Типы переменных звёзд

6.3.2. Физические переменные звезды window.top.document.title = «6.3.2. Физические переменные звезды»;

Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2m, в период минимума она уменьшается до 10m, и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 3 331,6 суток.


Рисунок 6.3.2.1.Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга – Рассела

В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска η Орла с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность звезды δ Цефея (период 5,366 дней). Все переменные звезды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соответствующего созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T… или просто букву V (англ. variable «переменный») с цифрами.

Модель 6.3.
Цефеиды

Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру – на определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска. Исследование спектров цефеид показывает, что периодически изменяются лучевые скорости: вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа спектров цефеид на основе эффекта Доплера. Таким образом, периодически изменяется радиус цефеиды. Чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость.


Рисунок 6.3.2.2.Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых Облаках от периода переменности

Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 году Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды, тем большее период изменения ее блеска. Поскольку все звезды ММО удалены от нас на примерно одинаковое расстояние, то видимая звездная величина m цефеид отражает ее светимость L. А так как сверхгиганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик. Так, к 1999 году по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла, которую теперь считают равной 70 км/с на 1 Мпк с точностью 10 %.

В 60-е годы советский астроном Юрий Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда.

Звезды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск. У большинства из них периоды заключаются в пределах 0,2–0,8 суток, а амплитуды блеска составляют в среднем около одной звездной величины. Это звезды спектральных классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звездных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.

Особая группа переменных – молодые звезды типа T Тельца, впервые открытые Отто Васильевичем Струве в XIX веке. Они меняют свой блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси.

R Северной Короны и похожие на нее звезды ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.

Звезды типа R Северной Короны производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды. В таблице приведены наиболее известные переменные звезды

В наблюдении переменных звезд посильную помощь могут оказать и любители астрономии

В таблице приведены наиболее известные переменные звезды. В наблюдении переменных звезд посильную помощь могут оказать и любители астрономии.

классификация

Существует несколько классификаций переменных звезд, многие из которых основаны на определении амплитуды, периодичности и формы кривой блеска

Кроме того, во внимание принимаются спектральные свойства и, в зависимости от типа, поведение в случае вспышек. Группы из Общего каталога переменных звезд (GCVS) перечислены ниже

AAVSO Variable Star Index (VSX) содержит те же группировки, но делит некоторые подгруппы ( «звезды») классы по- разному.

Положение некоторых классов переменных на диаграмме Герцшпрунга-Рассела

С Gaia DR3 ожидается, что в 2021 году появится новый каталог со значительно большим количеством переменных звезд.

Переменная покрытия

Анимация затменной двойной звезды с полученной кривой блеска.

Затменные звезды можно наблюдать, когда компоненты двойной звездной системы проходят друг мимо друга с точки зрения Земли и, таким образом, покрывают друг друга. Когда звезда накрыта, яркость обоих звездных дисков больше не видна с Земли, и мы наблюдаем минимум. Звезды, меняющие затмения, вероятно, были известны как изменчивые с древних времен, самое позднее с 17 века. Самый известный пример — звезда Алгол — ее именем названа подгруппа звезд Алгола . Звезды , в которых экзопланета была Обнаруженная с помощью метода транзита , также включены в переменных затменном.

Вращательно переменный

Вращательно- переменные звезды — это звезды, которые меняют свою яркость в процессе вращения. Это происходит либо потому, что они эллипсоидально деформированы как компоненты тесных двойных звезд, либо потому, что они демонстрируют неоднородное распределение яркости на поверхности звезды. Неравномерное распределение яркости может быть вызвано солнечными пятнами или тепловыми или химическими неоднородностями, вызванными магнитным полем, которое не совпадает с осью вращения . Пульсары , среди прочих, считаются звездами переменного вращения .

Переменная пульсации

Кривая блеска дельты цефеид Цефеи

Пульсирующие переменные показывают периодическое сжатие или расширение своей поверхности. Радиальные или нерадиальные колебания приводят к изменению светимости из-за изменения радиуса, формы звезды и / или . Существует ряд различных типов вариаторов пульсации. Некоторые из них играют важную роль в измерении космических расстояний из -за зависимости периода от светимости и их высокой абсолютной яркости . К ним, в частности, относятся цефеиды и звезды RR Лиры . Многие звезды с переменной пульсацией являются звездами- гигантами, поэтому относительно обычные звезды Миры также принадлежат к этой группе. Многие звезды с пульсационной переменной располагаются на диаграмме Герцшпрунга-Рассела вблизи полосы неустойчивости .

Катаклизм Мутабельный

Схематическое изображение катаклизмической системы

Катаклизмические переменные — это звезды со вспышками яркости, причина которых кроется в термоядерных реакциях на поверхности или внутри звезды. Вспышки также могут иметь свою причину в аккреционном диске . Большинство катаклизмических переменных представляют собой белый карлик, который получает вещество от спутника через аккреционный диск. Это определение катаклизмических переменных отличается от того, что обычно используется в литературе. Астрономические события, такие как новые и сверхновые, также считаются катаклизмическими переменными .

