Pulsierende Sterne dehnen sich aus und ziehen sich zusammen, werden größer und kleiner, heißer und kälter, heller und dunkler. Die physikalischen Eigenschaften dieser Sterne sind so, dass sie sich einfach von einem Zustand in einen anderen und wieder zurück bewegen, als ob sie eine Art Schwingung oder Pulsieren machen würden, genau wie Herzen, die am Himmel schlagen.

Veränderliche Sterne der Cepheiden

Die amerikanische Astronomin Henrietta Leavitt entdeckte, dass bei Cepheiden eine Beziehung zwischen der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung und der Leuchtkraft besteht. Dieser Begriff bedeutet, dass die durchschnittliche wahre Helligkeit des Sterns umso höher ist, je länger die Periode der Helligkeitsänderung (das Intervall zwischen aufeinanderfolgenden Helligkeitsspitzen) ist. Wenn man also die scheinbare Helligkeit einer Cepheiden-Variablen misst, während sie sich über Tage und Wochen ändert, und dann die Periode der Helligkeitsänderung bestimmt, dann kann man leicht die wahre Helligkeit des Sterns berechnen.

Warum wird das benötigt? Und dann, wenn Sie die wahre Helligkeit eines Sterns kennen, können Sie die Entfernung zu ihm bestimmen. Denn je weiter der Stern entfernt ist, desto dunkler sieht er aus, aber es ist immer noch derselbe Stern mit derselben wahren Brillanz.

Entfernte schwache Sterne gehorchen dem Gesetz der umgekehrten Quadrate. Das heißt, wenn ein Stern 2-mal weiter entfernt ist, sieht er 4-mal dunkler aus. Und wenn der Stern 3-mal weiter entfernt ist, dann sieht er 9-mal dunkler aus. Wenn der Stern 10-mal weiter entfernt ist, sieht er 100-mal dunkler aus.

Kürzlich gab es Berichte in den Medien, dass das Hubble-Weltraumteleskop die Größe und das Alter des Universums bestimmen konnte. Tatsächlich ist dies das Ergebnis einer Studie mit dem Hubble-Teleskop von veränderlichen Sternen der Cepheiden. Diese Cepheiden kommen in fernen Galaxien vor. Aber durch die Beobachtung ihrer Helligkeitsänderung und die Verwendung der Beziehung zwischen der Periode der Helligkeitsänderung und der Leuchtkraft haben Astronomen die Entfernung zu diesen Galaxien bestimmt.

Stars wie RR Lyrae

RR-Lyrae-Sterne ähneln Cepheiden, sind aber nicht so groß und hell. Einige von ihnen befinden sich in einem Kugelsternhaufen in unserer Milchstraße, und sie haben auch einen Zusammenhang zwischen der Periode der Helligkeitsänderung und der Leuchtkraft.

Kugelsternhaufen sind riesige kugelförmige Formationen, die mit alten Sternen gefüllt sind, die während der Entstehung der Milchstraße entstanden sind. Das sind Weltraumbereiche mit einer Breite von nur 60-100 Lichtjahren, in denen mehrere hunderttausend bis eine Million Sterne „verpackt“ sind. Durch die Beobachtung der Helligkeitsänderung von RR-Lyrae-Sternen können Astronomen die Entfernung zu solchen Sternen abschätzen. Und wenn sich diese Sterne in Kugelsternhaufen befinden, dann können Sie die Entfernung zu diesen Kugelsternhaufen bestimmen.

Warum ist es wichtig, die Entfernung zu einem Sternhaufen zu kennen? Hier ist der Grund. Alle Sterne, die sich in demselben Haufen befinden, bildeten sich gleichzeitig aus einer gemeinsamen Wolke. Und sie befinden sich alle in ungefähr der gleichen Entfernung von der Erde, weil sie sich im selben Cluster befinden. Wenn Wissenschaftler daher ein H-R-Diagramm für die Sterne in einem Haufen erstellen, gibt es keine Fehler, die durch die unterschiedlichen Entfernungen zwischen den verschiedenen Sternen verursacht werden. Und wenn wir die Entfernung zum Sternhaufen kennen, dann lassen sich alle im Diagramm eingetragenen Werte der Sternhelligkeit in Leuchtkraft umrechnen, also in die Intensität der Energie, die der Stern pro Sekunde aussendet. Und diese Werte können direkt mit theoretischen Daten verglichen werden. Das tun Astrophysiker.

Veränderliche Sterne mit langer Periode

Während Astrophysiker Informationen von Cepheiden und veränderlichen Sternen der RR Lyrae verarbeiten, genießen Amateurastronomen die Beobachtung von langperiodischen veränderlichen Sternen, den sogenannten veränderlichen Sternen vom Typ Mira Ceti. Mira ist ein anderer Name für den Stern Omicron Ki.

Variable Sterne wie Mira Ceti pulsieren wie Cepheiden, aber sie haben viel längere Perioden der Helligkeitsänderung, im Durchschnitt 10 Monate oder länger, und außerdem haben sie eine größere Amplitude der Helligkeitsänderung. Wenn die Helligkeit von Mira Ceti ihren Maximalwert erreicht, kann sie mit bloßem Auge gesehen werden, und wenn die Helligkeit minimal ist, wird ein Teleskop benötigt. Auch die Helligkeitsänderung von langperiodischen Sternen ist viel unregelmäßiger als die von Cepheiden. Die maximale Helligkeit, die ein Stern erreicht, kann von einer Periode zur anderen stark variieren. Beobachtungen solcher Sterne, die nicht schwer durchzuführen sind, ermöglichen es Wissenschaftlern, wichtige wissenschaftliche Informationen zu erhalten. Und auch Sie können zum Studium veränderlicher Sterne beitragen (darauf werde ich im letzten Abschnitt dieses Kapitels näher eingehen).

Das Bild zeigt einen roten veränderlichen Stern namens V838 Monocerotis.

Veränderlicher Stern - dessen Helligkeit sich mit der Zeit durch physikalische Prozesse in seiner Umgebung ändert. Genau genommen ändert sich die Helligkeit jedes Sterns mit der Zeit um das eine oder andere Grad. Beispielsweise ändert sich die freigesetzte Energiemenge während eines elfjährigen Sonnenzyklus um 0,1 %, was einer Änderung der absoluten Größe um ein Tausendstel entspricht. Eine Veränderliche ist ein Stern, dessen Helligkeitsänderungen mit dem derzeitigen Stand der Beobachtungstechnologie zuverlässig erfasst wurden. Um einen Stern als Variable zu klassifizieren, reicht es aus, dass sich die Helligkeit des Sterns mindestens einmal ändert.

Veränderliche Sterne sind sehr unterschiedlich. Helligkeitsänderungen können periodisch sein. Die wichtigsten Beobachtungsmerkmale sind die Periode, die Amplitude der Helligkeitsänderungen, die Form der Lichtkurve und die Radialgeschwindigkeitskurve.

Die Gründe für die Änderung der Helligkeit von Sternen können sein: radiale und nichtradiale Pulsationen, chromosphärische Aktivität, periodische Sonnenfinsternisse in einem engen Doppelsternsystem, Prozesse, die mit dem Materiefluss von einem Stern zum anderen in einem Doppelsternsystem verbunden sind, katastrophale Prozesse wie eine Supernova-Explosion usw.

Die Veränderlichkeit der Sterne ist nicht mit ihrem Funkeln zu verwechseln, das durch Schwankungen in der Luft der Erdatmosphäre entsteht. Sterne funkeln nicht, wenn sie aus dem Weltraum betrachtet werden.

Top-10-Konstellationen nach der Anzahl der variablen Sterne gemäß dem OKPS-4-Katalog

Der erste veränderliche Stern wurde 1638 identifiziert, als Johann Holvarda feststellte, dass der Stern Omicron Ceti, später Mira genannt, mit einer Periode von 11 Monaten pulsiert. Zuvor war der Stern 1596 vom Astronomen David Fabricius als Nova beschrieben worden. Diese Entdeckung, kombiniert mit Supernova-Beobachtungen in den Jahren 1572 und 1604, bewies, dass der Sternenhimmel nicht etwas ewig Festes ist, wie Aristoteles und andere gelehrt hatten. antike Philosophen. Die Entdeckung veränderlicher Sterne trug somit zu der Revolution im astronomischen Denken bei, die im sechzehnten und frühen siebzehnten Jahrhundert stattfand.

Der zweite veränderliche Stern, der 1669 von Geminiano Montanari beschrieben wurde, war der verdunkelnde Veränderliche Algol. Die korrekte Erklärung der Gründe für seine Variabilität wurde 1784 von John Goodryke gegeben. 1686 entdeckte der Astronom Gottfried Kirkhi den Stern Chi Cygni (χ Cygni), und 1704 wurde dank Giovanni Maraldi R Hydra (R Hydrae) bekannt. Bis 1786 waren bereits 10 variable Sterne bekannt. John Goodryk fügte mit seinen Beobachtungen Delta Cephei (δ Cephei) und Sheliak (β Lyr) zu ihrer Zahl hinzu. Seit 1850 hat die Anzahl bekannter veränderlicher Sterne dramatisch zugenommen, insbesondere seit 1890, als die Fotografie möglich wurde, sie zu entdecken.

