Változó csillag.
- csillagok, amelyekben a fényesség ingadozása figyelhető meg. A mai napig ismert szám P. z. nagyon nagy (több mint 28 000). Több mint 15 000 csillagot gyanítanak változékonyságra, de még nem vizsgálták. RENDBEN. 3000 P. s. a legközelebbi galaxisokban - a Magellán-felhőkben és kb. 700 (az új csillagokat nem számítva) - az Androméda-ködben. Több mint 1000 P. z. galaxisunk gömbhalmazaiban találhatók. P. z. van egy különleges megnevezések (ha még nem jelölték őket a görög ábécé betűivel). Az első 334 P. z. minden csillagkép a latin ábécé betűinek sorozatával van jelölve: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, .. ., AZ, QQ, ..., QZ a megfelelő csillagkép nevének hozzáadásával (pl. RR Lyr, vagy RR Lyra). A következő P. z. jelöléssel V 335, V 336 stb.P. z. két nagy osztályra oszlanak: eclipsing P. z. és fizikai P. z.
Eclipse P. z.
Fizikai P. z.
megváltoztatják ragyogásukat a rajtuk fellépő fizikai jelenségek hatására. folyamatokat. Phys. a változókat pulzálóra és eruptívra osztjuk. Pulzáló P. z. egyenletes és folyamatos fényerő-változások jellemzik (3. ábra); a legtöbb esetben nyugodtan kijelenthetjük, hogy a csillagok lüktetése okozza őket. Amikor egy csillag összehúzódik, a mérete csökken, felmelegszik és fényesebb lesz, ha egy csillag kitágul, gyengül a fénye. A fényerő ingadozási periódusai a nap töredékétől terjednek (csillagok, mint az RR Lyra, Scutum és Nagy kutya) akár tíz ( , RV Taurus típusú csillagok) és több száz napig [Mira Kita típusú csillagok (spektrum, M osztály), félig szabályos csillagok (SR)]. Egyes csillagok esetében a fényesség változásának periodicitását egy jó óramű pontosságával tartják fenn (például Cefeidák és RR Lyrae csillagok), míg másoknál gyakorlatilag hiányzik (a szabálytalan vörös csillagoknál). A pulzálás során a csillagok radiális méretének ingadozása elérhet egy értéket, például a cefeidáknál a Nap 2-3 sugarát. Ez nem lehet meglepő, mivel a cefeidák szuperóriás csillagok [az RR Lyr sugara ].
táblázatban. egyes folyóiratok jellemzőit közöljük. lüktető P. z.
| csillag típusú | Időszak, napok | Spektrális osztály | Amplitúdó (kékben sugarak) |
csillag típusú népesség galaxisok |
| Cepheid C | 2-218 | FII-GI | 0,1-2 m | én |
| Cefeidák CW | 1-3, 11-30 | (FG) | 0,5-1,5 m | II |
| RR Lyra | 0,05-1,2 | A-F | 0,5-2 m | II |
| Pajzs | 0,03-0,2 | A-FV-III | 0,1-0,5 m | én |
| RV Taurus | 30-140 | F-GI | 2-3 m | én |
| Bálnavilágok | 80-220 500-1000 | M,C,S | 2,5-10 m | II én |
| Nagy kutya | 0,1-0,6 | BO-B3III-IV | 0,1 m | én |
A hagyományos mellett típusok P. z. nemrég izoláltak új típusú- forgó csillagok nem egyenletes felületi fényerővel. Ehhez a típushoz P. z. anomáliáknak tulajdonítható chem. kompozíció, több periódussal forgó. nap; BY Dragon típusú csillagok (M osztályú törpék, amelyekben az UV Ceti típusú csillagoknál megfigyeltekhez hasonló fellángolások mellett több napos kis fényességingadozásokat találtak) és végül a HZ Hercules típusú csillagok, amelyek részei. egy szoros bináris rendszer röntgensugárzással forrás (a forrássugárzás hatására forró pont jelenik meg a második komponens felületén). A meleg vagy hideg foltok jelenléte más típusú csillagokban is felmerül, különösen a fogyatkozási változókban.
A csillagok változékonysága és evolúciója.
Phys. változékonyság fordul elő a csillagokban fejlődésük bizonyos szakaszaiban, így élete során ugyanaz a csillag az egyik fejlődési szakaszból a másikba haladva állandó csillag és csillag is egyben. különböző típusok. Ezért a P. z tanulmányozása különösen fontos a változékonyság természetének megértéséhez. csillaghalmazokban (a halmazokban lévő csillagok kora és evolúciós szakasza egyaránt meghatározható), valamint az állandó csillagok és a P. z spektrum-fényesség diagramján elfoglalt pozíciók összehasonlítása. különböző típusok (lásd).
A fejlődését egy gravitációsan elszigetelt gáz- és porrög formájában kezdi meg, a csillag fokozatosan összehúzódik, és a gravitáció. az egyidejűleg felszabaduló energia felmelegíti. Az energia átadása belülről rétegek felhordása egy ilyen csillag felszínére eleinte történik, és csak közeledve (GP) jelenik meg a csillagban egy mag, amelyben az energia sugárzással kerül átadásra. Minél nagyobb tömegű a csillag, annál gyorsabban éri el az MS-t; egy ilyen csillag energiaforrása a hidrogén égésének termonukleáris reakciói a központjában. Vannak nagyon fiatalok (a csillagok életkora ~ 10 6 -10 7 év), amelyben csak a legnagyobb tömegű csillagok értendők. a fényesség elérte az MS-t; a klaszter és a yavl Hertzsprung-Russell (d. G.-R.) diagramjának felső részét foglalják el. közönséges állandó csillagok. A halmaz kisebb fényerővel és tömeggel rendelkező csillagai még nem fejezték be a gravitációs szakaszt. tömörítés, és nem "jött ki" a GPU-n. Az ilyen csillagoknak még mindig hatalmas konvektív zónájuk van, és ezek között van az, hogy egyre nagyobb számban találhatók gyors szabálytalan változók és fellángoló csillagok. Nyilvánvalóan a konvektív zóna és a mágneses tér kölcsönhatása felelős a csillagok felvillanási tevékenységéért. mező, és a csillag forgása is fontos szerepet játszik, mivel a fiatal csillagokra jellemző a magas forgási sebesség. Összességében az ilyen csillagok változékonysága nyilvánvalóan a Nap aktív vidékein megfigyelt jelenségek többszörösen fokozott analógja.
A G.-R falut átszelő instabilitási sávon belül számos pulzáló változó található. vörös szuperóriások spektrumából. K osztályú fehér csillagokra (5. és 6. ábra). Ide tartoznak a cefeidák (C a 6. ábrán), az RV Taurus, az RR Lyra és a Scutum csillagok. Úgy tűnik, ezekben a csillagokban egyetlen mechanizmus van, amely a lüktetésüket okozza. felső rétegek. Az általánosan elfogadott elmélet szerint az instabilitási sávot benépesítő csillagok külső régióiban van egy kritikus zóna. a hélium ionizálása, amely felváltva He II-re ionizálódik (hőmérséklet emelkedésével), majd rekombinálódik és lehűl. Kritikus zóna Az ionizáció a kompresszió során elnyeli és nem engedi el a belülről érkező sugárzást, de táguláskor éppen ellenkezőleg, intenzíven sugározza kifelé (lásd). Az oszcilláció felépítésének ilyen mechanizmusa csak bizonyos (az atomok számát tekintve > 15%) héliumtartalomnál és a kritikus zóna bizonyos mélységénél működik. ionizáció, a csillag fényességétől és felületi hőmérsékletétől függően. Ezek az okok egy meglehetősen szűk instabilitási sáv létezését határozzák meg.Az SM-en belül a csillagok élnek a legtovább, így az MS G.-R. falu legnépesebb régiója. Kritikai Az MS-en egy csillag pillanata akkor jön el, amikor a hidrogént héliummá alakult mag tömege eléri a csillag tömegének 10-12%-át, és a hidrogén héliummá alakulásának termonukleáris reakciója a központban. elhalványul a csillag. Ettől kezdve a csillag szerkezete megváltozni kezd. Először az egész csillag összehúzódik, majd az energiaforrásoktól ebben a szakaszban megfosztott mag összehúzódik és felmelegszik, a külső pedig. a csillag egyes részei kitágulnak és lehűlnek. A csillag elhagyja az MS-t a vörös óriások és szuperóriások régiójába (5. ábra).
Ez a szerkezetváltozás összefügghet az MS felső határa közelében elhelyezkedő számos csillag változékonyságával. Legtöbbjük lassabb forgásukban is eltér a szomszédos (G.R.) állandó csillagoktól. Feltételezhető, hogy a csillagsugár változása az MS felső határa közelében a forgás jellegének megváltozásához és pulzációhoz vezethet. Valószínűleg az MS elhagyásának szakaszában vannak olyan csillagok, mint a Canis Major (spektrum, B osztály), amelyek fényességüket több periódussal változtatják. óra (6. ábra). Amikor az MS elhagyása után az instabilitási sávba esnek, a különböző tömegű csillagok pulzálni kezdenek különböző időszakokés amplitúdók.
Részletesen kiszámított evolúciók. a 3-12 tömegű csillagok nyomai a vörös óriások és szuperóriások vidékére érkezve (ahol a csillag magja már olyan hőmérsékletre melegszik fel, hogy beindul a hélium-szén konverziós reakció) széles hurkokat írnak le amelyek többször áthaladnak az instabilitási sávon (5. ábra). Minden alkalommal, amikor az átkelés során a csillag kefeidává válik. Ebben az esetben minél nagyobb a csillag tömege (3-10-12), annál hosszabb ideig pulzál (1-50-100 nap). A pulzálás lehetőségét a hatalmas csillagokban az evolúció egy bizonyos szakaszában elméletileg mutatják be: csillagmodelleket számítanak ki, amelyek bizonyos felületi hőmérsékleteken és fényerősségeken instabillá válnak és pulzálni kezdenek. Ezek a fényerősségek és hőmérsékletek jól egyeznek az instabilitási sáv megfigyelt helyzetével.
 |
|
Rizs. 6. Pozíció a Hertzsprung diagramon - meghaladja a 2, C-típusú csillagot Canis Major, Ar - mágneses változók, S - Scutum típusú csillagok, C - Cefeidák lapos komponens, SRc - változók vörös szuperóriások. Félkövér vonalak sorozatok számára évnél fiatalabb klaszterek, in mely ilyen típusú csillagok találhatók: klaszterek hés Perseus, NGC 6067, NGC 2362 és Hyades (G). |
Az óriási ág elhagyása után a vízszintes ágra kis tömegű csillagok hullanak, ami jellemző a D.G.-R. gömbhalmazok, a rozsnak mind rendelkeznek nagy kor- RENDBEN. 10 10 év (7. kép). Ennek az ágnak az instabilitási sávot keresztező szakaszát kizárólag RR Lyrae csillagok lakják, amelyek egy nap töredékes periódusával pulzálnak. A gömbhalmazok néha cefeidákat, valamint RV Taurus csillagokat tartalmaznak. Nem ismert, hogy pontosan hol esnek az instabilitás sávjába. A gömbhalmazok cefeidái sok tekintetben eltérnek a nyílt halmazokban és a Galaxis síkjában található cefeidáktól, tömegük, akárcsak az RR Lyrae csillagoké, láthatóan megközelíti az 1-et.
 |
|
Rizs. 7. Pozíció a Hertzsprung diagramon - Értékesítse újra a változócsillagokat, amelyek tömege kevesebb, mint 2; CW - Cefeida gömb alakú komponens (W Virgo típusú), RRs - csillagok RR líra típus ponttal P M - olyan sztárok, mint Mira Kita, SRb - piros változó óriások, RV - változók szuperóriások (például RV Taurus). Bátor a vonalak a sorozatokat jelzik olyan klaszterekre, amelyekben ezek csillagok (M13 gömbhalmaz és régi nyitott klaszterek NGC 7789 és NGC 188). |
P. z. lehetővé teszi nemcsak az alapok tanulmányozását A csillagok jellemzői, szerkezetük és fejlődésük. Nem kevésbé fontosak a csillagrendszerek szerkezetének és fejlődésének tanulmányozása szempontjából. Sok napcsillag, elsősorban a cefeidák, a novák és az RR Lyrae csillagok, a legjobb objektumok a távoli csillagrendszerek távolságának meghatározásához (lásd , ).
Távolságok ismerete P. z. lehetővé teszi ezen adatok felhasználását az általuk alkotott csillaggalaxisok szerkezetének tanulmányozására. alrendszerek. Ez a terek tanulmányozása. elosztása P. z. Galaxisunk lehetővé tette számunkra, hogy arra a következtetésre jussunk, hogy léteznek a Galaxis lapos, közbenső és gömb alakú összetevői, amelyeket különböző fizikai csillagok alrendszerei alkotnak. típusok.
Mindegyik alrendszert saját d. G.-R. és típusaik P. z. A gömbhalmazok és az RR Lyrae csillagok például jellemzőek a gömb alakúra komponens, nyílt klaszterek és cefeidák pedig lapos komponenshez kapcsolódnak. P. z. egy adott csillagrendszerben lehetővé teszi azonnal megmondani, hogy milyen típusú csillagpopuláció jellemző rá, és megbecsülni az életkorát.
