оказываются исчерпанными, используется сквозная цифровая нумерация звезд (начинается с числа 335), перед которой ставится указание переменности V (variable - переменный).

Самую многочисленную группу составляют так называемые физические переменные звезды. К настоящему времени их обнаружено более 50000, однако практически каждая на определенной становится физически нестационарным объектом.

Физические переменные или – звезды, изменяющие видимую (и действительную) яркость в результате происходящих в их недрах физических процессов. Кроме изменения яркости, у таких наблюдаются вариации размеров, температуры поверхности, химического состава атмосферы и других параметров.

По виду кривой блеска и по физическим процессам, приводящим к вариациям видимой яркости, физические переменные звезды подразделяются на два класса: пульсирующие переменные звезды, новоподобные, новые и звезды.

Пульсирующими называются звезды, у которых изменения блеска вызван пульсациями, то есть периодическими (квазипериодическими) изменениями радиуса R физической ; эти изменения поддерживаются внутренними источниками энергии звезды и возбуждаются тепловым потоком, идущим из внутренних областей звезды к наружным. Автоколебания сопровождаются изменениями температуры T поверхности звезды и, следовательно, общего потока излучения Ф, видимой m и абсолютной M звездными величинами, цвета и спектра.

По виду кривой блеска и продолжительности пульсаций пульсирующие переменные звезды подразделяются на несколько типов. Рассмотрим некоторые из них.

Правильная - пульсирующая , изменения блеска которой носят строго периодический характер, а может быть представлена сравнительно простой функцией m(t), где m - видимая звездная величина звезды на момент наблюдения t. К правильным переменным относят звезды типа δ Цефея, W Девы, RR Лиры, o Кита и др.

Переменная типа RR Лиры (лирида, RR ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 0,05 d ÷ 1,2 d ; гигант A - F; средняя (медианная) M ср ≈ 0 m ÷ -1 m , L ~ 10 2 .

Медианная M определяется как среднее из абсолютной величины правильной переменной в минимуме M min и максимуме M max блеска:

M ср = (M min + M max )/2. (33)

Лириды занимают узкий участок на диаграмме Г-Р в области гигантов, чем обусловлены сравнительно небольшие различия звезд этого класса. Массы звезд этой группы переменных M ~ 2÷ 3 × М ⊙ , радиусы R ~ 3÷ 5 × R ⊙ . Средняя плотность лирид r ≈ 10 -2 г/см 3 (сравни: r ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).

Рисунок 7.

Лириды (рис. 7а) имеет несимметричную форму: блеск звезды сравнительно быстро нарастает, затем наблюдается медленный спад. Амплитуда изменения видимой звездной величины А ≈ 1 m ,0÷ 2 m Δ R ≈ 5%), поверхностная температура (Δ T ~ 1000К), спектр (от A до F ) звезды.

Переменные этого типа получили название от RR созвездия Лира (RR Лиры), которую можно наблюдать как звезду с m v = +7 m ,5, меняющую свой блеск с m vmax = + 7 m ,06 до m vmin = +8 m ,12 с периодом P = 13 h 36 m 14 s ,9. Во время пульсации RR Лиры меняет от A 2 в максимуме блеска до F 1 в минимуме блеска. Наблюдаются более 6700 лирид, причем все они относятся к сферической составляющей Галактики и в значительном числе обнаруживаются в шаровых звездных скоплениях. Эти переменные звезды называют иногда короткопериодическими цефеидами.

Типа δ Цефея (цефеида DCEP , C δ ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 2 d ÷ 70 d ; гигант или сверхгигант F или G; средняя (медианная) M ср ≈ -2 m ÷ -6 m . Массы звезд этой группы переменных M ~ 3 ÷ 16 × М ⊙ , радиусы R ~ 10 ÷ 150 × R ⊙ . Средняя плотность цефеид ρ ≈ 10 -5 г/см 3 (ср.: ρ ⊙ ≈ 1,4 г/см 3).

Так же как и у лирид, цефеиды (рис. 7 b ) имеет несимметричную форму: блеск звезды сравнительно быстро нарастает, затем наблюдается медленный спад. Амплитуда изменения видимой звездной величины А = 0 m ,1 ÷ 2 m ,0. Одновременно с изменением блеска меняется радиус (Δ R ≈ 10 ÷ Δ T > 1000К), спектр (от F до K ) звезды.