Die neueste Ausgabe des General Catalogue of Variable Stars (2008) listet über 46.000 variable Sterne aus unserer eigenen sowie 10.000 aus anderen Galaxien und weitere 10.000 mögliche Variablen auf.

Der erste Katalog veränderlicher Sterne wurde 1786 vom englischen Astronomen Edward Pigott zusammengestellt. Dieser Katalog enthielt 12 Objekte: zwei Supernovae, eine Nova, 4 Sterne vom Typ ο Cet (Miriden), zwei Cepheiden (δ Cep, η Aql), zwei verdunkelnde (β Per, β Lyr) und P Cyg. Im XIX - frühen XX Jahrhundert. Deutsche Astronomen übernahmen die führende Rolle bei der Erforschung veränderlicher Sterne. Nach dem Zweiten Weltkrieg wurde auf Beschluss der Internationalen Astronomischen Union (IAU) im Jahr 1946 die Erstellung von Variablenkatalogen sowjetischen Astronomen - dem Staatlichen Astronomischen Institut - anvertraut. P. K. Sternberg (GAISh) und der Astrosowjet der Akademie der Wissenschaften der UdSSR (jetzt INASAN). Etwa alle 15 Jahre veröffentlichen diese Organisationen den General Catalogue of Variable Stars (GCVS). Die letzte 4. Auflage wurde von 1985 bis 1995 veröffentlicht. In den Abständen zwischen den nächsten Ausgaben des OKPZ erscheinen Ergänzungen dazu. Parallel zur Erstellung des GCVS wird daran gearbeitet, Kataloge von Sternen mit Verdacht auf Helligkeitsvariabilität (CSV, engl. NSV) zu erstellen.

Die vierte Ausgabe des OKPZ bleibt die letzte „Papier“-Ausgabe. Im 21. Jahrhundert wird der GCVS wie viele andere astronomische Kataloge in elektronischer Form geführt und ist im VisieR-System unter dem Namen General Catalogue of Variable Stars verfügbar. Es besteht aus 3 Teilen: einem Katalog veränderlicher Sterne, einem Katalog veränderlicher Sterne und einem Katalog extragalaktischer Veränderlicher.

Das moderne variable Sternbezeichnungssystem ist eine Weiterentwicklung des Mitte des 19. Jahrhunderts von Friedrich Argelander vorgeschlagenen Systems. Argelander schlug 1850 vor, die variablen Sterne, die ihre Bezeichnung noch nicht erhalten haben, mit Buchstaben von R bis Z in der Reihenfolge ihrer Entdeckung in jeder Konstellation zu benennen. Zum Beispiel ist R Hydrae der erste variable Stern im Sternbild Hydra, S Hydrae der zweite usw. Somit wurden 9 variable Bezeichnungen für jedes Sternbild reserviert, dh 792 Sterne. Zu Argelanders Zeiten schien ein solcher Vorrat völlig ausreichend zu sein. 1881 wurde jedoch die Grenze von 9 Sternen pro Sternbild überschritten, und E. Hartwig schlug vor, die Nomenklatur mit Zwei-Buchstaben-Bezeichnungen nach folgendem Prinzip zu ergänzen:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ

SS ST SU SV SW SX SY GR

TT TU TV TW TX TY TZ

UU UV UW UX UY UZ

Zum Beispiel RR Lyr. Allerdings schöpfte dieses System in einigen Konstellationen bald alle Möglichkeiten aus. Dann führten Astronomen zusätzliche zweibuchstabige Bezeichnungen ein:

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

Der Buchstabe J wurde von Zwei-Buchstaben-Kombinationen ausgeschlossen, um in der Handschrift nicht mit I verwechselt zu werden. Erst nachdem sich die Zwei-Buchstaben-Notation vollständig erschöpft hatte, entschied man sich für eine einfache Nummerierung der Sterne zur Angabe des Sternbildes, beginnend mit der Zahl 335, also beispielsweise V335 Sgr. Dieses System wird heute noch verwendet. Die meisten variablen Sterne befinden sich im Sternbild Schütze. Bemerkenswert ist, dass der letzte Platz in der Argelander-Wertung 1989 vom Star Z Cutter belegt wurde.

Im Laufe der Geschichte der Erforschung veränderlicher Sterne wurden immer wieder Versuche unternommen, ihre adäquate Klassifizierung zu erstellen. Die ersten Klassifizierungen, die auf einer kleinen Menge an Beobachtungsmaterial basierten, gruppierten Sterne hauptsächlich nach ähnlichen äußeren morphologischen Merkmalen, wie Form der Lichtkurve, Amplitude und Periode der Lichtänderung usw. Später, zusammen mit einer Zunahme der Mit der Anzahl bekannter veränderlicher Sterne nahm auch die Anzahl der Gruppen mit ähnlichen morphologischen Merkmalen zu Zeichen, einige große wurden in eine Reihe kleinerer unterteilt. Gleichzeitig wurde es dank der Entwicklung theoretischer Methoden möglich, nicht nur nach äußeren, beobachtbaren Zeichen zu klassifizieren, sondern auch nach physikalischen Prozessen, die zu der einen oder anderen Art von Variabilität führen.

Um die Arten von variablen Sternen zu bezeichnen, werden die sogenannten. Prototypen sind Sterne, deren Variabilitätseigenschaften als Standard für einen bestimmten Typ angenommen werden. Zum Beispiel variable Sterne wie RR Lyr.

Die folgende Einteilung veränderlicher Sterne in Klassen wurde im 19. Jahrhundert von Guzo (Franzose Jean-Charles Houzeau de Lehaie) vorgeschlagen:

Sterne, deren Helligkeit kontinuierlich zu- oder abnimmt.
Sterne mit periodischer Helligkeitsänderung.
Sterne vom Typ Mira Ceti sind Sterne mit langen Perioden und starken Helligkeitsschwankungen.
Sterne mit ziemlich schneller und regelmäßiger Helligkeitsänderung. Charakteristische Vertreter von β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Sterne vom Algol-Typ (β Persei). Sterne mit einer sehr kurzen Periode (zwei oder drei Tage) und einer extrem korrekten Helligkeitsmessung, die nur einen kleinen Teil der Periode einnimmt. Die übrige Zeit behält der Stern seine größte Brillanz. Andere Sterne vom Algol-Typ: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei usw.
Sterne mit unregelmäßigen Helligkeitsänderungen. Vertreter - η Argus
Neue Sterne.

In GCVS-3 werden alle veränderlichen Sterne in drei große Klassen eingeteilt: pulsierende Veränderliche, eruptive Veränderliche und verdunkelnde Veränderliche. Klassen werden in Typen unterteilt, einige Typen in Untertypen.

Zu den pulsierenden Variablen gehören solche Sterne, deren Variabilität durch Prozesse verursacht wird, die in ihrem Inneren ablaufen. Diese Prozesse führen zu einer periodischen Änderung der Helligkeit des Sterns und damit anderer Eigenschaften des Sterns - Oberflächentemperatur, Photosphärenradius usw. Die Klasse der pulsierenden Variablen wird in folgende Typen unterteilt:

Langperiodische Cepheiden (Cep) sind Sterne mit hoher Leuchtkraft mit Perioden von 1 bis ~70 Tagen. Sie werden in zwei Subtypen unterteilt:
Klassische Cepheiden (Cδ) - Cepheiden der flachen Komponente der Galaxis
Sterne vom Typ Virgo W (CW) - Cepheiden der sphärischen Komponente der Galaxie
Langsame falsche Variablen (L)
Stars wie Mira Ceti (M)
Halbreguläre Variablen (SR)
Variablen vom Typ RR Lyrae (RR)
Variablen vom Typ RV Stier (RV)
β Cephei oder β Canis Major (βC) Variablen
Variablen vom Typ δ Shield (δ Sct)
Variablen wie ZZ Kita - pulsierende weiße Zwerge
Magnetische Variablen wie α² Hounds of the Dogs (αCV)

Eruptive veränderliche Sterne. Zu dieser Klasse gehören Sterne, die während des Beobachtungszeitraums unregelmäßig oder einmalig ihre Helligkeit ändern. Alle Helligkeitsänderungen von eruptiven Sternen sind mit explosiven Prozessen auf Sternen, in ihrer Umgebung oder mit Explosionen der Sterne selbst verbunden. Diese Klasse von veränderlichen Sternen ist in zwei Unterklassen unterteilt: unregelmäßige Veränderliche, die mit diffusen Nebeln assoziiert sind, und schnelle unregelmäßige, sowie eine Unterklasse von neuen und novaähnlichen Sternen.

Variablen wie UV Ceti (UV) sind Sterne des Spektraltyps d Me, die kurzfristige Ausbrüche mit signifikanter Amplitude erfahren.
UVn-Sterne - ein Subtyp von UV-Sternen, die mit diffusen Nebeln assoziiert sind
Variablen wie BY Draconis (BY) sind Emissionssterne später Spektraltypen, die periodische Helligkeitsschwankungen mit variabler Amplitude und wechselnder Form der Lichtkurve zeigen.
Falsche Variablen (I). Gekennzeichnet durch Indizes a, b, n, T, s. Index a zeigt an, dass der Stern zum Spektraltyp O-A gehört, Index b bezeichnet den Spektraltyp F-M, n symbolisiert die Verbindung mit diffusen Nebeln, s ist schnelle Veränderlichkeit, T beschreibt das für den T-Tauri-Stern charakteristische Emissionsspektrum. So wird die Bezeichnung Isa einer schnellen unregelmäßigen Variablen einer frühen Spektralklasse zugeordnet.

