As estrelas pulsantes se expandem e se contraem, ficando maiores e menores, mais quentes e mais frias, mais brilhantes e mais escuras. As propriedades físicas dessas estrelas são tais que elas simplesmente se movem de um estado para outro e vice-versa, como se estivessem fazendo algum tipo de oscilação ou pulsação, assim como corações batendo no céu.
Cefeidas estrelas variáveis
A astrônoma americana Henrietta Leavitt descobriu que as Cefeidas têm uma relação entre o período de mudança de brilho e luminosidade (relação período-luminosidade). Este termo significa que quanto maior o período de mudança no brilho (o intervalo entre os sucessivos picos de brilho), maior o brilho real médio da estrela. Portanto, se alguém medir a magnitude aparente de uma variável Cefeida conforme ela muda ao longo de dias e semanas e, em seguida, determinar o período de mudança no brilho, pode-se calcular facilmente o verdadeiro brilho da estrela.
Por que isso é necessário? E então, que, conhecendo o verdadeiro brilho de uma estrela, você pode determinar a distância até ela. Afinal, quanto mais distante a estrela, mais escura ela parece, mas ainda é a mesma estrela com o mesmo brilho verdadeiro.
Estrelas escuras distantes obedecem à lei do inverso do quadrado. Isso significa que, se uma estrela está 2 vezes mais distante, ela parece 4 vezes mais escura. E se a estrela está 3 vezes mais distante, então ela parece 9 vezes mais fraca. Se a estrela está 10 vezes mais distante, ela parece 100 vezes mais fraca.
Recentemente, houve relatos na mídia de que o Telescópio Espacial Hubble conseguiu determinar o tamanho e a idade do universo. Na verdade, este é o resultado de um estudo usando o telescópio Hubble de estrelas variáveis Cefeidas. Essas Cefeidas são encontradas em galáxias distantes. Mas observando a mudança em seu brilho e usando a relação entre o período de mudança de brilho e luminosidade, os astrônomos determinaram a distância dessas galáxias.
Estrelas como RR Lyrae
As estrelas RR Lyrae são semelhantes às Cefeidas, mas não são tão grandes e brilhantes. Alguns deles estão localizados em um aglomerado globular de estrelas em nossa galáxia Via Láctea e também têm uma relação entre o período de mudança de brilho e luminosidade.
Aglomerados globulares são enormes formações esféricas cheias de estrelas antigas nascidas durante a formação da Via Láctea. Estas são áreas do espaço com uma largura de apenas 60-100 anos-luz, nas quais de várias centenas de milhares a um milhão de estrelas estão "embaladas". Observando a mudança no brilho das estrelas RR Lyrae, os astrônomos podem estimar a distância de tais estrelas. E se essas estrelas estiverem em aglomerados globulares, você poderá determinar a distância desses aglomerados globulares.
Por que é importante saber a distância de um aglomerado estelar? Aqui está o porquê. Todas as estrelas localizadas no mesmo aglomerado se formaram simultaneamente a partir de uma nuvem comum. E estão todos localizados aproximadamente à mesma distância da Terra, porque estão no mesmo aglomerado. Portanto, quando os cientistas constroem um diagrama H-R para as estrelas em um aglomerado, não haverá erros causados pela diferença de distâncias entre as várias estrelas. E se soubermos a distância até o aglomerado de estrelas, todos os valores de magnitudes estelares plotados no diagrama podem ser convertidos em luminosidade, ou seja, na intensidade da energia emitida pela estrela por segundo. E esses valores podem ser comparados diretamente com dados teóricos. Isso é o que os astrofísicos fazem.
Estrelas variáveis de longo período
Enquanto os astrofísicos estão processando informações das estrelas variáveis Cefeidas e RR Lyrae, os astrônomos amadores estão apreciando a observação de estrelas variáveis de longo período, as chamadas estrelas variáveis do tipo Mira Ceti. Mira é outro nome para a estrela Omicron Ki.
Estrelas variáveis como Mira Ceti pulsam como Cefeidas, mas têm períodos muito mais longos de mudança de brilho, 10 meses ou mais em média, e, além disso, têm uma amplitude maior de mudança de brilho. Quando o brilho do Mira Ceti atinge seu valor máximo, pode ser visto a olho nu, e quando o brilho é mínimo, é necessário um telescópio. A mudança no brilho das estrelas de longo período também é muito mais irregular do que a das Cefeidas. A magnitude máxima que uma estrela atinge pode variar muito de um período para outro. Observações de tais estrelas, que não são difíceis de fazer, permitem aos cientistas obter informações científicas importantes. E você também pode contribuir para o estudo das estrelas variáveis (discutirei isso com mais detalhes na última seção deste capítulo).
A imagem mostra uma estrela variável vermelha chamada V838 Monocerotis.
Estrela variável -, cujo brilho muda com o tempo como resultado de processos físicos que ocorrem em sua área. Estritamente falando, o brilho de qualquer estrela muda com o tempo em um grau ou outro. Por exemplo, a quantidade de energia liberada muda em 0,1% durante um ciclo solar de onze anos, o que corresponde a uma mudança na magnitude absoluta em um milésimo. Uma variável é uma estrela cujas mudanças de brilho foram detectadas de forma confiável no nível atual da tecnologia observacional. Para classificar uma estrela como variável, basta que o brilho da estrela sofra uma mudança pelo menos uma vez.
As estrelas variáveis são muito diferentes umas das outras. As mudanças no brilho podem ser periódicas. As principais características observacionais são o período, a amplitude das mudanças de brilho, a forma da curva de luz e a curva de velocidade radial.
As razões para a mudança no brilho das estrelas podem ser: pulsações radiais e não radiais, atividade cromosférica, eclipses periódicos de estrelas em um sistema binário próximo, processos associados ao fluxo de matéria de uma estrela para outra em um sistema binário, processos catastróficos, como uma explosão de supernova, etc.
A variabilidade das estrelas não deve ser confundida com sua cintilação, que ocorre devido às flutuações do ar da atmosfera terrestre. As estrelas não piscam quando vistas do espaço.
Top-10 constelações pelo número de estrelas variáveis de acordo com o catálogo OKPS-4
A primeira estrela variável foi identificada em 1638 quando Johann Holvarda notou que a estrela Omicron Ceti, mais tarde chamada Mira, pulsa com um período de 11 meses. Antes disso, a estrela havia sido descrita como uma nova pelo astrônomo David Fabricius em 1596. Essa descoberta, combinada com observações de supernovas em 1572 e 1604, provou que o céu estrelado não era algo eternamente fixo, como Aristóteles e outros haviam ensinado. filósofos antigos. A descoberta das estrelas variáveis contribuiu assim para a revolução no pensamento astronômico que ocorreu nos séculos XVI e XVII.
A segunda estrela variável, descrita em 1669 por Geminiano Montanari, foi a variável eclipsante Algol. A explicação correta das razões de sua variabilidade foi dada em 1784 por John Goodryke. Em 1686, o astrônomo Gottfried Kirkhi descobriu a estrela Chi Cygni (χ Cygni), e em 1704, graças a Giovanni Maraldi, R Hydra (R Hydrae) ficou conhecido. Em 1786, 10 estrelas variáveis já eram conhecidas. John Goodryk, com suas observações, acrescentou Delta Cephei (δ Cephei) e Sheliak (β Lyr) ao seu número. Desde 1850, o número de estrelas variáveis conhecidas aumentou dramaticamente, especialmente desde 1890, quando a fotografia tornou-se possível detectá-las.