Эруптивный изменчивый

Впечатление художника от Flarestar EV Lacertae

Изменения яркости эруптивных переменных основаны на вспышках, извержениях оболочки или массовых выбросах в виде звездных ветров и / или взаимодействии с межзвездной средой . Эруптивные переменные звезды включают светящуюся синюю переменную (LBV) , молодые звезды Т-Тельца и вспыхивающие звезды . Многие красные карлики, такие как Проксима Центавра , также являются вспыхивающими звездами.

Рентгеновские двойные звезды

Снимок художника рентгеновской двойной звезды Лебедь X-1

Рентгеновские двойные звезды — это двойные звездные системы, излучающие рентгеновские лучи. Компактный партнер получает материю от другой звезды путем аккреции . В результате рентгеновские двойные звезды напоминают катаклизмические переменные.

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:

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
VV VW VX VY VZ
WW WX WY WZ
XX XY XZ
YY YZ
ZZ

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.

Нейтронные звёзды

Это ядра взорвавшихся звёзд, в которых дальнейшее сжатие приводит к тому, что это ядро полностью будет состоять из нейтронов. Массы таких звёзд составляют, приблизительно от 1,44 масс Солнца (предел Чандрасекара), до предела Оппенгеймера-Волкова (см. терминологию сайта), который будет разный для каждой звезды. Радиусы таких звёзд ничтожно малы, около 10-20 км.

Нейтронные звёзды обладают сильным магнитным полем и неимоверно быстрым вращением, около тысячи оборотов за секунду! Вследствие этого существуют такие виды звёзд нейтронного типа, как: рентгеновские пульсары и радиопульсары. Излучают они соответственно в рентгеновском и радио- диапазонах длин волн.

Считается, что нейтронные звёзды рождаются вследствие взрыва сверхновой звезды.

Ведение дневника наблюдений переменных звёзд

Наблюдения переменных звёзд ведутся длительный период, чтобы накопить данные и затем построить как можно больше точек на графике изменения блеска. Поэтому нужно завести специальную тетрадь и записывать туда каждую оценку и время наблюдений с точностью до минут.

Удобно сделать таблицу, где указывается дата и время наблюдений, оценка, и еще нужно оставить место для дополнительных колонок, куда будет вписана вычисленная звёздная величина, а для периодических звёзд – текущий период.

Обработку данных и построение графика изменения блеска переменных звёзд рассмотрим с следующей статье.

Белые карлики

Белые карлики – это полностью проэволюционировавшие звезды, представляют собой ядра звёзд, потерявших свою внешнюю оболочку, из-за своего же расширения.

Эти звёзды обладают малыми размерами (где-то в 100 раз меньше чем Солнце) и светимостью (в 10 000 раз меньше Солнца). При таких малых размерах они обладают массой примерно равной массе нашего светила. Объясняется это большой плотностью их вещества (105-109 г/см3).

Такая плотность приводит к тому, что белые карлики – это «сгустки» электронно-ядерной плазмы, и напрочь лишены своего источника энергии. Они светят за счет исчерпания своего же запаса тепла.

Способы наблюдений переменных звёзд

Главное, что требуется при изучении переменных звёзд – определять их яркость и отмечать точное время наблюдений. Делать это можно разными способами:

  1. Фотографический.
  2. Визуальный.

В первом случае делаются фотографии участка неба и уже на снимке определяется яркость переменной. Способ хорош своей точностью и возможностью в любой момент перепроверить результаты. Но есть недостаток – нужно оборудование, которое есть далеко не у каждого любителя, особенно начинающего. Да и опыт в астросъёмке требуется.

Визуальный способ самый доступный. Оценка блеска переменной происходит непосредственно при наблюдении, никаких инструментов не требуется, если звезду можно увидеть невооруженным глазом. Если она слабая, нужен бинокль или телескоп. Точность оценки блеска при наборе опыта возрастает и становится довольно высокой.

Не будем рассматривать фотографический способ, как более технологичный, а разберёмся подробнее с визуальным – воспользоваться им вы можете уже ближайшей ясной ночью.

Затменные переменные — очень интересные объекты для наблюдений, несложные для новичка.

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.

Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них присутствуют новые, сверхновые и карликовые новые.

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.

Затменные звезды

Затменные звезды — это один из наиболее известных классов переменных звезд.

Представьте себе две звезды, которые обращаются вокруг общего центра масс и которые расположены относительно земного наблюдателя таким образом, что один из компонентов подобной двойной системы то закрывает от нас другой, то, наоборот, прячется за него (плоскость орбиты двойной системы параллельна лучу зрения).