Neue Sterne (N)
Schnell neu (na)
Langsam neu (Nb)
Sehr langsame Novae (Nc)
Wiederholt neu (Nr)
Nova-ähnliche Sterne (Nl)
Z Andromeda Symbiotische Variablen (ZAnd)
Variablen vom Typ Northern Corona R (RCB)
Variablen vom Typ U Gemini (UG)
Variablen vom Typ Giraffe Z (ZCam)
Supernovae (SN)
Variablen vom Typ Doradus S (SD)
Variablen vom Typ γ Cassiopeia (γC)

Verdunkelnde variable Sterne umfassen Systeme aus zwei Sternen, deren Gesamthelligkeit sich im Laufe der Zeit periodisch ändert. Der Grund für die Helligkeitsänderung können Verfinsterungen von Sternen durcheinander oder eine Änderung ihrer Form durch gegenseitige Schwerkraft in engen Systemen sein, dh Variabilität ist mit einer Änderung geometrischer Faktoren und nicht mit physikalischer Variabilität verbunden.

Eclipsing Variables (EA) vom Algol-Typ - Lichtkurven ermöglichen die Festlegung des Beginns und des Endes von Finsternissen; in den Intervallen zwischen Finsternissen bleibt die Helligkeit nahezu konstant.

Verdunkelungsvariablen wie β Lyrae (EB) - Doppelsterne mit ellipsoidischen Komponenten, die ihre Helligkeit kontinuierlich ändern, auch in den Intervallen zwischen Finsternissen. Ein sekundäres Minimum ist zwingend einzuhalten. Perioden sind in der Regel länger als 1 Tag.

Verdunkelungsvariablen vom Typ Ursa Major W (EW) sind Kontaktsysteme von Sternen der Spektralklassen F und höher. Sie haben Perioden von weniger als 1 Tag und Amplituden sind normalerweise kleiner als 0,8 m.

Ellipsoidale Variablen (Ell) sind binäre Systeme, die keine Finsternisse zeigen. Ihre Helligkeit ändert sich durch eine Veränderung der dem Beobachter zugewandten Fläche der strahlenden Oberfläche des Sterns.

In der Zeit, die zwischen der dritten und vierten Auflage des OKPS vergangen ist, hat nicht nur die Menge des Beobachtungsmaterials zugenommen, sondern auch dessen Qualität. Dies ermöglichte die Einführung einer detaillierteren Klassifizierung, in der die Idee der physikalischen Prozesse eingeführt wurde, die die Variabilität von Sternen verursachen. Die neue Klassifikation enthält 8 verschiedene Klassen von veränderlichen Sternen.

Eruptionsveränderliche Sterne sind Sterne, die ihre Helligkeit aufgrund heftiger Prozesse und Flares in ihren Chromosphären und Koronas ändern. Die Änderung der Leuchtkraft ist normalerweise auf Änderungen der Hülle oder Massenverlust in Form eines Sternwinds unterschiedlicher Intensität und / oder Wechselwirkung mit dem interstellaren Medium zurückzuführen. Pulsierende veränderliche Sterne sind Sterne, die eine periodische Ausdehnung und Kontraktion ihrer Oberflächenschichten aufweisen. Pulsationen können radial und nicht radial sein. Radiale Pulsationen eines Sterns hinterlassen eine sphärische Form, während nichtradiale Pulsationen dazu führen, dass die Form des Sterns von der Kugel abweicht, und benachbarte Zonen des Sterns können in entgegengesetzten Phasen sein. Rotationsveränderliche Sterne sind Sterne, bei denen die Helligkeitsverteilung über die Oberfläche ungleichmäßig ist und / oder sie eine nicht ellipsoidische Form haben, wodurch der Beobachter beim Drehen der Sterne ihre Veränderlichkeit festlegt. Die Inhomogenität der Oberflächenhelligkeit kann auf das Vorhandensein von Flecken oder auf Temperatur- oder chemische Inhomogenitäten zurückzuführen sein, die durch Magnetfelder verursacht werden, deren Achsen nicht mit der Rotationsachse des Sterns zusammenfallen.
Kataklysmische (explosive und novaähnliche) veränderliche Sterne. Die Variabilität dieser Sterne wird durch Explosionen verursacht, die durch explosive Prozesse in ihren Oberflächenschichten (Novae) oder tief in ihrem Inneren (Supernovae) verursacht werden.
verdunkelnde Binärdateien
Optisch variable Binärsysteme mit harter Röntgenstrahlung
Variablen mit anderen Symbolen
Neue Typen von Variablen – Variabilitätstypen, die während der Veröffentlichung des Katalogs entdeckt wurden und daher nicht in den bereits veröffentlichten Klassen enthalten sind.
Die Klassen 1 und 5 schneiden sich - Sterne mit den Variabilitätstypen RS und WR gehören zu diesen beiden Klassen.

Die Anzahl der variablen Sterne nach Typ gemäß dem OKPZ-4-Katalog

Wie Sie wissen, scheint auch unsere Sonne nicht ganz gleichmäßig, sondern ändert leicht ihre Aktivität. Alle 11 Jahre nimmt die Anzahl der Flecken auf der Sonne zu und ihre Aktivität nimmt zu. Natürlich sind die Pulsationen der Sonne nicht mit den Pulsationen von Cepheiden und erst recht nicht von neuen Sternen und Supernovae-Sternen zu vergleichen. Daher ist unsere Sonne ein Dauerstern.

Klasse 1 Klasse 2 Klasse 3 Klasse 4 Klasse 5

Ein variabler Stern ist einer, dessen Helligkeit (Helligkeit) sich im Laufe der Zeit aufgrund physikalischer Prozesse in oder um den Stern ändert. Diese wahre Veränderlichkeit der Sterne muss von ihrem Funkeln und anderen Veränderlichkeiten unterschieden werden, die durch die Inkonsistenz der Erdatmosphäre verursacht werden.

Doch bei der Beobachtung von der Erde aus lassen sich die natürlichen Schwankungen der Helligkeit eines Sterns nicht so einfach von denen trennen, die durch den Einfluss der Atmosphäre verursacht werden. Daher war die Genauigkeit der Photometrie, also der Messung des Strahlungsflusses von Sternen, bis in die 1990er Jahre nicht hoch: nicht besser als 0,1 m (Magnitude). Und die Anzahl der variablen Sterne überschritt 30.000 nicht.

Weltraumteleskope und vor allem das Hipparcos-Teleskop revolutionierten Ende des 20. Jahrhunderts die Untersuchung der Sternvariabilität: Die Photometrie von Millionen von Sternen mit einer Genauigkeit von besser als 0,01 "zeigte, dass fast alle Sterne bis zu einem gewissen Grad variabel sind. Für Beispielsweise ändert unsere Sonne ihre Helligkeit während des 11-jährigen Sonnenzyklus um etwa 0,001 m. Aber wir, wie professionelle Astronomen, werden der Einfachheit halber nur Sterne als Variablen mit einer signifikanten Variabilitätsamplitude betrachten. Informationen über sie werden im gesammelt und systematisiert General Catalogue of Variable Stars (GCVS) des Staatlichen Astronomischen Instituts benannt nach P. K. Sternberg (GAISh) in Moskau.

Veränderliche Sterne werden seit langem mit einem oder zwei großen lateinischen Buchstaben bezeichnet.
vor dem Namen des Sternbildes ist beispielsweise BW Cam eine Variable im Sternbild Giraffe. Und als solche Buchstabenkombinationen erschöpft waren, wurden sie mit einem Großbuchstaben V (vom Wort Variable - „Variable“) gefolgt von einer Zahl gekennzeichnet, zum Beispiel V838 Mon - eine Variable im Sternbild Einhorn.

Alle variablen Sterne mit einer merklichen Amplitude von Helligkeitsschwankungen können in vier große Kategorien eingeteilt werden. Der Grund für die von uns beobachtete Variabilität des Strahlungsflusses sind hier partielle oder totale Verfinsterungen eines Sterns in einem Paar durch einen anderen Stern. Die zweite Kategorie sind pulsierende veränderliche Sterne. Übrigens gehören die meisten der derzeit bekannten veränderlichen Sterne mit signifikanten Amplituden zu ihnen. Der Grund für die Variabilität sind hier die Pulsationen des Sterns, also Änderungen in seiner Größe, Dichte, Helligkeit, Farbe, Temperatur, seinem Spektrum und anderen Eigenschaften. Die Ursachen der Pulsationen sind unterschiedlich, aber sie ergeben sich alle aus den physikalischen Eigenschaften der Materie des Sterns. Die dritte Kategorie ist eruptiv, d.h. explodierende oder flackernde, veränderliche Sterne. Dies sind instabile Sterne, die normalerweise kurz vor dem Übergang von einer Evolutionsstufe in eine andere stehen. Die vierte Kategorie sind rotierende variable Sterne mit ungleicher Oberflächenhelligkeit. Wir können sagen, dass dies Sterne mit Flecken oder Streifen unterschiedlicher Helligkeit sind. Auch die Sonne gehört dazu, aber ihre Flecken sind unbedeutend im Vergleich zu den Riesenflecken mancher Sterne.

