Verfinsterungsveränderliche Sterne. Veränderliche und instationäre Sterne. Spektralklasse M

> Veränderliche Sterne

In Betracht ziehen veränderliche Sterne: eine Beschreibung der Sternklasse, warum sie die Helligkeit ändern können, die Dauer der Größenänderung, die Schwankungen der Sonne, die Arten von Variablen.

Variable angerufen Stern, wenn es in der Lage ist, die Helligkeit zu ändern. Das heißt, seine scheinbare Größe ändert sich aus irgendeinem Grund für einen irdischen Beobachter periodisch. Solche Veränderungen können Jahre und manchmal nur Sekunden dauern und liegen zwischen einem Tausendstel und dem Zwanzigsten.

Unter den Vertretern veränderlicher Sterne wurden mehr als 100.000 Himmelskörper in die Kataloge aufgenommen, Tausende weitere fungieren als verdächtige Variablen. ist ebenfalls eine Variable, deren Leuchtkraft um ein Tausendstel einer Größenordnung schwankt und deren Zeitraum 11 Jahre umfasst.

Geschichte der veränderlichen Sterne

Die Geschichte der Erforschung veränderlicher Sterne beginnt mit Omicron Cetus (Mir). David Fabricius beschrieb es 1596 als neu. Im Jahr 1638 bemerkte Johannes Hogwalds, dass sie 11 Monate lang pulsierte. Dies war eine wertvolle Entdeckung, da sie darauf hinwies, dass die Sterne nichts Ewiges sind (wie Aristoteles behauptete). Supernovae und Variablen trugen dazu bei, eine neue Ära der Astronomie einzuläuten.

Danach konnten in nur einem Jahrhundert vier Variablen vom Typ Welt gefunden werden. Es stellte sich heraus, dass sie bekannt waren, bevor sie in den Aufzeichnungen der westlichen Welt auftauchten. Drei davon wurden beispielsweise in den Dokumenten des alten China und Koreas aufgeführt.

Im Jahr 1669 wurde der sich verdunkelnde veränderliche Stern Algol gefunden, obwohl erst John Goodrick im Jahr 1784 seine Veränderlichkeit erklären konnte. Der dritte ist der „Hee of the Swan“, der 1686 und 1704 gefunden wurde. Im Laufe der nächsten 80 Jahre wurden 7 weitere gefunden.

Seit 1850 beginnt ein Boom in der Suche nach Variablen, da sich die Fotografie aktiv weiterentwickelt. Zur Veranschaulichung: Seit 2008 gab es allein mehr als 46.000 Variablen.

Eigenschaften und Zusammensetzung veränderlicher Sterne

Variabilität hat einen Grund. Dies gilt für Änderungen der Leuchtkraft oder Masse sowie für einige Hindernisse, die das Eindringen von Licht verhindern. Daher werden Arten veränderlicher Sterne unterschieden. Pulsierende veränderliche Sterne dehnen sich aus und ziehen sich zusammen. Verdunkelnde Doppelsterne verlieren ihre Helligkeit, wenn eines das andere überlappt. Einige Variablen stellen zwei nahe beieinander liegende Sterne dar, die ihre Masse austauschen.

Es gibt zwei Haupttypen veränderlicher Sterne. Es gibt interne Variablen – ihre Helligkeit ändert sich aufgrund von Pulsation, Größenänderung oder Eruption. Und es gibt äußere – der Grund liegt in der Sonnenfinsternis, die durch die gegenseitige Rotation entsteht.

Interne variable Sterne

Cepheid- unglaublich helle Sterne, die die Leuchtkraft der Sonne um das 500- bis 300.000-fache übertreffen. Periodizität - 1-100 Tage. Dies ist ein pulsierender Typ, der sich dramatisch ausdehnen und zusammenziehen kann kurzfristig. Dies sind wertvolle Objekte, da sie mit ihrer Hilfe Entfernungen zu anderen Himmelskörpern und Formationen messen.

