O'zgaruvchan yulduzlarning turlari, turlari va umumiy tasnifi. O'zgaruvchan yulduz

26.09.2019

ostida otiladigan oʻzgaruvchan yulduzlar biz ularning xromosfera va toj mintaqalarida sodir bo'ladigan faol jarayonlar va chaqnashlar tufayli yorqinligini o'zgartiradigan yulduzlarni nazarda tutamiz. Yorqinlikning o'zgarishi odatda cho'zilgan qobiqlarning shakllanishi yoki chiqishi, o'zgaruvchan intensivlikdagi yulduz shamoli shaklida materiyaning chiqishi va / yoki atrofdagi yulduzlararo muhit bilan o'zaro ta'siri bilan birga keladi.

Yulduz qobig'ini tiklash. Yorug'likni aks ettiruvchi nuqta hajmining keskin oshishi tufayli yulduzning ko'rinadigan yorqinligi ham keskin ortadi. Ammo vaqt o'tishi bilan, chang buluti tarqalib ketganda, yorqinlik yana pasayadi

Turlarga bo'linadi:

FU FU Orion tipidagi Orion o'zgaruvchilari (FU Ori). Ular yorqinlikning taxminan 5-6 m ga oshishi bilan tavsiflanadi, bu bir necha oy davom etadi, shundan so'ng yorqinlikning nisbiy doimiyligi o'rnatiladi. Maksimal yorug'lik ba'zan o'nlab yillar davomida saqlanib qoladi, ba'zida uning 1-2 m ga sekin zaiflashishi kuzatiladi. Maksimal yorqinlikdagi spektral sinflar Aea-Gpea chegaralarida yotadi.
Yonishdan keyin spektrda emissiyaning asta-sekin rivojlanishi kuzatiladi, bu esa keyinroq bo'ladi. Ehtimol, bu o'zgaruvchilar T Tauri (INT) tipidagi Orion o'zgaruvchilari evolyutsiyasi bosqichlaridan birini tavsiflaydi, chunki bu o'zgaruvchilardan biri (V1057 Cyg) xuddi shunday chaqnashni ko'rsatdi, ammo uning yorqinligi zaiflasha boshladi (11 yil ichida 2,5 m ga) maksimal darajaga etgandan so'ng darhol. Hozirda ma'lum bo'lgan barcha FU Ori o'zgaruvchilari kometalarni aks ettirish tumanliklari bilan bog'liq.
GCAS (gamma) Cassiopeia tipidagi ((gamma) Cas) otiladigan tartibsiz o'zgaruvchilardir. Be III - V spektral sinfidagi tez aylanuvchi yulduzlar; ularning ekvatorial zonasida moddalarning chiqishi bilan tavsiflanadi. Ekvator halqalari yoki disklarining shakllanishi yulduz yorqinligining vaqtinchalik zaiflashishi bilan birga keladi. Yorqinlikning o'zgarishi amplitudasi l,5 m V ga yetishi mumkin.
I - yorug'lik o'zgarishi va spektral turlari noma'lum bo'lgan yomon o'rganilgan tartibsiz o'zgaruvchilar. Ob'ektlarning juda xilma-xil guruhi.
IA erta (O-A) spektral sinflarning tartibsiz o'zgaruvchilari yomon o'rganilgan.
IB - oraliq (F-G) va kech (K-M) spektral sinflarning yomon o'rganilgan tartibsiz o'zgaruvchilari.
IN - Orion o'zgaruvchilari. Yorug'lik va qorong'u diffuz tumanliklar bilan bog'liq yoki bunday tumanliklarning hududlarida kuzatiladigan tartibsiz otilish o'zgaruvchilari. Ulardan ba'zilari eksenel aylanish bilan bog'liq yorqinlikdagi tsiklik o'zgarishlarni ko'rsatishi mumkin. Diagrammada spektr va yorqinlik asosiy ketma-ketlik hududida va subgigantlar hududida joylashgan. Ko'rinishidan, keyingi evolyutsiya jarayonida doimiy yorqinlikning dastlabki asosiy ketma-ketligi yulduzlariga aylanadigan yosh ob'ektlar. Yorqinlik o'zgarishi chegaralari bir nechta qiymatlarga yetishi mumkin. Agar yulduz yorqinligi tez o'zgarishini ko'rsatsa (l-10d uchun 1 m gacha), tur belgisi S (INS) belgisi bilan birga keladi. Ular quyidagi kichik turlarga bo'linadi:
- INA - BA yoki Ae erta spektral sinflarining Orion o'zgaruvchilari. Ular vaqti-vaqti bilan kuzatilgan yorqinlikning Algolga o'xshash keskin pasayishi (T Ori) bilan tavsiflanadi.
- INB - F-M yoki Fe-Me (VN Ser, AN Ori) oraliq va kech spektral sinflarning Orion o'zgaruvchilari. F tipidagi yulduzlar, INA kichik tipidagi yulduzlar kabi algolga o'xshash xiralashganlikni ko'rsatishi mumkin; K-M sinfidagi yulduzlar yorqinligining tartibsiz o'zgarishi bilan birga chaqnashlarga duch kelishi mumkin.
- INT - T Tauri tipidagi Orion o'zgaruvchilari (T Tau). Ular quyidagi (faqat spektral) xarakteristikalar asosida ushbu turga kiradi. Spektral turlari Fe-Me tarkibida mavjud. Eng tipik yulduzlarning spektri quyosh xromosferasi spektriga o'xshaydi. Turning o'ziga xos xususiyati - Fel (lambda) (lambda) 4046, 4132 (bu yulduzlarda anomal darajada qizg'in), emissiya liniyalari [ S II ] va [ OI ], shuningdek, yutilish chizig'i Li I ( ) floresan emissiya liniyalarining mavjudligi. lambda) 6707. Bu o'zgaruvchilar odatda faqat diffuz tumanliklarda kuzatiladi. Tumanlik bilan bog'lanish sezilmasa, tur belgisidagi N harfini o'tkazib yuborish mumkin - IT (RW Aur).
- IN(YY) — Baʼzi Orion oʻzgaruvchilari spektrlarida (YY Ori) nurlanish chiziqlarining uzun toʻlqinli tomonida materiyaning yulduz yuzasiga tushishini koʻrsatuvchi qorongʻu komponentlar kuzatiladi. Bunday holda, tip belgisidan keyin qavs ichiga olingan YY belgisi bo'lishi mumkin.
IS tez tartibsiz o'zgaruvchilar bo'lib, ular diffuz tumanliklar bilan aniq bog'lanmagan va bir necha soat yoki kun davomida 0,5-1,0 m yorqinlik o'zgarishini ko'rsatadi. Tez tartibsiz va Orion o'zgaruvchilari o'rtasida keskin chegara yo'q.
Agar diffuz tumanlik hududida tez tartibsizlik kuzatilsa, u Orion o'zgaruvchilariga tegishli bo'lib, INS belgisi bilan belgilanadi. O'zgaruvchilar yorqinligidagi o'zgarishlarga ishonch hosil qilgandan keyin juda ehtiyotkorlik bilan IS turi sifatida tasniflanishi kerak. haqiqatan ham davriy bo'lmagan. GCVS ning uchinchi nashrida ushbu turga tayinlangan ko'plab yulduzlar tutilgan ikkilik tizimlar, RR Lyr tipidagi o'zgaruvchilar va hattoki BL Lac tipidagi ekstragalaktik ob'ektlar bo'lib chiqdi.
- ISA - tez tartibsiz erta spektral sinflar B-A yoki Ae.
- ISB - F-M yoki Fe-Me oraliq va kech spektral turlarining tez tartibsizliklari.
RCB—R Northern Crown (R SgV) tipidagi o‘zgaruvchilar. Vodorodga kam, uglerodga va geliyga boy yulduzlar, Bpe-R spektrli sinflarning yuqori yorqinligi, ular ham otilib chiqadigan, ham pulsatsiyalanuvchi. Ular 1 dan 9 m V gacha amplitudali yorqinlikning sekin, davriy bo'lmagan pasayishlari bilan tavsiflanadi, bir necha o'ndan yuzlab kunlargacha davom etadi. Bu o'zgarishlar kattalikning bir necha o'ndan bir qismigacha bo'lgan amplitudali va 30 dan 100 d gacha bo'lgan davrlarga ega bo'lgan tsiklik pulsatsiyalar bilan qoplanadi.
RS - bu RS Canes Venatici tipidagi eruptiv o'zgaruvchilar. Ushbu turga biz spektrda H va K Ca II emissiyasi bo'lgan yaqin ikkilik tizimlarni o'z ichiga olamiz, ularning tarkibiy qismlari xromosfera faolligini oshirib, ularning yorqinligining kvazperiodik o'zgaruvchanligini orbitaga yaqin davr va o'zgaruvchan amplitudaga olib keladi, odatda. 0,2 m V (UX Ari) ga etadi. Rentgen nurlari manbalari. Shu bilan birga, ular aylanadigan o'zgaruvchilardir va RS CVn o'zi ham tutilish tizimidir (pastga qarang).
SDOR—S Dorado (S Dor) tipidagi o‘zgaruvchilar. 1 m dan 7 m V gacha bo'lgan amplitudali tartibsiz (ba'zan tsiklik) yorqinligi o'zgarishini ko'rsatadigan Bpeq-Fpeq spektral sinflarining yuqori yorqinlikdagi otiladigan yulduzlari. Odatda ular kuzatilayotgan galaktikalarning eng yorqin ko'k yulduzlari. Qoida tariqasida, ular diffuz tumanliklar bilan bog'langan va kengaytiruvchi qobiqlar (P Cyg, (eta) Car) bilan o'ralgan.
UV Ceti turidagi UV-eruptiv o'zgaruvchilar (UV Cet). KVe-MVe spektral tipdagi yulduzlar; ba'zan ular spektrning ultrabinafsha mintaqasida sezilarli darajada kattaroq, o'ndan bir necha o'ndan 6 m V gacha bo'lgan amplitudali chaqnashlarni boshdan kechiradilar. Yorqinlik boshlanganidan keyin bir necha soniya yoki o'nlab soniyalarda maksimal yorqinlikka erishiladi, yulduz bir necha daqiqa yoki o'nlab daqiqalardan so'ng normal yorqinligiga qaytadi.
UVN - bu Ke-Me spektral sinfining Orion o'zgaruvchilari. Fenomenologik jihatdan ular Quyosh yaqinida kuzatilgan UV Ceti kabi o'zgaruvchilardan deyarli farq qilmaydi. Tumanlik bilan bog'lanishdan tashqari, ular o'rtacha oldingi spektral turlari, yuqori yorqinligi va sekinroq alangalanish rivojlanishi bilan tavsiflanadi (V389 Ori). Ehtimol, ular INB tipidagi Orion o'zgaruvchisining bir turi bo'lib, ularning yorug'ligi tartibsiz o'zgarishi chaqnashlar bilan qoplanadi.
WR - Wolf-Rayet tipidagi otilish o'zgaruvchilari. HeI, HeII, shuningdek CII-CIV, OII-OV yoki NIII-NV keng emissiya chiziqlariga ega yulduzlar. Ular yorug'likning 0,l m V gacha bo'lgan tartibsiz o'zgarishi bilan tavsiflanadi, ehtimol jismoniy sabablarga ko'ra, xususan, ushbu yulduzlar yuzasidan materiyaning statsionar bo'lmagan chiqishi bilan bog'liq.

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar Yuzaki qatlamlarning davriy kengayishi va qisqarishini ko'rsatadigan yulduzlarni chaqirish odatiy holdir. Pulsatsiyalar radial yoki radial bo'lmagan bo'lishi mumkin. Radial pulsatsiyalar bilan yulduzning shakli sharsimon bo'lib qoladi. Radial bo'lmagan pulsatsiyalar bo'lsa, yulduzning shakli vaqti-vaqti bilan sferikdan chetga chiqadi va hatto uning sirtining qo'shni joylari ham tebranishlarning qarama-qarshi fazalarida bo'lishi mumkin.
Davrga, yulduzning massasiga, evolyutsiya bosqichiga va hodisaning miqyosiga qarab, pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilarning quyidagi turlarini ajratish mumkin.