Verdunkelung veränderlicher Sterne

Das Verblassen des Sterns Algol (Vetta Perseus) wurde in der Antike beobachtet und 1783 von John Goodryke erklärt. Ungefähr alle 69 Stunden verblasst der Stern für 10 Stunden - dies ist mit bloßem Auge sichtbar. Daher ist Algol in Workshop Nr. 40 in der Tabelle der variablen Sterne enthalten. Hinter dem „Zwinkern“ des Sterns verbirgt sich ein enges Paar „walzernder“ Algol, bei denen einer den anderen periodisch verdeckt. Finsternisse beobachten wir bei diesem Paar natürlich nur, weil beide Sterne und die Erde ungefähr auf derselben Geraden liegen (die Abweichung beträgt weniger als 8°). Und das bedeutet, dass die Finsternisse im Algol-Paar im Allgemeinen nicht total sind: So wie der Mond an unserem Himmel manchmal die Sonne teilweise verdeckt, so verdeckt hier ein Stern teilweise den anderen – partielle Finsternisse. In diesem Fall erlischt das Gesamtlicht der beiden Sterne des Paares für 1,3 m. Wenn die Ebene der Umlaufbahn der Sterne um 27 ° zur Linie "Stern-Erde" geneigt wäre, würden wir keine Finsternisse beobachten, und Algol würde nicht als variabler Stern betrachtet. Und wenn der Winkel auf 3 ° reduziert würde, würden die Finsternisse total werden, und dann würden wir viel tiefere Auslöschungen von Algol sehen - um mehr als 3 m (d. H. Algol würde für das Auge für eine halbe Stunde unsichtbar werden). Laut alten Chroniken haben Astronomen herausgefunden, was passiert ist. So wie die Achse eines sich schnell drehenden Kreisels langsam von einer Seite zur anderen schwankt, dreht sich auch die Ebene der Umlaufbahn von Algol mit einer Periode von etwa 20.000 Jahren. Zu Beginn unserer Ära war Algol kein veränderlicher Stern. Deshalb wird sein mit dem Auge deutlich sichtbares „Zwinkern“ von den antiken Astronomen Hipparchos und Ptolemäus nicht erwähnt, obwohl sie bei der Erstellung ihrer Sternenkataloge den Himmel studierten. Von 161 bis 1482 n. Chr. waren die Finsternisse, wie sie es heute sind, partiell. Und 1482-1768 - komplett. Was die Aufmerksamkeit von John Goodryke und anderen Astronomen des 18. Jahrhunderts auf sich zog. Partielle Sonnenfinsternisse werden bis 3044 andauern.

Pulsierende veränderliche Sterne

Der Stern von b Cephei und dergleichen pulsiert: Entweder schwellen sie an und kühlen und verdunkeln sich entsprechend, dann schrumpfen sie, erwärmen sich und werden heller. Das erinnert übrigens an die Arbeit eines Automotors: Die Eingeweide des Sterns fungieren als Treibstoff und die Schale als Kolben. Der Kraftstoff wird zu Gas, dessen Druck den Kolben drückt. Wie beim Motor hat der Prozess mehrere Stufen. Im Allgemeinen wird die Energie eines Sterns, der aus der Tiefe in einer bestimmten Schicht in einer mittleren Tiefe an die Oberfläche strömt, für den Zerfall von Molekülen in Atome oder für die Ionisierung von Materie aufgewendet - das heißt, sie sammelt sich darin an Schicht und erreicht nicht die Oberfläche. Wenn sich die gesamte Materie in der erwähnten Schicht in Atome verwandelt oder ionisiert, verweilt die Energie der Tiefen nicht mehr darin, bricht zu den äußeren Schichten des Sterns durch und geht zu seiner Expansion über. Die Ausdehnung der Schale kühlt auch eine spezielle Schicht, in der Energie gespeichert wurde. Tatsächlich gibt der Stern, während er seine maximale Größe und Helligkeit erreicht, für kurze Zeit die in dieser speziellen Schicht gespeicherte Energie ins All ab. Es kühlt ab: Atome verbinden sich zu Molekülen oder Ionen zu Atomen. Der gekühlte Stern schrumpft unter dem Einfluss der Anziehung seiner eigenen Teilchen, und der Zyklus wiederholt sich. Denken Sie daran, dass jeder Stern im Gleichgewicht zwischen zwei Kräften steht: der gegenseitigen Anziehung seiner eigenen Teilchen und dem Druck heißer Materie aus der Tiefe. Pulsationen - in der Tat der Kampf dieser Kräfte, der mit unterschiedlichem Erfolg verläuft.

Der erdnächste Cepheide ist der Stern vom Cepheus-Typ, die Polaris. Außerdem handelt es sich um ein Dreifachsystem. Ein enger Begleitstern umfliegt den Zentralstern mit einem Zeitraum von etwa 30 Jahren. Aber abgesehen von einer Hubble-Beobachtung wurden Polaris und sein Begleitstern immer zusammen beobachtet, und die Umlaufbahneigenschaften wurden aus Änderungen ihrer kombinierten Helligkeit berechnet. Alles wird jedoch durch die Tatsache erschwert, dass Polyarnaya die Helligkeit aufgrund von Pulsationen ändert und sogar einige seltsame langfristige Helligkeitsänderungen aufweist: Im Laufe des 20 , Polar pulsiert fast nicht!), dass es im letzten Jahrhundert im Durchschnitt um 15% heller geworden ist. Es stellt sich heraus, dass die wichtigsten Entdeckungen in der Physik des Polarsterns und aller Cepheiden noch bevorstehen. Und obwohl Polyarnaya in Workshop Nr. 40 nicht markiert ist, aber schauen Sie es sich an - plötzlich wird es vor Ihren Augen deutlich aufflammen oder ausgehen. Übrigens pulsieren viele pulsierende Sterne mit riesigen Muscheln wie Polaris falsch. Daher - eine große Vielfalt nichtperiodischer und halbperiodischer Riesen.

Sterne produzieren Diamanten. Und man kann sich schon Gedanken über deren Gewinnung machen, denn diese Juwelen werden von Sternen intensiv mitsamt dem restlichen Staub ins All gestreut. Staub, Gas, einschließlich Moleküle und organische Materie, gehen besonders intensiv bei stark angeschwollenen Riesensternen und Überriesen verloren. An der Peripherie ihrer kühlen Hüllen ist die Anziehungskraft des Sterns so gering, dass Materiepartikel den Stern leicht verlassen.Wir erinnern Sie daran, dass ein solcher Stern schließlich seine Hülle in Form eines planetarischen Nebels abwerfen und zu einem Weißen Zwerg werden sollte. Sterne am Rande einer solchen Transformation sind daher äußerst interessant: Sie pulsieren besonders stark und ändern ihre Helligkeit mit großer Amplitude; sind die rötlichsten, sogar unglaublich rot-weinrot aufgrund der starken Lichtabsorption durch die staubige Hülle; das Spektrum zeigt erstaunliche Schalenstoffe, zum Beispiel Fullerene, Kristalle mit 60 oder mehr Kohlenstoffatomen; und sind dazu verdammt, so kurz in diesem Zustand zu bleiben, dass wir auf radikale Veränderungen vor unseren Augen warten können. Auf ein Dutzend dieser Sterne warten Astronomen bereits in diesem Jahrhundert auf den Ausbruch und das Abwerfen der Hülle!

Der Stern Omicron Ceti erscheint alle 332 Tage am Himmel unter den hellsten Sternen (Größenordnung 2 m) und verschwindet dann für das Auge (10 m, sichtbar an der Grenze im Galileo-200-Teleskop). Der Astronom David Fabricius nannte es 1596 Mira, was auf Lateinisch „erstaunlich“ bedeutet. Bis ins 21. Jahrhundert staunten Astronomen darüber! Zur Erklärung der Variabilität von Mira und ähnlichen Sternen (sie werden Mirids genannt) schienen beide Mechanismen ungeeignet: Ein verdunkelnder Satellit wurde darin nicht beobachtet, und um solch beispiellose Helligkeitsunterschiede zu erklären, sind hunderte Male Pulsationen erforderlich. Stellen Sie sich vor, die Sonne würde sich jedes Jahr entweder um die Hälfte des Sonnensystems ausdehnen oder auf ihre aktuelle Größe schrumpfen. Ein Stern kann einfach nirgendwo so viel Energie bekommen, und es ist unwahrscheinlich, dass er solche Pulsationen überleben würde!

