Pulzujúce hviezdy sa rozširujú a zmršťujú, zväčšujú sa a zmenšujú, sú teplejšie a chladnejšie, jasnejšie a slabšie. Fyzikálne vlastnosti týchto hviezd sú také, že sa jednoducho pohybujú z jedného stavu do druhého a späť, akoby robili nejaký druh oscilácie alebo pulzovania, rovnako ako srdce bijúce na oblohe.
Premenné hviezdy cefeíd
Americká astronómka Henrietta Leavittová zistila, že cefeidy majú vzťah medzi vzťahom periódy a svietivosti a svietivosťou. Tento výraz znamená, že čím dlhšia je perióda zmeny jasnosti (interval medzi po sebe nasledujúcimi vrcholmi jasnosti), tým vyššia je priemerná skutočná jasnosť hviezdy. Ak teda zmeriate zdanlivú veľkosť premennej cefeíd, ako sa mení v priebehu dní a týždňov, a potom určíte periódu zmeny jasu, potom je možné ľahko vypočítať skutočnú jasnosť hviezdy.
Prečo je to potrebné? A potom, keď poznáte skutočnú jasnosť hviezdy, môžete určiť vzdialenosť k nej. Koniec koncov, čím ďalej je hviezda, tým tlmenejšie vyzerá, ale stále je to tá istá hviezda s rovnakou skutočnou brilanciou.
Vzdialené matné hviezdy sa riadia zákonom inverzného štvorca. To znamená, že ak je hviezda 2-krát ďalej, potom vyzerá 4-krát slabšie. A ak je hviezda 3-krát ďalej, potom vyzerá 9-krát slabšie. Ak je hviezda 10-krát ďalej, potom vyzerá 100-krát slabšie.
Nedávno sa v médiách objavili správy, že Hubblov vesmírny teleskop dokázal určiť veľkosť a vek vesmíru. V skutočnosti je to výsledok štúdie pomocou Hubbleovho teleskopu premenných hviezd Cepheid. Tieto cefeidy sa nachádzajú vo vzdialených galaxiách. Ale pozorovaním zmeny ich jasnosti a pomocou vzťahu medzi periódou zmeny jasu a svietivosti astronómovia určili vzdialenosť k týmto galaxiám.
Hviezdy ako RR Lyrae
Hviezdy RR Lyrae sú podobné cefeidám, ale nie sú také veľké a jasné. Niektoré z nich sa nachádzajú v guľovej hviezdokope v našej galaxii Mliečna dráha a majú tiež vzťah medzi periódou zmeny jasu a svietivosti.
Guľové hviezdokopy sú obrovské guľovité útvary vyplnené starými hviezdami zrodenými počas formovania Mliečnej dráhy. Ide o oblasti vesmíru so šírkou len 60 – 100 svetelných rokov, v ktorých sa „zbalí“ od niekoľko stotisíc až po milión hviezd. Pozorovaním zmeny jasnosti hviezd RR Lyrae môžu astronómovia odhadnúť vzdialenosť k takýmto hviezdam. A ak sú tieto hviezdy v guľových hviezdokopách, potom môžete určiť vzdialenosť k týmto guľovým hviezdokopám.
Prečo je dôležité poznať vzdialenosť hviezdokopy? Tu je dôvod. Všetky hviezdy nachádzajúce sa v tej istej hviezdokope vznikli súčasne zo spoločného oblaku. A všetky sa nachádzajú približne v rovnakej vzdialenosti od Zeme, pretože sú v rovnakom zhluku. Preto, keď vedci zostavia H-R diagram pre hviezdy v zhluku, nedôjde k žiadnym chybám spôsobeným rozdielom vo vzdialenostiach medzi rôznymi hviezdami. A ak poznáme vzdialenosť k hviezdokopu, potom všetky hodnoty hviezdnych magnitúd zakreslené na diagrame možno previesť na svietivosť, teda na intenzitu energie vyžarovanej hviezdou za sekundu. A tieto hodnoty možno priamo porovnať s teoretickými údajmi. To je to, čo robia astrofyzici.
Dlhoperiodické premenné hviezdy
Zatiaľ čo astrofyzici spracovávajú informácie z cefeíd a premenných hviezd RR Lyrae, amatérski astronómovia sa tešia z pozorovania dlhoperiodických premenných hviezd, takzvaných premenných hviezd typu Mira Ceti. Mira je iné meno pre hviezdu Omicron Ki.
Premenné hviezdy ako Mira Ceti pulzujú ako cefeidy, ale majú oveľa dlhšie periódy zmeny jasnosti, v priemere 10 mesiacov alebo viac, a navyše majú väčšiu amplitúdu zmeny jasnosti. Keď jasnosť Mira Ceti dosiahne maximálnu hodnotu, je viditeľná voľným okom a keď je jasnosť minimálna, je potrebný ďalekohľad. Zmena jasu dlhoperiodických hviezd je tiež oveľa nepravidelnejšia ako u cefeíd. Maximálna magnitúda, ktorú hviezda dosiahne, sa môže v jednotlivých periódach značne líšiť. Pozorovania takýchto hviezd, ktoré nie je ťažké uskutočniť, umožňujú vedcom získať dôležité vedecké informácie. A aj vy môžete prispieť k štúdiu premenných hviezd (podrobnejšie sa tomu budem venovať v poslednej časti tejto kapitoly).
Na obrázku je červená premenná hviezda s názvom V838 Monocerotis.
Premenná hviezda - ktorej jas sa časom mení v dôsledku fyzikálnych procesov prebiehajúcich v jej oblasti. Presne povedané, jas každej hviezdy sa časom mení na jeden alebo druhý stupeň. Napríklad množstvo uvoľnenej energie sa počas jedenásťročného slnečného cyklu zmení o 0,1 %, čo zodpovedá zmene absolútnej veľkosti o jednu tisícinu. Premenná je hviezda, ktorej zmeny jasnosti boli na súčasnej úrovni pozorovacej techniky spoľahlivo detekované. Na klasifikáciu hviezdy ako premennej stačí, aby sa jas hviezdy zmenil aspoň raz.
Premenné hviezdy sa navzájom veľmi líšia. Zmeny jasu môžu byť pravidelné. Hlavnými pozorovacími charakteristikami sú perióda, amplitúda zmien jasu, tvar svetelnej krivky a krivka radiálnej rýchlosti.
Príčiny zmeny jasnosti hviezd môžu byť: radiálne a neradiálne pulzácie, chromosférická aktivita, periodické zatmenia hviezd v tesnej dvojhviezdnej sústave, procesy spojené s tokom hmoty z jednej hviezdy do druhej v dvojhviezdnom systéme, katastrofické procesy ako výbuch supernovy a pod.
Premenlivosť hviezd si netreba zamieňať s ich blikaním, ku ktorému dochádza v dôsledku kolísania vzduchu zemskej atmosféry. Hviezdy pri pohľade z vesmíru neblikajú.
Top-10 súhvezdí podľa počtu premenných hviezd podľa katalógu OKPS-4
Prvá premenná hviezda bola identifikovaná v roku 1638, keď si Johann Holvarda všimol, že hviezda Omicron Ceti, neskôr nazývaná Mira, pulzuje s periódou 11 mesiacov. Predtým bola hviezda opísaná ako nova astronómom Davidom Fabriciusom v roku 1596. Tento objav v kombinácii s pozorovaniami supernov v rokoch 1572 a 1604 dokázal, že hviezdna obloha nie je niečím večne pevným, ako učil Aristoteles a iní. starovekých filozofov. Objav premenných hviezd tak prispel k revolúcii v astronomickom myslení, ktorá sa odohrala v šestnástom a na začiatku sedemnásteho storočia.
Druhou premennou hviezdou, ktorú v roku 1669 opísal Geminiano Montanari, bola zákrytová premenná Algol. Správne vysvetlenie dôvodov jej variability podal v roku 1784 John Goodryke. V roku 1686 objavil astronóm Gottfried Kirkhi hviezdu Chi Cygni (χ Cygni) a v roku 1704 sa vďaka Giovannimu Maraldimu stala známa R Hydra (R Hydrae). V roku 1786 už bolo známych 10 premenných hviezd. John Goodryk svojimi pozorovaniami pridal k ich počtu Delta Cephei (δ Cephei) a Sheliak (β Lyr). Od roku 1850 sa počet známych premenných hviezd dramaticky zvýšil, najmä od roku 1890, keď ich bolo možné odhaliť fotografovaním.