Zu den weiteren pulsierenden Variablen gehört Lyras RR, das eine viel kürzere Periode hat und älter ist. Es gibt RV-Körper – Überriesen mit spürbarer Schwingung. Wenn wir Sterne mit langer Periode betrachten, dann handelt es sich um Objekte vom Mira-Typ – kalte rote Überriesen. Halbregelmäßig – Rote Riesen oder Überriesen, deren Periodizität 30–1000 Tage beträgt. Eines der beliebtesten ist .

Vergessen Sie nicht die Cepheid-Variable V1, die die Geschichte der Erforschung des Universums prägte. Mit ihrer Hilfe erkannte Edwin Hubble, dass der Nebel, in dem er sich befand, eine Galaxie war. Das bedeutet, dass der Weltraum nicht auf die Milchstraße beschränkt ist.

Katastrophale Variablen („explosiv“) leuchten aufgrund scharfer oder sehr starker Blitze, die durch thermonukleare Prozesse erzeugt werden. Darunter sind Novae, Supernovae und Zwergnovae.

Supernovae- sind dynamisch. Die ausgebrochene Energiemenge übersteigt manchmal die Kapazität einer ganzen Galaxie. Sie können eine Helligkeit von 20 erreichen und damit 100 Millionen Mal heller werden. Am häufigsten entstehen sie zum Zeitpunkt des Todes eines massereichen Sterns, obwohl danach der Kern (Neutronenstern) übrig bleiben oder sich ein planetarischer Nebel bilden kann.

Beispielsweise erreichte der V1280 Scorpii im Jahr 2007 seine maximale Helligkeit. In den letzten 70 Jahren war der Neue Cygnus der hellste Stern. Alle waren auch von der V603 Orla betroffen, die 1901 explodierte. Im Jahr 1918 war sie in ihrer Helligkeit nicht minderwertig.

Zwergnovae sind weiße Doppelsterne, die Masse tragen und regelmäßige Ausbrüche hervorrufen. Es gibt symbiotische Variablen – enge Doppelsternsysteme, zu denen ein roter Riese und ein heißer blauer Stern gehören.

Eruptionen sind an eruptiven Variablen sichtbar, die mit anderer Materie interagieren können. Hier gibt es viele Untertypen: Flare, Überriesen, Protosterne, Orion-Variablen. Einige davon sind binäre Systeme.

Äußere veränderliche Sterne

ZU verfinsternd Dazu gehören Sterne, die sich bei der Beobachtung regelmäßig gegenseitig das Licht blockieren. Jeder von ihnen kann seine eigenen Planeten haben, was den Mechanismus der Sonnenfinsternis wiederholt, der in auftritt. Algol ist ein solches Objekt. Die Raumsonde Kepler der NASA konnte während der Mission über 2.600 Doppelsterne in der Sonnenfinsternis finden.

rotierend sind Variablen, die kleine Lichtschwankungen aufweisen, die durch Oberflächenflecken erzeugt werden. Sehr oft handelt es sich dabei um binäre Systeme in Form von Ellipsen, die bei Bewegung zu Helligkeitsänderungen führen.

Pulsare- rotierende Neutronensterne, die produzieren elektromagnetische Strahlung, was nur sichtbar ist, wenn es auf uns gerichtet ist. Lichtspannen können gemessen und verfolgt werden, da sie genau sind. Sehr oft werden sie „Space Beacons“ genannt. Wenn der Pulsar sehr schnell rotiert, verliert er große Menge Massen pro Sekunde. Sie werden Millisekundenpulsare genannt. Der schnellste Vertreter schafft 43.000 Umdrehungen pro Minute. Ihre Geschwindigkeit wird durch die Gravitationsverbindung mit gewöhnlichen Sternen erklärt. Während eines solchen Kontakts gelangt das Gas vom Üblichen zum Pulsar und beschleunigt die Rotation.