ACYG (alfa) Cyg tipidagi o'zgaruvchilardir. Beq -Aeq Ia spektral sinflarning radial pulsatsiyalanuvchi supergigantlari; yorqinligi 0,1 m amplitudali o'zgarishlar ko'pincha tartibsiz ko'rinadi, chunki ular yaqin davrlar bilan ko'plab tebranishlarning superpozitsiyasidan kelib chiqadi. Bir necha kundan bir necha o'n kungacha bo'lgan tsikllar kuzatiladi.
VSER - tipidagi o'zgaruvchilar (beta) Cepheus ((beta) Ser, (beta) SMa). O8-B6 I-V spektral sinflarining pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilari yorug'lik o'zgaruvchanlik davrlari va radial tezliklar 0,1-0,6d gacha, va yorqinlik o'zgarishi amplitudalari 0,01 dan 0,3 m V gacha. Yorug'lik egri chiziqlari o'rtacha radial tezlik egri chiziqlariga o'xshash, ammo lag. ularning orqasida davrning to'rtdan bir qismi fazada, shuning uchun maksimal yorqinlik maksimal siqilishga to'g'ri keladi, ya'ni. yulduzning minimal radiusi. Ko'rinib turibdiki, bu yulduzlar asosan radial pulsatsiyalarni namoyon qiladi, lekin ularning ba'zilari (V469 Per) radial bo'lmagan pulsatsiyalar bilan tavsiflanadi; Ko'pchilik ko'p davriylik bilan ajralib turadi.
BCEPS - B2-VZ IV-V spektral sinflarining Ser (beta) tipidagi o'zgaruvchilarning qisqa muddatli guruhi; yorqinlik o'zgarishlarining davrlari va amplitudalari mos ravishda 0,02-0,04d va 0,015-0,025 m oralig'ida, ya'ni. (beta) Ser tipidagi yulduzlarda odatda kuzatilganidan kichikroq kattalik tartibi.
SER - . l d dan 135 d gacha bo'lgan davrlar va bir necha yuzdan 2 m V gacha bo'lgan amplitudali yuqori yorqinlikning radial pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilari (yorug'lik sinflari Ib-II) (B tizimida V ga qaraganda kattaroq). Spektral sinflar maksimal yorqinligi F, minimal G-K da va qanchalik kech bo'lsa, yorqinlik davri qanchalik uzoqroq o'zgaradi. Radial tezlik egri chizig'i Vr amalda yorug'lik egri chizig'ining oyna tasviri bo'lib, sirt qatlamlarining maksimal kengayish tezligi yulduzning maksimal yorqinligi bilan deyarli bir vaqtda kuzatiladi.
CEP(B) - Sefeidlar (TU Cas, V367 Sct), ikki yoki bir nechta bir vaqtning o'zida ishlaydigan pulsatsiya rejimlarining mavjudligi bilan tavsiflanadi (odatda P0 davri bilan asosiy ton va P1 davri bilan birinchi ohang). P0 davrlari 2d dan 7d gacha. P1/P0≈0,71 nisbati.
CW-W Virgo tipidagi o'zgaruvchilar. Taxminan 0,8 dan 35 d gacha va amplitudalari 0,3 dan 1,2 m V gacha bo'lgan sferik komponentning yoki Galaktik diskning eski komponentining pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilari. delta) Cepheus turi - pastga qarang (DCEP). Xuddi shu davr bilan W Virgo tipidagi o'zgaruvchilar (delta) Cepheus tipidagi o'zgaruvchilardan 0,7-2b zaifdir. W Virgo tipidagi o'zgaruvchilarning yorug'lik egri chiziqlari tegishli davrlarning (delta) Cepheus tipidagi o'zgaruvchilarning yorug'lik egri chizig'idan yoki amplitudada yoki tushayotgan novdada tepaliklar mavjudligida farqlanadi, ba'zan esa keng tekis maksimalga aylanadi. Ular eski globular klasterlarda va yuqori galaktik kengliklarda joylashgan. Kichik turlarga bo'linadi:
- CWA - 8d (W Vir) dan katta davrlarga ega W Virgo tipidagi o'zgaruvchilar.
- CWB - W 8d dan kam davrlarga ega Virgo tipidagi o'zgaruvchilar (BL Her).
DCEP - klassik Sefeidlar, (delta) Cepheus tipidagi o'zgaruvchilar ((delta) Ser). Hertzsprung-Russell diagrammasidagi beqarorlik chizig'ida asosiy ketma-ketlikni qoldirgandan keyin joylashgan nisbatan yosh ob'ektlar. Ular ma'lum bo'lgan davr-yorug'lik munosabatlariga bo'ysunadilar; ochiq klasterlarda joylashgan galaktikaning tekis komponentiga tegishli; yorug'lik egri chizig'ining shakli va davr uzunligi o'rtasida ma'lum bir moslik mavjudligi bilan tavsiflanadi.
DCEPS - amplitudalari 0,5 m V (0,7 m V) dan kam bo'lgan ((delta) Cepheus tipidagi o'zgaruvchilar va deyarli nosimmetrik yorug'lik egri chiziqlari (M-m ≈ 0,4-0,5P); davrlar, qoida tariqasida, 7d dan oshmaydi; bu Bu yulduzlar birinchi ohangda pulsatsiyalanishi va/yoki asosiy ketma-ketlikni (SU Cas) tark etgandan so'ng birinchi navbatda beqarorlik zonasidan o'tishi mumkin.
An'anaga ko'ra, (delta) Cepheus va W Virgo turlarining o'zgaruvchilari ko'pincha Sefeidlar deb ataladi, chunki ko'pincha (3d dan 10d gacha bo'lgan davrlar bilan) yorug'lik egri shakli bilan bu turdagi o'zgaruvchilarni bir-biridan ajratib bo'lmaydi.
Biroq, aslida bular evolyutsiyaning turli bosqichlarida joylashgan butunlay boshqa ob'ektlardir. W Virgo yulduzlari va Tsefeidlar o'rtasidagi sezilarli spektral farqlardan biri shundaki, birinchisining spektrlarida vodorod chiziqlaridagi emissiya fazalarning ma'lum diapazonida va sefeidlar spektrlarida, Ca ning H va K chiziqlarida emissiya kuzatiladi. II kuzatiladi.
DSCT - tipidagi o'zgaruvchilar (delta) Shield ((delta) Set). Yorqinlik amplitudalari 0,003 dan 0,9 m V gacha (asosan kattalikning bir necha yuzdan bir qismi) va 0,01 dan 0,2 d gacha bo'lgan davrlarga ega bo'lgan A0-F5III-Vc spektral turlarining pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilari Yorug'lik egri chizig'i, davri va amplitudasi odatda juda katta farq qiladi. Radial va radial bo'lmagan pulsatsiyalar kuzatiladi. Ushbu turdagi ba'zi yulduzlar uchun yorqinlikning o'zgaruvchanligi vaqti-vaqti bilan sodir bo'ladi va ba'zan butunlay to'xtaydi; Bu 0,001 m dan oshmaydigan pastki amplituda chegarasi bilan kuchli amplituda modulyatsiyasining natijasi bo'lishi mumkin. Yorqinlik egri chizig'i deyarli radial tezlik egri chizig'ining oyna tasviridir: yulduzning sirt qatlamlarining maksimal kengayish tezligi maksimal yorqinlikdan 0,1P dan ko'p bo'lmagan orqada qoladi.
DSCT tipidagi yulduzlar Galaktikaning tekis komponenti vakillaridir. Fenomenologik jihatdan ular bilan bog'liq SXPHE tipidagi o'zgaruvchilar (pastga qarang).
DSCTC (delta) Scuti tipidagi o'zgaruvchilarning past amplitudali guruhidir (yorqinlikning o'zgarishi amplitudasi 0,1 m V dan kam). Ushbu kichik turdagi ko'pchilik vakillari yorqinlik darajasi V yulduzlardir; Qoida tariqasida, aynan shunday ob'ektlar ochiq yulduz klasterlarida topiladi.
L - sekin noto'g'ri o'zgaruvchilar. Yorqinligidagi o'zgarishlar davriylik belgilaridan mahrum yoki davriyligi zaif ifodalangan, faqat vaqti-vaqti bilan sodir bo'ladigan o'zgaruvchan yulduzlar. O'zgaruvchilarning ushbu turga, shuningdek, I turiga berilishi ko'pincha faqat ushbu ob'ektlar haqida etarli ma'lumotga ega emasligi bilan bog'liq. Ularning ko'pchiligi yarim muntazam o'zgaruvchilar yoki boshqa turdagi o'zgaruvchilar bo'lishi mumkin.
LB asta-sekin kech spektral turlari K, M, C va S tartibsiz o'zgaruvchilarni o'zgartiradi, odatda gigantlar (CO Cyg). Katalogda sekin qizil tartibsiz o'zgaruvchilar, ularning spektral turlari va yorug'liklari hali noma'lum bo'lgan hollarda ushbu turga tasniflanadi.
LC - l,0m V (TZ Cas) tartibli amplitudali kech spektrli tipdagi tartibsiz o'zgaruvchan supergigantlar.
M - Mira Ceti ((omikron) Cet) tipidagi o'zgaruvchilar. 2,5 m dan 11 m V gacha yorqinlik amplitudali, 80d dan 1000d gacha bo'lgan davriylik va davrlar bilan aniq belgilangan Me, Ce, Se sinflarining xarakterli emissiya spektrlariga ega uzoq muddatli o'zgaruvchan gigantlar. Yorqinlik o'zgarishlarining infraqizil amplitudalari kichik va 2,5 m dan kam bo'lishi mumkin. Masalan, K tizimida ular odatda 0,9 m dan oshmaydi. Agar amplitudalar 1-1,5 m dan oshsa, lekin yorqinlik o'zgarishining haqiqiy amplitudasi 2,5 m dan oshsa, M belgisi yo'g'on nuqta bilan birga keladi yoki yulduz yarim muntazam o'zgaruvchan tipga ega va yo'g'on nuqta. shuningdek, ushbu turdagi (SR) belgisi yonida joylashgan.
PVTEL - PV Teleskop turi o'zgaruvchilari (PV Tel). Bp spektral sinfining geliy supergigantlari zaif vodorod chiziqlari, yaxshilangan geliy va uglerod chiziqlari bilan ajralib turadi, ular 0,1 dan l d gacha bo'lgan vaqt oralig'ida pulsatsiyalanadi yoki bir yil vaqt oralig'ida taxminan 0,1 m V amplituda bilan yorqinligini o'zgartiradi.
RR-RR Lyra tipidagi o'zgaruvchilar. 0,2 dan l,2d gacha bo'lgan davrlar va yorqinlik amplitudalari 0,2 dan 2m V gacha bo'lgan A - F spektral sinflarining radial pulsatsiyalanuvchi gigantlari. Yorug'lik egri chizig'i shaklida ham, davrda ham o'zgaruvchanlik holatlari ma'lum. Agar bu o'zgarishlar davriy bo'lsa, ular Blajko effekti deb ataladi.
An'anaga ko'ra, RR Lyrae o'zgaruvchilari ba'zan qisqa muddatli Sefeidlar yoki globulyar klaster o'zgaruvchilari deb ataladi. Aksariyat hollarda ular Galaktikaning sferik tarkibiy qismiga kiradilar (ba'zan ko'p miqdorda) ba'zi globulyar klasterlarda (gorizontal shoxchaning pulsatsiyalanuvchi yulduzlari) topiladi; Sefeidlar singari, bu yulduzlarning sirt qatlamlarining maksimal kengayish tezligi amalda ularning yorqinligining maksimal darajasiga to'g'ri keladi.
RR(B) - RR Lyrae tipidagi o'zgaruvchilar, ikkita bir vaqtning o'zida ishlaydigan pulsatsiya rejimi mavjudligi bilan tavsiflanadi - P1 davri (AQ Leo) bilan birinchi ohangning P0 davri bilan asosiy ton. R1/R0 nisbati ≈ 0,745.
RRAB - assimetrik yorug'lik egri chizig'i (tik ko'tarilgan novda), 0,3 dan l,2 d gacha bo'lgan davrlar va 0,5 dan 2 m V gacha amplitudali (RR Lyr) RR Lyrae tipidagi o'zgaruvchilar.
RRC - deyarli nosimmetrik, ba'zan sinusoidal, yorug'lik egri chiziqlari bilan 0,2 dan 0,5 d gacha va amplitudalari 0,8 V dan oshmaydigan (SX UMa) RR Lyrae tipidagi o'zgaruvchilar.
RV - RV Taurus tipidagi o'zgaruvchilar (RV Tau). F-G spektral sinflarining radial pulsatsiyalanuvchi supergigantlari maksimal va K-M minimal nashrida. Yorug'lik egri chiziqlari o'zgaruvchan asosiy va ikkilamchi minimlari bo'lgan qo'sh to'lqinlarning mavjudligi bilan tavsiflanadi, ularning chuqurligi asosiy minimallar ikkilamchi minimallarga aylanishi va aksincha o'zgarishi mumkin; yorqinlik o'zgarishlar umumiy amplitudasi 3-4m V. erishish mumkin. Ikki qo'shni asosiy minimal, odatda rasmiy deb ataladi o'rtasidagi davrlar 30 dan 150d gacha (ular katalogda berilgan). Ular RVA va RVB kichik tiplariga bo'linadi.
RVA RV Taurus tipidagi o'zgaruvchilar bo'lib, ularning o'rtacha qiymati o'zgarmaydi (AC Her).
RVB RV Tauri tipidagi o'zgaruvchilar bo'lib, ularning o'rtacha qiymati davriy ravishda 600 dan 1500 d gacha va amplitudasi 2 m V gacha o'zgarib turadi (DF Cyg, RV Tau).
SR yarim muntazam o'zgaruvchilardir. O'rta va kech spektral sinflarning gigantlari yoki supergigantlari, ular yorqinligi o'zgarishida sezilarli davriylikni namoyon qiladi, ular bilan birga yoki ba'zida turli xil nosimmetrikliklar bilan buziladi. Davrlar 20 dan 2000 d gacha va undan ko'p, yorug'lik egri shakllari juda xilma-xil va o'zgaruvchan, amplitudalari bir necha yuzdan bir necha kattalikgacha (odatda 1 - 2 m V).
SRA'lar barqaror davriylikka ega, odatda kichik (2,5 m V dan kam) yorqinlik amplitudalariga (Z Aqr) ega bo'lgan kech spektrli sinflarning (M, C, S yoki Me, Ce, Se) yarim muntazam o'zgaruvchan gigantlari. Yorug'lik egri chiziqlarining amplitudalari va shakllari odatda o'zgaradi. Davrlar 35 dan 1200 d gacha. Ushbu yulduzlarning aksariyati Mira Ceti tipidagi o'zgaruvchilardan faqat yorqinligi o'zgarishining kichikroq amplitudasi bilan farq qiladi.
SRBlar kech spektral sinflarning (M, C, S yoki Me, Ce, Se) yarim muntazam o'zgaruvchan gigantlari bo'lib, davriyligi yaxshi aniqlanmagan (o'rtacha tsikl - 20 dan 2300 d gacha) yoki davriy o'zgarishlarning o'zgarishi - sekin tartibsiz tebranishlar yoki intervallar. yorqinlikning doimiyligi (RR SgV, AF Cyg). Ushbu yulduzlarning har biri odatda katalogda keltirilgan ma'lum bir o'rtacha davr (tsikl) bilan tavsiflanadi. Bir qator hollarda, bu yulduzlar bir vaqtning o'zida ikki yoki undan ortiq yorqinlik o'zgarishining ta'sirini ko'rsatadi.
SRC - M, C, S yoki Me, Ce, Se ((mi) Ser) kech spektrli turlarining yarim muntazam o'zgaruvchan supergigantlari. Amplitudalar 1 m ga teng, yorqinlikni o'zgartirish davrlari 30 kundan bir necha ming kungacha.
SRDlar F, G, K spektral sinflarining yarim muntazam o'zgaruvchan gigantlari va supergigantlari bo'lib, ba'zida ularning spektrlarida emissiya chiziqlari mavjud. Ularning yorqinligi o'zgarishining amplitudalari 0,l dan 4m gacha) davrlarda - 30 dan 1100 d gacha (SX Her, SV UMa).
SXPHE - SX Feniks tipidagi o'zgaruvchilar (SX Phe). Tashqi ko'rinishida DSCT tipidagi o'zgaruvchilarga o'xshash, ular sferik komponentning pulsatsiyalanuvchi kichik mittilari yoki A2-F5 spektral sinflari Galaktik diskining eski komponenti; Bu ob'ektlarning y bir vaqtning o'zida bir necha tebranish davrlarini kuzatishi mumkin, odatda 0,04 dan 0,08 d gacha yorqinlik o'zgarishining o'zgaruvchan amplitudasi bilan, ular 0,7 m V ga etishi mumkin. Ular globulyar klasterlarda joylashgan.
ZZ—ZZ Xitoy tipidagi o‘zgaruvchilar (ZZ Cet). Yorqinligini 30 soniyadan 25 daqiqagacha va 0,001 dan 0,l2 m V gacha bo'lgan amplitudalar bilan o'zgartiradigan radial pulsatsiyalanuvchi bo'lmagan oq mittilar. Odatda, yulduz bir nechta yaqin davrlarga ega. Ba'zida 1 m balandlikda chaqnashlar kuzatiladi, ammo buni UV Cet tipidagi yaqin sun'iy yo'ldosh mavjudligi bilan izohlash mumkin. Kichik turlarga bo'linadi:
- ZZA - DA (ZZ Cet) spektral sinfining ZZ Cet tipidagi vodorod o'zgaruvchilari, faqat spektrda vodorodni yutish chiziqlari bilan.
- ZZB - DB spektral sinfining ZZ Cet tipidagi geliy o'zgaruvchilari, ularning spektrlarida faqat He yutilish chiziqlari kuzatiladi.

Aylanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar

Aylanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar Biz sirt yorqinligi bir xil bo'lmagan yoki shakli ellipsoidal bo'lgan yulduzlarni chaqiramiz, ularning yorqinligi o'zgaruvchanligi kuzatuvchiga nisbatan eksenel aylanishiga bog'liq. Sirt yorqinligini taqsimlashning bir xilligi dog'lar mavjudligi yoki umuman, magnit maydon ta'siri ostida yulduz atmosferasining harorati va kimyoviy bir xilligi tufayli bo'lishi mumkin, uning o'qi o'qiga to'g'ri kelmaydi. yulduzning aylanishi. Turlarga bo'linadi:

ACV (alfa)2 Canes Hounds ((alfa)2 CVn) turidagi o'zgaruvchilardir. Kuchli magnit maydonlarga ega B8p - A7p spektral sinflarining asosiy ketma-ket yulduzlari. Ularning spektrlarida kremniy, stronsiy, xrom va nodir yer elementlarining chiziqlari anomal ravishda kuchayadi, yulduzning aylanish davri bilan intensivligini o'zgartiradi, magnit maydon va yorqinlikning o'zgarish davriga teng (0,5 - 160 d va undan ko'p). ). Yorqinlikning o'zgarishi amplitudalari odatda 0,01 - 0,1 m V oralig'ida bo'ladi.
ACVO (alfa)2 CVn tipidagi tez tebranuvchi o'zgaruvchilardir. Ko'rinib turibdiki, Ap (DO Eri) spektral sinfining radial pulsatsiyalanuvchi bo'lmagan aylanadigan magnit o'zgaruvchilari. Pulsatsiya davrlari 0,01d yoki undan kamroq, pulsatsiyalar natijasida paydo bo'lgan yorqinlik o'zgarishlarining amplitudalari taxminan 0,01m V ni tashkil qiladi. Bu o'zgarishlar aylanish natijasida paydo bo'lgan yorqinlik o'zgarishlariga qo'shiladi.
BY - BY Dragon tipidagi o'zgaruvchilar (BY Dra). Yorqin yulduzlar dKe - dMe spektral sinflarining mittilari bo'lib, yorug'likning sutkaning fraktsiyalaridan 120d gacha bo'lgan davrlari va amplitudalari bir necha yuzdan biridan 0,5 m V gacha bo'lgan kvazperiodik o'zgarishlarni ko'rsatadi. Yorqinlikning o'zgaruvchanligi yulduzlarning sirt darajasi bilan eksenel aylanishidan kelib chiqadi. vaqt va xromosfera faolligi bo'yicha o'zgarib turadigan yorqinlikning bir xilligi (dog'lar). Ulardan ba'zilari UV Cet yulduzlarinikiga o'xshash portlashlarni ko'rsatadi; bunday hollarda ular UV turiga ham tegishli bo'lib, bir vaqtning o'zida eruptiv hisoblanadi.
ELL - ellipsoidal o'zgaruvchilar (b Per, (alfa) Vir). Ellipsoidal tarkibiy qismlarga ega bo'lgan ikkilik tizimlarni yoping, ularning aniq yorqinligi kuzatuvchiga qaragan nurlanish yuzasi maydonidagi o'zgarishlar tufayli orbital harakat davriga teng davr bilan o'zgaradi, lekin tutilishlarsiz. Yorqinlikning o'zgarishi amplitudalari 0,1 m V dan oshmaydi.
FKCOM - FK Veronica's Hair (FK Com) tipidagi o'zgaruvchilar. Keng H va K Ca II emissiya chiziqlari, ba'zan esa H (alfa) emissiyasi bilan G-K spektral sinflarining sirt yorqinligi bir hil bo'lmagan tez aylanadigan gigantlar. Ular spektroskopik ikkilik tizimlar ham bo'lishi mumkin. Yorqinlikning o'zgarishi davrlari (bir necha kungacha) aylanish davrlariga teng, amplitudalar esa kattalikning o'ndan bir necha qismini tashkil qiladi. Ehtimol, bu ob'ektlar EW tipidagi yaqin ikkilik tizimlarning keyingi evolyutsiyasi natijasidir (W UMa, pastga qarang).
PSR - optik o'zgaruvchan pulsarlar (SM Tau). Kuchli magnit maydonga ega, radio, optik va rentgen toʻlqin uzunliklarini chiqaradigan tez aylanadigan neytron yulduzlar. Pulsarning nurlanishi tor yo'nalishli naqshga ega. Yorqinlikning o'zgarishi davrlari aylanish davrlariga to'g'ri keladi (0,001 dan 4 sekundgacha), yorug'lik impulslarining amplitudasi 0,8 m ga etadi.
SXARI - SX Aries (SX Ari) tipidagi o'zgaruvchilar. O'zgaruvchan HeI, Si III chiziq intensivligi va magnit maydonlari bilan B0p-B9p spektral sinflarining asosiy ketma-ket yulduzlari, ba'zan geliy o'zgaruvchilari deb ataladi. Yorqinlik va magnit maydonning o'zgarish davrlari (1d tartibli) aylanish davrlari, 0,lm V tartibli amplitudaga to'g'ri keladi. Bu yulduzlar (alfa)2 CVn tipidagi o'zgaruvchilarning yuqori haroratli analoglaridir. .

Portlovchi va novaga o'xshash o'zgaruvchilar

Portlayotgan yulduzlar ularning sirt qatlamlarida () yoki chuqur ichki qismida () sodir bo'lgan termoyadro portlashlari natijasida paydo bo'lgan chaqnashlarni ko'rsatadigan yulduzlar deb ataladi. Biz ularni o'rab turgan kosmos hajmlarida energiyaning tez chiqishi bilan bog'liq bo'lgan novaga o'xshash chaqnashlarni ko'rsatadiganlarni (UG tipidagi yulduzlar - pastga qarang), shuningdek, chaqnashlarni ko'rsatmaydigan ob'ektlarni novaga o'xshash o'zgaruvchilar deb tasniflaymiz, lekin spektral va boshqa xususiyatlar bo'yicha minimal nashrida portlovchi o'zgaruvchilarga o'xshash.
Ko'pgina portlovchi va nova o'zgaruvchilari yaqin ikkilik tizimlar bo'lib, ularning tarkibiy qismlari bir-birining evolyutsiyasiga kuchli o'zaro ta'sir ko'rsatadi. Tizimning mitti issiq komponenti atrofida ko'pincha materialning boshqa sovutgich va kengroq komponent tomonidan yo'qolishi natijasida hosil bo'lgan yig'ish disklari mavjud. Turlarga bo'linadi:

N - yangi yulduzlar. 0,05 dan 230 d gacha bo'lgan orbital harakat davrlari bilan ikkilik tizimlarni yoping; ushbu tizimlarning tarkibiy qismlaridan biri issiq mitti yulduz bo'lib, u kutilmaganda bir kundan bir necha o'nlab yoki yuzlab kunlargacha yorqinligini 7 - 19 mV ga oshiradi. Bir necha oydan bir necha o'n yillargacha bo'lgan davrda tizimning porlashi asl holatiga qaytadi.
Hech bo'lmaganda, ular porlashda engil o'zgarishlarni ko'rsatishi mumkin. Sovuq komponentlar K-M spektral sinflarining gigantlari, subgigantlari yoki mittilaridir. Maksimal yorqinlikka yaqin bo'lgan novalar spektrlari dastlab yuqori yorqinlikdagi A-F yulduzlarining yutilish spektrlariga o'xshaydi. Keyin spektrlarda vodorod, geliy va yutilish komponentlari bo'lgan boshqa elementlarning keng emissiya chiziqlari (bandlari) paydo bo'ladi, bu tez kengayadigan qobiq mavjudligini ko'rsatadi. Yorqinlik pasayganda, issiq yulduz tomonidan qo'zg'atilgan gazsimon tumanliklarning spektrlariga xos bo'lgan murakkab spektrda taqiqlangan emissiya chiziqlari paydo bo'ladi. Minimal yorqinlikda nova spektrlari, qoida tariqasida, uzluksiz yoki Volf-Rayet tipidagi yulduzlarning spektrlariga o'xshashdir.
Sovuq komponentlarning belgilari faqat eng massiv tizimlarning spektrlarida uchraydi. Ba'zi novalarda, portlashdan so'ng, taxminan 100 soniya va amplitudalari taxminan 0,05 m V bo'lgan issiq komponentlarning pulsatsiyalari aniqlanadi. Yorqinlikning o'zgarishi xarakteriga ko'ra, yangilar tez (NA), sekin (NB), juda sekin (NC) va takroriy (NR) ga bo'linadi.
NA - 100 kun yoki undan kamroq vaqt ichida maksimal 3 m ga yetgandan so'ng yorqinlikning tez ko'tarilishi va yorqinligining pasayishi bilan tavsiflangan tez yangilar (GKPer).
NB - sekin novalar, 150 kun yoki undan ko'proq vaqt ichida maksimal 3 m ga erishgandan so'ng yorqinlikni pasaytiradi (RR Pic). Shu bilan birga, T Aur va DQ Her kabi yangilarning yorug'lik egri chizig'ida ma'lum bo'lgan "pastkilik" mavjudligi hisobga olinmaydi: yorqinlikning pasayish tezligi silliq egri chiziq paydo bo'lishi bilan baholanadi, uning qismlari. "Dip" dan oldin va keyin bir-birining bevosita davomi bo'lgan.
NC - Yangi, juda sekin rivojlanadi, o'n yildan ortiq maksimal yorqinlikda qoladi va juda sekin zaiflashadi. Portlashdan oldin bu ob'ektlar amplitudasi 1-2 m V (RR Tel) bilan uzoq muddatli yorqinlik o'zgarishlarini ko'rsatishi mumkin; bu tizimlarning salqin komponentlari gigantlar yoki supergigantlar, ba'zan yarim muntazam o'zgaruvchilar va hatto Mira Ceti tipidagi o'zgaruvchilar kabi ko'rinadi. Chaqnoq amplitudasi 10 m ga yetishi mumkin. Yuqori qo'zg'alish emissiya spektri sayyora tumanliklari, Wolf-Rayet yulduzlari va simbiotik o'zgaruvchilar spektrlariga o'xshaydi. Bu ob'ektlar paydo bo'layotgan sayyora tumanliklari bo'lishi mumkin.
NL - yorqinligi yoki spektral xususiyatlarining o'zgarishi tabiati bo'yicha novalarga o'xshash, etarli darajada o'rganilmagan o'zgaruvchan yulduzlar. Bularga nafaqat yangi o'xshash olovlarni ko'rsatadigan o'zgaruvchilar, balki olovlar hech qachon kuzatilmagan ob'ektlar ham kiradi; Novaga o'xshash o'zgaruvchilarning spektrlari avvalgi novalarning spektrlariga o'xshaydi va yorqinlikning kichik o'zgarishlari minimal nashrida oldingi novalarning xarakteristikasiga o'xshaydi. Biroq, ko'pincha, tegishli tadqiqotlardan so'ng, ushbu juda heterojen ob'ektlar guruhining alohida vakillari boshqa turdagi o'zgaruvchan yulduzlarga tegishli bo'lishi mumkin.
NR - takrorlangan Yangi. Ularning tipik novalardan farqi shundaki, ularda bir emas, balki ikki yoki bir nechta o'choqlari bo'lib, ular 10 dan 80 yilgacha bo'lgan oraliqlar bilan ajralib turadi (T SGV).
SN - o'ta yangi yulduzlar (B Cas, CM Tau). Portlash natijasida yorqinligini tezda 20 magnitudaga yoki undan ko'proq oshiradigan yulduzlar, keyin esa asta-sekin zaiflashadi. Yonish paytida spektr juda keng emissiya diapazonlarining mavjudligi bilan tavsiflanadi, ularning kengligi novae spektrlarida kuzatilgan yorqin chiziqlar kengligidan bir necha marta kattaroqdir; qobiqning kengayish tezligi bir necha ming km/s ni tashkil qiladi. Portlashdan keyin yulduzning tuzilishi butunlay o'zgaradi. O'ta yangi yulduz o'rnida kengayib borayotgan emissiya tumanligi va (har doim ham ko'rinmaydigan) pulsar qoladi. Yorug'lik egri chizig'ining shakli va spektral xususiyatlariga ko'ra ular I va II turlarga bo'linadi.
SNI I turdagi o'ta yangi yulduzlardir. Spektrlarda vodoroddan tashqari Ca II, Si va boshqalarning yutilish chiziqlari mavjud. Kengayuvchi qobiq deyarli vodoroddan mahrum. Maksimaldan keyin 20 - 30 kun davomida yorqinlik kuniga taxminan 0,lm tezlikda pasayadi, keyin yorqinlikning pasayish tezligi sekinlashadi va keyinchalik doimiy bo'ladi - kuniga 0,014 m.
SNII II turdagi o'ta yangi yulduzlardir. Spektrlar vodorod va boshqa elementlarning chiziqlarini ko'rsatadi. Kengayuvchi qobiq asosan vodorod va geliydan iborat. Yorug'lik egri chiziqlari I turdagi o'ta yangi yulduzlarga qaraganda ancha xilma-xildir. Maksimaldan 40 - 100 kun o'tgach, yorqinlikning pasayish tezligi odatda kuniga 0,1 m ni tashkil qiladi.
UG - bu U Gem tipidagi o'zgaruvchilar, ko'pincha mitti novalar deb ataladi. K-M spektral sinfidagi mitti yulduz yoki subgigantdan tashkil topgan, uning ichki kritik Roche yuzasining hajmini to'ldiruvchi va akkretsiya diski bilan o'ralgan oq mittidan iborat ikkilik tizimlarni yoping. Orbital davrlar 0,05 dan 0,5 d gacha. Odatda tizim yorqinligida faqat kichik, shu jumladan tez, tebranishlar kuzatiladi, lekin vaqti-vaqti bilan yorqinlik tezda bir necha kattaliklarga ko'tariladi va bir necha kun yoki o'nlab kundan keyin asl holatiga qaytadi. Berilgan yulduzning ikkita ketma-ket yonishi orasidagi intervallar juda katta farq qilishi mumkin, ammo har bir yulduz bu intervallarning ma'lum o'rtacha qiymati bilan tavsiflanadi - uning yorqinligi o'zgarishining o'rtacha amplitudasiga mos keladigan o'rtacha tsikl. Tsikl qanchalik uzoq bo'lsa, shuncha ko'p
amplituda. Rentgen nurlari manbalari. Minimal yorqinlikdagi tizim spektri vodorod va geliyning keng emissiya chiziqlari bilan uzluksizdir. Maksimal yorqinlikda bu chiziqlar deyarli yo'qoladi yoki sayoz assimilyatsiya chiziqlariga aylanadi. Ushbu tizimlarning ba'zilari tutilib turadi va asosiy minimumga K-M toifasidagi yulduzdan chiqadigan hodisa gaz oqimining akkretsiya diskida hosil bo'lgan issiq nuqtaning tutilishi sabab bo'ladi, deb taxmin qilish mumkin.
Yorqinlik o'zgarishlarining tabiatiga ko'ra, U Gem tipidagi o'zgaruvchilar uchta kichik turga bo'linishi mumkin: SS Cyg, SU UMa va Z Cam.
UGSS - SS Cygnus tipidagi o'zgaruvchilar (SS Cyg, U Gem). Ular o'zlarining yorqinligini 1 - 2 kun ichida 2-6 m V ga oshiradilar va bir necha kundan keyin asl yorqinligiga qaytadilar. Tsikl qiymatlari 10 kundan bir necha ming kungacha.
UGSU SU Ursa Major (SU UMa) tipidagi o'zgaruvchilardir. Ular ikki turdagi chaqnashlarning mavjudligi bilan tavsiflanadi - normal va supermaksima. Oddiy, qisqa, chaqnashlar UGSS tipidagi yulduzlarning chaqnashlariga o'xshaydi. Supermaxima odatdagidan 2 m yorqinroq, besh baravar ko'proq uzunroq (kengroq) va odatdagidan uch barobar kamroq tez-tez uchraydi. Supermaxima paytida yorug'lik egri chizig'i orbitalga yaqin davri va amplitudalari taxminan 0,2 - 0,3 m V bo'lgan bir-birining ustiga qo'yilgan davriy tebranishlarni (superhumps) ko'rsatadi. Orbital davrlar 0,1 d dan kam, sun'iy yo'ldoshlarning spektral sinfi dM.
UGZ - Z Jiraffe (Z Cam) tipidagi o'zgaruvchilar. Ular, shuningdek, tsiklik chaqnashlarni ko'rsatadi, lekin UGSS tipidagi o'zgaruvchilardan farqli o'laroq, ba'zan olovdan keyin ular asl yorqinligiga qaytmaydi, lekin bir necha tsikllar davomida maksimal va minimal o'rtasidagi oraliq kattalikni saqlaydi. Tsikl qiymatlari 10 dan 40 d gacha, yorqinlikni o'zgartirish amplitudalari 2 dan 5 m V gacha.
ZAND - Z tipidagi simbiotik o'zgaruvchilar Andromeda (Z Va). Issiq yulduz, kech spektrli turdagi yulduz va issiq yulduzning nurlanishi bilan qo'zg'atilgan kengaytirilgan konvertdan iborat yaqin ikkilik. Tizimning umumiy yorqinligi amplitudasi 4 m V gacha bo'lgan tartibsiz o'zgarishlarni boshdan kechiradi. Ob'ektlarning juda heterojen guruhi.

