Stelele pulsatoare se extind și se contractă, devin din ce în ce mai mari, mai calde și mai reci, mai luminoase și mai slabe. Proprietățile fizice ale acestor stele sunt de așa natură încât pur și simplu se mută de la o stare la alta și înapoi, ca și cum ar fi oscilați sau pulsați, la fel ca inimile care bat pe cer.

Stele variabile cefeide

Astronomia americană Henrietta Leavitt a descoperit că cefeidele au o relație între relația perioadă-luminozitate și luminozitate. Acest termen înseamnă că cu cât perioada de schimbare a luminozității este mai lungă (intervalul dintre vârfurile succesive de luminozitate), cu atât este mai mare luminozitatea medie adevărată a stelei. Prin urmare, dacă se măsoară magnitudinea aparentă a unei variabile Cefeide pe măsură ce se modifică în zile și săptămâni, și apoi determină perioada de schimbare a luminozității, atunci se poate calcula cu ușurință luminozitatea adevărată a stelei.

De ce este nevoie de asta? Și apoi, că, cunoscând adevărata strălucire a unei stele, puteți determina distanța până la ea. La urma urmei, cu cât steaua este mai departe, cu atât arată mai slab, dar este încă aceeași stea cu aceeași strălucire adevărată.

Stelele îndepărtate se supun legii inversului pătratului. Aceasta înseamnă că, dacă o stea este de 2 ori mai departe, atunci pare de 4 ori mai slabă. Și dacă steaua este de 3 ori mai departe, atunci pare de 9 ori mai slabă. Dacă steaua este de 10 ori mai departe, atunci pare de 100 de ori mai slabă.

Recent, au existat rapoarte în mass-media că telescopul spațial Hubble a putut determina dimensiunea și vârsta universului. De fapt, acesta este rezultatul unui studiu care a folosit telescopul Hubble al stelelor variabile Cepheid. Aceste cefeide se găsesc în galaxii îndepărtate. Dar observând schimbarea luminozității lor și folosind relația dintre perioada de schimbare a luminozității și luminozitate, astronomii au determinat distanța până la aceste galaxii.

Vedete precum RR Lyrae

Stelele RR Lyrae sunt similare cu Cefeidele, dar nu sunt la fel de mari și strălucitoare. Unele dintre ele sunt situate într-un grup de stele globulare din galaxia noastră Calea Lactee și au, de asemenea, o relație între perioada de schimbare a luminozității și luminozitate.

Grupurile globulare sunt formațiuni sferice uriașe pline cu stele vechi născute în timpul formării Căii Lactee. Acestea sunt zone ale spațiului cu o lățime de doar 60-100 de ani lumină, în care sunt „împachetate” de la câteva sute de mii până la un milion de stele. Observând schimbarea luminozității stelelor RR Lyrae, astronomii pot estima distanța până la astfel de stele. Și dacă aceste stele sunt în clustere globulare, atunci puteți determina distanța până la aceste clustere globulare.

De ce este important să cunoaștem distanța până la un grup de stele? Iata de ce. Toate stelele situate în același grup s-au format simultan dintr-un nor comun. Și toate sunt situate la aproximativ aceeași distanță de Pământ, pentru că sunt în același grup. Prin urmare, atunci când oamenii de știință construiesc o diagramă H-R pentru stelele dintr-un cluster, nu vor exista erori cauzate de diferența de distanțe dintre diferitele stele. Și dacă cunoaștem distanța până la clusterul stelar, atunci toate valorile mărimilor stelare reprezentate pe diagramă pot fi convertite în luminozitate, adică în intensitatea energiei emise de stea pe secundă. Și aceste valori pot fi comparate direct cu datele teoretice. Asta fac astrofizicienii.

Stele variabile cu perioadă lungă

În timp ce astrofizicienii procesează informații de la stelele variabile Cepheids și RR Lyrae, astronomii amatori se bucură de observarea stelelor variabile cu perioadă lungă, așa-numitele stele variabile de tip Mira Ceti. Mira este un alt nume pentru steaua Omicron Ki.

Stele variabile precum Mira Ceti pulsează ca cefeidele, dar au perioade mult mai lungi de schimbare a luminozității, în medie de 10 luni sau mai mult și, în plus, au o amplitudine mai mare a schimbării luminozității. Când luminozitatea Mira Ceti atinge valoarea maximă, aceasta poate fi văzută cu ochiul liber, iar când luminozitatea este minimă este nevoie de telescop. Schimbarea luminozității stelelor cu perioadă lungă este, de asemenea, mult mai neregulată decât cea a Cefeidelor. Magnitudinea maximă pe care o atinge o stea poate varia foarte mult de la o perioadă la alta. Observațiile unor astfel de stele, care nu sunt dificil de realizat, permit oamenilor de știință să obțină informații științifice importante. Și tu poți contribui la studiul stelelor variabile (voi discuta mai detaliat despre asta în ultima secțiune a acestui capitol).

Imaginea prezintă o stea variabilă roșie numită V838 Monocerotis.

Steaua variabilă - a cărei luminozitate se modifică în timp ca urmare a proceselor fizice care au loc în zona sa. Strict vorbind, luminozitatea oricărei stele se schimbă cu timpul într-un grad sau altul. De exemplu, cantitatea de energie eliberată se modifică cu 0,1% în timpul unui ciclu solar de unsprezece ani, ceea ce corespunde unei schimbări a amplitudinii absolute cu o miime. O variabilă este o stea ale cărei modificări de luminozitate au fost detectate în mod fiabil la nivelul actual al tehnologiei de observație. Pentru a clasifica o stea ca variabilă, este suficient ca luminozitatea stelei să sufere o schimbare cel puțin o dată.

Stelele variabile sunt foarte diferite unele de altele. Schimbările de luminozitate pot fi periodice. Principalele caracteristici observaționale sunt perioada, amplitudinea modificărilor de luminozitate, forma curbei luminii și curba de viteză radială.

Motivele schimbării luminozității stelelor pot fi: pulsații radiale și neradiale, activitatea cromosferică, eclipse periodice de stele într-un sistem binar apropiat, procese asociate cu fluxul de materie de la o stea la alta într-un sistem binar, procese catastrofale precum o explozie de supernovă etc.

Variabilitatea stelelor nu trebuie confundată cu sclipirea lor, care apare din cauza fluctuațiilor din aerul atmosferei terestre. Stelele nu sclipesc atunci când sunt privite din spațiu.

Top-10 constelații după numărul de stele variabile conform catalogului OKPS-4

Prima stea variabilă a fost identificată în 1638, când Johann Holvarda a observat că steaua Omicron Ceti, numită mai târziu Mira, pulsează cu o perioadă de 11 luni. Înainte de aceasta, steaua fusese descrisă ca o nova de astronomul David Fabricius în 1596. Această descoperire, combinată cu observațiile supernovei din 1572 și 1604, a dovedit că cerul înstelat nu era ceva fix pentru veșnici, așa cum au învățat Aristotel și alții. filozofii antici. Descoperirea stelelor variabile a contribuit astfel la revoluția gândirii astronomice care a avut loc în secolul al XVI-lea și începutul secolului al XVII-lea.

A doua stea variabilă, care a fost descrisă în 1669 de Geminiano Montanari, a fost variabila eclipsă Algol. Explicația corectă a motivelor variabilității sale a fost dată în 1784 de John Goodryke. În 1686, astronomul Gottfried Kirkhi a descoperit steaua Chi Cygni (χ Cygni), iar în 1704, datorită lui Giovanni Maraldi, R Hydra (R Hydrae) a devenit cunoscută. Până în 1786, 10 stele variabile erau deja cunoscute. John Goodryk, cu observațiile sale, a adăugat Delta Cephei (δ Cephei) și Sheliak (β Lyr) la numărul lor. Din 1850, numărul de stele variabile cunoscute a crescut dramatic, mai ales din 1890, când fotografia a devenit posibilă pentru a le detecta.