Zukünftige Forschung zu veränderlichen Sternen

Es ist wichtig zu verstehen, dass diese Himmelskörper für Astronomen äußerst nützlich sind, da sie es ermöglichen, die Radien, Masse, Temperatur und Sichtbarkeit anderer Sterne zu verstehen. Darüber hinaus helfen sie, die Komposition zu durchdringen und den Evolutionspfad zu studieren. Doch ihre Erforschung ist ein mühsamer und langwieriger Prozess, für den nicht nur spezielle Instrumente, sondern auch Amateurteleskope zum Einsatz kommen.

Einige Variablen sind besonders wichtig, wie zum Beispiel Cepheiden. Sie tragen zur Bestimmung des Alters des gesamten Universums bei und enthüllen die Geheimnisse ferner Galaxien. Die Variablen der Welt enthüllen die Geheimnisse unserer Sonne. Supernovae sagen viel über den Expansionsprozess aus. Cataclysmic enthält Informationen über aktive Galaxien und supermassereiche Schwarze Löcher. Daher können veränderliche Sterne erklären, warum manche Dinge im Universum nicht stabil sind.

Der erste pulsierende Stern wurde von einem deutschen Astronomen entdeckt David Fabricius im Jahr 1596 im Sternbild Cetus und erhielt den Namen Mira. Die Helligkeitsänderungsdauer dieses Sterns beträgt 331,6 Tage.

Langperiodische veränderliche Sterne (mit Perioden von einigen Wochen bis zu einem Jahr oder mehr; Sterne wie Mira Kita) werden genannt Miriden. Fast alle Sterne dieser Art sind alte Rote Riesen von enormer Größe und hoher Leuchtkraft. Die Amplituden der Helligkeitsänderungen solcher Sterne können zehn Größenordnungen erreichen.

Bei der evolutionären Umwandlung eines Sterns in einen Riesenstern nimmt sein Volumen zu und die durchschnittliche Materiedichte ab. Zu diesem Zeitpunkt verändert sich die innere Struktur des Sterns radikal, was mit einem Ungleichgewicht zwischen den Kräften der Gravitationsanziehung und dem Strahlungsdruck einhergehen kann. Dies führt zu periodischen Schwankungen im Volumen des Sterns: Seine Hülle dehnt sich entweder aus oder zieht sich zusammen (kehrt zu ihrem vorherigen Volumen zurück). Solche periodischen Schwingungen veränderlicher Sterne nennt man Pulsieren.

Eine umfangreiche Klasse sehr heller veränderlicher Riesensterne und Überriesen der Klassen F und G wird genannt Cepheiden. Dabei handelt es sich um pulsierende, veränderliche Sterne, deren Helligkeit gleichmäßig und periodisch variiert (von 0,5 bis 2 Größenordnungen). Der Zeitraum der Helligkeitsänderung beträgt mehrere bis 70 Tage. Der Name stammt vom Stern δ Cephei – einem der typischsten für diese Klasse veränderlicher Sterne.

Gleichzeitig mit der scheinbaren Größe der Cepheiden ändert sich ihr Spektrum. Anhand der Intensitätsverschiebung wurde festgestellt, dass sich die Temperatur der Cepheiden periodisch (mit einer Periode der Helligkeitsänderung) um durchschnittlich 1500 Grad ändert.

Theoretische Berechnungen und praktische Beobachtungen zeigen, dass nur Riesensterne und Überriesen das Cepheid-Stadium durchlaufen. Die Pulsationsperiode eines Sterns hängt von der durchschnittlichen Dichte seiner Materie ab und folgt dem folgenden Muster: \ wobei \(P\) die Pulsationsperiode in Tagen ist, \(\rho\) die durchschnittliche Dichte (in Einheiten des Durchschnitts). Dichte der Sonne). Die durchschnittliche Dichte der Cepheiden-Materie beträgt etwa \(10^(-2)\:\frac(kg)(m^(3))\).