Ikkilik tutilish tizimlarini yoping

Biz qo'shaloq yulduz tizimlarini ularning umumiy yorqinligi egri chizig'ining shakli va tarkibiy qismlarining fizik va evolyutsion xususiyatlaridan kelib chiqqan holda tutib olish uchun uch o'lchovli tasnif tizimini qabul qilamiz. Yorug'lik egri chiziqlari bo'yicha tasniflash oddiy, tanish va kuzatuvchilar uchun qulay; ikkinchi va uchinchi tasniflash usullari ikkilik tizimlar komponentlarining Mv, B - V diagrammasidagi holatiga va ularning ichki kritik ekvipotentsial Roche sirtlarini to'ldirish darajasiga asoslanadi. Buni hukm qilish uchun, qoida tariqasida, M.A.Svechnikov va L.F.Istomin tomonidan taklif qilingan oddiy mezonlardan foydalanilgan (AC No 1083, 1979). Katalogda tutilgan ikkilik tizimlar turlari uchun ishlatiladigan belgilar quyida keltirilgan.

a) Yorug`lik egri chizig`ining shakliga ko`ra tasniflash.

E - tutilgan ikkilik tizimlar. Orbital tekisligi kuzatuvchining ko'rish chizig'iga juda yaqin bo'lgan (orbital tekislikning ko'rish chizig'iga perpendikulyar tekislikka moyilligi i 90 ° ga yaqin) har ikkala komponent (yoki ulardan biri) vaqti-vaqti bilan bir-birini tutib turadigan ikkilik tizimlar. . Kuzatuvchi, natijada tizimning ko'rinadigan umumiy yorqinligining o'zgarishini qayd etadi, uning davri orbitadagi komponentlarning aylanish davriga to'g'ri keladi.
EA Algol tipidagi tutilish o'zgaruvchilari ((beta) Per). Sferik yoki biroz ellipsoidal komponentlar bilan tutilgan binarlar; Yorug'lik egri chizig'i tutilishlarning boshlanishi va oxirini yozib olish imkonini beradi. Tutilishlar orasida yorqinlik deyarli doimiy bo'lib qoladi yoki aks ettirish effektlari, engil ellipsoidal komponentlar yoki jismoniy o'zgarishlar tufayli biroz o'zgaradi. Ikkilamchi minimumga rioya qilinmasligi mumkin. Davrlar juda keng diapazonda - 0,2 dan 10000d gacha yoki undan ko'p; Yorqinlik o'zgarishlarining amplitudalari juda xilma-xil va bir nechta qiymatlarga erishishi mumkin.
EB - (beta) Lyra tipidagi tutilish o'zgaruvchilari ((beta) Lyr). tutilishlarning boshlanish yoki tugash momentlarini yozib olishga imkon bermaydigan yorug'lik egri chiziqlariga ega bo'lgan ellipsoidal komponentlar bilan tutilgan binarlar (tutishlar orasidagi intervallarda tizimning ko'rinadigan umumiy yorqinligining doimiy o'zgarishi tufayli); ikkilamchi minimum albatta kuzatiladi, uning chuqurligi, qoida tariqasida, asosiy minimumning chuqurligidan sezilarli darajada kamroq; davrlar asosan 1d dan katta (1d dan kichik davrlar uchun minimallar har xil chuqurlikka ega; 1d dan katta davrlar uchun minimal chuqurlik deyarli bir xil bo'lishi mumkin); komponentlar odatda B-A erta spektral turlaridan iborat. Yorqinlik o'zgarishining amplitudalari odatda 2 m V dan kam.
EW - bu W Ursa Major (W UMa) tutilish o'zgaruvchilari. Deyarli tegib turgan ellipsoidal komponentlardan tashkil topgan va tutilishlarning boshlanish va tugash momentlarini yozib olishga imkon bermaydigan yorug'lik egri chiziqlariga ega bo'lgan davrlari 1d dan kichik bo'lgan tutilishli binarlar; asosiy va ikkilamchi minimallarning chuqurliklari deyarli bir xil yoki juda oz farq qiladi. Yorqinlik o'zgarishlarining amplitudalari odatda 0,8 m V dan kam bo'ladi. Komponentlarning spektral sinflari odatda F-G va undan keyinroqdir.

b) Komponentlarning fizik xususiyatlariga ko'ra tasniflash.

GS - bir yoki ikkala komponenti gigantlar yoki supergigantlar bo'lgan tizimlar; komponentlardan biri asosiy ketma-ketlikning a'zosi bo'lishi mumkin.
PN - komponentlari sayyora tumanliklarining yadrolari bo'lgan tizimlar (UU Sge).
RS - RS CVn tipidagi tizimlar. Ushbu tizimlarning muhim xususiyati quyosh tipidagi xromosfera faolligini ko'rsatadigan o'zgaruvchan intensivlikdagi kuchli H va K Ca II emissiya liniyalarining spektrida mavjudligidir. Bu tizimlar radioemissiya va rentgen nurlanishining mavjudligi bilan tavsiflanadi. Ulardan ba'zilari uchun tutilishlar tashqarisidagi yorug'lik egri chizig'ida kvazinus to'lqin kuzatiladi, uning amplitudasi va holati vaqt o'tishi bilan sekin o'zgaradi. Ushbu to'lqinning ko'rinishi (ko'pincha buzilish deb ataladi)
dog'lar guruhlari bilan qoplangan yulduz sirtining differentsial aylanishi bilan izohlanadi; Quyosh dog'lari guruhlarining aylanish davri odatda orbital harakat davriga (tutilish davri) yaqin, ammo baribir undan farq qiladi, bu esa buzilish to'lqinining minimal va maksimal fazalarining sekin o'zgarishiga (migratsiyasiga) olib keladi. o'rtacha yorug'lik egri chizig'i. To'lqin amplitudasining o'zgaruvchanligi (0,2 m V gacha) yulduzlar faolligining uzoq muddatli tsiklining mavjudligi (quyoshning o'n bir yillik tsikliga o'xshash) bilan izohlanadi, bunda dog'lar soni va umumiy maydoni o'zgaradi. yulduz yuzasi o'zgaradi.
WD - komponentlari oq mitti bo'lgan tizimlar.
WR - komponentlari Wolf-Rayet tipidagi yulduzlarni o'z ichiga olgan tizimlar (V 444Cyg).

c) Ichki kritik Roche sirtlarini to'ldirish darajasiga ko'ra tasniflash.

AR - AR Lizard (AR Lac) tipidagi ajratilgan tizimlar, ularning ikkala komponenti ham o'zlarining ichki kritik ekvipotentsial sirtlariga etib bormaydigan subgigantlardir.
D - komponentlari ichki kritik Roche ekvipotentsial sirtlariga etib bormaydigan ajratilgan tizimlar.
DM alohida asosiy ketma-ketlik tizimlari bo'lib, ularning ikkala komponenti ham asosiy ketma-ketlikning a'zolari bo'lib, ularning ichki kritik Roche sirtlariga etib bormaydi.
DS subgigant bilan ajratilgan tizimlar bo'lib, ularda subgigant ham o'zining ichki kritik yuzasiga etib bormagan.
DW - jismoniy xususiyatlari bo'yicha W UMa tipidagi kontakt tizimlariga o'xshash tizimlar (pastga qarang), lekin aloqa qilmaydi.
K - kontakt tizimlari, ularning ikkala komponenti ham ichki tanqidiy sirtlarini to'ldiradi.
KE erta spektral sinflarning (O-A) kontakt tizimlari bo'lib, ularning ikkala komponenti ham o'lchamlari bo'yicha ichki kritik yuzalariga yaqin.
KW - F0-K spektral sinflarining ellipsoidal komponentlari bo'lgan WUMa tipidagi kontaktli tizimlar, ularning asosiylari asosiy ketma-ketlikning a'zolari bo'lib, sun'iy yo'ldoshlar Mv, B - V diagrammasida chap va undan pastda joylashgan.
SD - kamroq massiv subgigant komponentining yuzasi uning ichki kritik yuzasiga yaqin bo'lgan yarim ajratilgan tizimlar tutilgan binarlarni tasniflashning barcha uchta usulining kombinatsiyasi bir ob'ekt uchun bir nechta turdagi belgilar guruhidan foydalanishni o'z ichiga oladi, ular slash bilan ajratiladi. , masalan: E/DM, EA /DS/RS, EB/WR, EW/KW va boshqalar.

Kuchli o'zgaruvchan rentgen nurlanishining ikki tomonlama optik o'zgaruvchan manbalarini yoping (X-manbalari)

X - yuqorida ko'rib chiqilgan o'zgaruvchan yulduzlar turlari bilan bog'liq bo'lmagan yoki hali tasniflanmagan kuchli o'zgaruvchan rentgen nurlanishining manbalari bo'lgan yaqin ikkilik tizimlar. Tizimning tarkibiy qismlaridan biri issiq ixcham ob'ektdir (oq mitti, neytron yulduzi va ehtimol qora tuynuk). Rentgen nurlari emissiyasi boshqa komponentdan oqib chiqadigan materiya ixcham ob'ektga yoki ushbu ob'ektni o'rab turgan akkretsiya diskiga tushganda sodir bo'ladi. O'z navbatida, ixcham ob'ektning sovuqroq sun'iy yo'ldoshi atmosferasiga kiradigan bu rentgen nurlanishi optik yuqori haroratli nurlanish (aks ettirish effekti) shaklida qayta chiqariladi va sun'iy yo'ldoshning tegishli qismining spektral sinfini hosil qiladi. yuzasi yoshroq. Bu kuchli rentgen nurlanishining manbalari bo'lgan yaqin binarlarda optik o'zgaruvchanlikning juda o'ziga xos rasmiga olib keladi. Ular quyida sanab o'tilgan turlarga bo'linadi.
XB - rentgen nurlari. 0,1 m V (V801 Ara, V926 Sco) amplitudasi bilan bir necha soniyadan o'n daqiqagacha davom etadigan rentgen va optik chaqnashlarni ko'rsatadigan ikkilik tizimlarni yoping.
XF - rentgen nurlarining (Cyg X-1 = V1357 Cyg) va optik (V821 Ara) nurlanishining o'nlab millisekundlar tartibidagi tsikli bilan tez tebranishlarini ko'rsatadigan rentgen nurlarining o'zgaruvchan tizimlari.
XI - rentgen nurlari noto'g'ri. Akkretsiya diski va dA-dM mitti bilan o'ralgan issiq ixcham ob'ektdan iborat ikkilik tizimlarni yoping; soatlar tartibining xarakterli vaqti va 1m V tartibidagi amplituda bilan yorqinlikning tartibsiz o'zgarishi bilan tavsiflanadi; orbital harakat (V818 Sco) tufayli davriy komponentni ustiga qo'yish mumkin.
XJ - rentgen va radio diapazonida, shuningdek spektrning ko'rinadigan hududida relativistik tezliklar bilan davriy siljishlarga ega bo'lgan emissiya komponentlari ko'rinishida namoyon bo'ladigan relativistik oqimlarning mavjudligi bilan tavsiflangan rentgen nurlari ikkiliklari (V1343 Aql). ).
XND rentgen nurlari bo'lib, issiq ixcham ob'ekt bilan bir qatorda G-M spektral sinfidagi mitti yoki subgigantni o'z ichiga oladi. Ba'zan qobiqni chiqarmasdan optik va rentgen to'lqin uzunligi diapazonlarida bir vaqtning o'zida yorqinligini 4-9 m V ga tezda oshiradigan tizimlar. Kasallikning davomiyligi bir necha oygacha (V616 Mon).
XNG rentgen nurlari bo'lib, ularning asosiy komponenti erta spektral sinfning supergiganti yoki giganti, hamrohligi esa issiq ixcham ob'ektdir. Asosiy komponent yonib ketganda, u tomonidan chiqarilgan massa ixcham ob'ektga tushadi va sezilarli kechikish bilan rentgen nurlanishining paydo bo'lishiga olib keladi. Amplitudalar l-2m V (V725 Tau) darajasida.
XP - pulsarli rentgen tizimlari; asosiy komponent odatda erta spektral sinfning ellipsoidal supergigantidir. Ko'zgu effekti juda kichik va yorqinlikning o'zgaruvchanligi asosan ellipsoidal asosiy komponentning aylanishiga bog'liq. Yorqinlikning o'zgarishi davrlari 1 dan 10 d gacha, tizimdagi pulsarning davri 1 soniyadan 100 minutgacha. Yorqinlikning o'zgarishi amplitudasi odatda kattalikning o'ndan bir necha qismidan oshmaydi (Vel X-1 = GP Vel).
XPR - aks ettirish effekti mavjudligi bilan tavsiflangan pulsarli rentgen tizimlari. Ular dB-dF spektral sinfining asosiy komponentidan va optik bo'lishi mumkin bo'lgan rentgen pulsaridan iborat. Asosiy komponent rentgen nurlanishiga duchor bo'lganda, rentgen nurlanishining past faolligi davrida tizimning o'rtacha yorqinligi maksimal bo'ladi;
minimal. Yorqinlik o'zgarishining umumiy amplitudasi 2-3 m V (HZ Her) ga yetishi mumkin.
XPRM - bu dK-dM mitti va kuchli magnit maydonga ega pulsardan tashkil topgan rentgen tizimlari. Moddaning ixcham ob'ektning magnit qutblariga to'planishi nurlanishning o'zgaruvchan chiziqli va doiraviy qutblanishining paydo bo'lishi bilan birga keladi; shuning uchun bu tizimlar ba'zan qutblar deb ataladi. Odatda yorqinlikning o'zgarishi amplitudasi 1 m V ga teng, lekin asosiy komponent rentgen nurlanishi bilan nurlanganda tizimning o'rtacha yorqinligi 3 m V ga oshishi mumkin. Yorqinlik o'zgarishining umumiy amplitudasi 4-ga yetishi mumkin. 5m V (AM Her, AN UMa).
Agar aylanuvchi issiq ixcham jismning magnit qutblarida paydo bo'ladigan yo'naltirilgan rentgen nurlanishi kuzatuvchining pozitsiyasini kesib o'tmasa va tizim pulsar sifatida qabul qilinmasa, rentgen tizimlarining turlari uchun yuqoridagi ramziy belgilardagi P harfi. yo'q. Agar rentgen tizimlari tutilish yoki ellipsoidal bo'lsa, ularning turini belgilashdan oldin E yoki ELL belgilari qo'yiladi, bu belgi + belgisi bilan birlashtiriladi (masalan, E+X yoki ELL + X).