Типичный представителем этого класса является четвертая по яркости созвездия Цефей - δ Цефея, переменность которой была обнаружена в 1784 г Дж. Гудрайком. Эта сверхгигантская относится к классу светимости Ib , меняет блеск с периодом P = 5 d 08 h 47 m 29 s ,7 и амплитудой A = 0 m ,9 от m v = +3 m ,5 до m v = +4 m ,4. Во время пульсаций изменяется спектр от G 2 до F 5 и температура звезды от T ≈ 5500К до T ≈ 7000К. Радиус δ Цефея R ≈ 50 × R ⊙ меняется в пределах ± 7 × 10 5 км. Этот сверхгигант находится от нас на расстоянии r ≈ 330 (около 1000 св.г.), имеет абсолютную звездную величину M v = –4 m и входит в состав кратной (тройной) системы звезд.

Пожалуй, наиболее близкой к Солнцу цефеидой является Полярная (a Малой Медведицы), сверхгигант F 7, от которого свет идет около 470 лет (r ≈ 140 ). В начале ХХ в . сотрудница Гарвардской обсерватории (США) Г. Ливитт приступила к изучению в Малом Магеллановом Облаке и к 1912 г . обнаружила почти прямолинейную зависимость между видимыми звездными величинами m в максимуме (и минимуме) блеска и логарифмом периода изменения блеска lgP для 23 правильных переменных звезд типа δ Цефея и RR Лиры. Так как исследованные Ливитт звезды находятся от нас практически на одном расстоянии, то открытие Ливитт означало, что светимости L правильных связаны почти линейной зависимостью с периодами изменения их блеска. В двадцатых годах трудами Э.Герцшпрунга, Г.Рессела и Х.Шепли удалось оценить нуль-пункт этой зависимости, то есть определить значение средней светимости L (или средней абсолютной звездной величины M ср) для правильных конкретного периода. В настоящее время для определения средней абсолютной звездной величины M ср по наблюденному значению периода P изменения блеска правильной (звезды типа δ Цефея) используется соотношение:

М v ср = - 1,01 - 2,88 × lgP d . (34).

Типа W Девы (цефеида CW ) - правильная пульсирующая с периодом изменения блеска (видимой яркости) P ≈ 2 d ÷ 70 d ; гигант F или G; средняя M ср ≈ 0 m ÷ -3 m . Звезды этого типа отличаются от классических цефеид не только тем, что их абсолютные звездные величины на 1 m ,5 ÷ 2 m ,0 больше абсолютных звездных величин C δ , но и своим распределением в Галактике. Если цефеиды C δ сосредоточены главным образом вблизи плоскости Галактики (цефеиды плоской составляющей Галактики), то цефеиды CW встречаются в равной мере во всем объеме Галактики (цефеиды сферической составляющей Галактики). Для переменных CW, как и для всех правильных , характерна строгая связь между периодом изменения блеска P и средним значением абсолютной звездной величины M ср ( ю L ) звезды.

Переменные звезды типа δ Цефея и W Девы называют также долгопериодическими цефеидами. Обнаружено более 850 долгопериодических цефеид – членов Галактики.

Лириды и цефеиды, будучи гигантскими и сверхгигантскими ми, видны с огромных расстояний. С помощью крупных телескопов эти звезды можно обнаружить в других галактиках, отстоящих от нашей на 3-5 М . Первые определения расстояний до ближайших галактик, в частности, до галактики Андромеды (М31) были сделаны с помощью диаграммы “период- ” (рис. 8).

Рисунок 8.

Диаграмма, представляющая зависимость между периодом P изменения блеска правильных типа δ Цефея, W Девы (цефеиды) и типа RR Лиры (лириды) и медианным значением абсолютной звездной величины M ср (ил L) для этих звезд, называется диаграммой “период- ”.

По оси абсцисс диаграммы откладываются значения lgP правильной переменной, по оси ординат - медианное значение абсолютной звездной величины M этой звезды. Для определения расстояний эта диаграмма используется вместе с соотношениями типа (34), полученными из наблюдений для звезд различного типа переменности.

