Тест с ответами по теме: “Мир звезд”

У этого термина существуют и другие значения, см. Переменная звезда (значения).

Переме́нная звезда́

— звезда, яркость 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.

Содержание

  • 1 История изучения
  • 2 Каталоги переменных звёзд
  • 3 Система обозначений переменных звёзд
  • 4 Классификация переменных звёзд 4.1 Система Гузо
  • 4.2 Система классификации, принятая в ОКПЗ-3 4.2.1 Пульсирующие переменные звёзды
  • 4.2.2 Эруптивные переменные звёзды 4.2.2.1 Неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные
  • 4.2.2.2 Новые и новоподобные звёзды
  • 4.2.3 Затменно-переменные звёзды
  • 4.3 Система классификации, принятая в ОКПЗ-4
  • 5 Солнце
  • 6 Некоторые известные переменные звёзды
  • 7 Примечания
  • 8 Литература
  • 9 Ссылки
  • История изучения

    Top-10 созвездий по числу переменных звёзд согласно каталогу ОКПЗ-4[1]

    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 астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 году и ошибочно определена как новая. Это открытие, в сочетании с наблюдениями сверхновых в 1572 и 1604 годах, доказало, что звёздное 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 году Джеминиано Монтанари[en], 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.

    Значение для астрономии[ | ]

    Из-за известной и повторяемой связи между периодом и светимостью цефеиды используются в качестве стандартных свеч в астрономии. С их помощью можно находить расстояния в диапазоне от 100 до 20 Мпк, для большей части которого измерения расстояний методом параллаксов дают очень низкую точность. Таким образом, цефеиды важны для определения расстояний до далёких объектов и установлении шкалы расстояний в астрономии[16].

    В 1916–1918 годах, на основании работ Ливитт и Герцшпрунга, Харлоу Шепли впервые использовал цефеиды в качестве стандартных свеч. Уточнив соотношение светимости и периода, он оценил расстояния до ближайших шаровых скоплений; затем, последовательно используя другие критерии, он определил расстояния (порядка сотен тысяч световых лет) до более далёких скоплений, выяснил размеры Млечного Пути и определил, что Солнце находится на краю Галактики[2][3]. В 1925–1926 годах Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики. В дальнейшем по результатам наблюдений движения цефеид была определена форма спиральных рукавов Млечного Пути и скорость его вращения. При этом большинство цефеид имеют очень высокие светимости, поэтому легко доступны для наблюдения те, что расположены в соседних галактиках, и благодаря этому цефеиды используют для нахождения расстояний до других галактик, что позволяет определить постоянную Хаббла, и до ещё более ярких объектов — сверхновых. Ускоренное расширение Вселенной также было открыто благодаря цефеидам: оказалось, что фотометрически определённые расстояния до самых дальних галактик не соответствуют скоростям их удаления[2][16].

    Данные о цефеидах и их точность очень важны: например, ошибка в определении абсолютной светимости цефеид на 1m приводит к ошибке в определении расстояний в 1,58 раз, и такая же ошибка будет в значении постоянной Хаббла, определяемой по расстоянию до цефеид[3]. Точное определение зависимости период — светимость затрудняется тем, что на эту зависимость влияют, например, металличность звезды и её текущее положение на полосе нестабильности[16][20][21][22], и, в частности, по этой причине оценки постоянной Хаббла варьируются от 60 до 80 км·с−1·Мпк−1[23].

    Каталоги переменных звёзд

    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).
    Четвёртое издание ОКПЗ остается последним «бумажным» изданием. В XXI в., как и многие другие астрономические каталоги, ОКПЗ поддерживается в электронной форме и доступен в системе VisieR под названием General Catalog of Variable Stars. Он состоит из 3-х частей: каталог переменных звезд, каталог звезд, заподозренных в переменности, и каталог внегалактических переменных.
    страначисло звёзд
    1786Э. ПиготтАнглия12
    1844Ф. АргеландерПруссия18
    1926Р. ПрагерГермания2906
    1943Х. ШнеллерГермания9476
    1948ОКПЗ-1 (Б. В. Кукаркин и П. П. Паренаго)СССР10930
    1958ОКПЗ-2СССР???
    1969-1971ОКПЗ-3СССР20437
    1985-1995ОКПЗ-4СССР-Россия28435
    Объединенный каталог переменных звездРоссияПостоянно обновляется

    Примечания[ | ]