O'zgaruvchan yulduzlar uchun olingan boshqa turdagi yulduzlar va kosmik ob'ektlar

BLLAC - BL Lizard tipidagi ekstragalaktik ob'ektlar (BL Lac). Juda zaif emissiya va yutilish chiziqlari va amplitudasi 3 m V va undan yuqori bo'lgan nisbatan tez tartibsiz yorqinlik o'zgarishi bilan deyarli uzluksiz spektr bilan tavsiflangan ixcham kvazi-yulduzli ob'ektlar. Spektrning optik va infraqizil hududlarida nurlanishning kuchli va o'zgaruvchan chiziqli polarizatsiyasini ko'rsatadigan kuchli rentgen va radio emissiya manbalari. O'zgaruvchan yulduzlar uchun noto'g'ri olingan va tegishli belgilar berilgan bunday ob'ektlarning oz sonli soni vaqti-vaqti bilan asosiy katalog jadvalida paydo bo'lishda davom etadi.
CSTlar doimiy yulduzlardir. Bir vaqtning o'zida ular o'zgaruvchan yorqinlikda gumon qilingan va ularga yakuniy belgi berishda shoshqaloqlik ko'rsatilgan. Keyingi kuzatuvlar ularning o'zgaruvchanligini tasdiqlamadi.
GALlar optik jihatdan o'zgaruvchan kvazi-yulduzli ekstragalaktik ob'ektlardir (faol galaktik yadrolar) o'zgaruvchan yulduzlar uchun noto'g'ri olingan.
L: - yorqinligi sekin o'zgarib turadigan o'rganilmagan o'zgaruvchan yulduzlar.
QSO'lar o'zgaruvchan yulduzlar bilan xato qilingan optik jihatdan o'zgaruvchan kvazi-yulduzli ekstragalaktik ob'ektlar (kvazarlar).
S: - yorqinligi tez o'zgarib turadigan o'rganilmagan o'zgaruvchan yulduzlar.
* - yuqorida tavsiflangan tasnifga mos kelmaydigan noyob o'zgaruvchan yulduzlar. Bu o'zgaruvchanlikning bir turidan ikkinchisiga qisqa muddatli o'tish bosqichlari yoki bu turlar evolyutsiyasining dastlabki va yakuniy bosqichlari yoki yorqinlik o'zgaruvchanligining kelajakdagi yangi turlarining etarlicha o'rganilmagan vakillari.
Agar o'zgaruvchan yulduz bir vaqtning o'zida yorqinlik o'zgaruvchanligining bir nechta turiga tegishli bo'lsa, bu turlar "Tur" ustunida + belgisi bilan birlashtiriladi (masalan, E+UG, UV+BY).
Yulduzlarning o'zgaruvchanligi jarayonlarini tushunishda sezilarli yutuqlarga qaramay, katalogda qabul qilingan tasnif mukammal emas. Bu, ayniqsa, portlovchi, simbiotik va novaga o'xshash o'zgaruvchilar, rentgen nurlari manbalari va o'ziga xos narsalarga tegishli. Mutaxassislarning tanqidiy mulohazalari va foydali maslahatlariga umid qilib, o‘zgaruvchan yulduzlar tasnifini aniqlashtirish ustida ishlashni davom ettiramiz.

Uzoq qadim zamonlarda odamlar ko'pincha yulduzlarga qarashgan. Faylasuflar va munajjimlar, ruhoniylar va donishmandlar bu sirli dunyoni o'rganishdi. Sizningcha, biz juda ko'p yulduz turkumlarini qanday bilamiz? Qadim zamonlarda ham odamlar yulduzli osmon deyarli o'zgarmasligini va yulduzlarning o'zlari porlashini o'zgartirmasligini payqashgan. Ota-bobolarimiz samoviy dunyo o'zgarmas, ammo bizning erdagi dunyomiz doimo o'zgarib turadi, deb ishonishgan. Shuning uchun bo'lsa kerak, barcha din va dunyoqarashdagi barcha xudolar osmonda yoki yulduz turkumlarida yashagan. Yulduz turkumlarida qudratli hayvonlar, afsonaviy qahramonlar, shohlar abadiylashtirildi. Ammo ba'zida "buzg'unchilar" paydo bo'ldi, bu juda yorqin yulduzlar bo'lib, ular to'satdan yonib, keyin ma'lum vaqtdan keyin g'oyib bo'ldi. Bular yangi yulduzlar edi. Va bu hodisa tez-tez emas edi. Va o'sha davr olimlari ularni haqiqiy emas deb atashgan. Qadimgi kunlarda yangilar deb atalgan narsa endi o'zgaruvchilarning ikkita muhim turidan biri sifatida tasniflanadi: yangi yoki o'ta yangi. 16-asrgacha. Olimlar boshqa o'zgaruvchan yulduzlarni bilishmagan. Biroq, Persey yulduzining nomi - Algol (arabcha - "iblis yulduzi") - qadimgi arablar tomonidan sezilgan (va bugungi kunda yaxshi ma'lum) o'zgaruvchanligi tufayli paydo bo'lganligi haqida afsonalar mavjud.

1596 yilda nemis astronomi Devid Fabritsius Ketus yulduz turkumida 2-kattalikdagi yangi yulduzni topdi. Bir muddat kuzatib turdi-da, har doimgidek yangisi izsiz g‘oyib bo‘ldi. Ammo kutilmaganda, 1609 yilda Fabrisius uni yana osmonda topdi! O'zgaruvchan yulduz birinchi marta shunday kashf etilgan, bu uning yorqinligini sezilarli darajada o'zgartirgan: ba'zida u oddiy ko'zga ko'rinmas bo'lib qoldi, gohida yana yonib ketdi, lekin abadiy g'oyib bo'lmadi. Qizig'i shundaki, Fabritsiusning ikkita kashfiyoti oralig'ida, 1603 yilda bu yulduzni boshqa nemis astronomi, osmonning birinchi to'liq yulduz atlasi muallifi Iogann Bayer kuzatgan. U o'zgaruvchanlikni sezmadi, lekin yulduzni atlas xaritasiga Omicron Ceti nomi bilan qo'ydi. Uning boshqa nomi Mira Whale yoki oddiygina Mira (lotincha "ajoyib").

Shunday qilib, o'zgaruvchan yulduzlar- bular yorqinligi o'zgarib turadigan yulduzlardir, hozirgacha astronomlar yulduzni ma'lum bir sinfga tasniflash uchun yorqinlikning minimal o'zgarishi etarli ekanligi haqida bir fikrga kelishmagan. Shuning uchun, o'zgaruvchan yulduzlar kataloglari yorqinligidagi juda kichik tebranishlar ham ishonchli tarzda aniqlangan barcha yulduzlarni o'z ichiga oladi. Hozir bizning Galaktikamizda bir necha o'n minglab o'zgaruvchan yulduzlar ma'lum (e'tiborga loyiqki, ularning 10 mingga yaqinini bir kishi - nemis astronomi Kuno Xofmeister kashf etgan) va zamonaviy aniq kuzatish usullari tufayli bu raqam juda tez o'sib bormoqda. Boshqa galaktikalarda topilgan o'zgaruvchan yulduzlar soni o'n minglabga etadi.
O'zgaruvchan yulduzlarning asosiy turlari

O'zgaruvchan yulduzlar massasi, hajmi, yoshi, o'zgaruvchanlik sabablari bilan farqlanadi va bir nechta katta guruhlarga bo'linadi. Ulardan biri - pulsatsiyalanuvchi yulduzlar, uning yorqinligi o'lchamdagi o'zgarishlar tufayli o'zgaradi. Yulduzlar ularga tegishli Mira kabi, yoki dunyolar, o'rtacha bir necha oydan bir yarim yilgacha bo'lgan davrlar bilan yorqinligini bir necha magnitudaga o'zgartiradigan qizil gigantlardir. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar orasida juda qiziq Sefeidlar, ushbu turdagi birinchi ochiq o'zgaruvchilardan biri - Cepheus nomi bilan atalgan. Sefeidlar- bular yuqori yorug'lik va o'rtacha haroratli yulduzlar (sariq supergigantlar). Evolyutsiya jarayonida ular ma'lum bir chuqurlikda maxsus tuzilishga ega bo'ldilar, chuqurlikdan keladigan energiyani to'playdigan va keyin uni yana chiqaradigan qatlam paydo bo'ldi. Yulduz vaqti-vaqti bilan qisqaradi, qiziydi va kengayadi, soviydi. Shuning uchun nurlanish energiyasi yulduz gazi tomonidan so‘riladi, uni ionlashtiradi yoki gaz sovishi bilan ionlar elektronlarni tutib, yorug‘lik kvantlarini chiqaradiganida yana chiqariladi. Natijada, Sefeidning yorqinligi, qoida tariqasida, bir necha kunlik davr bilan bir necha marta o'zgaradi. Sefeid pulsatsiyalarining fizikasi birinchi marta 50-yillarda muvaffaqiyatli tushuntirilgan. Sovet olimi S. A. Jevakin.

Sefeidlar astronomiyada alohida o'rin tutadi. 1908 yilda amerikalik astronom Genrietta Leavitt, yaqin atrofdagi galaktikalardan biri - Kichik Magellan bulutida sefeidlarni o'rgangan, bu yulduzlar yorqinligi o'zgarishi davri qanchalik uzoq bo'lsa, shunchalik yorqinroq bo'lishini payqadi. Kichik Magellan bulutining o'lchami uning masofasiga nisbatan kichik, ya'ni ko'rinadigan yorqinlikdagi farqlar yorqinlikdagi farqlarni aks ettiradi. Leavitt tomonidan aniqlangan davr-yorqinlik munosabatlari tufayli har bir Sefeidgacha bo'lgan masofani uning o'rtacha yorqinligi va o'zgaruvchanlik davrini o'lchash orqali hisoblash oson. Va supergigantlar aniq ko'rinadiganligi sababli, sefeidlar ular kuzatilgan nisbatan uzoq galaktikalargacha bo'lgan masofani aniqlash uchun ishlatilishi mumkin. Sefeidlarning alohida roli uchun ikkinchi sabab bor. 60-yillarda Sovet astronomi Yuriy Nikolaevich Efremov Sefeid davri qanchalik uzoq bo'lsa, bu yulduz yoshroq ekanligini aniqladi. Davr-yosh munosabatlaridan foydalanib, har bir Sefeidning yoshini aniqlash qiyin emas. Astronomlar maksimal davrlarga ega yulduzlarni tanlab, ular mansub yulduz guruhlarini o‘rganish orqali Galaktikadagi eng yosh tuzilmalarni o‘rganmoqda.

Sefeidlar, boshqa pulsatsiyalanuvchi yulduzlarga qaraganda, davriy o'zgaruvchilar nomiga loyiqdir. Yorqinlikning har bir keyingi aylanishi odatda oldingisini juda aniq takrorlaydi. Biroq, istisnolar mavjud, ularning eng mashhuri Shimoliy Yulduzdir. U Sefeidlarga tegishli ekanligi uzoq vaqtdan beri aniqlangan, garchi u o'zining yorqinligini juda ahamiyatsiz chegaralarda o'zgartirsa ham. Ammo so'nggi o'n yilliklarda bu tebranishlar so'na boshladi va 90-yillarning o'rtalariga kelib. Shimoliy yulduz deyarli pulsatsiyani to'xtatdi. Bu abadiy bo'ladimi - kelajak ko'rsatadi.

Sefeidlar va Miraslardan tashqari, pulsatsiyalanuvchi yulduzlarning boshqa ko'plab turlari mavjud. Ulardan ba'zilari, sefeidlardan farqli o'laroq, yulduzlar populyatsiyasining eng qadimgi vakillariga tegishli. Shunday qilib, pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilar RR Lyra turi 12 milliard yildan ortiq bo'lgan globulyar yulduz klasterlarida ko'p uchraydi.

Pulsatsiyalanuvchi yulduz ma'lum ma'noda tebranuvchi prujina mayatnikiga o'xshaydi: buloqning qattiqligining analogi yulduz materiyasining o'rtacha zichligi. Yulduzlar rivojlanadi: ularning o'lchamlari o'zgaradi va shuning uchun ularning o'rtacha zichligi o'zgaradi. Bularning barchasi "yulduzli bahor" ning tebranish chastotasida aks etadi. Pulsatsiyalanuvchi yulduzning yorqinligini tizimli ravishda o'lchash orqali tebranish davrini yuqori aniqlik bilan aniqlash qiyin emas. Davrni o'zgartirib, yulduz qaysi bosqichdan o'tayotganini tushunishingiz mumkin.

Astrofiziklarning diqqatini nafaqat pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilar emas. Shunday deb ataladi portlovchi(yoki kataklizm) yulduzlar qo‘shaloq yulduz sistemasidagi murakkab jarayonlarga misol bo‘la oladi, bunda komponentlar orasidagi masofa ularning o‘lchamlaridan unchalik katta emas. Komponentlarning o'zaro ta'siri natijasida kamroq zichlikdagi yulduzning sirt qatlamlaridan materiya boshqa yulduzga oqib chiqa boshlaydi. Ko'pgina portlovchi o'zgaruvchilarda gaz oqadigan yulduz oq mitti. Agar uning yuzasida juda ko'p moddalar to'plansa va termoyadroviy reaktsiyalar to'satdan boshlansa, unda nova epidemiyasi kuzatiladi. Spektrning ko'rinadigan hududida yorqinlik kamida 6 magnitudaga, ba'zan esa undan ham ko'proq (1975 yilda alangalangan nova V 1500 Cygni yorqinligini taxminan 19 magnitudaga oshirdi!). Yangi epidemiyaning umumiy davomiyligi taxminan bir yil yoki undan ko'proq.