Najnovšie vydanie Všeobecného katalógu premenných hviezd (2008) uvádza viac ako 46 000 premenných hviezd z našej vlastnej, ako aj 10 000 z iných galaxií a ďalších 10 000 možných premenných.
Prvý katalóg premenných hviezd zostavil anglický astronóm Edward Pigott v roku 1786. Tento katalóg obsahoval 12 objektov: dve supernovy, jednu novu, 4 hviezdy typu ο Cet (Miridy), dve cefeidy (δ Cep, η Aql), dve zákrytové (β Per, β Lyr) a P Cyg. V XIX - začiatkom XX storočia. Nemeckí astronómovia prevzali vedúcu úlohu v štúdiu premenných hviezd. Po druhej svetovej vojne rozhodnutím Medzinárodnej astronomickej únie (IAU) v roku 1946 bola tvorba katalógov premenných zverená sovietskym astronómom – Štátnemu astronomickému ústavu. P. K. Sternberg (GAISh) a Astrosoviet Akadémie vied ZSSR (teraz INASAN). Približne raz za 15 rokov tieto organizácie vydávajú Všeobecný katalóg premenných hviezd (GCVS). Posledné 4. vydanie vychádzalo v rokoch 1985 až 1995. V intervaloch medzi ďalšími vydaniami OKPZ vychádzajú jeho dodatky. Paralelne s tvorbou GCVS prebiehajú práce na tvorbe katalógov hviezd podozrivých z premenlivosti jasnosti (CSV, eng. NSV).
Štvrté vydanie OKPZ zostáva posledným „papierovým“ vydaním. V 21. storočí, podobne ako mnohé iné astronomické katalógy, je GCVS vedený v elektronickej podobe a je dostupný v systéme VisieR pod názvom Všeobecný katalóg premenných hviezd. Skladá sa z 3 častí: katalóg premenných hviezd, katalóg hviezd podozrivých z premenlivosti a katalóg extragalaktických premenných.
Moderný systém označovania premenných hviezd je vývojom systému navrhnutého Friedrichom Argelanderom v polovici 19. storočia. Argelander v roku 1850 navrhol pomenovať tie premenné hviezdy, ktoré ešte nedostali svoje označenie písmenami od R po Z v poradí objavenia v každom súhvezdí. Napríklad R Hydrae je prvá premenná hviezda v súhvezdí Hydra, S Hydrae je druhá atď.. Pre každé súhvezdie bolo teda vyhradených 9 premenných označení, teda 792 hviezd. V Argelanderových časoch sa takáto zásoba zdala celkom dostatočná. Do roku 1881 však bola prekonaná hranica 9 hviezd na súhvezdie a E. Hartwig navrhol doplniť názvoslovie o dvojpísmenové označenia podľa nasledujúceho princípu:
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
Napríklad RR Lyr. Tento systém však čoskoro vyčerpal všetky možné možnosti v množstve konštelácií. Potom astronómovia zaviedli ďalšie dvojpísmenové označenia:
AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ
Písmeno J bolo vylúčené z dvojpísmenových kombinácií, aby nedošlo k zámene s I pri písaní rukou. Až po úplnom vyčerpaní dvojpísmenovej notácie bolo rozhodnuté použiť jednoduché číslovanie hviezd označujúce súhvezdie, počnúc číslom 335, napríklad V335 Sgr. Tento systém sa používa dodnes. Väčšina premenných hviezd sa nachádza v súhvezdí Strelca. Je pozoruhodné, že posledné miesto v klasifikácii Argelander obsadila v roku 1989 hviezda Z Cutter.
Počas histórie štúdia premenných hviezd sa opakovane pokúšali vytvoriť ich primeranú klasifikáciu. Prvé klasifikácie založené na malom množstve pozorovacieho materiálu hlavne zoskupovali hviezdy podľa podobných vonkajších morfologických znakov, ako je tvar svetelnej krivky, amplitúda a perióda zmeny svetla atď. Následne spolu s nárastom počet známych premenných hviezd, počet skupín s podobnými morfologickými znakmi, niektoré veľké boli rozdelené na množstvo menších. Zároveň vďaka rozvoju teoretických metód bolo možné klasifikovať nielen podľa vonkajších, pozorovateľných znakov, ale aj podľa fyzikálnych procesov vedúcich k tomu či onomu typu variability.
Na označenie typov premenných hviezd, tzv. prototypy sú hviezdy, ktorých charakteristika variability sa pre daný typ považuje za štandard. Napríklad premenné hviezdy ako RR Lyr.
Nasledujúce rozdelenie premenných hviezd do tried navrhol Guzo (francúzsky Jean-Charles Houzeau de Lehaie) v 19. storočí:
Hviezdy, ktoré neustále zvyšujú alebo znižujú jas.
Hviezdy s periodickou zmenou jasu.
Hviezdy typu Mira Ceti sú hviezdy s dlhými periódami a výraznými odchýlkami v jasnosti.
Hviezdy s pomerne rýchlou a pravidelnou zmenou jasu. Charakteristickými zástupcami β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Hviezdy typu Algol (β Persei). Hviezdy s veľmi krátkou periódou (dva alebo tri dni) a mimoriadne správnym meraním jasu, ktoré zaberá len malú časť periódy. Po zvyšok času si hviezda zachováva svoj najväčší lesk. Ďalšie hviezdy typu Algol: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei atď.
Hviezdy s nepravidelnými zmenami jasu. Zástupca - η Argus
Nové hviezdy.
V GCVS-3 sú všetky premenné hviezdy rozdelené do troch veľkých tried: pulzujúce premenné, erupčné premenné a zákrytové premenné. Triedy sa delia na typy, niektoré typy na podtypy.
Pulzujúce premenné zahŕňajú tie hviezdy, ktorých premenlivosť je spôsobená procesmi prebiehajúcimi v ich vnútri. Tieto procesy vedú k periodickej zmene jasnosti hviezdy a s ňou aj ďalších charakteristík hviezdy - povrchová teplota, polomer fotosféry atď. Trieda pulzujúcich premenných sa delí na tieto typy:
Dlhoperiodické cefeidy (Cep) sú hviezdy s vysokou svietivosťou s periódami od 1 do ~70 dní. Sú rozdelené do dvoch podtypov:
Klasické cefeidy (Cδ) - Cefeidy plochej zložky Galaxie
Hviezdy typu Panna W (CW) - Cefeidy sférickej zložky Galaxie
Pomalé nesprávne premenné (L)
Hviezdy ako Mira Ceti (M)
Poloregulárne premenné (SR)
Premenné typu RR Lyrae (RR)
Premenné typu RV Taurus (RV)
β Cephei alebo β Canis Major (βC) premenné
Premenné typu δ Shield (δ Sct)
Premenné ako ZZ Kita – pulzujúci bieli trpaslíci
Magnetické premenné ako α² Hounds of the Dogs (αCV)
Eruptívne premenné hviezdy. Táto trieda zahŕňa hviezdy, ktoré menia svoju jasnosť nepravidelne alebo raz za obdobie pozorovania. Všetky zmeny jasnosti erupčných hviezd sú spojené s výbušnými procesmi vyskytujúcimi sa na hviezdach, v ich blízkosti alebo s výbuchmi samotných hviezd. Táto trieda premenných hviezd sa delí na dve podtriedy: nepravidelné premenné spojené s difúznymi hmlovinami a rýchle nepravidelné, ako aj podtriedu nových hviezd a hviezd podobných novám.
Premenné ako UV Ceti (UV) sú hviezdy spektrálneho typu d Me, ktoré zažívajú krátkodobé vzplanutia významnej amplitúdy.
UVn hviezdy – podtyp UV hviezd spojených s difúznymi hmlovinami
Premenné ako BY Draconis (BY) sú emisné hviezdy neskorých spektrálnych typov, ktoré vykazujú periodické zmeny jasu s premenlivou amplitúdou a meniacim sa tvarom svetelnej krivky.