Egyéni P. z. részletes tanulmányozásával együtt. nagyon fontosúj P. z észlelése van. és érdekes rendellenes csillagok azonosítása, és itt nagyon jelentős az amatőr csillagászok segítsége. Kutatás P. z. nagyban hozzájárulnak a csillagok és csillagrendszerek szerkezetével és fejlődésével kapcsolatos ismereteinkhez.
Megvilágított.:
Kaplan S.A., Physics of Stars, 3. kiadás, M., 1977; Kulikovsky L.G., Útmutató az amatőr csillagászathoz, 4. kiadás, M., 1971; Csevics V. P., Változócsillagok és megfigyelésük, Moszkva, 1980; Változócsillagok vizsgálatának módszerei, M., 1971; Lüktető csillagok, Moszkva, 1970; Kitörési csillagok, Moszkva, 1970; Eclipsing változócsillagok, Moszkva, 1971; A nem-stacionaritás és a csillagfejlődés jelenségei, M., 1974; Gershberg R.E.: Alacsony tömegű fellángoló csillagok, M., 1978; Csillagok és csillagrendszerek, M., 1981; Cox D.P., A csillagok pulzációinak elmélete, ford. angolból, M., 1983.
(Yu.N. Efremov)
változó csillagok én
változó csillagok
P. z. - csillagok, amelyek látható fényereje ingadozásoknak van kitéve. Sok P. z. nem állócsillagok; az ilyen csillagok fényességének változékonysága a hőmérsékletük és sugaruk változásával, az anyag kiáramlásával, a konvektív mozgásokkal stb. függ össze. Egyes csillagtípusoknál ezek a változások szabályosak és szigorú periodikusan ismétlődnek. A csillagok nem-stacionaritása azonban nem mindig okozza változékonyságukat; ismertek olyan csillagok, amelyekben a spektrum emissziós vonalai által érzékelt anyagkiáramlás nem jár észrevehető fényességváltozással. Másrészt az állócsillagok is változékonyak: így a kettőscsillagokban a fényesség periodikus elhalványulása az egyik komponens egy másik általi fogyatkozása miatt következik be. Igaz, a közeli kettőscsillagokban is fellép a fizikai nonstacionaritás, gázáramlások jelennek meg stb., ami bonyolítja a fényességük változásának látható képét. Az inhomogén felszíni fényességű csillagok forgása fényességük változékonyságához is vezet. I. Általános tudnivalók P. z. a legértékesebb információforrások a csillagok fizikai jellemzőiről. Emellett ingatlanok P. z. lehetővé teszik, hogy felhasználják azokat a csillagrendszerek távolságának becslésére, amelyeknek a részét képezik; indikátorként szolgálhatnak az ilyen rendszerek csillagpopulációjának típusára vonatkozóan. Egyszerre könnyen kimutatható - és gyakran nagyon nagy távolságból - P. z. méltán élvezik a csillagászok különös figyelmét. A katalógusokban szereplő változócsillagok és Galaxisunk változékonyságra "gyanús" csillagainak száma körülbelül 40 000 (1975-ös állapot szerint); átlagosan 500-1000-rel nő. Körülbelül 5000 P. z. ismert más galaxisokban és több mint 2000 - galaxisunk gömb alakú csillaghalmazaiban. Az egyes csillagképeken belüli P. órákat latin betűk (R-től Z-ig vagy két betű kombinációi) vagy számok jelzik, előttük V betűvel. A fényességüket megváltoztató csillagok közül az új csillagok észlelhetők a legkönnyebben (lásd: Új csillagok) .
Az égbolton való megjelenést és új csillagok eltűnését már az ókorban is feljegyezték. Az új fényes csillagok (pontosabban a szupernóvák (lásd: szupernóvák)) megfigyelését Tycho Brahe végezte 1572-ben. ,
1604-ben pedig I. Kepler .
De az első P. z. D. Fabricius német csillagász fedezte fel 1596-ban a fényességét többé-kevésbé rendszeresen (és nem "átmenetileg", mint az új csillagok) változtatva. ο
Kita (Béke); I. Bullo francia csillagász 1667-ben meghatározta a fényesség változási periódusát, amely a következőképpen alakult: 11 hónap. 1669-ben G. Montanari olasz tudós felfedezte a fényerő változékonyságát β
Perseus (Algol). J. Goodryk (1764-86) angol csillagász szigorú periodicitást fedezett fel az Algol fényerejének tompításában, felfedezte és tanulmányozta a fényesség változékonyságát. δ
Cepheus és E. Pigott angol csillagász - η
Sas. De a P. z. szisztematikus tanulmányozása. kezdte F. Argelander ,
aki az 1940-es években 19. század módszert készített a P. z fényességének szemmérési becslésére. 1866-ban már 119 P. z. volt ismert. A 19. század végére bebizonyosodott, hogy az Algol változékonyságát a világosabb komponens sötétebb komponensének fogyatkozása okozza, és így fedezték fel az úgynevezett fogyatkozó napcsillagok létezését. Ezzel egy időben egy hipotézist állítottak fel (A. Ritter német csillagász), miszerint a csillagok megfigyelt változékonysága a lüktetésükkel magyarázható. Megvalósítás P. kutatásaiban z. az asztrofotózás nagyszámú új P. z. felfedezéséhez vezetett. 1915-ben 1687 P. Z. már ismert volt, 1940 - 8254. A függőségi periódus - fényesség, amelyet G. Leavitt amerikai csillagász fedezett fel 1912-ben, lehetővé tette H. Shapley számára
határozzák meg a Galaxis középpontjának távolságát, és E. Hubble 1924-ben bebizonyította, hogy az Androméda-ködhöz hasonló ködök független csillagrendszerek, más galaxisok. Oroszországban a P. z. szisztematikus fényképezése és kutatása. V. K. Ceraszkij és S. N. Blazsko indította el Moszkvában (1895). Új korszak a P. z. tanulmányozásában. az 50-es évek elejétől megnyitotta a többszínű fotoelektromos fotometria tömeges bevezetését. A modern fénydetektorok lehetővé teszik (jó asztroklíma mellett) a fényesség változékonyságának tanulmányozását ezredmagasság amplitúdóval és ezredmásodperces időfelbontással; A gondos kutatás feltárja, hogy az általában állandónak tekintett csillagok egyre növekvő száma mikrováltozónak bizonyul. 1946-ban a Nemzetközi Csillagászati Unió megbízást adott az új P. z. katalógusok kiadása, valamint osztályozási rendszer kidolgozása a Szovjetunió Tudományos Akadémia Csillagászati Tanácsa és az Állami Csillagászati Intézet számára. P. K. Sternberg (B. V. Kukarkin, P. P. Parenago, P. N. Kholopov stb.). 1928 óta adják ki a Változócsillagok című gyűjteményt. A Szovjetunióban a kutatás P. z. aktívan végeznek csillagászati intézményekben Moszkvában, Odesszában, Krímben, Byurakanban, Leningrádban, Abastumaniban, Dusanbeban, Taskentben, Kazanyban, Shamakhiban. Külföldön a P. z. legintenzívebb kutatásai. vezeti a Mount Wilson, Mount Palomar, Kitt Peak, Lick és Harvard csillagászati obszervatóriumokat az Egyesült Államokban. II. Változócsillagok osztályozása P. z. két nagy osztályra oszlanak: eclipsing P. z. és fizikai P. z. 1. Változócsillagok eltakarása. Eclipse P. z. két csillagból álló rendszer, amelyek egy közös tömegközéppont körül keringenek, és pályájuk síkja olyan közel van egy földi megfigyelő látószögéhez, hogy minden egyes fordulatnál megfigyelhető a másik csillag fogyatkozása, kíséretében. a rendszer teljes fényerejének csökkenésével. Az alkatrészek közötti távolság általában a méretükhöz mérhető. Több mint 4000 ebbe az osztályba tartozó csillagot fedeztek fel galaxisunkban. Némelyikük (a sztárok, mint pl β
Perseus) a napfogyatkozáson kívül a fényesség gyakorlatilag állandó, míg másokban (pl β
Lyra és W Ursa Major) fénye folyamatosan változik; ez azzal magyarázható, hogy az alkatrészek közötti viszonylag kis távolság miatt alakjuk eltér a gömb alakútól, az árapály-erők hatására megnyúltak. Az ilyen rendszerekben a fényerő változása nemcsak a fogyatkozásnak köszönhető, hanem a csillagok világító felületének a megfigyelő felé néző területének folyamatos változásának is; bizonyos esetekben egyáltalán nincs napfogyatkozás. A fogyatkozó csillagok fényességének változási periódusai (keringési periódusaikkal egybeesve) igen változatosak; az Ursa Major W típusú csillagok esetében, amelyek komponensei csaknem összeérnek (törpecsillagok), kevesebb mint egy nap; olyan sztároknak, mint β
A Perseus periódusok több száz napot is elérnek, és egyes rendszerek, amelyek szuperóriásokat is tartalmaznak (VV Cephei, ε
Szekér stb.), - évtizedek. Eclipse P. z. egyedülálló lehetőséget jelentenek a csillagok számos legfontosabb jellemzőjének meghatározására, különösen akkor, ha a rendszerben lévő csillagok távolsága és a sugársebesség változási görbéje ismert (lásd Kettős csillagok). Az elhomályosító binárisok iránti érdeklődés drámaian megnőtt, amikor néhányukat kozmikus röntgensugárforrásként azonosították. Egyes esetekben (HZ Hercules, vagy Hercules X-1; Centaurus X-3) fogyatkozások is megfigyelhetők a röntgentartományban, és a komponensek orbitális elemei a Doppler-változásból is meghatározhatók a röntgen- sugárimpulzus periódus. Mint a pulzárok rádiósugárzási impulzusai esetében (lásd: Pulzárok) ,
ezek a periódusok néhány másodpercet tesznek ki, és egy röntgensugárzást kibocsátó fehér törpe (vagy neutroncsillag) gyors forgásáról tanúskodnak egy kettős rendszerben. Számos közeli bináris rendszerben az optikai tartományba eső emissziós komponens egy B spektrális típusú szuperóriás; ezekben az esetekben a fogyatkozás nem figyelhető meg a röntgensugárzás tartományában, és néha az optikai tartományban. A láthatatlan komponens tömege az ilyen rendszerekben láthatóan meghaladja a 3 naptömeget, és az ilyen csillagokat (különösen a Cygnus X-1 vagy V 1357 Cygnus) „fekete lyukaknak” kell tekinteni (lásd fekete lyuk). A közeli bináris rendszerek röntgensugárzásának oka nagy valószínűséggel a csillagszél kompakt komponense által okozott akkréció vagy a látható komponensből érkező gázsugarak. 2. Fizikai változócsillagok. Fizikai P. z. megváltoztatják ragyogásukat a bennük végbemenő fizikai folyamatok hatására. Fizikai P. z. pulzálóra és eruptívra osztva. A lüktető változócsillagokat a fényesség sima és folyamatos változása jellemzi; a legtöbb esetben a csillagok külső rétegeinek lüktetésével magyarázzák. Amikor egy csillag összehúzódik, sugara csökken, felmelegszik és fényessége nő; Ahogy egy csillag tágul, fényereje csökken. A pulzáló P. z fényerejének változási periódusai. a nap töredékétől ingadoznak (sztárok, mint az RR Lyrae, δ
Pajzs és β
Canis Major) tízig (Cefeidák, egy RV Taurus típusú csillag) és több száz napig (Mira Cetus típusú csillagok, félig szabályos csillagok). Egyes csillagok fényességében bekövetkező változások periodicitását egy jó óramű pontosságával tartják fenn (például egyes Cepheids és RR Lyrae csillagok), míg másokban gyakorlatilag hiányzik (piros szabálytalan változók esetén). Összesen körülbelül 14 000 lüktető csillagot ismerünk. Hosszú periódusú cefeidák - változó szuperóriás csillagok 1-től 50-200 periódusig nap, 0,1-től 2 magnitúdóig terjedő fényerő-változási amplitúdókkal fényképészeti sugarakban. A fénygörbe periódusa és alakja általában állandó. A sugárirányú sebességváltozási görbe szinte tükörképe a fénygörbének, ennek a görbének a maximuma gyakorlatilag egybeesik a fényminimummal, minimuma pedig a fénymaximummal. Spektrális típusok maximális fényerőn F5 - F8, minimum F7 - K0 mellett, és minél később, annál hosszabb a fényerő változási periódusa. Az időszak növekedésével a kefeidák fényereje is nő. A Mira Ceti típusú csillagok hosszú periódusú változó óriáscsillagok, amelyek amplitúdója meghaladja a 2,5 magnitúdót (legfeljebb 5-7 magnitúdó és több), jól meghatározott periodicitással, körülbelül 80 és 1000 közötti periódussal. nap, késői spektrális osztályok (Me, Ce, Se) jellegzetes emissziós spektrumával. Félig szabályos P. z. - késői osztályok (F, G, K, M, C, S), szubóriások, óriások vagy szuperóriások, amelyeknek észlelhető periodicitása van, és a fényesség változásának különféle szabálytalanságai kísérik. A félig korrekt P. z periódusai. nagyon széles tartományban vannak – körülbelül 20 és 1000 között napés több. A fénygörbék alakja igen változatos, az amplitúdó általában nem haladja meg az 1-2 magnitúdót. P. z. típusú RR Lyrae (rövid periódusú kefeidák, vagy a P. z. típusú csillagok gömbhalmazokban) - pulzáló óriások, amelyek a kefeidák jellemzőivel rendelkeznek, 0,05 és 1,2 közötti fényerő-változási periódusokkal nap, A és F spektrális osztályok és 1-2 magnitúdóig terjedő amplitúdók. Mind a fénygörbe alakja, mind a periódus változékonyságának esetei ismertek. Egyes esetekben ezek a változások periodikusak (Blazhko-effektus). P. z. típus δ
