Затъмняващи променливи звезди. Променливи и нестационарни звезди. Спектрален клас М

> Променливи звезди

Обмисли променливи звезди: описание на звездния клас, защо те могат да променят яркостта, продължителност на промяната в величината, слънчеви флуктуации, видове променливи.

ПроменливаНаречен звезда, ако може да променя яркостта. Тоест неговата видима величина по някаква причина периодично се променя за земен наблюдател. Такива промени могат да отнемат години, понякога само секунди, и варират между 1/1000 от величината и 20-та.

Сред представителите на променливи звезди в каталозите бяха включени повече от 100 000 небесни тела, а хиляди други действат като подозрителни променливи. също е променлива, чиято яркост варира с 1/1000 от величината и чийто период обхваща 11 години.

История на променливите звезди

Историята на изучаването на променливите звезди започва с Omicron Ceti (Mira). Давид Фабрициус го описва като нов през 1596 г. През 1638 г. Йоханес Хогвалдс забелязва пулсирането му в продължение на 11 месеца. Това беше ценно откритие, тъй като предполагаше, че звездите не са нещо вечно (както твърди Аристотел). Свръхновите и променливите помогнаха за началото на нова ера в астрономията.

След това само за един век е възможно да се намерят 4 променливи от типа на света. Оказа се, че за тях е известно преди да се появят в архивите на западния свят. Например, три са изброени в документите на Древен Китай и Корея.

През 1669 г. е открита променливата затъмняваща звезда Алгол, въпреки че нейната променливост е обяснена едва от Джон Гудрик през 1784 г. Третият е Chi Swan, открит през 1686 и 1704 г. През следващите 80 години бяха открити още 7.

От 1850 г. започва бум в търсенето на променливи, тъй като фотографията се развива активно. Само за да разберете, от 2008 г. насам има повече от 46 000 променливи.

Характеристики и състав на променливите звезди

Променливостта има причини. Това се отнася за промени в осветеността или масата, както и за някои препятствия, които пречат на светлината да достигне. Следователно се разграничават видовете променливи звезди. Пулсиращите променливи звезди се надуват и свиват. Двойните затъмнения губят яркост, когато едно от тях се припокрива с другото. Някои променливи представляват две близки звезди, които обменят маса.

Могат да се разграничат два основни типа променливи звезди. Има вътрешни променливи - тяхната яркост се променя поради пулсация, промяна в размера или изригване. Има и външни - причината се крие в затъмнението, което се получава поради взаимно въртене.

Вътрешни променливи звезди

Цефеиди- невероятно ярки звезди, надвишаващи слънчевата светимост 500-300 000 пъти. Периодичност – 1-100 дни. Това е пулсиращ тип, способен бързо да се разширява и свива с течение на времето. краткосрочен. Това са ценни обекти, тъй като се използват за измерване на разстояния до други небесни тела и образувания.

Други пулсиращи променливи включват RR Lyrae, който има много по-кратък период и е по-стар. Има RV Taurus - свръхгиганти с осезаемо клатушкане. Ако разгледаме звезди с дълъг период, тогава това са обекти като Мира - студени червени свръхгиганти. Полуправилни - червени гиганти или свръхгиганти, чиято периодичност отнема 30-1000 дни. Един от най-популярните е.

Не забравяйте за цефеидната променлива V1, която остави своя отпечатък в историята на изследването на Вселената. С нейна помощ Едуин Хъбъл разбира, че мъглявината, в която се намира, е галактика. Това означава, че космосът не е ограничен до Млечния път.

Катаклизмичните променливи („експлозиви“) светят поради внезапни или много мощни светкавици, създадени от термоядрени процеси. Сред тях са нови, свръхнови и нови джуджета.

Свръхнови- са динамични. Количеството излъчена енергия понякога надхвърля възможностите на цялата галактика. Те могат да растат до магнитуд 20, ставайки 100 милиона пъти по-ярки. Най-често те се образуват в момента на смъртта на масивна звезда, въпреки че след това може да остане ядро ​​(неутронна звезда) или да се образува планетарна мъглявина.

Например V1280 Scorpii достигна максималната си яркост през 2007 г. През последните 70 години Новият Лебед е най-яркият. Всички бяха изумени и от V603 Orla, който избухна през 1901 г. През 1918 г. е не по-малко светло.

Новите джуджета са двойни бели звезди, които пренасят маса и произвеждат редовни изблици. Има симбиотични променливи - близки двойни системи, в които се появяват червен гигант и гореща синя звезда.