Die Situation begann sich zu klären, als ein sehr schwacher Satellit von Mira, einem Weißen Zwerg, entdeckt wurde. Aber es ist so weit vom Hauptstern entfernt, dass es ihn nicht direkt beeinflussen kann. 2007 entdeckte das Ultraviolett-Teleskop GALEX, dass Mira mit einer enormen Geschwindigkeit von mehr als 100 km/s durch den Weltraum flog und einen gigantischen Schweif aus Gas und Staub von 13 Lichtjahren Länge hinterließ. Dieser Schweif reicht nicht nur bis zum Satelliten des Sterns, sondern auch bis zu Nachbarsternen. Auch der Materieverlust musste revidiert werden: Mira verliert jedes Jahr eine Masse, die der Masse des Mondes entspricht. In diesem Strom ist viel schwarzer Ruß - Kohlenstoff und seine Verbindungen. Na ja, genau - eine qualmende Dampflok in voller Fahrt! Und Miras Satellitenstern, der „Lokanhänger“, sammelt etwas von diesem Ruß für sich. So sehr, dass die Rußschicht auf dem „Anhänger“ um ein Vielfaches größer ist als das Gewicht des Anhängers selbst und ihn übrigens noch unauffälliger macht: Seit 200 Jahren wird danach gesucht. Infolgedessen kontrolliert Miras Satellit, der um sie herumfliegt, den Fluss ihrer Substanz: Sie passiert oder verzögert und manifestiert oder verdeckt Mira. Wenn es sich manifestiert, steigt seine Größe auf 2 m. Ruß, Graphit und Diamant sind übrigens alle derselbe Kohlenstoff. Im Rauch dieser „Weltraumlokomotive“ kann nach Diamanten gesucht werden, die in Miras Kern kristallisieren. Eine ähnliche Rolle spielt der bisher unsichtbare Satellit des Sterns R Sculptor (Abb. 5): Er verwandelt die vom Stern verlorene Substanz in eine für uns sichtbare Spirale.

leichtes Echo

RS Puppies (RS Pup) - ein Cepheid, der seine Helligkeit fünfmal in einem Zeitraum von 41,4 Tagen ändert. Betrachtet man seine Umgebung, sieht es so aus, als würden Gaswolken davonfliegen (Abb. 6). Tatsächlich beleuchtet ein Stern in verschiedenen Pulsphasen die ihn umgebenden bewegungslosen Staubwolken unterschiedlich. Sie bestehen aus mehreren Schichten und sehen daher wie leuchtende Ringe um den Stern aus. Die Essenz des hier entstehenden Lichtechoeffekts besteht darin, dass der Beobachter das Licht des Sterns sieht, das auf unterschiedliche Weise zu ihm kam: direkt und reflektiert von verschiedenen Teilen der Staubwolke. Bei einer großen Wolke (wie bei RS Korma) spielt die Lichtgeschwindigkeit eine Rolle: Das vom sternnahen Teil der Wolke reflektierte Licht trifft deutlich später als direkt bei uns ein. Und das vom fernen Teil der Wolke reflektierte Licht kommt noch später. Dadurch "leuchten" uns später sternferne Teile der Wolke auf, und es entsteht der Eindruck sich ausbreitender heller Ringe. Besonders beeindruckend ist das Lichtecho des Sterns V838 Monocerotis.

Vor kurzem haben Astronomen Lichtechos genutzt, um buchstäblich die ferne Vergangenheit zu sehen. Supernova SN1572 wurde 1572 gesehen - dieses Licht kam in einer geraden Linie. Und 2008 wurde eine sehr schwache Reflexion dieses Blitzes als helles Echo auf den Wolken der Milchstraße gesehen. Die Explosion der Supernova Cassiopeia A um 1660 wurde auf der Erde wegen der kosmischen Wolken, die sie verdeckten, überhaupt nicht bemerkt. Aber das Lichtecho, die Reflexion dieses Blitzes auf anderen kosmischen Wolken, wurde 2010 gesehen.

Eruptive veränderliche Sterne

Seltene starke Fackeln sind verschiedenen Sternen inhärent. Beispielsweise kann der Materiefluss von einem gewöhnlichen Stern zu einem Weißen Zwerg wiederholt starke Explosionen verursachen, die traditionell als neue Sterne bezeichnet werden. Junge T Tauri-Sterne leuchten auf. Blitze sind auch während der Zerstörung eines Planeten in der Nähe eines jungen Sterns möglich.

Rotierende veränderliche Sterne

1984 entdeckte das Weltraumteleskop IRAS eine Staubscheibe um den Stern Wega. Solche sind typisch für sehr junge Sterne, weniger als 100 Millionen Jahre alt, um die sich aus einer Gas- und Staubscheibe Planeten bilden. Vega ist älter - etwa 450 Ma. Auf der Suche nach einem Hinweis entdeckten Wissenschaftler, dass sich Vega sehr schnell dreht: An ihrem Äquator beträgt die Geschwindigkeit 280 km / s. Zum Vergleich: Die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne ist 140-mal geringer - nur 2 km / s. Bei dieser Geschwindigkeit ist Wega überhaupt keine Kugel, sondern ein stark abgeflachtes Ellipsoid, der Äquator von Wega ist also merklich weiter von seinem Zentrum entfernt und daher kälter als die Pole. Die Temperatur hängt mit der Helligkeit zusammen. Daher ist der Äquator von Vega ein dunkles Band und die Pole sind helle Kappen.
Wir haben die ganze Zeit eine der Stangen gesehen und nicht geahnt, dass die Spitze gestreift war. Wenn sich Vega eines Tages zu uns wendet, damit sie abwechselnd entweder Pole oder Seiten betrachtet, wird sie zu einem variablen Stern.

Lichtecho - ein Effekt, der in der Astronomie auftritt, wenn das Licht des Blitzes einer Leuchte später als das Licht, das in einer geraden Linie kam, zum Beobachter kommt und von den "Bildschirmen" von der Leuchte weg reflektiert wird. In diesem Fall gibt es in einigen Fällen den Anschein einer Entfernung des reflektierenden Licht-"Schirms" von der Lichtquelle mit einer Geschwindigkeit, die höher ist als die Lichtgeschwindigkeit.

Außerdem ist die Rotationsgeschwindigkeit von Vega am Äquator gleich der Geschwindigkeit, mit der Materie durch Zentrifugalkräfte vom Stern getrennt wird. Manchmal lösen sich Materieklumpen wirklich von Wega und fügen sich der sie umgebenden Scheibe hinzu. Obwohl der Sternwind die Scheibenmaterie in den Weltraum bläst, wird die Scheibe daher ständig mit neuer Materie vom Stern aufgefüllt. Natürlich muss sich die Scheibe um den Stern drehen, sonst fällt sie auf den Stern. Aufgrund der Drehung verdecken verschiedene Teile der Scheibe Vega selbst zu unterschiedlichen Zeiten leicht. Es gibt also kleine Schwankungen in seiner Helligkeit, die kürzlich entdeckt wurden.

Gas- und Staubscheiben um Sterne herum spielen manchmal eine so wichtige Rolle, dass nicht klar ist, welcher Kategorie manche veränderlichen Sterne zuzuordnen sind.

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Sterne, deren Leuchtkraft sich in relativ kurzen Zeiträumen ändert, werden als Sterne bezeichnet physikalisch veränderliche Sterne. Änderungen in der Leuchtkraft dieser Art von Sternen werden durch physikalische Prozesse verursacht, die in ihrem Inneren ablaufen. Je nach Art der Variabilität werden pulsierende Variablen und eruptive Variablen unterschieden. Neue und Supernovae-Sterne, die ein Sonderfall von eruptiven Variablen sind, werden ebenfalls in eine eigene Spezies eingeteilt. Alle variablen Sterne haben spezielle Bezeichnungen, mit Ausnahme derjenigen, die zuvor mit dem Buchstaben des griechischen Alphabets bezeichnet wurden. Die ersten 334 veränderlichen Sterne jeder Konstellation werden durch eine Buchstabenfolge des lateinischen Alphabets (z. B. R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) mit dem Zusatz des Namens der entsprechenden Konstellation ( zum Beispiel RR Lyr). Die folgenden Variablen werden mit V 335, V 336 usw. bezeichnet. (zum Beispiel V 335 Cyg).

Physikalisch veränderliche Sterne

Sterne, die sich durch eine besondere Form der Lichtkurve auszeichnen, die eine glatte periodische Änderung der scheinbaren Helligkeit und eine Änderung der Leuchtkraft des Sterns um ein Vielfaches (normalerweise von 2 bis 6) zeigt, werden als physikalische Variablen oder Sterne bezeichnet Cepheiden. Diese Klasse von Sternen wurde nach einem ihrer typischen Vertreter benannt - dem Stern δ (Delta) Cepheus. Cepheiden sind Riesen und Überriesen der Spektralklassen F und G zuzuordnen. Durch diesen Umstand ist es möglich, sie aus großer Entfernung zu beobachten, auch weit über die Grenzen unseres Sternensystems – der Galaxie – hinaus. Eines der wichtigsten Merkmale von Cepheiden ist die Periode. Für jeden einzelnen Stern ist es mit hoher Genauigkeit konstant, aber die Perioden sind für verschiedene Cepheiden unterschiedlich (von einem Tag bis zu mehreren zehn Tagen). Bei Cepheiden ändert sich das Spektrum gleichzeitig mit der scheinbaren Helligkeit. Das bedeutet, dass sich mit der Änderung der Leuchtkraft der Cepheiden auch die Temperatur ihrer Atmosphäre um durchschnittlich 1500° ändert. Die Verschiebung von Spektrallinien in den Spektren von Cepheiden offenbarte eine periodische Änderung ihrer Radialgeschwindigkeiten. Außerdem ändert sich auch der Radius des Sterns periodisch. Sterne wie δ Cephei sind junge Objekte, die sich hauptsächlich in der Nähe der Hauptebene unseres Sternensystems - der Galaxie - befinden. Cepheiden sind auch in zu finden, aber sie sind älter und etwas weniger leuchtend. Diese Sterne, die das Cepheidenstadium erreicht haben, sind weniger massereich und entwickeln sich daher langsamer. Sie werden Jungfrau-W-Sterne genannt. Solche beobachteten Merkmale von Cepheiden weisen darauf hin, dass die Atmosphären dieser Sterne regelmäßigen Pulsationen unterliegen. Damit haben sie die Voraussetzungen, einen speziellen Schwingungsvorgang über lange Zeit auf konstantem Niveau zu halten.