Cea mai recentă ediție a Catalogului General al Stelelor Variabile (2008) enumeră peste 46.000 de stele variabile din propria noastră, precum și 10.000 din alte galaxii și alte 10.000 de variabile posibile.

Primul catalog de stele variabile a fost întocmit de astronomul englez Edward Pigott în 1786. Acest catalog cuprindea 12 obiecte: două supernove, o nova, 4 stele de tip ο Cet (Mirids), două Cefeide (δ Cep, η Aql), două eclipsante (β Per, β Lyr) și P Cyg. În secolele XIX - începutul secolelor XX. Astronomii germani au avut rolul principal în studiul stelelor variabile. După cel de-al Doilea Război Mondial, prin decizia Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) din 1946, crearea cataloagelor de variabile a fost încredințată astronomilor sovietici - Institutul Astronomic de Stat. P.K. Sternberg (GAISh) și Astrosovietul Academiei de Științe a URSS (acum INASAN). Aproximativ o dată la 15 ani, aceste organizații publică Catalogul General al Stelelor Variabile (GCVS). Cea mai recentă ediție a patra a fost publicată între 1985 și 1995. În intervalele dintre următoarele ediții ale OKPZ se publică suplimente la acesta. În paralel cu crearea GCVS, se lucrează la crearea cataloagelor de stele suspectate de variabilitate a luminozității (CSV, ing. NSV).

A patra ediție a OKPZ rămâne ultima ediție „de hârtie”. În secolul 21, ca multe alte cataloage astronomice, GCVS este menținut în formă electronică și este disponibil în sistemul VisieR sub denumirea General Catalog of Variable Stars. Este format din 3 părți: un catalog de stele variabile, un catalog de stele suspectate de variabilitate și un catalog de variabile extragalactice.

Sistemul modern de desemnare a stelelor variabile este o dezvoltare a sistemului propus de Friedrich Argelander la mijlocul secolului al XIX-lea. Argelander a propus în 1850 să numească acele stele variabile care nu și-au primit încă desemnarea prin litere de la R la Z în ordinea descoperirii în fiecare constelație. De exemplu, R Hydrae este prima stea variabilă din constelația Hydra, S Hydrae este a doua și așa mai departe. Astfel, pentru fiecare constelație au fost rezervate 9 desemnări variabile, adică 792 de stele. Pe vremea lui Argelander, o astfel de aprovizionare părea destul de suficientă. Cu toate acestea, până în 1881, limita de 9 stele per constelație a fost depășită, iar E. Hartwig a propus completarea nomenclaturii cu denumiri de două litere, conform următorului principiu:
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

De exemplu RR Lyr. Cu toate acestea, acest sistem a epuizat în curând toate opțiunile posibile într-un număr de constelații. Apoi, astronomii au introdus denumiri suplimentare din două litere:

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

Litera J a fost exclusă din combinațiile de două litere pentru a nu fi confundată cu I în scrisul de mână. Abia după ce notația de două litere s-a epuizat complet, s-a decis să se folosească o simplă numerotare a stelelor care indică constelația, începând cu numărul 335, de exemplu V335 Sgr. Acest sistem este încă în uz astăzi. Cele mai multe stele variabile se găsesc în constelația Săgetător. Este de remarcat faptul că ultimul loc în clasamentul Argelander a fost ocupat în 1989 de starul Z Cutter.

De-a lungul istoriei studiului stelelor variabile, s-au făcut în mod repetat încercări de a crea clasificarea adecvată a acestora. Primele clasificări, bazate pe o cantitate mică de material de observație, au grupat în principal stelele în funcție de caracteristici morfologice externe similare, cum ar fi forma curbei luminii, amplitudinea și perioada de schimbare a luminii etc. Ulterior, împreună cu o creștere a numărul de stele variabile cunoscute, numărul de grupuri cu semne morfologice similare, unele mari au fost împărțite într-un număr de altele mai mici. În același timp, datorită dezvoltării metodelor teoretice, a devenit posibilă clasificarea nu numai în funcție de semne externe, observabile, ci și în funcție de procesele fizice care conduc la unul sau altul tip de variabilitate.

Pentru a desemna tipurile de stele variabile, așa-numitele. prototipurile sunt stele ale căror caracteristici de variabilitate sunt luate ca standard pentru un anumit tip. De exemplu, stele variabile precum RR Lyr.

Următoarea împărțire a stelelor variabile în clase a fost propusă de Guzo (francezul Jean-Charles Houzeau de Lehaie) în secolul al XIX-lea:

Stele care cresc sau scad continuu în luminozitate.
Stele cu o schimbare periodică a luminozității.
Stelele de tip Mira Ceti sunt stele cu perioade lungi și variații semnificative de luminozitate.
Stele cu o schimbare destul de rapidă și regulată a luminozității. Reprezentanți caracteristici ai β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Stele de tip Algol (β Persei). Stele cu o perioadă foarte scurtă (două sau trei zile) și o măsurare a luminozității extrem de corectă, care ocupă doar o mică parte din perioadă. În restul timpului, vedeta își păstrează cea mai mare strălucire. Alte stele de tip Algol: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei etc.
Stele cu luminozitate neregulată se modifică. Reprezentant - η Argus
Stele noi.

În GCVS-3, toate stelele variabile sunt împărțite în trei clase mari: variabile pulsatoare, variabile eruptive și variabile eclipsante. Clasele sunt subdivizate în tipuri, unele tipuri în subtipuri.

Variabilele pulsatorii includ acele stele a căror variabilitate este cauzată de procesele care au loc în interiorul lor. Aceste procese duc la o schimbare periodică a luminozității stelei și, odată cu aceasta, la alte caracteristici ale stelei - temperatura suprafeței, raza fotosferei etc. Clasa de variabile pulsatorii este împărțită în următoarele tipuri:

Cefeidele cu perioadă lungă (Cep) sunt stele cu luminozitate mare, cu perioade de la 1 la ~70 de zile. Ele sunt împărțite în două subtipuri:
Cefeidele clasice (Cδ) - Cefeidele componentei plate a Galaxiei
Stele de tip Fecioară W (CW) - Cefeide ale componentei sferice a Galaxiei
Variabile greșite lente (L)
Vedete precum Mira Ceti (M)
Variabile semi-regulare (SR)
Variabile de tip RR Lyrae (RR)
Variabile de tip RV Taur (RV)
Variabile β Cephei sau β Canis Major (βC).
Variabile de tip δ Shield (δ Sct)
Variabile precum ZZ Kita - pitice albe pulsatoare
Variabile magnetice precum α² Hounds of the Dogs (αCV)

Stele variabile eruptive. Această clasă include stelele care își schimbă luminozitatea neregulat sau o dată în timpul perioadei de observare. Toate schimbările în luminozitatea stelelor eruptive sunt asociate cu procese explozive care au loc pe stele, în vecinătatea lor sau cu exploziile stelelor înseși. Această clasă de stele variabile este împărțită în două subclase: variabile neregulate asociate cu nebuloase difuze și cele rapide neregulate, precum și o subclasă de stele noi și asemănătoare nova.

Variabile precum UV Ceti (UV) sunt stele de tip spectral d Me care experimentează explozii pe termen scurt de amplitudine semnificativă.
Stele UVn - un subtip de stele UV asociate cu nebuloase difuze
Variabile precum BY Draconis (BY) sunt stele cu emisie de tipuri spectrale târzii, care arată schimbări periodice de luminozitate cu amplitudine variabilă și schimbarea formei curbei luminii.
Variabile greșite (I). Caracterizat prin indicii a, b, n, T, s. Indicele a indică faptul că steaua aparține tipului spectral O-A, indicele b desemnează tipul spectral F-M, n simbolizează legătura cu nebuloasele difuze, s este variabilitatea rapidă, T descrie spectrul de emisie caracteristic stelei T Tauri. Deci denumirea Isa este atribuită unei variabile neregulate rapide de tip spectral timpuriu.

