Пульсирующие переменные звезды сообщение

Обновлено: 05.07.2024

Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами. У одних переменных звезд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих — вовсе хаотическим образом. Есть звезды, вспыхивающие неожиданно. Там, где несколько дней назад была еле заметная на фотографиях звездочка, сегодня сверкает звезда, видимая невооруженным взглядом. Через несколько месяцев блеск звезды снова падает. У некоторых звезд вспышки повторяются. Есть такие звезды, у которых наблюдаются очень быстрые вспышки. За несколько минут звезда становится ярче в сотни раз, а через час возвращается к исходному состоянию. Амплитуды колебаний блеска различных переменных звезд составляют от нескольких сотых долей звездной величины до 15-17 звездных величин. С развитием техники и усовершенствованием приемников, регистрирующих блеск звезд, стало возможным открыть новые переменные звезды с очень маленькими амплитудами и короткими периодами. Общее число обнаруженных переменных звезд в Галактике около 40000, а в других галактиках— более 5000. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменным звездам последовательно присваивается одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

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

Второй класс переменных звезд — взрывные, или, как их еще называют, эруптивные, звезды. К ним относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. Всем этим звездам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Многие из этих звезд являются компонентами тесных двойных систем, и бурные процессы в возникают при взаимодействии компонентов в таких системах.

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

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

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

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

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

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

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

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

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

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

По правде говоря, переменные звезды представляют собой небесные светила, у которых меняется яркость. Такие изменения происходят со временем и под влиянием происходящих физических процессов. Например, повлиять на блеск могут активность хромосферы, различные пульсации, затмения в тесной двойной системе, вспышки сверхновых и т.д.

На самом деле, у любого звёздного тела яркость не может иметь постоянное значение. Просто, у всех наблюдается разная степень колебаний блеска. Однако важно не перепутать звёздное мерцание с переменностью. Потому как мерцают тела из-за воздушной неустойчивости атмосферы Земли. А изменение яркости заметно, в первую очередь, при внеземных наблюдениях.

Итак, в астрономии к переменному типу относят светила, у которых было обнаружено изменение блеска хотя бы раз.

Собственно говоря, при наблюдении отмечают несколько важных моментов. Во-первых, период колебаний яркости. Во-вторых, амплитуду, то есть максимальное смещение значения от среднего показателя. В-третьих, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Между прочим, смещения значения яркости может происходить периодами.

Типы переменных звезд

Как вы понимаете, главное отличие переменных звезд от обычных заключается в изменении и колебаниях яркости. Помимо этого, такие светила отличаются между собой.

В той или иной степени, все переменные звезды меняют свою светимость и блеск. Но главная разница состоит в причинах этих явлений. На этом, соответственно, основана их классификация.

Учёные выделили несколько основных групп. Они, в свою очередь, разделены на подгруппы. А вот ниже приведены наиболее обширные и распространённые типы.

Тройная переменная звезда Алголь

Затменно-переменные звезды

В сущности, являются тесной двойной системой. Где один компонент затмевает другой. В результате чего мы периодически видим то одно, то другое светило. А так как их яркость разная, то и наблюдаются в разное время по-разному. Например, когда наиболее яркая закрывает слабую, видно увеличение блеска и наоборот.

Пульсирующие переменные звезды

Как оказалось, причиной их пульсаций является изменение объёма тела. Такие светила из-за неустойчивости между гравитацией и внутренним давлением то расширяются, то сжимаются. При этом фотосфера и размер излучающей поверхности светила увеличивается, что приводит к изменению температуры, цвета и блеска. Чаще всего подобные изменения носят периодический характер.

Поскольку этот класс довольно большой, то он включает многие подтипы:

Долгопериодические цефеиды — могут быть классическими цефеидами (плоской составляющей галактики) или типа W Девы (сферической составляющей галактики).
Медленные неправильные;
Типа Миры Кита;
Полуправильные;
RR Лиры;
RV Тельца;
β Цефея или Большого пса;
δ Щита;
ZZ Кита;
Магнитные α² Гончих Псов.

Эруптивные переменные звезды

К ним относят, в основном, светила с хотя бы одним зафиксированным изменением яркости или временами меняющие её. Прежде всего, природа таких колебаний связана с взрывами на поверхности, самих звёзд и в окружающей их среде.

Их разделяют на неправильные переменные и новые (новоподобные) звёзды.

Неправильные переменные звезды

Также относятся к пульсирующим, но не имеют стабильности в периодах. По данным учёных, предсказать их переменчивую природу практически невозможно. Хотя у некоторых представителей всё же удаётся выделить определённые циклы.

Стоит отметить, что часто их связывают с диффузными туманностями. Впрочем, данный тип ещё плохо изучен и их изучение продолжается.

К тому же, выделяют подклассы: UV Кита, BY Дракона и неправильные.

По факту, это не все типы физических переменных звезд. Однако космос содержит огромное их количество. Самые известные и популярные среди них, к примеру, Полярная звезда, Алголь, Бетельгейзе, Мира и Денеб.