Если где-либо наблюдается правильная , то по кривой блеска устанавливается тип переменности и определяется период переменности P . Пусть, например, это будет типа δ Цефея с периодом P = 30 d . Входя по этому значению периода в диаграмму “период- ” или используя соотношение (34), определяем среднюю абсолютную звездную величину звезды: M ср = -5 m ,35. Так как переменная наблюдаема, то из наблюдений определяется ее средняя видимая звездная величина m ср : например, m ср = + 18 m , 37. Воспользуемся соотношением (18) для модуля расстояний и определим расстояние до звезды в ах. Это расстояние оказывается равным r ≈ 5,5 × 10 5 или π = 1,6 × 10 -6 . π , определенный таким образом, называется цефеидным параллаксом.

Долгопериодическая типа o Кита (мира, мирида, М) - пульсирующая с периодом изменения блеска P ≈ 70 d ÷ 700 d ; гигант M , C или S ; средняя M ср ≈ -3,5 m ÷ 0 m . Массы звезд этой группы переменных M ~ 5 ÷ 10 × М ⊙ , радиусы R > 40 × R ⊙ . Средняя плотность мирид ρ ≈ 10 -5 ¸ 10 -9 г/см 3 .

Мириды представлена на рис. 7с. Кривая имеет несимметричную форму с амплитудой изменения видимой звездной величины А = 2 m ,5 ÷ 10 m ,0, то есть блеск мириды во время пульсации может измениться почти в 10000 раз! Амплитуда и период изменения блеска мириды может меняться на 10% и более. Одновременно с изменением блеска меняется радиус (Δ R ~ 15%), поверхностная температура (Δ T ~ 500К) и спектр (от М0 к более позднему подклассу) звезды. Особенностью спектров мирид является наличие , в частности, ярких линий излучения водорода и некоторых других химических элементов, что свидетельствует о бурных процессах, происходящих в холодных атмосферах этих звезд.

Этот класс получил название от звезды o Кита (o - омикрон). Астроном Д. Фабрициус в 1596 г обратил внимание на то, что эта в течение некоторого времени увеличивала свою яркость. Затем блеск звезды уменьшался до тех пор, пока она не перестала быть наблюдаемой. Фабрициус дал звезде имя Мира (удивительная, дивная). И действительно, эта удивительная является гигантом M 7 eIII (e – эмиссионная), которая с периодом 332 d ,3 меняет свой видимый блеск почти в 1600 раз от m v = +2 m ,0 до m v = +10 m ,1, время от времени становясь недоступной для наблюдений невооруженным глазом. Мира находится от нас на расстоянии r ≈ 140 , имеет абсолютную звездную величину M ≈ -2 m ,7, а в максимуме блеска сияет как 1000 Солнц. Мира в десять раз массивнее (М ≈ 10 × М ⊙ ) и в 400 раз больше (R ≈ R ⊙ ) Солнца, так что средняя плотность звезды ничтожно мала: ρ ≈ 10 -8 г/см 3 . Если бы Мира находилась на месте Солнца, то орбита Марса располагалась бы внутри ее фотосферы. Мира является одной из компонент четырехкратной системы звезд. Со времен Фабрициуса обнаружено более 6500 мирид, большинство которых недоступно для наблюдений невооруженным глазом. Судя по вариациям периода и амплитуды мирид, эти звезды располагаются в классификации между правильными и полуправильными пульсирующими ми.

Полуправильная (SR ) - пульсирующая , изменения блеска которой не имеют строго периодического характера, а отличается существенными изменениями видимой звездной величины m и амплитуды A за относительно длительные промежутки времени – от нескольких десятков до нескольких сотен суток.

Эти гиганты и сверхгиганты поздних M 0 ÷ M 8 с абсолютными звездными величинами M ≈ -4 m ÷ +1 m имеют амплитуду изменения блеска A ≈ 0 m ,3 ÷ 2 m ,5 с несколькими периодами, накладывающимися один на другой. Примером таких звезд может служить красная полуправильная m Цефея, которой приведена на рис. 7 d . Сверхгигантская M 2 Ia проявляет циклические, то есть непостоянные по периоду, изменения блеска. Как показывают исследования, здесь накладываются друг на друга три колебания с периодами около 90, 600 и 4300 суток. Пунктиром отмечена долгопериодическая составляющая колебания блеска. К настоящему времени обнаружено более 4300 полуправильных переменных как типа µ Цефея, так и других типов.

Неправильная (L ) - пульсирующая , по кривой блеска которой невозможно установить какой-либо закономерности в пульсациях.