Stele noi (N)
Nou rapid (Na)
Lent nou (Nb)
Novae foarte lente (Nc)
Nou repetat (Nr)
Stele asemănătoare Nova (Nl)
Z Andromeda Symbiotic Variables (Zand)
Variabile de tip Northern Corona R (RCB)
Variabile de tip U Gemeni (UG)
Variabile de tip girafă Z (ZCam)
Supernove (SN)
Variabile de tip Doradus S (SD)
Variabile de tip γ Cassiopeia (γC)

Stelele variabile care eclipsează includ sisteme de două stele, a căror luminozitate totală se modifică periodic în timp. Motivul schimbării luminozității poate fi eclipsele de stele unul de celălalt sau o schimbare a formei lor prin gravitația reciprocă în sisteme apropiate, adică variabilitatea este asociată cu o schimbare a factorilor geometrici și nu cu variabilitatea fizică.

Variabile de eclipsare de tip Algol (EA) - curbele de lumină permit fixarea începutului și sfârșitului eclipselor; în intervalele dintre eclipse, luminozitatea rămâne aproape constantă.

Variabile de eclipsare precum β Lyrae (EB) - Stele binare cu componente elipsoidale care modifică continuu luminozitatea, inclusiv în intervalul dintre eclipse. Un minim secundar este obligatoriu respectat. Perioadele sunt de obicei mai mari de 1 zi.

Variabilele de eclipsare de tip Ursa Major W (EW) sunt sisteme de contact ale stelelor din clasele spectrale F și ulterioare. Au perioade mai mici de 1 zi și amplitudinile sunt de obicei mai mici de 0,8 m.

Variabilele elipsoidale (Ell) sunt sisteme binare care nu prezintă eclipse. Luminozitatea lor se modifică din cauza unei modificări a zonei suprafeței radiante a stelei îndreptate spre observator.

În timpul care a trecut între ediția a treia și a patra a OKPS, nu doar cantitatea de material de observație a crescut, ci și calitatea acestuia. Acest lucru a făcut posibilă introducerea unei clasificări mai detaliate, introducând în ea ideea proceselor fizice care provoacă variabilitatea stelelor. Noua clasificare conține 8 clase diferite de stele variabile.

Stelele variabile eruptive sunt stele care își schimbă luminozitatea din cauza proceselor violente și a erupțiilor în cromosferele și coroanele lor. Modificarea luminozității se datorează de obicei modificărilor învelișului sau pierderii de masă sub forma unui vânt stelar de intensitate variabilă și/sau interacțiune cu mediul interstelar. Stelele variabile pulsatorii sunt stele care prezintă expansiune și contracție periodică a straturilor lor de suprafață. Pulsațiile pot fi radiale și neradiale. Pulsațiile radiale ale unei stele își lasă forma sferică, în timp ce pulsațiile non-radiale fac ca forma stelei să se abată de la sferică, iar zonele adiacente ale stelei pot fi în faze opuse. Stelele variabile rotative sunt stele la care distribuția luminozității pe suprafață este neuniformă și/sau au o formă neelipsoidală, drept urmare, atunci când stelele se rotesc, observatorul le fixează variabilitatea. Neomogenitatea luminozității suprafeței se poate datora prezenței unor pete sau temperaturi sau neomogenități chimice cauzate de câmpurile magnetice ale căror axe nu coincid cu axa de rotație a stelei.
Stele variabile cataclismice (explozive și asemănătoare nova). Variabilitatea acestor stele este cauzată de explozii, care sunt cauzate de procese explozive în straturile lor de suprafață (nove) sau adânc în interiorul lor (supernove).
eclipsarea binarelor
Sisteme binare variabile optice cu raze X dure
Variabile cu alte simboluri
Noi tipuri de variabile - tipuri de variabilitate descoperite în timpul publicării catalogului și deci neincluse în clasele deja publicate.
Clasele 1 și 5 se intersectează - stelele cu tipuri de variabilitate RS și WR aparțin ambelor clase.

Numărul de stele variabile după tip conform catalogului OKPZ-4

După cum știți, nici Soarele nostru nu strălucește complet uniform, dar își schimbă ușor activitatea. La fiecare 11 ani, numărul de pete de pe Soare crește, iar activitatea acestuia crește. Desigur, pulsațiile Soarelui nu pot fi comparate cu pulsațiile Cefeidelor și cu atât mai mult cu cele ale stelelor noi și ale supernovelor. Prin urmare, Soarele nostru este o stea permanentă.

Clasa 1 Clasa 2 Clasa 3 Clasa 4 Clasa 5

O stea variabilă este una a cărei luminozitate (luminozitate) se modifică în timp din cauza proceselor fizice din sau în jurul stelei. Această adevărată variabilitate a stelelor trebuie să fie distinsă de sclipirea lor și de altă variabilitate cauzată de inconsecvența atmosferei terestre.

Dar atunci când observăm de pe Pământ, nu este atât de ușor să separați fluctuațiile naturale ale luminozității unei stele de cele cauzate de influența atmosferei. Prin urmare, acuratețea fotometriei, adică măsurătorile fluxului de radiații de la stele, nu a fost ridicată până în anii 1990: nu mai bine de 0,1 m (magnitudine). Iar numărul de stele variabile nu a depășit 30.000.

Telescoapele spațiale, și mai ales telescopul Hipparcos, au revoluționat studiul variabilității stelelor până la sfârșitul secolului XX: fotometria a milioane de stele cu o precizie mai bună de 0,01" a arătat că aproape toate stelele sunt variabile într-un grad sau altul. Pentru De exemplu, Soarele nostru schimbă luminozitatea cu aproximativ 0,001 m în timpul ciclului solar de 11 ani. Dar noi, ca și astronomii profesioniști, pentru comoditate, vom considera ca variabile doar stelele cu o amplitudine semnificativă a variabilității. Informațiile despre ele sunt colectate și sistematizate în Catalogul General al Stelelor Variabile (GCVS) de către Institutul Astronomic de Stat numit după P. K. Sternberg (GAISh) din Moscova.

Stelele variabile au fost de mult timp notate cu una sau două litere mari latine.
înainte de numele constelației, de exemplu, BW Cam este o variabilă în constelația Girafe. Și când astfel de combinații de litere au fost epuizate, au început să fie notate cu o literă mare V (din cuvântul variabilă - „variabilă”) urmată de un număr, de exemplu, V838 Mon - o variabilă în constelația Unicorn.

Toate stelele variabile cu o amplitudine notabilă a fluctuațiilor de luminozitate pot fi împărțite în patru mari categorii. Aici, motivul variabilității fluxului de radiații observat de noi este eclipsele parțiale sau totale ale unei stele dintr-o pereche de către o altă stea. A doua categorie sunt stelele variabile pulsante. Apropo, majoritatea stelelor variabile cunoscute în prezent cu amplitudini semnificative le aparțin. Aici, motivul variabilității sunt pulsațiile stelei, adică modificările dimensiunii, densității, luminozității, culorii, temperaturii, spectrului și altor caracteristici ale acesteia. Cauzele pulsațiilor sunt diferite, dar toate decurg din proprietățile fizice ale materiei stelei. A treia categorie este eruptivă, adică. stele variabile care explodează sau ard. Acestea sunt stele instabile, de obicei în pragul tranziției de la o etapă de evoluție la alta. A patra categorie este stelele variabile rotative cu luminozitate inegală a suprafeței. Putem spune că acestea sunt stele cu pete sau dungi de luminozitate diferită. Soarele le aparține și el, dar petele sale sunt nesemnificative în comparație cu petele gigantice ale unor stele.