Nesprávne premenné (I). Charakterizované indexmi a, b, n, T, s. Index a označuje, že hviezda patrí do spektrálneho typu O-A, index b označuje spektrálny typ F-M, n symbolizuje spojenie s difúznymi hmlovinami, s je rýchla variabilita, T popisuje emisné spektrum charakteristické pre hviezdu T Tauri. Takže označenie Isa je priradené rýchlej nepravidelnej premennej skorého spektrálneho typu.
Nové hviezdy (N)
Rýchle nové (Na)
Pomalé nové (Nb)
Veľmi pomalé novy (Nc)
Opakované nové (č.)
Hviezdy ako Nova (Nl)
Symbiotické premenné Z Andromeda (ZAnd)
Premenné typu Northern Corona R (RCB)
Premenné typu U Gemini (UG)
Premenné typu žirafa Z (ZCam)
supernovy (SN)
Premenné typu Doradus S (SD)
Premenné typu γ Cassiopeia (γC)
Zákrytové premenné hviezdy zahŕňajú sústavy dvoch hviezd, ktorých celková jasnosť sa v priebehu času periodicky mení. Dôvodom zmeny jasnosti môže byť vzájomné zatmenie hviezd alebo zmena ich tvaru vzájomnou gravitáciou v blízkych systémoch, to znamená, že variabilita je spojená so zmenou geometrických faktorov, a nie s fyzikálnou variabilitou.
Premenné zatmenia typu algol (EA) - svetelné krivky umožňujú fixáciu začiatku a konca zatmenia; v intervaloch medzi zatmeniami zostáva jas takmer konštantný.
Zákrytové premenné ako β Lyrae (EB) – dvojhviezdy s elipsoidnými zložkami, ktoré neustále menia jas, a to aj v intervale medzi zatmeniami. Je povinné dodržiavať sekundárne minimum. Obdobia sú zvyčajne dlhšie ako 1 deň.
Zákrytové premenné typu Ursa Major W (EW) sú kontaktné systémy hviezd spektrálnych tried F a neskorších. Majú periódy kratšie ako 1 deň a amplitúdy sú zvyčajne menšie ako 0,8 m.
Elipsoidné premenné (Ell) sú binárne systémy, ktoré nevykazujú zatmenie. Ich jas sa mení v dôsledku zmeny plochy vyžarujúceho povrchu hviezdy smerom k pozorovateľovi.
Za čas, ktorý uplynul medzi tretím a štvrtým vydaním OKPS, sa zvýšilo nielen množstvo pozorovacieho materiálu, ale aj jeho kvalita. To umožnilo zaviesť podrobnejšiu klasifikáciu a vniesť do nej myšlienku fyzikálnych procesov, ktoré spôsobujú premenlivosť hviezd. Nová klasifikácia obsahuje 8 rôznych tried premenných hviezd.
Eruptívne premenné hviezdy sú hviezdy, ktoré menia svoju jasnosť v dôsledku prudkých procesov a erupcií vo svojich chromosférach a korónach. Zmena svietivosti je zvyčajne spôsobená zmenami v obale alebo stratou hmoty vo forme hviezdneho vetra rôznej intenzity a/alebo interakcie s medzihviezdnym prostredím. Pulzujúce premenné hviezdy sú hviezdy, ktoré vykazujú periodickú expanziu a kontrakciu svojich povrchových vrstiev. Pulzácie môžu byť radiálne a neradiálne. Radiálne pulzácie hviezdy zanechávajú jej sférický tvar, zatiaľ čo neradiálne pulzácie spôsobujú, že sa tvar hviezdy odchyľuje od sférického a priľahlé zóny hviezdy môžu byť v opačných fázach. Rotujúce premenné hviezdy sú hviezdy, ktorých rozloženie jasu na povrchu je nerovnomerné a/alebo majú neelipsoidný tvar, v dôsledku čoho pri rotácii hviezd pozorovateľ zafixuje ich premenlivosť. Nehomogenita povrchovej jasnosti môže byť spôsobená prítomnosťou škvŕn alebo teplotných alebo chemických nehomogenít spôsobených magnetickými poľami, ktorých osi sa nezhodujú s osou rotácie hviezdy.
Kataklyzmické (výbušné a novu podobné) premenné hviezdy. Premenlivosť týchto hviezd je spôsobená výbuchmi, ktoré vznikajú výbušnými procesmi v ich povrchových vrstvách (novy) alebo hlboko v ich vnútri (supernovy).
zákrytové dvojhviezdy
Optické premenné binárne systémy s tvrdým röntgenovým žiarením
Premenné s inými symbolmi
Nové typy premenných - typy premenných objavené pri publikovaní katalógu, a preto nezaradené do už publikovaných tried.
Triedy 1 a 5 sa prelínajú - hviezdy s typmi variability RS a WR patria do oboch týchto tried.
Počet premenných hviezd podľa typu podľa katalógu OKPZ-4
Ako viete, naše Slnko tiež nesvieti úplne rovnomerne, ale mierne mení svoju aktivitu. Každých 11 rokov narastá počet škvŕn na Slnku a zvyšuje sa jeho aktivita. Samozrejme, pulzácie Slnka sa nedajú porovnávať s pulzáciami cefeíd a ešte viac nových a supernovových hviezd. Preto je naše Slnko trvalou hviezdou.
Premenná hviezda je taká hviezda, ktorej jas (jas) sa časom mení v dôsledku fyzikálnych procesov v hviezde alebo okolo nej. Túto skutočnú premenlivosť hviezd treba odlíšiť od ich trblietania a inej premenlivosti spôsobenej nejednotnosťou zemskej atmosféry.
No pri pozorovaní zo Zeme nie je také ľahké oddeliť prirodzené kolísanie jasnosti hviezdy od tých, ktoré sú spôsobené vplyvom atmosféry. Preto presnosť fotometrie, t.j. meraní toku žiarenia z hviezd, nebola až do 90. rokov minulého storočia vysoká: nie lepšia ako 0,1 m (magnitúda). A počet premenných hviezd nepresiahol 30 000.
Vesmírne teleskopy a predovšetkým ďalekohľad Hipparcos spôsobili koncom 20. storočia revolúciu v štúdiu premenlivosti hviezd: fotometria miliónov hviezd s presnosťou lepšou ako 0,01" ukázala, že takmer všetky hviezdy sú premenlivé do jedného alebo druhého stupňa. Napríklad naše Slnko počas 11-ročného slnečného cyklu zmení jas asi o 0,001 m. Ale my, podobne ako profesionálni astronómovia, budeme pre pohodlie považovať za premenné iba hviezdy s významnou amplitúdou variability. Informácie o nich sa zhromažďujú a systematizujú v Všeobecný katalóg premenných hviezd (GCVS) Štátneho astronomického ústavu pomenovaný po P. K. Sternbergovi (GAISh) v Moskve.
Premenné hviezdy sa už dlho označujú jedným alebo dvoma veľkými latinskými písmenami.
pred názvom súhvezdia, napríklad BW Cam je premenná v súhvezdí Žirafa. A keď sa takéto kombinácie písmen vyčerpali, začali sa označovať veľkým písmenom V (zo slova premenná - „premenná“), za ktorým nasledovalo číslo, napríklad V838 Mon - premenná v súhvezdí Jednorožec.