Ammo bunday zo'ravon jarayonlarsiz ham, yaqin ikkilik tizim qiziqarli o'zgaruvchan yulduz bo'lishi mumkin. Oqayotgan modda darhol oq mitti yuzasiga tushmaydi. Agar u kuchli magnit maydonga ega bo'lmasa, gaz oq mitti atrofida disk hosil qiladi. Ushbu disk beqaror, buning natijasida yulduz yangilariga qaraganda kichikroq miqyosda va ancha qisqaroq (odatda olovdan so'nishgacha bir necha kun) chaqnashlarga duch kelishi mumkin. Bunday o'zgaruvchilar deyiladi mitti novalar yoki U tipidagi o'zgaruvchilar egizaklar. Agar oq mitti kuchli magnit maydonga ega bo'lsa, materiya qutblar mintaqasidagi yulduzga tushadi va o'zgaruvchanlik tabiati yanada murakkablashadi.

Tashqi ko'rinishidan nova epidemiyasiga o'xshash bo'lsa-da, o'ta yangi yulduz hodisasi butunlay boshqacha tabiatga ega: bu, ehtimol, yulduz hayotining so'nggi bosqichlaridan biri bo'lib, u halokatli tarzda qisqaradi va termoyadro energiyasining asosiy manbalarini yo'qotadi.

Agar nova yoki mitti novalar kabi ikkilik tizimda oq mitti o'rniga neytron yulduzi yoki qora tuynuk bo'lsa, tizim o'zgaruvchan yulduz sifatida ham kuzatilishi mumkin va shu bilan birga u kuchli rentgen nurlanish manbai bo'ladi. . Yangi rentgen nurlari manbasini topib, astronomlar ko'pincha osmonning xuddi shu hududida optik o'zgaruvchan yulduzni topadilar va keyin ular rentgen nurlarini chiqaradigan bu o'zgaruvchan yulduz ekanligini isbotlay oladilar. O'zgaruvchan yulduzlar tizimidagi oq mittilar, neytron yulduzlar va qora tuynuklarni o'rganish orqali astrofiziklar fizika laboratoriyasida qayta ishlab bo'lmaydigan holatlardagi moddalarni o'rganadilar.

O'zgaruvchilarning maxsus guruhi yulduzlararo gaz kontsentratsiyasi zonalarida nisbatan yaqinda (kosmik miqyosda) shakllangan eng yosh yulduzlardir. Bunday yulduzlar birinchi marta 19-asrda kashf etilgan. Rus astronomi Otto Vasilyevich Struve Orion tumanligi atrofidagi ulkan majmuada, shuning uchun ular shunday deb atala boshlandi. Orion o'zgaruvchilari. Ular ko'pincha chaqiriladi T Tauri o'zgaruvchilari, ma'lum yosh o'zgaruvchan yulduzlardan biriga ko'ra. Orion o'zgaruvchilari ko'pincha yorqinlikni tasodifiy tarzda o'zgartiradi, lekin ba'zida ular o'z o'qi atrofida aylanish bilan bog'liq davriylik belgilarini ham ko'rsatadi.

Biz qiziq yulduzlarga mansub ikki-uch o'nlab yulduzlarni bilamiz Shimoliy tojning R turi, uning xarakterli xususiyati, majoziy ma'noda, "teskari miltillashlar". Ushbu turdagi o'zgaruvchilarga o'z nomini beradigan yulduz ba'zan birdaniga birdaniga bir necha (sakkizgacha) magnitudaga tushadi va keyin asta-sekin, haftalar yoki hatto oylar davomida yorqinligini tiklaydi. Bunday yulduzlarning atmosferasi g'ayrioddiy kimyoviy tarkibga ega: ularda koinotdagi eng keng tarqalgan element - vodorod deyarli yo'q, lekin juda ko'p geliy va uglerodga ega. Uglerod yulduz yuzasidan oqib chiqadigan material oqimlarida kondensatsiyalanib, nurlanishni yutuvchi kuyik hosil qiladi, deb taxmin qilinadi. Shimoliy Koronadagi ba'zi R tipidagi yulduzlar ham o'nlab kunlik davrlarga ega pulsatsiyalarga ega.

Yuqorida tavsiflangan o'zgaruvchan yulduzlar ichki yoki sirtdagi murakkab jismoniy jarayonlar natijasida yoki yaqin ikkilik tizimlardagi o'zaro ta'sirlar natijasida yorqinligini o'zgartiradi. Bu jismoniy o'zgaruvchilar yulduzlar (albatta, ularning barcha navlari bu erda hisobga olinmaydi). Biroq, o'zgaruvchanligi sof geometrik effektlar bilan izohlanadigan ko'plab yulduzlar topildi. Minglab ma'lum tutilish o'zgaruvchilari ikkilik tizimlardagi yulduzlar. Ularning tarkibiy qismlari o'z orbitalari bo'ylab harakatlanib, ba'zan birin-ketin keladi. Eng mashhur tutilgan o'zgaruvchan yulduz - Algol. Ushbu tizimda komponentlar bir-biriga juda yaqin emas, shuning uchun ularning shakli o'zaro ta'sirida biroz buziladi - ular deyarli sharsimondir. Algol kabi o'zgaruvchilar yorug'likda tutilish sodir bo'lgunga qadar deyarli o'zgarmaydi. Bunday o'zgaruvchanlikni aniqlash oson emas, chunki tutilishning davomiyligi odatda yulduz yorqinligi doimiy bo'lgan vaqt oralig'iga nisbatan qisqa. Ammo boshqa tutilish o'zgaruvchilari ham mavjud. Ularning tarkibiy qismlari cho'zilgan ellipsoidlar shakliga ega - ularning har birining tortishishi qo'shnisiga shunchalik kuchli ta'sir qiladi. Bunday jismlarning orbital aylanish jarayonida yorqinligi doimiy ravishda o'zgarib turadi va tutilish qaysi daqiqada boshlanishini aniqlash juda qiyin.

Yulduz yuzasida qorong'u yoki engil dog'lar mavjudligi sababli yorqinlik ham mos kelmasligi mumkin. Yulduz o'z o'qi atrofida aylanib, yorug'roq yoki qorong'i tomoni bilan erdagi kuzatuvchiga aylanadi. Ba'zi sovuq mitti yulduzlarda quyoshnikiga o'xshash dog'lar bor, lekin ular diskning katta qismini egallaganligi sababli aylanish o'zgaruvchanligi sezilarli bo'ladi.

Quyosh dog'lari kichikdir. Agar siz Quyoshni yulduz kabi uzoqdan kuzatsangiz, uning o'zgaruvchanligi sezilmaydi. Uni Yerdan aniqlash yanada qiyin - Quyosh juda yorqin. Biroq, odamlar uchun Quyosh sayyoramizdagi hayot bog'liq bo'lgan eng muhim yulduzdir va shuning uchun unga alohida e'tibor beriladi. Kosmik kemalarda olib borilgan maxsus tadqiqotlar shuni ko'rsatdiki, haqiqatan ham quyosh diskidan katta dog'lar o'tganda, Yerga yorug'lik biroz kamroq tushadi. Shunday qilib, Quyosh zaif deb hisoblanishi mumkin nuqtali o'zgaruvchi Yulduz. Quyosh faolligining o'n bir yillik tsikliga teng bo'lgan davrda Quyoshning ozgina o'zgaruvchanligi ham kuzatiladi.

Ko'pincha geometrik o'zgaruvchanlik jismoniy o'zgaruvchanlik bilan birlashtiriladi. Shunday qilib, ko'plab qizil mittilar dog'li o'zgaruvchilardir va ayni paytda jismoniy o'zgaruvchilarning eng keng tarqalgan turlaridan biriga kiradi - miltillovchi yulduzlarga. Bunday yulduzlarning chaqnashlari quyosh chaqnashlarining ba'zi turlariga o'xshaydi, faqat kuchliroqdir. Ba'zan bir necha daqiqa davom etadigan chaqnash paytida yulduzning yorqinligi bir necha magnitudaga oshadi. (Esingizda bo'lsin, bir kattalikdagi farq yorug'likning taxminan 2,5 marta farqlanishini anglatadi.) Agar quyosh chaqnashlari paytida Yerga odatdagidan ikki baravar ko'p yorug'lik tushsa nima bo'lishini tasavvur qiling!

Quyosh tizimining kichik sayyoralari tomonidan mikrolinzalar yoki tutilishlar tufayli yorqinligi o'zgarib turadigan yulduzlar, ya'ni yulduzning o'zida jarayonlar bilan bog'liq bo'lmagan hodisalar o'zgaruvchan hisoblanmaydi.

O'zgaruvchan yulduzlarni havaskor kuzatishlari

Zamonaviy ilmiy tadqiqot usullari juda murakkab bo'lib, ulardan to'g'ri foydalanish ko'p yillik maxsus tayyorgarlikni talab qiladi. Busiz yangi fizik nazariyani yaratish yoki tajribani to'g'ri o'tkazish mumkin emas. Fan deyarli yuz foiz professionalga aylandi. Biroq, o'zgaruvchan yulduzlarni o'rganish sohasida hozir ham, 21-asrda, havaskor astronomlar uchun keng faoliyat maydoni mavjud. Professional astronomlar hali o'n minglab o'zgaruvchan yulduzlarning har birini o'z ko'rish sohasida ushlab turishga qodir emas. Bunday imkoniyat, ehtimol, kuchli kompyuterlarda ma'lumotlarni tezkor qayta ishlash bilan butun yulduzli osmonni avtomatik kuzatish tashkil etilgandan keyingina paydo bo'ladi. Shu bilan birga, havaskor astronomlar (ularning ko'pchiligi assotsiatsiyalarda birlashgan) ko'plab o'zgaruvchan yulduzlarni, asosan yorqinligini kuzatadilar va astronomik ilmiy muassasalarga ularning yorqinligi o'zgarishi haqida qimmatli ma'lumotlarni taqdim etadilar.

Uyushma professional astronomik muassasalar bilan samarali hamkorlik qiladi. Masalan, astronomlar uning a'zolariga ma'lum bir mitti nova qachon yonib ketishini kuzatishni buyurdilar, shunda ular bu haqda xabar olgach, darhol katta teleskoplar yordamida kuzatishni boshlashlari mumkin edi. Havaskor astronomlarning o'nlab yillar davomida olib borgan Mira Ceti kabi o'zgaruvchilarni kuzatishdagi hissasi bebahodir. Natijalar Amerika o'zgaruvchan yulduz kuzatuvchilari assotsiatsiyasi va boshqa shunga o'xshash assotsiatsiyalarning nashrlarida chop etilgan.

Ko'pincha havaskor astronomlar yangi yulduzlarning portlashini birinchi bo'lib payqashadi. Bu erda yaqinda eng katta muvaffaqiyat assotsiatsiyaga birlashgan yapon kuzatuvchilari hissasiga to'g'ri keldi. Elektron pochtadan foydalanib, ular doimiy aloqada bo'lishadi, bir-birlariga mumkin bo'lgan kashfiyotlarni tekshirishga yordam berishadi va mutaxassislarni tezda xabardor qilishadi. Avstraliyalik protestant ruhoniysi R.Evans esa ko'p sonli yaqin atrofdagi galaktikalar ko'rinishini eslab qolishga muvaffaq bo'ldi, shunda teleskopni ularga qaratib, (hatto yulduzlar jadvali yordamisiz) o'ta yangi yulduzlar bor-yo'qligini tekshirishi mumkin edi. bu galaktikalarda paydo bo'lgan edi. Shunday qilib, u o'nlab o'ta yangi yulduzlarni kashf etishga muvaffaq bo'ldi.

O'zgaruvchan yulduzlarni havaskor kuzatishlar Rossiyada ham, Ukrainada ham o'tkaziladi, ularda o'zlarining havaskorlar uyushmalari mavjud (ba'zi yurtdoshlarimiz Amerika o'zgaruvchan yulduz kuzatuvchilari uyushmasi ishida ham qatnashadilar). Ular eng qiziqarli natijalarni ushbu masalalar bilan shug'ullanadigan institutlarga xabar qiladilar.

Men "astronomik ma'lumotnoma" maqolalar seriyasini davom ettiraman. Va bugun men bo'limdagi maqolalarni o'qishda sizga foydali bo'lgan yana bir muhim mavzuni ko'rib chiqaman - o'zgaruvchan yulduzlar. Vaqt o'tishi bilan yulduzlar yorqinligini o'zgartirishi mumkin (bunday yulduzlar o'zgaruvchan deb ataladi); O'zgaruvchan yulduzlar yulduzning holatidagi jismoniy o'zgarishlar, shuningdek, tutilishlar tufayli o'zlarining yorqinligini o'zgartiradilar, agar biz ikkilik (ko'p) tizimlar haqida gapiradigan bo'lsak - bular tutilgan o'zgaruvchan yulduzlardir.

Jismoniy o'zgaruvchan yulduzlarning quyidagi turlari mavjud:

pulsatsiyalanuvchi- yorqinlikning uzluksiz va silliq o'zgarishi bilan tavsiflanadi: Sefeidlar, Miras, RR Lyrae tipidagi, tartibsiz, yarim muntazam;
portlovchi- portlovchi (otilish) xarakterdagi jarayonlar natijasida yuzaga keladigan yorqinlikning tartibsiz, tez va kuchli o'zgarishi bilan tavsiflanadi: yangi yulduzlar, o'ta yangi yulduzlar.

O'zgaruvchan yulduzlar maxsus belgilarga ega. Har bir yulduz turkumidagi bu yulduzlar lotin alifbosidagi harflar ketma-ketligi bilan belgilanadi: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, …, AZ, QQ, …, QZ mos yulduz turkumi nomi qoʻshilgan holda (RR Lyr). Shunday qilib, har bir yulduz turkumidagi 334 ta o'zgaruvchan yulduzni belgilash mumkin. Agar raqam 334 dan oshsa, keyingilari V 335, V 336 va boshqalar bilan belgilanadi.

Tutilayotgan o'zgaruvchan yulduzlar

Tutilayotgan o'zgaruvchan yulduzlar- eng kuchli teleskoplarda ham ajratib bo'lmaydigan yaqin juft yulduzlar, Yerdan kuzatuvchi uchun tizimning bir komponentining ikkinchisi tomonidan davriy tutilishi tufayli ko'rinadigan kattalik o'zgaradi. Yorqinligi yuqori bo'lgan yulduz asosiy hisoblanadi, yorug'ligi past bo'lgan yulduz yo'ldoshdir. Eng mashhur misollar: b Perseus (Algol) va b Lyrae.

Bir yulduzning boshqa yulduz bilan qoplanishi tufayli umumiy kattalik vaqti-vaqti bilan o'zgarib turadi.

Yorug'lik egri- yulduzning nurlanish oqimining vaqt funktsiyasi sifatida o'zgarishini tasvirlaydigan grafik. Yulduz o'zining maksimal yorqinligida bo'lsa, shunday bo'ladi maksimal davr, minimal (yoki maksimal) - minimal davr. Maksimal va minimal yulduz kattaliklari orasidagi farq deyiladi amplituda, va ikki maksimal (minimal) orasidagi vaqt oralig'i o'zgaruvchanlik davri.

