Sykkivät tähdet laajenevat ja supistuvat, kasvaen ja pienentyen, kuumenevat ja kylmempiä, kirkkaampia ja himmeämpiä. Näiden tähtien fysikaaliset ominaisuudet ovat sellaiset, että ne yksinkertaisesti liikkuvat tilasta toiseen ja takaisin, ikään kuin aiheuttaen jonkinlaista värähtelyä tai sykkimistä, aivan kuten sydämet sykkivät taivaalla.
Kefeidien muuttuvat tähdet
Amerikkalainen tähtitieteilijä Henrietta Leavitt havaitsi, että kefeideillä on suhde jakso-luminositeettisuhteen ja valoisuuden välillä. Tämä termi tarkoittaa, että mitä pidempi kirkkauden muutosjakso on (peräkkäisten kirkkaushuippujen välinen aika), sitä suurempi on tähden keskimääräinen todellinen kirkkaus. Siksi, jos mitataan kefeidimuuttujan näennäinen suuruus sen muuttuessa päivien ja viikkojen aikana, ja sitten määrittää kirkkauden muutosjakso, voidaan helposti laskea tähden todellinen kirkkaus.
Miksi tätä tarvitaan? Ja sitten, että tiedät tähden todellisen kirkkauden, voit määrittää etäisyyden siihen. Loppujen lopuksi, mitä kauempana tähti on, sitä himmeämmälle se näyttää, mutta silti se on sama tähti samalla todellisella loistollaan.
Kaukana olevat himmeät tähdet noudattavat käänteistä neliölakia. Tämä tarkoittaa, että jos tähti on 2 kertaa kauempana, se näyttää 4 kertaa himmeältä. Ja jos tähti on 3 kertaa kauempana, se näyttää 9 kertaa himmeältä. Jos tähti on 10 kertaa kauempana, se näyttää 100 kertaa himmeältä.
Viime aikoina tiedotusvälineissä on kerrottu, että Hubble-avaruusteleskooppi on pystynyt määrittämään maailmankaikkeuden koon ja iän. Itse asiassa tämä on tulos tutkimuksesta, jossa käytettiin Hubble-teleskooppia Cepheid-muuttujatähdistä. Näitä kefeidejä löytyy kaukaisista galakseista. Mutta tarkkailemalla niiden kirkkauden muutosta ja käyttämällä kirkkauden ja kirkkauden muutosjakson välistä suhdetta tähtitieteilijät ovat määrittäneet etäisyyden näihin galaksiin.
Tähdet kuten RR Lyrae
RR Lyrae -tähdet ovat samanlaisia kuin kefeidit, mutta ne eivät ole yhtä suuria ja kirkkaita. Jotkut niistä sijaitsevat pallomaisessa tähtijoukossa Linnunradan galaksissa, ja niillä on myös suhde kirkkauden ja valoisuuden muutosjakson välillä.
Pallomaiset klusterit ovat valtavia pallomaisia muodostumia, jotka ovat täynnä vanhoja tähtiä, jotka ovat syntyneet Linnunradan muodostumisen aikana. Nämä ovat avaruusalueita, joiden leveys on vain 60-100 valovuotta ja joihin "pakattu" useita satojatuhansia - miljoonaa tähteä. Tarkkailemalla RR Lyrae -tähtien kirkkauden muutosta tähtitieteilijät voivat arvioida etäisyyden tällaisiin tähtiin. Ja jos nämä tähdet ovat pallomaisissa ryhmissä, voit määrittää etäisyyden näihin pallomaisiin ryhmiin.
Miksi on tärkeää tietää etäisyys tähtijoukkoon? Tässä on syy. Kaikki samassa joukossa sijaitsevat tähdet muodostuivat samanaikaisesti yhteisestä pilvestä. Ja ne kaikki sijaitsevat suunnilleen samalla etäisyydellä Maasta, koska ne ovat samassa klusterissa. Siksi, kun tutkijat rakentavat H-R-kaavion joukon tähdille, eri tähtien välisten etäisyyksien eroista ei tule virheitä. Ja jos tiedämme etäisyyden tähtijoukkoon, niin kaikki kaavioon piirretyt tähtien suuruusarvot voidaan muuntaa valoisuudeksi, eli tähden sekunnissa lähettämän energian intensiteetiksi. Ja näitä arvoja voidaan verrata suoraan teoreettisiin tietoihin. Sitä astrofyysikot tekevät.
Pitkäaikaiset muuttuvat tähdet
Samalla kun astrofyysikot käsittelevät tietoja kefeideistä ja RR Lyrae -muuttuvista tähdistä, amatööritähtitieteilijät nauttivat pitkän ajanjakson muuttuvien tähtien, niin sanottujen Mira Ceti -tyyppisten muuttuvien tähtien, havainnoimisesta. Mira on toinen nimi Omicron Kille.
Muuttuvat tähdet, kuten Mira Ceti, sykkivät kuten kefeidit, mutta niiden kirkkauden muutosjaksot ovat paljon pidempiä, keskimäärin 10 kuukautta tai enemmän, ja lisäksi niillä on suurempi kirkkauden muutosamplitudi. Kun Mira Cetin kirkkaus saavuttaa maksimiarvonsa, se voidaan nähdä paljaalla silmällä, ja kun kirkkaus on minimaalinen, tarvitaan kaukoputki. Pitkäkestoisten tähtien kirkkauden muutos on myös paljon epäsäännöllisempää kuin kefeidien. Maksimisuuruus, jonka tähti saavuttaa, voi vaihdella suuresti ajanjaksosta toiseen. Tällaisten tähtien havainnot, joita ei ole vaikea tehdä, antavat tutkijoille mahdollisuuden saada tärkeitä tieteellisiä tietoja. Ja sinäkin voit osallistua muuttuvien tähtien tutkimukseen (käsittelen tätä yksityiskohtaisemmin tämän luvun viimeisessä osassa).
Kuvassa on punainen muuttuva tähti V838 Monocerotis.
Muuttuva tähti - jonka kirkkaus muuttuu ajan myötä alueellaan tapahtuvien fysikaalisten prosessien seurauksena. Tarkkaan ottaen minkä tahansa tähden kirkkaus muuttuu ajan myötä asteeseen tai toiseen. Esimerkiksi vapautuvan energian määrä muuttuu 0,1 % yhdentoista vuoden aurinkosyklin aikana, mikä vastaa absoluuttisen suuruuden muutosta tuhannesosalla. Muuttuja on tähti, jonka kirkkauden muutokset on havaittu luotettavasti nykyisellä havaintotekniikan tasolla. Tähtien luokittelemiseksi muuttujaksi riittää, että tähden kirkkaus muuttuu vähintään kerran.
Muuttuvat tähdet ovat hyvin erilaisia toisistaan. Kirkkauden muutokset voivat olla ajoittain. Tärkeimmät havaintoominaisuudet ovat jakso, kirkkauden muutosten amplitudi, valokäyrän muoto ja säteittäinen nopeuskäyrä.
Syitä tähtien kirkkauden muutokseen voivat olla: radiaaliset ja ei-radiaaliset pulsaatiot, kromosfäärin aktiivisuus, tähtien säännölliset pimennykset läheisessä binäärijärjestelmässä, prosessit, jotka liittyvät aineen virtaukseen tähdestä toiseen binäärijärjestelmässä, katastrofaaliset prosessit, kuten supernovaräjähdys jne.
Tähtien vaihtelua ei pidä sekoittaa niiden välkkymiseen, joka johtuu maan ilmakehän vaihteluista. Tähdet eivät välkky avaruudesta katsottuna.
10 parasta tähdistöä muuttuvien tähtien lukumäärän perusteella OKPS-4-luettelon mukaan
Ensimmäinen muuttuva tähti tunnistettiin vuonna 1638, kun Johann Holvarda huomasi, että tähti Omicron Ceti, myöhemmin nimeltään Mira, sykkii 11 kuukauden ajanjaksolla. Ennen tätä tähtitieteilijä David Fabricius kuvaili tähteä novaksi vuonna 1596. Tämä löytö yhdistettynä supernovahavaintoihin vuosina 1572 ja 1604 osoitti, että tähtitaivas ei ollut jotain ikuisesti kiinteää, kuten Aristoteles ja muut olivat opettaneet. muinaiset filosofit. Muuttuvien tähtien löytäminen vaikutti siten tähtitieteellisen ajattelun vallankumoukseen, joka tapahtui 1500- ja 1700-luvun alussa.
Toinen muuttuva tähti, jonka Geminiano Montanari kuvasi vuonna 1669, oli pimennysmuuttuja Algol. Oikean selityksen sen vaihtelun syistä antoi vuonna 1784 John Goodryke. Vuonna 1686 tähtitieteilijä Gottfried Kirkhi löysi Chi Cygnin (χ Cygni) tähden, ja vuonna 1704 Giovanni Maraldin ansiosta R Hydra (R Hydrae) tuli tunnetuksi. Vuoteen 1786 mennessä tiedettiin jo 10 muuttuvaa tähteä. John Goodryk lisäsi havainnoillaan Delta Cephein (δ Cephei) ja Sheliakin (β Lyr) niiden lukumäärään. Vuodesta 1850 lähtien tunnettujen muuttuvien tähtien määrä on lisääntynyt dramaattisesti, etenkin vuodesta 1890 lähtien, jolloin valokuvaus tuli mahdolliseksi havaita ne.