Všetky premenné hviezdy s výraznou amplitúdou kolísania jasu možno rozdeliť do štyroch širokých kategórií. Tu je dôvodom nami pozorovanej variability toku žiarenia čiastočné alebo úplné zatmenie jednej hviezdy v páre inou hviezdou. Druhou kategóriou sú pulzujúce premenné hviezdy. Mimochodom, patrí k nim väčšina v súčasnosti známych premenných hviezd s výraznými amplitúdami. Tu sú dôvodom premenlivosti pulzácie hviezdy, teda zmeny jej veľkosti, hustoty, jasu, farby, teploty, spektra a iných charakteristík. Príčiny pulzácií sú rôzne, ale všetky vyplývajú z fyzikálnych vlastností hmoty hviezdy. Tretia kategória je eruptívna, t.j. explodujúce alebo vzplanuté premenné hviezdy. Sú to nestabilné hviezdy, zvyčajne na pokraji prechodu z jedného štádia vývoja do druhého. Štvrtou kategóriou sú rotujúce premenné hviezdy s nerovnakou povrchovou jasnosťou. Môžeme povedať, že ide o hviezdy so škvrnami alebo pruhmi rôznej jasnosti. Patrí k nim aj Slnko, no jeho škvrny sú v porovnaní s obrovskými škvrnami niektorých hviezd nepatrné.
zákrytové premenné hviezdy
Blednutie hviezdy Algol (Vetta Perseus) si všimol už v staroveku a vysvetlil ho v roku 1783 John Goodryke. Približne každých 69 hodín hviezda na 10 hodín zhasne – to je viditeľné voľným okom. Preto je Algol v tabuľke premenných hviezd v dielni číslo 40. Za „žmurknutím“ hviezdy leží tesná dvojica „valčíka“ Algol, v ktorej jedna periodicky zakrýva druhú. Samozrejme, že v tejto dvojici pozorujeme zatmenie len preto, že obe hviezdy a Zem sú približne na rovnakej priamke (odchýlka je menšia ako 8°). A to znamená, že vo všeobecnosti zatmenia v páre Algol nie sú úplné: tak ako Mesiac na našej oblohe niekedy čiastočne zakrýva Slnko, tak tu jedna hviezda čiastočne zakrýva druhú - čiastočné zatmenia. V tomto prípade celkové svetlo dvoch hviezd z dvojice zhasne na 1,3 m. Ak by rovina obežnej dráhy hviezd bola naklonená k priamke „hviezda-Zem“ o 27 °, potom by sme zatmenie nepozorovali a Algol by sa nepovažoval za premennú hviezdu. A ak by sa uhol zmenšil na 3 °, zatmenie by sa stalo úplným a potom by sme videli oveľa hlbšie vyhynutie Algolu - o viac ako 3 m (t. j. Algol by sa stal okom neviditeľným na pol hodiny). Podľa starých kroník astronómovia zistili, čo sa stalo. Tak ako sa os rýchlo rotujúceho vrcholu pomaly kýve zo strany na stranu, rotuje aj rovina Algolovej obežnej dráhy s periódou asi 20 000 rokov. Na začiatku nášho letopočtu nebol Algol premennou hviezdou. Preto jeho „žmurknutia“, jasne viditeľné pre oči, nespomínajú starí astronómovia Hipparchos a Ptolemaios, hoci študovali oblohu pri zostavovaní svojich hviezdnych katalógov. V rokoch 161 až 1482 nášho letopočtu boli zatmenia, ako aj teraz, čiastočné. A v rokoch 1482-1768 - dokončené. Čo pritiahlo pozornosť Johna Goodrykea a ďalších astronómov 18. storočia. Čiastočné zatmenia budú pokračovať až do roku 3044.
Pulzujúce premenné hviezdy
Hviezda b Cephei a jej podobné pulzujú: buď napučiavajú, a teda chladnú a slabnú, potom sa zmenšujú, zahrievajú a stávajú sa jasnejšími. Mimochodom, pripomína to prácu motora automobilu: útroby hviezdy fungujú ako palivo a škrupina funguje ako piest. Palivo sa mení na plyn, ktorého tlak tlačí piest. Rovnako ako v motore má proces niekoľko fáz. Vo všeobecnom prípade sa energia hviezdy, ktorá sa rúti na povrch z hlbín, v určitej vrstve v strednej hĺbke, vynakladá na rozpad molekúl na atómy alebo na ionizáciu hmoty - to znamená, že sa v nej hromadí. vrstvou a nedosiahne povrch. Keď sa všetka hmota v spomínanej vrstve premení na atómy alebo ionizuje, energia hlbín sa v nej už nezdržuje, preráža sa do vonkajších vrstiev hviezdy a smeruje k jej expanzii. Roztiahnutím škrupiny sa ochladzuje aj špeciálna vrstva, kde bola uložená energia. V skutočnosti, na krátky čas, kým má hviezda maximálnu veľkosť a jas, uvoľňuje do vesmíru energiu uloženú v tejto špeciálnej vrstve. Ochladzuje sa: atómy sa spájajú do molekúl alebo ióny do atómov. Ochladená hviezda sa vplyvom príťažlivosti vlastných častíc zmršťuje a cyklus sa opakuje. Pamätajte, že každá hviezda je v rovnováhe dvoch síl: vzájomnej príťažlivosti vlastných častíc a tlaku horúcej hmoty z hlbín. Pulzácie - v skutočnosti boj týchto síl, ktorý prebieha s rôznym stupňom úspechu.
Najbližšia Cefeida k Zemi je hviezda typu Cepheus, Polárka. Navyše ide o trojitý systém. Blízka spoločníčka letí okolo centrálnej hviezdy s periódou asi 30 rokov. Ale okrem jedného pozorovania z Hubbleovho teleskopu boli Polárka a jej spoločná hviezda vždy pozorované spoločne a orbitálne charakteristiky boli vypočítané zo zmien ich kombinovanej jasnosti. Všetko však komplikuje skutočnosť, že Polyarnaya mení jas v dôsledku pulzácií a dokonca má aj nejaké zvláštne dlhodobé zmeny jasnosti: v priebehu 20. storočia sa amplitúda jej premenlivosti znížila z 8 % na takmer nulu (v 21. storočí , Polar takmer nepulzuje!), že v priemere za posledné storočie sa rozjasnil o 15 %. Ukazuje sa, že hlavné objavy fyziky Polárky a všetkých cefeíd ešte len prídu. A hoci Polyarnaya nie je označená v dielni č.40, ale pozrite sa na ňu - zrazu sa pred vašimi očami zreteľne rozhorí alebo zhasne. Mimochodom, podobne ako Polárka, mnohé pulzujúce hviezdy s obrovskými mušľami pulzujú nesprávne. Preto - veľké množstvo neperiodických a semiperiodických gigantov.
Hviezdy produkujú diamanty. A už môžete uvažovať o ich extrakcii, pretože tieto šperky sú spolu so zvyškom prachu intenzívne rozmetané hviezdami do vesmíru. Prach, plyn, vrátane molekúl a organickej hmoty, obzvlášť intenzívne strácajú silne napuchnuté obrie hviezdy a supergianty. Na okraji ich chladných obalov je príťažlivosť hviezdy taká malá, že častice hmoty hviezdu ľahko opustia. Pripomíname, že takáto hviezda by mala časom odhodiť svoj obal v podobe planetárnej hmloviny a stať sa bielym trpaslíkom . Preto sú hviezdy na pokraji takejto transformácie mimoriadne zaujímavé: obzvlášť silne pulzujú a menia jas s veľkou amplitúdou; sú najčervenšie, až neuveriteľne červeno-bordové kvôli silnej absorpcii svetla prachovou škrupinou; spektrum ukazuje úžasné škrupinové látky, napríklad fullerény, kryštály so 60 alebo viac atómami uhlíka; a sú odsúdení zotrvať v tomto stave tak krátko, že môžeme čakať radikálne zmeny pred našimi očami. Pre tucet týchto hviezd astronómovia čakajú na výbuch a odhodenie škrupiny už v tomto storočí!
Hviezda Omicron Ceti sa každých 332 dní objaví na oblohe medzi najjasnejšími hviezdami (magnitúda 2 m) a potom pre oko zmizne (10 m, viditeľné na hranici v ďalekohľade Galileo-200). Astronóm David Fabricius ju v roku 1596 nazval Mira, čo v latinčine znamená „úžasná“. Astronómovia sa tomu čudovali až do 21. storočia! Na vysvetlenie premenlivosti hviezd Mira a podobných hviezd (nazývajú sa Miridy) sa oba mechanizmy zdali nevhodné: nebola v ňom pozorovaná zákrytová družica a na vysvetlenie takýchto bezprecedentných rozdielov v jasnosti sú potrebné pulzácie stokrát. Predstavte si, že by sa Slnko každý rok buď rozrástlo o polovicu slnečnej sústavy, alebo by sa zmenšilo na súčasnú veľkosť. Hviezda jednoducho nemá odkiaľ čerpať toľko energie a je nepravdepodobné, že by takéto pulzácie prežila!