Reis. Cepheiden

Lange bevor es möglich war, die Natur der Pulsationen herauszufinden Cepheiden wurde die Existenz einer Beziehung zwischen ihrer Periode und Leuchtkraft festgestellt. Bei der Beobachtung von Cepheiden in der Kleinen Magellanschen Wolke - einem der uns am nächsten gelegenen Sternensysteme - wurde festgestellt, dass je kleiner die scheinbare Helligkeit der Cepheiden (d.h. je heller sie erscheint), desto länger die Änderungsperiode ihrer Helligkeit ist. Dieser Zusammenhang erwies sich als linear. Aus der Tatsache, dass sie alle demselben System angehörten, folgte, dass die Entfernungen zu ihnen praktisch gleich waren. Folglich stellte sich die entdeckte Abhängigkeit gleichzeitig als eine Abhängigkeit zwischen der Periode P und der absoluten Helligkeit M (oder Leuchtkraft L) für Cepheiden heraus. Die Existenz einer Beziehung zwischen der Periode und der absoluten Helligkeit von Cepheiden spielt eine bedeutende Rolle in der Astronomie: Dank ihr werden Entfernungen zu sehr weit entfernten Objekten bestimmt, wenn andere Methoden nicht anwendbar sind.

Neben Cepheiden gibt es auch andere Arten pulsierende veränderliche Sterne. Die bekanntesten davon sind RR-Lyrae-Sterne, die früher wegen ihrer Ähnlichkeit mit regulären Cepheiden Kurzperioden-Cepheiden genannt wurden. RR-Lyrae-Sterne sind Giganten der Spektralklasse A, deren Leuchtkraft die der Sonne um mehr als das 100-fache übertrifft. Die Perioden von RR-Lyrae-Sternen reichen von 0,2 bis 1,2 Tagen, und die Amplitude der Helligkeitsänderungen erreicht eine Größenordnung. Ein weiterer interessanter Typ pulsierender Variablen ist eine kleine Gruppe von Sternen vom Typ β Cephei (oder β Canis Major), die hauptsächlich zu den Riesen der frühen spektralen Unterklassen B gehören. Durch die Natur der Variabilität und die Form der Lichtkurve sind diese Sterne ähneln RR-Lyrae-Sternen und unterscheiden sich von ihnen durch eine außergewöhnlich kleine Amplitudengrößenänderung. Die Perioden liegen im Bereich von 3 bis 6 Stunden, wobei wie bei den Cepheiden eine Abhängigkeit der Periode von der Leuchtkraft besteht.

Neben pulsierenden Sternen mit regelmäßig wechselnder Leuchtkraft gibt es auch mehrere Arten von Sternen, deren Lichtkurven sich ändern. Darunter sind RV-Sterne Stier, deren Leuchtkraftänderungen durch einen Wechsel von tiefen und flachen Minima gekennzeichnet sind, die mit einem Zeitraum von 30 bis 150 Tagen und einer Amplitude von 0,8 bis 3,5 Magnituden auftreten. RV Tauri-Sterne gehören zu den Spektraltypen F, G oder K. Sterne vom Typ m Cephei gehören zur Spektralklasse M und werden genannt rote semireguläre Variablen. Sie zeichnen sich teilweise durch sehr starke Unregelmäßigkeiten in der Helligkeitsänderung aus, die über einen Zeitraum von mehreren zehn bis mehreren hundert Tagen auftreten. Neben den semiregulären Variablen im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm gibt es Klasse-M-Sterne, bei denen es nicht möglich ist, die Wiederholbarkeit von Helligkeitsänderungen (irreguläre Variablen) zu erkennen. Darunter befinden sich Sterne mit Emissionslinien im Spektrum, die ihre Leuchtkraft über sehr lange Zeitintervalle (von 70 bis 1300 Tagen) und innerhalb sehr großer Grenzen fließend ändern. Ein bemerkenswerter Vertreter dieser Art von Sternen ist o (Omikron) Kita oder, wie auch Mira genannt. Diese Klasse von Sternen wird genannt Langzeitvariablen wie Mira Kita. Die Periodenlänge langperiodischer Veränderlicher Sterne schwankt um den Mittelwert von 10 % in beide Richtungen.

Unter den Zwergsternen mit geringerer Leuchtkraft gibt es auch Variablen verschiedener Typen, deren Gesamtzahl etwa zehnmal geringer ist als die Anzahl der pulsierenden Riesen. Diese Sterne manifestieren ihre Variabilität in Form sich periodisch wiederholender Ausbrüche, deren Natur durch verschiedene Arten von Materieauswürfen oder Eruptionen erklärt wird. Daher wird diese gesamte Gruppe von Sternen zusammen mit neuen Sternen genannt eruptive Variablen. Es ist erwähnenswert, dass es unter ihnen Sterne ganz anderer Natur gibt, sowohl in den frühen Stadien ihrer Entwicklung als auch bei der Vollendung ihres Lebensweges. Anscheinend sollten die jüngsten Sterne in Betracht gezogen werden, die den Prozess der Gravitationskontraktion noch nicht abgeschlossen haben Variablen vom Typ τ (tau) Stier. Dies sind Zwerge der Spektralklassen, meistens F - G, die in großer Zahl zum Beispiel im Orionnebel zu finden sind. Ihnen sehr ähnlich sind Sterne vom Typ RW Aurigae, die den Spektralklassen B bis M angehören: Bei all diesen Sternen erfolgt die Änderung der Leuchtkraft so falsch, dass keine Regelmäßigkeit festgestellt werden kann.

Eruptive variable Sterne eines besonderen Typs, bei denen mindestens einmal ein Ausbruch (ein plötzlicher starker Anstieg der Leuchtkraft) von mindestens 7-8 Größenordnungen beobachtet wurde, werden als eruptive variable Sterne bezeichnet Neu. Normalerweise nimmt während des Ausbruchs eines neuen Sterns die scheinbare Sternhelligkeit um 10 m bis 13 m ab, was einer Zunahme der Leuchtkraft um das Zehn- und Hunderttausendfache entspricht. Nach dem Ausbruch sind neue Sterne sehr heiße Zwerge. In der maximalen Phase des Ausbruchs ähneln sie Überriesen der Klassen A - F. Wenn der Ausbruch desselben neuen Sterns mindestens zweimal beobachtet wurde, wird ein solcher neuer als wiederholt bezeichnet. Die Leuchtkraftzunahme bei Wiederholungsnovae ist etwas geringer als bei typischen Novae. Insgesamt sind derzeit etwa 300 neue Sterne bekannt, von denen etwa 150 in unserer Galaxie und über 100 im Andromeda-Nebel auftauchten. Bei den bekannten sieben wiederholten Novae wurden insgesamt etwa 20 Ausbrüche beobachtet. Viele (vielleicht sogar alle) Novae und wiederholte Novae sind enge Binärdateien. Nach einem Ausbruch zeigen Novae oft eine schwache Variabilität. Die Änderung der Leuchtkraft des neuen Sterns zeigt, dass es während des Ausbruchs zu einer plötzlichen Explosion kommt, die durch die im Stern entstandene Instabilität verursacht wird. Verschiedenen Hypothesen zufolge kann diese Instabilität in einigen heißen Sternen als Ergebnis interner Prozesse entstehen, die die Energiefreisetzung im Stern bestimmen, oder aufgrund des Einflusses einiger externer Faktoren.