Причина неправильных пульсаций пока достоверно не установлена, однако число обнаруженных звезд такого типа довольно велико – около 3600 звезд. Примером может служить SV Тельца, которой приведена на рис. 7 e . долгое время может сохранять неизменным максимальный блеск, затем ее блеск за относительно короткий промежуток времени ослабевает в несколько тысяч раз, после чего возвращается в нормальное состояние. свидетельствует об отсутствии равновесия между процессами, ответственными за пульсации верхних слоев атмосферы звезды.

К особому типу относят пульсары.

Пульсар – правильная , период изменения яркости (блеска) которой во всех диапазонах электромагнитного излучения (от гамма излучения до радиоволн) постоянен с очень большой точностью, причем наблюдаемое изменение энергии излучения происходит импульсами с частотой от одного импульса до нескольких десятков и даже сотен импульсов в секунду – отсюда и название объекта «пульсар». Исследования показали, что пульсар является нейтронной звездой, быстро вращающейся вокруг своей оси и обладающей мощным магнитным полем (~ 10 12 Э); при соответствующей ориентации оси вращения относительно наземного наблюдателя проявляет себя как пульсар, причем период пульсаций является периодом вращения вокруг оси.

– с неправильными, непредсказуемыми изменениями блеска (видимой яркости) в пределах 0 m ,5 ÷ 6 m , причиной которых могут быть нестационарные взрывоподобные процессы умеренной силы (эрупции), протекающие в верхних слоях фотосферы звезды. с неправильными, непредсказуемыми быстрыми изменениями блеска в пределах нескольких звездных величин: - 2 m выше звезд главной последовательности соответствующих . в течение длительного промежутка времени может находиться в почти стационарном состоянии, после чего наблюдаются быстрые изменения блеска с амплитудами до 3 и более. Вокруг звезд наблюдаются яркие туманности, обширные оболочки, движение вещества в которых, по-видимому, и являются причиной переменности блеска. Возможно, это самые молодые образования среди звездного населения Галактики. Интересно, что наблюдаются группами, находящимися внутри обширных газопылевых туманностей. Эти группы получили название Т-ассоциации.

Типа FU Ориона (фуор) – , которая за несколько лет может увеличить блеск в сотни раз. Обладает сильным инфракрасным излучением. В спектре наблюдаются линии лития (Li ) – возможно, в недрах этих звезд еще не начался термоядерный синтез. Так FU Ориона при наблюдении в 1936 г изменила свою видимую звездную величину с +16 m до +10 m , через два года ее видимая звездная величина стала равной +11 m и в настоящее время незначительно меняется в ту или иную сторону.

Эруптивные звезды в значительном количестве наблюдаются в туманности Ориона, поэтому их часто называют Орионовыми .

Рисунок 9.

Особый класс нестационарных звезд составляют (рис. 9). Эти сверхмассивные объекты с массой M ≈ 15 ÷ 60 × M ⊙ и температурой на поверхности Т ≈ 5 × 10 4 К находятся, по-видимому, на промежуточной между стационарными ми O и нестационарными красными сверхгигантами. Сами явно нестационарны: в спектрах наблюдаются широкие эмис­сионные линии гелия (Не I и He II ), углерода (у WC-звезд), азота (у WN-звезд). Это свидетельствует о том, что из внешних областей звезды происходит выброс значительной массы вещества (до 10 -4 × M ⊙ в год), которое со скоростями до 1500 км/с “растекается” по межзвездному пространству. Изображенная на фотографии находится внутри своих газовых выбросов - эти выбросы образуют бело-голубой “пузырь”. Звездный ветер, дующий от звезды со скоростью ~ 3000 км/с, при сто новении с межзвездным газом образует ударную волну, энергия которой вызывает свечение газа. На рисунке хорошо видна неправильная волокнистая структура облаков межзвездного газа. Учитывая массу и скорость сбрасываемого звездой вещества, можно оценить время существования объекта в подобной стадии - оно не может превышать 10 4 ÷ 10 5 лет. Естественно, очень редки: на одну звезду этого типа приходится до 150 млн. звезд других классов. отнесены к спектральному классу W.

Сброс вещества, по-видимому, является обычным явлением на определенной стадии эволюции некоторых звезд. Наблюдаются объекты, за свой внешний вид получившие название планетарные туманности.

Планетарная туманность – система, состоящая из звезды (ядро туманности) и окружающей ее светящейся газовой оболочки (собственно туманность).