Situácia sa začala vyjasňovať, keď bol objavený veľmi slabý satelit Mira, biely trpaslík. Tá sa ale nachádza tak ďaleko od hlavnej hviezdy, že ju nemôže priamo ovplyvniť. V roku 2007 ultrafialový teleskop GALEX zistil, že Mira letí vesmírom obrovskou rýchlosťou cez 100 km/s a zanecháva za sebou gigantický 13 svetelný chvost plynu a prachu. Tento chvost siaha nielen k satelitu hviezdy, ale aj k susedným hviezdam. Úbytok hmoty musel byť tiež revidovaný: Mira každý rok stráca hmotnosť rovnajúcu sa hmotnosti Mesiaca. V tomto prúde je veľa čiernych sadzí - uhlíka a jeho zlúčenín. No presne tak – dymiaca parná lokomotíva na plné obrátky! A satelitná hviezda Mira, „príves lokomotív“, si nejaké tie sadze nazbiera pre seba. Až tak, že vrstva sadzí na „prívese“ je mnohonásobne väčšia ako hmotnosť samotného prívesu, a mimochodom, robí ho ešte menej nápadným: hľadali ho už 200 rokov. Výsledkom je, že satelit Mira, ktorý okolo neho letí, riadi tok svojej látky: prechádza alebo oneskoruje, a tak prejavuje alebo zakrýva Miru. Keď sa prejaví, jeho veľkosť vyletí na 2 metre. Mimochodom, sadze, grafit a diamant sú všetky rovnaké uhlíky. Diamanty kryštalizujúce v jadre Miry možno hľadať v dyme tejto „vesmírnej lokomotívy“. Podobnú úlohu zohráva aj zatiaľ neviditeľná družica hviezdy R Sculptor (obr. 5): mení hmotu stratenú hviezdou na nám viditeľnú špirálu.
svetelná ozvena
RS Puppies (RS Pup) - Cefeida, ktorá mení jas 5-krát s periódou 41,4 dňa. Pri pohľade na jeho okolie sa zdá, že od neho odlietajú oblaky plynu (obr. 6). V skutočnosti v rôznych fázach pulzovania hviezdy rôzne osvetľuje nehybné oblaky prachu, ktoré ju obklopujú. Skladajú sa z niekoľkých vrstiev, a preto vyzerajú ako svetelné prstence okolo hviezdy. Podstatou efektu svetelnej ozveny, ktorý tu vzniká, je, že pozorovateľ vidí svetlo hviezdy, ktoré k nemu prichádza rôznymi spôsobmi: priamo a odráža sa od rôznych častí oblaku prachu. Pri veľkom oblaku (ako v prípade RS Korma) zohráva úlohu rýchlosť svetla: svetlo odrazené časťou oblaku blízko hviezdy k nám dorazí citeľne neskôr ako priamo. A svetlo odrazené vzdialenou časťou oblaku prichádza ešte neskôr. Z tohto dôvodu sa nám neskôr „rozsvietia“ časti oblaku ďaleko od hviezdy, a tak vzniká vzhľad šíriacich sa svetelných prstencov. Obzvlášť pôsobivá je svetelná ozvena hviezdy V838 Monocerotis.
Nedávno astronómovia využili svetelné ozveny, aby doslova videli vzdialenú minulosť. Supernova SN1572 bola videná v roku 1572 - toto svetlo prišlo v priamke. A v roku 2008 bol veľmi slabý odraz tohto záblesku videný ako svetelná ozvena na oblakoch Mliečnej dráhy. Výbuch supernovy Cassiopeia A okolo roku 1660 nebol na Zemi vôbec zaznamenaný kvôli kozmickým mrakom, ktoré ho zahalili. Ale svetelná ozvena, odraz tohto záblesku na iných kozmických oblakoch, bola videná v roku 2010.
Eruptívne premenné hviezdy
Zriedkavé silné svetlice sú vlastné rôznym hviezdam. Napríklad tok hmoty z obyčajnej hviezdy na bieleho trpaslíka môže spôsobiť opakované silné výbuchy, ktoré sa tradične nazývajú nové hviezdy. Mladé hviezdy T Tauri žiaria. Záblesky sú možné aj pri zničení planéty v blízkosti mladej hviezdy.
Rotujúce premenné hviezdy
V roku 1984 objavil vesmírny teleskop IRAS prachový disk okolo hviezdy Vega. Takéto sú typické pre veľmi mladé hviezdy, staré menej ako 100 miliónov rokov, okolo ktorých vznikajú planéty z plynového a prachového disku. Vega je staršia - asi 450 ma. Pri hľadaní vodítka vedci zistili, že Vega sa otáča veľmi rýchlo: na rovníku je rýchlosť 280 km / s. Pre porovnanie, rýchlosť rotácie Slnka je 140-krát menšia – iba 2 km/s. Pri tejto rýchlosti Vega vôbec nie je guľa, ale silne sploštený elipsoid, takže rovník Vegy je výrazne ďalej od svojho stredu, a preto je chladnejší ako póly. Teplota súvisí s jasom. Preto je rovník Vega tmavý pás a póly sú svetlé čiapky.
Jeden zo stĺpov sme videli celý čas a netušili sme, že vrch je pruhovaný. Ak sa jedného dňa Vega k nám obráti tak, že bude striedavo pozorovať buď póly alebo strany, stane sa premennou hviezdou.
Svetelná ozvena - efekt, ktorý sa vyskytuje v astronómii, keď svetlo zo záblesku svietidla prichádza k pozorovateľovi, odráža sa od "obrazoviek" preč od svietidla, neskôr ako svetlo, ktoré prichádzalo v priamke. V tomto prípade v niektorých prípadoch dochádza k javu odstraňovania "tienidla" odrážajúceho svetlo zo zdrojového svietidla rýchlosťou vyššou ako rýchlosť svetla.
Navyše, rýchlosť rotácie Vegy na rovníku sa rovná rýchlosti oddeľovania hmoty od hviezdy odstredivými silami. Niekedy sa zhluky hmoty skutočne odtrhnú od Vegy a spoja sa s diskom, ktorý ju obklopuje. Preto, hoci hviezdny vietor rozfúka hmotu disku do vesmíru, disk sa neustále dopĺňa novou hmotou z hviezdy. Samozrejme, kotúč okolo hviezdy sa musí otáčať, inak na hviezdu spadne. V dôsledku rotácie rôzne časti disku v rôznych časoch mierne zakrývajú samotnú Vegu. Existujú teda malé výkyvy v jeho jasnosti, objavené nedávno.
Plynové a prachové kotúče okolo hviezd niekedy zohrávajú takú dôležitú úlohu, že nie je jasné, do ktorej kategórie by sa mali niektoré premenné hviezdy zaradiť.
Ak chcete zobraziť, povoľte JavaScript
Hviezdy, ktorých svietivosť sa mení v relatívne krátkych časových úsekoch, sa nazývajú fyzikálne premenné hviezdy. Zmeny v svietivosti tohto typu hviezd sú spôsobené fyzikálnymi procesmi, ktoré prebiehajú v ich vnútri. Podľa charakteru variability sa rozlišujú pulzujúce premenné a erupčné premenné. Na samostatný druh sa rozlišujú aj nové hviezdy a supernovy, ktoré sú špeciálnym prípadom erupčných premenných. Všetky premenné hviezdy majú špeciálne označenia, okrem tých, ktoré boli predtým označené písmenom gréckej abecedy. Prvých 334 premenných hviezd každého súhvezdia je označených sekvenciou písmen latinskej abecedy (napríklad R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) s pridaním názvu zodpovedajúceho súhvezdia ( napríklad RR Lyr). Nasledujúce premenné sú označené V 335, V 336 atď. (napríklad V 335 Cyg).