eclipsând stele variabile

Decolorarea stelei Algol (Vetta Perseus) a fost observată în antichitate și explicată în 1783 de John Goodryke. Aproximativ la fiecare 69 de ore, steaua se estompează timp de 10 ore - acest lucru este vizibil cu ochiul liber. Prin urmare, Algol se află în tabelul stelelor variabile din Atelierul nr. 40. În spatele „ochiului” stelei se află o pereche apropiată de Algol „valsând”, în care unul îl ascunde periodic pe celălalt. Desigur, observăm eclipsele în această pereche doar pentru că atât stelele, cât și Pământul sunt aproximativ pe aceeași linie dreaptă (abaterea este mai mică de 8°). Și asta înseamnă că, în general, eclipsele din perechea Algol nu sunt totale: așa cum Luna de pe cerul nostru uneori ascunde parțial Soarele, la fel aici o stea o ascunde parțial pe cealaltă - eclipsele parțiale. În acest caz, lumina totală a celor două stele ale perechii se stinge timp de 1,3 m. Dacă planul orbitei stelelor ar fi înclinat față de linia „stea-Pământ” cu 27 °, atunci nu am observa eclipse, iar Algol nu ar fi considerată o stea variabilă. Și dacă unghiul ar fi redus la 3 °, eclipsele ar deveni totale și atunci am vedea extincții mult mai profunde ale lui Algol - cu mai mult de 3 m (adică, Algol ar deveni invizibil pentru ochi timp de o jumătate de oră). Potrivit cronicilor antice, astronomii au aflat ce s-a întâmplat. Așa cum axa unui vârf care se rotește rapid se balansează încet dintr-o parte în alta, la fel și planul orbitei lui Algol se rotește cu o perioadă de aproximativ 20.000 de ani. La începutul erei noastre, Algol nu era o stea variabilă. De aceea, „cliniturile” sale, care sunt clar vizibile pentru ochi, nu sunt menționate de astronomii antici Hipparchus și Ptolemeu, deși aceștia au studiat cerul atunci când își întocmeau cataloagele de stele. Din 161 până în 1482 d.Hr., eclipsele au fost, așa cum sunt acum, parțiale. Iar în 1482-1768 - complet. Ceea ce a atras atenția lui John Goodryke și a altor astronomi ai secolului al XVIII-lea. Eclipsele parțiale vor continua până în 3044.

Stele variabile pulsatorii

Steaua lui b Cephei și altele asemenea pulsează: fie se umflă și, în consecință, se răcesc și se estompează, apoi se micșorează, se încălzesc și devin mai strălucitoare. Apropo, aceasta amintește de munca unui motor de mașină: intestinele stelei acționează ca combustibil, iar carcasa acționează ca un piston. Combustibilul se transformă în gaz, a cărui presiune împinge pistonul. Ca și în cazul motorului, procesul are mai multe etape. În cazul general, energia unei stele, care iese la suprafață din adâncuri, într-un anumit strat la o adâncime intermediară, este cheltuită pentru dezintegrarea moleculelor în atomi sau pentru ionizarea materiei - adică se acumulează în acest strat și nu ajunge la suprafață. Când toată materia din stratul menționat se transformă în atomi sau se ionizează, energia adâncurilor nu mai rămâne în ea, pătrunde în straturile exterioare ale stelei și merge spre expansiunea acesteia. Expansiunea învelișului răcește și un strat special în care era stocată energia. De fapt, pentru o scurtă perioadă de timp, în timp ce steaua are dimensiunea și luminozitatea maximă, eliberează în spațiul cosmic energia stocată în acest strat special. Se răcește: atomii se combină în molecule sau ionii în atomi. Steaua răcită se micșorează sub influența atracției propriilor particule, iar ciclul se repetă. Amintiți-vă că orice stea este în echilibru a două forțe: atracția reciprocă a propriilor particule și presiunea materiei fierbinți din adâncime. Pulsații - de fapt, lupta acestor forțe, mergând cu diferite grade de succes.

Cea mai apropiată cefeidă de Pământ este steaua de tip Cepheus, Polaris. În plus, este un sistem triplu. O stea însoțitoare apropiată zboară în jurul stelei centrale cu o perioadă de aproximativ 30 de ani. Dar, în afară de o observație Hubble, Polaris și steaua ei însoțitoare au fost întotdeauna observate împreună, iar caracteristicile orbitale au fost calculate din modificările luminozității lor combinate. Cu toate acestea, totul este complicat de faptul că Polyarnaya își schimbă luminozitatea din cauza pulsațiilor și chiar are unele schimbări ciudate pe termen lung ale luminozității: în secolul al XX-lea, amplitudinea variabilității sale a scăzut de la 8% la aproape zero (în secolul XXI. , Polar aproape că nu pulsează!) că în medie în ultimul secol a devenit mai luminos cu 15%. Se pare că principalele descoperiri în fizica Stelei Polare și a tuturor Cefeidelor urmează să vină. Și deși Polyarnaya nu este marcată în Atelierul nr. 40, dar uită-te la el - dintr-o dată se va aprinde clar sau se va stinge în fața ochilor tăi. Apropo, la fel ca Polaris, multe stele pulsate cu cochilii gigantice pulsează incorect. Prin urmare - o mare varietate de giganți non-periodici și semi-periodici.

Stelele produc diamante. Și vă puteți gândi deja la extracția lor, pentru că aceste bijuterii sunt împrăștiate intens de stele în spațiu împreună cu restul de praf. Praful, gazul, inclusiv moleculele și materia organică, sunt pierdute în mod deosebit de intens de stelele gigantice și supergiganții puternic umflate. La periferia învelișului lor răcoros, atracția stelei este atât de mică încât particulele de materie părăsesc cu ușurință steaua. Vă reamintim că o astfel de stea ar trebui, în cele din urmă, să-și piardă coaja sub forma unei nebuloase planetare și să devină o pitică albă. Prin urmare, stelele aflate în pragul unei astfel de transformări sunt extrem de interesante: pulsează deosebit de puternic și schimbă luminozitatea cu o amplitudine mare; sunt cele mai roșii, chiar incredibil de roșu-visiniu datorită absorbției puternice a luminii de către coaja prăfuită; spectrul demonstrează substanțe de înveliș uimitoare, de exemplu, fulerene, cristale cu 60 sau mai mulți atomi de carbon; și sunt sortiți să rămână în această stare atât de scurt încât să putem aștepta schimbări radicale în fața ochilor noștri. Pentru o duzină dintre aceste stele, astronomii așteaptă izbucnirea și vărsarea cochiliei deja în acest secol!

Steaua Omicron Ceti la fiecare 332 de zile apare pe cer printre cele mai strălucitoare stele (magnitudine 2 m), iar apoi dispare pentru ochi (10 m, vizibilă la limită în telescopul Galileo-200). Astronomul David Fabricius a numit-o în 1596 Mira, care în latină înseamnă „uimitor”. Astronomii s-au mirat de ea până în secolul 21! Pentru a explica variabilitatea stelelor Mira și a stelelor similare (se numesc Mirids), ambele mecanisme păreau a fi nepotrivite: un satelit care eclipsează nu a fost observat în el și pentru a explica astfel de diferențe de luminozitate fără precedent, sunt necesare pulsații de sute de ori. Imaginați-vă că Soarele în fiecare an fie s-ar extinde cu jumătate din sistemul solar, fie s-ar micșora la dimensiunea actuală. O stea pur și simplu nu are de unde să obțină atât de multă energie și este puțin probabil să supraviețuiască unor astfel de pulsații!