Pajzs - az A és F spektrális osztályok alóriásai, amelyek néhány órás periódussal pulzálnak, és amplitúdója több század vagy tized magnitúdó. P. z. típusú RV Taurus - szuperóriás csillagok, amelyek a fényesség változásának viszonylag stabil periodicitásával rendelkeznek, legfeljebb 3 magnitúdós teljes amplitúdóval; a fénygörbe kettős hullámokból áll, váltakozó elsődleges és másodlagos minimumokkal, periódusok 30 és 150 között nap; spektrális osztályok a G-től a késői K-ig (alkalmanként titán-oxid sávok jelennek meg, amelyek az M osztályú spektrumokra jellemzőek). P. z. típus β
Cepheus, vagy ahogy gyakran nevezik, a típusú csillagok β
Nagy Kutya - homogén pulzáló óriáscsillagok csoportja, amelyek fényessége körülbelül 0,1 magnitúdó között változik, periódusai 0,1 és 0,6 közötti tartományban vannak nap, spektrális osztályok B0 - B3. A cefeidákkal ellentétben a maximális fényességük megfelel a csillag minimális sugarának fázisának. Az eruptív változócsillagokat a robbanásveszélyes (kitöréses) folyamatok által okozott szabálytalan, gyakran gyors és nagy fényerő-változások jellemzik. Ezeket a csillagokat két csoportra osztják: a) fiatal, nemrég keletkezett csillagok, amelyek közé tartoznak a gyors irreguláris (ún. Orion) P, z., irreguláris P. z. típusú Taurus, UV Ceti fáklyás csillagok és rokon objektumok, nagyon fiatal csillaghalmazokban sok, és gyakran diffúz anyaggal társulnak; b) csillagok, általában csaknem állandóak, de időről időre gyors és nagy fényerőnövekedést mutatnak; ezek nóvák és szupernóvák, ismétlődő novák, U Gemini csillagok, novalike és szimbiotikus változók (ez utóbbiakat a meleg és hideg csillagokra jellemző vonalak spektrumában való jelenléte jellemzi). Sok esetben (ha nem is mindig) ennek a csoportnak a csillagai bináris rendszereknek bizonyulnak. Több mint 1600 ismert eruptív csillag. Az Orion égboltcsillagok szabálytalan égboltcsillagok, amelyek diffúz ködökhöz kapcsolódnak, vagy ilyen ködök régióiban figyelhetők meg. Ugyanahhoz a csoporthoz P. z. ide tartoznak a gyors szabálytalan csillagok is, amelyek nyilvánvalóan nem kapcsolódnak diffúz ködökhöz, és fényességük 0,5–1,0 magnitúdós eltéréseket mutat néhány óra vagy nap leforgása alatt. Ezeket a csillagokat néha a csillagok speciális osztályába sorolják. típusú RW Aurigae; azonban az éles határ közöttük és az Orion P. z. nem létezik. P. z. típus Taurus - hibás P. z., amelynek spektrumában a következő spektrális jellemzők találhatók: a spektrumosztályok az F - M-en belül vannak zárva; a legtipikusabb csillagok spektruma a napkromoszféra spektrumához hasonlít; rendellenesen intenzív FI fluoreszcens emissziós vonalak figyelhetők meg 4046 Å, 4132 Å hullámhosszal. Ezek a P. z. általában csak diffúz ködökben figyelhetők meg. P. z. típusú UV Ceti - csillagok, amelyek néha 1-6 magnitúdós amplitúdójú kitöréseket tapasztalnak. A maximális fényerőt a kitörés kezdete után másodpercek vagy tíz másodpercek alatt érik el, és a csillag néhány perc vagy tíz perc múlva visszaáll a normál fényerőre. Mind a csillaghalmazokban, mind a Nap közelében megtalálhatók. Az új csillagok forró törpék, amelyek fényereje néhány nap alatt 7-15 magnitúdóval nő, majd több hónap vagy év alatt visszatér a kitörés előtti fényességükhöz. A spektrális adatok azt mutatják, hogy a csillag táguló héjjal rendelkezik, amely fokozatosan szétszóródik az űrben. Az ismétlődő új csillagokban a fellángolások több tíz év múlva ismétlődnek; Lehetséges, hogy több száz vagy ezer év elteltével a tipikus új csillagok kitörései ismétlődnek, amelyek fényességváltozásának amplitúdója általában sokkal nagyobb. P. z. U típusú Ikrek - csillagok, amelyek fényerejük általában kicsi, gyors ingadozásokkal rendelkezik. Átlagosan több tíz vagy száz napos ciklus esetén az ilyen típusú csillagok fényessége 2-6 magnitúdóval megnövekszik, és minél nagyobb, annál ritkábban fordulnak elő kitörések. Az új csillagokhoz hasonlóan az ilyen típusú csillagok is szoros bináris rendszerek, kitöréseik valamilyen módon összefüggenek az evolúció különböző szakaszaiban lévő komponensek közötti anyagcserével. Külön csoportként különíthetők el azok a csillagok, amelyek fényességének változékonysága az inhomogén felületi fényességből adódik, aminek következtében fényességük a forgás során megváltozik. Ebbe a csoportba elsősorban a BV Draconis típusú csillagok tartoznak, amelyek, mint a P. z. mint például az UV Ceti, villámlásokat mutatnak, de kis időszakos fényerő-változásokkal is rendelkeznek. Nyilvánvalóan ugyanahhoz a csoporthoz P. z. ide tartoznak a mágneses csillagok vagy a P. z. típus α
2 kopókutya. Ezek az A spektrális osztályba tartozó csillagok, amelyek spektrumában a szilícium, stroncium, króm és ritkaföldfém elemek rendellenesen megnövekedett vonalai figyelhetők meg, amelyek intenzitása ugyanolyan periódussal változik, mint a fényesség és a mágneses tér, amely mindig megfigyelhető a csillagokban. ez a típus. Az amplitúdó általában nem haladja meg a 0,1 magnitúdót, és a periódusok az 1-25 tartományban vannak nap A változékonyság nyilvánvalóan azzal magyarázható, hogy a hőmérsékletben eltérő régiók ill kémiai összetétel, a forgástengelyhez képest ferde mágneses tengelyhez képest szimmetrikusan helyezkednek el a csillag felületén (a „ferde forgó” hipotézis). Tycho Brahe és Kepler kora óta nem figyeltek meg szupernóvákat galaxisunkban, de évente 20-at fedeznek fel belőlük más galaxisokban; 1975-ig összesen több mint 400-at ismertek belőlük. A szupernóva-robbanás a leggrandiózusabb jelenség a csillagok világában; Egy adott galaxisban kitört szupernóva a maximális fényerőn néha eléri a galaxis összes többi csillagának együttes fényességét. A szupernóva-kitörések a nukleáris energiaforrások kimerülése után a csillagok összeomlásához kapcsolódnak (lásd Gravitációs összeomlás). A robbanás után a szupernóva pulzárrá változik - neutroncsillaggá, amely néhány másodperc és a másodperc töredékei alatt forog; A pulzár mágneses pólusaiból kilépő szűk irányú elektromágneses sugárzás, amely nem esik egybe a forgástengely pólusaival, okozza a pulzár megfigyelt pulzáló sugárzását. Eddig csak egy pulzár ismert, amelyet egy látható sugarakban megfigyelt égi tárggyal azonosítottak - SM Taurusszal. Ez egy 1054-ben történt szupernóva-robbanás eredménye, amely a Rák-köd kialakulásához is vezetett.
III. Változócsillagok elméleti tanulmányozása A fizikai P. z fényerejének változásának okai. és a csillagok által elfoglalt hely a csillagfejlődésben szorosan összefüggő problémacsoportot alkot. Úgy tűnik, a változékonyság jellemző a csillagokra fejlődésük bizonyos szakaszaiban. A változékonyság természetének megértéséhez különösen fontos a P. z. csillaghalmazokban (a halmazokban lévő csillagoknál az életkor és az evolúciós szakasz is meghatározható), valamint a napcsillag helyzetének elemzése. különböző típusok a "spektrum - fényesség" diagramon (lásd Hertzsprung - Russell diagram).
A gyors irreguláris P. z.-t tartalmazó klaszterek nagyon fiatalok (életkoruk 10 6 -10 7 év). Ezekben a halmazokban csak a legnagyobb tömegű, jelentős fényerővel rendelkező csillagok érték el a Hertzsprung-Russell diagram fő sorozatát, foglalják el annak felső részét, és közönséges állócsillagok. Az alacsonyabb fényerősségű és tömegű csillagok gravitációs összehúzódása még nem fejeződött be, megmaradt egy hatalmas konvektív zóna, amelyben szabálytalan, heves gázmozgások fordulnak elő, és nyilvánvalóan ez az oka a fiatal csillagok fényességének és spektrumának változékonyságának. Számos típusú pulzáló P. z. a Hertzsprung-Russell diagramon az instabilitási sávon belül helyezkedik el, amely a diagramot keresztezi a K spektrális osztályú vörös szuperóriásoktól az A osztályú fehér törpecsillagokig. Ide tartoznak a cefeidák, az RV Tauri csillagok, az RR Lyrae és az RR Lyrae csillagok. δ
Pajzs. Ezekben a csillagokban láthatóan egyetlen változékonysági mechanizmus működik, ami a felső rétegeik lüktetését okozza. A Hertzsprung-Russell diagramon szomszédos csillagok hasonló változékonysági jellemzőkkel rendelkeznek (például lapos és gömb alakú komponensekből álló cefeidák), de evolúciós történetük, tömegük és belső szerkezetük élesen eltér egymástól. A P. h. térbeli és kinematikai jellemzőinek vizsgálata. volt az egyik fő tényező, amely a 40-es években vezetett. 20. század a Galaxis és a csillagpopulációk összetevőinek koncepciójának kidolgozásához (lásd Galaxis). Megvilágított.: General Catalog of Variable Stars, 3. kiadás, 1-3. kötet, M., 1969-71; Lüktető csillagok, M., 1970; Kitörési csillagok, Moszkva, 1970; Eclipsing változócsillagok, Moszkva, 1971; Változócsillagok vizsgálati módszerei, M., 1971. Yu. N. Efremov. a Szovjetunió Tudományos Akadémia Csillagászati Tanácsa által kiadott cikkgyűjtemények. 1928-ban alapította a fizika és csillagászat szerelmeseinek Nyizsnyij Novgorod köre. 1946 óta Moszkvában adják ki (1971-ig Bulletin néven). A gyűjtemények a változócsillagok, kvazárok, röntgenforrások és más űrobjektumok nemstacionaritás jelenségeit mutató vizsgálatainak eredményeit, valamint az ezekkel kapcsolatos módszertani és elméleti munkákat közölnek. 1975 elejére 141 szám és 6 melléklet jelent meg.
Nagy szovjet enciklopédia. - M.: Szovjet enciklopédia. 1969-1978 .
VÁLTOZÓ CSILLAGOK, észrevehetően változó sugárzási jellemzőkkel (fényesség, megfigyelt sugárzási fluxus, spektrum stb.) rendelkező csillagok. A változócsillagok fő típusai: napfogyatkozás, pulzáló, robbanásveszélyes (az új csillagok közeli kettős csillagok, mögötte ... ... Modern Enciklopédia
Változócsillagnak nevezzük azt a csillagot, amelynek fényessége idővel változik a tartományában végbemenő fizikai folyamatok következtében. Szigorúan véve bármely csillag fényereje idővel egy vagy olyan mértékben változik. A csillagot változónak nevezik, megváltozik ... ... Wikipédia
I Változócsillagok P. z. csillagok, amelyek látszólagos fényessége ingadozik. Sok P. z. nem állócsillagok; az ilyen csillagok fényességének változékonysága hőmérsékletük és sugaruk változásával, az anyag kiáramlásával, ... ... Nagy szovjet enciklopédia
Változó csillogás jellemzi. Vannak fogyatkozó kettőscsillagok és pulzáló változócsillagok (cefeidák), amelyek fényessége periodikusan változik, eruptív csillagok, pulzárok és közeli kettőscsillagok (egy komponensből származó anyagáramlással ... enciklopédikus szótár
Változó csillogás jellemzi. Különbséget tesznek a fogyatkozó kettős csillagok és a pulzáló napcsillagok között. (Cefeidák) periodikussal. fényességváltozás, eruptív csillagok, pulzárok és közeli kettőscsillagok (egyik komponensből a másikba áramló va-ba) ... Természettudomány. enciklopédikus szótár
változó csillagok- csillagász. Csillagok, amelyek látszólagos fényessége ingadozik... Sok kifejezés szótára, Carol Vorderman, Craig Steele, Claire Quigley. A könyvről A könyv bemutatja a népszerű Python programozási nyelvet, felajánlva az olvasónak a gyakorlati megértést. Hogy érdekesebb legyen, a szerzők példákat hoznak az érdekes ...