Ядро планетарной туманности – горячая голубая , спектр которой похож на спектр (W) или звезды O; температура поверхности ядра T ~ 10 5 К, L ~ 3 ÷ 3 × 10 4 L ⊙ ; дальнейшее остывание и сжатие этой звезды приводит к появлению белого карлика. Оболочка генетически связана с ядром; электронная температура оболочки T е ≈ 1,3 × 10 4 К, то есть газ оболочки полностью ионизирован. Типичная масса оболочки M ≈ 0,1 × M ⊙ , диаметр d ~ 0,1 ÷ 1 . Вся система возникает, возможно, на катастрофической красных гигантов и субгигантов.

На фотографии планетарной туманности M27 “Гантель” (рис. 10) хорошо видна внутренняя структура туманности, особенности которой позволяют сделать вывод о несимметричном сбросе вещества звездой. Туманность светится за счет двух механизмов: рассеяние излучения ядра и переизлучение жесткого ультрафиолетового излучения ядра атомами H и He, входящими в состав вещества туманности. Температура туманности

На изображении показана красная переменная звезда под названием V838 Monocerotis.

Переменная звезда - , блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Например, величина выделяемой энергии изменяется на 0,1 % в течение одиннадцатилетнего солнечного цикла, что соответствует изменению абсолютной звёздной величины на одну тысячную. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.

Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Причинами изменения блеска звёзд могут быть: радиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы такие как взрыв сверхновой и др.

Не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

Top-10 созвездий по числу переменных звёзд согласно каталогу ОКПЗ-4

Первая переменная звезда была определена в 1638 году, когда Иоганн Хольварда заметил, что звезда Омикрон Кита, позже названная Мирой, пульсирует с периодом в 11 месяцев. До этого звезда была описана как новая астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 г. и 1604 г., доказало, что звездное небо не является чем-то вечно неизменным, как тому учили Аристотель и другие философы древности. Открытие переменных звезд, тем самым, внесло свой вклад в революцию астрономических взглядов, произошедшую в шестнадцатом и начале семнадцатого века.

Второй переменной звездой, которая была описана в 1669 г. Джеминиано Монтанари, стала затменная переменная Алголь. Верное объяснение причин её переменности было дано в 1784 году Джоном Гудрайком. В 1686 году астрономом Готфридом Кирхи была обнаружена звезда Хи Лебедя (χ Cygni), а в 1704 году благодаря Джованни Маральди стала известна R Гидры (R Hydrae). К 1786 году было известно уже 10 переменных звезд. Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея (δ Cephei) и Шелиак (β Lyr). С 1850 года количество известных переменных звезд резко увеличилось, особенно с 1890 г., когда для их обнаружения стало возможным использование фотографии.

В последнем издании Общего каталога переменных звезд (2008) перечислено более 46000 переменных звезд из нашей , а также 10000 из других галактик и ещё 10000 возможных переменных.

Первый каталог переменных звёзд был составлен английским астрономом Эдуардом Пиготтом в 1786 году. В этот каталог входило 12 объектов: две сверхновые, одна новая, 4 звезды типа ο Cet (Мириды), две цефеиды (δ Cep, η Aql), две затменные (β Per, β Lyr) и P Cyg. В XIX - начале XX вв. ведущую роль в изучении переменных звёзд заняли немецкие астрономы. После второй мировой войны по решению Международного астрономического союза (МАС) от 1946 года работа по созданию каталогов переменных была поручена советским астрономам - Государственному астрономическому институту им. П. К. Штернберга (ГАИШ) и Астросовету АН СССР (ныне ИНАСАН). Приблизительно раз в 15 лет эти организации издают Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ, англ. GCVS). Последнее 4-е издание выходило с 1985 по 1995 гг. В промежутках между очередными изданиями ОКПЗ публикуются дополнения к нему. Параллельно с созданием ОКПЗ ведётся работа по созданию каталогов звёзд, заподозренных в переменности блеска (КПЗ, англ. NSV).

Четвёртое издание ОКПЗ остается последним «бумажным» изданием. В XXI в., как и многие другие астрономические каталоги, ОКПЗ поддерживается в электронной форме и доступен в системе VisieR под названием General Catalog of Variable Stars. Он состоит из 3-х частей: каталог переменных звезд, каталог звезд, заподозренных в переменности, и каталог внегалактических переменных.

Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Фридрихом Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в 1850 г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, R Hydrae - первая по времени открытия переменная звезда в созвездии Гидра, S Hydrae - вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, то есть 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён, и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ

SS ST SU SV SW SX SY SZ

TT TU TV TW TX TY TZ

UU UV UW UX UY UZ

Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:

AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ

Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия, начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца. Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.