Изригванията се забелязват от еруптивни променливи, способни да взаимодействат с други вещества. Има много подтипове: пламтящи звезди, свръхгиганти, протозвезди, променливи на Орион. Някои от тях действат като двоични системи.

Външни променливи звезди

ДА СЕ затъмнениесе отнасят за звезди, които периодично блокират светлината една на друга при наблюдение. Всяка от тях може да има свои собствени планети, повтаряйки механизма на затъмнението, който се случва в. Алгол е такъв обект. Мисията на НАСА "Кеплер" успя да открие повече от 2600 затъмняващи двойни звезди по време на своята мисия.

Въртящ сеса променливи, които показват малки вариации в светлината, създадена от повърхностни петна. Много често това са двойни системи, оформени под формата на елипси, което води до промени в яркостта по време на движение.

Пулсари– въртящи се неутронни звезди, които произвеждат електромагнитно излъчване, което се забелязва само ако е насочено към нас. Светлинните интервали могат да се измерват и проследяват, защото са точни. Много често те се наричат ​​космически маяци. Ако пулсарът се върти много бързо, той губи голяма сумамаса за секунда. Те се наричат ​​милисекундни пулсари. Най-бързият представител е в състояние да направи 43 000 оборота в минута. Тяхната скорост се обяснява с гравитационната връзка с обикновените звезди. По време на такъв контакт газът се движи от нормален към пулсар, ускорявайки въртенето си.

Бъдещи изследвания на променливите звезди

Важно е да се разбере, че тези небесни тела са изключително полезни за астрономите, тъй като им позволяват да разберат радиусите, масата, температурата и видимостта на други звезди. Освен това те помагат да се проникне в състава и да се проучи еволюционният път. Но изучаването им е труден и продължителен процес, за който се използват не само специални инструменти, но и любителски телескопи.

Някои променливи са особено важни, като цефеидите. Те помагат да се определи възрастта на цялата Вселена и разкриват тайните на далечни галактики. Променливите на света разкриват тайните на нашето Слънце. Суперновите разкриват много за процеса на разширяване. Катаклизмичните съдържат информация за активни галактики и свръхмасивни черни дупки. Следователно променливите звезди могат да обяснят защо някои неща във Вселената не са стабилни.

Първата пулсираща звезда е открита от немски астроном Давид Фабрициуспрез 1596 г. в съзвездието Кит и наречена Мира. Периодът на промяна на яркостта на тази звезда е 331,6 дни.

Дългопериодичните променливи звезди (с периоди от няколко седмици до година или повече; звезди като Мира Кит) се наричат светове. Почти всички звезди от този тип са стари червени гиганти с огромни размери и висока яркост. Амплитудите на промените в яркостта на такива звезди могат да достигнат десет величини.

По време на еволюционната трансформация на звезда в гигантска звезда нейният обем се увеличава и средната плътност на материята намалява. По това време вътрешната структура на звездата се променя радикално, което може да бъде придружено от дисбаланс между силите на гравитационното привличане и радиационното налягане. Това води до периодични колебания в обема на звездата: обвивката й или се разширява, или се свива (връща се към предишния си обем). Такива периодични трептения на променливи звезди се наричат ​​пулсации.

Голям клас от много ярки променливи гигантски звезди и свръхгиганти от класове F и G се наричат Цефеиди. Това са пулсиращи променливи звезди, чиято яркост се променя плавно и периодично (от 0,5 до 2 величини). Периодът на промяна на блясъка варира от няколко до 70 дни. Името идва от звездата δ Цефей - една от най-типичните променливи звезди за този клас.

Едновременно с видимата величина на цефеидите се променя и техният спектър. Въз основа на промяната в неговата интензивност беше открито, че цефеидите периодично (с период на промяна на яркостта) променят температурата си средно с 1500 градуса.

Теоретичните изчисления и практическите наблюдения показват, че само гигантски звезди и свръхгиганти преминават през етапа на цефеидите. Периодът на пулсация на звезда зависи от средната плътност на нейната материя и се подчинява на следния модел: \ където \(P\) е периодът на пулсация в дни, \(\rho\) е средната плътност (в единици от средната плътност на Слънцето). Средната плътност на материята на цефеидите е около \(10^(-2)\:\frac(kg)(m^(3))\).