Fyzické premenné hviezdy
Hviezdy, ktoré sa vyznačujú zvláštnym tvarom svetelnej krivky, ktorá vykazuje plynulé periodické zmeny zdanlivej magnitúdy a niekoľkonásobnú zmenu svietivosti hviezdy (zvyčajne od 2 do 6), sa nazývajú fyzikálne premenné hviezdy resp. Cefeidy. Táto trieda hviezd bola pomenovaná podľa jedného z jej typických predstaviteľov – hviezdy δ (delta) Cepheus. Cefeidy možno pripísať obrom a nadoborom spektrálnych tried F a G. Vďaka tejto okolnosti je možné ich pozorovať z veľkých vzdialeností, a to aj ďaleko za hranice nášho hviezdneho systému – Galaxie. Jednou z najdôležitejších charakteristík cefeíd je obdobie. Pre každú jednotlivú hviezdu je konštantná s vysokou presnosťou, ale periódy sú pre rôzne cefeidy rôzne (od jedného dňa po niekoľko desiatok dní). V cefeidách sa spektrum mení súčasne so zdanlivou veľkosťou. To znamená, že spolu so zmenou svietivosti cefeíd sa mení aj teplota ich atmosféry v priemere o 1500°. Posun spektrálnych čiar v spektrách cefeíd odhalil periodickú zmenu ich radiálnych rýchlostí. Okrem toho sa periodicky mení aj polomer hviezdy. Hviezdy ako δ Cephei sú mladé objekty, ktoré sa nachádzajú najmä v blízkosti hlavnej roviny nášho hviezdneho systému – Galaxie. Cefeidy sa tiež nachádzajú v, ale sú staršie a o niečo menej svietivé. Tieto hviezdy, ktoré dosiahli štádium cefeíd, sú menej hmotné, a preto sa vyvíjajú pomalšie. Nazývajú sa hviezdy Virgo W. Takéto pozorované znaky cefeíd naznačujú, že v atmosfére týchto hviezd dochádza k pravidelným pulzáciám. Majú teda podmienky na udržanie špeciálneho oscilačného procesu na konštantnej úrovni po dlhú dobu.
Ryža. cefeid
Dávno predtým, ako bolo možné zistiť povahu pulzácií cefeid sa zistila existencia vzťahu medzi ich periódou a svietivosťou. Pri pozorovaní cefeíd v Malom Magellanovom mračne – jednej z nám najbližších hviezdnych sústav – sa zistilo, že čím menšia je zdanlivá veľkosť cefeíd (t. j. čím jasnejšia), tým dlhšia je perióda zmeny jej jasnosti. Tento vzťah sa ukázal byť lineárny. Z toho, že všetci patrili do rovnakého systému, vyplývalo, že vzdialenosti k nim boli prakticky rovnaké. V dôsledku toho sa objavená závislosť súčasne ukázala ako závislosť medzi periódou P a absolútnou veľkosťou M (alebo svietivosťou L) pre cefeidy. Existencia vzťahu medzi periódou a absolútnou veľkosťou cefeíd hrá v astronómii významnú úlohu: vďaka nej sa určujú vzdialenosti k veľmi vzdialeným objektom, keď nie je možné použiť iné metódy.
Okrem cefeíd existujú aj iné druhy pulzujúce premenné hviezdy. Najznámejšie z nich sú hviezdy RR Lyrae, ktoré sa predtým nazývali krátkoperiodické cefeidy kvôli ich podobnosti s bežnými cefeidami. Hviezdy RR Lyrae sú obri spektrálnej triedy A, ktorých svietivosť prevyšuje svietivosť Slnka viac ako 100-krát. Periódy hviezd RR Lyrae sa pohybujú od 0,2 do 1,2 dňa a amplitúda zmien jasnosti dosahuje jednu magnitúdu. Ďalším zaujímavým typom pulzujúcich premenných je malá skupina hviezd typu β Cephei (alebo β Canis Major), patriaca najmä k obrom raných spektrálnych podtried B. Charakterom premenlivosti a tvarom svetelnej krivky sú tieto hviezdy pripomínajú hviezdy RR Lyrae, líšia sa od nich výnimočne malými zmenami amplitúdy. Periódy sa pohybujú v rozmedzí od 3 do 6 hodín a podobne ako u cefeíd, aj tu je závislosť periódy od svietivosti.
Okrem pulzujúcich hviezd s pravidelnou zmenou svietivosti existuje aj niekoľko typov hviezd, ktorých svetelné krivky sa menia. Medzi nimi sú Hviezdy typu RV Býk, ktorých zmeny svietivosti sú charakterizované striedaním hlbokých a plytkých miním, vyskytujúce sa s periódou 30 až 150 dní a s amplitúdou 0,8 až 3,5 magnitúdy. Hviezdy RV Tauri patria medzi spektrálne typy F, G alebo K. Hviezdy typu m Cephei patria do spektrálnej triedy M a sú tzv červené polopravidelné premenné. Niekedy sa vyznačujú veľmi silnými nepravidelnosťami v zmene svietivosti, vyskytujúce sa v priebehu niekoľkých desiatok až niekoľkých stoviek dní. Vedľa polopravidelných premenných v diagrame spektrum – svietivosť sú hviezdy triedy M, v ktorých nie je možné zistiť opakovateľnosť zmien svietivosti (nepravidelné premenné). Pod nimi sú hviezdy s emisnými čiarami v spektre, ktoré plynule menia svoju svietivosť vo veľmi dlhých časových intervaloch (od 70 do 1300 dní) a vo veľmi veľkých medziach. Pozoruhodným predstaviteľom tohto typu hviezd je o (omikrónová) Kita, alebo inak nazývaná Mira. Táto trieda hviezd sa nazýva dlhodobé premenné ako Mira Kita. Dĺžka periódy dlhoperiodických premenných hviezd kolíše okolo priemernej hodnoty v rozmedzí od 10 % v oboch smeroch.
Medzi trpasličími hviezdami s nižšou svietivosťou sú aj premenné rôznych typov, ktorých celkový počet je asi 10-krát menší ako počet pulzujúcich obrov. Tieto hviezdy prejavujú svoju premenlivosť v podobe periodicky sa opakujúcich výronov, ktorých charakter sa vysvetľuje rôznymi druhmi výronov hmoty alebo erupciami. Preto sa celá táto skupina hviezd spolu s novými hviezdami nazýva erupčné premenné. Stojí za zmienku, že medzi nimi sú hviezdy veľmi odlišnej povahy, a to v počiatočných štádiách ich vývoja a dokončovania ich životnej cesty. Mali by sa zvážiť najmladšie hviezdy, ktoré ešte nedokončili proces gravitačnej kontrakcie premenné typu τ (tau) Býk. Ide o trpaslíkov spektrálnych tried, najčastejšie F - G, vyskytujúcich sa vo veľkom počte napríklad v hmlovine Orión. Veľmi podobné sú im hviezdy typu RW Aurigae, patriace do spektrálnych tried od B po M. U všetkých týchto hviezd dochádza k zmene svietivosti tak nesprávne, že nie je možné stanoviť pravidelnosť.
Eruptívne premenné hviezdy špeciálneho typu, pri ktorých bol aspoň raz pozorovaný výbuch (náhly prudký nárast svietivosti) o sile 7-8 magnitúd, sa nazývajú tzv. Nový. Zvyčajne sa pri výbuchu novej hviezdy zdanlivá hviezdna magnitúda zníži o 10 m-13 m, čo zodpovedá zvýšeniu svietivosti o desať a stotisíckrát. Po výbuchu sú nové hviezdy veľmi horúcimi trpaslíkmi. V maximálnej fáze vzplanutia sa podobajú na veleobrov tried A - F. Ak bol výbuch tej istej novej hviezdy pozorovaný aspoň dvakrát, potom sa takýto nový nazýva opakovaný. Nárast svietivosti pri opakovaných novách je o niečo menší ako v typických novách. Celkovo je v súčasnosti známych asi 300 nových hviezd, z ktorých sa asi 150 objavilo v našej Galaxii a viac ako 100 - v hmlovine Andromeda. V známych siedmich opakovaných novách bolo celkovo pozorovaných asi 20 ohnísk. Mnohé (možno aj všetky) novy a opakované novy sú blízke dvojhviezdy. Po výbuchu novy často vykazujú slabú variabilitu. Zmena svietivosti novej hviezdy ukazuje, že počas vzplanutia dochádza k náhlemu výbuchu spôsobenému nestabilitou, ktorá v hviezde vznikla. Podľa rôznych hypotéz môže táto nestabilita u niektorých horúcich hviezd vzniknúť v dôsledku vnútorných procesov, ktoré podmieňujú uvoľňovanie energie vo hviezde, alebo vplyvom niektorých vonkajších faktorov.