    1. Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J.
      Characteristics of the Galaxy according to Cepheids (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2009. — Vol. 398. — P. 263—270. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. — Bibcode: 2009MNRAS.398..263M. — arXiv:0903.4206.
    2. 12345678
      Цефеиды
      (неопр.)
      .
      Астронет
      . Астронет.
    3. 12345678910Самусь Н. Н.
      Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B).
      (неопр.)
      .
    4. 12345678910Кононович Э.В., Мороз В.И.
      Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 402—403. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
    5. 12Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner.
      Fundamental Astronomy. — Springer, 2007. — С. 249—254, 282. — 510 с. — ISBN 978-3-540-00179-9.
    6. Самусь Н. Н.
      Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B).
      (неопр.)
      .
    7. Wallerstein, George.
      The Cepheids of Population II and Related Stars (англ.) // The Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.)русск. : journal. — 2002. — Vol. 114, no. 797. — P. 689—699. — doi:10.1086/341698. — Bibcode: 2002PASP..114..689W.
    8. Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R.
      The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica (англ.)русск. : journal. — 2008. — Vol. 58. — P. 293. — Bibcode: 2008AcA….58..293S. — arXiv:0811.3636.
    9. Harris, Hugh C.; Welch, Douglas L.
      The Binary Type II Cepheids IX CAS and TX Del (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 1989. — September (vol. 98). — P. 981. — doi:10.1086/115190. — Bibcode: 1989AJ…..98..981H.
    10. И.Стюарт.
      Математика космоса: Как современная наука расшифровывает Вселенную. — 2020. — С. 332. — 542 с. — ISBN 9785961452280.
    11. Самусь Н. Н.
      Цефеиды сферической составляющей. Типы по ОКПЗ: CWA, CWB, BLBOO.
      (неопр.)
      .
    12. Leavitt, Henrietta S.
      1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. — 1908. — Т. 60. — С. 87. — Bibcode: 1908AnHar..60…87L.
    13. Fernie, J.D.
      The Period–Luminosity Relation: A Historical Review (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.)русск. : journal. — 1969. — December (vol. 81, no. 483). — P. 707. — doi:10.1086/128847. — Bibcode: 1969PASP…81..707F.
    14. Feast M. W., Catchpole R. M. (1997), Astronomy Abstract Service The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes
      , vol. 286, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, с. L1–L5, <https://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.286L…1F Astronomy Abstract Service>
    15. 123456Scott Gerard.
      The Secret Lives of Cepheids
      (неопр.)
      . Villanova University (2014).
    16. 12345678Расторгуев А. С.
      Цефеиды — звёздные маяки Вселенной
      (неопр.)
      .
    17. Eddington, A. S.
      The pulsation theory of Cepheid variables (англ.) // The Observatory (англ.)русск.. — 1917. — Vol. 40. — P. 290. — Bibcode: 1917Obs….40..290E.
    18. Жевакин С. А., «К Теории Цефеид. I», Астрономический журнал
      , 30 161—179 (1953)
    19. Smith, D. H.
      Eddington’s Valve and Cepheid Pulsations (англ.) // Sky and Telescope : magazine. — 1984. — Vol. 68. — P. 519. — Bibcode: 1984S&T….68..519S.
    20. Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M. G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B.
      Final Results from the
      Hubble Space Telescope
      Key Project to Measure the Hubble Constant (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 553, no. 1. — P. 47—72. — doi:10.1086/320638. — Bibcode: 2001ApJ…553…47F. — arXiv:astro-ph/0012376.
    21. Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B.
      The expansion field: the value of H 0 (англ.) // The Astronomy and Astrophysics Review (англ.)русск. : journal. — 2008. — Vol. 15, no. 4. — P. 289—331. — doi:10.1007/s00159-008-0012-y. — Bibcode: 2008A&ARv..15..289T. — arXiv:0806.3018.
    22. Turner, David G.
      The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale (англ.) // Astrophysics and Space Science (англ.)русск. : journal. — 2010. — Vol. 326, no. 2. — P. 219—231. — doi:10.1007/s10509-009-0258-5. — Bibcode: 2010Ap&SS.326..219T. — arXiv:0912.4864.
    23. Cepheid Variable Stars & Distance Determination (неопр.)
      .

    Система обозначений переменных звёзд

    Основная статья: Обозначения переменных звёзд

    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:

    RRRSRTRURVRWRXRYRZ
    SSSTSUSVSWSXSYSZ
    TTTUTVTWTXTYTZ
    UUUVUWUXUYUZ
    VVVWVXVYVZ
    WWWXWYWZ
    XXXYXZ
    YYYZ
    ZZ

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

    AAABACAIAKAZ
    BBBCBIBKBZ
    IIIKIZ
    KKKZ
    QQQZ

    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.

    Классификация переменных звёзд

    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 морфологическими 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

    .

    Система Гузо

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

    1. Звёзды, блеск которых непрерывно увеличивается или уменьшается.
    2. Звёзды с периодическим изменением блеска.
    3. * Звёзды типа Миры Кита
      — звёзды с большими периодами и значительными изменениями яркости.
    4. * Звёзды с довольно быстрым и правильным изменением блеска. Характерные представители β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
    5. * Звёзды типа Алголя (β Persei). Звёзды с очень коротким периодом (два-три дня) и чрезвычайной правильностью изменения 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.
    6. Звёзды с неправильными изменениями блеска. Представитель — η Argus
    7. Новые звёзды.

    Система классификации, принятая в ОКПЗ-3

    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.

    Пульсирующие переменные звёзды

    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:

    1. Долгопериодические цефеиды
      (Cep) — звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток. Разделяются на два подтипа:
        Классические цефеиды
        (Cδ) — цефеиды плоской составляющей Галактики
    2. Звёзды типа W Девы
      (CW) — цефеиды сферической составляющей Галактики
    3. Медленные неправильные переменные
      (L)
    4. Звёзды типа Миры Кита
      (M)
    5. Полуправильные переменные (SR)
    6. Переменные типа RR Лиры
      (RR)
    7. Переменные типа RV Тельца
      (RV)
    8. Переменные типа β Цефея или типа β Большого Пса
      (βC)
    9. Переменные типа δ Щита
      (δ Sct)
    10. Переменные типа ZZ Кита
      — пульсирующие белые карлики
    11. 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.

    Неправильные переменные, связанные с диффузными туманностями, и быстрые неправильные
    1. 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
    2. Переменные типа BY Дракона
      (BY) — эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.
    3. 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 и новоподобные звёзды
    1. Новые звёзды
      (N)
        Быстрые новые
        (Na)
    2. Медленные новые
      (Nb)
    3. Очень медленные новые
      (Nc)
    4. Повторные новые
      (Nr)
    5. Новоподобные звёзды
      (Nl)
    6. Симбиотические переменные типа Z Андромеды
      (ZAnd)
    7. Переменные типа R Северной короны
      (RCB)
    8. Переменные типа U Близнецов
      (UG)
    9. Переменные типа Z Жирафа
      (ZCam)
    10. Сверхновые звезды
      (SN)
    11. Переменные типа S Золотой Рыбы
      (SD)
    12. Переменные типа γ Кассиопеи
      (γC)

    Затменно-переменные звёзды

    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.

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

    1. 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.
    2. 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.
    3. Эллипсоидальные переменные
      (Ell) — двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

    Система классификации, принятая в ОКПЗ-4

    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.

    1. 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.
    2. 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.
    3. 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.
    4. 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).
    5. Затменно-двойные системы
      — это звездные системы, в которых наблюдается периодическое изменение блеска вследствие затмений одной звезды другой.
    6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
      — это двойные системы, являющиеся источником жесткого переменного рентгеновского излучения и не принадлежащие к другим типам переменных звезд.
    7. Переменные с другими символами
    8. 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.

    Подробный перечень типов переменных звёзд в ОКПЗ

    Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4[2]

    Физика явления[ | ]

    Механизм пульсаций[ | ]

    Основная статья: Каппа-механизм

    Обычно звёзды находятся в термодинамическом равновесии, то есть, внутреннее давление газа в звезде и её собственный вес уравновешены. Если оно нарушается, в частности, звезда расширяется или сжимается, она стремится вернуться в состояние равновесия и в ней начинаются колебания. Период таких колебаний P {\displaystyle P} связан со средней плотностью звезды ρ {\displaystyle \rho } следующим образом[4]:

    P = 1 G ρ , {\displaystyle P={\frac {1}{\sqrt {G\rho }}},}

    где G {\displaystyle G} — гравитационная постоянная. Например, для Солнца, имеющего среднюю плотность 1,4 г/см3, период будет составлять немногим меньше часа[4]. Возможность таких пульсаций предсказал в 1879 году немецкий физик Август Риттер, а в 1894 году Аристарх Белопольский обнаружил изменения лучевой скорости цефеид. Изначально предполагалось, что эти изменения вызваны наличием невидимых массивных спутников, но потом выяснилось, что они объясняются радиальными пульсациями[15].

    Если обычная звезда по каким-то причинам потеряет равновесие, то она начнёт колебаться, но эти колебания быстро затухнут. Наблюдения пульсирующих переменных, в частности, цефеид, показывают, что их колебания не затухают, а значит, они должны иметь какой-то источник энергии. В 1917 году Артур Эддингтон выдвинул гипотезу, которая объясняла, откуда берётся энергия — источник энергии в ней носит название «каппа-механизм» или «клапан Эддингтона» и схож с тепловым двигателем[17]. Это предположение подтвердилось в 1953 году, когда Сергей Жевакин обнаружил в спектрах цефеид линии ионизованного гелия — именно он играл роль клапана в гипотезе Эддингтона[18][4][19].