A última edição do Catálogo Geral de Estrelas Variáveis (2008) lista mais de 46.000 estrelas variáveis da nossa, bem como 10.000 de outras galáxias e outras 10.000 variáveis possíveis.
O primeiro catálogo de estrelas variáveis foi compilado pelo astrônomo inglês Edward Pigott em 1786. Este catálogo incluía 12 objetos: duas supernovas, uma nova, 4 estrelas do tipo ο Cet (Mirids), duas Cefeidas (δ Cep, η Aql), duas eclipsantes (β Per, β Lyr) e P Cyg. No século XIX - início do século XX. Astrônomos alemães assumiram o papel principal no estudo de estrelas variáveis. Após a Segunda Guerra Mundial, por decisão da União Astronômica Internacional (IAU) em 1946, a criação de catálogos de variáveis foi confiada aos astrônomos soviéticos - o Instituto Astronômico do Estado. P.K. Sternberg (GAISh) e o Astrosoviético da Academia de Ciências da URSS (agora INASAN). Aproximadamente uma vez a cada 15 anos, essas organizações publicam o Catálogo Geral de Estrelas Variáveis (GCVS). A última 4ª edição foi publicada de 1985 a 1995. Nos intervalos entre as próximas edições do OKPZ, são publicados suplementos ao mesmo. Paralelamente à criação do GCVS, está em curso o trabalho de criação de catálogos de estrelas suspeitas de variabilidade de brilho (CSV, eng. NSV).
A quarta edição do OKPZ continua sendo a última edição "em papel". No século 21, como muitos outros catálogos astronômicos, o GCVS é mantido em formato eletrônico e está disponível no sistema VisieR sob o nome de Catálogo Geral de Estrelas Variáveis. Consiste em 3 partes: um catálogo de estrelas variáveis, um catálogo de estrelas suspeitas de variabilidade e um catálogo de variáveis extragalácticas.
O moderno sistema de designação de estrelas variáveis é um desenvolvimento do sistema proposto por Friedrich Argelander em meados do século XIX. Argelander em 1850 propôs nomear aquelas estrelas variáveis que ainda não receberam sua designação por letras de R a Z na ordem de descoberta em cada constelação. Por exemplo, R Hydrae é a primeira estrela variável da constelação Hydra, S Hydrae é a segunda, e assim sucessivamente, assim, 9 designações variáveis foram reservadas para cada constelação, ou seja, 792 estrelas. No tempo de Argelander, tal suprimento parecia suficiente. No entanto, em 1881, o limite de 9 estrelas por constelação foi ultrapassado, e E. Hartwig propôs complementar a nomenclatura com designações de duas letras de acordo com o seguinte princípio:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ
SS ST SU SV SW SX SY SZ
TT TU TV TW TX TY TZ
U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U U
Por exemplo RR Lyr. No entanto, esse sistema logo esgotou todas as opções possíveis em várias constelações. Em seguida, os astrônomos introduziram designações adicionais de duas letras:
AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ
A letra J foi excluída das combinações de duas letras para não ser confundida com I na escrita manuscrita. Somente depois que a notação de duas letras se esgotou completamente, decidiu-se usar uma numeração simples de estrelas indicando a constelação, começando com o número 335, por exemplo V335 Sgr. Este sistema ainda está em uso hoje. A maioria das estrelas variáveis são encontradas na constelação de Sagitário. Vale ressaltar que o último lugar na classificação de Argelander foi conquistado em 1989 pela estrela Z Cutter.
Ao longo da história do estudo das estrelas variáveis, várias tentativas foram feitas para criar sua classificação adequada. As primeiras classificações, baseadas em uma pequena quantidade de material observacional, agrupavam principalmente estrelas de acordo com características morfológicas externas semelhantes, como a forma da curva de luz, amplitude e período de mudança da luz, etc. número de estrelas variáveis conhecidas, o número de grupos com sinais morfológicos semelhantes, alguns grandes foram divididos em um número menor. Ao mesmo tempo, graças ao desenvolvimento de métodos teóricos, tornou-se possível classificar não apenas de acordo com sinais externos observáveis, mas também de acordo com processos físicos que levam a um ou outro tipo de variabilidade.
Para designar os tipos de estrelas variáveis, os chamados. protótipos são estrelas cujas características de variabilidade são tomadas como padrão para um determinado tipo. Por exemplo, estrelas variáveis como RR Lyr.
A seguinte divisão de estrelas variáveis em classes foi proposta por Guzo (francês Jean-Charles Houzeau de Lehaie) no século 19:
Estrelas que aumentam ou diminuem continuamente de brilho.
Estrelas com uma mudança periódica de brilho.
Estrelas do tipo Mira Ceti são estrelas com longos períodos e variações significativas de brilho.
Estrelas com uma mudança bastante rápida e regular no brilho. Representantes característicos de β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Estrelas do tipo Algol (β Persei). Estrelas com um período muito curto (dois ou três dias) e uma medição de brilho extremamente correta, que ocupa apenas uma pequena parte do período. O resto do tempo a estrela mantém seu maior brilho. Outras estrelas do tipo Algol: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, etc.
Estrelas com mudanças irregulares de brilho. Representante - η Argus
Novas estrelas.
No GCVS-3, todas as estrelas variáveis são divididas em três grandes classes: variáveis pulsantes, variáveis eruptivas e variáveis eclipsantes. As classes são subdivididas em tipos, alguns tipos em subtipos.
As variáveis pulsantes incluem aquelas estrelas cuja variabilidade é causada por processos que ocorrem em seu interior. Esses processos levam a uma mudança periódica no brilho da estrela e, com ela, outras características da estrela - temperatura da superfície, raio da fotosfera, etc. A classe de variáveis pulsantes é dividida nos seguintes tipos:
Cefeidas de longo período (Cep) são estrelas de alta luminosidade com períodos de 1 a ~70 dias. Eles são divididos em dois subtipos:
Cefeidas Clássicas (Cδ) - Cefeidas do componente plano da Galáxia
Estrelas do tipo Virgo W (CW) - Cefeidas do componente esférico da Galáxia
Variáveis erradas lentas (L)
Estrelas como Mira Ceti (M)
Variáveis Semi-regulares (SR)
Variáveis do tipo RR Lyrae (RR)
Variáveis do tipo RV Taurus (RV)
Variáveis β Cephei ou β Canis Major (βC)
Variáveis do tipo δ Shield (δ Sct)
Variáveis como ZZ Kita - anãs brancas pulsantes
Variáveis magnéticas como α² Hounds of the Dogs (αCV)
Estrelas variáveis eruptivas. Esta classe inclui estrelas que mudam seu brilho de forma irregular ou uma vez durante o período de observação. Todas as mudanças no brilho das estrelas eruptivas estão associadas a processos explosivos que ocorrem nas estrelas, em sua vizinhança, ou a explosões das próprias estrelas. Esta classe de estrelas variáveis é dividida em duas subclasses: variáveis irregulares associadas a nebulosas difusas e irregulares rápidas, bem como uma subclasse de estrelas novas e semelhantes a novas.
Variáveis como UV Ceti (UV) são estrelas do tipo espectral d Me que experimentam rajadas de curta duração de amplitude significativa.
Estrelas UVn - um subtipo de estrelas UV associadas a nebulosas difusas
Variáveis como BY Draconis (BY) são estrelas de emissão de tipos espectrais tardios, mostrando variações periódicas de brilho com amplitude variável e mudança na forma da curva de luz.
Variáveis erradas (I). Caracterizado pelos índices a, b, n, T, s. O índice a indica que a estrela pertence ao tipo espectral O-A, o índice b denota o tipo espectral F-M, n simboliza a conexão com nebulosas difusas, s é a variabilidade rápida, T descreve o espectro de emissão característico da estrela T Tauri. Assim, a designação Isa é atribuída a uma variável irregular rápida de uma classe espectral inicial.
Novas estrelas (N)
Novo rápido (Na)
Lento novo (Nb)
Novas muito lentas (Nc)
Repetido novo (Nr)
Estrelas do tipo Nova (Nl)
Z Variáveis Simbióticas de Andrômeda (ZAnd)
Variáveis do Tipo R da Corona do Norte (RCB)
Variáveis do tipo U Gêmeos (UG)
Variáveis do tipo Z Giraffe (ZCam)
Supernovas (SN)
Variáveis do tipo Doradus S (SD)
Variáveis do tipo γ Cassiopeia (γC)
Estrelas variáveis eclipsantes incluem sistemas de duas estrelas, cujo brilho total muda periodicamente ao longo do tempo. O motivo da mudança no brilho pode ser eclipses de estrelas entre si, ou uma mudança em sua forma por gravidade mútua em sistemas próximos, ou seja, a variabilidade está associada a uma mudança nos fatores geométricos, e não à variabilidade física.
Variáveis eclipsantes do tipo Algol (EA) - as curvas de luz permitem fixar o início e o fim dos eclipses; nos intervalos entre os eclipses, o brilho permanece quase constante.
Variáveis eclipsantes como β Lyrae (EB) - Estrelas binárias com componentes elipsoidais que mudam continuamente de brilho, inclusive no intervalo entre eclipses. Um mínimo secundário é obrigatoriamente observado. Os períodos são geralmente mais de 1 dia.
Variáveis eclipsantes do tipo Ursa Major W (EW) são sistemas de contato de estrelas de classes espectrais F e posteriores. Têm períodos inferiores a 1 dia e as amplitudes são geralmente inferiores a 0,8m.
Variáveis elipsoidais (Ell) são sistemas binários que não mostram eclipses. Seu brilho muda devido a uma mudança na área da superfície radiante da estrela voltada para o observador.
Durante o tempo decorrido entre a terceira e a quarta edições do OKPS, não apenas a quantidade de material observacional aumentou, mas também sua qualidade. Isso possibilitou introduzir uma classificação mais detalhada, introduzindo nela a ideia dos processos físicos que causam a variabilidade das estrelas. A nova classificação contém 8 classes diferentes de estrelas variáveis.
Estrelas variáveis eruptivas são estrelas que mudam seu brilho devido a processos violentos e explosões em suas cromosferas e coronas. A mudança na luminosidade geralmente se deve a mudanças no envelope ou perda de massa na forma de um vento estelar de intensidade variável e/ou interação com o meio interestelar. Estrelas variáveis pulsantes são estrelas que exibem expansão e contração periódicas de suas camadas superficiais. As pulsações podem ser radiais e não radiais. As pulsações radiais de uma estrela deixam sua forma esférica, enquanto as pulsações não radiais fazem com que a forma da estrela se desvie da esférica, e as zonas adjacentes da estrela podem estar em fases opostas. Estrelas variáveis rotativas são estrelas em que a distribuição do brilho sobre a superfície não é uniforme e/ou têm uma forma não elipsoidal, pelo que, quando as estrelas giram, o observador fixa a sua variabilidade. A não homogeneidade do brilho superficial pode ser devido à presença de manchas ou temperatura ou heterogeneidades químicas causadas por campos magnéticos cujos eixos não coincidem com o eixo de rotação da estrela.
Estrelas variáveis cataclísmicas (explosivas e semelhantes a novas). A variabilidade dessas estrelas é causada por explosões, que são causadas por processos explosivos em suas camadas superficiais (novas) ou profundas em seus interiores (supernovas).
binários eclipsantes
Sistemas binários variáveis ópticos com raios X rígidos
Variáveis com outros símbolos
Novos tipos de variáveis - tipos de variabilidade descobertos durante a publicação do catálogo e, portanto, não incluídos nas classes já publicadas.
As classes 1 e 5 se cruzam - estrelas com tipos de variabilidade RS e WR pertencem a ambas as classes.
O número de estrelas variáveis por tipo de acordo com o catálogo OKPZ-4
Como você sabe, nosso Sol também não brilha completamente uniformemente, mas muda ligeiramente sua atividade. A cada 11 anos, o número de manchas no Sol aumenta e sua atividade aumenta. Claro, as pulsações do Sol não podem ser comparadas com as pulsações das Cefeidas, e ainda mais de estrelas novas e supernovas. Portanto, nosso Sol é uma estrela permanente.
Uma estrela variável é aquela cujo brilho (brilho) muda ao longo do tempo devido a processos físicos dentro ou ao redor da estrela. Esta verdadeira variabilidade das estrelas deve ser distinguida de sua cintilação e outras variabilidades causadas pela inconsistência da atmosfera terrestre.
Mas ao observar da Terra, não é tão fácil separar as flutuações naturais no brilho de uma estrela daquelas causadas pela influência da atmosfera. Portanto, a precisão da fotometria, ou seja, as medições do fluxo de radiação das estrelas, não era alta até a década de 1990: não melhor que 0,1 m (magnitude). E o número de estrelas variáveis não excedeu 30.000.
Os telescópios espaciais, e sobretudo o telescópio Hipparcos, revolucionaram o estudo da variabilidade estelar no final do século XX: a fotometria de milhões de estrelas com uma precisão superior a 0,01" mostrou que quase todas as estrelas são variáveis em um grau ou outro. Por exemplo, nosso Sol muda o brilho em cerca de 0,001 m durante o ciclo solar de 11 anos. Mas nós, como astrônomos profissionais, por conveniência, consideraremos como variáveis apenas estrelas com uma amplitude de variabilidade significativa. Catálogo Geral de Estrelas Variáveis (GCVS) pelo Instituto Astronômico do Estado em homenagem a P. K. Sternberg (GAISh) em Moscou.
As estrelas variáveis há muito são denotadas por uma ou duas grandes letras latinas.
antes do nome da constelação, por exemplo, BW Cam é uma variável na constelação Girafa. E quando essas combinações de letras se esgotaram, elas começaram a ser denotadas por uma letra maiúscula V (da palavra variável - “variável”) seguida por um número, por exemplo, V838 Mon - uma variável na constelação do unicórnio.
Todas as estrelas variáveis com uma notável amplitude de flutuações de brilho podem ser divididas em quatro grandes categorias. Aqui, a razão para a variabilidade do fluxo de radiação observado por nós são os eclipses parciais ou totais de uma estrela em um par por outra estrela. A segunda categoria são as estrelas variáveis pulsantes. A propósito, a maioria das estrelas variáveis atualmente conhecidas com amplitudes significativas pertencem a eles. Aqui, o motivo da variabilidade são as pulsações da estrela, ou seja, mudanças em seu tamanho, densidade, brilho, cor, temperatura, espectro e outras características. As causas das pulsações são diferentes, mas todas decorrem das propriedades físicas da matéria da estrela. A terceira categoria é eruptiva, ou seja, explodindo, ou flamejando, estrelas variáveis. Estas são estrelas instáveis, geralmente à beira da transição de um estágio de evolução para outro. A quarta categoria é a rotação de estrelas variáveis com brilho superficial desigual. Podemos dizer que são estrelas com manchas ou listras de brilho diferente. O Sol também pertence a eles, mas suas manchas são insignificantes em comparação com as manchas gigantes de algumas estrelas.
estrelas variáveis eclipsantes
O desvanecimento da estrela Algol (Vetta Perseus) foi notado na antiguidade e explicado em 1783 por John Goodryke. Aproximadamente a cada 69 horas, a estrela desaparece por 10 horas - isso é visível a olho nu. Portanto, Algol está na tabela de estrelas variáveis no Workshop No. 40. Atrás da “piscadela” da estrela está um par próximo de Algol “valsando”, no qual um periodicamente obscurece o outro. Claro, observamos eclipses neste par apenas porque tanto as estrelas quanto a Terra estão aproximadamente na mesma linha reta (o desvio é menor que 8°). E isso significa que, em geral, os eclipses no par Algol não são totais: assim como a Lua em nosso céu às vezes obscurece parcialmente o Sol, aqui uma estrela obscurece parcialmente a outra - eclipses parciais. Neste caso, a luz total das duas estrelas do par se apaga por 1,3 m. Se o plano da órbita das estrelas estivesse inclinado para a linha "estrela-Terra" em 27 °, não observaríamos eclipses e Algol não seria considerado uma estrela variável. E se o ângulo fosse reduzido para 3°, os eclipses se tornariam totais, e então veríamos extinções muito mais profundas de Algol - em mais de 3 m (ou seja, Algol ficaria invisível aos olhos por meia hora). De acordo com crônicas antigas, os astrônomos descobriram o que aconteceu. Assim como o eixo de um pião que gira rapidamente oscila lentamente de um lado para o outro, o plano da órbita de Algol gira com um período de cerca de 20.000 anos. No início de nossa era, Algol não era uma estrela variável. É por isso que suas “piscadas”, claramente visíveis a olho nu, não são mencionadas pelos antigos astrônomos Hiparco e Ptolomeu, embora tenham estudado o céu ao compilar seus catálogos de estrelas. De 161 a 1482 dC, os eclipses foram, como são agora, parciais. E em 1482-1768 - completo. O que atraiu a atenção de John Goodryke e outros astrônomos do século XVIII. Os eclipses parciais continuarão até 3044.
Estrelas variáveis pulsantes
A estrela de b Cephei e similares pulsam: ou elas incham e, consequentemente, esfriam e escurecem, então elas encolhem, aquecem e se tornam mais brilhantes. A propósito, isso lembra o trabalho de um motor de carro: as entranhas da estrela atuam como combustível e a casca atua como um pistão. O combustível se transforma em gás, cuja pressão empurra o pistão. Assim como no motor, o processo tem várias etapas. No caso geral, a energia de uma estrela, correndo para a superfície das profundezas, em uma determinada camada a uma profundidade intermediária, é gasta no decaimento de moléculas em átomos ou na ionização da matéria - ou seja, acumula-se nesta camada e não atinge a superfície. Quando toda a matéria da referida camada se transforma em átomos ou se ioniza, a energia das profundezas não permanece mais nela, atravessa as camadas externas da estrela e vai para sua expansão. A expansão da casca também resfria uma camada especial onde a energia era armazenada. De fato, por um curto período de tempo, enquanto a estrela tem seu tamanho e brilho máximos, ela libera para o espaço exterior a energia armazenada nessa camada especial. Ele esfria: os átomos se combinam em moléculas, ou íons em átomos. A estrela resfriada encolhe sob a influência da atração de suas próprias partículas, e o ciclo se repete. Lembre-se que qualquer estrela está em equilíbrio de duas forças: a atração mútua de suas próprias partículas e a pressão da matéria quente das profundezas. Pulsações - na verdade, a luta dessas forças, indo com vários graus de sucesso.
A Cefeida mais próxima da Terra é a estrela do tipo Cepheus, a Polaris. Além disso, é um sistema triplo. Uma estrela companheira próxima voa em torno da estrela central com um período de cerca de 30 anos. Mas, além de uma observação do Hubble, Polaris e sua estrela companheira sempre foram observadas juntas, e as características orbitais calculadas a partir de mudanças em seu brilho combinado. No entanto, tudo é complicado pelo fato de Polyarnaya alterar o brilho devido a pulsações e até ter algumas estranhas mudanças de brilho a longo prazo: ao longo do século 20, a amplitude de sua variabilidade diminuiu de 8% para quase zero (no século 21 , Polar quase não pulsa!) que, em média, no último século, tornou-se mais brilhante em 15%. Acontece que as principais descobertas na física da Estrela Polar e de todas as Cefeidas ainda estão por vir. E embora Polyarnaya não esteja marcado no Workshop No. 40, mas olhe para ele - de repente, ele claramente se acenderá ou se apagará diante de seus olhos. A propósito, como Polaris, muitas estrelas pulsantes com conchas gigantes pulsam incorretamente. Daí - uma grande variedade de gigantes não periódicos e semi-periódicos.
As estrelas produzem diamantes. E você já pode pensar em sua extração, porque essas joias são intensamente espalhadas pelas estrelas no espaço junto com o resto da poeira. Poeira, gás, incluindo moléculas e matéria orgânica, são perdidos de forma especialmente intensa por estrelas gigantes e supergigantes fortemente inchadas. Na periferia de suas conchas frias, a atração da estrela é tão pequena que partículas de matéria saem facilmente da estrela.Lembramos que tal estrela deve eventualmente perder sua concha na forma de uma nebulosa planetária e se tornar uma anã branca. Portanto, estrelas à beira de tal transformação são extremamente interessantes: elas pulsam especialmente fortemente e mudam de brilho com grande amplitude; são os mais avermelhados, até incrivelmente vermelho-borgonha, devido à forte absorção de luz pela casca empoeirada; o espectro demonstra substâncias de concha surpreendentes, por exemplo, fulerenos, cristais de 60 ou mais átomos de carbono; e estão condenados a permanecer nesse estado por tão pouco tempo que podemos esperar por mudanças radicais diante de nossos olhos. Para uma dúzia dessas estrelas, os astrônomos estão esperando a explosão e o desprendimento da concha já neste século!
A estrela Omicron Ceti a cada 332 dias aparece no céu entre as estrelas mais brilhantes (magnitude 2 m), e depois desaparece para o olho (10 m, visível no limite no telescópio Galileo-200). O astrônomo David Fabricius em 1596 o chamou de Mira, que em latim significa "incrível". Os astrônomos ficaram maravilhados com isso até o século 21! Para explicar a variabilidade de Mira e estrelas semelhantes (elas são chamadas de Mirids), ambos os mecanismos pareciam inadequados: um satélite eclipsante não foi observado nele e, para explicar essas diferenças de brilho sem precedentes, são necessárias pulsações centenas de vezes. Imagine que o Sol a cada ano se expandisse pela metade do sistema solar ou encolhesse para seu tamanho atual. Uma estrela simplesmente não tem de onde tirar tanta energia, e é improvável que ela sobreviva a tais pulsações!
A situação começou a melhorar quando um satélite muito escuro de Mira, uma anã branca, foi descoberto. Mas está localizado tão longe da estrela principal que não pode afetá-la diretamente. Em 2007, o telescópio ultravioleta GALEX descobriu que Mira estava voando pelo espaço a uma tremenda velocidade de mais de 100 km/s e deixando para trás uma gigantesca cauda de gás e poeira com 13 anos-luz de comprimento. Essa cauda atinge não apenas o satélite da estrela, mas também as estrelas vizinhas. A perda de matéria também teve que ser revisada: a cada ano Mira perde uma massa igual à massa da Lua. Há muita fuligem preta neste fluxo - carbono e seus compostos. Bem, exatamente - uma locomotiva a vapor fumegante a toda velocidade! E a estrela satélite de Mira, o "reboque da locomotiva", coleta um pouco dessa fuligem para si mesma. Tanto que a camada de fuligem no “reboque” é muitas vezes maior que o peso do próprio trailer e, aliás, ainda menos perceptível: eles estão procurando por isso há 200 anos. Como resultado, o satélite de Mira, voando ao seu redor, controla o fluxo de sua substância: ele passa ou atrasa e, assim, manifesta ou obscurece Mira. Quando se manifesta, sua magnitude sobe para 2m. A propósito, fuligem, grafite e diamante são todos o mesmo carbono. Diamantes cristalizando no núcleo de Mira podem ser procurados na fumaça desta "locomotiva espacial". Um papel semelhante é desempenhado pelo satélite até agora invisível da estrela R Sculptor (Fig. 5): ele transforma a substância perdida pela estrela em uma espiral visível para nós.
eco de luz
RS Puppies (RS Pup) - uma Cefeida que muda de brilho 5 vezes com um período de 41,4 dias. Ao olhar para seus arredores, parece que nuvens de gás estão voando para longe dele (Fig. 6). De fato, em diferentes fases da pulsação de uma estrela, ela ilumina de maneira diferente as nuvens imóveis de poeira que a cercam. Eles consistem em várias camadas e, portanto, parecem anéis luminosos ao redor da estrela. A essência do efeito de eco de luz que surge aqui é que o observador vê a luz da estrela, que chegou a ele de diferentes maneiras: diretamente e refletida de diferentes partes da nuvem de poeira. Para uma grande nuvem (como no caso de RS Korma), a velocidade da luz desempenha um papel: a luz refletida pela parte da nuvem próxima à estrela chega até nós visivelmente mais tarde do que diretamente. E a luz refletida pela parte distante da nuvem vem ainda mais tarde. Por causa disso, partes da nuvem distantes da estrela "se iluminam" para nós mais tarde e, assim, há a aparência de anéis brilhantes espalhados. Particularmente impressionante é o eco de luz da estrela V838 Monocerotis.
Recentemente, os astrônomos aproveitaram os ecos de luz para literalmente ver o passado distante. A supernova SN1572 foi vista em 1572 - esta luz veio em linha reta. E em 2008, um reflexo muito fraco desse flash foi visto como um eco de luz nas nuvens da Via Láctea. A explosão da supernova Cassiopeia A por volta de 1660 não foi notada na Terra por causa das nuvens cósmicas que a obscureciam. Mas o eco de luz, o reflexo desse flash em outras nuvens cósmicas, foi visto em 2010.
Estrelas variáveis eruptivas
Raras explosões fortes são inerentes a diferentes estrelas. Por exemplo, o fluxo de matéria de uma estrela comum para uma anã branca pode causar repetidas explosões poderosas, que são tradicionalmente chamadas de novas estrelas. Estrelas de Young T Tauri brilham. Flashes também são possíveis durante a destruição de um planeta perto de uma estrela jovem.
Estrelas variáveis rotativas
Em 1984, o telescópio espacial IRAS descobriu um disco de poeira ao redor da estrela Vega. Isso é típico de estrelas muito jovens, com menos de 100 milhões de anos, em torno das quais os planetas se formam a partir de um disco de gás e poeira. Vega é mais velho - cerca de 450 Ma. Em busca de uma pista, os cientistas descobriram que Vega gira muito rapidamente: em seu equador, a velocidade é de 280 km/s. Para comparação, a velocidade de rotação do Sol é 140 vezes menor - apenas 2 km / s. Nessa velocidade, Vega não é uma bola, mas um elipsóide fortemente achatado, de modo que o equador de Vega está visivelmente mais distante de seu centro e, portanto, mais frio que os pólos. A temperatura está relacionada com o brilho. Portanto, o equador de Vega é uma faixa escura e os pólos são calotas claras.
Vimos um dos postes o tempo todo e não suspeitamos que o topo fosse listrado. Se um dia Vega se voltar para nós para que seja observado alternadamente nos pólos ou nos lados, ela se tornará uma estrela variável.
Eco de luz - efeito que ocorre na astronomia, quando a luz do flash de uma luminária chega ao observador, refletida das "telas" afastadas da luminária, depois da luz que veio em linha reta. Neste caso, em alguns casos, há uma aparência de remoção da "tela" de luz refletora da luminária fonte em uma velocidade superior à velocidade da luz.
Além disso, a velocidade de rotação de Vega no equador é igual à velocidade de separação da matéria da estrela por forças centrífugas. Às vezes, aglomerados de matéria realmente se separam de Vega e se juntam ao disco que o cerca. Portanto, embora o vento estelar sopre a matéria do disco para o espaço, o disco é constantemente reabastecido com nova matéria da estrela. Obviamente, o disco ao redor da estrela deve girar, caso contrário, ele cairá sobre a estrela. Devido à rotação, diferentes partes do disco obscurecem ligeiramente a própria Vega em momentos diferentes. Portanto, há pequenas flutuações em seu brilho, descobertas recentemente.
Discos de gás e poeira ao redor de estrelas às vezes desempenham um papel tão importante que não fica claro a qual categoria algumas estrelas variáveis devem ser atribuídas.
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As estrelas cuja luminosidade muda em períodos de tempo relativamente curtos são chamadas de estrelas variáveis físicas. As alterações na luminosidade deste tipo de estrelas são causadas por processos físicos que ocorrem no seu interior. De acordo com a natureza da variabilidade, distinguem-se variáveis pulsantes e variáveis eruptivas. Estrelas novas e supernovas, que são um caso especial de variáveis eruptivas, também são distinguidas em uma espécie separada. Todas as estrelas variáveis têm designações especiais, exceto aquelas que foram previamente designadas pela letra do alfabeto grego. As primeiras 334 estrelas variáveis de cada constelação são designadas por uma sequência de letras do alfabeto latino (por exemplo, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) com a adição do nome da constelação correspondente ( por exemplo, RR Lyr). As seguintes variáveis são designadas V 335, V 336, etc. (por exemplo, V 335 Cyg).
Estrelas variáveis físicas
Estrelas que são caracterizadas por uma forma especial da curva de luz, que exibe uma mudança periódica suave na magnitude aparente e uma mudança na luminosidade da estrela em várias vezes (geralmente de 2 a 6), são chamadas de estrelas variáveis físicas ou Cefeidas. Esta classe de estrelas recebeu o nome de um de seus representantes típicos - a estrela δ (delta) Cepheus. As cefeidas podem ser atribuídas a gigantes e supergigantes das classes espectrais F e G. Devido a essa circunstância, é possível observá-las a grandes distâncias, inclusive muito além dos limites do nosso sistema estelar - a Galáxia. Uma das características mais importantes das Cefeidas é o período. Para cada estrela individual, é constante com um alto grau de precisão, mas os períodos são diferentes para diferentes Cefeidas (de um dia a várias dezenas de dias). Nas Cefeidas, o espectro muda simultaneamente com a magnitude aparente. Isso significa que, juntamente com a mudança na luminosidade das Cefeidas, a temperatura de suas atmosferas também muda em média 1500°. O deslocamento das linhas espectrais nos espectros das Cefeidas revelou uma mudança periódica em suas velocidades radiais. Além disso, o raio da estrela também muda periodicamente. Estrelas como δ Cephei são objetos jovens que estão localizados principalmente perto do plano principal do nosso sistema estelar - a Galáxia. Cefeidas também são encontradas, mas são mais antigas e um pouco menos luminosas. Essas estrelas, que atingiram o estágio Cefeida, são menos massivas e, portanto, evoluem mais lentamente. Elas são chamadas de estrelas Virgo W. Tais características observadas das Cefeidas indicam que as atmosferas dessas estrelas experimentam pulsações regulares. Assim, eles têm condições de manter um processo oscilatório especial em um nível constante por muito tempo.
Arroz. cefeida
Muito antes de ser possível descobrir a natureza das pulsações cefeida, estabeleceu-se a existência de uma relação entre seu período e luminosidade. Ao observar Cefeidas na Pequena Nuvem de Magalhães - um dos sistemas estelares mais próximos de nós - notou-se que quanto menor a magnitude aparente da Cefeida (ou seja, quanto mais brilhante ela parece), maior o período de mudança de seu brilho. Essa relação acabou sendo linear. Pelo fato de pertencerem todos ao mesmo sistema, deduzia-se que as distâncias até eles eram praticamente as mesmas. Consequentemente, a dependência descoberta simultaneamente revelou-se uma dependência entre o período P e a magnitude absoluta M (ou luminosidade L) para Cefeidas. A existência de uma relação entre o período e a magnitude absoluta das Cefeidas desempenha um papel significativo na astronomia: graças a ela, as distâncias a objetos muito distantes são determinadas quando outros métodos não podem ser aplicados.
Além das Cefeidas, existem também outros tipos estrelas variáveis pulsantes. As mais conhecidas são as estrelas RR Lyrae, anteriormente chamadas de Cefeidas de curto período devido à sua semelhança com as Cefeidas regulares. As estrelas RR Lyrae são gigantes de classe espectral A, cuja luminosidade excede a do Sol em mais de 100 vezes. Os períodos das estrelas RR Lyrae variam de 0,2 a 1,2 dias, e a amplitude das mudanças de brilho atinge uma magnitude. Outro tipo interessante de variáveis pulsantes é um pequeno grupo de estrelas do tipo β Cephei (ou β Canis Major), pertencentes principalmente às gigantes das primeiras subclasses espectrais B. Pela natureza da variabilidade e pela forma da curva de luz, essas estrelas assemelham-se às estrelas RR Lyrae, diferindo delas em mudanças de magnitude de amplitude excepcionalmente pequenas. Os períodos estão na faixa de 3 a 6 horas e, assim como nas Cefeidas, há uma dependência do período com a luminosidade.
Além de estrelas pulsantes com mudança regular de luminosidade, também existem vários tipos de estrelas cujas curvas de luz mudam. Entre eles estão Estrelas do tipo RV Touro, cujas alterações de luminosidade são caracterizadas por uma alternância de mínimos profundos e rasos, ocorrendo com um período de 30 a 150 dias e com amplitude de 0,8 a 3,5 magnitudes. As estrelas RV Tauri pertencem aos tipos espectrais F, G ou K. Estrelas do tipo m Cephei pertencem à classe espectral M e são chamados variáveis semiregulares vermelhas. Eles às vezes são distinguidos por irregularidades muito fortes na mudança de luminosidade, ocorrendo durante um período de várias dezenas a várias centenas de dias. Ao lado das variáveis semi-regulares no diagrama espectro-luminosidade estão as estrelas da classe M, nas quais não é possível detectar a repetibilidade das mudanças de luminosidade (variáveis irregulares). Abaixo deles estão estrelas com linhas de emissão no espectro que mudam suavemente sua luminosidade em intervalos de tempo muito longos (de 70 a 1300 dias) e dentro de limites muito grandes. Um representante notável deste tipo de estrelas é o (micron) Kita, ou, como também chamado Mira. Essa classe de estrelas é chamada variáveis de longo período como Mira Kita. A duração do período de estrelas variáveis de longo período flutua em torno do valor médio variando de 10% em ambas as direções.
Entre as estrelas anãs com menor luminosidade, também existem variáveis de vários tipos, cujo número total é cerca de 10 vezes menor que o número de gigantes pulsantes. Essas estrelas manifestam sua variabilidade na forma de explosões periódicas repetidas, cuja natureza é explicada por vários tipos de ejeções de matéria ou erupções. Portanto, todo este grupo de estrelas, juntamente com novas estrelas, é chamado de variáveis eruptivas. Vale a pena notar que entre eles existem estrelas de natureza muito diferente, tanto nos estágios iniciais de sua evolução quanto no final de sua trajetória de vida. As estrelas mais jovens, aparentemente, que ainda não completaram o processo de contração gravitacional, devem ser consideradas variáveis do tipo τ (tau) Touro. Estes são anões de classes espectrais, na maioria das vezes F - G, encontrados em grande número, por exemplo, na Nebulosa de Órion. As estrelas do tipo RW Aurigae, pertencentes às classes espectrais de B a M, são muito semelhantes a elas. Para todas essas estrelas, a mudança de luminosidade ocorre de forma tão incorreta que nenhuma regularidade pode ser estabelecida.
Estrelas variáveis eruptivas de um tipo especial, nas quais uma explosão (um aumento súbito e acentuado na luminosidade) de pelo menos 7-8 magnitudes foi observada pelo menos uma vez, são chamadas novo. Normalmente, durante a explosão de uma nova estrela, a magnitude estelar aparente diminui em 10m-13m, o que corresponde a um aumento na luminosidade em dezenas e centenas de milhares de vezes. Após a explosão, as novas estrelas são anãs muito quentes. Na fase máxima da explosão, eles se assemelham a supergigantes das classes A - F. Se a explosão da mesma nova estrela foi observada pelo menos duas vezes, essa nova é chamada de repetida. O aumento da luminosidade em novas repetidas é um pouco menor do que em novas típicas. No total, cerca de 300 novas estrelas são conhecidas atualmente, das quais cerca de 150 apareceram em nossa Galáxia e mais de 100 - na Nebulosa de Andrômeda. Nas sete novas repetidas conhecidas, cerca de 20 surtos foram observados no total. Muitas (talvez até todas) novas e novas repetidas são binários próximos. Após uma explosão, as novas geralmente exibem uma variabilidade fraca. A mudança na luminosidade da nova estrela mostra que durante a explosão há uma explosão repentina causada pela instabilidade que surgiu na estrela. De acordo com várias hipóteses, essa instabilidade pode surgir em algumas estrelas quentes como resultado de processos internos que determinam a liberação de energia na estrela, ou devido à influência de alguns fatores externos.
supernovas
As supernovas são estrelas que explodem da mesma forma que as novas e atingem magnitudes absolutas de -18m a -19m e até -21m no máximo. As supernovas têm um aumento de luminosidade em mais de dezenas de milhões de vezes. A energia total emitida por uma supernova durante um flash é milhares de vezes maior do que para uma nova. Cerca de 60 explosões de supernovas em outras galáxias foram registradas fotograficamente, e muitas vezes sua luminosidade acabou sendo comparável com a luminosidade integrada de toda a galáxia em que a explosão ocorreu. De acordo com descrições de observações anteriores feitas a olho nu, vários casos de explosões de supernovas em nossa galáxia foram estabelecidos. A mais interessante delas é a Supernova de 1054, que entrou em erupção na constelação de Touro e foi observada por astrônomos chineses e japoneses como uma "estrela convidada" que apareceu de repente, que parecia mais brilhante que Vênus e era visível mesmo durante o dia. Embora esse fenômeno seja semelhante à explosão de uma nova comum, difere dela em sua escala, curva de luz e espectro suaves e que mudam lentamente. Dois tipos de supernovas são distinguidos pelo caráter do espectro próximo à época do máximo. De grande interesse são as de rápida expansão, que em vários casos foram encontradas no local das supernovas do tipo I. A mais notável delas é a famosa Nebulosa do Caranguejo na constelação de Touro. A forma das linhas de emissão desta nebulosa indica sua expansão a uma velocidade de cerca de 1000 km/s. As dimensões atuais da nebulosa são tais que a expansão nesse ritmo não poderia começar há mais de 900 anos, ou seja, bem a tempo para a explosão da supernova de 1054.
Pulsares
Em agosto de 1967, na cidade inglesa de Cambridge, foi registrada a emissão de rádio cósmica, que veio de fontes pontuais na forma de pulsos claros, um após o outro. A duração de um pulso individual para tais fontes pode variar de alguns milissegundos a vários décimos de segundo. A nitidez dos pulsos e a exatidão de suas repetições permitem determinar com grande precisão os períodos de pulsação desses objetos, que são denominados pulsares. O período de um dos pulsares é de aproximadamente 1,34 s, enquanto os outros têm períodos que variam de 0,03 a 4 s. Atualmente, cerca de 200 pulsares são conhecidos. Todos eles produzem emissão de rádio altamente polarizada em uma ampla faixa de comprimentos de onda, cuja intensidade aumenta acentuadamente com o aumento do comprimento de onda. Isso significa que a radiação tem uma natureza não térmica. Foi possível determinar as distâncias de muitos pulsares, que se revelaram na faixa de centenas a milhares de parsecs, o que indica a proximidade relativa de objetos que obviamente pertencem à nossa Galáxia.
O mais famoso pulsar, que geralmente é designado pelo número NP 0531, coincide exatamente com uma das estrelas no centro da Nebulosa do Caranguejo. As observações mostraram que a radiação óptica desta estrela também varia com o mesmo período. Em um impulso, a estrela atinge 13m, e entre os impulsos não é visível. As mesmas pulsações desta fonte também são experimentadas pela radiação de raios X, cuja potência é 100 vezes maior que a potência da radiação óptica. A coincidência de um dos pulsares com o centro de uma formação tão incomum como a Nebulosa do Caranguejo sugere que eles são apenas os objetos nos quais as supernovas se transformam após as erupções. Se as explosões de supernovas realmente terminam na formação de tais objetos, então é bem possível que os pulsares sejam estrelas de nêutrons. Neste caso, com uma massa de cerca de 2 massas solares, eles deveriam ter raios de cerca de 10 km. Quando comprimida a tais dimensões, a densidade da matéria torna-se maior que a nuclear, e a rotação da estrela acelera a várias dezenas de revoluções por segundo. Aparentemente, o intervalo de tempo entre pulsos sucessivos é igual ao período de rotação da estrela de nêutrons. Então a pulsação é explicada pela presença de irregularidades, pontos quentes peculiares, na superfície dessas estrelas. Aqui é apropriado falar de uma "superfície", já que em densidades tão altas a substância está mais próxima em suas propriedades de um corpo sólido. Estrelas de nêutrons podem servir como fontes de partículas energéticas que estão constantemente entrando em suas nebulosas associadas, como a Nebulosa do Caranguejo.
foto: Emissão de rádio da Nebulosa do Caranguejo
As estrelas variáveis são um dos fenômenos mais curiosos do céu, acessíveis à observação a olho nu. Além disso, há espaço para a atividade científica de um simples amante da astronomia, e há até a oportunidade de fazer uma descoberta. Existem muitas estrelas variáveis hoje, e é bastante interessante observá-las.
Estrelas variáveis são estrelas que mudam seu brilho ao longo do tempo. Claro, esse processo leva algum tempo e não acontece literalmente diante de nossos olhos. No entanto, se você observar periodicamente essa estrela, as mudanças em seu brilho se tornarão claramente visíveis.
As razões para a mudança no brilho podem ser razões diferentes e, dependendo delas, todas as estrelas variáveis são divididas em diferentes tipos, que consideraremos abaixo.
Como as estrelas variáveis foram descobertas
Sempre se acreditou que o brilho das estrelas é algo constante e inabalável. Um flash ou apenas o aparecimento de uma estrela tem sido atribuído a algo sobrenatural desde os tempos antigos, e isso claramente tinha algum tipo de sinal vindo de cima. Tudo isso pode ser facilmente visto no texto da mesma Bíblia.
No entanto, muitos séculos atrás, as pessoas sabiam que algumas estrelas ainda podem mudar seu brilho. Por exemplo, Beta Perseu não é em vão chamado de El Ghoul (agora se chama Algol), que na tradução significa nada mais do que "a estrela do diabo". É assim chamado por causa de sua propriedade incomum de alterar o brilho com um período de pouco menos de 3 dias. Esta estrela foi descoberta como variável em 1669 pelo astrônomo italiano Montanari e, no final do século XVIII, o astrônomo amador inglês John Goodryke estudou e em 1784 descobriu a segunda variável do mesmo tipo - β Lyrae.
Em 1893, Henrietta Lewitt veio trabalhar no Observatório de Harvard. Sua tarefa era medir o brilho e catalogar as estrelas nas chapas fotográficas acumuladas neste observatório. Como resultado, Henrietta descobriu mais de mil estrelas variáveis em 20 anos. Ela era particularmente boa em investigar estrelas variáveis pulsantes, as Cefeidas, e fez algumas descobertas importantes. Em particular, ela descobriu a dependência do período de uma cefeida em seu brilho, o que torna possível determinar com precisão a distância de uma estrela.
Henriqueta Lewitt. Depois disso, com o rápido desenvolvimento da astronomia, milhares de novas variáveis foram descobertas.
Classificação de estrelas variáveis
Todas as estrelas variáveis mudam seu brilho por várias razões, então uma classificação foi desenvolvida com base nisso. No começo era bem simples, mas à medida que os dados se acumulavam, tornava-se cada vez mais complicado.
Agora, na classificação de estrelas variáveis, vários grandes grupos são distinguidos, cada um dos quais contém subgrupos, que incluem estrelas com as mesmas causas de variabilidade. Existem muitos desses subgrupos, portanto, consideraremos brevemente os principais grupos.
estrelas variáveis eclipsantes
Variáveis eclipsantes, ou simplesmente estrelas variáveis eclipsantes, alteram seu brilho por uma razão muito simples. Na verdade, eles não são uma estrela, mas um sistema binário, aliás, bastante próximo. O plano de suas órbitas está localizado de tal maneira que o observador vê como uma estrela fecha a outra - há, por assim dizer, um eclipse.
Se estivéssemos um pouco longe, não conseguiríamos ver nada assim. Também é possível que existam muitas dessas estrelas, mas não as vemos como variáveis, porque o plano de suas órbitas não coincide com o plano de nossa visão.
Muitos tipos de estrelas variáveis eclipsantes também são conhecidos. Um dos exemplos mais famosos é Algol, ou β Perseu. Esta estrela foi descoberta pelo matemático italiano Montanari em 1669, e suas propriedades foram estudadas por John Goodrick, um astrônomo amador inglês, no final do século XVIII. As estrelas que formam esse sistema binário não podem ser vistas individualmente - elas estão localizadas tão próximas que seu período de revolução é de apenas 2 dias e 20 horas.
Se você observar a curva de brilho de Algol, poderá ver uma pequena queda no meio - um mínimo secundário. O fato é que um dos componentes é mais brilhante (e menor), e o segundo é mais fraco (e maior). Quando o componente fraco cobre o brilhante, vemos uma forte queda no brilho, e quando o brilhante cobre o fraco, a queda no brilho não é muito pronunciada.
Em 1784, Goodryk descobriu outra variável eclipsante, o β de Lyrae. Seu período é de 12 dias 21 horas e 56 minutos. Em contraste com Algol, o gráfico da mudança de brilho para esta variável é mais suave. O fato é que aqui o sistema binário é muito próximo, as estrelas estão tão próximas umas das outras que têm uma forma alongada e elíptica. Portanto, vemos não apenas eclipses dos componentes, mas também mudanças no brilho quando as estrelas elípticas giram largamente ou estreitamente.
Gráfico da mudança no brilho de β Lyra. defesa. Por causa disso, a mudança no brilho aqui é mais suave.
Outra variável eclipsante típica é a Ursa Major W, descoberta em 1903. Aqui, o gráfico mostra uma baixa secundária de quase a mesma profundidade que a principal, e o gráfico em si é suave, como o de β Lyra. O fato é que aqui os componentes são quase do mesmo tamanho, também alongados e tão espaçados que suas superfícies quase se tocam.
Existem outros tipos de estrelas variáveis eclipsantes, mas são menos comuns. Isso também inclui estrelas elipsoidais, que, durante a rotação, se voltam para nós com um lado largo ou estreito, devido ao qual seu brilho muda.
Estrelas variáveis pulsantes
Estrelas variáveis pulsantes são uma grande classe de objetos desse tipo. Mudanças no brilho ocorrem devido a mudanças no volume da estrela - ela se expande ou se contrai novamente. Isso acontece devido à instabilidade do equilíbrio entre as principais forças - gravidade e pressão interna.
Com essas pulsações, ocorre um aumento na fotosfera da estrela e um aumento na área da superfície radiante. Ao mesmo tempo, a temperatura da superfície e a cor da estrela mudam. O brilho, respectivamente, também muda. Alguns tipos de variáveis flutuantes alteram seu brilho periodicamente e alguns não têm estabilidade - são chamados de irregulares.
A primeira estrela pulsante foi Mira Kita, descoberta em 1596. Quando seu brilho atinge seu máximo, pode ser visto claramente a olho nu. No mínimo, são necessários bons binóculos ou um telescópio. O período de luminosidade de Mira é de 331,6 dias, e essas estrelas são chamadas de Mirids ou estrelas do tipo ο Ceti - vários milhares delas são conhecidas.
Outro tipo amplamente conhecido de variável pulsante é a Cefeida, em homenagem a uma estrela desse tipo, Ϭ Cephei. São gigantes com períodos de 1,5 a 50 dias, às vezes mais. Até a Estrela do Norte pertence às Cefeidas com um período de quase 4 dias e com flutuações de brilho de 2,50 a 2,64 estrelas. quantidades. As cefeidas também são divididas em subclasses e suas observações têm desempenhado um papel significativo no desenvolvimento da astronomia em geral.
Variáveis pulsantes do tipo RR Lyrae se distinguem por uma rápida mudança no brilho - seus períodos são inferiores a um dia e as flutuações atingem em média uma magnitude, o que facilita observá-las visualmente. Este tipo de variáveis também é dividido em 3 grupos, dependendo da assimetria de suas curvas de luz.
Períodos ainda mais curtos em Cefeidas anãs são outro tipo de variável pulsante. Por exemplo, o CY de Aquário tem um período de 88 minutos, enquanto o SX de Phoenix tem um período de 79 minutos. O gráfico de seu brilho é semelhante ao gráfico das Cefeidas comuns. São de grande interesse para observação.
Existem muitos outros tipos de estrelas variáveis pulsantes, embora não sejam tão comuns ou muito convenientes para observações amadoras. Por exemplo, estrelas do tipo RV Taurus têm períodos de 30 a 150 dias, e há alguns desvios no gráfico de brilho, razão pela qual estrelas desse tipo são chamadas de semi-regulares.
Estrelas variáveis erradas
Estrelas variáveis irregulares também estão pulsando, mas esta é uma classe grande que inclui muitos objetos. As mudanças em seu brilho são muito complexas e muitas vezes impossíveis de prever com antecedência.
No entanto, para algumas estrelas irregulares, a periodicidade pode ser detectada a longo prazo. Ao observar ao longo de vários anos, por exemplo, pode-se notar que flutuações irregulares somam uma certa curva média que se repete. Tais estrelas, por exemplo, incluem Betelgeuse - α Orion, cuja superfície é coberta de manchas claras e escuras, o que explica as flutuações de brilho.
Estrelas variáveis irregulares não são bem compreendidas e são de grande interesse. Ainda há muitas descobertas a serem feitas nesse campo.
Como observar estrelas variáveis
Vários métodos são usados para detectar mudanças no brilho de uma estrela. A mais acessível é a visual, quando um observador compara o brilho de uma estrela variável com o brilho de estrelas vizinhas. Então, com base na comparação, o brilho da variável é calculado e, à medida que esses dados são acumulados, é construído um gráfico no qual as flutuações de brilho são claramente visíveis. Apesar da aparente simplicidade, a determinação do brilho a olho nu pode ser feita com bastante precisão, e essa experiência é adquirida com bastante rapidez.
Existem vários métodos para determinar visualmente o brilho de uma estrela variável. Os mais comuns são o método Argelander e o método Neuland-Blazhko. Existem outros, mas estes são bastante fáceis de aprender e fornecem precisão suficiente. Falaremos mais sobre eles em um artigo separado.
Vantagens do método visual:
- Nenhum equipamento necessário. Você pode precisar de binóculos ou um telescópio para observar estrelas fracas. Estrelas com brilho mínimo de até 5-6 estrelas. quantidades podem ser observadas a olho nu, também existem muitas delas.
- No processo de observação, há uma verdadeira "comunicação" com o céu estrelado. Isso dá uma agradável sensação de unidade com a natureza. Além disso, é um trabalho bastante científico que traz satisfação.
As desvantagens incluem, no entanto, acurácia não ideal, o que causa erros nas observações individuais.
Outro método para estimar o brilho de uma estrela é com o uso de equipamentos. Normalmente, é tirada uma foto de uma estrela variável com seus arredores e, em seguida, o brilho da variável pode ser determinado com precisão a partir da foto.
Vale a pena para um astrônomo amador observar estrelas variáveis? Definitivamente vale a pena! Afinal, esses não são apenas um dos objetos mais simples e acessíveis para estudo. Essas observações também têm valor científico. Os astrônomos profissionais simplesmente não são capazes de cobrir essa massa de estrelas com observações regulares, e para um amador existe até uma oportunidade de contribuir para a ciência, e esses casos já aconteceram.