Azokat a csillagokat, amelyek fényereje viszonylag rövid idő alatt változik, nevezzük fizikai változócsillagok. Az ilyen típusú csillagok fényességében bekövetkező változásokat a belsejében végbemenő fizikai folyamatok okozzák. A változékonyság jellege szerint pulzáló változókat és eruptív változókat különböztetünk meg. Külön fajba különítik el az új és szupernóva csillagokat is, amelyek a kitörési változók speciális esetei. Minden változócsillagnak speciális jelölései vannak, kivéve azokat, amelyeket korábban a görög ábécé betűivel jelöltek. Az egyes csillagképek első 334 változócsillagát a latin ábécé betűinek sorozata jelöli (például R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) a megfelelő csillagkép nevével ( például RR Lyr). A következő változók jelölése V 335, V 336 stb. (például V 335 Cyg).
Fizikai változó csillagok
Azokat a csillagokat, amelyekre jellemző a fénygörbe speciális alakja, amely a látszólagos magnitúdó sima periodikus változását és a fényesség többszörös (általában 2-től 6-ig terjedő) változását mutatja, fizikai változócsillagoknak, ill. cefeidák. Ez a csillagosztály az egyik tipikus képviselője - a δ (delta) Cepheus - után kapta a nevét. A cefeidák az F és G spektrális osztályú óriásoknak és szuperóriásoknak tulajdoníthatók. Emiatt a körülménynek köszönhetően nagy távolságból is megfigyelhetők, beleértve a csillagrendszerünkön - a Galaxison - messze túlról is. A kefeidák egyik legfontosabb jellemzője az időszak. Minden egyes csillag esetében nagy pontossággal állandó, de a periódusok a különböző kefeidáknál eltérőek (egy naptól több tíz napig). A cefeidákban a spektrum a látszólagos nagysággal egyidejűleg változik. Ez azt jelenti, hogy a cefeidák fényerejének változásával együtt légkörük hőmérséklete is átlagosan 1500°-kal változik. A spektrumvonalak eltolódása a cefeidák spektrumában sugárirányú sebességük periodikus változását mutatta ki. Ezenkívül a csillag sugara is időszakosan változik. Az olyan csillagok, mint a δ Cephei, fiatal objektumok, amelyek főként csillagrendszerünk fő síkjának - a Galaxisnak - közelében találhatók. A cefeidák is megtalálhatók, de azok idősebbek és valamivel kevésbé fényesek. Ezek a csillagok, amelyek elérték a cefeida szakaszt, kisebb tömegűek, ezért lassabban fejlődnek. Virgo W csillagoknak hívják őket. A cefeidák ilyen megfigyelt jellemzői azt jelzik, hogy ezeknek a csillagoknak a légköre rendszeres lüktetést tapasztal. Így megvannak a feltételeik egy speciális oszcillációs folyamat hosszú ideig állandó szinten tartására.
Rizs. cefeida
Jóval azelőtt, hogy sikerült kideríteni a lüktetések természetét cefeida, periódusuk és fényességük közötti kapcsolat fennállását megállapították. A cefeidák megfigyelésekor a Kis Magellán-felhőben - az egyik hozzánk legközelebb eső csillagrendszerben - azt vettük észre, hogy minél kisebb a Cefeida látszólagos magnitúdója (azaz minél fényesebbnek tűnik), annál hosszabb ideig tart a fényesség változása. Ez a kapcsolat lineárisnak bizonyult. Abból, hogy mindannyian ugyanahhoz a rendszerhez tartoztak, az következett, hogy a távolságok tőlük gyakorlatilag azonosak voltak. Következésképpen a felfedezett függőség egyidejűleg a P periódus és a cefeidák esetében az abszolút M nagyság (vagy L fényesség) közötti függésnek bizonyult. A csillagászatban jelentős szerepet játszik a cefeidák periódusa és abszolút nagysága közötti kapcsolat: ennek köszönhetően a nagyon távoli objektumok távolságát akkor határozzák meg, amikor más módszer nem alkalmazható.
A cefeidákon kívül más típusok is léteznek pulzáló változócsillagok. Ezek közül a legismertebbek az RR Lyrae csillagok, amelyeket korábban rövid periódusú kefeidáknak neveztek, mert hasonlóak a normál kefeidákkal. Az RR Lyrae csillagok A spektrális osztályú óriások, amelyek fényereje több mint 100-szor haladja meg a Napét. Az RR Lyrae csillagok periódusai 0,2 és 1,2 nap között mozognak, a fényességváltozások amplitúdója eléri az egy magnitúdót. A pulzáló változók másik érdekes típusa a β Cephei (vagy β Canis Major) típusú csillagok kis csoportja, amelyek főként a korai B spektrális alosztály óriásaihoz tartoznak. A változékonyság természetéből és a fénygörbe alakjából adódóan ezek a csillagok hasonlítanak az RR Lyrae csillagokra, kivételesen kis amplitúdó-nagyságváltozásban különböznek tőlük. A periódusok 3-6 óra tartományba esnek, és a kefeidákhoz hasonlóan a periódus függ a fényerőtől.
A rendszeresen változó fényerővel pulzáló csillagok mellett számos olyan csillagtípus is létezik, amelyek fénygörbéi változnak. Köztük van RV típusú sztárok Bika, amelynek fényességváltozásait a mély és sekély minimumok váltakozása jellemzi, 30-150 napos periódusban és 0,8-3,5 magnitúdós amplitúdóval. Az RV Tauri csillagok az F, G vagy K spektrális típusba tartoznak. Cephei m típusú csillagok az M spektrális osztályba tartoznak, és ún piros félreguláris változók. Néha a fényerő változásának nagyon erős szabálytalanságai különböztetik meg őket, amelyek több tíz-több száz napos periódus alatt jelentkeznek. A spektrum-fényesség diagramban a félreguláris változók mellett M-osztályú csillagok találhatók, amelyekben nem lehet kimutatni a fényességváltozások ismételhetőségét (szabálytalan változók). Alatta olyan csillagok vannak, amelyek spektrumában emissziós vonalak vannak, amelyek nagyon hosszú időintervallumon keresztül (70-től 1300 napig) és nagyon nagy határok között simán változtatják fényességüket. Az ilyen típusú csillagok figyelemre méltó képviselője az o (omikron) Kita, vagy más néven Mira. Ezt a csillagosztályt nevezik hosszú periódusú változók, mint például Mira Kita. A hosszú periódusú változócsillagok periódushossza mindkét irányban 10%-os átlagérték körül ingadozik.
A kisebb fényerejű törpecsillagok között is vannak változók különféle típusok, amelyek száma összesen körülbelül 10-szer kevesebb, mint a lüktető óriások száma. Ezek a csillagok változékonyságukat periodikusan ismétlődő kitörések formájában mutatják meg, amelyek természetét az anyag különféle kilökődései vagy kitörései magyarázzák. Ezért ezt az egész csillagcsoportot az új csillagokkal együtt nevezik eruptív változók. Érdemes megjegyezni, hogy közöttük nagyon eltérő természetű csillagok vannak, mind fejlődésük korai szakaszában, mind pedig a fejlődésüket befejező. életút. Úgy tűnik, a legfiatalabb csillagokat kell figyelembe venni, amelyek még nem fejezték be a gravitációs összehúzódás folyamatát τ (tau) típusú változók Bika. Ezek spektrális osztályok törpék, leggyakrabban F - G, amelyek nagy számban találhatók, például az Orion-ködben. Nagyon hasonlóak hozzájuk a B-től M-ig terjedő spektrális osztályokba tartozó RW Aurigae típusú csillagok, amelyek mindegyikénél a fényesség változása olyan hibásan megy végbe, hogy nem állapítható meg szabályszerűség.
Az olyan speciális típusú eruptív változócsillagokat, amelyeknél legalább egyszer legalább 7-8 magnitúdós kitörést (hirtelen éles fényerőnövekedést) észleltek, ún. új. Általában egy új csillag kitörése során a látszólagos csillagmagasság 10-13 m-rel csökken, ami a fényesség tíz- és százezerszeres növekedésének felel meg. A kitörés után az új csillagok nagyon forró törpék. A kitörés maximális fázisában az A-F osztályú szuperóriásokhoz hasonlítanak. Ha ugyanannak az új csillagnak a kitörését legalább kétszer észlelték, akkor egy ilyen új csillag kitörését ismételtnek nevezzük. Az ismétlődő nóvák fényességnövekedése valamivel kisebb, mint a tipikus novákban. Jelenleg összesen körülbelül 300 új csillag ismert, amelyek közül körülbelül 150 jelent meg galaxisunkban, és több mint 100 - az Androméda-ködben. Az ismert hét ismétlődő nóvában összesen mintegy 20 járványkitörést figyeltek meg. Sok (talán az összes) nova és ismétlődő nova közeli bináris. Kitörés után a nóvák gyakran gyenge változékonyságot mutatnak. Az új csillag fényerejének változása azt mutatja, hogy a kitörés során a csillagban kialakult instabilitás okozta hirtelen robbanás következik be. Különböző hipotézisek szerint ez az instabilitás egyes forró csillagokban a csillag energiafelszabadulását meghatározó belső folyamatok eredményeként, vagy egyes külső tényezők hatására keletkezhet.
szupernóvák
A szupernóvák olyan csillagok, amelyek ugyanúgy fellángolnak, mint az újak, és elérik az abszolút magnitúdót -18 métertől -19 méterig, de legfeljebb -21 méterig. A szupernóvák fényereje több mint tízmilliószorosára nő. A szupernóva által a villanás során kibocsátott összenergia több ezerszer nagyobb, mint a nováké. Körülbelül 60 szupernóva-robbanást rögzítettek más galaxisokban, és gyakran kiderült, hogy fényességük összevethető annak a galaxisnak a fényességével, amelyben a robbanás történt. A korábbi szabad szemmel végzett megfigyelések leírása szerint Galaxisunkban több szupernóva-robbanás esetét is megállapították. Közülük a legérdekesebb az 1054-es szupernóva, amely a Bika csillagképben tört ki, és a kínai és japán csillagászok hirtelen felbukkanó "vendégcsillagként" figyeltek meg, amely fényesebbnek tűnt, mint a Vénusz, és nappal is látható volt. Bár ez a jelenség hasonlít egy közönséges nóva kitöréséhez, léptékében, egyenletes és lassan változó fénygörbéjében és spektrumában különbözik tőle. A maximum korszakához közeli spektrum jellege alapján a szupernóvák két típusát különböztetjük meg. Nagy érdeklődésre tartanak számot a gyorsan terjeszkedők, amelyek több esetben az I. típusú szupernóvák lelőhelyén kerültek elő. Ezek közül a legfigyelemreméltóbb a híres Rák-köd a Bika csillagképben. A köd emissziós vonalainak alakja körülbelül 1000 km/sec sebességgel való tágulását jelzi. A köd jelenlegi méretei olyanok, hogy a tágulás ilyen ütemben legfeljebb 900 évvel ezelőtt kezdődhetett meg, i.e. éppen időben az 1054-es szupernóva-robbanáshoz.
Pulzárok
1967 augusztusában az angol Cambridge városában kozmikus rádiósugárzást rögzítettek, amely pontforrásokból érkezett egymás után következő tiszta impulzusok formájában. Az ilyen források egyedi impulzusának időtartama néhány milliszekundumtól néhány tizedmásodpercig terjedhet. Az impulzusok élessége és ismétlődésük helyessége lehetővé teszi ezen objektumok pulzálási periódusainak nagy pontosságú meghatározását, amelyeket ún. pulzárok. Az egyik pulzár periódusa hozzávetőlegesen 1,34 másodperc, míg a többi 0,03 és 4 másodperc közötti periódusú. Jelenleg körülbelül 200 pulzár ismeretes. Mindegyik erősen polarizált rádiósugárzást ad széleskörű hullámhosszak, amelyek intenzitása meredeken növekszik a hullámhossz növekedésével. Ez azt jelenti, hogy a sugárzás nem termikus jellegű. Sok pulzár távolságát sikerült meghatározni, amelyek száztól több ezer parszekig terjednek, ami a nyilvánvalóan galaxisunkhoz tartozó objektumok viszonylagos közelségét jelzi.