    Сам механизм заключается в следующем: в цефеидах имеется слой ионизованного гелия толщиной в 1–2 % радиуса звезды. He III (дважды ионизованный гелий) менее прозрачен, чем He II (однократно ионизованный гелий), и чем больше температура, тем бо́льшая часть гелия становится дважды ионизованной. Из-за этого слой гелия становится менее прозрачным, он начинает задерживать энергию и при этом нагреваться, из-за чего звезда расширяется. При расширении температура слоя гелия снова падает, происходит частичная рекомбинация He III и превращение его в He II, и он становится более прозрачным, пропуская лучистую энергию во внешние слои. Из-за этого давление во внутренних слоях звезды падает, под действием силы тяжести звезда опять сжимается, и процесс повторяется[4]. У звёзд с разными массами различаются распределения температур в недрах, и чем массивнее звезда, тем ближе к поверхности достигается необходимая температура[15].

    Колебания могут продолжаться только в том случае, если их частота совпадает с собственной частотой колебаний звезды. При увеличении массы уменьшается плотность звезды и увеличивается период колебаний и светимость, чем и вызвана зависимость период — светимость[16].

    Каппа-механизм пульсации могут поддерживать не только цефеиды, но параметры звёзд, которые могут пульсировать, ограничены. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они образуют полосу нестабильности[4][16].

    Цефеиды как стадия эволюции[ | ]

    Эволюционный трек звезды массой 5 M

    В ходе эволюции звёзды меняют свои параметры, равно как и положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Когда в недрах звёзд в результате синтеза заканчивается водород, они начинают увеличиваться в размерах и охлаждаться, сходя с главной последовательности и переходя на стадию субгигантов. В это время они могут перейти полосу нестабильности и на время стать цефеидами — на этой стадии прохождение занимает 102–104 лет, что очень мало по астрономическим меркам. После этого звезда переходит на ветвь красных гигантов, и, если её масса достаточно велика, то гелий в ней вступает в термоядерную реакцию постепенно, из-за чего звезда переходит на так называемую голубую петлю. В зависимости от массы, звезда на голубой петле может пересечь полосу нестабильности до двух раз и находиться на ней значительно дольше, чем при первом прохождении. В некоторых случаях звезда может дважды пройти голубую петлю, поэтому количество переходов полосы нестабильности одной звездой в течение жизни может достигать пяти[5][15][16].

    Период звезды связан не только со светимостью, но и с положением её на полосе нестабильности: при равных светимостях более холодная звезда будет иметь больший период пульсаций, чем более горячая. Из-за того что переход полосы нестабильности во время стадии субгигантов по астрономическим меркам идёт очень быстро, многолетние систематические наблюдения позволяют зарегистрировать изменения периодов цефеид. Увеличение периода означает, что температура фотосферы уменьшается и звезда на диаграмме движется вправо, а уменьшение периода — увеличение температуры фотосферы и движение влево[16].

    Распределение цефеид по периодам[ | ]

    В Млечном Пути наиболее распространены цефеиды с периодом пульсаций около 5 суток. При этом в Большом и Малом Магеллановых Облаках пиковые периоды составляют, соответственно, 3,2 и 1,6 суток. Такое различие связано с тем, что металличности этих спутников меньше, чем у Млечного Пути, соответственно, в 2,2 и в 4,8 раз[15].

    От массы звезды и от содержания тяжёлых элементов зависит максимальная температура, которая будет достигнута на голубой петле — чем больше масса и чем меньше металличность, тем больше будет максимальная температура, а от неё зависит, попадёт ли звезда на голубой петле на полосу нестабильности. Чем меньше металличность галактики, тем меньше минимальная масса звёзд, которые смогут стать цефеидами. Так как период цефеиды зависит от её массы, то минимальный период также зависит от металличности. В то же время, больше всего распространены маломассивные звёзды, поэтому цефеиды с минимальным периодом будут наиболее многочисленны[15].

    Примечания

    1. (англ.)THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I—III, 4TH ED. (GCVS4) (KHOLOPOV+ 1988) AND NAMELISTS OF VARIABLE STARS NOS.67-80p.1 (KHOLOPOV+, 1985—2011) WITH IMPROVED COORDINATES — сгруппировано по полю «Constellation numeric code» и подсчитано, 156 звёзд без указанных координат не включены, поскольку они считаются повторениями
    2. (англ.)THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I—III, 4TH ED. (GCVS4) (KHOLOPOV+ 1988) AND NAMELISTS OF VARIABLE STARS NOS.67-80p.1 (KHOLOPOV+, 1985—2011) WITH IMPROVED COORDINATES — сгруппировано по полю «Variable star designation» и подсчитано, 156 звёзд без указанных координат не включены, поскольку они считаются повторениями
    Рейтинг
    ( 2 оценки, среднее 5 из 5 )
    Понравилась статья? Поделиться с друзьями: