Lumalawak at kumukunot ang mga pumuputok na bituin, palaki ng palaki, palamig at palamig, liwanag at lumalabo. Ang mga pisikal na katangian ng mga bituin na ito ay tulad na lumilipat lamang sila mula sa isang estado patungo sa isa pa at pabalik muli, na parang gumagawa sila ng ilang uri ng oscillation o pumipintig, tulad ng mga pusong tumitibok sa kalangitan.

Cepheid variable na mga bituin

Natuklasan ng Amerikanong astronomo na si Henrietta Leavitt na ang Cepheids ay may kaugnayan sa pagitan ng period-luminosity relation at ng luminosity. Ang terminong ito ay nangangahulugan na mas mahaba ang panahon ng pagbabago sa liwanag (ang pagitan sa pagitan ng sunud-sunod na mga taluktok ng liwanag), mas mataas ang average na tunay na ningning ng bituin. Samakatuwid, kung susukatin ng isang tao ang maliwanag na magnitude ng isang variable ng Cepheid habang nagbabago ito sa paglipas ng mga araw at linggo, at pagkatapos ay tinutukoy ang panahon ng pagbabago sa liwanag, kung gayon ay madaling makalkula ng isa ang tunay na ningning ng bituin.

Bakit kailangan ito? At pagkatapos, na, alam ang tunay na ningning ng isang bituin, matutukoy mo ang distansya dito. Kung tutuusin, mas malayo ang bituin, lumalabo ang hitsura nito, ngunit ito pa rin ang parehong bituin na may parehong tunay na ningning.

Ang malalayong madilim na bituin ay sumusunod sa kabaligtaran na batas sa parisukat. Nangangahulugan ito na kung ang isang bituin ay 2 beses na mas malayo, ito ay mukhang 4 na beses na dimmer. At kung ang bituin ay 3 beses na mas malayo, ito ay mukhang 9 beses na dimmer. Kung 10 beses na mas malayo ang bituin, mukhang 100 beses itong dimmer.

Kamakailan lamang, may mga ulat sa media na ang Hubble Space Telescope ay nagawang matukoy ang laki at edad ng uniberso. Sa katunayan, ito ang resulta ng isang pag-aaral gamit ang Hubble telescope ng Cepheid variable stars. Ang mga Cepheid na ito ay matatagpuan sa malalayong galaxy. Ngunit sa pamamagitan ng pagmamasid sa pagbabago sa kanilang ningning at paggamit ng ugnayan sa pagitan ng panahon ng pagbabago sa ningning at ningning, natukoy ng mga astronomo ang distansya sa mga kalawakang ito.

Mga bituin tulad ni RR Lyrae

Ang mga bituin ng RR Lyrae ay katulad ng Cepheids, ngunit hindi sila kasing laki at maliwanag. Ang ilan sa mga ito ay matatagpuan sa isang globular star cluster sa ating Milky Way galaxy, at mayroon din silang kaugnayan sa pagitan ng panahon ng pagbabago sa ningning at ningning.

Ang mga globular cluster ay malalaking spherical formation na puno ng mga lumang bituin na ipinanganak sa panahon ng pagbuo ng Milky Way. Ito ang mga lugar ng espasyo na may lapad na 60-100 light years lamang, kung saan mula sa ilang daang libo hanggang isang milyong bituin ay "naka-pack". Sa pamamagitan ng pagmamasid sa pagbabago sa ningning ng mga bituin ng RR Lyrae, matatantya ng mga astronomo ang distansya sa naturang mga bituin. At kung ang mga bituin na ito ay nasa globular cluster, matutukoy mo ang distansya sa mga globular cluster na ito.

Bakit mahalagang malaman ang distansya sa isang kumpol ng bituin? Narito kung bakit. Ang lahat ng mga bituin na matatagpuan sa parehong kumpol ay nabuo nang sabay-sabay mula sa isang karaniwang ulap. At lahat sila ay matatagpuan sa halos parehong distansya mula sa Earth, dahil sila ay nasa parehong kumpol. Samakatuwid, kapag ang mga siyentipiko ay bumuo ng isang H-R diagram para sa mga bituin sa isang kumpol, walang mga error na dulot ng pagkakaiba sa mga distansya sa pagitan ng iba't ibang mga bituin. At kung alam natin ang distansya sa kumpol ng bituin, kung gayon ang lahat ng mga halaga ng mga stellar magnitude na naka-plot sa diagram ay maaaring ma-convert sa liwanag, iyon ay, sa intensity ng enerhiya na ibinubuga ng bituin bawat segundo. At ang mga halagang ito ay maaaring direktang ihambing sa teoretikal na data. Iyan ang ginagawa ng mga astrophysicist.