Из-за большого расстояния мы, находясь на Земле, видим невооруженным глазом двойную звезду (если она вообще видна невооруженным глазом) как обычную одиночную. Только с помощью крупных телескопов можно разделить компоненты звездных пар, да и то далеко не всех.

Когда компоненты пары занимают такое положение, что ни один из них не закрывает другого, то их блеск складывается, и мы наблюдаем максимум блеска двойной системы. В моменты же затмений до нас доходит свет лишь от одного компонента, и блеск звездной пары уменьшается.

Затменно-переменная звезда

Возможно и другое расположение звездной пары, при котором одна звезда периодически перекрывает другую не полностью, а лишь частично, то есть происходит частное затмение.

Нередко встречаются двойные системы, в которых одна звезда светит ярче другой. Поэтому повторяющиеся ослабления блеска у таких затменных переменных звезд неодинаковы. Когда слабая звезда перекрывает яркую (так называемое главное затмение), наблюдается минимум блеска, более глубокий, чем в противоположном случае. Типичным представителем таких затменных звезд является звезда Алголь в созвездии Персея.

Если построить график изменения блеска подобной звездной пары, отложив на одной оси время либо в часах, либо в сутках, либо в долях периода обращения данной звездной пары, а на другой — звездные величины, то кривая изменения блеска за каждый период обращения будет иметь два минимума — один глубокий, другой незначительный.

В случае частных затмений оба минимума на графике «острые»: как только уменьшение блеска прекращается, сразу начинается его возрастание.

При полных затмениях характер минимумов несколько иной: фаза минимального блеска приобретает определенную протяженность во времени, зависящую от длительности полной фазы затмения.

Таким образом, по форме кривой изменения блеска можно судить о некоторых свойствах той или иной двойной системы, в частности о том, как она ориентирована в пространстве по отношению к земному наблюдателю.

Возможен и случай, когда компоненты двойной системы обладают неправильной формой, отличающейся от шаровой, — например, вытянуты навстречу друг другу в результате взаимного притяжения. У такой системы кривая изменения блеска на участках максимумов имеет заметно округлую форму. Характерным представителем подобного типа затменных переменных звезд является звезда бета Лиры.

Есть и еще один тип: системы, похожие на бету Лиры, но имеющие короткие периоды обращения и одинаковые минимумы блеска. К этому типу двойных звезд относится звезда дубль-вэ Большой Медведицы.

Изучение кривых изменения блеска затменных переменных звезд в сочетании с результатами, полученными с помощью других методов астрономических наблюдений, позволяет судить о размерах, массах и плотностях вещества компонентов двойных систем.

Большинство затменных переменных звезд образуют тесные двойные системы, то есть такие пары, у которых поперечники звезд сравнимы с расстоянием между их центрами.

Как наблюдать переменные звёзды

Чтобы заметить изменения блеска звезды, используются разные методы. Самый доступный – визуальный, когда наблюдатель сравнивает блеск переменной звезды с блеском соседних звезд. Затем на основе сравнения вычисляется блеск переменной и по мере накопления этих данных строится график, на котором отчетливо заметны колебания яркости. Несмотря на кажущуюся простоту, определение яркости на глаз можно производить достаточно точно, и такой опыт приобретается довольно быстро.

Методов визуального определения блеска переменной звезды существует несколько. Самые распространенные из них – метод Аргеландера и метод Нейланда-Блажко. Есть и другие, но эти довольно просты для освоения и дают достаточную точность. Более подробно про них расскажем в отдельной статье.

Достоинства визуального метода:

  • Не требуется никакого оборудования. Для наблюдения слабых звезд может понадобиться бинокль или телескоп. Звезды с блеском в минимуме до 5-6 зв. величины можно наблюдать невооруженным глазом, их тоже довольно много.
  • В процессе наблюдения происходит реальное «общение» со звездным небом. Это дает приятное ощущение единства с природой. Кроме того, это вполне научная работа, которая приносит удовлетворение.

К недостаткам можно отнести все-таки неидеальную точность, из-за чего возникают погрешности в отдельных наблюдениях.

Другой метод оценки блеска звезды – с применением аппаратуры. Обычно делается снимок переменной звезды с окрестностями, а затем по снимку можно точно определить яркость переменной.

Стоит ли астроному-любителю заниматься наблюдениями переменных звезд? Однозначно стоит! Ведь это не только одни из самых простых и доступных для изучения объектов. Эти наблюдения имеют и научную ценность. Профессиональные астрономы просто не в состоянии охватить регулярными наблюдениями такую массу звезд, а для любителя здесь даже открывается возможность внести свой вклад в науку, и такие случаи бывали.

История изучения

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 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, 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.