Cepheiden mit größerer Masse haben eine größere Leuchtkraft, einen größeren Radius, aber eine geringere Dichte und dementsprechend eine längere Pulsationsperiode, d. h. Cepheiden haben eine wichtige „Perioden-Leuchtkraft“-Abhängigkeit. Diese Abhängigkeit wird durch den Ausdruck \(M = -1,25 - 3,00\lg P\) beschrieben, wobei \(P\) die Periode der Helligkeitsänderung in Tagen und \(M\) die durchschnittliche absolute Sternhelligkeit ist. So kann man aus der aus Beobachtungen bekannten Periode die absolute Helligkeit bzw. Leuchtkraft eines Sterns bestimmen. Durch Vergleich mit der beobachteten scheinbaren Helligkeit kann die Entfernung zum Cepheiden bestimmt werden. Die hohe Leuchtkraft und Helligkeitsvariabilität ermöglichen die Erkennung von Cepheiden in Entfernungen von bis zu 20 Mpc. Sie werden in nahegelegenen Galaxien beobachtet und bestimmen so die Entfernungen zu diesen Sternensystemen.

Cepheiden werden im übertragenen Sinne die Leuchtfeuer des Universums genannt. Bis heute sind in unserer Galaxie über 800 Cepheiden bekannt.

Eine andere Art pulsierender veränderlicher Sterne sind RR Lyra spielt die Hauptrolle mit kürzeren Zeiträumen von 0,2 bis 1,2 Tagen. Fast alle Sterne dieser Art sind Riesen der Spektralklasse A. Sie ändern ihre Helligkeit sehr schnell. Die Amplitude der Helligkeitsänderung erreicht die 1. Größenordnung. Bei diesen Sternen besteht wie bei den Cepheiden ein Zusammenhang zwischen Periode und Leuchtkraft.

Die scheinbare Helligkeit ändert sich. Diese Änderungen können einen Zeitraum von mehreren Jahren oder Tausendstelsekunden haben, und das Ausmaß der Änderungen variiert von einem Tausendstel der durchschnittlichen Helligkeit bis zu einem Anstieg um das Zwanzigfache. Mehr als 100.000 veränderliche Sterne wurden katalogisiert, und sogar die Sonne kann ihnen zugeordnet werden. Die Energieflussdichte unseres Sterns ändert sich während des 11-jährigen Sonnenzyklus um etwa 0,1 Prozent oder ein Tausendstel.

Geschichte der veränderlichen Sterne

Der erste identifizierte veränderliche Stern ist Omicron Ceti, später Mira genannt. Im Jahr 1596 wurde er als neuer Stern klassifiziert und im Jahr 1638 beobachtete Johann Holwards Veränderungen in der Helligkeit des Sterns während eines 11-Monats-Zyklus. Die Entfernung zum Stern beträgt 200-400 Lichtjahre. Dies ist ein Doppelsternsystem, das aus einem veränderlichen Roten Riesenstern besteht. Die Helligkeitsschwankungsperiode beträgt 332 Tage, und die Helligkeit im sichtbaren Bereich ändert sich während eines Zyklus hunderte Male, während im infraroten Teil des Spektrums die Helligkeit nur zweimal schwankt. Der zweite Stern ist ebenfalls variabel, jedoch ohne genaue Periode. Seine Geschwindigkeitsschwankungen werden durch den Materieeinstrom des ersten Sterns verursacht. Es war wichtige Entdeckung, weil es zusammen mit Supernovae zeigte, dass Sterne keine permanenten Einheiten sind, wie seit der Zeit des antiken Griechenlands angenommen wurde.

Eigenschaften veränderlicher Sterne

Es gibt viele Gründe dafür, dass sich die scheinbare Helligkeit von Sternen ändert. Wir betonen, dass es sichtbar ist, das heißt, der Stern selbst sollte sich überhaupt nicht ändern, die Beobachtungsbedingungen ändern sich normalerweise – wie zum Beispiel im Fall von Algol. Einige Sterne blinken jedoch aufgrund von Veränderungen ihrer Eigenschaften – pulsierende Variablen haben einen variablen Radius oder eine variable Masse. Bei einigen veränderlichen Sternen handelt es sich um Doppelsternsysteme, in denen die Nachbarsterne so nah beieinander liegen, dass ständig Materie von einem zum anderen und zurück fließt. Im Allgemeinen ist die Klassifizierung veränderlicher Sterne sehr umfangreich, sie werden jedoch hauptsächlich aufgrund der Variabilität unterteilt – intern (in der russischen Astronomie ist es üblich, eruptive Variablen separat zu betrachten) oder extern.

Interne Ursachen

Cepheiden sind sehr helle Sterne mit einer Helligkeit von 500–300.000 Sonnenstrahlen und einer sehr kurzen Pulsationsperiode – von 1 bis 100 Tagen. Diese Sterne dehnen sich in einem klaren Muster aus und schrumpfen. Diese Sterne sind für Astronomen besonders wertvoll, da Messungen ihrer Helligkeitsänderungen eine sehr genaue Bestimmung ihrer Entfernungen ermöglichen und Cepheiden zu Wegpfeilern des Universums machen. Andere Arten veränderlicher Sterne mit internen Ursachen für Helligkeitsschwankungen: RR Lyrae, kurzperiodische, ältere Sterne, die kleiner als Cepheiden sind; RV Taurus, Überriesen mit großen Helligkeitsschwankungen; Mira-Typ (benannt nach dem ersten veränderlichen Stern), kalte rote Überriesen; unregelmäßige, rote Riesen oder Überriesen mit langen Perioden von 30 bis 1000 Tagen. Beteigeuze gehört zu dieser Art und sind hauptsächlich rote Überriesen.

Eruptive Variablen sind auch mit internen Prozessen verbunden, sie erhöhen ihre Helligkeit aufgrund thermonuklearer Explosionen im Inneren oder auf der Oberfläche des Sterns stark. Dazu gehören nahegelegene Doppelsterne, die Masse austauschen. Supernovae, Novae, wiederholte Novae, Zwergnovae und andere – eine Gruppe von Sternen, die starke, abrupte Helligkeitsänderungen erfahren, normalerweise aufgrund einer Explosion. Die bekanntesten von ihnen sind Supernovae, die eine ganze Galaxie verdunkeln und deren Helligkeit um das Hundertmillionenfache erhöhen können. Novae und wiederholte Novae sind nahe beieinander liegende Doppelsterne, auf deren Oberflächen Explosionen auftreten, aber im Gegensatz zu Supernovae kollabieren die Sterne nicht. Zwergnovae sind Doppelsysteme aus Weißen Zwergen, die Masse austauschen und dabei periodische Explosionen verursachen. Sie ähneln symbiotischen Variablen, bestehend aus einem roten Riesen und einem heißen blauen Stern, eingeschlossen in einer gemeinsamen Hülle aus Staub und Gas.

Äußere Ursachen

Verfinsterungsvariablen sind Sterne, die aneinander vorbeiziehen und einen Teil der Welt verdecken. Es kann auch durch die Planeten des Sterns verursacht werden. Rotierende Sterne weisen aufgrund des Vorhandenseins dunkler oder umgekehrt heller Flecken auf ihrer Oberfläche und der Rotation des Sterns eine unterschiedliche Helligkeit auf. Ähnliche Veränderungen werden bei einem Stern beobachtet, dessen Form sich deutlich von einer Kugelform unterscheidet (normalerweise in einem Doppelsternsystem). In diesem Fall führt die Drehung des Ellipsoids zu Veränderungen im Bereich der strahlenden Oberfläche. Zu diesem Typ gehören auch Pulsare.