supernovy
Supernovy sú hviezdy, ktoré vzplanú rovnakým spôsobom ako nové a dosahujú absolútne magnitúdy od -18 m do -19 m a dokonca maximálne -21 m. Supernovy majú zvýšenie svietivosti viac ako desiatky miliónov krát. Celková energia vyžarovaná supernovou počas záblesku je tisíckrát väčšia ako u nov. Fotograficky bolo zaznamenaných asi 60 výbuchov supernov v iných galaxiách a často sa ukázalo, že ich svietivosť je porovnateľná s integrovanou svietivosťou celej galaxie, v ktorej k výbuchu došlo. Podľa opisov predchádzajúcich pozorovaní voľným okom sa zistilo niekoľko prípadov výbuchov supernov v našej Galaxii. Najzaujímavejšia z nich je supernova z roku 1054, ktorá vybuchla v súhvezdí Býka a bola pozorovaná čínskymi a japonskými astronómami ako „hosťujúca hviezda“, ktorá sa náhle objavila, ktorá sa zdala jasnejšia ako Venuša a bola viditeľná aj cez deň. Hoci je tento jav podobný výbuchu obyčajnej novy, líši sa od neho mierou, hladkou a pomaly sa meniacou svetelnou krivkou a spektrom. Charakterom spektra v blízkosti epochy maxima sa vyznačujú dva typy supernov. Veľkým záujmom sú tie rýchlo sa rozširujúce, ktoré sa vo viacerých prípadoch našli na mieste supernov I. typu. Najpozoruhodnejšia z nich je slávna Krabia hmlovina v súhvezdí Býka. Tvar emisných čiar tejto hmloviny naznačuje jej expanziu rýchlosťou asi 1000 km/s. Súčasné rozmery hmloviny sú také, že expanzia týmto tempom mohla začať nie viac ako pred 900 rokmi, t.j. práve včas na výbuch supernovy v roku 1054.
Pulzary
V auguste 1967 bola v anglickom meste Cambridge zaznamenaná kozmická rádiová emisia, ktorá prichádzala z bodových zdrojov vo forme jasných impulzov, ktoré nasledovali jeden za druhým. Trvanie jednotlivého impulzu pre takéto zdroje sa môže pohybovať od niekoľkých milisekúnd až po niekoľko desatín sekundy. Ostrosť impulzov a správnosť ich opakovaní umožňuje s veľkou presnosťou určiť periódy pulzácií týchto objektov, ktoré sú tzv. pulzary. Perióda jedného z pulzarov je približne 1,34 s, zatiaľ čo ostatné majú periódu od 0,03 do 4 s. V súčasnosti je známych asi 200 pulzarov. Všetky produkujú vysoko polarizované rádiové vyžarovanie v širokom rozsahu vlnových dĺžok, ktorých intenzita so zvyšujúcou sa vlnovou dĺžkou strmo narastá. To znamená, že žiarenie má netepelnú povahu. Bolo možné určiť vzdialenosti k mnohým pulzarom, ktoré sa ukázali byť v rozmedzí stoviek až tisícok parsekov, čo naznačuje relatívnu blízkosť objektov, ktoré zjavne patria do našej Galaxie.
Najznámejší pulzar, ktorá je zvyčajne označená číslom NP 0531, sa presne zhoduje s jednou z hviezd v strede Krabie hmloviny. Pozorovania ukázali, že s rovnakým obdobím sa mení aj optické žiarenie tejto hviezdy. Pri impulze hviezda dosiahne 13 m a medzi impulzmi nie je viditeľná. Rovnaké pulzácie z tohto zdroja zažíva aj röntgenové žiarenie, ktorého sila je 100-krát vyššia ako sila optického žiarenia. Zhoda jedného z pulzarov so stredom takého nezvyčajného útvaru, akým je Krabia hmlovina, naznačuje, že sú to práve objekty, na ktoré sa po vzplanutí premenia supernovy. Ak výbuchy supernov naozaj končia vznikom takýchto objektov, potom je dosť možné, že pulzary sú neutrónové hviezdy.V tomto prípade s hmotnosťou asi 2 hmotnosti Slnka by mali mať polomery asi 10 km. Pri stlačení do takýchto rozmerov sa hustota hmoty stáva vyššou ako jadrová a rotácia hviezdy sa zrýchľuje na niekoľko desiatok otáčok za sekundu. Zdá sa, že časový interval medzi po sebe nasledujúcimi impulzmi sa rovná perióde rotácie neutrónovej hviezdy. Potom sa pulzácia vysvetľuje prítomnosťou nepravidelností, zvláštnych horúcich miest, na povrchu týchto hviezd. Tu je vhodné hovoriť o „povrchu“, keďže pri takýchto vysokých hustotách sa látka svojimi vlastnosťami približuje pevnému telesu. Neutrónové hviezdy môžu slúžiť ako zdroje energetických častíc, ktoré neustále vstupujú do pridružených hmlovín, ako je Krabia hmlovina.
foto: Rádiová emisia z Krabie hmloviny
Premenné hviezdy sú jedným z najkurióznejších javov na oblohe, ktorý je možné pozorovať voľným okom. Okrem toho existuje priestor pre vedeckú činnosť jednoduchého milovníka astronómie a dokonca existuje príležitosť na objav. Dnes je veľa premenných hviezd a je celkom zaujímavé ich pozorovať.
Premenné hviezdy sú hviezdy, ktoré v priebehu času menia svoju jasnosť. Samozrejme, tento proces trvá nejaký čas a nedeje sa doslova pred našimi očami. Ak však pravidelne pozorujete takúto hviezdu, zmeny v jej jasnosti budú jasne viditeľné.
Dôvody zmeny jasu môžu byť rôzne a v závislosti od nich sú všetky premenné hviezdy rozdelené do rôznych typov, ktoré budeme uvažovať nižšie.
Ako boli objavené premenné hviezdy
Vždy sa verilo, že jas hviezd je niečo stále a neotrasiteľné. Záblesk alebo len vzhľad hviezdy bol od pradávna pripisovaný niečomu nadprirodzenému a malo to zjavne nejaké znamenie zhora. To všetko možno ľahko vidieť v texte tej istej Biblie.
Pred mnohými storočiami však ľudia vedeli, že niektoré hviezdy môžu stále meniť svoju jasnosť. Napríklad Beta Perseus nie nadarmo nazývajú El Ghoul (teraz sa volá Algol), čo v preklade neznamená nič iné ako „diablova hviezda“. Nazýva sa tak kvôli svojej nezvyčajnej vlastnosti meniť jas s periódou o niečo kratšou ako 3 dni. Túto hviezdu ako premennú objavil v roku 1669 taliansky astronóm Montanari a koncom 18. storočia študoval anglický amatérsky astronóm John Goodryke, ktorý v roku 1784 objavil druhú premennú rovnakého typu – β Lyrae.
V roku 1893 prišla Henrietta Lewitt pracovať na Harvardské observatórium. Jej úlohou bolo merať jas a katalogizovať hviezdy na fotografických platniach nahromadených v tomto observatóriu. Výsledkom bolo, že Henrietta objavila za 20 rokov viac ako tisíc premenných hviezd. Bola obzvlášť dobrá pri skúmaní pulzujúcich premenných hviezd, cefeíd, a urobila niekoľko dôležitých objavov. Objavila najmä závislosť periódy cefeidy od jej jasnosti, čo umožňuje presne určiť vzdialenosť k hviezde.
Henrieta Lewittová. Potom, s rýchlym rozvojom astronómie, boli objavené tisíce nových premenných.
Klasifikácia premenných hviezd
Všetky premenné hviezdy menia svoju jasnosť z rôznych dôvodov, preto bola na tomto základe vyvinutá klasifikácia. Spočiatku to bolo celkom jednoduché, no ako sa dáta hromadili, bolo to čoraz komplikovanejšie.
Teraz v klasifikácii premenných hviezd sa rozlišuje niekoľko veľkých skupín, z ktorých každá obsahuje podskupiny, ktoré zahŕňajú hviezdy s rovnakými príčinami variability. Existuje veľa takýchto podskupín, takže stručne zvážime hlavné skupiny.
zákrytové premenné hviezdy
Zákrytové premenné alebo jednoducho zákrytové premenné hviezdy menia svoju jasnosť z veľmi jednoduchého dôvodu. V skutočnosti nejde o jednu hviezdu, ale o binárny systém, navyše celkom blízky. Rovina ich obežných dráh je umiestnená tak, že pozorovateľ vidí, ako jedna hviezda uzatvára druhú - je tam akoby zatmenie.
Keby sme boli trochu preč, nič také by sme nevideli. Je tiež možné, že takýchto hviezd je veľa, ale nevidíme ich ako premenné, pretože rovina ich obežných dráh sa nezhoduje s rovinou nášho pohľadu.