Pangmatagalang variable na mga bituin

Habang ang mga astrophysicist ay nagpoproseso ng impormasyon mula sa Cepheids at RR Lyrae variable na mga bituin, ang mga baguhang astronomo ay nasisiyahan sa pagmamasid sa mga long-period variable na bituin, ang tinatawag na Mira Ceti type variable na mga bituin. Ang Mira ay isa pang pangalan para sa bituin na Omicron Ki.

Ang mga variable na bituin tulad ng Mira Ceti ay pumipintig tulad ng Cepheids, ngunit mayroon silang mas mahabang panahon ng pagbabago sa liwanag, sa average na 10 buwan o higit pa, at, bilang karagdagan, mayroon silang mas malaking amplitude ng pagbabago sa liwanag. Kapag ang liwanag ng Mira Ceti ay umabot sa pinakamataas na halaga nito, makikita ito sa mata, at kapag ang liwanag ay minimal, kailangan ng teleskopyo. Ang pagbabago sa ningning ng mahabang panahon na mga bituin ay mas iregular din kaysa sa Cepheids. Ang pinakamataas na magnitude na naabot ng isang bituin ay maaaring mag-iba nang malaki mula sa isang yugto patungo sa isa pa. Ang mga obserbasyon sa gayong mga bituin, na hindi mahirap gawin, ay nagpapahintulot sa mga siyentipiko na makakuha ng mahalagang impormasyong pang-agham. At ikaw din, ay maaaring mag-ambag sa pag-aaral ng mga variable na bituin (tatalakayin ko ito nang mas detalyado sa huling seksyon ng kabanatang ito).

Ang larawan ay nagpapakita ng pulang variable na bituin na tinatawag na V838 Monocerotis.

Variable star -, ang liwanag na nagbabago sa oras bilang resulta ng mga pisikal na proseso na nagaganap sa lugar nito. Sa mahigpit na pagsasalita, ang liwanag ng anumang bituin ay nagbabago sa paglipas ng panahon sa isang antas o iba pa. Halimbawa, ang dami ng inilabas na enerhiya ay nagbabago ng 0.1% sa loob ng labing-isang taon na solar cycle, na tumutugma sa pagbabago sa absolute magnitude ng one thousandth. Ang variable ay isang bituin na ang mga pagbabago sa liwanag ay mapagkakatiwalaang natukoy sa kasalukuyang antas ng teknolohiya sa pagmamasid. Upang uriin ang isang bituin bilang isang variable, sapat na ang liwanag ng bituin ay sumailalim sa isang pagbabago kahit isang beses.

Ang mga variable na bituin ay ibang-iba sa isa't isa. Maaaring pana-panahon ang mga pagbabago sa liwanag. Ang mga pangunahing katangian ng pagmamasid ay ang panahon, ang amplitude ng mga pagbabago sa liwanag, ang hugis ng light curve at ang radial velocity curve.

Ang mga dahilan para sa pagbabago sa ningning ng mga bituin ay maaaring: radial at non-radial pulsations, chromospheric activity, pana-panahong eclipses ng mga bituin sa isang malapit na binary system, mga proseso na nauugnay sa daloy ng bagay mula sa isang bituin patungo sa isa pa sa isang binary system, mga sakuna na proseso tulad ng pagsabog ng supernova, atbp.

Ang pagkakaiba-iba ng mga bituin ay hindi dapat malito sa kanilang pagkislap, na nangyayari dahil sa mga pagbabago sa hangin ng atmospera ng mundo. Hindi kumikislap ang mga bituin kung titingnan mula sa kalawakan.