A leghíresebb pulzár, amelyet általában az NP 0531 számmal jelölnek, pontosan egybeesik a Rák-köd közepén lévő csillagok egyikével. A megfigyelések azt mutatták, hogy ennek a csillagnak az optikai sugárzása is változik ugyanabban az időszakban. Egy impulzusban a csillag eléri a 13 métert, és az impulzusok között nem látható. Ugyanezt a pulzációt ebből a forrásból érzékeli a röntgensugárzás is, amelynek ereje 100-szor nagyobb, mint az optikai sugárzásé. Az egyik pulzár egybeesése egy olyan szokatlan képződmény középpontjával, mint a Rák-köd, azt sugallja, hogy ezek csak olyan objektumok, amelyekbe a szupernóvák a kitörések után alakulnak át. Ha a szupernóva-kitörések valóban ilyen objektumok kialakulásával végződnek, akkor nagyon valószínű, hogy a pulzárok neutroncsillagok, ebben az esetben körülbelül 2 naptömegű tömegüknél körülbelül 10 km-es sugaraknak kell lenniük. Ilyen méretekre sűrítve az anyag sűrűsége nagyobb lesz, mint a mag, és a csillag forgása másodpercenként több tíz fordulatra gyorsul. Úgy tűnik, az egymást követő impulzusok közötti időintervallum megegyezik a neutroncsillag forgási periódusával. Ezután a pulzálást a csillagok felszínén lévő egyenetlenségek, sajátos forró pontok jelenléte magyarázza. Itt helyénvaló "felületről" beszélni, mivel ilyen nagy sűrűségeknél az anyag tulajdonságait tekintve közelebb áll a szilárd testhez. A neutroncsillagok olyan energetikai részecskék forrásaként szolgálhatnak, amelyek folyamatosan belépnek a hozzájuk tartozó ködökbe, például a Rák-ködbe.
fotó: Rádiósugárzás a Rák-ködből
változó csillagok
A változócsillagok olyan csillagok, amelyek fényereje változik. A csillagok változóak és fizikailag változóak. Az első esetben maga a csillag nem változtat a fényességén, csak az egyik csillag takarja el a másikat mozgás közben, és a megfigyelő változást lát a csillag fényességében. Ezek közé a csillagok közé tartozik az Algol (a Perseus csillagkép).
A fizikai változókat csillagoknak nevezzük, amelyek a csillagban végbemenő fizikai folyamatok eredményeként viszonylag rövid idő alatt megváltoztatják fényességüket. A változékonyság jellegétől függően megkülönböztetünk pulzáló változókat és eruptív változókat, új és szupernóvákat, amelyek a kitörési változók speciális esetei, valamint pulzárokat és közeli kettőscsillagokat (az anyag egyik komponensből a másikba áramlásával). Ma már több tízezer fizikailag változó csillagot ismerünk.
Minden változócsillag, beleértve a fogyatkozó változókat is, különleges jelöléssel rendelkezik, kivéve, ha korábban a görög ábécé betűivel jelölték őket. Az egyes csillagképek első 334 változócsillagát a latin ábécé R, S, T, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, .. betűsorozata jelöli. ., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ a megfelelő csillagkép nevének hozzáadásával (pl. RR Lyr). A következő változók jelölése V 335, V 336 stb. (pl. V 335 Cyg)
Tekintsük most a fizikailag változó csillagok összes ismert osztályát.
cefeidák. A cefeidák fizikai változócsillagok, amelyeket a fénygörbe különleges alakja jellemez. A csillagok látszólagos magnitúdója egyenletesen és periodikusan változik az idő múlásával, és megfelel a csillag fényességében bekövetkezett többszöri változásnak (általában 2-ről 6-ra). A Polaris a kefeidák közé tartozik. Régóta felfedezték, hogy meglehetősen jelentéktelen határokon belül változtatja ragyogását.
Ez a csillagosztály az egyik tipikus képviselője - a d Cephei - után kapta a nevét.
A cefeidák az F és G osztályba tartozó óriások és szuperóriások közé tartoznak. Ez a körülmény lehetővé teszi, hogy nagy távolságból is megfigyeljék őket, beleértve a csillagrendszerünk – a Galaxis – határain túl is.
A korszak a kefeidák egyik legfontosabb jellemzője. Minden adott csillagnál nagy pontossággal állandó, de a különböző kefeidáknál az időszakok nagyon eltérőek (egy naptól több tíz napig).
A látszólagos magnitúdóval egyidejűleg a cefeidák spektruma is megváltozik, átlagosan egy spektrális osztályon belül, ami azt jelenti, hogy a cefeidák fényerejének változása együtt jár a légkör hőmérsékletének átlagosan 1500°-os változásával.
A cefeidák spektrumában a sugárirányú sebességek periodikus változását találták a spektrumvonalak eltolódásából. A vonalak legnagyobb eltolódása a piros oldalra a minimumnál, a kékre pedig a fényerő maximumánál következik be. Így a csillag sugara is periodikusan változik.
A d Cephei csillagok fiatal objektumok, amelyek főként csillagrendszerünk fő síkjának - a Galaxisnak - közelében helyezkednek el. A gömb alakú csillaghalmazokban található cefeidák idősebbek és valamivel kevésbé fényesek. Ezek kisebb tömegű, ezért lassabban fejlődő csillagok, amelyek elérték a cefeidák szakaszát. Virgo W csillagoknak hívják őket.
A cefeidák megfigyelt jellemzői azt mutatják, hogy ezeknek a csillagoknak a légköre szabályos lüktetést tapasztal. Következésképpen megvannak a feltételeik egy speciális oszcillációs folyamat hosszú ideig állandó szinten tartására.
A Naphoz hasonló csillagok mechanikus rezgésének periódusa körülbelül három óra. A Nap valóban nagyon gyengén pulzál, 2-3 óránál rövidebb periódusokkal. Ahhoz azonban, hogy az ilyen lüktetések olyan jelentős amplitúdókat érjenek el, mint amilyeneket a cefeidáknál megfigyeltek, léteznie kell egy bizonyos mechanizmusnak, amely energiát biztosít ezekhez az oszcillációkhoz.
Jelenleg úgy gondolják, hogy ez az energia a csillag sugárzásából származik, és az oszcillációk felhalmozódása egyfajta szelepmechanizmus miatt következik be, amikor a csillag külső rétegeinek átlátszatlansága késlelteti a belső rétegekből érkező sugárzás egy részét. .
A számítások azt mutatják, hogy valójában egy ilyen szelep szerepét a csillagnak az a rétege tölti be, amelyben a hélium részben ionizált (míg a hidrogén és más elemek szinte teljesen ionizáltak). A semleges hélium átlátszatlan a csillag ultraibolya sugárzásával szemben, amely elhúzódik és felmelegíti a gázt. Ez a felmelegedés és az általa okozott tágulás hozzájárul a hélium ionizációjához. a réteg átlátszóvá válik, a kimeneti sugárzási fluxus nő. Ez azonban lehűléshez és összenyomódáshoz vezet, aminek következtében a hélium ismét semleges lesz, és az egész folyamat újra megismétlődik.
Ennek a mechanizmusnak a megvalósításához szükséges, hogy a csillag felszíne alatt egy bizonyos mélységben, ahol a sűrűség már meglehetősen magas, elérjék azt a hőmérsékletet, amely éppen szükséges a hélium ionizációjához. Ez csak bizonyos effektív hőmérsékletű csillagok esetében lehetséges, pl. fényességeket. Ennek eredményeként a pulzálás csak bizonyos csillagok esetében lehetséges.
Ha feltételezzük, hogy a kefeidáknál van valamilyen kapcsolat a tömeg és a fényesség között, akkor a kapcsolat alapján számítanunk kell a periódus és a fényesség közötti létezésre és kapcsolatra.
Az ilyen függőség jelenlétét jóval azelőtt állapították meg, hogy a cefeidák pulzációinak természetét meg lehetett volna tisztázni. A hozzánk legközelebb eső csillagrendszerek egyikében (a Kis Magellán-felhőben) a cefeidák tanulmányozása során észrevették, hogy minél kisebb a cefeidák látszólagos magnitúdója (azaz minél fényesebbnek tűnik), annál hosszabb ideig változik a fényessége. . Ez a kapcsolat lineárisnak bizonyult. Abból, hogy az összes vizsgált csillag ugyanabba a rendszerbe tartozott, az következett, hogy a távolságuk közel azonos volt. Ezért a felfedezett függőség egyidejűleg a P periódus és az abszolút M nagyság (vagy L fényesség) közötti függésnek bizonyult a cefeidák esetében.
A fő nehézség a meghatározásában nulla pont Ez a függőség abban áll, hogy az ismert cefeidák távolsága nem határozható meg trigonometrikusan, és sokkal kevésbé megbízható indirekt módszereket kell alkalmazni.
A korszak és a cefeidák abszolút nagysága közötti kapcsolat megléte rendkívül fontos szerepet játszik a csillagászatban: meghatározza a nagyon távoli objektumok távolságát, amikor más módszer nem alkalmazható.
A cefeidákon kívül számos egyéb pulzáló változócsillag létezik. A leghíresebb közülük RR Lyra főszereplők, amelyeket korábban rövid periódusú kefeidáknak neveztek, mivel jellemzőik hasonlóak a közönséges kefeidákkal. Az RR Lyrae csillagok az A spektrális osztályba tartozó óriások. A Hertzsprung-Russell diagramon egy nagyon szűk szakaszt foglalnak el, ami majdnem ugyanannak a fényességnek felel meg az összes ilyen típusú csillag esetében, amely több mint százszorosa a Nap fényességének. Az RR Lyrae csillagok periódusa 0,2 és 1,2 nap között van. A fényerő változásának amplitúdója eléri az egy csillagmagasságot.
Az ingadozó változók érdekes típusa a kis csoport Cephei b-típusú csillagok(vagy b típusú Canis Major), amely főleg a korai B spektrális alosztályok óriásaihoz tartozik (átlagosan B2-3 osztály). A Hertzsprung-Russell diagramon ezek a fő sorozat tetejétől jobbra találhatók. A változékonyság természetéből és a fénygörbe alakjából adódóan ezek a csillagok az RR Lyrae csillagokhoz hasonlítanak, és kivételesen kis amplitúdójú magnitúdóváltozásban különböznek tőlük, legfeljebb 0,2 m-rel. A periódusok 3-6 óra tartományba esnek, és a kefeidákhoz hasonlóan a periódus függ a fényerőtől. A sugárirányú sebességgörbék gyakran változó fázisban, alakban és amplitúdóban vannak.
A rendszeresen változó fényerővel pulzáló csillagokon kívül számos olyan csillagtípus létezik, amelyek fénygörbéje megváltozik. Ezek közül kiemelkedik RV típusú sztárok Bika, amelyben a fényerő változásait a mély és sekély minimumok váltakozása jellemzi, 30-150 napos periódusban és 0,8-3,5 magnitúdós amplitúdóval. Az RV Taurus típusú csillagok az F, G vagy K spektrális osztályba tartoznak. Sokuknak fényes emissziós vonalai vannak a spektrumban a maximum korszaka közelében, és a titán abszorpciós sávjai a minimum közelében. Ez arra utal, hogy az RV Tauri csillagok spektruma a forró és a késői hideg csillagok korai spektrális típusainak jellemzőit egyaránt ötvözi. Az RV Tauri csillagok köztes kapcsolatot jelentenek a cefeidák és más típusú pulzáló változók között.
Cephei m típusú csillagok az M spektrális osztályba tartoznak, és vörös félreguláris változóknak nevezzük. Néha a fényerő változásának nagyon erős szabálytalanságai különböztetik meg őket, amelyek több tíz-több száz napos periódus alatt jelentkeznek.
A spektrum-fényesség diagramban a félig szabályos változók mellett találhatók M osztály sztárjai, amelyben nem lehet kimutatni a fényerő változásainak ismételhetőségét (hibás változók). Alatta olyan csillagok vannak, amelyek spektrumában emissziós vonalak vannak, amelyek simán változtatják fényességüket nagyon hosszú időintervallumon keresztül (70-1300 nap) és nagyon nagy határok között (10 m-ig). Az ilyen típusú csillagok figyelemre méltó képviselője az "omikron" (o) Kita, vagy más néven Mira (Csodálatos). D. Fabricius német csillagász fedezte fel. 1596-ban látható volt az égen, majd eltűnt és csak 1609-ben jelent meg.
A Világ csillaga szerint ezt az egész csillagosztályt Mira Ceti típusú hosszú periódusú változóknak vagy Miridáknak nevezik. Mirida- pulzáló csillagok, amelyek fényereje a méretingadozás miatt változik. Ezeknek a csillagoknak a spektruma mindig hidrogén (maximum) vagy fém (minimum előtt) emissziós vonalat tartalmaz. A hosszú periódusú változócsillagok periódushossza mindkét irányban 10%-os átlagérték körül ingadozik.
A pulzáló változók figyelembe vett csoportjai egyetlen csillagsorozatot alkotnak a pulzálás periódusának (vagy ciklusának) növekvő időtartamával. Ez a sorrend különösen jól látszik, ha figyelembe vesszük, hogy egy adott tértérfogatban hány különböző típusú, adott periódusértékkel rendelkező csillag van. A legtöbb pulzáló változó periódusa közel 0d.2 (RR Lyra típus), 0d.5 és 5d (cefeidák), 15d (Virgo W típusú cefeidák), l00d (félszabályos) és 300d (hosszú periódusú változók) . Mindezek a csillagok
az óriásoké, azaz. a csillagok evolúciójáról szóló modern elképzelések szerint olyan objektumokra, amelyek átmentek a fő sorozatban való létezés szakaszán.
Az evolúció további útja a Hertzsprung-Russell diagram jobb oldali mozgásának felel meg. Ebben az esetben a fősorozat felső részének összes csillagának át kell haladnia a fent említett instabilitási sávon, a masszív csillagok pedig kétszer keresztezik azt, és tovább időznek rajta.