Zukunftsforschung

Untersuchungen veränderlicher Sterne liefern Astronomen Daten über die Massen, Radien, Temperaturen und andere Eigenschaften von Sternen. Informationen über die Struktur und Entwicklung des Sterns werden indirekt gewonnen. Die Untersuchung langperiodischer veränderlicher Sterne dauert jedoch lange – normalerweise Jahrzehnte. Amateurastronomen spielen eine wichtige Rolle bei der ständigen Beobachtung veränderlicher Sterne. Einige Variablen sind für die Wissenschaft besonders wichtig, etwa die Cepheiden, die Aufschluss über das Alter des Universums geben. Die Untersuchung von Variablen vom Mira-Typ liefert Informationen über die Sonne und ihr ähnliche Sterne. Supernovae vom Typ Ia werden zur Messung der Expansionsrate des Universums und eruptive Variablen verwendet – bei der Untersuchung aktiver und supermassiver Galaxienkerne

veränderliche Sterne

Obwohl die Sterne, die am Himmel funkeln, auf den ersten Blick konstant zu sein scheinen, stellt sich heraus, dass sich bei vielen von ihnen der scheinbare Glanz mit der Zeit ändert. Der Stern wird entweder heller oder schwächer. Solche Sterne werden veränderliche Sterne genannt. Bei einigen veränderlichen Sternen ändert sich die Helligkeit streng periodisch. Bei anderen ändert es sich mehr oder weniger periodisch, bei anderen völlig chaotisch. Es gibt Sterne, die unerwartet aufblitzen. Wo vor ein paar Tagen auf den Fotos noch ein kaum sichtbarer Stern zu sehen war, leuchtet heute ein Stern, mit bloßem Auge sichtbar. Einige Monate später nimmt die Helligkeit des Sterns wieder ab. Einige Sterne haben wiederholte Blitze. Es gibt einige Sterne, die sehr schnelle Ausbrüche haben. In wenigen Minuten wird der Stern hunderte Male heller und nach einer Stunde kehrt er in seinen ursprünglichen Zustand zurück.

Die Amplituden der Helligkeitsschwankungen verschiedener veränderlicher Sterne liegen im Bereich von mehreren Hundertstel Größenordnungen. Die Helligkeit ist ein Merkmal der scheinbaren Helligkeit von Sternen. Der Koeffizient zur Bestimmung der Sterngrößen der Leuchten beträgt 2,512. Der Nullpunkt für das Sterngrößensystem wurde bedingt durch eine Gruppe von Sternen in der Region des Nordsterns, die sogenannte Nordpolarreihe, bestimmt. Die scheinbare Helligkeit hat nichts mit der Größe des Sterns zu tun. Dieser Begriff hat einen historischen Ursprung und charakterisiert lediglich den Glanz eines Sterns. Die hellsten Sterne haben null oder sogar negative Helligkeiten. Sterne wie Vega und Capella haben beispielsweise eine Helligkeit von etwa Null, und der hellste Stern an unserem Himmel, Sirius, hat eine Helligkeit von minus 1,5. Die Sterngröße wird oben durch einen kleinen lateinischen Buchstaben m (vom Wort „magnitude“ – Magnitude) angezeigt. Für für das Auge nicht sichtbare Sterne wird die gleiche Größenskala verwendet. bis zu 15-17 Magnituden. Mit der Entwicklung der Technologie und der Verbesserung von Empfängern, die die Helligkeit von Sternen aufzeichnen, wurde es möglich, neue veränderliche Sterne mit sehr kleinen Amplituden und kurzen Perioden zu entdecken. Gesamtzahl entdeckte veränderliche Sterne in der Galaxie. Im Gegensatz zu anderen Galaxien wird ihr Name groß geschrieben. etwa 40.000, und in anderen Galaxien ist die Galaxie ein riesiges rotierendes Sternensystem. - mehr als 5.000. Zur Bezeichnung veränderlicher Sterne werden lateinische Buchstaben verwendet, die die Konstellation angeben, in der sich der Stern befindet. Innerhalb einer Konstellation wird den veränderlichen Sternen nacheinander ein lateinischer Buchstabe, eine Kombination aus zwei Buchstaben oder der Buchstabe V mit einer Zahl zugeordnet. Zum Beispiel: S Car, RT Pro, V557 Sgr.