Situația a început să se clarifice când a fost descoperit un satelit foarte slab al lui Mira, o pitică albă. Dar este situat atât de departe de steaua principală încât nu o poate afecta direct. În 2007, telescopul cu ultraviolete GALEX a descoperit că Mira zbura prin spațiu cu o viteză extraordinară de peste 100 km/s, lăsând în urmă o coadă gigantică de 13 ani lumină de gaz și praf. Această coadă ajunge nu numai la satelitul stelei, ci și la stelele învecinate. Pierderea de materie a trebuit si ea revizuita: in fiecare an Mira pierde o masa egala cu masa Lunii. Există multă funingine neagră în acest flux - carbon și compușii săi. Ei bine, exact - o locomotivă cu abur fumegând la viteză maximă! Iar steaua satelit a lui Mira, „remorca locomotivei”, colectează o parte din această funingine pentru sine. Atât de mult încât stratul de funingine de pe „remorcă” este de multe ori mai mare decât greutatea remorcii în sine și, apropo, o face și mai puțin vizibilă: o caută de 200 de ani. Drept urmare, satelitul Mira, zburând în jurul lui, controlează fluxul substanței sale: trece sau întârzie și, astfel, o manifestă sau o ascunde pe Mira. Când se manifestă, magnitudinea sa urcă la 2 m. Apropo, funinginea, grafitul și diamantul sunt toate același carbon. Diamantele care cristalizează în miezul Mirei pot fi căutate în fumul acestei „locomotive spațiale”. Un rol similar îl joacă până acum satelitul invizibil al stelei R Sculptor (Fig. 5): transformă substanța pierdută de stea într-o spirală vizibilă pentru noi.

ecou luminos

RS Puppies (RS Pup) - o Cefeidă care își schimbă luminozitatea de 5 ori cu o perioadă de 41,4 zile. Privind împrejurimile sale, se pare că nori de gaz zboară departe de ea (Fig. 6). De fapt, în diferite faze ale pulsației unei stele, aceasta luminează diferit norii nemișcați de praf care o înconjoară. Ele constau din mai multe straturi și, prin urmare, arată ca inele luminoase în jurul stelei. Esența efectului de ecou luminos care apare aici este că observatorul vede lumina stelei, care a venit la el în moduri diferite: direct și reflectată din diferite părți ale norului de praf. Pentru un nor mare (ca și în cazul lui RS Korma), viteza luminii joacă un rol: lumina reflectată de porțiunea norului apropiată de stele ajunge la noi vizibil mai târziu decât direct. Iar lumina reflectată de partea îndepărtată a norului vine și mai târziu. Din această cauză, părți din nor departe de stea „se luminează” pentru noi mai târziu și, astfel, apare apariția unor inele de lumină răspândite. Deosebit de impresionant este ecoul luminos al stelei V838 Monocerotis.

Recent, astronomii au profitat de ecourile luminoase pentru a vedea literalmente trecutul îndepărtat. Supernova SN1572 a fost văzută în 1572 - această lumină a venit în linie dreaptă. Și în 2008, o reflexie foarte slabă a acelui fulger a fost văzută ca un ecou de lumină pe norii Căii Lactee. Explozia supernovei Cassiopeia A în jurul anului 1660 nu a fost observată deloc pe Pământ din cauza norilor cosmici care au ascuns-o. Dar ecoul luminii, reflectarea acelui fulger pe alți nori cosmici, a fost văzut în 2010.

Stele variabile eruptive

Rarele erupții puternice sunt inerente diferitelor stele. De exemplu, fluxul de materie de la o stea obișnuită la o pitică albă poate provoca explozii puternice repetate, care sunt numite în mod tradițional stele noi. Tânărul T Tauri stelele se ard. Flash-urile sunt posibile și în timpul distrugerii unei planete în apropierea unei stele tinere.

Stele variabile rotative

În 1984, telescopul spațial IRAS a descoperit un disc de praf în jurul stelei Vega. Acestea sunt tipice pentru stelele foarte tinere, mai mici de 100 de milioane de ani, în jurul cărora se formează planete dintr-un disc de gaz și praf. Vega este mai în vârstă - aproximativ 450 Ma. În căutarea unui indiciu, oamenii de știință au descoperit că Vega se rotește foarte repede: la ecuator, viteza este de 280 km/s. Pentru comparație, viteza de rotație a Soarelui este de 140 de ori mai mică - doar 2 km/s. La această viteză, Vega nu este deloc o minge, ci un elipsoid puternic turtit, astfel încât ecuatorul lui Vega este vizibil mai departe de centrul său și, prin urmare, mai rece decât polii. Temperatura este legată de luminozitate. Prin urmare, ecuatorul Vega este o bandă întunecată, iar polii sunt capace de lumină.
Am văzut unul dintre stâlpi tot timpul și nu am bănuit că vârful este dungat. Dacă într-o zi Vega se întoarce spre noi astfel încât să fie observată alternativ fie poli, fie laturile, va deveni o stea variabilă.

Ecoul luminii - un efect care apare în astronomie, atunci când lumina de la fulgerul unui luminator ajunge la observator, reflectată de „ecranele” departe de luminare, mai târziu decât lumina care a venit în linie dreaptă. În acest caz, în unele cazuri, există un aspect de îndepărtare a „ecranului” luminii care reflectă de la sursa de iluminat la o viteză mai mare decât viteza luminii.

În plus, viteza de rotație a lui Vega la ecuator este egală cu viteza de separare a materiei de stea de către forțele centrifuge. Uneori, bulgări de materie se desprind cu adevărat de Vega și se alătură discului din jurul lui. Prin urmare, deși vântul stelar aruncă materia discului în spațiu, discul este în mod constant umplut cu materie nouă din stea. Desigur, discul din jurul stelei trebuie să se rotească, altfel va cădea pe stea. Datorită rotației, diferite părți ale discului îl ascund ușor pe Vega în momente diferite. Deci există mici fluctuații ale luminozității sale, descoperite recent.

Discurile de gaz și praf din jurul stelelor joacă uneori un rol atât de important încât nu este clar cărei categorii ar trebui să fie repartizate unele stele variabile.

Vă rugăm să activați JavaScript pentru a vizualiza

Stelele a căror luminozitate se modifică în perioade relativ scurte de timp sunt numite stele fizice variabile. Modificările luminozității acestui tip de stele sunt cauzate de procese fizice care au loc în interiorul lor. După natura variabilității, se disting variabilele pulsatorii și variabilele eruptive. Stele noi și supernove, care sunt un caz special de variabile eruptive, se disting, de asemenea, într-o specie separată. Toate stelele variabile au denumiri speciale, cu excepția celor care au fost desemnate anterior prin litera alfabetului grecesc. Primele 334 de stele variabile ale fiecărei constelații sunt desemnate printr-o succesiune de litere ale alfabetului latin (de exemplu, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) cu ​​adăugarea numelui constelației corespunzătoare ( de exemplu, RR Lyr). Următoarele variabile sunt desemnate V 335, V 336 etc. (de exemplu, V 335 Cyg).

Stele fizice variabile

Stelele care se caracterizează printr-o formă specială a curbei luminii, care prezintă o schimbare periodică lină a mărimii aparente și o schimbare a luminozității stelei de câteva ori (de obicei de la 2 la 6), sunt numite stele fizice variabile sau Cefeide. Această clasă de stele a fost numită după unul dintre reprezentanții săi tipici - steaua δ (delta) Cepheus. Cefeidele pot fi atribuite unor giganți și supergiganți din clasele spectrale F și G. Datorită acestei circumstanțe, este posibil să le observăm de la distanțe mari, inclusiv cu mult dincolo de sistemul nostru stelar - Galaxia. Una dintre cele mai importante caracteristici ale Cefeidelor este perioada. Pentru fiecare stea individuală, este constantă cu un grad ridicat de precizie, dar perioadele sunt diferite pentru diferite Cefeide (de la o zi la câteva zeci de zile). La Cefeide, spectrul se modifică simultan cu mărimea aparentă. Aceasta înseamnă că, odată cu schimbarea luminozității Cefeidelor, temperatura atmosferei lor se modifică și cu o medie de 1500°. Deplasarea liniilor spectrale în spectrele Cefeidelor a relevat o schimbare periodică a vitezelor lor radiale. În plus, raza stelei se modifică și ea periodic. Stele precum δ Cephei sunt obiecte tinere care sunt situate în principal în apropierea planului principal al sistemului nostru stelar - Galaxia. Cefeidele se găsesc și în, dar sunt mai vechi și oarecum mai puțin luminoase. Aceste stele, care au atins stadiul Cefeid, sunt mai puțin masive și, prin urmare, evoluează mai lent. Ele sunt numite stele Fecioare W. Astfel de caracteristici observate ale Cefeidelor indică faptul că atmosferele acestor stele experimentează pulsații regulate. Astfel, au condiții pentru menținerea unui proces oscilator special la un nivel constant pentru o perioadă lungă de timp.