A cefeidákra jellemző instabilitás mellett a Hertzsprung-Russell diagramban más instabilitási régiók is lehetnek, amelyek más pulzáló változóknak felelnek meg. Így a pulzálás nagy valószínűséggel természetes jelenség, amely megkülönbözteti a csillagfejlődés egyes szakaszait.
Az alacsonyabb fényerősségű csillagok (törpék) között is vannak különböző típusú változók, amelyek összes ismert száma körülbelül 10-szer kevesebb, mint a pulzáló óriások száma. Mindegyikük ismétlődő villanások formájában nyilvánítja meg változékonyságát, ami különféle anyagkibocsátással - kitörésekkel magyarázható. Ezért ezt az egész csillagcsoportot az új csillagokkal együtt nevezik eruptív változók.
Nem szabad azonban elfelejteni, hogy a legkülönfélébb természetű csillagok jelennek meg itt, mind fejlődésük korai szakaszában, mind életútjuk befejezésében.
Úgy tűnik, a legfiatalabb csillagokat kell figyelembe venni, amelyek még nem fejezték be a gravitációs összehúzódás folyamatát Taurus típusú változók(T Tau). Ezek spektrális osztályok, leggyakrabban F-G törpék, amelyek spektrumában a napkromoszféra fényes vonalaira emlékeztető emissziós vonalak találhatók. Nagy számban találhatók meg például az Orion-ködben.
Nagyon hasonlít hozzájuk olyan sztárok, mint az RW Aurigae(RW Aur), amely a B-től M-ig terjedő spektrális osztályokba tartozik. Mindezen csillagok fényerejének változása olyan szabálytalan, hogy nem állapítható meg szabályszerűség. Kaotikus fényerő-változások fordulhatnak elő 3 m-t, néha akár 1 m-t is elérő amplitúdókkal egy óra alatt.
T A Tauri csillagok leggyakrabban csoportokban találhatók, különösen a nagy gáz- és porködökön belül. Kis fényes ködök is megfigyelhetők közvetlenül maguk körül ezek a csillagok, ami azt jelzi, hogy kiterjedt gáznemű héjak vannak bennük. Nyilvánvalóan a csillag gravitációs összehúzódási folyamatával összefüggő anyagmozgás ezekben a héjakban a kaotikus változékonyságának oka. Ebből következik, hogy a T Tauri csillagok a legfiatalabb képződmények, amelyek már sztárnak tekinthetők. Még fiatalabb objektumok is ismertek - infravörös sugárzás forrásai. De ezek még nem csillagok, hanem csillagok előtti testekké (protasztárok) összehúzódó gáz-porfelhők.
UV Ceti flare csillagok mindig azokon a területeken fordulnak elő, ahol vannak T Taurus változók. Ezek a K és M spektrális osztályok törpéi. A spektrumukban kalcium és hidrogén emissziós vonalak is találhatók. Jellemzőjük a rendkívül gyors fényerőnövekedés az epizodikus fellángolások során: kevesebb mint egy perc alatt a sugárzási fluxus megtízszereződhet. Utána fél óra vagy egy óra múlva visszaáll az eredeti szintre. A fáklya során az emissziós vonalak fényereje is megnő. A jelenség természete erősen hasonlít a Nap kromoszférikus felvillanására, amely azonban sokkal nagyobb léptékben különbözik. Az UV Ceti csillagok nagy valószínűséggel a gravitációs összehúzódás utolsó szakaszában vannak.
Légy típusú sztárok. A hatalmas, gyorsan fejlődő csillagokat sokkal nehezebb elkapni az evolúció korai szakaszában. Ennek ellenére a B osztályba tartozó, túlnyomórészt gyors forgású forró csillagok között gyakran előfordulnak olyan csillagok, amelyek emissziós vonalai hidrogénhez, esetenként héliumhoz és más elemekhez tartoznak. Az ilyen csillagokat általában változó spektrum jellemzi, és 0,1-0,2 m-rel változtatják fényességüket, és ezek a változások szabálytalan természetűek, és nyilvánvalóan a gyors forgás okozta anyagkiáramláshoz kapcsolódnak. A Be csillagok tömege 10 millió ¤ nagyságrendű. Nyilvánvalóan ezek a közelmúltban formált fiatal tárgyak.
Wolf-Rayet típusú sztárok(WR) csillagok kis csoportját alkotják, amelyek galaxisunk legfényesebb objektumaihoz tartoznak. Abszolút magnitúdójuk átlagosan -4 m, összes ismert számuk nem haladja meg a 200-at. A WR-típusú csillagok spektruma széles fényes vonalakból áll, amelyek nagy ionizációs potenciállal rendelkező atomokhoz és ionokhoz tartoznak (H, 1 He, 2 He, 3 C, 3 N , 3 O stb.) erős folytonos háttérre rárakva. A spektrumvonalak alakja a csillagokat körülvevő héjak tágulását jelzi, ami gyorsulással következik be. A vonalakban kibocsátott energia összemérhető a folytonos spektrum energiájával. Forrása egy nagyon forró csillag erőteljes ultraibolya sugárzása, melynek effektív hőmérséklete eléri a 100 000 K-t! Nyilvánvalóan az ilyen forró sugárzás fénynyomása okozza az atomok megfigyelt felgyorsult mozgását a WR-típusú csillagok légkörében. A Be csillagokhoz hasonlóan ezek is fiatal objektumok, gyakran bináris rendszerek.
A kompressziós vagy tágulási folyamatokkal együtt a csillagok fényereje is megváltozhat annak következtében, hogy a felszínen sötét és világos foltok képződnek. A csillag a tengelye körül forogva a megfigyelő felé fordul fényes vagy sötét oldalával. Egyes csillagokon a sötét foltok nagy területeket foglalnak el, így a változékonyság észrevehetővé válik. A nap mennyiségéről sötét foltok időszakosan is növekszik. Megállapították, hogy amikor a sötét foltok áthaladnak a Nap látható korongján, kevesebb fény jut a Földre. A Nap tehát foltos változócsillagnak tekinthető.
Új sztárok. Az "új" csillag kifejezés egyáltalán nem egy újonnan kialakult csillag megjelenését jelenti, hanem egyes csillagok változékonyságának csak egy bizonyos szakaszát tükrözi. Az új csillagokat speciális típusú eruptív változócsillagoknak nevezik, amelyeknél legalább egyszer hirtelen és éles, legalább 7-8 magnitúdós fényességnövekedést (fellobbanást) figyeltek meg. Leggyakrabban a fáklya során a látszólagos csillagmagasság 10-13 méterrel csökken, ami a fényesség tíz- és százezres növekedésének felel meg. Átlagosan az abszolút magnitúdó a maximumon eléri a 8,5 m-t. A kitörés után az új csillagok nagyon forró törpék. A maximális fáklyás fázisban úgy néznek ki, mint az A-F spektrumtípusú szuperóriások.
A megfigyelések szerint évente körülbelül száz új csillag lobban fel Galaxisunkban.
Ha ugyanazon új csillag kitörését legalább kétszer észlelték, akkor egy ilyen új csillagot ismételtnek neveznek. Az ismételt nóvákban a fényerő növekedése általában valamivel kisebb, mint a tipikus novákban.
Kitörés után a nóvák gyakran gyenge változékonyságot mutatnak.
Az új csillagok fénygörbéinek különleges formája van, ami lehetővé teszi az összes jelenség több szakaszra bontását. A kezdeti fényerőnövekedés nagyon gyorsan (2-3 nap) következik be, de röviddel a maximum előtt a fényerő növekedése valamelyest lelassul (végső emelkedés). A maximum után a fényerő csökken, évekig tart. A fényerő csökkenése az első három nagyságrenddel általában egyenletes. Néha vannak másodlagos maximumok. Ezt egy átmeneti szakasz követi, amelyet vagy a fényerő további három nagyságrendű zökkenőmentes csökkenése, vagy annak ingadozása jellemez. Néha élesen csökken a fényerő, majd lassan visszatér az előző értékhez. A ragyogás végső csökkenése meglehetősen fokozatos. Ennek eredményeként a csillag ugyanolyan fényerőt kap, mint a kitörés előtt.
A leírt kép egy új csillag fényességének változásáról azt mutatja, hogy a kitörés során hirtelen robbanás következik be, amelyet a csillagban keletkezett instabilitás okoz. Különböző hipotézisek szerint ez az instabilitás egyes forró csillagokban a csillag energiafelszabadulását meghatározó belső folyamatok eredményeként, vagy egyes külső tényezők hatására keletkezhet.
A nóva felrobbanásának lehetséges oka a szoros kettős rendszerek összetevői közötti anyagcsere, amelyhez minden ilyen csillag tartozik. Egy párban az egyik csillag általában egy fő szekvenciacsillag, a második egy fehér törpe. Egy normál csillag erősen deformálódik egy fehér törpe becsapódása miatt. A belőle származó plazma a fehér törpére kezd folyni, és egy világító korongot képez körülötte. Ahogy az anyag ráesik a fehér törpére, egy gázréteg képződik vele magas hőmérsékletűés sűrűség, a protonok ütközése termonukleáris reakciót okoz. Ez a termonukleáris robbanás a fehér törpe felszínén, ami a felhalmozódott burok kilökődéséhez vezet. A megfigyelő a héj fényét egy új csillag felvillanásaként látja. A novarobbanás során felszabaduló energia teljes mennyisége meghaladja a 10 45 -10 46 erg értéket. A nap sok energiát sugároz ki több tízezer év alatt! Ennek ellenére ez lényegesen kevesebb, mint a csillag teljes termonukleáris energiájának tartalékai. Ennek alapján úgy vélik, hogy egy új csillag felrobbanása nem jár együtt általános szerkezetének megváltozásával, hanem csak a felszíni rétegeket érinti.
A robbanásból származó gáz felmelegedésének következménye, hogy a csillag anyag kilökődik, ami a külső rétegek - 10 -4 -10 -5 M¤ tömegű héjak - leválásához vezet. Ez a héj óriási sebességgel, több százról 1500-2000 km/s-ra tágul. A csillag gyorsan ontja, és ennek eredményeként ködöt képez maga körül. A hozzánk legközelebb eső nóva szinte mindegyike körül táguló gázködöket találtak.
A kitörés korai szakaszában, amikor a héj sugara a tágulás következtében több százszorosára nő, a csillag külső rétegeinek sűrűsége és hőmérséklete csökken. Kezdetben egy forró O osztályú csillag A-F osztályú spektrumot szerez. A lehűlés ellenére azonban a csillag teljes fényereje gyorsan növekszik a gázok erőteljes izzása és a buroksugár növekedése miatt. Ezért röviddel a maximum előtt az új csillag szuperóriás spektrumával rendelkezik.
Ebben a szakaszban a nova spektruma rendelkezik az A vagy F osztályú szuperóriások összes jellemzőjével (keskeny vonalak, amelyek közül kiemelkednek a hidrogénvonalak). Ennek a premaximálisnak nevezett spektrumnak azonban egy fontos jellemzője az abszorpciós vonalak erős eltolódása az ibolya felé, ami megfelel annak, hogy a kibocsátó anyag másodpercenként több tíz vagy száz kilométeres sebességgel közeledik felénk. Ebben az időben a sűrű héj kitágulása tapasztalható, amely ebben a szakaszban az újnak megvan.
Maximum a spektrum formája élesen megváltozik. Megjelenik az úgynevezett fő spektrum. Vonalai körülbelül 1000 km/sec tágulási sebességnek megfelelő mértékben tolódnak el az ibolya felé. Ennek a spektrumváltozásnak az az oka, hogy a tágulás során a héj vékonyabbá, ezáltal átlátszóbbá válik. Ezért láthatóvá válnak mélyebb rétegei, amelyek sokkal gyorsabban mozognak. Közvetlenül a maximum után világos, nagyon széles emissziós vonalak jelennek meg a nóva spektrumában, főleg hidrogénhez, vashoz és titánhoz tartozó sávok formájában. Ezen sávok mindegyike elfoglalja a spektrum teljes tartományát a fő spektrum megfelelő ibolya eltolt abszorpciós vonalától az ugyanazon vonal eltolatlan helyzetéig. Ez azt jelenti, hogy a héj már annyira megritkult, hogy láthatóvá válnak a különböző rétegei, amelyek minden lehetséges sebességgel rendelkeznek.
Amikor ez a fényerő-csökkenés körülbelül 1 m, megjelenik egy diffúz szikraspektrum, amely hidrogén és ionizált fémek erősen elkenődött abszorpciós vonalaiból, valamint specifikus fényes sávokból áll. A diffúz szikraspektrum a fő spektrumra kerül, fokozatosan növekszik az intenzitása. A jövőben a forró B osztályú csillagokra jellemző ún. orion spektrum is kiegészül hozzá, a diffúz szikra, majd az Orion spektrumok megjelenése azt jelzi, hogy a csillag fokozatosan növekvő sebességgel lök ki anyagot egyre mélyebbről és melegebbről. rétegek.