За всю историю изучения переменных звёзд неоднократно предпринимались попытки создать их адекватную классификацию. Первые классификации, основанные на малом количестве наблюдательного материала в основном группировали звёзды по сходным внешним морфологическим признакам, таким как форма кривой блеска, амплитуда и период изменения блеска и др. Впоследствии, вместе с увеличением числа известных переменных звёзд, увеличилось и количество групп со сходными морфлогическими признаками, некоторые большие были разделены на ряд меньших. Вместе с тем, благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.

Для обозначения типов переменных звёзд используют т. н. прототипы - звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа. Например, переменные звезды типа RR Lyr.

Следующее деление переменных звёзд на классы предложено Гузо (фр. Jean-Charles Houzeau de Lehaie) в XIX в.:

Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
Звёзды с периодическим изменением блеска.
Звёзды типа Миры Кита - звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Звёзды типа Алголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью измерения яркости, которое занимает только незначительную часть периода. Остальное время звезда сохраняет свой наибольший блеск. Другие звёзды типа Алголя: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei и т. д.
Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель - η Argus
Новые звёзды.

В ОКПЗ-3 все переменные звёзды разделены на три больших класса: пульсирующие переменные, эруптивные переменные и затменные переменные. Классы подразделяются на типы, некоторые типы - на подтипы.

К пульсирующим переменным относят те звёзды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды - температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. Класс пульсирующих переменных делится на следующие типы:

Долгопериодические цефеиды (Cep) - звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
Классические цефеиды (Cδ) - цефеиды плоской составляющей Галактики
Звёзды типа W Девы (CW) - цефеиды сферической составляющей Галактики
Медленные неправильные переменные (L)
Звёзды типа Миры Кита (M)
Полуправильные переменные (SR)
Переменные типа RR Лиры (RR)
Переменные типа RV Тельца (RV)
Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса (βC)
Переменные типа δ Щита (δ Sct)
Переменные типа ZZ Кита - пульсирующие белые карлики
Магнитные переменные типа α² Гончих Псов (αCV)

Эруптивные переменные звёзды. К данному классу относятся звёзды, меняющие свой блеск нерегулярно или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами, происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Этот класс переменных звёзд делят на два подкласса: неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные, а также подкласс новых и новоподобных звёзд.

Переменные типа UV Кита (UV) - звёзды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.
Звёзды типа UVn - подтип звёзд UV, связанный с диффузными туманностями
Переменные типа BY Дракона (BY) - эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
Неправильные переменные (I). Характеризуются индексами a, b, n, T, s. Индекс a указывает на то, что звезда относится к спектральному классу O-A, индекс b обозначает спектральный класс F-M, n символизирует связь с диффузными туманностями, s - быструю переменность, T описывает эмиссионный спектр характерный для звезды T Тельца. Так обозначение Isa присваивается быстрой неправильной переменной раннего спектрального класса.

Новые звёзды (N)
Быстрые новые (Na)
Медленные новые (Nb)
Очень медленные новые (Nc)
Повторные новые (Nr)
Новоподобные звёзды (Nl)
Симбиотические переменные типа Z Андромеды (ZAnd)
Переменные типа R Северной короны (RCB)
Переменные типа U Близнецов (UG)
Переменные типа Z Жирафа (ZCam)
Сверхновые звезды (SN)
Переменные типа S Золотой Рыбы (SD)
Переменные типа γ Кассиопеи (γC)

К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется с течением времени. Причиной изменения блеска могут быть затмения звёзд друг другом, или изменение их формы взаимной гравитацией в тесных системах, то есть переменность связана с изменением геометрических факторов, а не с физической переменностью.

Затменные переменные типа Алголя (EA) - кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся практически постоянным.

Затменные переменные типа β Лиры (EB) - Двойные звёзды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.

Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) - контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня и амплитуды обычно меньшие 0,8m.

Эллипсоидальные переменные (Ell) - двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

За время, прошедшее между выходом третьей и четвёртой редакцией ОКПЗ, увеличилось не только количество наблюдательного материала, но и его качество. Это позволило ввести более подробную классификацию, внедряя в неё представление о физических процессах, вызывающих переменность звёзд. Новая классификация содержит 8 различных классов переменных звёзд.

Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой. Пульсирующие переменные звёзды - это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как нерадиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах. Вращающиеся переменные звёзды - это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, оси которых не совпадают с осью вращения звезды.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменность этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Затменно-двойные системы
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Переменные с другими символами
Новые типы переменных - типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.
Класс 1 и 5 пересекаются - звёзды с типами переменности RS и WR принадлежат обоим этим классам.

Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4

Как известно, наше Солнце тоже не сияет совершенно равномерно, а слегка изменяет свою активность. Каждые 11 лет на Солнце увеличивается количество пятен и повышается его активность. Разумеется, пульсации Солнца не идут ни в какое сравнение с пульсациями цефеид, а тем более новых и сверхновых звёзд. Поэтому, наше Солнце относится к постоянным звёздам.

Переменные звезды

Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих -- вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию.

Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины Звездная величина -- характеристика видимого блеска звезд. Коэффициент для определения звездных величин светил равен 2,512. Нуль пункт для системы звездных величин был условно определен по группе звезд в области Полярной звезды, называемых северным полярным рядом. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба -- Сириус -- минус 1.5. Звездная величина обозначается вверху маленькой латинской буквой m (от слова “магнитудо” -- величина). Для не видимых глазом звезд используется та же шкала звездных величин. до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с яочень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике Галактика. В отличие от других галактик ее название пишется с заглавной буквы. около 40000, а в других галактиках Галактика -- огромная вращающаяся звездная система.-- более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическими изменениями радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезд температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости Светимость -- полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени., не смотря на то, что радиус уменьшается. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды -- звезды типа Мира Кита). У цефеид и звезд типа RR Лиры периодичность выдерживается с удивительной точностью. У переменных звезд с полуправильным или хаотичным изменением блеска пульсации, хотя и более мощные, происходят нерегулярно. Все цефеиды -- гиганты, звезды большой светимости, многие из них сверхгиганты, к ним относятся звезды с наибольшей светимостью. Мириды называются долгопериодическими переменными звездами. Изменения их блеска сопровождаются изменениями их температуры. Мира Кита в наибольшем блеска почти так же ярка, как Полярная звезда. Переменные звезды этого типа также являются взездами-сверхгигантами. Пульсирующих звезд открыто около 14 тыс.

Второй класс переменных звезд -- взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые Сверхновые звезды -- самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек., новые Новые звезды -- звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, а иногда и в миллионы раз., повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы в возникают при взаимодействии компонентов в таких системах. переменная звезда спутник

Раньше думали, что новые звезды действительно являются вновь появившимися. Но эти звезды существовали и ранее -- они обнаруживаются как слабые звезды на фотографиях звездного неба, сделанных ранее.

Некоторые из новых звезд (а может быть, и все) вспыхивают неоднократно. Так внезапно вспыхивать и увеличиваться в размерах со скоростью, равной сотням километров в секунду, могут очень горячие звезды, имеющие особое, неустойчивое состояние. При вспышке их наружные газовые слои срываются и с огромной скоростью несутся в пространство.С течением времени эти газы рассеиваются.

В редких случаях наблюдаются вспышки сверхновых звезд. Они отличаются тем, что их светимость во время вспышки бывает в десятки и сотни миллионов раз больше светимости Солнца. В настоящее время ученые-астрономы и физики много работают над решением вопроса о том, какие физические причины вызывают такое грандиозное явление, как вспышки сверхновых звезд.

Во-вторых, к эруптивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменения их видимого блеска связаны с физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размеры звезды.

К третьему классу переменных звезд относятся затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска.

Кривая изменения блеска взезды Алголь. По горизонтали указано время в часах

Схема движения спутника Алголя

В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны искажениями формы звезд.. Периоды изменения блеска затменных двойных -- от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звезд.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд -- магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Переменные звезды очень внимательно изучаются астрономами. Наблюдаемые изменения блеска, спектра и других величин дают возможность определить основные характеристики звезды, такие, как светимость, радиус, температура, плотность, масса, а также изучить строение атмосфер и характеристики различных газовых потоков. По наблюдениям переменных звезд в различных звездных системах можно определить возраст этих систем и тип их звездного населения. Замечательная зависимость “период -- светимость”, обнаруженная для цефеид, позволяет по установленному периоду вычислить истинную яркость звезды, а следовательно, и расстояния до нее. Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения.