Orez. Cefeidă

Cu mult înainte de a fi posibil să se afle natura pulsațiilor Cefeidă, s-a stabilit existența unei relații între perioada lor și luminozitate. La observarea Cefeidelor din Micul Nor Magellanic - unul dintre sistemele stelare cele mai apropiate de noi - s-a observat că cu cât este mai mică magnitudinea aparentă a Cefeidei (adică, cu atât pare mai strălucitoare), cu atât perioada de schimbare a luminozității sale este mai lungă. Această relație s-a dovedit a fi liniară. Din faptul că toate aparțineau aceluiași sistem, a rezultat că distanțele până la ei erau practic aceleași. În consecință, dependența descoperită s-a dovedit simultan a fi o dependență între perioada P și magnitudinea absolută M (sau luminozitatea L) pentru Cefeide. Existența unei relații între perioada și magnitudinea absolută a Cefeidelor joacă un rol semnificativ în astronomie: datorită acesteia, distanțele până la obiecte foarte îndepărtate sunt determinate atunci când alte metode nu pot fi aplicate.

Pe lângă cefeide, există și alte tipuri stele variabile pulsatoare. Cele mai cunoscute dintre acestea sunt stelele RR Lyrae, care au fost numite anterior Cefeide de perioadă scurtă din cauza asemănării lor cu Cefeidele obișnuite. Stelele RR Lyrae sunt giganți din clasa spectrală A, a căror luminozitate o depășește de peste 100 de ori pe cea a Soarelui. Perioadele stelelor RR Lyrae variază de la 0,2 la 1,2 zile, iar amplitudinea modificărilor de luminozitate atinge o magnitudine. Un alt tip interesant de variabile pulsatorii este un grup mic de stele de tip β Cephei (sau β Canis Major), aparținând în principal giganților din subclasele spectrale timpurii B. Prin natura variabilității și forma curbei luminii, aceste stele seamănă cu stelele RR Lyrae, deosebindu-se de ele printr-o variație de amplitudine excepțional de mică. Perioadele sunt în intervalul de la 3 la 6 ore și, ca și în Cefeide, există o dependență a perioadei de luminozitate.

Pe lângă stelele pulsatoare cu o schimbare regulată a luminozității, există și mai multe tipuri de stele ale căror curbe de lumină se modifică. Printre ei se numără Stele de tip RV Taur, ale căror modificări de luminozitate se caracterizează printr-o alternanță de minime profunde și superficiale, care au loc cu o perioadă de 30 până la 150 de zile și cu o amplitudine de 0,8 până la 3,5 magnitudini. Stelele RV Tauri aparțin tipurilor spectrale F, G sau K. Stele de tip m Cephei aparțin clasei spectrale M și sunt numite variabile semiregulate roșii. Acestea se disting uneori prin neregularități foarte puternice în schimbarea luminozității, care au loc pe o perioadă de câteva zeci până la câteva sute de zile. Alături de variabilele semi-regulare din diagrama spectru-luminozitate, există stele de clasă M în care nu este posibilă detectarea repetabilității modificărilor de luminozitate (variabile neregulate). Sub ele se află stele cu linii de emisie în spectru care își schimbă ușor luminozitatea pe intervale de timp foarte lungi (de la 70 la 1300 de zile) și în limite foarte mari. Un reprezentant remarcabil al acestui tip de stele este o (omicron) Kita, sau, așa cum se numește altfel Mira. Această clasă de stele se numește variabile cu perioadă lungă precum Mira Kita. Durata perioadei stelelor variabile cu perioadă lungă fluctuează în jurul valorii medii variind de la 10% în ambele direcții.

Printre stelele pitice cu luminozitate mai mică, există și variabile de diferite tipuri, al căror număr total este de aproximativ 10 ori mai mic decât numărul giganților pulsatori. Aceste stele își manifestă variabilitatea sub forma unor izbucniri repetate periodic, a căror natură este explicată prin diferite tipuri de ejecții de materie sau erupții. Prin urmare, acest întreg grup de stele, împreună cu stele noi, este numit variabile eruptive. Este de remarcat faptul că printre ele se numără stele de o natură foarte diferită, atât în ​​stadiile incipiente ale evoluției lor, cât și în finalizarea drumului lor de viață. Cele mai tinere stele, aparent, care nu au finalizat încă procesul de contracție gravitațională, ar trebui luate în considerare variabile de tip τ (tau) Taur. Aceștia sunt pitici din clase spectrale, cel mai adesea F - G, găsiți în număr mare, de exemplu, în Nebuloasa Orion. Stelele de tip RW Aurigae, aparținând claselor spectrale de la B la M, sunt foarte asemănătoare cu acestea. Pentru toate aceste stele, schimbarea luminozității are loc atât de incorect încât nu se poate stabili o regularitate.

Stelele variabile eruptive de un tip special, în care o explozie (o creștere bruscă a luminozității) de cel puțin 7-8 magnitudini a fost observată cel puțin o dată, se numesc nou. De obicei, în timpul izbucnirii unei noi stele, magnitudinea aparentă a stelelor scade cu 10m-13m, ceea ce corespunde unei creșteri a luminozității de zeci și sute de mii de ori. După izbucnire, stele noi sunt niște pitici foarte fierbinți. În faza maximă a izbucnirii, ele seamănă cu supergiganții din clasele A - F. Dacă izbucnirea aceleiași noi stele a fost observată de cel puțin două ori, atunci o astfel de nouă se numește repetată. Creșterea luminozității în novele repetate este oarecum mai mică decât în ​​novele tipice. În total, în prezent sunt cunoscute aproximativ 300 de stele noi, dintre care aproximativ 150 au apărut în Galaxia noastră și peste 100 - în Nebuloasa Andromeda. În cele șapte novae repetate cunoscute, au fost observate în total aproximativ 20 de focare. Multe (poate chiar toate) nova și nova repetate sunt binare apropiate. După o explozie, novele prezintă adesea o variabilitate slabă. Schimbarea luminozității noii stele arată că în timpul izbucnirii are loc o explozie bruscă cauzată de instabilitatea care a apărut în stea. Potrivit diverselor ipoteze, această instabilitate poate apărea la unele stele fierbinți ca urmare a unor procese interne care determină eliberarea de energie în stea, sau datorită influenței unor factori externi.

supernove

Supernovele sunt stele care explodează în același mod ca și cele noi și ating magnitudini absolute de la -18m la -19m și chiar și -21m la maxim. Supernovele au o creștere a luminozității de peste zeci de milioane de ori. Energia totală emisă de o supernovă în timpul unui fulger este de mii de ori mai mare decât pentru nova. Aproximativ 60 de izbucniri de supernove din alte galaxii au fost înregistrate fotografic și adesea luminozitatea lor s-a dovedit a fi comparabilă cu luminozitatea integrată a întregii galaxii în care a avut loc izbucnirea. Conform descrierilor observațiilor anterioare făcute cu ochiul liber, au fost stabilite mai multe cazuri de explozii de supernove în galaxia noastră. Cea mai interesantă dintre ele este Supernova din 1054, care a erupt în constelația Taurului și a fost observată de astronomii chinezi și japonezi ca o „stea invitată” care a apărut brusc, care părea mai strălucitoare decât Venus și era vizibilă chiar și în timpul zilei. Deși acest fenomen este similar cu izbucnirea unei noi obișnuite, el diferă de acesta prin scara sa, curba și spectrul luminii netedă și care se schimbă lent. Două tipuri de supernove se disting prin caracterul spectrului de lângă epoca de maxim. De mare interes sunt cele cu expansiune rapidă, care în mai multe cazuri au fost găsite pe locul supernovelor de tip I. Cea mai remarcabilă dintre acestea este celebra Nebuloasă a Crabului din constelația Taurului. Forma liniilor de emisie ale acestei nebuloase indică expansiunea ei la o viteză de aproximativ 1000 km/sec. Dimensiunile actuale ale nebuloasei sunt de așa natură încât expansiunea în acest ritm ar putea începe cu nu mai mult de 900 de ani în urmă, adică. tocmai la timp pentru explozia supernovei din 1054.