Veränderliche Sterne werden in drei große Klassen eingeteilt: pulsierende, eruptive (explosive) und verfinsternde Sterne. Pulsierende Sterne haben einen sanften Helligkeitswechsel. Dies ist auf periodische Änderungen des Radius und der Oberflächentemperatur zurückzuführen. Wenn sich Sterne zusammenziehen, steigt die Temperatur. Eine Erhöhung der Temperatur führt zu einer Zunahme der Leuchtkraft. Leuchtkraft ist die Gesamtenergie, die ein Stern pro Zeiteinheit ausstrahlt, obwohl der Radius abnimmt. Die Perioden pulsierender Sterne variieren von Bruchteilen eines Tages (Sterne vom Typ RR Lyra) bis zu zehn (Cepheiden) und Hunderten von Tagen (Miriden – Sterne vom Typ Mira Cetus). In Cepheiden- und RR-Lyrae-Sternen wird die Periodizität mit erstaunlicher Genauigkeit beibehalten. Bei veränderlichen Sternen mit halbregelmäßiger oder chaotischer Helligkeitsänderung treten Pulsationen auf, die zwar kräftiger, aber unregelmäßig sind. Alle Cepheiden sind Riesen, Sterne mit hoher Leuchtkraft, viele von ihnen sind Überriesen, dazu gehören Sterne mit der höchsten Leuchtkraft. Miriden werden langperiodische veränderliche Sterne genannt. Änderungen ihrer Helligkeit gehen mit Änderungen ihrer Temperatur einher. Mira Cetus ist in seiner größten Helligkeit fast so hell wie der Nordstern. Veränderliche Sterne dieses Typs sind auch Überriesensterne. Etwa 14.000 pulsierende Sterne wurden entdeckt.

Die zweite Klasse veränderlicher Sterne sind explosive oder, wie sie auch genannt werden, eruptive Sterne. Dazu gehören zum einen Supernovae, Supernovae – die hellsten Sterne derjenigen, die infolge von Sternausbrüchen am Himmel erscheinen. Neue neue Sterne – Sterne, deren Helligkeit plötzlich um das Hunderttausende und manchmal Millionenfache zunimmt., wiederholte Novae, Gemini U Sterne vom Typ Nova, novaartige und symbiotische Sterne. Alle diese Sterne zeichnen sich durch einzelne oder wiederholte Blitze explosiver Natur mit plötzlichem Helligkeitsanstieg aus. Viele dieser Sterne sind Bestandteile enger Doppelsternsysteme, und heftige Prozesse in diesen Systemen entstehen, wenn Komponenten in solchen Systemen interagieren. Satellit mit variablem Stern

Früher dachte man, dass neue Stars tatsächlich Neulinge seien. Aber diese Sterne existierten schon früher – sie sind auf Fotos des Sternenhimmels, die früher aufgenommen wurden, als schwache Sterne zu erkennen.

Einige der neuen Sterne (und vielleicht alle) leuchten wiederholt auf. So können sehr heiße Sterne, die einen besonderen, instabilen Zustand haben, plötzlich aufflammen und mit einer Geschwindigkeit von Hunderten von Kilometern pro Sekunde an Größe zunehmen. Während eines Blitzes brechen ihre äußeren Gasschichten ab und strömen mit großer Geschwindigkeit in den Weltraum. Mit der Zeit lösen sich diese Gase auf.