Yulduz nurlanish oqimining vaqt o'tishi bilan o'zgarishi grafigi

Grafik ma'lumotlariga asoslanib, siz komponentlarning nisbiy o'lchamlarini aniqlashingiz va ularning shakli haqida umumiy tasavvurga ega bo'lishingiz mumkin. Grafikdagi minimal qiymatlar (vodiylar) qaysi yulduz uning tarkibiy qismiga to'g'ri kelishiga qarab kattalikda farq qilishi mumkin: asosiy sun'iy yo'ldosh yoki asosiy sun'iy yo'ldosh.

Bugungi kunda har xil turdagi 4000 ga yaqin tutilgan yulduzlar ma'lum. Astronomlarga ma'lum bo'lgan yulduzlarning aylanish davrining minimal davri bir soatdan ozroq, maksimali 57 yil.

Jismoniy o'zgaruvchan yulduzlar

Sefeidlar

Sefeidlar - pulsatsiyalanuvchi gigantlar F va G, ular d (delta) Sefey yulduzi nomi bilan atalgan. Pulsatsiya davri 1,5 dan 50 kungacha. Sefeid yorqinligining amplitudasi (maksimal va minimal o'rtasidagi farq) 1,5 m ga yetishi mumkin. Sefeidlarning odatiy vakili Shimoliy Yulduzdir.

Yorqinlik o'zgarganda, fotosferaning harorati, rang indekslari va fotosfera radiusi o'zgaradi. Yulduzning pulsatsiyasi yulduz tashqi qatlamlarining shaffofligi ichki qatlamlardan keladigan nurlanishning bir qismini to'sib qo'yganda sodir bo'ladi. Bu geliy moddasiga bog'liq bo'lib, avval ionlashadi, keyin esa soviydi va rekombinatsiyalanadi.

Yorqinlik grafigi o'zgarishlar ē Aql (eta Aquila) va d Cep (delta Cephei)

Bizning Somon yo'li galaktikamizda bugungi kunda 700 dan ortiq sefeidlar mavjud.

O'z navbatida, sefeidlar yana 3 guruhga bo'lingan:

Delta sefeidlari (Cd) klassik sefeidlardir.
W Virgo (CW) Sefeidlar galaktika tekisligida joylashmagan. Odatda . Qizig'i shundaki, ular maksimal va minimal yorug'lik orasidagi intervallarda maksimal haroratga erishadilar.
Zeta sefeidlari (CŶ) past amplitudali sefeidlardir. Ular nosimmetrik yorug'lik egri chiziqlariga ega.

RR Lyrae yulduzlari

Alohida turga bu turdagi yulduzlar kiradi RR Lira. Bu A spektral sinfining gigantlari. Bu yulduzlar uchun o'zgaruvchanlik davri 0,2 - 1,2 kun. Ular yorqinlikni juda tez o'zgartiradilar, amplituda bir kattalikka etadi. Yorqinlik o'zgarishi bilan rang indeksi o'zgaradi, bu fotosfera haroratining o'zgarishi bilan bog'liq. Maksimalda yulduz porlaydi (oq rangga aylanadi), ya'ni. Havo qizib bormoqda. Yulduzning radiusi (radial tezliklar) ham o'zgaradi.

Ushbu turdagi yulduzlarning katta qismi globulyar yulduz klasterlarida to'plangan. Quyida (spektr-yorqinlik) Sefeidlar va RR Lyrae yulduzlarining taxminiy joylashuvi ko'rsatilgan:

Rasm Vikipediyadan olingan

Miridlar

Miridlar boshqacha nomlanadi uzoq davrli oʻzgaruvchan yulduzlar. Bular ō (omega) Ceti tipidagi yulduzlar. Yorqinlik o'zgarishining amplitudasi 10 (!) Kattalikka etadi. O'zgaruvchanlik davri juda katta farq qiladi va 90 - 730 kun oralig'ida yotadi.

Miras M spektral sinfini o'z ichiga oladi (va qo'shimcha S va N - hatto sovuqroq).

Yorqinlikning o'zgaruvchanligi harorat o'zgarishi tufayli yuzaga keladi. Miraslar spektrlarida emissiya chiziqlari paydo bo'ladigan yulduzlarni o'z ichiga oladi.

Noto'g'ri o'zgaruvchilar

Bu yorqinligida oldindan aytib bo'lmaydigan o'zgarishlarni ko'rsatadigan yulduzlardir. Ularni kuzatish qiyin va ularning xususiyatlarini aniqlash uchun ko'proq vaqt talab etiladi. Bu turdagi yulduzlarning vakili m (mu) Sefeydir.

Yorqinlik o'zgarishining amplitudasi bir kattalikdan oshmaydi. Maksimal yoki minimal momentlarni formulalar bilan aniqlash mumkin emas yoki ularning chastotasini hisoblash mumkin. Yorug'lik egri chizig'i 4500 kungacha bo'lgan davrga ega bo'lishi mumkin. Astronomiya kitobida men m Sefey yulduzining grafigini topdim, uning yorqinligi 1916 yildan 1928 yilgacha hisoblangan:

Agar tsiklning o'rtacha qiymatini aniqlash mumkin bo'lsa va ba'zi davriylik kuzatilsa, ular chaqiriladi yarim muntazam, aks holda - noto'g'ri.

Eruptiv o'zgaruvchilar

Har xil turdagi materiyaning otilishi (otilishi) bilan izohlanadigan takroriy chaqnashlar shaklida o'zgaruvchanligini ko'rsatadigan o'zgaruvchan mitti yulduz deyiladi. portlovchi o'zgaruvchan. Otiladigan yulduzlar yosh yoki qari bo'lishi mumkin.

Yosh yulduzlar

Gravitatsion siqilish jarayonini tugatmagan yulduzlar deyiladi yosh. Masalan, T Taurus. Yosh yulduzlarga spektrda emissiya chiziqlari bo'lgan F va G spektral sinflarining mittilari kiradi. Ko'plab yosh yulduzlarni faol yulduz shakllanishi sodir bo'lgan Orion tumanligida (Orion yulduz turkumida) topish mumkin. Bunday yulduzlarda o'zgarishlar naqshini o'rnatish mumkin emas. Yorqinlik o'zgarishining amplitudasi 3 m ga yetishi mumkin.

Xaotik o'zgaruvchanlik yosh yulduzlar atrofida kichik yorqin tumanliklar kuzatilishi bilan izohlanadi, bu esa keng gazsimon konvertlarning mavjudligini ko'rsatadi.

Alohida ajrating UV Ceti tipidagi chaqnaydigan yulduzlar. Bular K va M spektral sinflarining mittilaridir. Ular alangalanish vaqtida yorqinlikning juda tez ortishi bilan ajralib turadi. Bir daqiqadan kamroq vaqt ichida radiatsiya oqimi bir necha marta oshishi mumkin. Biroq, chaqnashlari uzoq vaqt davom etadigan, bir necha daqiqadan oshib ketadigan katta yulduzlar guruhi mavjud. Pleiades klasterida barcha yulduzlar shunday yulduzlarga tegishli.

Bugungi kunga qadar yorug'ligi past bo'lgan va Quyoshdan qisqa masofada kuzatilishi mumkin bo'lgan atigi 80 ga yaqin alangali yulduzlar topilgan.

Umuman olganda, siz bilishingiz va tushunishingiz kerak bo'lgan hamma narsa o'zgaruvchan yulduzlar. Va endi, o'zgaruvchan yulduz turining tushunarsiz nomlari yoki belgilariga duch kelganingizda, nima ekanligini bilish uchun har doim ushbu maqolaga murojaat qilishingiz mumkin.

Ushbu muhim mavzuni o'qishga vaqt ajratganingiz uchun tashakkur. Agar sizda savollar bo'lsa, sharhlarda yozishdan tortinmang, biz buni birgalikda hal qilamiz.

shakllanayotgan yoki evolyutsiyaning dastlabki bosqichida bo'lgan yulduzlardir. Bularga yorqinligida tartibsiz o'zgarishlarni ko'rsatadigan va ko'pincha chang va gaz bulutlari bilan qoplangan T Tauri yulduzlari kiradi.

Hubble-Sandage o'zgaruvchilari,

tartibsiz emissiyali yuqori yorqinlikdagi massiv yulduzlar. Bu guruhga bizning va qo'shni galaktikalardagi maksimal yorqinlikdagi yulduzlar kiradi. Bunday yulduzlarning yoshi atigi bir necha million yilni tashkil etadi va ularning massalari 60 dan 200 quyosh massasiga teng. Bizning Galaktikada bunday yulduzlar P Cygni va h Karina, yulduz shamoli shaklida massasini intensiv ravishda yo'qotadi.

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilar

vaqti-vaqti bilan kengayib, qisqaradi va ularning porlashi bir vaqtning o'zida ortadi va kamayadi. Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilar orasida eng mashhuri Tsefeidlar bo'lib, ularning prototipi yulduzi nomi bilan atalgan. d Kefey. Klassik Sefeidning sirt qatlamining rangi, yorqinligi va harakat tezligining o'zgarishi ma'lum bir davr bilan sodir bo'ladi. Bu davr qancha uzoq bo'lsa, yulduzning o'rtacha yorqinligi shunchalik katta bo'ladi. Yulduzning ko'rinadigan yorqinligi unga bo'lgan masofaning kvadratiga teskari mutanosib ravishda o'zgarganligi sababli, Sefeidning yorqinligini o'lchash va uning davri bo'yicha yorqinligini aniqlash orqali unga masofani hisoblash mumkin. Klassik sefeidlarning massalari 5 quyosh massasi va yoshi bir necha milliondan 100 million yilgacha.

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar turi b Cepheus, ehtimol, ularning hajmini emas, balki shaklini ham o'zgartiradi. Ular Quyoshdan ancha yoshroq.

Ba'zi pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar juda qadimgi: ularning yoshi 15 milliard yilga etadi va ularning massasi 0,6 dan 2 quyosh massasigacha. Misol uchun, bu RR Lyrae tipidagi o'zgaruvchilardir, davrlar bir kundan kamroq va yorug'liklari 50 dan 100 quyoshgacha. Bu shuningdek, globulyar klasterlarda topilgan Galaktikaning eski populyatsiyasining sefeidlarini (V Virgo tipidagi o'zgaruvchilar) o'z ichiga oladi. Ularning davrlarini klassik sefeidlarniki bilan solishtirish mumkin, garchi ularning yorqinligi sezilarli darajada zaifroq va ular biroz boshqacha harakat qilishadi. Bu turdagi yulduzlar, ehtimol, ushbu guruhga tegishli d Ko'pincha "mitti sefeidlar" deb ataladigan Scuti. Sm. YULDUZLAR.

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilarning to'rtinchi guruhi keng konvertli sovuq eski yulduzlardan iborat. Ushbu guruhga Miras kiradi - Mira Ceti kabi yarim muntazam va uzoq muddatli o'zgaruvchilar. Yarim muntazam yulduzlar massasi 8 dan 40 gacha quyosh massasiga ega supergigantlardir. Evolyutsiyaning oxirgi bosqichida ular Betelgeuse va Antares misollarida ko'rinib turganidek, tartibsiz pulsatsiyalarni namoyon qiladi. Mirasning odatdagi davrlari 200 dan 450 kungacha, yorqinligi esa 10 000 quyoshga etadi; ularning massa diapazoni 0,8 dan 3 quyoshgacha. Ularning pulsatsiyalari dinamikasi zarba to'lqinlarining rivojlanishi bilan murakkablashadi. Miras o'zgaruvchan OH/IR bilan uzluksiz ketma-ketlikni hosil qiladi, ularning spektrlarida gidroksil (OH) emissiya chiziqlari ko'rinadi va yulduzlarning o'zi shunchalik sovuqki, ular asosan infraqizil (IR) da chiqaradilar. Bular gaz va changning ulkan qobiqlari bilan o'ralgan o'layotgan yulduzlardir.

O'zgaruvchan o'zgaruvchilar.

Oq mitti va yaqin hamrohdan tashkil topgan eng mashhur tizimlar klassik novalar, mitti novalar va simbiotik o'zgaruvchilardir. Klassik yangilarning porlashi million marta ko'payishi va keyin tezda yo'qolishi mumkin. Mitti novalar yorqinligini 6 dan 200 martagacha oshiradi va zaiflashuv 10 dan yuzlab kunlar oralig'ida sodir bo'ladi. Simbiotik yulduz - bu sovuq qizil yulduzdan va uning kichik, issiq sherigidan tashkil topgan tizim bo'lib, butun tizim ionlangan gaz buluti bilan qoplangan.

O'ta yangi yulduzlar.

Eng ajoyib o'zgaruvchan yulduzlar o'ta yangi yulduzlar hisoblanadi, ular portlash paytida butun galaktikadan yorqinroq bo'ladi. O'ta yangi yulduzlarning portlashlari bizning Galaktikada nisbatan yaqinda kuzatilgan: 1054 yilda Qisqichbaqa tumanligi paydo bo'lgan portlash; Supernova Tycho (1572); Keplerning o'ta yangi yulduzi (1604). Bu yulduzni deyarli butunlay yo'q qiladigan kuchli portlashlar. O'ta yangi yulduzlarning ikki turi mavjud. I turdagi o'ta yangi yulduzlar yosh yulduzlardan mahrum bo'lgan yulduz tizimlarida (elliptik galaktikalarda) kuzatiladi va ularning maksimal yorqinligi 6H 10 9 quyoshga etadi. Bu, ehtimol, oq mittilarning portlashi bo'lib, uning ustiga qo'shni yulduzdan mitti massasi Chandrasekhar chegarasidan (1,44 quyosh massasi) oshib ketgunga qadar qo'shni yulduzdan materiya to'planadi. II turdagi o'ta yangi yulduzlar yosh massiv yulduzlarning (15-30 quyosh massasi) portlashi paytida hosil bo'ladi va 4H 10 8 quyosh nuriga etadi. Ikkala turdagi o'ta yangi yulduzlar portlash paytida temirdan og'irroq kimyoviy elementlarni hosil qiladi va ularni yulduzlararo bo'shliqqa chiqaradi. Bu portlashlar yulduzlarning keyingi avlodining tug'ilishini rag'batlantirishi mumkin; ehtimol quyosh tizimi shunday tug'ilgandir. YULDUZLARARASI MASALA; YULDUZLAR; QUYOSH TIZIMI.

Spektral o'zgaruvchilar.

Bular nisbatan yosh yulduzlar boʻlib, sirt harorati 10000–15000 K. Ularning yorqinligi biroz oʻzgarib turadi, lekin yulduz aylanayotganda uning spektrida kuchli oʻzgarishlar kuzatiladi, bu uning sirtining turli sohalarida turli metallar toʻplanganligini koʻrsatadi. Bu yulduzlar kuchli (30 kG dan ortiq) oʻzgaruvchan magnit maydonga ega. Sm. YULDUZLAR.

UV Ceti tipidagi yulduzlar.

Bular nisbatan yosh mitti yulduzlar (Quyosh kabi), ularning chaqnashlari quyoshnikiga o'xshash, ammo kuchliroqdir. Ularning sirtining kichik joylarida kuchli magnit maydonlar mavjud. Sm. SUN.

Shimoliy tojning R tipidagi yulduzlari.