Pulsari

În august 1967, în orașul englez Cambridge, a fost înregistrată emisia radio cosmică, care provenea din surse punctuale sub formă de impulsuri clare care se succed unul după altul. Durata unui impuls individual pentru astfel de surse poate varia de la câteva milisecunde la câteva zecimi de secundă. Claritatea pulsurilor și corectitudinea repetărilor lor fac posibilă determinarea cu mare precizie a perioadelor de pulsații ale acestor obiecte, care sunt denumite pulsarii. Perioada unuia dintre pulsari este de aproximativ 1,34 sec, în timp ce celelalte au perioade cuprinse între 0,03 și 4 sec. În prezent, se cunosc aproximativ 200 de pulsari. Toate produc emisii radio foarte polarizate pe o gamă largă de lungimi de undă, a căror intensitate crește abrupt odată cu creșterea lungimii de undă. Aceasta înseamnă că radiația are o natură non-termică. A fost posibil să se determine distanțele până la mulți pulsari, care s-au dovedit a fi în intervalul de la sute la mii de parsecs, ceea ce indică apropierea relativă a obiectelor care aparțin în mod evident galaxiei noastre.

Cel mai faimos pulsar, care este de obicei desemnat cu numărul NP 0531, coincide exact cu una dintre stele din centrul Nebuloasei Crabului. Observațiile au arătat că și radiația optică a acestei stele se modifică în aceeași perioadă. Intr-un impuls, steaua ajunge la 13m, iar intre impulsuri nu se vede. Aceleași pulsații din această sursă sunt experimentate și de radiația cu raze X, a cărei putere este de 100 de ori mai mare decât puterea radiației optice. Coincidența unuia dintre pulsari cu centrul unei formațiuni atât de neobișnuite precum Nebuloasa Crabului sugerează că aceștia sunt doar obiectele în care se transformă supernovele după erupții. Dacă izbucnirile de supernovă se termină cu adevărat prin formarea unor astfel de obiecte, atunci este foarte posibil ca pulsarii să fie stele neutronice.În acest caz, cu o masă de aproximativ 2 mase solare, ar trebui să aibă raze de aproximativ 10 km. Când este comprimată la astfel de dimensiuni, densitatea materiei devine mai mare decât cea nucleară, iar rotația stelei accelerează la câteva zeci de rotații pe secundă. Aparent, intervalul de timp dintre impulsurile succesive este egal cu perioada de rotație a stelei neutronice. Apoi, pulsația se explică prin prezența unor nereguli, puncte fierbinți deosebite, pe suprafața acestor stele. Aici este potrivit să vorbim despre o „suprafață”, deoarece la astfel de densități mari substanța este mai aproape în proprietățile sale de un corp solid. Stelele neutronice pot servi ca surse de particule energetice care intră constant în nebuloasele lor asociate, cum ar fi Nebuloasa Crab.

foto: Emisia radio din Nebuloasa Crabului

Stelele variabile sunt unul dintre cele mai curioase fenomene de pe cer, accesibile observarii cu ochiul liber. Mai mult, există spațiu pentru activitatea științifică a unui simplu iubitor de astronomie și există chiar și ocazia de a face o descoperire. Există o mulțime de stele variabile astăzi și este destul de interesant să le observi.

Stelele variabile sunt stele care își schimbă luminozitatea în timp. Desigur, acest proces durează ceva timp și nu se întâmplă literalmente în fața ochilor noștri. Cu toate acestea, dacă observați periodic o astfel de stea, modificările luminozității sale vor deveni clar vizibile.

Motivele schimbării luminozității pot fi motive diferite și, în funcție de acestea, toate stelele variabile sunt împărțite în diferite tipuri, pe care le vom lua în considerare mai jos.

Cum au fost descoperite stelele variabile

S-a crezut întotdeauna că strălucirea stelelor este ceva constant și de neclintit. O fulgerare sau doar apariția unei stele a fost atribuită ceva supranatural încă din cele mai vechi timpuri, iar acest lucru avea în mod clar un fel de semn de sus. Toate acestea pot fi observate cu ușurință în textul aceleiași Biblii.

Cu toate acestea, cu multe secole în urmă, oamenii știau că unele stele își pot schimba încă luminozitatea. De exemplu, Beta Perseus nu se numește în zadar El Ghoul (acum se numește Algol), care în traducere nu înseamnă altceva decât „steaua diavolului”. Este numit astfel datorită proprietății sale neobișnuite de a schimba luminozitatea cu o perioadă de puțin mai puțin de 3 zile. Această stea a fost descoperită ca variabilă în 1669 de astronomul italian Montanari, iar la sfârșitul secolului al XVIII-lea, astronomul amator englez John Goodryke a studiat, iar în 1784 a descoperit a doua variabilă de același tip - β Lyrae.

În 1893, Henrietta Lewitt a venit să lucreze la Observatorul Harvard. Sarcina ei a fost să măsoare luminozitatea și să catalogeze stelele de pe plăcile fotografice acumulate în acest observator. Drept urmare, Henrietta a descoperit mai mult de o mie de stele variabile în 20 de ani. Era deosebit de bună la investigarea stelelor variabile pulsante, Cefeidele, și a făcut câteva descoperiri importante. În special, ea a descoperit dependența perioadei Cefeide de luminozitatea sa, ceea ce vă permite să determinați cu precizie distanța până la stea.

Henrietta Lewitt.

După aceea, odată cu dezvoltarea rapidă a astronomiei, au fost descoperite mii de noi variabile.

Clasificarea stelelor variabile

Toate stelele variabile își schimbă luminozitatea din diverse motive, așa că a fost elaborată o clasificare pe această bază. La început a fost destul de simplu, dar pe măsură ce datele s-au acumulat, a devenit din ce în ce mai complicat.

Acum, în clasificarea stelelor variabile, se disting mai multe grupuri mari, fiecare dintre ele conține subgrupuri, care includ stele cu aceleași cauze de variabilitate. Există o mulțime de astfel de subgrupuri, așa că vom lua în considerare pe scurt principalele grupuri.

eclipsând stele variabile

Variabilele care eclipsează, sau pur și simplu eclipsează stelele variabile, își schimbă luminozitatea dintr-un motiv foarte simplu. De fapt, nu sunt o stea, ci un sistem binar, în plus, destul de apropiat. Planul orbitelor lor este situat în așa fel încât observatorul să vadă cum o stea o închide pe cealaltă - există, parcă, o eclipsă.

Dacă am fi puțin departe, nu am putea vedea așa ceva. De asemenea, este posibil să existe multe astfel de stele, dar nu le vedem ca variabile, deoarece planul orbitelor lor nu coincide cu planul vederii noastre.