> Переменные звезды

Рассмотрите переменные звезды : описание звездного класса, почему умеют менять яркость, длительность изменения величины, колебания Солнца, типы переменных.

Переменной называют звезду , если она способна менять яркость. То есть, ее видимая величина по какой-то причине периодически меняется для земного наблюдателя. Подобные изменения могут занимать годы, а порой всего секунды и граничат между 1/1000-й величины и 20-й.

Среди представителей переменных звезд в каталоги попало более 100000 небесных тел и еще тысячи выступают подозрительными переменными. также является переменной, чья светимость колеблется на 1/1000-ю величину, а период охватывает 11 лет.

История переменных звезд

История изучения переменных звезд начинается с Омикрона Кита (Мира). Дэвид Фабриций описал ее в качестве новой в 1596 году. В 1638 году Йоханнес Хогвальдс заметил ее пульсацию в течение 11 месяцев. Это стало ценным открытием, так как подсказывало, что звезды не выступают чем-то вечным (как утверждал Аристотель). Сверхновые и переменные помогли перешагнуть в новую эру астрономии.

После этого только за один век удалось отыскать 4 переменные типа Мира. Оказалось, что о них знали до появления в записях западного мира. Например, трое числилось в документах Древнего Китая и Кореи.

В 1669 году нашли переменную затмевающую звезду Алголь, хотя ее изменчивость сумел объяснить только Джон Гудрик в 1784 году. Третья – Хи Лебедя, найденная в 1686 и 1704 годах. За следующие 80 лет нашли еще 7.

С 1850 года начинается бум на поиски переменных, потому что активно развивается фотография. Чтобы вы понимали, с 2008 года только в насчитывали больше 46000 переменных.

Характеристика и состав переменных звезд

У изменчивости есть причины. Это касается изменения светимости или массы, а также некоторых препятствий, мешающих свету поступать к . Поэтому выделяют типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды раздуваются и сжимаются. Двойные затменные теряют яркость, когда одна из них перекрывает вторую. Некоторые переменные представляют две близко расположенных звезды, обменивающиеся массой.

Можно выделить два главных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные – их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. А есть внешние – причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения.

Внутренние переменные звезды

Цефеиды – невероятно яркие звезды, превышающие солнечную светимость в 500-300000 раз. Периодичность – 1-100 дней. Это пульсирующий тип, способный резко расширяться и сокращаться за короткий срок. Это ценные объекты, так как с их помощью отмеряют дистанции к другим небесным телам и формированиям.

Среди других пульсирующих переменных можно вспомнить RR Лиры, у которой период намного короче, и она старше. Есть RV тельца – сверхгиганты с заметным колебанием. Если мы смотрим на звезды с длинным периодом, то это объекты типа Мира – холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные – красные гиганты или сверхгиганты, чья периодичность занимает 30-1000 дней. Одна их наиболее популярных – .

Не забывайте про переменную цефеиды V1, которая отметилась в истории изучения Вселенной. Именно с ее помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой она располагалась, это галактика. А значит, пространство не ограничивается Млечным Путем.

Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них присутствуют новые, сверхновые и карликовые новые.

Сверхновые – отличаются динамичностью. Количество извергаемой энергии порой превосходит возможности целой галактики. Могут разрастаться до величины 20, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего, образуются в момент смерти массивной звезды, хотя после этого может остаться ядро (нейтронная звезда) или же сформироваться планетарная туманность.

Например, V1280 Скорпиона достигла максимальной яркости в 2007 году. За последние 70 лет ярчайшей была Новая Лебедя. Поразила всех также V603 Орла, взорвавшаяся в 1901 году. В течение 1918 года она не уступала по яркости .

Карликовые новые – двойные белые звезды, переносящие массу, из-за чего производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные – близкие двойные системы, в которых фигурирует красный гигант и горячая голубая звезда.

Извержения заметны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь очень много подтипов: вспыхивающие, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них выступают бинарными системами.

Внешние переменные звезды

К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в . Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.

Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.

Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.

Будущие исследования переменных звезд

Важно понимать, что эти небесные тела чрезвычайно полезны астрономам, так как позволяют разобраться в радиусах, массе, температуре и видимости других звезд. Кроме того, они помогают проникнуть в состав и изучить эволюционный путь. Но их изучение – кропотливый и длительный процесс, для которого используют не только специальные приборы, но и любительские телескопы.