Характеристики

Кривые блеска четырех переменных Мира в галактике Центавр A

Длиннопериодические переменные — это пульсирующие холодные гиганты или сверхгиганты , переменные звезды с периодами от примерно сотни дней, или всего несколько дней для OSARG, до более тысячи дней. В некоторых случаях вариации слишком плохо определены для определения периода, хотя вопрос о том, действительно ли они непериодичны, остается открытым.

LPVs имеют спектральный класс F и redwards, но большинство из них спектрального класса М, S или С . Многие из самых красных звезд на небе, такие как Y CVn , V Aql и VX Sgr, являются LPV.

Большинство LPV, включая все переменные Миры, представляют собой термопульсирующие асимптотические звезды ветви гигантов со светимостью, в несколько тысяч раз превышающей солнечную. Некоторые полурегулярные и нерегулярные переменные представляют собой менее светящиеся звезды-гиганты, в то время как другие — более светящиеся сверхгиганты, включая некоторые из крупнейших известных звезд, такие как VY CMa .

важность

Переменные звезды интересны для астрофизики во многих отношениях:

  • Переменные звезды являются основой для измерения расстояний внутри и за пределами Млечного Пути по соотношению период-светимость с пульсирующей переменной и по идентичной максимальной яркости всех сверхновых типа Ia.
  • Астеросейсмологии из пульсирующих переменных дает представление о внутренней структуре путем анализа вибраций в звезду .
  • В случае переменных двухпериодных пульсаций можно вычислить массу звезды. В противном случае это может произойти только в двойных звездных системах . Однако там структура звезд может отличаться от структуры одиночной звезды из-за предшествующего массопереноса.
  • В случае затменных звезд разрешение поверхности звезды достигается путем анализа изменения яркости, когда одна звезда закрывает вторую.
  • В случае периодических переменных могут быть обнаружены наименьшие изменения в структуре звезды, поскольку эти изменения складываются и, следовательно, их легче обнаружить, чем при прямом измерении.
  • Никакая классификация не требует меньших усилий, чем измерение яркости. Поэтому переменные звезды используются для звездных статистических исследований, когда звезды слишком тусклые для записи спектров .

Пульсирующие звезды

Пульсирующие звезды обычно называют цефеидами,

по имени типичной пульсирующей звезды дельты из созвездия Цефея.

Как и затменные переменные звезды, пульсирующие звезды подразделяются на несколько типов. Это быстро мигающие карликовые цефеиды; звезды типа RR Лиры, тоже обладающие короткими периодами изменения блеска; звезды типа дельты Цефея, у которых период изменения блеска уже несколько продолжительнее; звезды типа RV Тельца, мигающие еще реже; и наконец, долгопериодические цефеиды типа Миры Кита.

Если отвлечься от различия периодов, то кривые изменения блеска у большинства пульсирующих звезд весьма сходны. Их характерная отличительная черта состоит в том, что нарастание блеска таких звезд происходит значительно быстрее, чем его ослабление после того, как достигнут максимум.

Пульсирующая нейтронная звезда

Познакомимся с различными типами пульсирующих звезд более подробно.

Периоды изменения блеска карликовых цефеид — примерно от полутора до четырех с небольшим часов. Но у этих звезд имеется своя любопытная особенность: форма кривой изменения их блеска периодически меняется, то и дело возникает вторичный период изменения блеска, в несколько раз продолжительнее основного.

На нашем северном небе в зодиакальном созвездии Рака есть довольно яркая звезда такого типа — VZ Рака, которую можно наблюдать любительскими средствами.

Периоды колебания блеска у пульсирующих звезд типа RR Лиры составляют от 5 до 19 часов. А амплитуда колебаний, то есть величина изменений блеска, достигает двух звездных величин.

У многих звезд типа RR Лиры происходят медленные изменения периода колебании блеска, а также быстрые периодические изменения формы кривой блеска. Этот последний эффект получил название эффекта Блажко. Наблюдение подобного эффекта у переменных звезд — одна из задач любительской астрономии.

У звезд типа дельты Цефея периоды изменения блеска несколько выше, чем у звезд типа RR Лиры. Они заключены в пределах от полутора до 60 суток.

Еще продолжительнее период изменения блеска у пульсирующих звезд типа RV Тельца — от 32 до 144 суток. А кривая изменения блеска у этих звезд напоминает кривую затменной переменной звезды типа беты Лиры. У нее имеется два минимума — один глубокий, а другой сравнительно небольшой.

Причина этого явления до сих пор остается неясной.

Пульсирующие звезды типа Миры Кита часто называют миридами. Периоды изменения блеска у них весьма велики — от 90 до 130 суток, а амплитуды колебаний поистине огромны, поэтому мириды — удобные для наблюдения объекты.

Кстати, мириды — холодные звезды. В максимуме блеска их температура составляет всего около 2300°, а в минимуме она понижается до 1800°.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Adblock
detector