Supernovae

Supernovae sind Sterne, die wie neue aufleuchten und absolute Helligkeiten von -18m bis -19m und maximal sogar -21m erreichen. Supernovae haben eine mehr als zehnmillionenfache Zunahme der Leuchtkraft. Die Gesamtenergie, die eine Supernova während eines Blitzes abgibt, ist tausendmal höher als bei Novae. Etwa 60 Supernova-Ausbrüche in anderen Galaxien wurden fotografisch aufgezeichnet, und oft erwies sich ihre Leuchtkraft als vergleichbar mit der integrierten Leuchtkraft der gesamten Galaxie, in der der Ausbruch stattfand. Gemäß Beschreibungen früherer Beobachtungen, die mit bloßem Auge gemacht wurden, wurden mehrere Fälle von Supernova-Explosionen in unserer Galaxie festgestellt. Die interessanteste davon ist die Supernova von 1054, die im Sternbild Stier ausbrach und von chinesischen und japanischen Astronomen als plötzlich auftauchender „Gaststern“ beobachtet wurde, der heller als die Venus erschien und sogar tagsüber sichtbar war. Obwohl dieses Phänomen dem Ausbruch einer gewöhnlichen Nova ähnelt, unterscheidet es sich davon in seiner Größe, glatten und sich langsam ändernden Lichtkurve und seinem Spektrum. Zwei Arten von Supernovae werden durch den Charakter des Spektrums in der Nähe der Maximum-Epoche unterschieden. Von großem Interesse sind die schnell expandierenden, die in mehreren Fällen am Ort von Typ-I-Supernovae gefunden wurden. Der bemerkenswerteste davon ist der berühmte Krebsnebel im Sternbild Stier. Die Form der Emissionslinien dieses Nebels weist auf seine Ausdehnung mit einer Geschwindigkeit von etwa 1000 km/s hin. Die derzeitigen Dimensionen des Nebels sind so, dass eine Expansion mit dieser Rate vor nicht mehr als 900 Jahren beginnen konnte, d.h. gerade rechtzeitig für die Supernova-Explosion von 1054.

Pulsare

Im August 1967 wurden in der englischen Stadt Cambridge kosmische Radioemissionen aufgezeichnet, die von Punktquellen in Form aufeinanderfolgender klarer Pulse stammten. Die Dauer eines einzelnen Impulses für solche Quellen kann von wenigen Millisekunden bis zu mehreren Zehntelsekunden reichen. Die Schärfe der Pulse und die Genauigkeit ihrer Wiederholungen ermöglichen es, die Pulsationsperioden dieser benannten Objekte mit großer Genauigkeit zu bestimmen Pulsare. Die Periode eines der Pulsare beträgt ungefähr 1,34 Sekunden, während die anderen Perioden im Bereich von 0,03 bis 4 Sekunden haben. Derzeit sind etwa 200 Pulsare bekannt. Sie alle erzeugen über einen weiten Wellenlängenbereich hochpolarisierte Radiostrahlung, deren Intensität mit zunehmender Wellenlänge steil ansteigt. Das bedeutet, dass die Strahlung nicht-thermischer Natur ist. Zu vielen Pulsaren konnten die Entfernungen bestimmt werden, die sich im Bereich von Hunderten bis Tausenden von Parsecs herausstellten, was auf die relative Nähe von Objekten hindeutet, die offensichtlich zu unserer Galaxie gehören.

Der bekannteste Pulsar, der normalerweise mit der Nummer NP 0531 bezeichnet wird, fällt genau mit einem der Sterne im Zentrum des Krebsnebels zusammen. Beobachtungen haben gezeigt, dass sich auch die optische Strahlung dieses Sterns im gleichen Zeitraum ändert. In einem Impuls erreicht der Stern 13 m und ist zwischen den Impulsen nicht sichtbar. Die gleichen Pulsationen aus dieser Quelle werden auch von Röntgenstrahlung erfahren, deren Leistung 100-mal höher ist als die Leistung optischer Strahlung. Das Zusammentreffen eines der Pulsare mit dem Zentrum einer so ungewöhnlichen Formation wie dem Krebsnebel deutet darauf hin, dass sie genau die Objekte sind, in die sich Supernovae nach Fackeln verwandeln. Wenn Supernova-Ausbrüche wirklich in der Entstehung solcher Objekte enden, dann ist es durchaus möglich, dass Pulsare Neutronensterne sind, die in diesem Fall bei einer Masse von etwa 2 Sonnenmassen Radien von etwa 10 km haben müssten. Wenn sie auf solche Dimensionen komprimiert wird, wird die Materiedichte höher als die Kerndichte, und die Rotation des Sterns beschleunigt sich auf mehrere zehn Umdrehungen pro Sekunde. Offensichtlich ist das Zeitintervall zwischen aufeinanderfolgenden Pulsen gleich der Rotationsperiode des Neutronensterns. Dann wird das Pulsieren durch das Vorhandensein von Unregelmäßigkeiten, eigentümlichen Hot Spots, auf der Oberfläche dieser Sterne erklärt. Hier ist es angebracht, von einer „Oberfläche“ zu sprechen, da der Stoff bei solch hohen Dichten in seinen Eigenschaften einem Festkörper näher kommt. Neutronensterne können als Quellen energetischer Teilchen dienen, die ständig in ihre zugehörigen Nebel wie den Krebsnebel eintreten.

Foto: Radioemission des Krebsnebels

Veränderliche Sterne sind eines der merkwürdigsten Phänomene am Himmel, das mit bloßem Auge beobachtet werden kann. Darüber hinaus gibt es Spielraum für die wissenschaftliche Tätigkeit eines einfachen Liebhabers der Astronomie, und es besteht sogar die Möglichkeit, eine Entdeckung zu machen. Heutzutage gibt es viele veränderliche Sterne, und es ist ziemlich interessant, sie zu beobachten.

Variable Sterne sind Sterne, die ihre Helligkeit im Laufe der Zeit ändern. Natürlich dauert dieser Prozess einige Zeit und findet nicht buchstäblich vor unseren Augen statt. Wenn Sie einen solchen Stern jedoch regelmäßig beobachten, werden Änderungen seiner Helligkeit deutlich sichtbar.

Die Gründe für die Helligkeitsänderung können verschiedene Gründe haben, und abhängig davon werden alle variablen Sterne in verschiedene Typen unterteilt, die wir im Folgenden betrachten werden.

Wie veränderliche Sterne entdeckt wurden

Es wurde immer geglaubt, dass die Helligkeit der Sterne etwas Konstantes und Unerschütterliches ist. Ein Aufblitzen oder einfach nur das Erscheinen eines Sterns wurde seit der Antike etwas Übernatürlichem zugeschrieben, und dies hatte eindeutig ein Zeichen von oben. All dies kann leicht im Text derselben Bibel gesehen werden.

Vor vielen Jahrhunderten wussten die Menschen jedoch, dass einige Sterne ihre Helligkeit noch ändern können. Zum Beispiel wird Beta Perseus nicht umsonst El Ghoul genannt (jetzt heißt es Algol), was übersetzt nichts anderes als "der Stern des Teufels" bedeutet. Es wird so genannt wegen seiner ungewöhnlichen Eigenschaft, die Helligkeit mit einem Zeitraum von etwas weniger als 3 Tagen zu ändern. Dieser Stern wurde 1669 vom italienischen Astronomen Montanari als Variable entdeckt, und Ende des 18. Jahrhunderts untersuchte der englische Amateurastronom John Goodryke, und 1784 entdeckte er die zweite Variable des gleichen Typs - β Lyrae.

1893 kam Henrietta Lewitt an das Harvard Observatory. Ihre Aufgabe war es, die Helligkeit zu messen und die Sterne auf den in diesem Observatorium gesammelten Fotoplatten zu katalogisieren. Infolgedessen entdeckte Henrietta in 20 Jahren mehr als tausend veränderliche Sterne. Sie war besonders gut darin, pulsierende veränderliche Sterne, die Cepheiden, zu untersuchen, und machte einige wichtige Entdeckungen. Insbesondere entdeckte sie die Abhängigkeit der Periode eines Cepheiden von seiner Helligkeit, was es ermöglicht, die Entfernung zu einem Stern genau zu bestimmen.

Henriette Lewitt.

Danach wurden mit der rasanten Entwicklung der Astronomie Tausende neuer Variablen entdeckt.

Klassifizierung von variablen Sternen

Alle veränderlichen Sterne ändern ihre Helligkeit aus verschiedenen Gründen, daher wurde auf dieser Grundlage eine Klassifizierung entwickelt. Am Anfang war es ganz einfach, aber als sich die Daten anhäuften, wurde es immer komplizierter.

Bei der Klassifikation der variablen Sterne werden nun mehrere große Gruppen unterschieden, die jeweils Untergruppen enthalten, die Sterne mit denselben Variabilitätsursachen enthalten. Es gibt viele solcher Untergruppen, daher werden wir uns kurz mit den Hauptgruppen befassen.

Verdunkelung veränderlicher Sterne

Verdunkelnde Veränderliche oder einfach veränderliche Sterne ändern ihre Helligkeit aus einem sehr einfachen Grund. Tatsächlich sind sie nicht ein Stern, sondern ein binäres System, das außerdem ziemlich nah ist. Die Ebene ihrer Umlaufbahnen ist so angeordnet, dass der Beobachter sieht, wie ein Stern den anderen schließt - es gibt sozusagen eine Sonnenfinsternis.

Wenn wir ein wenig entfernt wären, könnten wir so etwas nicht sehen. Es ist auch möglich, dass es viele solcher Sterne gibt, aber wir sehen sie nicht als Variablen, weil die Ebene ihrer Bahnen nicht mit der Ebene unserer Sicht zusammenfällt.

Es sind auch viele Arten von verdunkelnden veränderlichen Sternen bekannt. Eines der berühmtesten Beispiele ist Algol oder β Perseus. Dieser Stern wurde 1669 vom italienischen Mathematiker Montanari entdeckt, und seine Eigenschaften wurden Ende des 18. Jahrhunderts von John Goodrick, einem englischen Amateurastronomen, untersucht. Die Sterne, die dieses Doppelsternsystem bilden, können nicht einzeln gesehen werden - sie sind so nah beieinander, dass ihre Umlaufdauer nur 2 Tage und 20 Stunden beträgt.