Az átmeneti szakasz elejére a diffúz szikra spektrum eltűnik, és az orionok elérik maximális intenzitásukat. Miután ez utóbbi is eltűnik, az új csillag folytonos spektrumának hátterében, amelyet széles abszorpciós sávok kereszteznek, emissziós vonalak jelennek meg és fokozatosan növekednek, amelyek a ritkított gázködök spektrumában (a köd állapotában) figyelhetők meg. Ez a héj anyagának még erősebb ritkulását jelzi.
szupernóvák. A szupernóvák olyan csillagok, amelyek úgy lobbannak fel, mint az újak, és maximális abszolút magnitúdójukat elérik -18 és -19 méter, sőt -21 méter között. A fényerő növekedése több mint 19 m-rel, azaz több tízmilliószoros. A szupernóva által a kitörése során kibocsátott teljes energia meghaladja a 10 48 -10 49 erg értéket, ami több ezerszer több, mint a nóváké.
A szupernóvák egy csillag robbanása következtében jönnek létre, amikor tömegének nagy része 10 000 km/s sebességgel szétrepül, a többi pedig szupersűrű neutroncsillaggá préselődik.
Körülbelül 60 szupernóva-robbanást rögzítettek más galaxisokban, és gyakran kiderült, hogy fényességük összevethető annak a galaxisnak a fényességével, amelyben a robbanás történt. A szupernóvák a Napnál 8-10-szer nagyobb tömegű csillagok életének végét jelentik, neutroncsillagokat szülnek, és nehéz elemekkel gazdagítják a csillagközi közeget.
Korábbi, szabad szemmel végzett megfigyelések leírása szerint Galaxisunkban több szupernóva-robbanás esetét is sikerült megállapítani. Közülük a legérdekesebb az évkönyvekben említett 1054-es szupernóva, amely a Bika csillagképben lobbant fel, és amelyet a kínai és japán csillagászok egy hirtelen felbukkanó "vendégcsillag" formájában figyeltek meg, amely fényesebbnek tűnt, mint a Vénusz és még nappal is látható volt.
Egy másik, hasonló jelenségre vonatkozó megfigyelést 1572-ben Tycho Brahe dán csillagász sokkal részletesebben írt le. Megfigyelték egy "új" csillag hirtelen megjelenését a Cassiopeia csillagképben. Néhány napon belül ez a csillag, amely gyorsan növelte fényességét, fényesebbnek kezdett látszani, mint a Vénusz.
Hamarosan sugárzása fokozatosan gyengülni kezdett, a kihalás pedig intenzitás-ingadozásokkal és apró villanásokkal járt. Két év elteltével már nem látható szabad szemmel.
1604-ben a Kepler szupernóvát észlelt az Ophiuchus csillagképben. Bár ez a jelenség hasonlít egy közönséges nóva kitöréséhez, léptékében, egyenletes és lassan változó fénygörbéjében és spektrumában különbözik tőle.
A maximum korszakához közeli spektrum jellege alapján a szupernóvák két típusát különböztetjük meg.
A maximumhoz közeli I. típusú szupernóvákat egy folytonos spektrum különbözteti meg, amelyben nem láthatók vonalak. Később nagyon széles emissziós sávok jelennek meg, amelyek helyzete nem esik egybe egyetlen ismert spektrumvonallal sem. E sávok szélessége megfelel a gázok 6000 km/s sebességig terjedő tágulásának. A sávok intenzitása, szerkezete és helyzete gyakran változik az idő múlásával. Hat hónappal a maximum után megjelennek a semleges oxigén spektrumával azonosítható sávok.
A II. típusú szupernóvákban a maximális fényerő valamivel kisebb, mint az I. típusú szupernóvákban. Spektrumukat az ultraibolya lumineszcencia növekedése különbözteti meg. A közönséges nóvák spektrumához hasonlóan hidrogénnel, ionizált nitrogénnel és más elemekkel azonosított abszorpciós és emissziós vonalakat mutatnak.
Nagy érdeklődésre tartanak számot a gyorsan táguló gázködök, amelyeket több esetben a felrobbanó I. típusú szupernóvák helyén találtak. Ezek közül a legfigyelemreméltóbb a híres Rák-köd a Bika csillagképben. A köd emissziós vonalainak alakja körülbelül 1000 km/s sebességgel való tágulását jelzi. A köd jelenlegi méretei olyanok, hogy a tágulás ilyen ütemben legfeljebb 900 évvel ezelőtt kezdődhetett meg, i.e. éppen az 1054-es szupernóva-robbanás korszakában. A Rák-köd időbeli és elhelyezkedési egybeesése a kínai krónikákban leírt "vendégcsillaggal" arra utal, hogy a Bika csillagképben lévő köd szupernóva-robbanás eredménye.
A Rák-köd számos figyelemre méltó tulajdonsággal rendelkezik:
1) a látható sugárzás több mint 80%-a a folytonos spektrumra esik;
2) fehér fényben amorf megjelenésű;
3) az ionizált fémekből és hidrogénből álló vonalakat tartalmazó ködök szokásos emissziós spektrumát (ez utóbbiak gyengébbek) az egyes szálak bocsátják ki;
4) a sugárzás polarizált, és a köd egyes részein szinte teljesen;
5) A Rák-köd galaxisunk egyik legerősebb rádiósugárzási forrása.
A Rák-köd ezen érdekes tulajdonságainak egyik lehetséges magyarázata a következő. Az 1054-es szupernóva-robbanás során a szabad elektronok nagy számban kezdtek megjelenni, hatalmas mozgási energiákkal (relativisztikus elektronok). A fénysebességhez közeli sebességgel mozognak. A részecskék ilyen erős felgyorsulásának folyamatai jelenleg is tartanak. Folyamatos sugárzás mind a spektrum látható tartományában, mind a rádiótartományban a relativisztikus elektronok lassulása miatt jön létre, miközben spirálisan mozognak a gyenge mágneses mezők erővonalai körül. Az ilyen sugárzásnak polarizáltnak kell lennie, ami ténylegesen megfigyelhető.
Gyenge ködöket és különféle erejű rádiókibocsátási forrásokat is felfedeztek Galaxisunkban más szupernóvák kitöréseinek helyén.
Egészen a közelmúltig teljesen tisztázatlan maradt, hogyan történik az új relativisztikus elektronok állandó beáramlása a Rák-ködben, annak ellenére, hogy a szupernóva-robbanás jelensége már régen véget ért. A kérdés csak azután kezdett tisztázni, hogy teljesen új tárgyakat fedeztek fel.
Pulzárok. 1967 augusztusában Cambridge-ben (Anglia) kozmikus rádiósugárzást regisztráltak, amely pontforrásokból, szigorúan egymást követő tiszta impulzusok formájában áradt ki. Az ilyen források egyedi impulzusának időtartama néhány ezredmásodperctől néhány tizedmásodpercig terjed. Az impulzusok élessége és ismétlődésük rendkívüli szabályossága lehetővé teszi ezen objektumok, úgynevezett pulzárok lüktetési periódusainak nagyon nagy pontosságú meghatározását. Az egyik pulzár periódusa 1,337301133 s, míg a többi 0,03 és 4 másodperc közötti periódusú. Jelenleg körülbelül 200 pulzár ismeretes. Mindegyik erősen polarizált rádiósugárzást produkál a hullámhosszok széles tartományában, amelynek intenzitása meredeken növekszik a hullámhossz növekedésével. Ez azt jelenti, hogy a sugárzás nem termikus jellegű. Sok pulzár távolságát meg lehetett határozni, amelyek száztól több ezer parszekig terjedtek. Így ezek viszonylag közeli objektumok, nyilvánvalóan a mi Galaxisunkhoz tartoznak.
A legfigyelemreméltóbb pulzár, amelyet általában az NP 0531 számmal jelölnek, pontosan egybeesik a Rák-köd közepén lévő csillagok egyikével. Különleges megfigyelések kimutatták, hogy ennek a csillagnak az optikai sugárzása is változik ugyanabban az időszakban. Egy impulzusban a csillag eléri a 13 métert, és az impulzusok között nem látható. Ugyanezt a pulzációt ebből a forrásból érzékeli a röntgensugárzás is, amelynek ereje 100-szor nagyobb, mint az optikai sugárzásé.
Az egyik pulzár egybeesése egy olyan szokatlan képződmény középpontjával, mint a Rák-köd, azt sugallja, hogy ezek csak olyan objektumok, amelyekbe a szupernóvák a kitörések után alakulnak át. A modern elképzelések szerint a szupernóva-robbanás hatalmas mennyiségű energia felszabadulásával jár a szupersűrű állapotba való átmenet során, miután az összes lehetséges nukleáris energiaforrást kimerítették benne.
A kellően nagy tömegű csillagok esetében a legstabilabb állapot a protonok és elektronok neutronokká való fúziója és az úgynevezett neutroncsillag kialakulása. Ha a szupernóva-kitörések valóban ilyen objektumok kialakulásával végződnek, akkor nagyon valószínű, hogy a pulzárok neutroncsillagok, ebben az esetben 2M¤ nagyságrendű tömegüknél körülbelül 10 km-es sugaraknak kell lenniük. Ilyen méretekre sűrítve az anyag sűrűsége nagyobb lesz, mint a magé (akár 10 6 t/cm 3 ), és a csillag forgása a szögimpulzus megmaradásának törvénye miatt több tízre felgyorsul. fordulat másodpercenként. A neutroncsillagok felszínén a neutronok protonokká és elektronokká bomlanak. erős mezőny felgyorsítja az elektronokat a fénysebességhez közeli sebességre, és kirepülnek a világűrbe. Az elektronok csak a mágneses pólusok azon részein hagyják el a csillagot, ahol a mágneses erővonalak jönnek ki. Ha a csillag mágneses tengelye nem esik egybe a forgástengellyel, akkor a sugárnyalábok a csillag forgási periódusával megegyező periódussal forognak. A pulzár elnevezés tehát nem teljesen helytálló: a csillagok nem lüktetnek, hanem forognak.
Egyes pulzároknál a periódusok lassú növekedését tapasztalták (10 3 -10 7 év alatt megduplázódik), amit nyilvánvalóan a pulzárhoz kapcsolódó mágneses tér késleltető hatása okoz, aminek következtében a forgási energia sugárzássá alakul át. . Ezzel együtt az időszakok hirtelen csökkenését figyelték meg, ami valószínűleg a csillag felületének éles átstrukturálódását tükrözi, ami néha lehűl.
A rádiópulzárok mellett ún. csak a röntgen- vagy gamma-sugárzás tartományában megfigyelt pulzárok; periódusuk néhány másodperctől több száz másodpercig terjed, és közeli kettős csillagrendszerek részei. Kisugárzásuk energiaforrása a modern fogalmak szerint a neutroncsillagra való akkréció során felszabaduló gravitációs energia, ill. fekete lyuk egy szomszédos normál csillagból áramló anyag.
Nagyon érdekes változócsillagok pulzárszerű röntgenforrások. Egy részük valójában pulzár, mások szupernóva-robbanások maradványai. Ebben az esetben az izzás oka egy több millió fokos hőmérsékletre felmelegített gáz hősugárzása.
De a galaktikus röntgenforrások nagy része a csillagtermészetű objektumok egy speciális osztályába tartozik, amelyeket gyakran röntgencsillagoknak neveznek. Legfigyelemreméltóbb tipikus képviselőjük az említett Scorpio X-1 forrás. A folyamatosan sugárzók közül ez bizonyult a legfényesebbnek: 1-10 Aring tartományban; a belőle származó sugárzási fluxus átlagosan 3 10 -7 erg/cm 2, azaz. amennyit egy 7 m-es csillag ad az optikai tartományban. Röntgenfényessége eléri a 10 37 erg/s értéket, ami több ezerszer nagyobb, mint a Nap boometrikus fényessége.
A röntgencsillagok fontos jellemzője sugárzásuk változékonysága. A 12-13 méteres változócsillaggal azonosított Scorpio X-1 forrásnál a röntgen- és az optikai sugárzás fluxusának változásai semmilyen kapcsolatban nem állnak egymással. Néhány napon belül mindkettő 20%-on belüli ingadozást tapasztalhat, ezt követően kezdődik az aktív fázis - több órán át tartó villanások, amelyek során a fluxusok 2-3-szor változnak. Ugyanakkor a sugárzási szintben olykor jelentős változás figyelhető meg 10-3 mp nagyságrendű időintervallumban, így a forrás mérete nem haladhatja meg a 0,001 fénymásodpercet (a fényév analógiájával meghatározva), azaz 300 km. Ez azt sugallja, hogy a röntgenforrásoknak szokatlanul kompakt objektumoknak kell lenniük, talán neutroncsillagokhoz hasonlóak, mint például a pulzárok esetében, amelyekkel egyes röntgencsillagokat azonosítanak.
Számos röntgencsillag, mint például a Hercules X-1 és a Centaurus X-3, szigorú periodicitású a röntgensugár-fluxus változásai, ami azt bizonyítja, hogy a forrás egy bináris rendszer alkotóeleme. Több mint egy tucat forrást azonosítottak csillagokkal, amelyek változékonysága arra utal, hogy szoros kettős rendszerekhez tartoznak. Ezért a röntgencsillagok nagy valószínűséggel közeli bináris rendszerek, amelyekben az egyik komponens egy optikai csillag, a másik pedig egy kompakt objektum, amely fejlődésének végső szakaszában van. Leggyakrabban azt feltételezik, hogy ez egy neutroncsillag, bár bizonyos esetekben nem zárják ki egy fehér törpe vagy akár egy fekete lyuk lehetőségét sem.