Некоторые факты

Впервые переменные звезды были открыты в 1638 году. Именно тогда Иоганн Хольвард обнаружил, что Омикрон Кита, звезда Мира, пульсирует с периодичностью 11 месяцев. Правда, изначально её считали новой.
Сейчас же известно более 50 000 светил переменного типа. Причем большая часть располагается в нашей галактике.

Так как подобные объекты можно наблюдать даже невооружённым глазом, то они вызывают интерес не только у опытных астрономов, но и у обычных любителей. Более того, любой может открыть новое, еще не известное науке светило. В любом случае, наблюдать красочные звёздные вспышки интересно и увлекательно.

Переменная звезда Мира

Безусловно, изучение и исследование переменных звезд различного типа имеют важное значение для понимания их эволюции и устройства нашей Вселенной. Стоит отметить, что такие космические объекты в определённые моменты находятся в неустойчивом состоянии. Вдобавок, как уже было сказано, происходящие с ними процессы хорошо заметные и наблюдаются без труда.

Сегодня мы узнали какие звезды называют переменными, чем они отличаются от других и какие бывают. Надеюсь, вам было интересно!

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

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

История

Художественная интерпретация затменной двоичной системы, включающей цефеиду

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

Переменная звезда Мира, хвост которой можно наблюдать только в ультрафиолетовом диапазоне

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

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

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

Характеристика и состав

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

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

На снимке центра Млечного Пути видны три переменных цефеиды. Их используют для определения дистанций и возраста объектов

Внутренние переменные звезды

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

Переменная звезда класса цефеида RS Puppis

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

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

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

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

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

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

Внешние переменные звезды

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

Схема затмения у бинарной звезды

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

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

В центре Млечного пути видно две пульсирующие звезды (цефеиды), играющие роль указателей космических дистанций

Будущие исследования

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

Некоторые переменные особенно важны, например, цефеиды. Они способствуют определению возраста целой Вселенной и открывают секреты далеких галактик. Переменные Мира раскрывают тайны нашего Солнца. Сверхновые много рассказывают о процессе расширения. В катаклизматических есть информация об активных галактиках и сверхмассивных черных дырах. Поэтому переменные звезды способны объяснить, почему некоторые вещи во Вселенной не стабильны.

На изображении показана красная переменная звезда под названием V838 Monocerotis.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

SS ST SU SV SW SX SY SZ

TT TU TV TW TX TY TZ

UU UV UW UX UY UZ

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4

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

Бывают следующие типы физических переменных звёзд:

пульсирующие — характеризуются непрерывными и плавными изменениями блеска: цефеиды, мириды, типа RR Лиры, неправильные, полуправильные;
эруптивные — характеризуются неправильными, быстрыми и сильными изменениями блеска, вызванными процессами, носящими взрывообразный (эруптивный) характер: новые звёзды, сверхновые.

Переменные звёзды имеют специальные обозначения. Эти звёзды в каждом созвездии обозначают последовательностью букв латинского алфавита: R, S, Т, …, Z, RR, RS, …, RZ, SS, ST, …. ZZ, АА, …, AZ, QQ, …, QZ с добавлением названия соответствующего созвездия (RR Lyr). Таким образом можно обозначить 334 переменных звезды в каждом созвездии. Если количество превышает 334, то следующие обозначаются V 335, V 336 и т. д.

Затменно-переменные звёзды

Затменно-переменные звёзды — тесные пары звёзд, которые нельзя разделить даже в самые мощные телескопы, видимая звёздная величина меняется из-за периодически наступающих для наблюдателя с Земли затмений одного компонента системы другим. Звезда с большей светимостью — главная, с меньшей — спутник. Самыми популярными примерами являются: β Персея (Алголь) и β Лиры.

Из-за перекрытия одной звезды другой суммарная звёздная величина изменяется периодически.

Кривая блеска — график, который изображает изменение потока излучения звезды в зависимости от времени. Когда звезда имеет максимальную яркость, то это эпоха максимума, минимальную (или наибольшую звёздную величину) — эпохой минимума. Разность между максимумом и минимумом звёздных величин называется амплитуда, а временной интервал между двумя максимумами (минимумами) — периодом переменности.

График изменения потока излучения звезды от времени

Исходя из данных графика можно определить относительные размеры компонентов, получить общее представление об их форме. Минимальные значение (впадины) на графике могут отличаться по значению звёздной величины в зависимости от того, какая из звёзд перекрыла своего компонента: главная спутника или спутник главную.

На сегодня известно около 4000 затменных звёзд разных типов. Минимальный известный астрономами период обращения звёзд — чуть меньше часа, максимальный — 57 лет.