Цефеидите с по-голяма маса имат по-висока светимост, по-голям радиус, но по-ниска плътност и съответно по-дълъг период на пулсация, т.е. цефеидите имат важна връзка "период-светимост". Тази зависимост се описва с израза: \(M = -1,25 - 3,00\lg P\), където \(P\) е периодът на промяна на яркостта в дни, а \(M\) е средната абсолютна величина. Така от периода, известен от наблюденията, може да се определи абсолютната величина или яркост на звездата. Чрез сравняване с наблюдаваната видима величина може да се определи разстоянието до цефеида. Високата яркост и променливост на яркостта правят възможно откриването на цефеиди до разстояния от 20 Mpc. Те се наблюдават в близките галактики, като по този начин определят разстоянията до тези звездни системи.

Цефеидите образно се наричат ​​фаровете на Вселената. Към днешна дата в нашата галактика са известни над 800 цефеиди.

Друг вид пулсиращи променливи звезди са RR Lyrae звезди, с по-кратки периоди от 0,2 до 1,2 дни. Почти всички звезди от този тип са гиганти от спектрален клас А. Те променят яркостта си много бързо. Амплитудата на промяната на яркостта достига 1-ва величина. Тези звезди, подобно на цефеидите, имат връзка между период и яркост.

Видимата яркост на който варира. Тези промени могат да имат период от няколко години или хилядни от секундата, а големината на промените варира от една хилядна от средната яркост до 20-кратно увеличение. Повече от 100 000 променливи звезди са каталогизирани, включително Слънцето. Плътността на енергийния поток на нашата звезда варира с около 0,1 процента, или част от хиляда, по време на 11-годишния слънчев цикъл.

История на променливите звезди

Първата идентифицирана променлива звезда беше Omicron Ceti, по-късно наречена Мира. През 1596 г. тя е класифицирана като нова, а през 1638 г. Йохан Холуърдс наблюдава промени в яркостта на звездата по време на 11-месечен цикъл. Разстоянието до звездата е 200-400 светлинни години. Това е двоична система, състояща се от червена гигантска променлива звезда. Периодът на колебания на яркостта е 332 дни, като яркостта във видимия диапазон се променя стотици пъти за един цикъл, докато в инфрачервената част на спектъра яркостта се променя само два пъти. Втората звезда също е променлива, но без точен период. Неговите колебания в скоростта са причинени от притока на материя от първата звезда. Беше важно откритие, тъй като заедно със свръхновите показа, че звездите не са постоянни същества, както се смяташе от времето на Древна Гърция.

Свойства на променливите звезди

Има много причини за промени във видимата яркост на звездите. Нека подчертаем, че тя е видима, тоест самата звезда изобщо не трябва да се променя; условията на наблюдение обикновено се променят - както например в случая с Алгол. Някои звезди обаче мигат поради промени в техните свойства - пулсиращите променливи имат променлив радиус или маса. Някои променливи звезди са двойни системи, в които други звезди са толкова близки, че материалът постоянно тече от една към друга и обратно. Като цяло класификацията на променливите звезди е много богата, но те се разделят предимно поради променливост - вътрешна (в руската астрономия е обичайно еруптивните променливи да се разглеждат отделно) или външни.

Вътрешни причини

Цефеидите са много ярки звезди, с яркост 500-300 000 слънчеви, и с много кратък период на пулсация - от 1 до 100 дни. Тези звезди се разширяват и свиват по ясен модел. Тези звезди са особено ценни за астрономите, тъй като измерването на промените в тяхната яркост дава възможност много точно да се определят техните разстояния, превръщайки цефеидите в прегради на Вселената. Други видове променливи звезди с вътрешни причини за флуктуации на яркостта: RR Lyrae, къси периодични, стари звезди, по-малки от цефеидите; RV Телец, свръхгиганти с огромни колебания в яркостта; тип Мира (наречена на първата променлива звезда), хладни червени свръхгиганти; неправилни, червени гиганти или свръхгиганти с дълги периоди, вариращи от 30 до 1000 дни, Бетелгейзе принадлежи към този тип и са предимно червени свръхгиганти.

Еруптивните променливи също са свързани с вътрешни процеси, те рязко увеличават яркостта си поради термоядрени експлозии вътре или на повърхността на звездата. Те включват близки двойни звезди, които обменят маса. Свръхнови, нови, повтарящи се нови, нови джуджета и други са група звезди, които изпитват големи резки промени в яркостта, обикновено поради експлозия. Най-известните от тях са свръхновите, които могат да засенчат цяла галактика и да увеличат яркостта си сто милиона пъти. Новите и повтарящите се нови са близки двойни звезди, върху чиито повърхности се случват експлозии, но за разлика от свръхновите, звездите не се унищожават. Новите джуджета са двоични системи от бели джуджета, които обменят маса, което ги кара периодично да експлодират. Те са подобни на симбиотичните променливи, състоящи се от червен гигант и гореща синя звезда, затворени в обща обвивка от прах и газ.

Външни причини

Затъмняващите променливи са звезди, които минават една пред друга, блокирайки част от светлината. Може да бъде причинено и от планетите на звездата. Въртящите се звезди имат променлива яркост поради наличието на тъмни или, обратно, ярки петна по повърхността им и въртенето на звездата. Подобни промени се наблюдават в случай на звезда, чиято форма е забележимо различна от сфера (обикновено в двоична система). В този случай въртенето на елипсоида води до промени в площта на излъчващата повърхност. Към този тип спадат и пулсарите.

Бъдещи изследвания

Изследванията на променливи звезди предоставят на астрономите данни за масите, радиусите, температурите и други свойства на звездите. Индиректно се получава информация за структурата и еволюцията на звездата. Изучаването на променливи звезди с дълъг период обаче отнема много време - обикновено десетилетия. Любителите астрономи играят основна роля в продължаващото наблюдение на променливите звезди. Някои променливи са особено важни за науката, като цефеидите, които предоставят информация за възрастта на Вселената. Изследването на променливите от тип Мира предоставя информация за Слънцето и звездите, подобни на него, свръхнови тип Ia се използват за измерване на скоростта на разширяване на Вселената, еруптивни променливи - при изследване на активни галактически ядра и свръхмасивни

Променливи звезди

Въпреки че на пръв поглед звездите, които блестят в небето, изглеждат постоянни, оказва се, че много от тях променят своята видима яркост с течение на времето. Звездата става по-ярка и по-бледа. Такива звезди се наричат ​​променливи звезди. За някои променливи звезди яркостта се променя строго периодично. За други тя се променя повече или по-малко периодично, за трети се променя напълно хаотично. Има звезди, които пламват неочаквано. Там, където преди няколко дни имаше едва видима звезда на снимките, днес има искряща звезда, видима с просто око. След няколко месеца яркостта на звездата отново намалява. Някои звезди имат повтарящи се изригвания. Има звезди, които имат много бързи изригвания. За няколко минути звездата става стотици пъти по-ярка и след час се връща в първоначалното си състояние.

Амплитудите на флуктуациите на яркостта на различни променливи звезди варират от няколко стотни от звездната величина.Звездната величина е характеристика на видимата яркост на звездите. Коефициентът за определяне на величините на осветителните тела е 2,512. Нулевата точка за системата от звездни величини е условно определена от група звезди в района на Полярната звезда, наречена северна полярна серия. Видимата величина няма нищо общо с размера на звездата. Този термин има исторически произход и характеризира само яркостта на звезда. Най-ярките звезди имат нулева или дори отрицателна величина. Например звезди като Вега и Капела имат приблизително нулева величина, а най-ярката звезда в нашето небе Сириус има величина минус 1,5. Големината се обозначава в горната част с малката латинска буква m (от думата "magnitude" - величина). За звезди, които не се виждат с окото, се използва същата скала на величината. до 15-17 степен. С развитието на технологиите и подобряването на приемниците, които записват яркостта на звездите, стана възможно да се откриват нови променливи звезди с много малки амплитуди и кратки периоди. Общ бройоткри променливи звезди в галактиката Галактика. За разлика от други галактики името й се изписва с главна буква. около 40 000, а в други галактики Галактиката е огромна въртяща се звездна система - повече от 5000. За обозначаване на променливи звезди се използват латински букви, показващи съзвездието, в което се намира звездата. В рамките на едно съзвездие на променливите звезди се присвоява последователно една латинска буква, комбинация от две букви или буквата V с число. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Променливите звезди се делят на три големи класа: пулсиращи, еруптивни (експлозивни) и затъмняващи. Пулсиращите звезди имат плавна промяна в яркостта. Причинява се от периодични промени в радиуса и повърхностната температура. Когато звездите се свиват, температурата се повишава. Увеличаването на температурата води до увеличаване на светимостта.Светимостта е общата енергия, излъчвана от звезда за единица време, въпреки факта, че радиусът намалява. Периодите на пулсиращите звезди варират от части от деня (звезди тип RR Lyrae) до десетки (цефеиди) и стотици дни (звезди тип Мириди - Мира Кит). При цефеидите и звездите RR Lyrae периодичността се поддържа с удивителна точност. При променливи звезди с полуправилни или хаотични промени в яркостта пулсациите, макар и по-мощни, се появяват неравномерно. Всички цефеиди са гиганти, звезди с голяма яркост, много от тях са свръхгиганти, включително звезди с най-голяма яркост. Миридите се наричат ​​променливи звезди с дълъг период. Промените в тяхната яркост са придружени от промени в тяхната температура. Света Кит в най-големия си вид е почти толкова ярка, колкото Полярната звезда. Променливите звезди от този тип също са свръхгигантски звезди. Открити са около 14 хиляди пулсиращи звезди.