Az erős röntgensugárzás megjelenésének oka a felhők és a szoros bináris rendszer optikai komponenséből kiáramló gázsugarak kompakt tárgyra (például neutroncsillagra) esése lehet. Egy rendkívül kompakt neutroncsillag esetében a lehulló gázok sebessége ebben a folyamatban, az úgynevezett akkrécióban elérheti a 100 000 km/s-ot, i.e. a fénysebesség harmadát! Ha egy neutroncsillagra esik, a gázok mozgási energiája röntgensugarakká alakul át. Fontos szerepet játszanak a neutroncsillag erős mágneses mezői.
A folyamatosan megfigyelt röntgenforrások mellett évente akár egy tucatnyi fellángoló objektumot is észlelnek, amelyek a jelenség természetében új csillagokra emlékeztetnek. Ezeknek az újszerű röntgenforrásoknak a fényereje néhány nap alatt gyorsan növekszik. 1-2 hónapon belül kiderülhet, hogy a "röntgen" égbolt legfényesebb területei, sugárzási fluxusuk néha többszöröse, mint a Scorpio X-1 legfényesebb állandó forrása. Néhányuk a fáklyák során röntgenpulzárnak bizonyul, amelyek nagyon hosszú periódusúak (legfeljebb 7 perc). Ezeknek a tárgyaknak a természete, valamint az új csillagokkal való lehetséges kapcsolatuk még nem ismert.
A változócsillagok az egyik legfurcsább jelenség az égbolton, amely szabad szemmel is megfigyelhető. Sőt, egy egyszerű csillagászat-kedvelő tudományos tevékenységére is van lehetőség, sőt még felfedezésre is van lehetőség. Manapság nagyon sok változócsillag létezik, és elég érdekes megfigyelni őket.
A változócsillagok olyan csillagok, amelyek idővel változtatják fényességüket. Természetesen ez a folyamat eltart egy ideig, és nem szó szerint történik a szemünk előtt. Ha azonban rendszeresen megfigyel egy ilyen csillagot, világosan láthatóvá válik a fényerejének változása.
A fényerő változásának okai különböző okok lehetnek, és ezektől függően az összes változó csillag különböző típusokra van felosztva, amelyeket az alábbiakban megvizsgálunk.
Hogyan fedezték fel a változó csillagokat
Mindig is azt hitték, hogy a csillagok fényessége valami állandó és megingathatatlan. A villanást vagy éppen a csillag megjelenését ősidők óta valami természetfelettinek tulajdonították, és ennek egyértelműen volt valamiféle jele felülről. Mindez jól látható ugyanannak a Bibliának a szövegében.
Sok évszázaddal ezelőtt azonban az emberek tudták, hogy egyes csillagok még mindig változtathatják fényességüket. Például a Beta Perseust nem hiába hívják El Ghoulnak (most Algolnak hívják), ami fordításban nem jelent mást, mint "az ördög csillaga". Azért nevezték így, mert szokatlan tulajdonsága, hogy a fényerőt valamivel kevesebb, mint 3 napos időtartammal változtatja. Ezt a csillagot változóként 1669-ben Montanari olasz csillagász fedezte fel, a 18. század végén pedig John Goodryke angol amatőrcsillagász tanulmányozta, és 1784-ben fedezte fel a második azonos típusú változót - a β Lyrae-t.
1893-ban Henrietta Lewitt a Harvard Obszervatóriumába került. Feladata az volt, hogy megmérje a fényességet és katalogizálja a csillagokat az ebben az obszervatóriumban felhalmozott fotólemezeken. Ennek eredményeként Henrietta 20 év alatt több mint ezer változócsillagot fedezett fel. Különösen jó volt a lüktető változócsillagok, a kefeidák kutatásában, és néhány fontos felfedezést tett. Különösen azt fedezte fel, hogy a cefeidák periódusa függ a fényességétől, ami lehetővé teszi a csillag távolságának pontos meghatározását.
Henrietta Lewitt. Ezt követően a csillagászat rohamos fejlődésével több ezer új változót fedeztek fel.
Változócsillagok osztályozása
Minden változócsillag különböző okok miatt változtatja a fényerejét, ezért ennek alapján dolgoztak ki egy osztályozást. Eleinte meglehetősen egyszerű volt, de ahogy gyűltek az adatok, egyre bonyolultabbá vált.
Most a változócsillagok osztályozásában több nagy csoportot különböztetnek meg, amelyek mindegyike alcsoportokat tartalmaz, amelyek magukban foglalják az azonos változékonysági okokkal rendelkező csillagokat. Nagyon sok ilyen alcsoport van, ezért röviden áttekintjük a főbb csoportokat.
a változócsillagok elhomályosítása
A változók, vagy egyszerűen a változócsillagok elhomályosítása nagyon egyszerű okból megváltoztatja a fényerejüket. Valójában nem egy csillagról, hanem egy bináris rendszerről van szó, ráadásul egészen közel. A pályájuk síkja úgy helyezkedik el, hogy a megfigyelő látja, hogyan zárja be az egyik csillag a másikat - mintegy fogyatkozás van.
Ha egy kicsit távol lennénk, nem láthatnánk ilyesmit. Az is lehet, hogy sok ilyen csillag van, de nem tekintjük őket változónak, mert pályájuk síkja nem esik egybe a mi nézetünk síkjával.
Sokféle fogyatkozó változócsillag is ismert. Az egyik leghíresebb példa az Algol vagy β Perseus. Ezt a csillagot Montanari olasz matematikus fedezte fel 1669-ben, tulajdonságait pedig John Goodrick angol amatőrcsillagász tanulmányozta a 18. század végén. A kettős rendszert alkotó csillagok külön-külön nem láthatók – olyan közel helyezkednek el, hogy forgási periódusuk mindössze 2 nap és 20 óra.
Ha megnézi az Algol fényerőgörbét, akkor egy kis csökkenést láthat a közepén - egy másodlagos minimumot. A helyzet az, hogy az egyik összetevő világosabb (és kisebb), a második gyengébb (és nagyobb). Amikor a gyenge komponens takarja a fényeset, akkor erős fényesést látunk, ha pedig a fényes a gyengét, akkor a fényerő csökkenése nem túl kifejezett.
1784-ben Goodryk felfedezett egy másik fogyatkozási változót, a Lyrae-féle β-t. Időtartama 12 nap 21 óra 56 perc. Az Algollal ellentétben ennél a változónál a fényerő változásának grafikonja simább. A helyzet az, hogy itt nagyon közel van a kettõs rendszer, a csillagok olyan közel vannak egymáshoz, hogy megnyúlt, ellipszis alakúak. Ezért nemcsak az összetevők fogyatkozását látjuk, hanem a fényesség változásait is, amikor az elliptikus csillagok szélesre vagy keskenyre forognak.
A β Lyra fényerejének változásának grafikonja. védelem. Emiatt itt simább a fényesség változása.
Egy másik jellemző fogyatkozási változó az Ursa Major W, amelyet 1903-ban fedeztek fel. Itt a diagram a fővel majdnem azonos mélységű másodlagos mélypontot mutat, maga a diagram pedig sima, mint a β Lyra. Az a helyzet, hogy itt az alkatrészek közel azonos méretűek, szintén megnyúltak, és olyan közel helyezkednek el, hogy felületük szinte összeér.
Vannak más típusú fogyatkozó változócsillagok is, de ezek kevésbé gyakoriak. Ide tartoznak az ellipszoid csillagok is, amelyek forgás közben akár széles, akár keskeny oldallal fordulnak felénk, aminek következtében fényességük megváltozik.
Pulzáló változócsillagok
Pulzáló változó csillagok - nagy osztály az ilyen jellegű tárgyakat. A fényerő változása a csillag térfogatának változása miatt következik be - vagy kitágul, vagy újra összehúzódik. Ez a fő erők - a gravitáció és a belső nyomás - közötti egyensúly instabilitása miatt történik.
Ilyen pulzáció esetén a csillag fotoszférájának növekedése és a sugárzó felület területének növekedése következik be. Ezzel egyidejűleg megváltozik a csillag felszíni hőmérséklete és színe. A fényesség is változik. Bizonyos típusú ingadozó változók periodikusan változtatják a fényerejüket, és vannak olyanok, amelyeknek nincs stabilitásuk – szabálytalannak nevezik őket.
Az első lüktető csillag a Mira Kita volt, amelyet 1596-ban fedeztek fel. Amikor ragyogása eléri a maximumát, szabad szemmel is jól látható. Legalább jó távcső vagy távcső szükséges. A Mira fényességi periódusa 331,6 nap, és az ilyen csillagokat Mirideknek vagy ο Ceti-típusú csillagoknak hívják – több ezren ismertek.
A pulzáló változók másik széles körben ismert típusa a Cepheida, amely egy ilyen típusú csillagról, a Ϭ Cepheiről kapta a nevét. Ezek óriások, amelyek időtartama 1,5-50 nap, néha több. Még a Sarkcsillag is a cefeidákhoz tartozik közel 4 napos periódussal és 2,50 és 2,64 csillag közötti fényességingadozással. mennyiségeket. A cefeidákat is alosztályokra osztják, megfigyeléseik jelentős szerepet játszottak általában a csillagászat fejlődésében.
Az RR Lyrae típusú pulzáló változókat a fényerő gyors változása jellemzi - periódusuk kevesebb, mint egy nap, és az ingadozások átlagosan elérik az egy nagyságrendet, ami megkönnyíti a vizuális megfigyelést. Az ilyen típusú változókat szintén 3 csoportra osztják, fénygörbéik aszimmetriájától függően.
A törpe cefeidáknál a még rövidebb periódusok egy másik fajta lüktető változó. Például a Vízöntő CY-je 88 perces, míg a Phoenix SX-é 79 perces. Fényességük grafikonja hasonló a közönséges kefeidák grafikonjához. Nagyon érdekesek a megfigyeléshez.
A pulzáló változócsillagoknak sokkal több típusa létezik, bár ezek nem olyan gyakoriak vagy nem túl kényelmesek az amatőr megfigyelésekhez. Például az RV Taurus típusú csillagok periódusa 30-150 nap, és a fényességi grafikonon is vannak eltérések, ezért az ilyen típusú csillagokat félig szabályosnak nevezik.
Rossz változó csillagok
A szabálytalan változócsillagok is lüktetnek, de ez egy nagy osztály, amely sok objektumot foglal magában. Fényességük változása nagyon összetett, és gyakran lehetetlen előre megjósolni.
Egyes szabálytalan csillagok esetében azonban a periodicitás hosszú távon kimutatható. Több éven keresztül megfigyelve például észrevehető, hogy a szabálytalan ingadozások összeadódnak egy bizonyos ismétlődő átlagos görbéhez. Ilyen csillagok például a Betelgeuse - α Orion, amelynek felületét világos és sötét foltok borítják, ami megmagyarázza a fényerő ingadozását.
A szabálytalan változócsillagok nem jól ismertek, és nagy érdeklődésre tartanak számot. Ezen a területen még sok felfedezésre várnak.
Hogyan figyeljük meg a változó csillagokat
Különféle módszereket alkalmaznak a csillagok fényességében bekövetkezett változások észlelésére. A leginkább elérhető a vizuális, amikor a megfigyelő összehasonlítja egy változó csillag fényességét a szomszédos csillagok fényességével. Ezután az összehasonlítás alapján kiszámítják a változó fényerejét, és ezen adatok halmozásával egy grafikont építenek, amelyen jól láthatóak a fényerő-ingadozások. A látszólagos egyszerűség ellenére a fényerő szemmel történő meghatározása meglehetősen pontosan elvégezhető, és az ilyen tapasztalatokat meglehetősen gyorsan meg lehet szerezni.
Számos módszer létezik a változó csillag fényességének vizuális meghatározására. Ezek közül a leggyakoribb az Argelander módszer és a Neuland-Blazhko módszer. Vannak mások is, de ezek meglehetősen könnyen megtanulhatók, és kellő pontosságot adnak. Ezekről egy külön cikkben fogunk többet mondani.
A vizuális módszer előnyei:
- Nincs szükség felszerelésre. A halvány csillagok megfigyeléséhez távcsőre vagy távcsőre lehet szüksége. Csillagok minimum 5-6 csillaggal. mennyiségek szabad szemmel is megfigyelhetők, ezekből is elég sok van.
- A megfigyelés során valódi "kommunikáció" történik vele csillagos égbolt. Ez a természettel való egység kellemes érzését kelti. Ráadásul elég tudományos munka, ami elégedettséget okoz.
A hátrányok közé tartozik mindazonáltal a nem ideális pontosság, amely hibákat okoz az egyes megfigyelésekben.
Egy másik módszer a csillag fényességének becslésére a berendezés használata. Általában egy változócsillagról a környezetével egy kép készül, majd a képből pontosan meghatározható a változó fényessége.
Megéri egy amatőr csillagásznak változócsillagokat megfigyelni? Mindenképpen megéri! Végtére is, ezek nem csak az egyik legegyszerűbb és leginkább hozzáférhető tárgyak a tanuláshoz. Ezeknek a megfigyeléseknek tudományos értéke is van. A hivatásos csillagászok egyszerűen nem képesek rendszeres megfigyelésekkel lefedni ekkora tömegű csillagokat, egy amatőr számára pedig még a tudományhoz való hozzájárulás is van, és előfordultak ilyen esetek.