Bu uglerodga boy eski yulduzlar. Ularning bir tekis porlashi ba'zida porlashning kutilmagan tarzda ko'p marta zaiflashishi bilan to'xtatiladi va keyin tiklanadi. Yulduz atmosferasida vaqti-vaqti bilan kuygan bulutlar paydo bo'lib, uning nurini o'ziga singdirib, keyin tarqalib ketadi.

O'zgaruvchan yulduzlar osmondagi eng qiziq hodisalardan biri bo'lib, ularni oddiy ko'z bilan kuzatish mumkin. Bundan tashqari, oddiy havaskor astronomning ilmiy faoliyati uchun imkoniyat va hatto kashfiyot qilish imkoniyati mavjud. Bugungi kunda juda ko'p o'zgaruvchan yulduzlar ma'lum va ularni kuzatish juda qiziq.

O'zgaruvchan yulduzlar - vaqt o'tishi bilan yorqinligini, ya'ni yorqinligini o'zgartiradigan yulduzlar. Albatta, bu jarayon biroz vaqt talab etadi va bizning ko'z o'ngimizda tom ma'noda sodir bo'lmaydi. Biroq, agar siz vaqti-vaqti bilan bunday yulduzni kuzatsangiz, uning yorqinligidagi o'zgarishlar aniq ko'rinadi.

Yorqinlikning o'zgarishining sabablari har xil bo'lishi mumkin va ularga qarab, barcha o'zgaruvchan yulduzlar har xil turlarga bo'linadi, biz quyida ko'rib chiqamiz.

O'zgaruvchan yulduzlar qanday kashf etilgan

Har doim yulduzlarning yorqinligi doimiy va o'zgarmas narsa ekanligiga ishonishgan. Qadim zamonlardan beri miltillash yoki shunchaki yulduzning paydo bo'lishi g'ayritabiiy narsa bilan bog'liq bo'lib, u aniq yuqoridan qandaydir belgiga ega edi. Bularning barchasini o'sha Injil matnidan osongina ko'rish mumkin.

Biroq, ko'p asrlar oldin odamlar ba'zi yulduzlar hali ham yorqinligini o'zgartirishi mumkinligini bilishgan. Misol uchun, Beta Perseus bejiz El Ghul deb nomlanmagan (hozir u Algol deb ataladi), bu tarjimada "iblisning yulduzi" dan boshqa narsani anglatmaydi. U 3 kundan bir oz kamroq vaqt davomida yorqinlikni o'zgartirishning g'ayrioddiy xususiyati tufayli shunday nomlangan. Bu yulduzni oʻzgaruvchi sifatida 1669-yilda italiyalik astronom Montanari kashf etgan boʻlsa, 18-asr oxirida ingliz havaskor astronomi Jon Gudrik uni oʻrganib chiqdi va 1784-yilda xuddi shu turdagi ikkinchi oʻzgaruvchi – b Lyraeni kashf etdi.

1893 yilda Genrietta Lyuit Garvard rasadxonasiga ishga keldi. Uning vazifasi ushbu rasadxonada to'plangan fotografik plitalardagi yulduzlarning yorqinligini va katalogini o'lchash edi. Natijada, Genrietta 20 yil ichida mingdan ortiq o'zgaruvchan yulduzlarni kashf etdi. U ayniqsa pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar - sefeidlarni yaxshi o'rgandi va bir qator muhim kashfiyotlar qildi. Xususan, u Sefeid davrining uning yorqinligiga bog'liqligini aniqladi, bu yulduzgacha bo'lgan masofani aniq aniqlash imkonini beradi.

Genrietta Lyuitt.

Shundan so'ng, astronomiyaning jadal rivojlanishi bilan minglab yangi o'zgaruvchilar kashf qilindi.

O'zgaruvchan yulduzlarning tasnifi

Barcha o'zgaruvchan yulduzlar turli sabablarga ko'ra yorqinligini o'zgartiradilar, shuning uchun bu mezonga asoslangan tasnif ishlab chiqilgan. Avvaliga bu juda oddiy edi, ammo ma'lumotlar to'plangani sayin u yanada murakkablashdi.

Hozirgi vaqtda o'zgaruvchan yulduzlarni tasniflashda bir nechta katta guruhlar aniqlangan, ularning har biri o'zgaruvchanlikning bir xil sabablariga ega bo'lgan yulduzlarni o'z ichiga olgan kichik guruhlarni o'z ichiga oladi. Bunday kichik guruhlar juda ko'p, shuning uchun asosiy guruhlarni qisqacha ko'rib chiqamiz.

Tutilayotgan o'zgaruvchan yulduzlar

Tutiladigan o'zgaruvchilar yoki oddiygina tutilgan o'zgaruvchan yulduzlar juda oddiy sababga ko'ra ularning yorqinligini o'zgartiradilar. Aslida, ular bitta yulduz emas, balki ikkilik tizim va bu bilan juda yaqin. Ularning orbitalari tekisligi shunday joylashganki, kuzatuvchi bir yulduz ikkinchisini qanday qoplaganini ko'radi - go'yo tutilish sodir bo'ladi.

Agar biz biroz uzoqroqda bo'lganimizda, bunday narsalarni ko'ra olmasdik. Bundan tashqari, bunday yulduzlar ko'p bo'lishi mumkin, lekin biz ularni o'zgaruvchi sifatida ko'rmayapmiz, chunki ularning orbitalarining tekisligi bizning ko'rishimiz tekisligi bilan mos kelmaydi.

Tutilayotgan oʻzgaruvchan yulduzlarning koʻplab turlari ham maʼlum. Eng mashhur misollardan biri Algol yoki b Perseus. Bu yulduzni 1669 yilda italyan matematigi Montanari kashf etgan va uning xossalarini 18-asr oxirida ingliz havaskor astronomi Jon Gudrike oʻrgangan. Bu qo‘shaloq sistemani tashkil etuvchi yulduzlarni alohida-alohida ko‘rib bo‘lmaydi – ular shu qadar yaqin joylashganki, ularning aylanish davri atigi 2 kunu 20 soatni tashkil qiladi.

Agar siz Algolning yorqinligi o'zgarishlarining grafigiga qarasangiz, o'rtada kichik pasayish - ikkinchi darajali minimumni ko'rishingiz mumkin. Haqiqat shundaki, komponentlardan biri yorqinroq (va kichikroq), ikkinchisi esa zaifroq (va kattaligi kattaroq). Zaif komponent yorqinni qoplaganida, biz yorqinlikning kuchli pasayishini ko'ramiz va yorqin komponent zaifni qoplaganida, yorqinlikning pasayishi unchalik aniq emas.

1784 yilda Gudreyx yana bir tutilish o'zgaruvchisi b Lyrae ni topdi. Uning davri 12 kun 21 soat 56 minut. Algoldan farqli o'laroq, bu o'zgaruvchining yorqinligi o'zgarishlar grafigi yumshoqroq. Gap shundaki, bu yerdagi qo'sh sistema juda yaqin, yulduzlar bir-biriga juda yaqin joylashganki, ular cho'zilgan, elliptik shaklga ega. Shuning uchun biz nafaqat komponentlarning tutilishini, balki elliptik yulduzlar keng yoki tor aylanganda yorqinlikning o'zgarishini ham ko'ramiz.

b Lyrae yorqinligidagi o'zgarishlar grafigi.

mudofaa. Shu sababli, bu erda porlashning o'zgarishi yumshoqroq bo'ladi.

Yana bir tipik tutilish o'zgaruvchisi 1903 yilda kashf etilgan W Ursa Major. Bu erda grafik asosiy bilan deyarli bir xil chuqurlikdagi ikkinchi darajali minimalni ko'rsatadi va grafikning o'zi b Lyrae kabi silliqdir. Gap shundaki, bu erda komponentlar o'lchamlari bo'yicha deyarli bir xil, shuningdek cho'zilgan va shu qadar yaqin joylashganki, ularning sirtlari deyarli tegib turadi.

Tutiladigan oʻzgaruvchan yulduzlarning boshqa turlari ham bor, lekin ular kamroq tarqalgan. Bunga ellipsoidal yulduzlar ham kiradi, ular aylanayotganda bizga keng yoki tor tomoni bilan buriladi, shuning uchun ularning yorqinligi o'zgaradi.

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar bu turdagi ob'ektlarning katta sinfidir. Yorqinlikning o'zgarishi yulduz hajmining o'zgarishi tufayli yuzaga keladi - u kengayadi yoki yana qisqaradi. Bu asosiy kuchlar - tortishish va ichki bosim o'rtasidagi muvozanatning beqarorligi tufayli sodir bo'ladi.

Bunday pulsatsiyalar bilan yulduzning fotosferasi ortadi va chiqaradigan sirt maydoni ortadi. Shu bilan birga, yulduzning sirt harorati va rangi o'zgaradi. Yorqinligi ham shunga qarab o'zgaradi. Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilarning ba'zi turlari yorqinlikni vaqti-vaqti bilan o'zgartiradi, ba'zilari esa umuman barqarorlikka ega emas - ular tartibsizliklar deb ataladi.

Birinchi pulsatsiyalanuvchi yulduz 1596 yilda kashf etilgan Mira Ceti edi. Uning yorqinligi maksimal darajaga etganida, uni yalang'och ko'z bilan aniq ko'rish mumkin. Hech bo'lmaganda yaxshi durbin yoki teleskop kerak. Miraning yorqinlik davri 331,6 kun bo'lib, shunga o'xshash yulduzlar Miras yoki O Ceti tipidagi yulduzlar deb ataladi - ularning bir necha minglari ma'lum.

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilarning yana bir mashhur turi - bu turdagi yulduzning nomi bilan atalgan Sefeid, s Sefey. Bu davrlar 1,5 dan 50 kungacha, ba'zan esa ko'proq bo'lgan gigantlardir. Hatto Shimoliy Yulduz ham deyarli 4 kunlik va yorqinligi 2,50 dan 2,64 yulduzgacha o'zgarib turadigan Sefeidlarga tegishli. miqdorlar. Tsefeidlar ham kichik sinflarga bo'linadi va ularning kuzatishlari umuman astronomiyaning rivojlanishida katta rol o'ynadi.

RR Lyrae tipidagi pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilar yorqinlikning tez o'zgarishi bilan tavsiflanadi - ularning davrlari bir kundan kamroq va tebranishlar o'rtacha bir kattalikka etadi, bu ularni vizual tarzda kuzatishni osonlashtiradi. Ushbu turdagi o'zgaruvchilar, shuningdek, ularning yorug'lik uchastkasining assimetriyasiga qarab 3 guruhga bo'linadi.

Mitti sefeidlarda ham qisqaroq davrlar pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchilarning yana bir turidir. Misol uchun, CY Aquarius 88 daqiqa, SX Phoenix esa 79 daqiqa vaqtga ega. Ularning yorug'lik grafigi oddiy sefeidlarnikiga o'xshaydi. Ular kuzatish uchun katta qiziqish uyg'otadi.

Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlarning boshqa ko'plab turlari mavjud, garchi ular havaskor kuzatishlar uchun u qadar keng tarqalgan yoki juda qulay bo'lmasa-da. Masalan, RV Tauri tipidagi yulduzlar 30 dan 150 kungacha bo'lgan davrlarga ega va yorug'lik grafigida ba'zi og'ishlar mavjud, shuning uchun bu turdagi yulduzlar yarim muntazam deb tasniflanadi.

Noto'g'ri o'zgaruvchan yulduzlar

Noto'g'ri o'zgaruvchan yulduzlar ham pulsatsiyalanuvchi yulduzlar sifatida tasniflanadi, ammo bu ko'plab ob'ektlarni o'z ichiga olgan katta sinfdir. Ularning yorqinligidagi o'zgarishlar juda murakkab va ko'pincha oldindan aytib bo'lmaydi.

Biroq, ba'zi tartibsiz yulduzlarda uzoq muddatda davriylikni aniqlash mumkin. Bir necha yil davomida kuzatilganda, masalan, tartibsiz tebranishlar o'zini takrorlaydigan ma'lum bir o'rtacha egri chiziqqa qo'shilishini ko'rish mumkin. Bunday yulduzlarga, masalan, Betelgeuse - a Orionis kiradi, uning yuzasi yorug'lik va qorong'u dog'lar bilan qoplangan, bu yorqinlikning tebranishlarini tushuntiradi.

Noqonuniy o'zgaruvchan yulduzlar etarlicha o'rganilmagan va katta qiziqish uyg'otmoqda. Bu sohada hali ko'p kashfiyotlar mavjud.

O'zgaruvchan yulduzlarni qanday kuzatish mumkin

Yulduzning yorqinligidagi o'zgarishlarni sezish uchun turli usullar qo'llaniladi. Kuzatuvchi o'zgaruvchan yulduzning yorqinligini qo'shni yulduzlarning yorqinligi bilan taqqoslaganda, eng qulayi ingl. Keyinchalik, taqqoslash asosida o'zgaruvchining yorqinligi hisoblab chiqiladi va bu ma'lumotlar to'planishi bilan yorqinlikning o'zgarishi aniq ko'rinadigan grafik tuziladi. Ko'rinib turgan soddaligiga qaramay, yorqinlikni ko'z bilan aniqlash juda aniq amalga oshirilishi mumkin va bunday tajriba juda tez o'zlashtiriladi.

O'zgaruvchan yulduzning yorqinligini vizual ravishda aniqlashning bir necha usullari mavjud. Ulardan eng keng tarqalganlari Argelander usuli va Neyland-Blajko usulidir. Boshqalar ham bor, lekin ularni o'rganish juda oson va o'rtacha aniqlikni ta'minlaydi. Biz ular haqida alohida maqolada batafsilroq gaplashamiz.

Vizual usulning afzalliklari:

Uskunalar talab qilinmaydi. Xira yulduzlarni kuzatish uchun durbin yoki teleskop kerak bo'lishi mumkin. Yorqinligi kamida 5-6 yulduzli yulduzlar. miqdorini yalang'och ko'z bilan kuzatish mumkin, ular ham juda ko'p.
Kuzatish jarayonida yulduzli osmon bilan haqiqiy "muloqot" mavjud. Bu tabiat bilan yoqimli birlik hissi beradi. Bundan tashqari, bu qoniqish keltiradigan juda ilmiy ish.

Kamchiliklarga, shu bilan birga, ideal bo'lmagan aniqlik kiradi, bu esa individual kuzatishlarda xatolarga olib keladi.

Yulduzning yorqinligini baholashning yana bir usuli - bu uskunadan foydalanish. Odatda, o'zgaruvchan yulduzning atrofi bilan fotosurati olinadi, so'ngra fotosuratdan o'zgaruvchining yorqinligini aniq aniqlash mumkin.

Havaskor astronom uchun o'zgaruvchan yulduzlarni kuzatishga arziydimi? Albatta bunga arziydi! Axir, bular nafaqat o'rganish uchun eng oddiy va eng qulay ob'ektlardir. Bu kuzatishlar ham ilmiy ahamiyatga ega. Professional astronomlar oddiy kuzatuvlar bilan bunday yulduzlar massasini qamrab olishga qodir emaslar, ammo havaskor uchun hatto fanga hissa qo'shish imkoniyati mavjud va bunday holatlar sodir bo'lgan.