Sunt cunoscute și multe tipuri de stele variabile care se eclipsează. Unul dintre cele mai cunoscute exemple este Algol, sau β Perseus. Această stea a fost descoperită de matematicianul italian Montanari în 1669, iar proprietățile ei au fost studiate de John Goodryke, un astronom amator englez, la sfârșitul secolului al XVIII-lea. Stelele care formează acest sistem binar nu pot fi văzute individual - sunt situate atât de aproape, încât perioada lor de revoluție este de doar 2 zile și 20 de ore.

Dacă te uiți la curba de luminozitate Algol, poți vedea o mică scădere în mijloc - un minim secundar. Cert este că una dintre componente este mai strălucitoare (și mai mică), iar a doua este mai slabă (și mai mare). Când componenta slabă o acoperă pe cea strălucitoare, vedem o scădere puternică a luminozității, iar când cea luminoasă o acoperă pe cea slabă, scăderea luminozității nu este foarte pronunțată.

În 1784, Goodryk a descoperit o altă variabilă de eclipsă, β a lui Lyrae. Perioada sa este de 12 zile, 21 de ore și 56 de minute. Spre deosebire de Algol, graficul modificării luminozității pentru această variabilă este mai neted. Cert este că aici sistemul binar este foarte aproape, stelele sunt atât de aproape una de cealaltă încât au o formă alungită, eliptică. Prin urmare, vedem nu numai eclipse ale componentelor, ci și modificări ale luminozității atunci când stelele eliptice se rotesc lat sau îngust.

Graficul modificării luminozității β Lyra.

apărare. Din această cauză, schimbarea luciului aici este mai lină.

O altă variabilă tipică de eclipsă este Ursa Major W, descoperită în 1903. Aici, graficul arată un minim secundar de aproape aceeași adâncime ca cel principal, iar diagrama în sine este netedă, ca cea a lui β Lyra. Faptul este că aici componentele au aproape aceleași dimensiuni, de asemenea alungite și atât de strâns distanțate încât suprafețele lor aproape se ating.

Există și alte tipuri de stele variabile care eclipsează, dar sunt mai puțin frecvente. Aceasta include, de asemenea, stelele elipsoidale, care, în timpul rotației, se întorc către noi fie cu o latură largă, fie cu una îngustă, din cauza căreia luminozitatea lor se schimbă.

Stele variabile pulsatorii

Stelele variabile pulsatorii sunt o clasă mare de obiecte de acest fel. Schimbările de luminozitate apar din cauza modificărilor volumului stelei - fie se extinde, fie se contractă din nou. Acest lucru se întâmplă din cauza instabilității echilibrului dintre forțele principale - gravitația și presiunea internă.

Cu astfel de pulsații, are loc o creștere a fotosferei stelei și o creștere a suprafeței radiante. În același timp, temperatura suprafeței și culoarea stelei se schimbă. Luciul, respectiv, se modifică și el. Unele tipuri de variabile fluctuante își schimbă luminozitatea periodic, iar unele nu au nicio stabilitate - sunt numite neregulate.

Prima stea care pulsa a fost Mira Kita, descoperită în 1596. Când strălucirea sa atinge maximul, poate fi văzut clar cu ochiul liber. Sunt necesare cel puțin un binoclu bun sau un telescop. Perioada de strălucire a Mirei este de 331,6 zile, iar astfel de stele sunt numite Mirids sau ο stele de tip Ceti - sunt cunoscute câteva mii dintre ele.

Un alt tip larg cunoscut de variabilă pulsatorie este Cefeida, numită după o stea de acest tip, Ϭ Cephei. Acestea sunt giganți cu perioade de la 1,5 la 50 de zile, uneori mai multe. Chiar și Steaua Polară aparține Cefeidelor cu o perioadă de aproape 4 zile și cu fluctuații de luminozitate de la 2,50 la 2,64 stele. cantități. Cefeidele sunt, de asemenea, împărțite în subclase, iar observațiile lor au jucat un rol semnificativ în dezvoltarea astronomiei în general.

Variabilele pulsatorii de tip RR Lyrae se disting printr-o schimbare rapidă a luminozității - perioadele lor sunt mai mici de o zi, iar fluctuațiile ating în medie o magnitudine, ceea ce face ușoară observarea lor vizuală. Acest tip de variabile este, de asemenea, împărțit în 3 grupe, în funcție de asimetria curbelor lor de lumină.

Perioadele chiar mai scurte la cefeidele pitice sunt un alt tip de variabilă pulsatorie. De exemplu, CY-ul Vărsător are o perioadă de 88 de minute, în timp ce SX-ul Phoenix are o perioadă de 79 de minute. Graficul luminozității lor este similar cu graficul Cefeidelor obișnuite. Sunt de mare interes pentru observare.

Există mult mai multe tipuri de stele variabile pulsatoare, deși nu sunt la fel de comune sau foarte convenabile pentru observațiile amatorilor. De exemplu, stelele de tip RV Taurus au perioade de la 30 la 150 de zile și există unele abateri în graficul de luminozitate, motiv pentru care stelele de acest tip sunt clasificate ca semi-regulate.

Stele variabile greșite

Stelele variabile neregulate pulsa, dar aceasta este o clasă mare care include multe obiecte. Schimbările în luminozitatea lor sunt foarte complexe și adesea imposibil de prezis în avans.

Cu toate acestea, pentru unele stele neregulate, periodicitatea poate fi detectată pe termen lung. Când se observă pe mai mulți ani, de exemplu, se poate observa că fluctuațiile neregulate se adună la o anumită curbă medie care se repetă. Astfel de stele, de exemplu, includ Betelgeuse - α Orion, a cărei suprafață este acoperită cu pete luminoase și întunecate, ceea ce explică fluctuațiile luminozității.

Stelele variabile neregulate nu sunt bine înțelese și sunt de mare interes. Mai sunt multe descoperiri de făcut în acest domeniu.

Cum să observați stelele variabile

Sunt folosite diferite metode pentru a detecta schimbările în luminozitatea unei stele. Cel mai accesibil este vizual, atunci când un observator compară luminozitatea unei stele variabile cu luminozitatea stelelor învecinate. Apoi, pe baza comparației, se calculează luminozitatea variabilei și, pe măsură ce se acumulează aceste date, se construiește un grafic pe care fluctuațiile de luminozitate sunt clar vizibile. În ciuda simplității aparente, determinarea luminozității cu ajutorul ochiului se poate face destul de precis, iar o astfel de experiență se dobândește destul de repede.

Există mai multe metode pentru a determina vizual luminozitatea unei stele variabile. Cele mai comune dintre acestea sunt metoda Argelander și metoda Neuland-Blazhko. Există și altele, dar acestea sunt destul de ușor de învățat și oferă suficientă precizie. Vom vorbi despre ele mai detaliat într-un articol separat.

Avantajele metodei vizuale:

• Nu este necesar echipament. Este posibil să aveți nevoie de un binoclu sau un telescop pentru a observa stelele slabe. Stele cu o luminozitate minimă de până la 5-6 stele. cantitățile pot fi observate cu ochiul liber, sunt și destul de multe.
• În procesul de observare, există o adevărată „comunicare” cu cerul înstelat. Acest lucru dă un sentiment plăcut de unitate cu natura. În plus, este o lucrare destul de științifică care aduce satisfacții.

Dezavantajele includ, totuși, acuratețea neideală, care provoacă erori în observațiile individuale.

O altă metodă de estimare a luminozității unei stele este utilizarea echipamentelor. De obicei, se face o fotografie a unei stele variabile cu împrejurimile sale, iar apoi luminozitatea variabilei poate fi determinată cu precizie din imagine.

Merită ca un astronom amator să observe stele variabile? Cu siguranță merită! La urma urmei, acestea nu sunt doar unul dintre cele mai simple și mai accesibile obiecte pentru studiu. Aceste observații au și valoare științifică. Astronomii profesioniști pur și simplu nu sunt capabili să acopere o astfel de masă de stele cu observații regulate, iar pentru un amator există chiar o oportunitate de a contribui la știință și astfel de cazuri s-au întâmplat.