In seltenen Fällen werden Supernova-Explosionen beobachtet. Sie unterscheiden sich dadurch, dass ihre Leuchtkraft während eines Flares Dutzende und Hundertmillionen Mal größer ist als die Leuchtkraft der Sonne. Derzeit arbeiten Astronomen und Physiker intensiv an der Lösung der Frage, welche physikalischen Ursachen ein so grandioses Phänomen wie Supernova-Explosionen verursachen.

Zweitens umfassen eruptive Sterne junge, schnelle, unregelmäßige Veränderliche, UV-Ceti-Sterne und eine Reihe verwandter Objekte. Die Zahl der offenen Eruptionen übersteigt 2000.

Pulsierende und eruptive Sterne werden physikalisch variable Sterne genannt, da Änderungen ihrer scheinbaren Helligkeit mit physikalischen Prozessen verbunden sind, die auf ihnen ablaufen. Dadurch ändern sich die Temperatur, die Farbe und manchmal auch die Größe des Sterns.

Die dritte Klasse veränderlicher Sterne umfasst verfinsternde Veränderliche. Dabei handelt es sich um binäre Systeme, deren Orbitalebene parallel zur Sichtlinie verläuft. Wenn sich Sterne um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen, überstrahlen sie abwechselnd einander, was zu Helligkeitsschwankungen führt.

Lichtkurve des Algol-Sterns. Die Zeit wird horizontal in Stunden angezeigt.

Schema der Bewegung des Algol-Satelliten

In geschlossenen Systemen können Änderungen der Gesamthelligkeit durch Verzerrungen in der Form von Sternen verursacht werden. Die Zeiträume der Helligkeitsschwankung in verfinsternden Doppelsternsystemen reichen von mehreren Stunden bis zu mehreren zehn Jahren. In der Galaxie sind mehr als 4000 solcher Sterne bekannt.

Es gibt auch eine kleine separate Klasse veränderlicher Sterne – magnetische Sterne. Neben dem Großen Magnetfeld Sie weisen starke Inhomogenitäten der Oberflächeneigenschaften auf. Solche Inhomogenitäten während der Rotation des Sterns führen zu einer Helligkeitsänderung.

Für etwa 20.000 Sterne wurde die Variabilitätsklasse nicht bestimmt.

Veränderliche Sterne werden von Astronomen sehr genau untersucht. Die beobachteten Veränderungen der Helligkeit, des Spektrums und anderer Größen ermöglichen es, die Haupteigenschaften eines Sterns wie Leuchtkraft, Radius, Temperatur, Dichte, Masse zu bestimmen sowie die Struktur von Atmosphären und die Eigenschaften verschiedener Gasströme zu untersuchen . Aus Beobachtungen veränderlicher Sterne in verschiedenen Sternensystemen kann man das Alter dieser Systeme und die Art ihrer Sternpopulation bestimmen. Die für Cepheiden entdeckte bemerkenswerte Abhängigkeit „Periode – Leuchtkraft“ ermöglicht es, aus der ermittelten Periode die wahre Helligkeit des Sterns und damit die Entfernung zu ihm zu berechnen. Wenn ein Cepheid in einem sehr weit entfernten Sternhaufen gefunden wird, messen die Beobachtungen die Periode der Änderung seiner Helligkeit und damit die Leuchtkraft. Und danach lässt sich leicht berechnen, in welcher Entfernung sich diese Cepheide befindet, wenn sie uns bei einer gegebenen Leuchtkraft in ihrer Helligkeit als Stern dieser oder jener Größe erscheint. Die Abmessungen des Sternhaufens, egal wie groß sie sind, sind im Vergleich zur Entfernung zu ihm vernachlässigbar, was bedeutet, dass alle darin enthaltenen Sterne ungefähr gleich weit von uns entfernt sind. Auf diese Weise wurden die Entfernungen zu den entfernten Teilen unserer Galaxie sowie zu anderen Galaxien gemessen. Moderne Beobachtungen haben gezeigt, dass einige veränderliche Doppelsterne kosmische Quellen für Röntgenstrahlen sind.