Uusimmassa versiossa General Catalog of Variable Stars (2008) luetellaan yli 46 000 muuttuvaa tähteä omasta, 10 000 muista galakseista ja vielä 10 000 mahdollista muuttujaa.
Ensimmäisen muuttuvien tähtien luettelon laati englantilainen tähtitieteilijä Edward Pigott vuonna 1786. Tämä luettelo sisälsi 12 kohdetta: kaksi supernovaa, yksi nova, 4 ο Cet -tyyppistä tähteä (Miridit), kaksi kefeidiä (δ Cep, η Aql), kaksi pimennystä (β Per, β Lyr) ja P Cyg. XIX - XX vuosisadan alussa. Saksalaiset tähtitieteilijät ottivat johtavan roolin muuttuvien tähtien tutkimuksessa. Toisen maailmansodan jälkeen Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) vuonna 1946 tekemällä päätöksellä muuttujien luetteloiden luominen uskottiin Neuvostoliiton tähtitieteilijöille - valtion tähtitieteelliselle instituutille. P.K. Sternberg (GAISh) ja Neuvostoliiton tiedeakatemian Astrosoviet (nykyisin INASAN). Noin 15 vuoden välein nämä organisaatiot julkaisevat yleisen muuttuvien tähtien luettelon (GCVS). Viimeisin 4. painos julkaistiin vuosina 1985-1995. OKPZ:n seuraavien painosten välissä julkaistaan sen täydennykset. Samanaikaisesti GCVS:n luomisen kanssa tehdään töitä sellaisten tähtien luetteloiden luomiseksi, joiden epäillään olevan kirkkauden vaihtelua (CSV, eng. NSV).
OKPZ:n neljäs painos on edelleen viimeinen "paperipainos". 2000-luvulla, kuten monia muita tähtitieteellisiä luetteloita, GCVS:ää ylläpidetään sähköisessä muodossa ja se on saatavilla VisieR-järjestelmässä nimellä General Catalog of Variable Stars. Se koostuu 3 osasta: luettelo muuttuvista tähdistä, luettelo tähdistä, joiden epäillään olevan vaihteleva, ja luettelo ekstragalaktisista muuttujista.
Nykyaikainen muuttuva tähtimerkintäjärjestelmä on jatkoa Friedrich Argelanderin 1800-luvun puolivälissä ehdottamasta järjestelmästä. Argelander ehdotti vuonna 1850 nimeämään ne muuttuvat tähdet, jotka eivät ole vielä saaneet nimeään kirjaimilla R:stä Z:een löytöjärjestyksessä kussakin tähdistössä. Esimerkiksi R Hydrae on ensimmäinen muuttuva tähti Hydran tähdistössä, S Hydrae on toinen jne. Siten kullekin tähdistölle varattiin 9 muuttujanimeä, eli 792 tähteä. Argelanderin aikana tällainen tarjonta vaikutti aivan riittävältä. Vuoteen 1881 mennessä 9 tähden raja tähdistöä kohden kuitenkin ylitettiin, ja E. Hartwig ehdotti nimikkeistön täydentämistä kaksikirjaimilla nimityksillä seuraavan periaatteen mukaisesti:
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
Esimerkiksi RR Lyr. Tämä järjestelmä käytti kuitenkin pian kaikki mahdolliset vaihtoehdot useissa konstellaatioissa. Sitten tähtitieteilijät esittelivät lisää kaksikirjaimia nimityksiä:
AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ
J-kirjain jätettiin pois kahden kirjaimen yhdistelmistä, jotta sitä ei sekoitettaisi käsin kirjoitetussa I-kirjaimessa. Vasta sen jälkeen, kun kaksikirjaiminen merkintä oli täysin uupunut, päätettiin käyttää yksinkertaista tähtien numerointia, joka osoittaa tähdistön, alkaen numerosta 335, esimerkiksi V335 Sgr. Tämä järjestelmä on edelleen käytössä. Suurin osa muuttuvista tähdistä löytyy Jousimiehen tähdistöstä. On huomionarvoista, että Argelander-luokituksen viimeisen sijan otti vuonna 1989 tähti Z Cutter.
Koko muuttuvien tähtien tutkimuksen historian ajan on toistuvasti yritetty luoda niiden riittävä luokittelu. Ensimmäiset luokitukset, jotka perustuivat pieneen määrään havaintomateriaalia, ryhmitelivät tähdet pääasiassa samankaltaisten ulkoisten morfologisten ominaisuuksien mukaan, kuten valokäyrän muodon, amplitudin ja valon muutosjakson jne. Myöhemmin yhdessä tähtien lisääntymisen kanssa Tunnettujen muuttuvien tähtien lukumäärä, samankaltaisten morfologisten merkkien omaavien ryhmien lukumäärä, jotkut suuret jaettiin useisiin pienempiin tähtiin. Samaan aikaan teoreettisten menetelmien kehityksen ansiosta oli mahdollista luokitella paitsi ulkoisten, havaittavien merkkien, myös fysikaalisten prosessien mukaan, jotka johtavat jonkinlaiseen vaihteluun.
Muuttuvien tähtien tyyppien määrittelemiseksi ns. prototyypit ovat tähtiä, joiden vaihtelevuusominaisuudet ovat vakiona tietylle tyypille. Esimerkiksi muuttuvat tähdet, kuten RR Lyr.
Guzo (ranskalainen Jean-Charles Houzeau de Lehaie) ehdotti seuraavaa muuttuvien tähtien jakoa luokkiin 1800-luvulla:
Tähdet, joiden kirkkaus lisääntyy tai vähenee jatkuvasti.
Tähdet, joiden kirkkaus muuttuu ajoittain.
Mira Ceti -tyyppiset tähdet ovat pitkiä jaksoja ja merkittäviä kirkkausvaihteluita omaavia tähtiä.
Tähtiä, joiden kirkkaus muuttuu melko nopeasti ja säännöllisesti. Tyypillisiä edustajia lajeille β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Algol-tyypin tähdet (β Persei). Tähdet, joilla on erittäin lyhyt ajanjakso (kaksi tai kolme päivää) ja erittäin oikea kirkkausmittaus, joka vie vain pienen osan jaksosta. Lopun ajan tähti säilyttää suurimman loistonsa. Muut Algol-tyyppiset tähdet: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei jne.
Tähdet, joiden kirkkaus muuttuu epäsäännöllisesti. Edustaja - η Argus
Uusia tähtiä.
GCVS-3:ssa kaikki muuttuvat tähdet on jaettu kolmeen suureen luokkaan: sykkivät muuttujat, eruptiiviset muuttujat ja pimennysmuuttujat. Luokat on jaettu tyyppeihin, jotkut tyypit alatyyppeihin.
Sykkiviä muuttujia ovat tähdet, joiden vaihtelevuus johtuu niiden sisätiloissa tapahtuvista prosesseista. Nämä prosessit johtavat jaksoittaiseen muutokseen tähden kirkkaudessa ja sen mukana myös muissa tähden ominaisuuksissa - pinnan lämpötilassa, fotosfäärin säteessä jne. Sykkivien muuttujien luokka jaetaan seuraaviin tyyppeihin:
Pitkäjaksoiset kefeidit (Cep) ovat korkean valoisuuden tähtiä, joiden jaksot ovat 1–70 päivää. Ne on jaettu kahteen alatyyppiin:
Klassiset kefeidit (Cδ) - Galaksin litteän osan kefeidit
Neitsyt W -tyypin tähdet (CW) - Galaksin pallomaisen komponentin kefeidit
Hitaasti väärät muuttujat (L)
Tähdet kuten Mira Ceti (M)
Puolisäännölliset muuttujat (SR)
RR-tyypin muuttujat Lyrae (RR)
RV Taurus (RV) -tyypin muuttujat
β Cephei tai β Canis Major (βC) muuttujat
Muuttujat tyyppiä δ Shield (δ Sct)
Muuttujat, kuten ZZ Kita - sykkivät valkoiset kääpiöt
Magneettiset muuttujat, kuten α² Hounds of the Dogs (αCV)
Eruptiiviset muuttuvat tähdet. Tähän luokkaan kuuluvat tähdet, jotka muuttavat kirkkauttaan epäsäännöllisesti tai kerran havaintojakson aikana. Kaikki eruptiivisten tähtien kirkkauden muutokset liittyvät tähdissä, niiden läheisyydessä tapahtuviin räjähdysprosesseihin tai itse tähtien räjähdyksiin. Tämä muuttuvien tähtien luokka on jaettu kahteen alaluokkaan: epäsäännöllisiin muuttujiin, jotka liittyvät hajasumuihin ja nopeisiin epäsäännöllisiin, sekä uusien ja novan kaltaisten tähtien alaluokkaan.
Muuttujat, kuten UV Ceti (UV), ovat spektrityypin d Me tähtiä, jotka kokevat lyhytaikaisia merkittävän amplitudin purskeita.
UVn-tähdet - UV-tähtien alatyyppi, joka liittyy hajasumuihin
Muuttujat, kuten BY Draconis (BY), ovat myöhäisten spektrityyppien emissiotähtiä, jotka osoittavat jaksoittaisia kirkkauden muutoksia vaihtelevalla amplitudilla ja muuttuvan valokäyrän muodon kanssa.
Väärät muuttujat (I). Tunnustettu indekseillä a, b, n, T, s. Indeksi a osoittaa, että tähti kuuluu spektrityyppiin O-A, indeksi b tarkoittaa spektrityyppiä F-M, n symboloi yhteyttä hajasumuihin, s on nopea vaihtelu, T kuvaa T Tauri-tähdelle ominaista emissiospektriä. Joten nimitys Isa on annettu varhaisen spektrityypin nopealle epäsäännölliselle muuttujalle.
Uudet tähdet (N)
Nopea uusi (Na)
Hidas uusi (Nb)
Erittäin hitaat novat (Nc)
Toistettu uusi (nro)
Novan kaltaiset tähdet (Nl)
Z Andromedan symbioottiset muuttujat (ZAja)
Northern Corona R Type Variables (RCB)
U-tyypin muuttujat Gemini (UG)
Kirahvi Z-tyypin muuttujat (ZCam)
Supernovat (SN)
Doradus S -tyypin muuttujat (SD)
Tyypin γ Cassiopeia (γC) muuttujat
Pimentäviä muuttuvia tähtiä ovat kahden tähden järjestelmät, joiden kokonaiskirkkaus muuttuu ajoittain ajan myötä. Syynä kirkkauden muutokseen voivat olla toistensa tähtien pimennykset tai niiden muodon muutos keskinäisen painovoiman vaikutuksesta läheisissä järjestelmissä, toisin sanoen vaihtelevuus liittyy geometristen tekijöiden muutokseen, ei fysikaaliseen vaihteluun.
Algol-tyyppiset pimennysmuuttujat (EA) - valokäyrät mahdollistavat pimennysten alun ja lopun kiinnittämisen; Pimennysten välisenä aikana kirkkaus pysyy lähes vakiona.
Pimennysmuuttujat, kuten β Lyrae (EB) - Binääritähdet, joissa on ellipsoidisia komponentteja, jotka muuttavat jatkuvasti kirkkautta, myös pimennysten välillä. Toissijainen vähimmäisvaatimus on pakollinen. Jaksot ovat yleensä yli 1 päivän.
Ursa Major W (EW) -tyypin pimennysmuuttujat ovat spektriluokkien F ja sitä uudempien tähtien kontaktijärjestelmiä. Niiden jaksot ovat alle 1 päivän ja amplitudit ovat yleensä alle 0,8 m.
Ellipsoidimuuttujat (Ell) ovat binäärijärjestelmiä, jotka eivät näytä pimennystä. Niiden kirkkaus muuttuu, koska tähden säteilevän pinnan pinta-ala muuttuu tarkkailijaa kohti.
OKPS:n kolmannen ja neljännen painoksen välillä kuluneen ajan aikana ei vain havainnointimateriaalin määrä, vaan myös sen laatu on kasvanut. Tämä mahdollisti yksityiskohtaisemman luokituksen käyttöönoton tuomalla siihen ajatuksen fysikaalisista prosesseista, jotka aiheuttavat tähtien vaihtelua. Uusi luokitus sisältää 8 eri luokkaa muuttuvia tähtiä.
Eruptiiviset muuttuvat tähdet ovat tähtiä, jotka muuttavat kirkkauttaan kromosfääriensä ja koronansa rajujen prosessien ja leimahdusten seurauksena. Valoisuuden muutos johtuu yleensä kuoren muutoksista tai massan menetyksestä vaihtelevan voimakkuuden omaavan tähtituulen muodossa ja/tai vuorovaikutuksessa tähtienvälisen väliaineen kanssa. Sykkivät muuttuvat tähdet ovat tähtiä, joiden pintakerrosten laajeneminen ja supistuminen tapahtuu ajoittain. Pulsaatiot voivat olla radiaalisia ja ei-säteittäisiä. Tähden säteittäinen sykkiminen jättää sen muotonsa pallomaiseksi, kun taas ei-säteittäinen pulsaatio saa tähden muodon poikkeamaan pallomaisesta, ja tähden vierekkäiset vyöhykkeet voivat olla vastakkaisissa vaiheissa. Pyörivät muuttuvat tähdet ovat tähtiä, joiden kirkkauden jakautuminen pinnalla on epätasainen ja/tai niillä on ei-ellipsoidimuotoinen muoto, minkä seurauksena tähtien pyöriessä havainnoija kiinnittää niiden vaihtelun. Pinnan kirkkauden epähomogeenisuus voi johtua täplistä tai lämpötilasta tai kemiallisista epähomogeenisuuksista, jotka aiheutuvat magneettikentistä, joiden akselit eivät ole samat tähden pyörimisakselin kanssa.
Katalysmiset (räjähtävät ja novan kaltaiset) muuttuvat tähdet. Näiden tähtien vaihtelevuus johtuu niiden pintakerroksissa (novae) tai syvällä niiden sisätiloissa (supernovat) räjähdysmäisten prosessien aiheuttamista räjähdyksistä.
pimentävät binaarit
Optiset muuttuvat binaarijärjestelmät kovilla röntgensäteillä
Muuttujat muilla symboleilla
Uuden tyyppiset muuttujat - luettelon julkaisun aikana löydetyt vaihtelutyypit, jotka eivät siksi sisälly jo julkaistuihin luokkiin.
Luokat 1 ja 5 leikkaavat toisiaan – RS- ja WR-vaihtelutyypin tähdet kuuluvat molempiin näihin luokkiin.
Muuttuvien tähtien lukumäärä tyypeittäin OKPZ-4-luettelon mukaan
Kuten tiedätte, aurinkomme ei myöskään paista täysin tasaisesti, mutta muuttaa hieman aktiivisuuttaan. 11 vuoden välein Auringon täplien määrä lisääntyy ja sen aktiivisuus lisääntyy. Auringon pulsaatiota ei tietenkään voida verrata kefeidien pulsaatioon ja varsinkin uusien ja supernovatähtien sykkiin. Siksi aurinkomme on pysyvä tähti.
Muuttuva tähti on tähti, jonka kirkkaus (kirkkaus) muuttuu ajan myötä tähdessä tai sen ympärillä tapahtuvien fysikaalisten prosessien vuoksi. Tämä tähtien todellinen vaihtelu on erotettava niiden välähdyksestä ja muusta maapallon ilmakehän epäjohdonmukaisuuden aiheuttamasta vaihtelusta.
Mutta maasta tarkasteltuna ei ole niin helppoa erottaa tähden kirkkauden luonnollisia vaihteluita ilmakehän vaikutuksesta. Siksi fotometrian eli tähtien säteilyvuon mittausten tarkkuus oli korkea vasta 1990-luvulla: ei parempi kuin 0,1 m (magnitudi). Ja muuttuvien tähtien määrä ei ylittänyt 30 000:ta.
Avaruusteleskoopit ja ennen kaikkea Hipparcos-teleskooppi mullistivat tähtien vaihtelevuuden tutkimuksen 1900-luvun loppuun mennessä: miljoonien tähtien fotometria, jonka tarkkuus on parempi kuin 0,01 ", osoitti, että melkein kaikki tähdet vaihtelevat jossain määrin. esimerkiksi aurinkomme muuttaa kirkkautta noin 0,001 m 11 vuoden aurinkosyklin aikana. Mutta me, kuten ammattitähtitieteilijät, mukavuuden vuoksi pidämme muuttujina vain tähtiä, joiden amplitudi vaihtelee huomattavasti. Tietoja niistä kerätään ja systematisoidaan Moskovassa sijaitsevan P. K. Sternbergin (GAISh) nimetyn valtion tähtitieteellisen instituutin yleinen muuttuvien tähtien luettelo (GCVS).
Muuttuvia tähtiä on pitkään merkitty yhdellä tai kahdella suurella latinalaiskirjaimella.
ennen tähdistön nimeä esimerkiksi BW Cam on muuttuja tähdistössä Kirahvi. Ja kun tällaiset kirjainyhdistelmät loppuivat, niitä alettiin merkitä isolla kirjaimella V (sanasta muuttuja - "muuttuja"), jota seurasi numero, esimerkiksi V838 Mon - muuttuja Yksisarvisen tähdistössä.
Kaikki muuttuvat tähdet, joilla on huomattava kirkkauden vaihtelu, voidaan jakaa neljään laajaan luokkaan. Tässä syynä havaitsemamme säteilyvuon vaihteluun on toisen tähden yhden parin yhden tähden osittaiset tai täydelliset pimennykset. Toinen luokka on sykkivät muuttuvat tähdet. Muuten, suurin osa tällä hetkellä tunnetuista muuttuvista tähdistä, joilla on merkittävä amplitudi, kuuluu niihin. Tässä vaihtelevuuden syynä ovat tähden pulsaatiot eli muutokset sen koossa, tiheydessä, kirkkaudessa, värissä, lämpötilassa, spektrissä ja muissa ominaisuuksissa. Sykkimisen syyt ovat erilaisia, mutta ne kaikki johtuvat tähden aineen fysikaalisista ominaisuuksista. Kolmas luokka on eruptiivinen, ts. räjähtävät tai leimahtavat muuttuvat tähdet. Nämä ovat epävakaita tähtiä, jotka ovat yleensä siirtymässä evoluution vaiheesta toiseen. Neljäs luokka on pyörivät muuttuvat tähdet, joiden pinnan kirkkaus on epätasainen. Voimme sanoa, että nämä ovat tähtiä, joissa on eri kirkkauspisteitä tai raitoja. Aurinko kuuluu myös heihin, mutta sen täplät ovat merkityksettömiä joidenkin tähtien jättiläispisteisiin verrattuna.
varjostaa muuttuvia tähtiä
Tähti Algol (Vetta Perseus) haihtuminen havaittiin jo antiikin aikana, ja John Goodryke selitti sen vuonna 1783. Noin 69 tunnin välein tähti haalistuu 10 tunniksi - tämä näkyy paljaalla silmällä. Siksi Algol on työpajan nro 40 muuttuvien tähtien taulukossa. Tähden "silmähdyksen" takana piilee läheinen "valssi" Algol -pari, jossa toinen peittää ajoittain toisen. Tietenkin havaitsemme tässä parissa pimennykset vain siksi, että sekä tähdet että maa ovat suunnilleen samalla suoralla (poikkeama on alle 8°). Ja tämä tarkoittaa, että yleisesti ottaen Algol-parin pimennykset eivät ole täydellisiä: aivan kuten taivaallamme oleva Kuu peittää toisinaan Auringon, niin tässä yksi tähti peittää osittain toisen - osittaiset pimennykset. Tässä tapauksessa parin kahden tähden kokonaisvalo sammuu 1,3 metriksi. Jos tähtien kiertoradan taso olisi kallistettu linjaan "tähti-Maa" 27 °, emme havaitsisi pimennyksiä, eikä Algolia pidettäisi muuttuvana tähdenä. Ja jos kulmaa pienennetään 3 asteeseen, pimennykset muuttuisivat kokonaisiksi, ja sitten näkisimme Algolin paljon syvempiä sukupuuttoja - yli 3 m (eli Algol muuttuisi silmälle näkymätön puoleksi tunniksi). Muinaisten kronikoiden mukaan tähtitieteilijät saivat selville, mitä tapahtui. Aivan kuten nopeasti pyörivän huipun akseli heiluu hitaasti puolelta toiselle, samoin Algolin kiertoradan taso pyörii noin 20 000 vuoden jaksolla. Aikakautemme alussa Algol ei ollut muuttuva tähti. Siksi muinaiset tähtitieteilijät Hipparkhos ja Ptolemaios eivät mainitse hänen silmänsilmäyksiään, jotka ovat selvästi nähtävissä, vaikka he tutkivat taivasta tähtiluetteloaan laatiessaan. Vuodesta 161 vuoteen 1482 jKr pimennykset olivat nykyisellään osittaisia. Ja vuosina 1482-1768 - valmis. Joka herätti John Goodryken ja muiden 1700-luvun tähtitieteilijöiden huomion. Osittaiset pimennykset jatkuvat vuoteen 3044 asti.
Sykkivät muuttuvat tähdet
b Cephein tähti ja vastaavat sykkivät: joko ne turpoavat ja vastaavasti jäähtyvät ja himmenevät, sitten ne kutistuvat, kuumenevat ja kirkkaammiksi. Muuten, tämä muistuttaa auton moottorin työtä: tähden suolet toimivat polttoaineena ja kuori toimii mäntänä. Polttoaine muuttuu kaasuksi, jonka paine työntää mäntää. Kuten moottorissa, prosessissa on useita vaiheita. Yleisesti ottaen syvyydestä pintaan ryntäävän tähden energia tietyssä kerroksessa keskisyvyydessä kuluu molekyylien hajoamiseen atomeiksi tai aineen ionisaatioon - eli se kerääntyy tähän kerros eikä saavuta pintaa. Kun kaikki mainitussa kerroksessa oleva aine muuttuu atomeiksi tai ionisoituu, syvyyksien energia ei enää viipyy siinä, vaan tunkeutuu tähden ulompiin kerroksiin ja laajenee. Vaipan laajeneminen jäähdyttää myös erityistä kerrosta, johon energia varastoitiin. Itse asiassa lyhyen aikaa, vaikka tähdellä on maksimikoko ja kirkkaus, se vapauttaa avaruuteen tähän erityiskerrokseen varastoitunutta energiaa. Se jäähtyy: atomit yhdistyvät molekyyleiksi tai ionit atomeiksi. Jäähtynyt tähti kutistuu omien hiukkasten vetovoiman vaikutuksesta ja sykli toistuu. Muista, että jokainen tähti on kahden voiman tasapainossa: omien hiukkasten keskinäinen vetovoima ja kuuman aineen paine syvyydestä. Pulsaatiot - itse asiassa näiden voimien taistelu, joka tapahtuu vaihtelevalla menestyksellä.
Maata lähinnä oleva kefeidi on Cepheus-tyyppinen tähti, Polaris. Lisäksi se on kolminkertainen järjestelmä. Keskitähden ympärillä lentää lähikumppanitähti noin 30 vuoden ajanjaksolla. Mutta yhtä Hubble-havaintoa lukuun ottamatta Polarista ja sen seuratähteä on aina havaittu yhdessä, ja kiertoradan ominaisuudet on laskettu niiden yhdistetyn kirkkauden muutoksista. Kaiken monimutkaistaa kuitenkin se, että Polyarnaya muuttaa kirkkautta sykkimisen vuoksi ja sillä on jopa outoja pitkäaikaisia muutoksia kirkkaudessa: 1900-luvun aikana sen vaihtelun amplitudi laski 8 prosentista melkein nollaan (2000-luvulla). , Polar melkein ei sykki!), että keskimäärin viime vuosisadan aikana se on kirkastunut 15%. Osoittautuu, että Pohjantähden ja kaikkien kefeidien fysiikan tärkeimmät löydöt ovat vielä edessä. Ja vaikka Polyarnayaa ei ole merkitty työpajaan nro 40, mutta katso sitä - yhtäkkiä se leimahtaa selvästi tai sammuu silmiesi edessä. Muuten, kuten Polaris, monet sykkivät tähdet jättimäisine kuorineen sykkivät väärin. Siksi - suuri valikoima ei-jaksollisia ja puolijaksollisia jättiläisiä.
Tähdet tuottavat timantteja. Ja voit jo miettiä niiden poistamista, koska tähdet levittävät näitä jalokiviä intensiivisesti avaruuteen muun pölyn mukana. Pölyä, kaasua, mukaan lukien molekyylit ja orgaaniset aineet, menettävät erityisen voimakkaasti voimakkaasti turvonneet jättiläiset ja superjättiläiset. Niiden viileiden kuorien reunalla tähden vetovoima on niin pieni, että aineen hiukkaset lähtevät helposti tähdestä. Muistutamme, että tällaisen tähden pitäisi lopulta heittää pois kuorensa planetaarisen sumun muodossa ja siitä tulee valkoinen kääpiö . Siksi tällaisen muutoksen partaalla olevat tähdet ovat erittäin mielenkiintoisia: ne sykkivät erityisen voimakkaasti ja muuttavat kirkkautta suurella amplitudilla; ovat punaisimpia, jopa uskomattoman punaviininpunaisia, koska pölyinen kuori imee voimakkaasti valoa; spektri osoittaa hämmästyttäviä kuoriaineita, esimerkiksi fullereeneja, 60 tai useamman hiiliatomin kiteitä; ja on tuomittu jäämään tähän tilaan niin lyhyeksi ajaksi, että voimme odottaa radikaaleja muutoksia silmiemme edessä. Kymmenelle näistä tähdistä tähtitieteilijät odottavat kuoren purkausta ja irtoamista jo tällä vuosisadalla!
Tähti Omicron Ceti ilmestyy 332 päivän välein taivaalle kirkkaimpien tähtien joukossa (magnitudi 2 m) ja katoaa sitten silmälle (10 m, näkyy Galileo-200-teleskoopin rajalla). Tähtitieteilijä David Fabricius kutsui sitä vuonna 1596 Miraksi, joka latinaksi tarkoittaa "mahtavaa". Tähtitieteilijät ihmettelivät sitä 2000-luvulle asti! Miran ja vastaavien tähtien (niitä kutsutaan Mirideiksi) vaihtelevuuden selittämiseksi molemmat mekanismit näyttivät sopimattomilta: siinä ei havaittu pimentävää satelliittia, ja tällaisten ennennäkemättömien kirkkauserojen selittämiseen tarvitaan pulsaatioita satoja kertoja. Kuvittele, että aurinko joka vuosi joko laajenee puolella aurinkokunnasta tai pienenee nykyiseen kokoonsa. Tähdellä ei yksinkertaisesti ole mistään saada niin paljon energiaa, ja on epätodennäköistä, että se selviäisi sellaisista sykkimistä!
Tilanne alkoi selkiytyä, kun hyvin himmeä satelliitti, valkoinen kääpiö, löydettiin. Mutta se sijaitsee niin kaukana päätähdestä, ettei se voi vaikuttaa siihen suoraan. Vuonna 2007 GALEX-ultravioleskooppi havaitsi, että Mira lensi avaruuden halki valtavalla yli 100 km/s nopeudella ja jätti jälkeensä jättimäisen 13 valovuoden pituisen kaasu- ja pölypyrstön. Tämä häntä ei tavoita vain tähden satelliittia, vaan myös naapuritähtiä. Myös aineen katoamista jouduttiin tarkistamaan: Mira menettää joka vuosi Kuun massan verran. Tässä virrassa on paljon mustaa nokea - hiiltä ja sen yhdisteitä. No, aivan - savuava höyryveturi täydellä nopeudella! Ja Miran satelliittitähti, "veturiperävaunu", kerää osan tästä noesta itselleen. Niin paljon, että "perävaunun" nokikerros on monta kertaa suurempi kuin itse perävaunun paino ja tekee siitä muuten vielä vähemmän havaittavan: sitä on etsitty 200 vuotta. Tämän seurauksena sen ympärillä lentävä Miran satelliitti hallitsee aineensa virtausta: se ohittaa tai viivästyttää ja siten ilmentää tai peittää Miran. Kun se ilmestyy, sen suuruus kohoaa 2 metriin. Muuten, noki, grafiitti ja timantti ovat kaikki samaa hiiltä. Miran ytimessä kiteytyviä timantteja voidaan etsiä tämän "avaruusveturin" savusta. Samanlainen rooli on tähti R Sculptorin toistaiseksi näkymätön satelliitti (kuva 5): se muuttaa tähden menettämän substanssin meille näkyväksi spiraaliksi.
valon kaiku
RS Puppies (RS Pup) - kefeidi, joka muuttaa kirkkautta 5 kertaa 41,4 päivän aikana. Sen ympäristöä tarkasteltaessa näyttää siltä, että kaasupilvet lentävät sieltä pois (kuva 6). Itse asiassa tähden sykkimisen eri vaiheissa se valaisee eri tavalla sitä ympäröivät liikkumattomat pölypilvet. Ne koostuvat useista kerroksista ja näyttävät siksi valorenkailta tähden ympärillä. Tässä syntyvän valokaikuefektin ydin on, että havainnoija näkee tähden valon, joka tuli hänelle eri tavoin: suoraan ja heijastuneena pölypilven eri osista. Suuressa pilvessä (kuten RS Korman tapauksessa) valon nopeudella on merkitystä: tähtiä lähellä olevan pilven osan heijastuma valo saapuu meille huomattavasti myöhemmin kuin suoraan. Ja pilven kaukaisen osan heijastama valo tulee vielä myöhemmin. Tästä johtuen tähdestä kaukana olevat pilven osat "valottuvat" meille myöhemmin, ja näin ollen ilmaantuu leviäviä valorenkaita. Erityisen vaikuttava on V838 Monocerotis -tähden valokaiku.
Viime aikoina tähtitieteilijät ovat hyödyntäneet valon kaikuja nähdäkseen kirjaimellisesti kaukaisen menneisyyden. Supernova SN1572 nähtiin vuonna 1572 - tämä valo tuli suorassa linjassa. Ja vuonna 2008 sen salaman hyvin heikko heijastus nähtiin valona kaikuna Linnunradan pilvissä. Cassiopeia A:n supernovan räjähdystä vuoden 1660 tienoilla ei havaittu lainkaan maan päällä sen peittäneiden kosmisten pilvien vuoksi. Mutta valon kaiku, tuon salaman heijastus muissa kosmisissa pilvissä, nähtiin vuonna 2010.
Eruptiiviset muuttuvat tähdet
Harvinaiset voimakkaat soihdut ovat luontaisia eri tähdille. Esimerkiksi aineen virtaus tavallisesta tähdestä valkoiseen kääpiöön voi aiheuttaa toistuvia voimakkaita räjähdyksiä, joita kutsutaan perinteisesti uusiksi tähdiksi. Nuoret T Tauri tähdet leimahtaa. Välähdykset ovat mahdollisia myös nuoren tähden lähellä olevan planeetan tuhoutuessa.
Pyörivät muuttuvat tähdet
Vuonna 1984 IRAS-avaruusteleskooppi löysi pölykiekon Vegan-tähden ympäriltä. Sellaiset ovat tyypillisiä hyvin nuorille, alle 100 miljoonan vuoden ikäisille tähdille, joiden ympärille kaasu- ja pölylevystä muodostuu planeettoja. Vega on vanhempi - noin 450 Ma. Vihjeitä etsiessään tutkijat havaitsivat, että Vega pyörii erittäin nopeasti: päiväntasaajalla nopeus on 280 km / s. Vertailun vuoksi Auringon pyörimisnopeus on 140 kertaa pienempi - vain 2 km / s. Tällä nopeudella Vega ei ole ollenkaan pallo, vaan vahvasti litistynyt ellipsoidi, joten Vegan päiväntasaaja on huomattavasti kauempana keskustastaan ja siksi kylmempää kuin navat. Lämpötila liittyy kirkkauteen. Siksi Vegan päiväntasaaja on tumma nauha ja navat ovat vaaleita korkkeja.
Näimme yhden tangoista koko ajan emmekä epäillyt, että yläosa oli raidallinen. Jos jonakin päivänä Vega kääntyy puoleemme niin, että sitä vuorotellen tarkkaillaan joko napoilta tai sivuilta, siitä tulee muuttuva tähti.
Valon kaiku - ilmiö, joka esiintyy tähtitieteessä, kun valaisimen välähdyksen valo tulee havainnoitsijaan heijastuneena "näytöiltä" poispäin valaisimesta, myöhemmin kuin suorassa linjassa tullut valo. Tässä tapauksessa joissakin tapauksissa näyttää siltä, että heijastavan valon "näytön" poistaminen lähdevalaisimesta valon nopeutta suuremmalla nopeudella.
Lisäksi Vegan pyörimisnopeus päiväntasaajalla on yhtä suuri kuin aineen erottuminen tähdestä keskipakovoimilla. Joskus ainepaakkuja todellakin irtoaa Vegasta ja liittyy sitä ympäröivään levyyn. Siksi vaikka tähtituuli puhaltaa kiekon ainetta avaruuteen, levy täydentyy jatkuvasti uudella aineella tähdestä. Tietenkin tähden ympärillä olevan kiekon täytyy pyöriä, muuten se putoaa tähden päälle. Pyörimisen vuoksi levyn eri osat peittävät Vegan itsensä hieman eri aikoina. Joten sen kirkkaudessa on pieniä vaihteluita, jotka havaittiin äskettäin.
Tähtien ympärillä olevilla kaasu- ja pölylevyillä on joskus niin tärkeä rooli, että ei ole selvää, mihin kategoriaan jotkin muuttuvat tähdet pitäisi luokitella.
Ota JavaScript käyttöön nähdäksesi
Tähtiä, joiden valoisuus muuttuu suhteellisen lyhyen ajan kuluessa, kutsutaan fyysiset muuttuvat tähdet. Tämän tyyppisten tähtien valoisuuden muutokset johtuvat niiden sisätiloissa tapahtuvista fysikaalisista prosesseista. Vaihtelevuuden luonteen mukaan erotetaan sykkivät muuttujat ja eruptiiviset muuttujat. Uudet ja supernovatähdet, jotka ovat eruptiivisten muuttujien erikoistapaus, erotetaan myös omaksi lajikseen. Kaikilla muuttuvilla tähdillä on erityiset nimitykset, paitsi ne, jotka aiemmin merkittiin kreikkalaisten aakkosten kirjaimilla. Kunkin tähdistön ensimmäiset 334 muuttuvaa tähteä on merkitty latinalaisten aakkosten kirjaimilla (esimerkiksi R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ), johon on lisätty vastaavan tähdistön nimi ( esimerkiksi RR Lyr). Seuraavien muuttujien nimi on V 335, V 336 jne. (esimerkiksi V 335 Cyg).
Fyysiset muuttuvat tähdet
Fyysisiksi muuttuviksi tähdiksi kutsutaan tähtiä, joille on ominaista valokäyrän erityinen muoto, joka näyttää tasaisen jaksoittaisen muutoksen näennäissuuruudessa ja tähden kirkkauden muutosta useita kertoja (yleensä 2:sta 6:een). Kefeidit. Tämä tähtiluokka on nimetty yhden sen tyypillisistä edustajista - tähden δ (delta) Cepheus mukaan. Kefeidit voidaan lukea spektriluokkien F ja G jättiläisistä ja superjättiläisistä. Tämän seikan ansiosta niitä on mahdollista tarkkailla suurilta etäisyyksiltä, mukaan lukien kauas tähtijärjestelmämme - galaksin - rajojen yli. Yksi kefeidien tärkeimmistä ominaisuuksista on ajanjakso. Jokaiselle yksittäiselle tähdelle se on vakio suurella tarkkuudella, mutta jaksot ovat erilaisia eri kefeideillä (vuorokaudesta useisiin kymmeniin päiviin). Kefeideissä spektri muuttuu samanaikaisesti näennäisen magnitudin kanssa. Tämä tarkoittaa, että kefeidien valovoiman muutoksen myötä myös niiden ilmakehän lämpötila muuttuu keskimäärin 1500°. Spektriviivojen siirtyminen kefeidien spektrissä paljasti säännöllisen muutoksen heidän säteen suuntaisissa nopeuksissa. Lisäksi tähden säde muuttuu myös ajoittain. Tähdet, kuten δ Cephei, ovat nuoria esineitä, jotka sijaitsevat pääasiassa lähellä tähtijärjestelmämme päätasoa - galaksia. Myös kefeidejä löytyy, mutta ne ovat vanhempia ja hieman vähemmän valoisia. Nämä tähdet, jotka ovat saavuttaneet kefeidivaiheen, ovat vähemmän massiivisia ja siksi kehittyvät hitaammin. Niitä kutsutaan Virgo W -tähdiksi. Sellaiset havaitut kefeidien piirteet osoittavat, että näiden tähtien ilmakehässä on säännöllistä pulsaatiota. Siten niillä on edellytykset ylläpitää erityistä värähtelyprosessia vakiotasolla pitkään.
Riisi. kefeidi
Kauan ennen kuin pulsaatioiden luonne oli mahdollista selvittää kefeidi, niiden ajanjakson ja valoisuuden välinen suhde todettiin. Tarkasteltaessa kefeidejä Pienessä Magellanin pilvessä - yhdessä meitä lähimpänä olevista tähtijärjestelmistä - havaittiin, että mitä pienempi Kefeidin näennäinen suuruus on (eli mitä kirkkaammalta se näyttää), sitä pidempi sen kirkkauden muutosjakso on. Tämä suhde osoittautui lineaariseksi. Siitä tosiasiasta, että ne kaikki kuuluivat samaan järjestelmään, seurasi, että etäisyydet heihin olivat käytännössä samat. Näin ollen havaittu riippuvuus osoittautui samanaikaisesti kefeideille jakson P ja absoluuttisen magnitudin M (tai valoisuuden L) väliseksi riippuvuudeksi. Kefeidien ajanjakson ja absoluuttisen suuruuden välisen suhteen olemassaololla on merkittävä rooli tähtitiedossa: sen ansiosta etäisyydet hyvin kaukana oleviin objekteihin määritetään silloin, kun muita menetelmiä ei voida soveltaa.
Kefeidien lisäksi on myös muita tyyppejä sykkivät muuttuvat tähdet. Tunnetuimpia näistä ovat RR Lyrae-tähdet, joita kutsuttiin aiemmin lyhytaikaisiksi kefeideiksi, koska ne ovat samankaltaisia kuin tavallisia kefeidejä. RR Lyrae-tähdet ovat spektriluokan A jättiläisiä, joiden kirkkaus ylittää Auringon yli 100 kertaa. RR Lyrae -tähtien jaksot vaihtelevat välillä 0,2–1,2 päivää ja kirkkauden muutosten amplitudi saavuttaa yhden magnitudin. Toinen mielenkiintoinen sykkivien muuttujien tyyppi on pieni ryhmä β Cephei (tai β Canis Major) -tyyppisiä tähtiä, jotka kuuluvat pääasiassa varhaisten spektrialaluokkien B jättiläisiin. Nämä tähdet vaihtelevuuden ja valokäyrän muodon vuoksi muistuttavat RR Lyrae -tähtiä, jotka eroavat niistä poikkeuksellisen pienillä amplitudimuutoksilla. Jaksot ovat välillä 3-6 tuntia, ja kuten kefeideissä, jakso on riippuvainen valovoimasta.
Sykkivien tähtien lisäksi, joiden valoisuus muuttuu säännöllisesti, on olemassa myös useita tähtiä, joiden valokäyrät muuttuvat. Niiden joukossa ovat RV-tyyppiset tähdet Härkä, jonka valoisuuden muutoksille on ominaista syvien ja matalien minimien vuorottelu, joka tapahtuu 30 - 150 päivän ajanjaksolla ja jonka amplitudi on 0,8 - 3,5 magnitudia. RV Tauri -tähdet kuuluvat spektrityyppiin F, G tai K. M-tyypin tähdet Cephei kuuluvat spektriluokkaan M ja niitä kutsutaan punaiset puolisäännölliset muuttujat. Ne erottuvat toisinaan erittäin voimakkailla epäsäännöllisyyksillä valovoiman muutoksissa, jotka tapahtuvat useista kymmenistä useisiin satoihin päiviin. Spektri-luminositeettikaavion puolisäännöllisten muuttujien vieressä on M-luokan tähtiä, joissa valoisuuden muutosten toistettavuutta ei ole mahdollista havaita (epäsäännölliset muuttujat). Niiden alapuolella on tähtiä, joiden spektrissä on emissioviivat, jotka muuttavat valovoimaansa tasaisesti erittäin pitkien aikavälein (70 - 1300 päivää) ja erittäin suurissa rajoissa. Tämän tyyppisten tähtien merkittävä edustaja on o (omikroni) Kita, tai muuten kutsutaan Mira. Tätä tähtiluokkaa kutsutaan pitkän ajanjakson muuttujat, kuten Mira Kita. Pitkäjaksoisten muuttuvien tähtien jakson pituus vaihtelee keskiarvon ympärillä 10 %:sta molempiin suuntiin.
Vähäisemmän valovoimaisten kääpiötähtien joukossa on myös erityyppisiä muuttujia, joiden kokonaismäärä on noin 10 kertaa pienempi kuin sykkivien jättiläisten lukumäärä. Nämä tähdet ilmentävät vaihtelevuuttaan ajoittain toistuvina purkauksina, joiden luonne selittyy erilaisilla aineen purkauksilla tai purkauksilla. Siksi koko tätä tähtiryhmää yhdessä uusien tähtien kanssa kutsutaan eruptiiviset muuttujat. On syytä huomata, että heidän joukossaan on luonteeltaan hyvin erilaisia tähtiä, sekä evoluution alkuvaiheessa että elämänpolkuaan suorittamassa. Ilmeisesti nuorimmat tähdet, jotka eivät ole vielä saaneet päätökseen painovoiman supistumisprosessia, tulisi ottaa huomioon τ-tyypin muuttujat (tau) Härkä. Nämä ovat spektriluokkien kääpiöitä, useimmiten F - G, joita löytyy suuria määriä esimerkiksi Orionin sumussa. Niiden kanssa hyvin samankaltaisia ovat RW Aurigae -tyypin tähdet, jotka kuuluvat spektriluokkiin B - M. Kaikilla näillä tähdillä valoisuuden muutos tapahtuu niin väärin, ettei säännöllisyyttä voida todeta.
Erikoistyyppisiä eruptiivisia muuttuvia tähtiä, joissa vähintään kerran havaittiin vähintään 7-8 magnitudin purkausta (äkillinen voimakas valovoiman nousu) kutsutaan nimellä Uusi. Yleensä uuden tähden puhkeamisen aikana tähtien näennäinen magnitudi pienenee 10m-13m, mikä vastaa kirkkauden lisääntymistä kymmeniä ja satoja tuhansia kertoja. Purkauksen jälkeen uudet tähdet ovat erittäin kuumia kääpiöitä. Purkauksen maksimivaiheessa ne muistuttavat luokkien A - F superjättiläisiä. Jos saman uuden tähden purkautuminen havaittiin vähintään kahdesti, niin uutta kutsutaan toistuvaksi. Valoisuuden lisäys toistuvissa noovissa on hieman pienempi kuin tyypillisissä noovissa. Yhteensä tällä hetkellä tiedetään noin 300 uutta tähteä, joista noin 150 ilmestyi galaksissamme ja yli 100 Andromeda-sumussa. Tunnetuissa seitsemässä toistuvassa novassa havaittiin yhteensä noin 20 taudinpurkausta. Monet (ehkä kaikki) novat ja toistuvat novat ovat läheisiä binaareja. Purkauksen jälkeen novoissa on usein vähän vaihtelua. Uuden tähden valoisuuden muutos osoittaa, että purkauksen aikana tapahtuu äkillinen räjähdys, joka johtuu tähdestä syntyneestä epävakaudesta. Eri hypoteesien mukaan tämä epävakaus voi syntyä joissakin kuumissa tähdissä sisäisten prosessien seurauksena, jotka määräävät energian vapautumisen tähdessä, tai joidenkin ulkoisten tekijöiden vaikutuksesta.
supernovat
Supernovat ovat tähtiä, jotka leimaavat samalla tavalla kuin uudet ja saavuttavat absoluuttisen magnitudin välillä -18m - -19m ja jopa -21m. Supernovat lisäävät valovoimaa yli kymmeniä miljoonia kertoja. Supernovan välähdyksen aikana säteilemä kokonaisenergia on tuhansia kertoja suurempi kuin noovien. Noin 60 supernovapurkausta muissa galakseissa on kuvattu valokuvallisesti, ja usein niiden kirkkaus osoittautui verrattavissa koko sen galaksin integroituun kirkkauteen, jossa purkaus tapahtui. Paljaalla silmällä tehtyjen aikaisempien havaintojen kuvausten mukaan galaksissamme on havaittu useita supernovaräjähdyksiä. Mielenkiintoisin niistä on Härän tähdistössä purkautunut Supernova 1054, jonka kiinalaiset ja japanilaiset tähtitieteilijät havaitsivat yhtäkkiä ilmestyneenä "vierastähtenä", joka vaikutti Venusta kirkkaammalta ja näkyi jopa päivällä. Vaikka tämä ilmiö on samanlainen kuin tavallisen novan purkautuminen, se eroaa siitä mittakaavaltaan, tasaisen ja hitaasti muuttuvan valokäyrän ja spektrin osalta. Kaksi supernovatyyppiä erottuu spektrin luonteesta lähellä maksimin aikakautta. Erittäin kiinnostavia ovat nopeasti laajenevat, jotka useissa tapauksissa löydettiin tyypin I supernovien paikalta. Merkittävin niistä on kuuluisa rapu-sumu Härän tähdistössä. Tämän sumun päästöviivojen muoto osoittaa sen laajenevan noin 1000 km/s nopeudella. Sumun nykyiset mitat ovat sellaiset, että laajeneminen tällä nopeudella voisi alkaa vasta 900 vuotta sitten, ts. juuri ajoissa vuoden 1054 supernovaräjähdystä varten.
Pulsarit
Elokuussa 1967 Englannin Cambridgen kaupungissa rekisteröitiin kosminen radiosäteily, joka tuli pistelähteistä kirkkaina peräkkäin seuraavina pulsseina. Tällaisten lähteiden yksittäisen pulssin kesto voi vaihdella muutamasta millisekunnista useisiin sekunnin kymmenyksiin. Pulssien terävyys ja niiden toistojen oikeellisuus antavat mahdollisuuden määrittää suurella tarkkuudella näiden kohteiden pulsaatiojaksot, jotka on nimetty pulsarit. Yhden pulsarin jakso on noin 1,34 sekuntia, kun taas muiden jaksot vaihtelevat 0,03 - 4 sekuntia. Tällä hetkellä tunnetaan noin 200 pulsaria. Ne kaikki tuottavat erittäin polarisoitua radiosäteilyä laajalla aallonpituusalueella, jonka intensiteetti kasvaa jyrkästi aallonpituuden kasvaessa. Tämä tarkoittaa, että säteily on luonteeltaan ei-termistä. Oli mahdollista määrittää etäisyydet moniin pulsareihin, jotka osoittautuivat sadoista tuhansiin parsekkeihin, mikä osoittaa selvästi galaksiimme kuuluvien esineiden suhteellisen läheisyyden.
Kuuluisin pulsar, joka on yleensä merkitty numerolla NP 0531, on täsmälleen sama kuin yksi Rapu-sumun keskustassa olevista tähdistä. Havainnot ovat osoittaneet, että myös tämän tähden optinen säteily muuttuu saman ajanjakson aikana. Impulssissa tähti saavuttaa 13 metrin korkeuden, ja impulssien välillä se ei ole näkyvissä. Samat pulsaatiot tästä lähteestä kokevat myös röntgensäteilyn, jonka teho on 100 kertaa suurempi kuin optisen säteilyn teho. Yhden pulsarin yhteensopivuus sellaisen epätavallisen muodostelman kuin Rapusumun keskuksen kanssa viittaa siihen, että ne ovat vain esineitä, joiksi supernovat muuttuvat soihdutuksen jälkeen. Jos supernovapurkaukset todella päättyvät tällaisten esineiden muodostumiseen, niin on täysin mahdollista, että pulsarit ovat neutronitähtiä.Tässä tapauksessa niiden massa on noin 2 Auringon massaa, niiden säteiden tulisi olla noin 10 km. Tällaisiin mittoihin puristettuna aineen tiheydestä tulee ydintä korkeampi, ja tähden pyöriminen kiihtyy useisiin kymmeniin kierroksiin sekunnissa. Ilmeisesti peräkkäisten pulssien välinen aika on yhtä suuri kuin neutronitähden pyörimisjakso. Sitten pulsaatio selittyy epäsäännöllisyyksien, omituisten kuumapisteiden läsnäololla näiden tähtien pinnalla. Tässä on aiheellista puhua "pinnasta", koska niin suurilla tiheyksillä aine on ominaisuuksiltaan lähempänä kiinteää kappaletta. Neutronitähdet voivat toimia energeettisten hiukkasten lähteinä, jotka pääsevät jatkuvasti niihin liittyviin sumuihin, kuten rapu-sumuun.
kuva: Radiolähetys rapu-sumusta
Muuttuvat tähdet ovat yksi taivaan uteliaimmista ilmiöistä, joita voi tarkastella paljaalla silmällä. Lisäksi yksinkertaisen tähtitieteen ystävän tieteelliselle toiminnalle on tilaa, ja siellä on jopa mahdollisuus tehdä löytö. Muuttuvia tähtiä on nykyään paljon, ja on varsin mielenkiintoista tarkkailla niitä.
Muuttuva tähdet ovat tähtiä, jotka muuttavat kirkkautta ajan myötä. Tietenkin tämä prosessi vie jonkin aikaa, eikä se tapahdu kirjaimellisesti silmiemme edessä. Jos kuitenkin tarkkailet säännöllisesti tällaista tähteä, sen kirkkauden muutokset tulevat selvästi näkyviin.
Syyt kirkkauden muutokseen voivat olla erilaisia, ja niistä riippuen kaikki muuttuvat tähdet on jaettu eri tyyppeihin, joita tarkastelemme alla.
Kuinka muuttuvat tähdet löydettiin
Aina on uskottu, että tähtien kirkkaus on jotain jatkuvaa ja horjumatonta. Salama tai pelkkä tähden ilmestyminen on muinaisista ajoista lähtien liitetty johonkin yliluonnolliseen, ja tässä oli selvästi jonkinlainen merkki ylhäältä. Kaikki tämä näkyy helposti saman Raamatun tekstistä.
Kuitenkin vuosisatoja sitten ihmiset tiesivät, että jotkut tähdet voivat edelleen muuttaa kirkkaustaan. Esimerkiksi Beta Perseusta ei turhaan kutsuta nimellä El Ghoul (nyt sitä kutsutaan nimellä Algol), joka käännöksessä ei tarkoita muuta kuin "paholaisen tähti". Se on saanut nimensä sen epätavallisen ominaisuuden vuoksi muuttaa kirkkautta hieman alle 3 päivän ajan. Tämän tähden löysi muuttujana vuonna 1669 italialainen tähtitieteilijä Montanari, ja 1700-luvun lopulla englantilainen tähtitieteilijä John Goodryke opiskeli, ja vuonna 1784 hän löysi toisen samantyyppisen muuttujan - β Lyraen.
Vuonna 1893 Henrietta Lewitt tuli töihin Harvardin observatorioon. Hänen tehtävänsä oli mitata kirkkautta ja luetteloida tähdet tähän observatorioon kerääntyneisiin valokuvalevyihin. Tämän seurauksena Henrietta löysi yli tuhat muuttuvaa tähteä 20 vuodessa. Hän oli erityisen hyvä tutkimaan sykkiviä muuttuvia tähtiä, kefeidejä, ja teki tärkeitä löytöjä. Erityisesti hän havaitsi kefeidin ajanjakson riippuvuuden sen kirkkaudesta, mikä mahdollistaa etäisyyden tähdestä määrittämisen tarkasti.
Henrietta Lewitt. Sen jälkeen tähtitieteen nopean kehityksen myötä löydettiin tuhansia uusia muuttujia.
Muuttuvien tähtien luokittelu
Kaikki muuttuvat tähdet muuttavat kirkkauttaan eri syistä, joten luokitus kehitettiin tämän perusteella. Aluksi se oli melko yksinkertaista, mutta tiedon kertyessä se muuttui yhä monimutkaisemmaksi.
Nyt muuttuvien tähtien luokituksessa erotetaan useita suuria ryhmiä, joista jokainen sisältää alaryhmiä, jotka sisältävät tähdet, joilla on samat vaihtelevuuden syyt. Tällaisia alaryhmiä on paljon, joten tarkastelemme lyhyesti pääryhmiä.
varjostaa muuttuvia tähtiä
Pimentävät muuttujat tai yksinkertaisesti pimentävät muuttuvat tähdet muuttavat niiden kirkkautta hyvin yksinkertaisesta syystä. Itse asiassa ne eivät ole yksi tähti, vaan binäärijärjestelmä, lisäksi melko lähellä. Heidän kiertoradansa taso sijaitsee siten, että tarkkailija näkee kuinka yksi tähti sulkee toisen - siellä on ikään kuin pimennys.
Jos olisimme vähän poissa, emme näkisi mitään tällaista. On myös mahdollista, että tällaisia tähtiä on monia, mutta emme näe niitä muuttujina, koska niiden kiertoradan taso ei ole sama kuin näkemyksemme tason.
Tunnetaan myös monenlaisia pimentäviä muuttuvia tähtiä. Yksi tunnetuimmista esimerkeistä on Algol tai β Perseus. Tämän tähden löysi italialainen matemaatikko Montanari vuonna 1669, ja sen ominaisuuksia tutki englantilainen amatööritähtitieteilijä John Goodryke 1700-luvun lopulla. Tämän binäärijärjestelmän muodostavia tähtiä ei voida nähdä yksittäin - ne sijaitsevat niin lähekkäin, että niiden kierrosaika on vain 2 päivää ja 20 tuntia.
Jos katsot Algolin kirkkauskäyrää, näet keskellä pienen laskun - toissijaisen minimin. Tosiasia on, että yksi komponenteista on kirkkaampi (ja pienempi), ja toinen on heikompi (ja suurempi). Kun heikko komponentti peittää kirkkaan, näemme voimakkaan kirkkauden pudotuksen, ja kun kirkas peittää heikon, kirkkauden pudotus ei ole kovin selvä.
Vuonna 1784 Goodryk löysi toisen pimennysmuuttujan, Lyraen β:n. Sen kesto on 12 päivää 21 tuntia ja 56 minuuttia. Toisin kuin Algol, tämän muuttujan kirkkauden muutoksen kaavio on tasaisempi. Tosiasia on, että täällä binäärijärjestelmä on hyvin lähellä, tähdet ovat niin lähellä toisiaan, että niillä on pitkänomainen, elliptinen muoto. Siksi emme näe vain komponenttien pimennystä, vaan myös kirkkauden muutoksia, kun elliptiset tähdet pyörivät leveästi tai kapeasti.
Kaavio β Lyran kirkkauden muutoksesta. puolustus. Tästä johtuen kiillon muutos täällä on tasaisempaa.
Toinen tyypillinen pimennysmuuttuja on Ursa Major W, joka löydettiin vuonna 1903. Tässä kaaviossa näkyy toissijainen alin, jonka syvyys on lähes sama kuin pääasiallinen, ja itse kaavio on tasainen, kuten β Lyran. Tosiasia on, että tässä komponentit ovat lähes samankokoisia, myös pitkänomaisia ja niin lähekkäin, että niiden pinnat melkein koskettavat.
On olemassa muun tyyppisiä pimentäviä muuttuvia tähtiä, mutta ne ovat harvinaisempia. Tämä sisältää myös ellipsoidiset tähdet, jotka pyöriessä kääntyvät meihin joko leveällä tai kapealla sivulla, minkä seurauksena niiden kirkkaus muuttuu.
Sykkivät muuttuvat tähdet
Sykkivät muuttuvat tähdet ovat suuri luokka tällaisia esineitä. Muutokset kirkkaudessa johtuvat muutoksista tähden tilavuudessa - se joko laajenee tai supistuu uudelleen. Tämä johtuu päävoimien - painovoiman ja sisäisen paineen - välisen tasapainon epävakaudesta.
Tällaisilla pulsaatioilla tapahtuu tähden fotosfäärin kasvu ja säteilevän pinnan alueen kasvu. Samalla tähden pinnan lämpötila ja väri muuttuvat. Myös kiilto muuttuu vastaavasti. Jotkin vaihtelevat muuttujat muuttavat kirkkautta ajoittain, ja joillain ei ole mitään vakautta - niitä kutsutaan epäsäännöllisiksi.
Ensimmäinen sykkivä tähti oli Mira Kita, joka löydettiin vuonna 1596. Kun sen kirkkaus saavuttaa maksiminsa, se näkyy selvästi paljaalla silmällä. Vaaditaan vähintään hyvät kiikarit tai kaukoputki. Miran kirkkausjakso on 331,6 päivää, ja tällaisia tähtiä kutsutaan Mirideiksi tai ο Ceti-tyyppisiksi tähdiksi - niitä tunnetaan useita tuhansia.
Toinen laajalti tunnettu sykkivän muuttujan tyyppi on kefeidi, joka on nimetty tämän tyyppisen tähden Ϭ Cephei mukaan. Nämä ovat jättiläisiä, joiden ajanjaksot ovat 1,5–50 päivää, joskus enemmän. Jopa Pohjantähti kuuluu kefeideihin lähes 4 päivän ajanjaksolla ja kirkkauden vaihteluilla 2,50 - 2,64 tähteä. määriä. Myös kefeidit on jaettu alaluokkiin, ja niiden havainnot ovat olleet merkittävässä roolissa tähtitieteen kehityksessä yleensä.
RR Lyrae -tyyppiset sykkivät muuttujat erottuvat kirkkauden nopeasta muutoksesta - niiden jaksot ovat alle vuorokauden ja vaihtelut saavuttavat keskimäärin yhden magnitudin, mikä helpottaa niiden visuaalista tarkkailua. Tämän tyyppiset muuttujat jaetaan myös 3 ryhmään riippuen niiden valokäyrien epäsymmetriasta.
Jopa lyhyemmät jaksot kääpiökefeideillä ovat toisenlainen sykkivä muuttuja. Esimerkiksi Vesimiehen CY:n jakso on 88 minuuttia, kun taas Phoenixin SX:n jakso on 79 minuuttia. Niiden kirkkauskaavio on samanlainen kuin tavallisten kefeidien kaavio. Ne kiinnostavat suuresti havainnointia.
Sykkiviä muuttuvia tähtiä on monia muitakin tyyppejä, vaikka ne eivät ole yhtä yleisiä tai kovin käteviä amatöörihavainnointiin. Esimerkiksi RV Taurus -tyypin tähdillä on jaksot 30 - 150 päivää, ja kirkkauskaaviossa on joitain poikkeamia, minkä vuoksi tämän tyyppiset tähdet luokitellaan puolisäännöllisiksi.
Väärät muuttuvat tähdet
Myös epäsäännölliset muuttuvat tähdet sykkivät, mutta tämä on suuri luokka, joka sisältää monia esineitä. Niiden kirkkauden muutokset ovat hyvin monimutkaisia ja usein mahdottomia ennustaa etukäteen.
Joidenkin epäsäännöllisten tähtien jaksollisuus voidaan kuitenkin havaita pitkällä aikavälillä. Tarkasteltaessa esimerkiksi usean vuoden ajan voi huomata, että epäsäännölliset vaihtelut muodostavat tietyn toistuvan keskikäyrän. Tällaisia tähtiä ovat esimerkiksi Betelgeuse - α Orion, jonka pinta on peitetty vaaleilla ja tummilla täplillä, mikä selittää kirkkauden vaihtelut.
Epäsäännöllisiä muuttuvia tähtiä ei ymmärretä hyvin, ja ne ovat erittäin mielenkiintoisia. Tällä alalla on vielä monia löytöjä tekemättä.
Kuinka tarkkailla muuttuvia tähtiä
Tähtien kirkkauden muutosten havaitsemiseen käytetään erilaisia menetelmiä. Saavutettavin on visuaalinen, kun tarkkailija vertaa muuttuvan tähden kirkkautta naapuritähtien kirkkauteen. Sitten vertailun perusteella lasketaan muuttujan kirkkaus ja tätä dataa kerryttäessä rakennetaan graafi, jolle kirkkauden vaihtelut näkyvät selvästi. Näennäisestä yksinkertaisuudesta huolimatta kirkkauden määrittäminen silmällä voidaan tehdä melko tarkasti, ja tällainen kokemus hankitaan melko nopeasti.
Muuttuvan tähden kirkkauden visuaaliseen määrittämiseen on useita menetelmiä. Yleisimmät näistä ovat Argelander-menetelmä ja Neuland-Blazhko-menetelmä. Muitakin on, mutta nämä ovat melko helppoja oppia ja antavat riittävän tarkkuuden. Kerromme niistä lisää erillisessä artikkelissa.
Visuaalisen menetelmän edut:
- Varusteita ei tarvita. Saatat tarvita kiikareita tai kaukoputkea himmeiden tähtien havaitsemiseen. Tähdet, joiden kirkkaus on vähintään 5-6 tähteä. määrät voidaan havaita paljaalla silmällä, niitä on myös melko paljon.
- Tarkkailuprosessissa tapahtuu todellinen "viestintä" tähtitaivaan kanssa. Tämä antaa miellyttävän yhteenkuuluvuuden tunteen luonnon kanssa. Lisäksi se on melko tieteellinen työ, joka tuottaa tyydytystä.
Haittoja ovat kuitenkin epäideaalinen tarkkuus, joka aiheuttaa virheitä yksittäisissä havainnoissa.
Toinen menetelmä tähden kirkkauden arvioimiseksi on laitteiden käyttö. Yleensä muuttujatähdestä ja sen ympäristöstä otetaan kuva, jonka jälkeen muuttujan kirkkaus voidaan määrittää tarkasti kuvasta.
Kannattaako amatööritähtitieteilijän tarkkailla muuttuvia tähtiä? Ehdottomasti sen arvoista! Loppujen lopuksi nämä eivät ole vain yksi yksinkertaisimmista ja helpoimmista opiskelukohteista. Näillä havainnoilla on myös tieteellistä arvoa. Ammattitähtitieteilijät eivät yksinkertaisesti pysty kattamaan tällaista massaa tähtiä säännöllisillä havainnoilla, ja amatöörille on jopa mahdollisuus osallistua tieteeseen, ja tällaisia tapauksia on tapahtunut.