Вторият клас променливи звезди са експлозивни или, както ги наричат ​​още, еруптивни звезди. Те включват, първо, свръхнови. Свръхновите са най-ярките звезди, които се появяват в небето в резултат на звездни изригвания. Новите нови са звезди, чийто блясък внезапно се увеличава със стотици, хиляди и понякога милиони пъти, повтарящи се нови, звезди U Близнаци, новоподобни и симбиотични звезди. Всички тези звезди се характеризират с единични или повтарящи се изблици от експлозивен характер с внезапно увеличаване на яркостта. Много от тези звезди са компоненти на близки двойни системи и бурни процеси възникват, когато компонентите в такива системи взаимодействат. спътник с променлива звезда

Преди се смяташе, че новите звезди наистина се появяват отново. Но тези звезди са съществували и преди - те се показват като бледи звезди на снимки на звездното небе, направени по-рано.

Някои (и може би всички) от новите звезди избухват многократно. И така, много горещи звезди, които имат специално, нестабилно състояние, могат внезапно да избухнат и да увеличат размера си със скорост, равна на стотици километри в секунда. По време на светкавица техните външни газови слоеве се откъсват и се втурват в космоса с голяма скорост.С течение на времето тези газове се разсейват.

В редки случаи се наблюдават експлозии на свръхнови. Те се различават по това, че тяхната яркост по време на изригване е десетки и стотици милиони пъти по-голяма от яркостта на Слънцето. В момента астрономите и физиците работят усилено, за да решат въпроса какви физически причини причиняват такова грандиозно явление като експлозиите на свръхнови.

Второ, еруптивните звезди включват млади бързи неправилни променливи звезди, звезди тип UV Ceti и редица свързани с тях обекти. Броят на откритите изригвания надхвърля 2000.

Пулсиращите и еруптивните звезди се наричат ​​физически променливи звезди, тъй като промените в тяхната видима яркост са свързани с физически процеси, протичащи върху тях. Това променя температурата, цвета и понякога размера на звездата.

Третият клас променливи звезди включва затъмняващи променливи. Това са двойни системи, чиято орбитална равнина е успоредна на зрителната линия. Когато звездите се движат около общ център на тежестта, те последователно се затъмняват, което причинява колебания в тяхната яркост.

Светлинна крива на звездата Алгол. Хоризонтално показва времето в часове

Диаграма на сателитното движение на Algol

В близки системи промените в общата яркост могат да бъдат причинени от изкривявания във формата на звездите.Периодите на промяна в яркостта на затъмняващите двойни системи варират от няколко часа до десетки години. В Галактиката са известни повече от 4000 такива звезди.

Има и малък отделен клас променливи звезди - магнитни звезди. С изключение на големия магнитно полете имат силни нехомогенности в повърхностните характеристики. Такива нееднородности по време на въртенето на звездата водят до промяна в яркостта.

За приблизително 20 000 звезди класът на променливост не е определен.

Променливите звезди се изучават много внимателно от астрономите. Наблюдаваните промени в яркостта, спектъра и други величини позволяват да се определят основните характеристики на звездата, като яркост, радиус, температура, плътност, маса, както и да се изследва структурата на атмосферата и характеристиките на различни газови потоци. От наблюдения на променливи звезди в различни звездни системи е възможно да се определи възрастта на тези системи и вида на тяхното звездно население. Забележителната връзка "период-осветеност", открита за цефеидите, позволява да се изчисли истинската яркост на звездата и следователно разстоянието до нея от установения период. Ако цефеида бъде открита в някакъв много отдалечен звезден куп, тогава периодът на промяна в нейната яркост, а оттам и нейната яркост, се измерва от наблюдения. И след това е лесно да се изчисли на какво разстояние се намира тази цефеида, ако при дадена яркост тя ни изглежда в нейния блясък като звезда с такава и такава величина. Размерите на купа, колкото и големи да са те, са незначителни спрямо разстоянието до него, което означава, че всички звезди, включени в него, са на приблизително еднакви разстояния от нас. По този начин бяха измерени разстоянията до далечни части на нашата Галактика, както и до други галактики. Съвременните наблюдения показват, че някои променливи двойни звезди са космически източници на рентгеново лъчение.