Schaut man sich die Algol-Helligkeitskurve an, erkennt man in der Mitte einen kleinen Einbruch – ein sekundäres Minimum. Tatsache ist, dass eine der Komponenten heller (und kleiner) und die zweite schwächer (und größer) ist. Wenn die schwache Komponente die helle überdeckt, sehen wir einen starken Helligkeitsabfall, und wenn die helle die schwache überdeckt, ist der Helligkeitsabfall nicht sehr ausgeprägt.

1784 entdeckte Goodryk eine weitere Verfinsterungsvariable, Lyraes β. Seine Periode beträgt 12 Tage 21 Stunden und 56 Minuten. Im Gegensatz zu Algol ist der Verlauf der Helligkeitsänderung für diese Variable glatter. Tatsache ist, dass hier das Binärsystem sehr nahe ist, die Sterne so nahe beieinander liegen, dass sie eine längliche, elliptische Form haben. Daher sehen wir nicht nur Finsternisse der Komponenten, sondern auch Helligkeitsänderungen, wenn elliptische Sterne weit oder eng rotieren.

Diagramm der Änderung der Helligkeit von β Lyra.

Verteidigung. Aus diesem Grund ist der Glanzwechsel hier weicher.

Eine weitere typische Verfinsterungsvariable ist Ursa Major W, die 1903 entdeckt wurde. Hier zeigt das Diagramm ein sekundäres Tief von fast der gleichen Tiefe wie das Haupttief, und das Diagramm selbst ist glatt, wie das von β Lyra. Tatsache ist, dass hier die Bauteile fast gleich groß, auch langgestreckt, und so eng beieinander liegen, dass sich ihre Oberflächen fast berühren.

Es gibt andere Arten von verdunkelnden variablen Sternen, aber sie sind weniger verbreitet. Dazu gehören auch ellipsoidische Sterne, die sich uns bei der Drehung entweder mit einer breiten oder einer schmalen Seite zuwenden, wodurch sich ihre Helligkeit ändert.

Pulsierende veränderliche Sterne

Pulsierende veränderliche Sterne sind eine große Klasse von Objekten dieser Art. Helligkeitsänderungen entstehen durch Volumenänderungen des Sterns – er dehnt sich entweder aus oder zieht sich wieder zusammen. Dies geschieht aufgrund der Instabilität des Gleichgewichts zwischen den Hauptkräften - Schwerkraft und Innendruck.

Bei solchen Pulsationen kommt es zu einer Vergrößerung der Photosphäre des Sterns und einer Vergrößerung der Fläche der strahlenden Oberfläche. Gleichzeitig ändern sich Oberflächentemperatur und Farbe des Sterns. Der Glanz ändert sich ebenfalls. Einige Arten von schwankenden Variablen ändern ihre Helligkeit periodisch, andere haben keine Stabilität - sie werden als unregelmäßig bezeichnet.

Der erste pulsierende Stern war Mira Kita, der 1596 entdeckt wurde. Wenn seine Brillanz ihr Maximum erreicht hat, kann es mit bloßem Auge deutlich gesehen werden. Als Minimum sind ein gutes Fernglas oder ein Teleskop erforderlich. Miras Leuchtdauer beträgt 331,6 Tage, und solche Sterne werden Mirids oder Sterne vom Ceti-Typ genannt - mehrere Tausend von ihnen sind bekannt.

Eine andere weithin bekannte Art von pulsierender Variabler ist die Cepheide, benannt nach einem Stern dieser Art, Ϭ Cephei. Dies sind Giganten mit Perioden von 1,5 bis 50 Tagen, manchmal mehr. Auch der Polarstern gehört mit einer Periode von fast 4 Tagen und mit Helligkeitsschwankungen von 2,50 bis 2,64 Sternen zu den Cepheiden. Mengen. Cepheiden werden auch in Unterklassen eingeteilt, und ihre Beobachtungen haben eine bedeutende Rolle bei der Entwicklung der Astronomie im Allgemeinen gespielt.

Pulsierende Variablen vom Typ RR Lyrae zeichnen sich durch eine schnelle Helligkeitsänderung aus - ihre Perioden betragen weniger als einen Tag, und die Schwankungen erreichen im Durchschnitt eine Größenordnung, wodurch sie leicht visuell beobachtet werden können. Diese Art von Variablen wird ebenfalls in 3 Gruppen eingeteilt, abhängig von der Asymmetrie ihrer Lichtkurven.

Die noch kürzeren Perioden der Zwergcepheiden sind eine andere Art von pulsierender Variable. Zum Beispiel hat der CY von Aquarius eine Periode von 88 Minuten, während der SX von Phoenix eine Periode von 79 Minuten hat. Der Graph ihrer Helligkeit ähnelt dem Graph gewöhnlicher Cepheiden. Sie sind für die Beobachtung von großem Interesse.

Es gibt viele weitere Arten von pulsierenden veränderlichen Sternen, obwohl sie nicht so häufig oder für Amateurbeobachtungen sehr praktisch sind. Sterne vom Typ RV Taurus haben zum Beispiel Perioden von 30 bis 150 Tagen, und es gibt einige Abweichungen im Helligkeitsverlauf, weshalb Sterne dieses Typs als semiregulär bezeichnet werden.

Falsche variable Sterne

Unregelmäßige veränderliche Sterne pulsieren ebenfalls, aber dies ist eine große Klasse, die viele Objekte umfasst. Änderungen ihrer Helligkeit sind sehr komplex und oft nicht vorhersehbar.

Bei einigen irregulären Sternen kann jedoch auf lange Sicht eine Periodizität festgestellt werden. Bei einer Beobachtung über mehrere Jahre fällt beispielsweise auf, dass sich unregelmäßige Schwankungen zu einer bestimmten Durchschnittskurve addieren, die sich wiederholt. Zu solchen Sternen gehört beispielsweise Beteigeuze - α Orion, dessen Oberfläche mit hellen und dunklen Flecken bedeckt ist, was die Helligkeitsschwankungen erklärt.

Unregelmäßige veränderliche Sterne sind nicht gut verstanden und von großem Interesse. Auf diesem Gebiet gibt es noch viele Entdeckungen zu machen.

Wie man veränderliche Sterne beobachtet

Verschiedene Methoden werden verwendet, um Änderungen in der Helligkeit eines Sterns zu erkennen. Die zugänglichste ist visuell, wenn ein Beobachter die Helligkeit eines veränderlichen Sterns mit der Helligkeit benachbarter Sterne vergleicht. Dann wird auf der Grundlage des Vergleichs die Helligkeit der Variablen berechnet und, während diese Daten akkumuliert werden, wird ein Diagramm erstellt, auf dem Helligkeitsschwankungen deutlich sichtbar sind. Trotz der scheinbaren Einfachheit kann die Bestimmung der Helligkeit mit dem Auge ziemlich genau durchgeführt werden, und solche Erfahrungen werden ziemlich schnell gesammelt.

Es gibt mehrere Methoden, um die Helligkeit eines veränderlichen Sterns visuell zu bestimmen. Am gebräuchlichsten sind die Argelander-Methode und die Neuland-Blazhko-Methode. Es gibt noch andere, aber diese sind ziemlich einfach zu erlernen und bieten eine ausreichende Genauigkeit. Wir werden Ihnen in einem separaten Artikel mehr darüber erzählen.

Vorteile der visuellen Methode:

• Keine Ausrüstung erforderlich. Möglicherweise benötigen Sie ein Fernglas oder ein Teleskop, um schwache Sterne zu beobachten. Sterne mit einer Mindesthelligkeit von bis zu 5-6 Sternen. Mengen können mit bloßem Auge beobachtet werden, es gibt auch ziemlich viele davon.
• Bei der Beobachtung findet eine echte „Kommunikation“ mit dem Sternenhimmel statt. Dies vermittelt ein angenehmes Gefühl der Einheit mit der Natur. Außerdem ist es eine durchaus wissenschaftliche Arbeit, die Zufriedenheit bringt.

Zu den Nachteilen gehört jedoch eine nicht ideale Genauigkeit, die zu Fehlern bei einzelnen Beobachtungen führt.

Eine andere Methode zur Schätzung der Helligkeit eines Sterns ist die Verwendung von Geräten. Normalerweise wird ein Bild eines veränderlichen Sterns mit seiner Umgebung aufgenommen, und dann kann die Helligkeit des Veränderlichen aus dem Bild genau bestimmt werden.

Lohnt es sich für einen Amateurastronomen, veränderliche Sterne zu beobachten? Es lohnt sich auf jeden Fall! Schließlich sind diese nicht nur eines der einfachsten und am besten zugänglichen Studienobjekte. Diese Beobachtungen haben auch wissenschaftlichen Wert. Professionelle Astronomen sind einfach nicht in der Lage, eine solche Masse von Sternen mit regelmäßigen Beobachtungen zu erfassen, und für einen Amateur besteht sogar die Möglichkeit, einen Beitrag zur Wissenschaft zu leisten, und solche Fälle sind vorgekommen.