Физические переменные звёзды

Цефеиды

Цефеиды — пульсирующие гиганты спектрального класса F и G, которые получили своё название в честь звезды δ (дельта) Цефея. Период пульсации колеблется в диапазоне от 1,5 до 50 суток. Амплитуда (разница между максимумом и минимумом) блеска цефеид может достигать 1,5 m . Типичным представителем цефеид является Полярная звезда.

При изменении блеска изменяются температура фотосферы, показатели цвета, радиус фотосферы. Пульсация звезды происходит когда непрозрачность наружных слоёв звезды задерживает некоторую часть излучения внутренних слоёв. Это связано с веществом гелий, который вначале ионизируется, а затем охлаждается и рекомбинируется.

График изменения блеска η Aql (эта Орла) и δ Cep (дельта Цефея)

В нашей галактике Млечный Путь на сегодня насчитывается больше 700 цефеид.

В свою очередь цефеиды делятся ещё на 3 группы:

Дельта цефеиды (Cδ) — классические цефеиды.
Цефеиды типа W Девы (CW) — расположены не в плоскости галактики. Как правило встречаются в шаровых звёздных скоплениях. Интересно то, что максимальной температуры они достигают в промежутках между максимумом и минимумом светимости.
Дзета цефеиды (Cζ) — малоамплитудные цефеиды. Обладают симметричными кривыми блеска.

Звёзды типа RR Лиры

В отдельный тип относятся звёзды типа RR Лиры. Это гиганты спектрального класса A. Период переменности для этих звёзд 0,2 — 1,2 суток. Они очень быстро меняют блеск, при этом амплитуда достигает одной звёздной величины. С изменением блеска изменяется показатель цвета, что связано с изменением температуры фотосферы. При максимуме звезда светлеет (белеет), т.е. становится горячее. Также изменяется радиус звезды (лучевые скорости).

Подавляющее большинство звёзд этого типа сосредоточено в шаровых звёздных скоплениях. Ниже на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (спектр-светимость) показано примерное расположение цефеид и звёзд типа RR Лиры:

Изображение взято с сайта Википедия

Мириды

Мириды по-другому называют долгопериодическими переменными звёздами. Это звёзды типа ω (омега) Кита. Амплитуда изменения блеска достигает 10-й (!) звёздной величины. Период переменности сильно разнится и лежит в интервале 90 — 730 суток.

К миридам относятся сверхгиганты спектрального класса M (и дополнительных S и N — ещё более холодных).

Переменность блеска возникает из-за колебаний температуры. К миридам относятся звёзды, у которых в спектрах появляются эмиссионные линии.

Неправильные переменные

Это звёзды, у которых происходит непредсказуемое изменение блеска. Их сложно наблюдать и приходится затрачивать больше времени на определение их характеристик. Представителем это типа звёзд является μ (мю) Цефея.

Амплитуда изменения блеска не превышает одну звёздную величину. Моменты максимумов или минимумов нельзя определить по формулам, или посчитать их периодичность. Кривая изменения блеска может иметь период до 4500 суток. В книге по астрономии нашел график звезды μ Цефея, яркость которого вычислялась с 1916 по 1928 года:

Если получается определить среднее значение цикла и наблюдается некоторая периодичность, их называют полуправильными, в ином случае — неправильными.

Эруптивные переменные

Переменная карликовая звезда, которая проявляет свою переменность в виде повторяющихся вспышек, объясняющихся различного рода выбросами вещества (эрупций) называется эруптивной переменной. Эруптивные звёзды могут быть как молодыми, так и старыми.

Молодые звёзды

Звёзды, которые не завершили процесс гравитационного сжатия называются молодыми. Например, T Тельца. К молодым звёздам относятся карлики спектральных классов F и G с эмиссионными линиями в спектре. Много молодых звёзд можно обнаружить в туманности Ориона (в созвездии Ориона), где идёт процесс активного звёздообразования. Установить закономерность изменения таких звёзд невозможно. Амплитуда изменения блеска может достигать 3 m .

Хаотическую переменность объясняют тем, что вокруг молодых звёзд наблюдаются небольшие яркие туманности, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.

Отдельно выделяют вспыхивающие звёзды типа UV Кита. Это карлики спектральных классов K и M. Они отличаются очень быстрым возрастанием светимости во время вспышек. Менее чем за одну минуту поток излучения может увеличиться в несколько раз. Однако, есть большая группа вспыхивающих звёзд, у которых вспышки длятся продолжительное время, превышающее несколько минут. В скоплении Плеяды все звёзды относятся к таким звёздам.

На сегодня обнаружено всего около 80 вспыхивающих звёзд, имеющих небольшую светимость и их можно наблюдать на небольшом удалении от Солнца.

В общем-то и всё, что вам необходимо знать и понимать о переменных звёздах. И теперь, встречая непонятные названия или обозначения типа переменной звезды, вы всегда сможете обратиться к этой статье, чтобы узнать что есть что.

Спасибо что уделили своё время на чтение этой важной темы. Если есть вопросы, не стесняйтесь, пишите в комментариях, будем вместе разбираться.

Читайте также: