Bintang yang berdenyut mengembang dan mengecil, semakin besar dan kecil, semakin panas dan dingin, semakin terang dan redup. Sifat fisik bintang-bintang ini sedemikian rupa sehingga mereka hanya berpindah dari satu keadaan ke keadaan lain dan kembali lagi, seolah-olah mereka membuat semacam osilasi atau denyut, seperti jantung yang berdetak di langit.
Bintang variabel Cepheid
Astronom Amerika Henrietta Leavitt menemukan bahwa Cepheid memiliki hubungan antara hubungan periode-luminositas dan luminositas. Istilah ini berarti bahwa semakin lama periode perubahan kecerahan (interval antara puncak kecerahan yang berurutan), semakin tinggi rata-rata kecerahan sebenarnya dari bintang tersebut. Oleh karena itu, jika seseorang mengukur magnitudo yang tampak dari variabel Cepheid saat ia berubah selama berhari-hari dan berminggu-minggu, dan kemudian menentukan periode perubahan kecerahan, maka seseorang dapat dengan mudah menghitung kecerahan sebenarnya dari bintang tersebut.
Mengapa ini dibutuhkan? Dan kemudian, mengetahui kecerahan sebenarnya dari sebuah bintang, Anda dapat menentukan jaraknya. Lagi pula, semakin jauh bintang itu, semakin redup kelihatannya, tetapi ia masih merupakan bintang yang sama dengan kecemerlangan sejati yang sama.
Bintang redup jauh mematuhi hukum kuadrat terbalik. Ini berarti bahwa jika sebuah bintang berjarak 2 kali lebih jauh, maka bintang itu terlihat 4 kali lebih redup. Dan jika bintang itu berjarak 3 kali lebih jauh, maka bintang itu terlihat 9 kali lebih redup. Jika bintang itu 10 kali lebih jauh, maka bintang itu terlihat 100 kali lebih redup.
Baru-baru ini, ada laporan di media bahwa Teleskop Luar Angkasa Hubble telah mampu menentukan ukuran dan usia alam semesta. Faktanya, ini adalah hasil penelitian menggunakan teleskop Hubble dari bintang variabel Cepheid. Cepheid ini ditemukan di galaksi yang jauh. Tetapi dengan mengamati perubahan kecerahannya dan menggunakan hubungan antara periode perubahan kecerahan dan luminositas, para astronom telah menentukan jarak ke galaksi-galaksi ini.
Bintang seperti RR Lyrae
Bintang RR Lyrae mirip dengan Cepheid, tetapi tidak sebesar dan seterangnya. Beberapa dari mereka terletak di gugus bintang globular di galaksi Bima Sakti kita, dan mereka juga memiliki hubungan antara periode perubahan kecerahan dan luminositas.
Gugus bola adalah formasi bola besar yang diisi dengan bintang-bintang tua yang lahir selama pembentukan Bima Sakti. Ini adalah area ruang dengan lebar hanya 60-100 tahun cahaya, di mana dari beberapa ratus ribu hingga satu juta bintang "dikemas". Dengan mengamati perubahan kecerahan bintang RR Lyrae, astronom dapat memperkirakan jarak ke bintang tersebut. Dan jika bintang-bintang ini berada dalam gugus bola, maka Anda dapat menentukan jarak ke gugus bola tersebut.
Mengapa penting untuk mengetahui jarak ke gugus bintang? Inilah alasannya. Semua bintang yang terletak di cluster yang sama terbentuk secara bersamaan dari awan yang sama. Dan mereka semua berada pada jarak yang hampir sama dari Bumi, karena mereka berada di cluster yang sama. Oleh karena itu, ketika para ilmuwan membangun diagram H-R untuk bintang-bintang dalam sebuah cluster, tidak akan ada kesalahan yang disebabkan oleh perbedaan jarak antara berbagai bintang. Dan jika kita mengetahui jarak ke gugus bintang, maka semua nilai magnitudo bintang yang diplot pada diagram dapat diubah menjadi luminositas, yaitu menjadi intensitas energi yang dipancarkan bintang per detik. Dan nilai-nilai ini dapat langsung dibandingkan dengan data teoritis. Itulah yang dilakukan ahli astrofisika.
Bintang variabel periode panjang
Sementara astrofisikawan memproses informasi dari bintang variabel Cepheids dan RR Lyrae, astronom amatir menikmati mengamati bintang variabel periode panjang, yang disebut bintang variabel tipe Mira Ceti. Mira adalah nama lain untuk bintang Omicron Ki.
Bintang variabel seperti Mira Ceti berdenyut seperti Cepheids, tetapi mereka memiliki periode perubahan kecerahan yang lebih lama, rata-rata 10 bulan atau lebih, dan, di samping itu, mereka memiliki amplitudo perubahan kecerahan yang lebih besar. Ketika kecerahan Mira Ceti mencapai nilai maksimum, dapat dilihat dengan mata telanjang, dan ketika kecerahan minimal, diperlukan teleskop. Perubahan kecerahan bintang periode panjang juga jauh lebih tidak teratur daripada Cepheid. Magnitudo maksimum yang dicapai sebuah bintang dapat sangat bervariasi dari satu periode ke periode lainnya. Pengamatan bintang-bintang semacam itu, yang tidak sulit dilakukan, memungkinkan para ilmuwan memperoleh informasi ilmiah yang penting. Dan Anda juga dapat berkontribusi pada studi tentang bintang variabel (saya akan membahasnya secara lebih rinci di bagian terakhir bab ini).
Gambar menunjukkan bintang variabel merah yang disebut V838 Monocerotis.
Bintang variabel -, kecerahannya berubah seiring waktu sebagai akibat dari proses fisik yang terjadi di wilayahnya. Sebenarnya, kecerahan bintang mana pun berubah seiring waktu hingga derajat tertentu. Misalnya, jumlah energi yang dilepaskan berubah sebesar 0,1% selama siklus matahari sebelas tahun, yang sesuai dengan perubahan besaran mutlak sebesar seperseribu. Variabel adalah bintang yang perubahan kecerahannya telah terdeteksi secara andal pada tingkat teknologi pengamatan saat ini. Untuk mengklasifikasikan bintang sebagai variabel, kecerahan bintang cukup mengalami perubahan setidaknya satu kali.
Bintang variabel sangat berbeda satu sama lain. Perubahan kecerahan mungkin berkala. Karakteristik pengamatan utama adalah periode, amplitudo perubahan kecerahan, bentuk kurva cahaya dan kurva kecepatan radial.
Alasan perubahan kecerahan bintang dapat berupa: denyut radial dan non-radial, aktivitas kromosfer, gerhana bintang secara berkala dalam sistem biner dekat, proses yang terkait dengan aliran materi dari satu bintang ke bintang lain dalam sistem biner, proses bencana seperti ledakan supernova, dll.
Variabilitas bintang tidak boleh disamakan dengan kerlap-kerlipnya, yang terjadi karena fluktuasi udara di atmosfer bumi. Bintang tidak berkelap-kelip jika dilihat dari luar angkasa.
10 rasi bintang teratas dengan jumlah bintang variabel menurut katalog OKPS-4
Bintang variabel pertama diidentifikasi pada tahun 1638, ketika Johann Holvarda memperhatikan bahwa bintang Omicron Ceti, yang kemudian disebut Mira, berdenyut dengan periode 11 bulan. Sebelum ini, bintang telah digambarkan sebagai nova oleh astronom David Fabricius pada tahun 1596. Penemuan ini, dikombinasikan dengan pengamatan supernova pada tahun 1572 dan 1604, membuktikan bahwa langit berbintang bukanlah sesuatu yang permanen, seperti yang diajarkan Aristoteles dan lainnya. para filosof kuno. Penemuan bintang variabel dengan demikian berkontribusi pada revolusi dalam pemikiran astronomi yang terjadi pada abad keenam belas dan awal abad ketujuh belas.
Bintang variabel kedua, yang dijelaskan pada tahun 1669 oleh Geminiano Montanari, adalah variabel gerhana Algol. Penjelasan yang benar tentang alasan variabilitasnya diberikan pada tahun 1784 oleh John Goodryke. Pada tahun 1686, astronom Gottfried Kirkhi menemukan bintang Chi Cygni (χ Cygni), dan pada tahun 1704, berkat Giovanni Maraldi, R Hydra (R Hydrae) menjadi dikenal. Pada 1786, 10 bintang variabel sudah diketahui. John Goodryk, dengan pengamatannya, menambahkan Delta Cephei (δ Cephei) dan Sheliak (β Lyr) ke nomor mereka. Sejak tahun 1850, jumlah bintang variabel yang diketahui telah meningkat secara dramatis, terutama sejak tahun 1890, ketika fotografi menjadi mungkin untuk mendeteksinya.
Edisi terbaru dari Katalog Umum Bintang Variabel (2008) mencantumkan lebih dari 46.000 bintang variabel dari kita sendiri, serta 10.000 dari galaksi lain, dan 10.000 kemungkinan variabel lainnya.
Katalog pertama dari bintang variabel disusun oleh astronom Inggris Edward Pigott pada tahun 1786. Katalog ini mencakup 12 objek: dua supernova, satu nova, 4 bintang tipe Cet (Mirids), dua Cepheid (δ Cep, Aql), dua bintang gerhana (β Per, Lyr) dan P Cyg. Pada XIX - awal abad XX. Astronom Jerman mengambil peran utama dalam studi bintang variabel. Setelah Perang Dunia Kedua, dengan keputusan International Astronomical Union (IAU) pada tahun 1946, pembuatan katalog variabel dipercayakan kepada astronom Soviet - Institut Astronomi Negara. P.K. Sternberg (GAISh) dan Astrosoviet dari Akademi Ilmu Pengetahuan Uni Soviet (sekarang INASAN). Kira-kira sekali setiap 15 tahun, organisasi-organisasi ini menerbitkan Katalog Umum Bintang Variabel (GCVS). Edisi ke-4 terbaru diterbitkan dari tahun 1985 hingga 1995. Dalam interval antara edisi OKPZ berikutnya, suplemen diterbitkan. Sejalan dengan pembuatan GCVS, pekerjaan sedang dilakukan untuk membuat katalog bintang yang dicurigai memiliki variabilitas kecerahan (CSV, eng. NSV).
Edisi keempat OKPZ tetap menjadi edisi "kertas" terakhir. Pada abad ke-21, seperti banyak katalog astronomi lainnya, GCVS dipertahankan dalam bentuk elektronik dan tersedia dalam sistem VisieR dengan nama Katalog Umum Bintang Variabel. Ini terdiri dari 3 bagian: katalog bintang variabel, katalog bintang yang dicurigai variabilitas, dan katalog variabel ekstragalaksi.
Sistem penunjukan bintang variabel modern merupakan pengembangan dari sistem yang diusulkan oleh Friedrich Argelander pada pertengahan abad ke-19. Argelander pada tahun 1850 mengusulkan untuk memberi nama bintang-bintang variabel yang belum menerima penunjukannya dengan huruf dari R sampai Z dalam urutan penemuan di setiap konstelasi. Misalnya, R Hydrae adalah bintang variabel pertama di konstelasi Hydra, S Hydrae adalah yang kedua, dan seterusnya.Dengan demikian, 9 penunjukan variabel disediakan untuk setiap konstelasi, yaitu 792 bintang. Pada masa Argelander, persediaan seperti itu tampaknya cukup memadai. Namun, pada tahun 1881, batas 9 bintang per konstelasi terlampaui, dan E. Hartwig mengusulkan penambahan nomenklatur dengan penunjukan dua huruf sesuai dengan prinsip berikut:
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
Misalnya RR Lyr. Namun, sistem ini segera kehabisan semua opsi yang mungkin di sejumlah konstelasi. Kemudian para astronom memperkenalkan sebutan dua huruf tambahan:
AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ
Huruf J dikeluarkan dari kombinasi dua huruf agar tidak tertukar dengan I dalam tulisan tangan. Hanya setelah notasi dua huruf benar-benar habis, diputuskan untuk menggunakan penomoran bintang sederhana yang menunjukkan konstelasi, dimulai dengan angka 335, misalnya V335 Sgr. Sistem ini masih digunakan sampai sekarang. Sebagian besar bintang variabel ditemukan di konstelasi Sagitarius. Patut dicatat bahwa tempat terakhir dalam klasifikasi Argelander diambil pada tahun 1989 oleh bintang Z Cutter.
Sepanjang sejarah studi bintang variabel, upaya telah berulang kali dilakukan untuk membuat klasifikasi yang memadai. Klasifikasi pertama, berdasarkan sejumlah kecil bahan pengamatan, terutama mengelompokkan bintang menurut fitur morfologi eksternal yang serupa, seperti bentuk kurva cahaya, amplitudo dan periode perubahan cahaya, dll. Selanjutnya, seiring dengan peningkatan jumlah bintang variabel yang diketahui, jumlah kelompok dengan tanda morfologi yang sama, beberapa yang besar dibagi menjadi beberapa yang lebih kecil. Pada saat yang sama, berkat pengembangan metode teoretis, menjadi mungkin untuk mengklasifikasikan tidak hanya menurut tanda-tanda eksternal yang dapat diamati, tetapi juga menurut proses fisik yang mengarah ke satu atau beberapa jenis variabilitas.
Untuk menunjuk jenis-jenis bintang variabel, yang disebut. prototipe adalah bintang yang karakteristik variabilitasnya diambil sebagai standar untuk tipe tertentu. Misalnya, bintang variabel seperti RR Lyr.
Pembagian bintang variabel berikut ke dalam kelas diusulkan oleh Guzo (Perancis Jean-Charles Houzeau de Lehaie) pada abad ke-19:
Bintang yang terus bertambah atau berkurang kecerahannya.
Bintang dengan perubahan kecerahan periodik.
Bintang jenis Mira Ceti adalah bintang dengan periode panjang dan variasi kecerahan yang signifikan.
Bintang dengan perubahan kecerahan yang cukup cepat dan teratur. Perwakilan karakteristik Lyrae, Cephei, Aquilae.
Bintang tipe Algol (β, Persei). Bintang dengan periode yang sangat singkat (dua atau tiga hari) dan pengukuran kecerahan yang sangat tepat, yang hanya menempati sebagian kecil dari periode tersebut. Sisa waktu bintang mempertahankan kecemerlangan terbesarnya. Bintang tipe Algol lainnya: Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, dll.
Bintang dengan perubahan kecerahan tidak teratur. Perwakilan - Argus
Bintang baru.
Dalam GCVS-3, semua bintang variabel dibagi menjadi tiga kelas besar: variabel berdenyut, variabel erupsi, dan variabel gerhana. Kelas dibagi lagi menjadi tipe, beberapa tipe menjadi subtipe.
Variabel berdenyut termasuk bintang-bintang yang variabilitasnya disebabkan oleh proses yang terjadi di interiornya. Proses ini menyebabkan perubahan periodik dalam kecerahan bintang, dan dengan itu karakteristik lain dari bintang - suhu permukaan, radius fotosfer, dll. Kelas variabel berdenyut dibagi menjadi beberapa jenis berikut:
Cepheid periode panjang (Cep) adalah bintang dengan luminositas tinggi dengan periode dari 1 hingga ~70 hari. Mereka dibagi menjadi dua subtipe:
Cepheid Klasik (Cδ) - Cepheid dari komponen datar Galaksi
Bintang tipe Virgo W (CW) - Cepheid dari komponen bulat Galaksi
Variabel salah lambat (L)
Bintang seperti Mira Ceti (L)
Variabel Semi Reguler (SR)
Variabel tipe RR Lyrae (RR)
Variabel tipe RV Taurus (RV)
Variabel Cephei atau Canis Major (βC)
Variabel tipe Perisai (δ Sct)
Variabel seperti ZZ Kita - katai putih berdenyut
Variabel magnetik seperti ² Hounds of the Dogs (αCV)
Bintang variabel erupsi. Kelas ini termasuk bintang yang mengubah kecerahannya secara tidak teratur atau sekali selama periode pengamatan. Semua perubahan kecerahan bintang yang meletus dikaitkan dengan proses ledakan yang terjadi pada bintang, di sekitarnya, atau dengan ledakan bintang itu sendiri. Kelas bintang variabel ini dibagi menjadi dua subkelas: variabel tidak beraturan yang terkait dengan nebula difus dan yang tidak beraturan cepat, serta subkelas bintang baru dan mirip nova.
Variabel seperti UV Ceti (UV) adalah bintang tipe spektral d Me yang mengalami ledakan jangka pendek dengan amplitudo yang signifikan.
Bintang UVn - subtipe bintang UV yang terkait dengan nebula difus
Variabel seperti BY Draconis (BY) adalah bintang emisi dari jenis spektral akhir, menunjukkan variasi periodik dalam kecerahan dengan amplitudo variabel dan perubahan bentuk kurva cahaya.
Variabel salah (I). Ditandai dengan indeks a, b, n, T, s. Indeks a menunjukkan bahwa bintang tersebut termasuk tipe spektral O-A, indeks b menunjukkan tipe spektral F-M, n melambangkan hubungan dengan nebula difus, s adalah variabilitas cepat, T menggambarkan karakteristik spektrum emisi bintang T Tauri. Jadi penunjukan Isa ditugaskan untuk variabel tidak teratur cepat dari kelas spektral awal.
Bintang baru (N)
Cepat baru (Na)
Lambat baru (Nb)
Nova sangat lambat (Nc)
Baru berulang (Nr)
Bintang seperti Nova (Nl)
Z Variabel Simbiotik Andromeda (ZAnd)
Variabel Tipe Corona R Utara (RCB)
Variabel tipe U Gemini (UG)
Variabel Tipe Z Jerapah (ZCam)
Supernova (SN)
Variabel Tipe S Doradus (SD)
Variabel tipe Cassiopeia (γC)
Bintang variabel gerhana termasuk sistem dua bintang, kecerahan total yang berubah secara berkala dari waktu ke waktu. Alasan untuk perubahan kecerahan dapat menjadi gerhana bintang satu sama lain, atau perubahan bentuknya oleh gravitasi timbal balik dalam sistem yang dekat, yaitu, variabilitas dikaitkan dengan perubahan faktor geometris, dan bukan dengan variabilitas fisik.
Variabel gerhana tipe algol (EA) - kurva cahaya memungkinkan penetapan awal dan akhir gerhana; dalam interval antara gerhana, kecerahan tetap hampir konstan.
Variabel gerhana seperti Lyrae (EB) - Bintang biner dengan komponen elips yang terus menerus mengubah kecerahan, termasuk dalam interval antara gerhana. Minimum sekunder adalah wajib dipatuhi. Haid biasanya lebih dari 1 hari.
Variabel gerhana dari tipe Ursa Major W (EW) adalah sistem kontak bintang kelas spektral F dan yang lebih baru. Mereka memiliki periode kurang dari 1 hari dan amplitudo biasanya kurang dari 0,8 m.
Variabel ellipsoidal (Ell) adalah sistem biner yang tidak menunjukkan gerhana. Kecerahannya berubah karena perubahan luas permukaan pancaran bintang yang menghadap pengamat.
Selama kurun waktu antara OKPS edisi ketiga dan keempat, tidak hanya jumlah bahan observasi yang meningkat, tetapi juga kualitasnya. Ini memungkinkan untuk memperkenalkan klasifikasi yang lebih rinci, memperkenalkan gagasan tentang proses fisik yang menyebabkan variabilitas bintang ke dalamnya. Klasifikasi baru berisi 8 kelas bintang variabel yang berbeda.
Bintang variabel erupsi adalah bintang yang mengubah kecerahannya karena proses kekerasan dan suar di kromosfer dan koronanya. Perubahan luminositas biasanya disebabkan oleh perubahan selubung atau hilangnya massa dalam bentuk angin bintang dengan berbagai intensitas dan/atau interaksi dengan medium antarbintang. Bintang variabel yang berdenyut adalah bintang yang menunjukkan pemuaian dan kontraksi periodik pada lapisan permukaannya. Pulsasi bisa radial dan non-radial. Pulsasi radial bintang meninggalkan bentuknya bulat, sedangkan pulsasi non-radial menyebabkan bentuk bintang menyimpang dari bola, dan zona yang berdekatan dari bintang mungkin dalam fase yang berlawanan. Bintang variabel yang berotasi adalah bintang yang distribusi kecerahannya di permukaannya tidak seragam dan / atau memiliki bentuk yang tidak elips, akibatnya, ketika bintang berotasi, pengamat memperbaiki variabilitasnya. Ketidakhomogenan kecerahan permukaan mungkin karena adanya bintik-bintik atau suhu atau ketidakhomogenan kimia yang disebabkan oleh medan magnet yang sumbunya tidak bertepatan dengan sumbu rotasi bintang.
Bintang variabel yang dahsyat (meledak dan seperti nova). Keragaman bintang-bintang ini disebabkan oleh ledakan, yang disebabkan oleh proses ledakan di lapisan permukaannya (nova) atau jauh di dalam interiornya (supernova).
gerhana binari
Sistem biner variabel optik dengan sinar-X keras
Variabel dengan simbol lain
Jenis variabel baru - jenis variabilitas yang ditemukan selama publikasi katalog dan oleh karena itu tidak termasuk dalam kelas yang sudah diterbitkan.
Kelas 1 dan 5 berpotongan - bintang dengan tipe variabilitas RS dan WR termasuk dalam kedua kelas ini.
Jumlah bintang variabel menurut jenis menurut katalog OKPZ-4
Seperti yang Anda ketahui, Matahari kita juga tidak bersinar sepenuhnya secara merata, tetapi sedikit mengubah aktivitasnya. Setiap 11 tahun, jumlah bintik di Matahari meningkat dan aktivitasnya meningkat. Tentu saja, denyutan Matahari tidak dapat dibandingkan dengan denyutan Cepheid, dan terlebih lagi dari bintang-bintang baru dan supernova. Oleh karena itu, Matahari kita adalah bintang permanen.
Bintang variabel adalah bintang yang kecerahannya (kecerahannya) berubah dari waktu ke waktu karena proses fisik di dalam atau di sekitar bintang. Variabilitas bintang yang sebenarnya ini harus dibedakan dari kerlap-kerlipnya dan variabilitas lainnya yang disebabkan oleh ketidakkonsistenan atmosfer bumi.
Tetapi ketika mengamati dari Bumi, tidak mudah untuk memisahkan fluktuasi alami dalam kecerahan bintang dari yang disebabkan oleh pengaruh atmosfer. Oleh karena itu, akurasi fotometri, yaitu pengukuran fluks radiasi dari bintang, tidak tinggi sampai tahun 1990-an: tidak lebih baik dari 0,1 m (magnitudo). Dan jumlah bintang variabel tidak melebihi 30.000.
Teleskop luar angkasa, dan di atas segalanya teleskop Hipparcos, merevolusi studi variabilitas bintang pada akhir abad ke-20: fotometri jutaan bintang dengan akurasi lebih baik dari 0,01 "menunjukkan bahwa hampir semua bintang bervariasi hingga satu derajat atau lainnya. misalnya, Matahari kita mengubah kecerahan sekitar 0,001m selama siklus matahari 11 tahun. Tetapi kami, seperti astronom profesional, untuk kenyamanan, akan menganggap sebagai variabel hanya bintang dengan amplitudo variabilitas yang signifikan. Informasi tentang mereka dikumpulkan dan disistematisasikan dalam Katalog Umum Bintang Variabel (GCVS) oleh Institut Astronomi Negara dinamai P. K. Sternberg (GAISh) di Moskow.
Bintang variabel telah lama dilambangkan dengan satu atau dua huruf Latin besar.
sebelum nama konstelasi, misalnya BW Cam adalah variabel di konstelasi Jerapah. Dan ketika kombinasi huruf seperti itu habis, mereka mulai dilambangkan dengan huruf kapital V (dari kata variabel - "variabel") diikuti dengan angka, misalnya, V838 Mon - variabel di konstelasi Unicorn.
Semua bintang variabel dengan amplitudo fluktuasi kecerahan yang nyata dapat dibagi menjadi empat kategori besar. Di sini, alasan untuk variabilitas fluks radiasi yang diamati oleh kami adalah gerhana sebagian atau total dari satu bintang berpasangan oleh bintang lain. Kategori kedua adalah bintang variabel yang berdenyut. Omong-omong, sebagian besar bintang variabel yang saat ini dikenal dengan amplitudo signifikan adalah milik mereka. Di sini, alasan variabilitas adalah denyut bintang, yaitu, perubahan ukuran, kepadatan, kecerahan, warna, suhu, spektrum, dan karakteristik lainnya. Penyebab pulsasi berbeda-beda, tetapi semuanya mengikuti sifat fisik materi bintang. Kategori ketiga adalah erupsi, yaitu meledak, atau menyala, bintang variabel. Ini adalah bintang yang tidak stabil, biasanya di ambang transisi dari satu tahap evolusi ke tahap lainnya. Kategori keempat adalah bintang variabel yang berputar dengan kecerahan permukaan yang tidak sama. Kita dapat mengatakan bahwa ini adalah bintang dengan bintik-bintik atau garis-garis kecerahan yang berbeda. Matahari juga milik mereka, tetapi bintik-bintiknya tidak signifikan dibandingkan dengan bintik-bintik raksasa beberapa bintang.
gerhana bintang variabel
Memudarnya bintang Algol (Vetta Perseus) diperhatikan pada zaman kuno dan dijelaskan pada tahun 1783 oleh John Goodryke. Kira-kira setiap 69 jam, bintang memudar selama 10 jam - ini terlihat dengan mata telanjang. Oleh karena itu, Algol ada di tabel bintang variabel di Workshop No. 40. Di balik "kedipan" bintang terletak sepasang Algol "waltzing" yang dekat, di mana yang satu secara berkala mengaburkan yang lain. Tentu saja, kita mengamati gerhana pada pasangan ini hanya karena kedua bintang dan Bumi kira-kira berada pada garis lurus yang sama (deviasinya kurang dari 8°). Dan ini berarti bahwa, secara umum, gerhana pada pasangan Algol tidak total: seperti halnya Bulan di langit kita terkadang mengaburkan Matahari sebagian, jadi di sini satu bintang mengaburkan sebagian lainnya - gerhana sebagian. Dalam hal ini, cahaya total dari dua bintang dari pasangan padam selama 1,3 m. Jika bidang orbit bintang-bintang condong ke garis "bintang-Bumi" sebesar 27 °, maka kita tidak akan mengamati gerhana, dan Algol tidak akan dianggap sebagai bintang variabel. Dan jika sudutnya dikurangi menjadi 3 °, gerhana akan menjadi total, dan kemudian kita akan melihat kepunahan Algol yang jauh lebih dalam - lebih dari 3 m (yaitu, Algol akan menjadi tidak terlihat oleh mata selama setengah jam). Menurut kronik kuno, para astronom menemukan apa yang terjadi. Sama seperti sumbu bagian atas yang berputar cepat perlahan-lahan bergoyang dari sisi ke sisi, begitu pula bidang orbit Algol berotasi dengan periode sekitar 20.000 tahun. Pada awal era kita, Algol bukanlah bintang variabel. Itulah sebabnya "kedipannya", terlihat jelas oleh mata, tidak disebutkan oleh astronom kuno Hipparchus dan Ptolemy, meskipun mereka mempelajari langit saat menyusun katalog bintang mereka. Dari tahun 161 hingga 1482 M, gerhana itu, seperti sekarang, sebagian. Dan pada 1482-1768 - selesai. Yang menarik perhatian John Goodryke dan astronom abad ke-18 lainnya. Gerhana sebagian akan berlanjut hingga 3044.
Bintang variabel berdenyut
Bintang b Cephei dan sejenisnya berdenyut: baik mereka membengkak dan, karenanya, dingin dan redup, kemudian menyusut, memanas dan menjadi lebih cerah. Ngomong-ngomong, ini mengingatkan pada kerja mesin mobil: perut bintang bertindak sebagai bahan bakar, dan cangkangnya bertindak sebagai piston. Bahan bakar berubah menjadi gas, yang tekanannya mendorong piston. Seperti pada mesin, prosesnya memiliki beberapa tahapan. Dalam kasus umum, energi bintang, yang bergegas ke permukaan dari kedalaman, pada lapisan tertentu pada kedalaman menengah dihabiskan untuk peluruhan molekul menjadi atom atau pada ionisasi materi - yaitu, ia terakumulasi dalam hal ini. lapisan dan tidak mencapai permukaan. Ketika semua materi di lapisan yang disebutkan berubah menjadi atom atau terionisasi, energi kedalaman tidak lagi bertahan di dalamnya, menerobos ke lapisan luar bintang dan pergi ke ekspansi. Ekspansi cangkang juga mendinginkan lapisan khusus tempat energi disimpan. Faktanya, untuk waktu yang singkat, sementara bintang memiliki ukuran dan kecerahan maksimum, ia melepaskan energi yang tersimpan di lapisan khusus ini ke luar angkasa. Mendingin: atom bergabung menjadi molekul, atau ion menjadi atom. Bintang yang didinginkan menyusut di bawah pengaruh gaya tarik partikelnya sendiri, dan siklus itu berulang. Ingatlah bahwa setiap bintang berada dalam keseimbangan dua gaya: gaya tarik timbal balik dari partikelnya sendiri dan tekanan materi panas dari kedalaman. Pulsasi - sebenarnya, perjuangan kekuatan-kekuatan ini, berjalan dengan berbagai tingkat keberhasilan.
Cepheid terdekat dengan Bumi adalah bintang tipe Cepheus, Polaris. Selain itu, ini adalah sistem rangkap tiga. Sebuah bintang pendamping dekat terbang di sekitar bintang pusat dengan jangka waktu sekitar 30 tahun. Namun terlepas dari satu pengamatan Hubble, Polaris dan bintang pendampingnya selalu diamati bersama, dan karakteristik orbitnya dihitung dari perubahan kecerahan gabungannya. Namun, semuanya diperumit oleh fakta bahwa Polyarnaya mengubah kecerahan karena denyut, dan bahkan memiliki beberapa perubahan kecerahan jangka panjang yang aneh: selama abad ke-20, amplitudo variabilitasnya menurun dari 8% menjadi hampir nol (pada abad ke-21 , Kutub hampir tidak berdenyut!) yang rata-rata selama abad terakhir telah menjadi lebih terang sebesar 15%. Ternyata penemuan utama dalam fisika Bintang Utara dan semua Cepheid belum datang. Dan meskipun Polyarnaya tidak ditandai di Bengkel No. 40, tetapi lihatlah - tiba-tiba itu jelas akan menyala atau padam di depan mata Anda. Ngomong-ngomong, seperti Polaris, banyak bintang yang berdenyut dengan cangkang raksasa berdenyut dengan tidak benar. Oleh karena itu - berbagai macam raksasa non-periodik dan semi-periodik.
Bintang menghasilkan berlian. Dan Anda sudah dapat memikirkan ekstraksinya, karena permata ini tersebar secara intensif oleh bintang-bintang ke angkasa bersama dengan sisa debunya. Debu, gas, termasuk molekul dan bahan organik, secara khusus hilang secara intensif oleh bintang-bintang raksasa yang membengkak dan supergiants. Di pinggiran cangkangnya yang dingin, daya tarik bintang sangat kecil sehingga partikel materi dengan mudah meninggalkan bintang. Kami mengingatkan Anda bahwa bintang seperti itu pada akhirnya akan melepaskan cangkangnya dalam bentuk nebula planet dan menjadi katai putih. Oleh karena itu, bintang-bintang di ambang transformasi semacam itu sangat menarik: mereka berdenyut sangat kuat dan mengubah kecerahan dengan amplitudo besar; adalah yang paling merah, bahkan sangat merah-merah anggur karena penyerapan cahaya yang kuat oleh cangkang berdebu; spektrum menunjukkan zat kulit yang menakjubkan, misalnya, fullerene, kristal dari 60 atau lebih atom karbon; dan ditakdirkan untuk tetap dalam keadaan ini begitu singkat sehingga kita bisa menunggu perubahan radikal di depan mata kita. Untuk selusin bintang-bintang ini, para astronom sedang menunggu ledakan dan pelepasan cangkang di abad ini!
Bintang Omicron Ceti setiap 332 hari muncul di langit di antara bintang-bintang paling terang (besarnya 2 m), dan kemudian menghilang untuk dilihat mata (10 m, terlihat pada batas teleskop Galileo-200). Astronom David Fabricius pada tahun 1596 menyebutnya Mira, yang dalam bahasa Latin berarti "menakjubkan". Para astronom mengaguminya hingga abad ke-21! Untuk menjelaskan variabilitas Mira dan bintang serupa (mereka disebut Mirid), kedua mekanisme tampaknya tidak cocok: satelit gerhana tidak diamati di dalamnya, dan untuk menjelaskan perbedaan kecerahan yang belum pernah terjadi sebelumnya, diperlukan pulsasi ratusan kali. Bayangkan bahwa Matahari setiap tahun akan mengembang setengah tata surya, atau menyusut ke ukurannya saat ini. Sebuah bintang tidak memiliki tempat untuk mendapatkan begitu banyak energi, dan kecil kemungkinannya ia akan bertahan dari denyutan seperti itu!
Situasi mulai membaik ketika satelit Mira yang sangat redup, katai putih, ditemukan. Tetapi terletak sangat jauh dari bintang utama sehingga tidak dapat mempengaruhinya secara langsung. Pada tahun 2007, teleskop ultraviolet GALEX menemukan bahwa Mira terbang melintasi ruang angkasa dengan kecepatan luar biasa lebih dari 100 km/s, meninggalkan gas dan debu berukuran raksasa 13 tahun cahaya. Ekor ini tidak hanya mencapai satelit bintang, tetapi juga ke bintang tetangga. Hilangnya materi juga harus direvisi: setiap tahun Mira kehilangan massa yang sama dengan massa Bulan. Ada banyak jelaga hitam di aliran ini - karbon dan senyawanya. Nah, tepatnya - lokomotif uap berasap dengan kecepatan penuh! Dan bintang satelit Mira, "trailer lokomotif", mengumpulkan sebagian jelaga ini untuk dirinya sendiri. Sedemikian rupa sehingga lapisan jelaga pada "trailer" berkali-kali lebih besar daripada berat trailer itu sendiri dan, omong-omong, membuatnya semakin tidak terlihat: mereka telah mencarinya selama 200 tahun. Akibatnya, satelit Mira, terbang di sekitarnya, mengontrol aliran substansinya: ia lewat atau menunda dan, dengan demikian, memanifestasikan atau mengaburkan Mira. Ketika memanifestasikan, besarnya melonjak menjadi 2m. Omong-omong, jelaga, grafit, dan berlian adalah karbon yang sama. Berlian yang mengkristal di inti Mira dapat dicari dalam asap "lokomotif luar angkasa" ini. Peran serupa dimainkan oleh satelit bintang R Sculptor yang sejauh ini tidak terlihat (Gbr. 5): ia mengubah zat yang hilang dari bintang menjadi spiral yang terlihat oleh kita.
gema cahaya
RS Puppies (RS Pup) - Cepheid yang mengubah kecerahan 5 kali dengan periode 41,4 hari. Saat melihat sekelilingnya, sepertinya awan gas terbang menjauhinya (Gbr. 6). Faktanya, dalam fase yang berbeda dari denyut bintang, ia menerangi awan debu yang tidak bergerak di sekitarnya secara berbeda. Mereka terdiri dari beberapa lapisan dan karena itu terlihat seperti cincin bercahaya di sekitar bintang. Inti dari efek gema cahaya yang muncul di sini adalah bahwa pengamat melihat cahaya bintang, yang datang kepadanya dengan cara yang berbeda: secara langsung dan dipantulkan dari berbagai bagian awan debu. Untuk awan besar (seperti dalam kasus RS Korma), kecepatan cahaya berperan: cahaya yang dipantulkan oleh bagian awan yang dekat dengan bintang tiba pada kita lebih lambat daripada secara langsung. Dan cahaya yang dipantulkan oleh bagian awan yang jauh datang lebih lambat lagi. Karena itu, bagian awan yang jauh dari bintang "menyala" untuk kita nanti, dan dengan demikian, ada penampakan cincin terang yang menyebar. Yang sangat mengesankan adalah gema cahaya bintang V838 Monocerotis.
Baru-baru ini, para astronom telah memanfaatkan gema cahaya untuk benar-benar melihat masa lalu yang jauh. Supernova SN1572 terlihat pada tahun 1572 - cahaya ini datang dalam garis lurus. Dan pada tahun 2008, pantulan yang sangat samar dari kilatan itu terlihat sebagai gema cahaya di awan Bima Sakti. Ledakan supernova Cassiopeia A sekitar tahun 1660 tidak terlihat sama sekali di Bumi karena awan kosmik yang menutupinya. Tapi gema cahaya, pantulan kilatan itu di awan kosmik lainnya, terlihat pada 2010.
Bintang variabel erupsi
Suar kuat yang langka melekat pada bintang yang berbeda. Misalnya, aliran materi dari bintang biasa ke bintang katai putih dapat menyebabkan ledakan kuat berulang kali, yang secara tradisional disebut bintang baru. Bintang muda T Tauri menyala. Kilatan juga mungkin terjadi selama penghancuran sebuah planet di dekat bintang muda.
Memutar bintang variabel
Pada tahun 1984, teleskop ruang angkasa IRAS menemukan piringan debu di sekitar bintang Vega. Ini adalah ciri khas bintang yang sangat muda, kurang dari 100 juta tahun, di mana planet-planet terbentuk dari piringan gas dan debu. Vega lebih tua - sekitar 450 Ma. Untuk mencari petunjuk, para ilmuwan menemukan bahwa Vega berputar sangat cepat: di ekuatornya, kecepatannya 280 km / s. Sebagai perbandingan, kecepatan rotasi Matahari 140 kali lebih kecil - hanya 2 km / s. Pada kecepatan ini, Vega bukanlah bola sama sekali, tetapi ellipsoid yang sangat pipih, sehingga ekuator Vega terasa lebih jauh dari pusatnya dan karenanya lebih dingin daripada kutub. Suhu berhubungan dengan kecerahan. Oleh karena itu, khatulistiwa Vega adalah pita gelap, dan kutubnya adalah topi terang.
Kami melihat salah satu tiang sepanjang waktu dan tidak curiga bahwa bagian atasnya bergaris. Jika suatu hari Vega menoleh ke kita sehingga diamati secara bergantian baik kutub atau sisi, itu akan menjadi bintang variabel.
Gema cahaya - efek yang terjadi dalam astronomi, ketika cahaya dari kilatan seorang termasyhur datang ke pengamat, dipantulkan dari "layar" menjauh dari termasyhur, lebih lambat dari cahaya yang datang dalam garis lurus. Dalam hal ini, dalam beberapa kasus, ada penampakan penghilangan "layar" cahaya pantul dari sumber termasyhur pada kecepatan yang lebih tinggi dari kecepatan cahaya.
Selain itu, kecepatan rotasi Vega di ekuator sama dengan kecepatan pemisahan materi dari bintang oleh gaya sentrifugal. Terkadang gumpalan materi benar-benar terlepas dari Vega dan bergabung dengan cakram yang mengelilinginya. Oleh karena itu, meskipun angin bintang menghempaskan materi cakram ke luar angkasa, cakram tersebut terus diisi ulang dengan materi baru dari bintang. Tentu saja, piringan di sekitar bintang harus berputar, jika tidak maka piringan tersebut akan jatuh ke bintang. Karena rotasi, bagian yang berbeda dari disk sedikit mengaburkan Vega itu sendiri pada waktu yang berbeda. Jadi ada fluktuasi kecil dalam kecerahannya, yang ditemukan baru-baru ini.
Piringan gas dan debu di sekitar bintang terkadang memainkan peran penting sehingga tidak jelas untuk kategori mana beberapa bintang variabel harus ditetapkan.
Harap aktifkan JavaScript untuk melihat
Bintang yang luminositasnya berubah dalam waktu yang relatif singkat disebut bintang variabel fisik. Perubahan luminositas bintang jenis ini disebabkan oleh proses fisik yang terjadi di interiornya. Menurut sifat variabilitas, variabel berdenyut dan variabel erupsi dibedakan. Bintang baru dan supernova, yang merupakan kasus khusus variabel erupsi, juga dibedakan menjadi spesies terpisah. Semua bintang variabel memiliki sebutan khusus, kecuali yang sebelumnya ditunjuk oleh huruf alfabet Yunani. 334 bintang variabel pertama dari setiap konstelasi ditandai dengan urutan huruf alfabet Latin (misalnya, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) dengan penambahan nama konstelasi yang sesuai ( misalnya, RR Lyr). Variabel berikut ditunjuk V 335, V 336, dll. (misalnya, V 335 Cyg).
Bintang variabel fisik
Bintang yang dicirikan oleh bentuk khusus dari kurva cahaya, yang menampilkan perubahan periodik yang mulus dalam magnitudo semu dan perubahan luminositas bintang beberapa kali (biasanya dari 2 hingga 6), disebut bintang variabel fisik atau bintang variabel fisik. Cepheid. Kelas bintang ini dinamai salah satu perwakilan khasnya - bintang (delta) Cepheus. Cepheid dapat dikaitkan dengan raksasa dan supergiant kelas spektral F dan G. Karena keadaan ini, dimungkinkan untuk mengamati mereka dari jarak yang sangat jauh, termasuk jauh melampaui batas sistem bintang kita - Galaksi. Salah satu karakteristik yang paling penting dari Cepheid adalah periode. Untuk setiap bintang individu, itu konstan dengan tingkat akurasi yang tinggi, tetapi periodenya berbeda untuk Cepheid yang berbeda (dari satu hari hingga beberapa puluh hari). Di Cepheids, spektrum berubah secara bersamaan dengan magnitudo yang tampak. Ini berarti bahwa seiring dengan perubahan luminositas Cepheid, suhu atmosfer mereka juga berubah rata-rata 1500 °. Pergeseran garis spektrum dalam spektrum Cepheid mengungkapkan perubahan periodik dalam kecepatan radial mereka. Selain itu, jari-jari bintang juga berubah secara berkala. Bintang seperti Cephei adalah objek muda yang terletak terutama di dekat bidang utama sistem bintang kita - Galaksi. Cepheid juga ditemukan, tetapi mereka lebih tua dan agak kurang bercahaya. Bintang-bintang ini, yang telah mencapai tahap Cepheid, kurang masif dan karena itu berevolusi lebih lambat. Mereka disebut bintang Virgo W. Ciri-ciri Cepheid yang diamati seperti itu menunjukkan bahwa atmosfer bintang-bintang ini mengalami denyutan teratur. Dengan demikian, mereka memiliki kondisi untuk mempertahankan proses osilasi khusus pada tingkat yang konstan untuk waktu yang lama.
Beras. cepheid
Jauh sebelum itu mungkin untuk mengetahui sifat dari denyutan cepheid, keberadaan hubungan antara periode dan luminositas mereka ditetapkan. Saat mengamati Cepheid di Awan Magellan Kecil - salah satu sistem bintang yang paling dekat dengan kita - diketahui bahwa semakin kecil magnitudo Cepheid yang tampak (yaitu, semakin terang tampaknya), semakin lama periode perubahan kecerahannya. Hubungan ini ternyata linier. Dari fakta bahwa mereka semua berasal dari sistem yang sama, maka jarak ke mereka praktis sama. Akibatnya, ketergantungan yang ditemukan secara bersamaan ternyata menjadi ketergantungan antara periode P dan magnitudo mutlak M (atau luminositas L) untuk Cepheid. Adanya hubungan antara periode dan magnitudo mutlak Cepheid memainkan peran penting dalam astronomi: berkat itu, jarak ke objek yang sangat jauh ditentukan ketika metode lain tidak dapat diterapkan.
Selain Cepheid, ada juga tipe lain bintang variabel yang berdenyut. Yang paling terkenal adalah bintang RR Lyrae, yang sebelumnya disebut Cepheid periode pendek karena kemiripannya dengan Cepheid biasa. Bintang RR Lyrae adalah raksasa kelas spektral A, yang luminositasnya melebihi Matahari lebih dari 100 kali lipat. Periode bintang RR Lyrae berkisar antara 0,2 hingga 1,2 hari, dan amplitudo perubahan kecerahan mencapai satu magnitudo. Jenis lain yang menarik dari variabel berdenyut adalah sekelompok kecil bintang tipe Cephei (atau Canis Major), yang sebagian besar termasuk dalam raksasa dari subkelas spektral awal B. Berdasarkan sifat variabilitas dan bentuk kurva cahaya, bintang-bintang ini menyerupai bintang RR Lyrae, berbeda dari mereka dalam perubahan besaran amplitudo yang sangat kecil. Periodenya berkisar antara 3 hingga 6 jam, dan, seperti di Cepheid, ada ketergantungan periode pada luminositas.
Selain bintang yang berdenyut dengan perubahan luminositas yang teratur, ada juga beberapa jenis bintang yang kurva cahayanya berubah. Diantaranya adalah Bintang tipe RV Taurus, yang perubahan luminositasnya dicirikan oleh pergantian minima dalam dan dangkal, terjadi dengan periode 30 hingga 150 hari dan dengan amplitudo 0,8 hingga 3,5 magnitudo. Bintang RV Tauri termasuk dalam tipe spektral F, G, atau K. Bintang tipe m Cephei milik kelas spektral M dan disebut variabel semireguler merah. Mereka kadang-kadang dibedakan oleh ketidakteraturan yang sangat kuat dalam perubahan luminositas, yang terjadi selama beberapa puluh hingga beberapa ratus hari. Di sebelah variabel semi-reguler dalam diagram spektrum-luminositas, terdapat bintang kelas M yang tidak memungkinkan untuk mendeteksi pengulangan perubahan luminositas (variabel tidak beraturan). Di bawahnya adalah bintang dengan garis emisi dalam spektrum yang dengan mulus mengubah luminositasnya dalam interval waktu yang sangat lama (dari 70 hingga 1300 hari) dan dalam batas yang sangat besar. Perwakilan yang luar biasa dari jenis bintang ini adalah o (omikron) Kita, atau biasa disebut Mira. Kelas bintang ini disebut variabel jangka panjang seperti Mira Kita. Panjang periode bintang variabel periode panjang berfluktuasi di sekitar nilai rata-rata mulai dari 10% di kedua arah.
Di antara bintang kerdil dengan luminositas lebih rendah, ada juga variabel dari berbagai jenis, yang jumlah totalnya sekitar 10 kali lebih sedikit daripada jumlah raksasa yang berdenyut. Bintang-bintang ini memanifestasikan variabilitasnya dalam bentuk ledakan yang berulang secara berkala, yang sifatnya dijelaskan oleh berbagai jenis ejeksi materi, atau letusan. Oleh karena itu, seluruh kelompok bintang ini, bersama dengan bintang-bintang baru, disebut variabel letusan. Perlu dicatat bahwa di antara mereka ada bintang-bintang dengan sifat yang sangat berbeda, baik pada tahap awal evolusi mereka dan menyelesaikan jalur kehidupan mereka. Bintang-bintang termuda, tampaknya, yang belum menyelesaikan proses kontraksi gravitasi, harus dipertimbangkan variabel tipe (tau) Taurus. Ini adalah katai dari kelas spektral, paling sering F - G, ditemukan dalam jumlah besar, misalnya, di Nebula Orion. Bintang-bintang jenis RW Aurigae, yang termasuk dalam kelas spektral dari B hingga M, sangat mirip dengan mereka.Untuk semua bintang ini, perubahan luminositas terjadi secara tidak benar sehingga tidak ada keteraturan yang dapat ditetapkan.
Bintang variabel erupsi dari tipe khusus, di mana ledakan (peningkatan tajam tiba-tiba dalam luminositas) setidaknya 7-8 magnitudo diamati setidaknya sekali, disebut baru. Biasanya, selama ledakan bintang baru, magnitudo bintang yang tampak berkurang 10m-13m, yang sesuai dengan peningkatan luminositas puluhan dan ratusan ribu kali. Setelah ledakan, bintang-bintang baru adalah katai yang sangat panas. Pada fase ledakan maksimum, mereka menyerupai supergiant kelas A - F. Jika ledakan bintang baru yang sama diamati setidaknya dua kali, maka yang baru seperti itu disebut berulang. Peningkatan luminositas pada nova berulang agak kurang dari pada nova tipikal. Secara total, sekitar 300 bintang baru saat ini diketahui, di mana sekitar 150 muncul di Galaksi kita dan lebih dari 100 - di Nebula Andromeda. Dalam tujuh nova berulang yang diketahui, sekitar 20 wabah diamati secara total. Banyak (bahkan mungkin semua) nova dan nova berulang adalah biner dekat. Setelah ledakan, nova sering menunjukkan variabilitas yang lemah. Perubahan luminositas bintang baru menunjukkan bahwa selama ledakan terjadi ledakan tiba-tiba yang disebabkan oleh ketidakstabilan yang muncul pada bintang. Menurut berbagai hipotesis, ketidakstabilan ini dapat muncul di beberapa bintang panas sebagai akibat dari proses internal yang menentukan pelepasan energi di bintang, atau karena pengaruh beberapa faktor eksternal.
supernova
Supernova adalah bintang yang menyala dengan cara yang sama seperti yang baru dan mencapai magnitudo absolut dari -18m hingga -19m dan bahkan maksimum -21m. Supernova memiliki peningkatan luminositas lebih dari puluhan juta kali. Total energi yang dipancarkan oleh supernova selama kilatan adalah ribuan kali lebih besar daripada nova. Sekitar 60 ledakan supernova di galaksi lain telah direkam secara fotografis, dan seringkali luminositasnya ternyata sebanding dengan luminositas terintegrasi seluruh galaksi tempat ledakan itu terjadi. Menurut deskripsi pengamatan sebelumnya yang dilakukan dengan mata telanjang, beberapa kasus ledakan supernova di Galaksi kita telah ditetapkan. Yang paling menarik adalah Supernova 1054, yang meletus di konstelasi Taurus dan diamati oleh para astronom Cina dan Jepang sebagai "bintang tamu" yang tiba-tiba muncul, yang tampak lebih terang dari Venus dan terlihat bahkan di siang hari. Meskipun fenomena ini mirip dengan ledakan nova biasa, namun berbeda dari skalanya, kurva dan spektrum cahaya yang halus dan berubah perlahan. Dua jenis supernova ini dibedakan berdasarkan karakter spektrumnya yang mendekati epoch maksimum. Yang sangat menarik adalah yang berkembang pesat, yang dalam beberapa kasus ditemukan di lokasi supernova tipe I. Yang paling luar biasa adalah Nebula Kepiting yang terkenal di konstelasi Taurus. Bentuk garis emisi nebula ini menunjukkan perluasannya dengan kecepatan sekitar 1000 km/detik. Dimensi nebula saat ini sedemikian rupa sehingga ekspansi pada tingkat ini dapat dimulai tidak lebih dari 900 tahun yang lalu, yaitu. tepat pada waktunya untuk ledakan supernova 1054.
Pulsar
Pada bulan Agustus 1967, di kota Cambridge, Inggris, emisi radio kosmik direkam, yang berasal dari sumber titik dalam bentuk pulsa bening yang mengikuti satu demi satu. Durasi pulsa individu untuk sumber tersebut dapat berkisar dari beberapa milidetik hingga beberapa persepuluh detik. Ketajaman pulsa dan ketepatan pengulangannya memungkinkan untuk menentukan dengan sangat akurat periode pulsasi benda-benda ini, yang dinamai pulsar. Periode salah satu pulsar adalah sekitar 1,34 detik, sedangkan yang lain memiliki periode mulai dari 0,03 hingga 4 detik. Saat ini, sekitar 200 pulsar diketahui. Semuanya menghasilkan emisi radio yang sangat terpolarisasi pada rentang panjang gelombang yang lebar, yang intensitasnya meningkat tajam dengan meningkatnya panjang gelombang. Ini berarti bahwa radiasi memiliki sifat non-termal. Dimungkinkan untuk menentukan jarak ke banyak pulsar, yang ternyata berkisar dari ratusan hingga ribuan parsec, yang menunjukkan kedekatan relatif objek yang jelas-jelas milik Galaxy kita.
Yang paling terkenal pulsar, yang biasanya dilambangkan dengan nomor NP 0531, tepat bertepatan dengan salah satu bintang di pusat Nebula Kepiting. Pengamatan menunjukkan bahwa radiasi optik bintang ini juga berubah dengan periode yang sama. Dalam impuls, bintang mencapai 13m, dan di antara impuls itu tidak terlihat. Denyut yang sama dari sumber ini juga dialami oleh radiasi sinar-X, yang kekuatannya 100 kali lebih tinggi daripada kekuatan radiasi optik. Kebetulan salah satu pulsar dengan pusat formasi yang tidak biasa seperti Nebula Kepiting menunjukkan bahwa mereka hanyalah objek tempat supernova berubah setelah suar. Jika ledakan supernova benar-benar berakhir dengan pembentukan benda-benda seperti itu, maka sangat mungkin bahwa pulsar adalah bintang neutron.Dalam hal ini, dengan massa sekitar 2 massa matahari, mereka harus memiliki jari-jari sekitar 10 km. Ketika dikompresi ke dimensi seperti itu, kepadatan materi menjadi lebih tinggi daripada nuklir, dan rotasi bintang dipercepat hingga beberapa puluh putaran per detik. Rupanya, interval waktu antara pulsa berturut-turut sama dengan periode rotasi bintang neutron. Kemudian pulsasi dijelaskan oleh adanya ketidakteraturan, titik panas yang aneh, di permukaan bintang-bintang ini. Di sini tepat untuk berbicara tentang "permukaan", karena pada kepadatan tinggi seperti itu, zat tersebut memiliki sifat yang lebih dekat dengan benda padat. Bintang neutron dapat berfungsi sebagai sumber partikel energik yang terus-menerus memasuki nebula terkaitnya seperti Nebula Kepiting.
foto: Emisi radio dari Nebula Kepiting
Bintang variabel adalah salah satu fenomena paling aneh di langit, yang dapat diamati dengan mata telanjang. Selain itu, ada ruang untuk aktivitas ilmiah pecinta astronomi sederhana, dan bahkan ada peluang untuk membuat penemuan. Ada banyak bintang variabel saat ini, dan cukup menarik untuk mengamatinya.
Bintang variabel adalah bintang yang berubah kecerahannya dari waktu ke waktu. Tentu saja, proses ini membutuhkan waktu, dan tidak terjadi secara harfiah di depan mata kita. Namun, jika Anda mengamati bintang seperti itu secara berkala, perubahan kecerahannya akan terlihat jelas.
Alasan untuk perubahan kecerahan dapat menjadi alasan yang berbeda, dan tergantung pada mereka, semua bintang variabel dibagi menjadi beberapa jenis yang berbeda, yang akan kami pertimbangkan di bawah ini.
Bagaimana bintang variabel ditemukan
Selalu diyakini bahwa kecerahan bintang adalah sesuatu yang konstan dan tak tergoyahkan. Kilatan atau hanya penampakan bintang telah dikaitkan dengan sesuatu yang supernatural sejak zaman kuno, dan ini jelas memiliki semacam tanda dari atas. Semua ini dapat dengan mudah dilihat dalam teks dari Alkitab yang sama.
Namun, berabad-abad yang lalu, orang tahu bahwa beberapa bintang masih dapat mengubah kecerahannya. Misalnya, Beta Perseus tidak sia-sia disebut El Ghoul (sekarang disebut Algol), yang dalam terjemahan berarti tidak lebih dari "bintang iblis." Dinamakan demikian karena sifatnya yang tidak biasa untuk mengubah kecerahan dengan periode kurang dari 3 hari. Bintang ini ditemukan sebagai variabel pada tahun 1669 oleh astronom Italia Montanari, dan pada akhir abad ke-18, astronom amatir Inggris John Goodryke mempelajarinya, dan pada tahun 1784 ia menemukan variabel kedua dari jenis yang sama - Lyrae.
Pada tahun 1893, Henrietta Lewitt datang untuk bekerja di Observatorium Harvard. Tugasnya adalah mengukur kecerahan dan membuat katalog bintang-bintang di pelat fotografi yang terkumpul di observatorium ini. Hasilnya, Henrietta menemukan lebih dari seribu bintang variabel dalam 20 tahun. Dia sangat ahli dalam menyelidiki bintang variabel yang berdenyut, Cepheid, dan membuat beberapa penemuan penting. Secara khusus, ia menemukan ketergantungan periode Cepheid pada kecerahannya, yang memungkinkan untuk secara akurat menentukan jarak ke bintang.
Henrietta Lewitt. Setelah itu, dengan perkembangan astronomi yang pesat, ribuan variabel baru ditemukan.
Klasifikasi bintang variabel
Semua bintang variabel mengubah kecerahannya karena berbagai alasan, jadi klasifikasi dikembangkan atas dasar ini. Awalnya cukup sederhana, tetapi seiring dengan pengumpulan data, itu menjadi semakin rumit.
Sekarang dalam klasifikasi bintang variabel, beberapa kelompok besar dibedakan, yang masing-masing berisi subkelompok, yang mencakup bintang-bintang dengan penyebab variabilitas yang sama. Ada banyak subkelompok seperti itu, jadi kami akan mempertimbangkan secara singkat kelompok utama.
gerhana bintang variabel
Variabel gerhana, atau hanya bintang variabel gerhana, mengubah kecerahannya karena alasan yang sangat sederhana. Faktanya, mereka bukan satu bintang, tetapi sistem biner, apalagi, cukup dekat. Bidang orbitnya terletak sedemikian rupa sehingga pengamat melihat bagaimana satu bintang menutup yang lain - seolah-olah ada gerhana.
Jika kita agak jauh, kita tidak akan bisa melihat yang seperti ini. Mungkin juga ada banyak bintang seperti itu, tetapi kami tidak melihatnya sebagai variabel, karena bidang orbitnya tidak bertepatan dengan bidang pandangan kami.
Banyak jenis bintang variabel gerhana juga dikenal. Salah satu contoh yang paling terkenal adalah Algol, atau Perseus. Bintang ini ditemukan oleh matematikawan Italia Montanari pada tahun 1669, dan sifat-sifatnya dipelajari oleh John Goodrick, seorang astronom amatir Inggris, pada akhir abad ke-18. Bintang-bintang yang membentuk sistem biner ini tidak dapat dilihat satu per satu - mereka terletak sangat dekat sehingga periode revolusinya hanya 2 hari 20 jam.
Jika Anda melihat kurva kecerahan Algol, Anda dapat melihat penurunan kecil di tengah - minimum sekunder. Faktanya adalah bahwa salah satu komponen lebih terang (dan lebih kecil), dan yang kedua lebih lemah (dan lebih besar). Ketika komponen yang lemah menutupi yang terang, kita melihat penurunan kecerahan yang kuat, dan ketika komponen yang cerah menutupi yang lemah, penurunan kecerahan tidak terlalu terasa.
Pada tahun 1784, Goodryk menemukan variabel gerhana lainnya, Lyrae. Periodenya adalah 12 hari 21 jam 56 menit. Berbeda dengan Algol, grafik perubahan kecerahan untuk variabel ini lebih halus. Faktanya adalah bahwa di sini sistem biner sangat dekat, bintang-bintang sangat dekat satu sama lain sehingga mereka memiliki bentuk elips yang memanjang. Oleh karena itu, kita tidak hanya melihat gerhana komponen, tetapi juga perubahan kecerahan ketika bintang elips berotasi lebar atau sempit.
Grafik perubahan kecerahan Lyra. pertahanan. Karena itu, perubahan kilap di sini lebih halus.
Variabel gerhana khas lainnya adalah Ursa Major W, ditemukan pada tahun 1903. Di sini, grafik menunjukkan low sekunder dengan kedalaman yang hampir sama dengan yang utama, dan grafik itu sendiri mulus, seperti Lyra. Faktanya adalah bahwa di sini komponen-komponennya berukuran hampir sama, juga memanjang, dan berjarak sangat dekat sehingga permukaannya hampir bersentuhan.
Ada jenis lain dari bintang variabel gerhana, tetapi mereka kurang umum. Ini juga termasuk bintang ellipsoidal, yang, selama rotasi, beralih ke kita dengan sisi lebar atau sempit, yang menyebabkan kecerahannya berubah.
Bintang Variabel Berdenyut
Bintang variabel yang berdenyut adalah kelas besar objek semacam ini. Perubahan kecerahan terjadi karena perubahan volume bintang - itu mengembang atau menyusut lagi. Ini terjadi karena ketidakstabilan keseimbangan antara kekuatan utama - gravitasi dan tekanan internal.
Dengan denyut seperti itu, terjadi peningkatan fotosfer bintang dan peningkatan luas permukaan yang memancar. Pada saat yang sama, suhu permukaan dan warna bintang berubah. Gloss, masing-masing, juga berubah. Beberapa jenis variabel yang berfluktuasi mengubah kecerahannya secara berkala, dan beberapa tidak memiliki stabilitas - mereka disebut tidak teratur.
Bintang berdenyut pertama adalah Mira Kita, ditemukan pada tahun 1596. Ketika kecemerlangannya mencapai maksimum, itu bisa terlihat jelas dengan mata telanjang. Minimal, teropong atau teleskop yang baik diperlukan. Periode luminositas Mira adalah 331,6 hari, dan bintang semacam itu disebut bintang Mirid atau bintang tipe Ceti - beberapa ribu di antaranya diketahui.
Jenis lain yang dikenal luas dari variabel berdenyut adalah Cepheid, dinamai bintang jenis ini, Cephei. Ini adalah raksasa dengan periode 1,5 hingga 50 hari, terkadang lebih. Bahkan Bintang Utara milik Cepheid dengan periode hampir 4 hari dan dengan fluktuasi kecerahan dari 2,50 hingga 2,64 bintang. kuantitas. Cepheid juga dibagi menjadi beberapa subkelas, dan pengamatan mereka memainkan peran penting dalam perkembangan astronomi secara umum.
Variabel berdenyut dari jenis RR Lyrae dibedakan oleh perubahan kecerahan yang cepat - periodenya kurang dari satu hari, dan fluktuasi rata-rata mencapai satu magnitudo, yang membuatnya mudah untuk diamati secara visual. Jenis variabel ini juga dibagi menjadi 3 kelompok, tergantung pada asimetri kurva cahayanya.
Bahkan periode yang lebih pendek di Cepheid kerdil adalah jenis lain dari variabel berdenyut. Misalnya, CY Aquarius memiliki periode 88 menit, sedangkan SX Phoenix memiliki periode 79 menit. Grafik kecerahannya mirip dengan grafik Cepheid biasa. Mereka sangat menarik untuk diamati.
Ada lebih banyak jenis bintang variabel yang berdenyut, meskipun mereka tidak umum atau sangat nyaman untuk pengamatan amatir. Misalnya, bintang jenis RV Taurus memiliki periode dari 30 hingga 150 hari, dan ada beberapa penyimpangan dalam grafik kecerahan, itulah sebabnya bintang jenis ini diklasifikasikan sebagai semi-reguler.
Bintang variabel yang salah
Bintang variabel tidak beraturan juga berdenyut, tetapi ini adalah kelas besar yang mencakup banyak objek. Perubahan kecerahannya sangat kompleks dan seringkali tidak mungkin diprediksi sebelumnya.
Namun, untuk beberapa bintang tidak beraturan, periodisitas dapat dideteksi dalam jangka panjang. Ketika mengamati selama beberapa tahun, misalnya, orang dapat melihat bahwa fluktuasi yang tidak teratur menambah kurva rata-rata tertentu yang berulang. Bintang-bintang seperti itu, misalnya, termasuk Betelgeuse - Orion, yang permukaannya ditutupi dengan bintik-bintik terang dan gelap, yang menjelaskan fluktuasi kecerahan.
Bintang variabel tidak beraturan tidak dipahami dengan baik dan sangat menarik. Masih banyak penemuan yang harus dilakukan di bidang ini.
Cara mengamati bintang variabel
Berbagai metode digunakan untuk mendeteksi perubahan kecerahan bintang. Yang paling mudah diakses adalah visual, ketika seorang pengamat membandingkan kecerahan bintang variabel dengan kecerahan bintang tetangga. Kemudian, berdasarkan perbandingan, kecerahan variabel dihitung dan, saat data ini dikumpulkan, grafik dibuat di mana fluktuasi kecerahan terlihat jelas. Terlepas dari kesederhanaan yang tampak, penentuan kecerahan oleh mata dapat dilakukan dengan cukup akurat, dan pengalaman seperti itu diperoleh dengan cukup cepat.
Ada beberapa metode untuk menentukan kecerahan bintang variabel secara visual. Yang paling umum adalah metode Argelander dan metode Neuland-Blazhko. Ada yang lain, tetapi ini cukup mudah dipelajari dan memberikan akurasi yang cukup. Kami akan memberi tahu Anda lebih banyak tentang mereka di artikel terpisah.
Keuntungan dari metode visual:
- Tidak ada peralatan yang dibutuhkan. Anda mungkin memerlukan teropong atau teleskop untuk mengamati bintang yang redup. Bintang dengan kecerahan minimum hingga 5-6 bintang. jumlahnya dapat diamati dengan mata telanjang, jumlahnya juga cukup banyak.
- Dalam proses pengamatan, ada "komunikasi" nyata dengan langit berbintang. Ini memberikan perasaan kesatuan yang menyenangkan dengan alam. Selain itu, ini adalah karya ilmiah yang cukup membawa kepuasan.
Kerugiannya termasuk, bagaimanapun, akurasi yang tidak ideal, yang menyebabkan kesalahan dalam pengamatan individu.
Metode lain untuk memperkirakan kecerahan bintang adalah dengan menggunakan peralatan. Biasanya gambar bintang variabel dengan sekitarnya diambil, dan kemudian kecerahan variabel dapat ditentukan secara akurat dari gambar.
Apakah layak bagi seorang astronom amatir untuk mengamati bintang variabel? Pasti layak! Bagaimanapun, ini bukan hanya salah satu objek paling sederhana dan paling mudah diakses untuk dipelajari. Pengamatan ini juga memiliki nilai ilmiah. Astronom profesional sama sekali tidak dapat menutupi massa bintang seperti itu dengan pengamatan teratur, dan bagi seorang amatir bahkan ada peluang untuk berkontribusi pada sains, dan kasus-kasus seperti itu telah terjadi.