Známe sú aj mnohé typy zákrytových premenných hviezd. Jedným z najznámejších príkladov je Algol alebo β Perseus. Túto hviezdu objavil taliansky matematik Montanari v roku 1669 a jej vlastnosti študoval anglický amatérsky astronóm John Goodryke na konci 18. storočia. Hviezdy, ktoré tvoria tento binárny systém, nemožno vidieť jednotlivo - sú umiestnené tak blízko, že ich doba revolúcie je len 2 dni a 20 hodín.
Ak sa pozriete na krivku jasu Algol, môžete vidieť malý pokles v strede - sekundárne minimum. Faktom je, že jedna zo zložiek je jasnejšia (a menšia) a druhá je slabšia (a väčšia). Keď slabá zložka prekryje svetlú, vidíme silný pokles jasu a keď svetlá prekryje slabú, pokles jasu nie je veľmi výrazný.
V roku 1784 objavil Goodryk ďalšiu zákrytovú premennú, Lyrae's β. Jeho perióda je 12 dní 21 hodín a 56 minút. Na rozdiel od Algolu je graf zmeny jasu pre túto premennú hladší. Faktom je, že tu je binárny systém veľmi blízko, hviezdy sú tak blízko seba, že majú predĺžený, eliptický tvar. Preto vidíme nielen zatmenia zložiek, ale aj zmeny jasnosti, keď sa eliptické hviezdy otáčajú široko alebo úzko.
Graf zmeny jasu β Lyra. obrana. Z tohto dôvodu je tu zmena lesku hladšia.
Ďalšou typickou zákrytovou premennou je Ursa Major W, objavená v roku 1903. Tu graf ukazuje sekundárne minimum takmer rovnakej hĺbky ako hlavné a samotný graf je hladký, ako v prípade β Lyra. Faktom je, že tu sú komponenty takmer rovnakej veľkosti, tiež predĺžené a tak blízko seba, že sa ich povrchy takmer dotýkajú.
Existujú aj iné typy zákrytových premenných hviezd, ale sú menej bežné. Patria sem aj elipsoidné hviezdy, ktoré sa k nám pri rotácii otáčajú buď širokou alebo úzkou stranou, vďaka čomu sa mení ich jasnosť.
Pulzujúce premenné hviezdy
Pulzujúce premenné hviezdy sú veľkou triedou objektov tohto druhu. K zmenám jasnosti dochádza v dôsledku zmien objemu hviezdy – buď sa roztiahne, alebo opäť zmrští. Stáva sa to v dôsledku nestability rovnováhy medzi hlavnými silami - gravitáciou a vnútorným tlakom.
Pri takýchto pulzáciách dochádza k zväčšeniu fotosféry hviezdy a zväčšeniu plochy vyžarujúceho povrchu. Zároveň sa mení povrchová teplota a farba hviezdy. Mení sa aj lesk, resp. Niektoré typy fluktuujúcich premenných periodicky menia svoj jas a niektoré nemajú žiadnu stabilitu – nazývajú sa nepravidelné.
Prvou pulzujúcou hviezdou bola Mira Kita, objavená v roku 1596. Keď jeho brilancia dosiahne maximum, možno ho jasne vidieť voľným okom. Minimálne je potrebný dobrý ďalekohľad alebo ďalekohľad. Doba svietivosti Miry je 331,6 dňa a takéto hviezdy sa nazývajú Miridy alebo hviezdy typu ο Ceti – je ich známych niekoľko tisíc.
Ďalším široko známym typom pulzujúcej premennej je Cepheida, pomenovaná podľa hviezdy tohto typu, Ϭ Cephei. Sú to obri s periódami od 1,5 do 50 dní, niekedy aj viac. Aj Polárka patrí medzi cefeidy s periódou takmer 4 dní a s kolísaním jasnosti od 2,50 do 2,64 hviezd. množstvá. Cefeidy sa tiež delia do podtried a ich pozorovania zohrali významnú úlohu vo vývoji astronómie vôbec.
Pulzujúce premenné typu RR Lyrae sa vyznačujú rýchlou zmenou jasu - ich periódy sú kratšie ako jeden deň a kolísanie v priemere dosahuje jednu magnitúdu, čo uľahčuje ich vizuálne pozorovanie. Tento typ premenných je tiež rozdelený do 3 skupín v závislosti od asymetrie ich svetelných kriviek.
Ešte kratšie periódy u trpasličích cefeidov sú ďalším druhom pulzujúcej premennej. Napríklad CY Vodnára má periódu 88 minút, zatiaľ čo SX Fénixa má periódu 79 minút. Graf ich jasnosti je podobný grafu obyčajných cefeidov. Je o ne veľký záujem na pozorovanie.
Existuje oveľa viac druhov pulzujúcich premenných hviezd, aj keď nie sú také bežné alebo veľmi vhodné na amatérske pozorovania. Napríklad hviezdy typu RV Taurus majú periódy od 30 do 150 dní a v grafe jasnosti sú určité odchýlky, preto sú hviezdy tohto typu klasifikované ako polopravidelné.
Nesprávne premenné hviezdy
Nepravidelné premenné hviezdy tiež pulzujú, ale ide o veľkú triedu, ktorá zahŕňa veľa objektov. Zmeny ich jasu sú veľmi zložité a často nie je možné ich vopred predvídať.
U niektorých nepravidelných hviezd sa však periodicita dá zistiť z dlhodobého hľadiska. Pri pozorovaní počas niekoľkých rokov si napríklad možno všimnúť, že nepravidelné výkyvy tvoria určitú priemernú krivku, ktorá sa opakuje. Medzi takéto hviezdy patrí napríklad Betelgeuse – α Orion, ktorej povrch je pokrytý svetlými a tmavými škvrnami, čo vysvetľuje kolísanie jasu.
Nepravidelné premenné hviezdy nie sú dobre pochopené a sú veľmi zaujímavé. V tejto oblasti je stále potrebné urobiť veľa objavov.
Ako pozorovať premenné hviezdy
Na zistenie zmien jasnosti hviezdy sa používajú rôzne metódy. Najdostupnejšia je vizuálna, keď pozorovateľ porovnáva jas premennej hviezdy s jasnosťou susedných hviezd. Potom sa na základe porovnania vypočíta jas premennej a ako sa tieto údaje nahromadia, zostaví sa graf, na ktorom sú jasne viditeľné výkyvy jasu. Napriek zjavnej jednoduchosti je možné určiť jas okom pomerne presne a takéto skúsenosti sa získavajú pomerne rýchlo.
Existuje niekoľko metód na vizuálne určenie jasnosti premennej hviezdy. Najbežnejšie z nich sú metóda Argelander a metóda Neuland-Blazhko. Existujú aj iné, ale tieto sa dajú pomerne ľahko naučiť a poskytujú dostatočnú presnosť. Viac o nich vám povieme v samostatnom článku.
Výhody vizuálnej metódy:
- Nevyžaduje sa žiadne vybavenie. Na pozorovanie slabých hviezd možno budete potrebovať ďalekohľad alebo ďalekohľad. Hviezdy s minimálnou jasnosťou do 5-6 hviezd. množstvá sa dajú pozorovať aj voľným okom, je ich tiež pomerne veľa.
- V procese pozorovania dochádza k skutočnej „komunikácii“ s hviezdnou oblohou. To dáva príjemný pocit jednoty s prírodou. Navyše je to dosť vedecká práca, ktorá prináša zadosťučinenie.
Medzi nevýhody však patrí neideálna presnosť, ktorá spôsobuje chyby v jednotlivých pozorovaniach.
Ďalšou metódou na odhad jasnosti hviezdy je použitie zariadenia. Zvyčajne sa urobí snímka premennej hviezdy s jej okolím a potom sa z obrázka dá presne určiť jasnosť premennej.
Oplatí sa amatérskemu astronómovi pozorovať premenné hviezdy? Určite to stojí za to! Koniec koncov, nejde len o jeden z najjednoduchších a najdostupnejších predmetov na štúdium. Tieto pozorovania majú aj vedeckú hodnotu. Profesionálni astronómovia jednoducho nie sú schopní pokryť takú masu hviezd bežnými pozorovaniami a pre amatéra je tu dokonca možnosť prispieť k vede a takéto prípady sa stali.