Nangungunang 10 mga konstelasyon ayon sa bilang ng mga variable na bituin ayon sa OKPS-4 catalog

Ang unang variable na bituin ay nakilala noong 1638, nang mapansin ni Johann Holvarda na ang bituin na Omicron Ceti, na kalaunan ay tinawag na Mira, ay pumipintig sa loob ng 11 buwan. Bago ito, ang bituin ay inilarawan bilang isang nova ng astronomer na si David Fabricius noong 1596. Ang pagtuklas na ito, na sinamahan ng mga obserbasyon ng supernova noong 1572 at 1604, ay nagpatunay na ang mabituing kalangitan ay hindi isang bagay na walang hanggan, gaya ng itinuro ni Aristotle at ng iba pa. mga sinaunang pilosopo. Ang pagtuklas ng mga variable na bituin ay nag-ambag sa rebolusyon sa astronomical na pag-iisip na naganap noong ikalabing-anim at unang bahagi ng ikalabimpitong siglo.

Ang pangalawang variable na bituin, na inilarawan noong 1669 ni Geminiano Montanari, ay ang eclipsing variable na Algol. Ang tamang paliwanag ng mga dahilan para sa pagkakaiba-iba nito ay ibinigay noong 1784 ni John Goodryke. Noong 1686, natuklasan ng astronomer na si Gottfried Kirkhi ang bituin na Chi Cygni (χ Cygni), at noong 1704, salamat kay Giovanni Maraldi, nakilala si R Hydra (R Hydrae). Noong 1786, 10 variable na bituin ang kilala na. Si John Goodryk, kasama ang kanyang mga obserbasyon, ay nagdagdag ng Delta Cephei (δ Cephei) at Sheliak (β Lyr) sa kanilang numero. Mula noong 1850, ang bilang ng mga kilalang variable na bituin ay tumaas nang husto, lalo na mula noong 1890, nang ang photography ay naging posible upang matukoy ang mga ito.

Ang pinakabagong edisyon ng General Catalog of Variable Stars (2008) ay naglilista ng higit sa 46,000 variable na bituin mula sa sarili natin, pati na rin ang 10,000 mula sa iba pang mga galaxy, at isa pang 10,000 na posibleng variable.

Ang unang katalogo ng mga variable na bituin ay pinagsama-sama ng Ingles na astronomer na si Edward Pigott noong 1786. Kasama sa catalog na ito ang 12 bagay: dalawang supernovae, isang nova, 4 na bituin ng ο Cet type (Mirids), dalawang Cepheids (δ Cep, η Aql), dalawang eclipsing (β Per, β Lyr) at P Cyg. Sa XIX - unang bahagi ng XX siglo. Ang mga astronomong Aleman ang nanguna sa pag-aaral ng mga variable na bituin. Matapos ang Ikalawang Digmaang Pandaigdig, sa pamamagitan ng desisyon ng International Astronomical Union (IAU) noong 1946, ang paglikha ng mga katalogo ng mga variable ay ipinagkatiwala sa mga astronomo ng Sobyet - ang State Astronomical Institute. P.K. Sternberg (GAISh) at ang Astrosoviet ng Academy of Sciences ng USSR (ngayon ay INASAN). Tinatayang isang beses bawat 15 taon, inilalathala ng mga organisasyong ito ang General Catalog of Variable Stars (GCVS). Ang pinakabagong ika-4 na edisyon ay nai-publish mula 1985 hanggang 1995. Sa pagitan ng mga susunod na edisyon ng OKPZ, ang mga pandagdag dito ay nai-publish. Kasabay ng paggawa ng GCVS, ginagawa ang paggawa ng mga katalogo ng mga bituin na pinaghihinalaang may pagkakaiba-iba ng liwanag (CSV, eng. NSV).

Ang ikaapat na edisyon ng OKPZ ay nananatiling huling "papel" na edisyon. Sa ika-21 siglo, tulad ng maraming iba pang astronomical na katalogo, ang GCVS ay pinananatili sa electronic form at available sa VisieR system sa ilalim ng pangalang General Catalog of Variable Stars. Binubuo ito ng 3 bahagi: isang catalog ng mga variable na bituin, isang catalog ng mga bituin na pinaghihinalaang may pagkakaiba-iba, at isang catalog ng mga extragalactic na variable.

Ang modernong variable na sistema ng pagtatalaga ng bituin ay isang pag-unlad ng sistemang iminungkahi ni Friedrich Argelander noong kalagitnaan ng ika-19 na siglo. Iminungkahi ni Argelander noong 1850 na pangalanan ang mga variable na bituin na hindi pa natatanggap ang kanilang pagtatalaga sa pamamagitan ng mga titik mula R hanggang Z sa pagkakasunud-sunod ng pagtuklas sa bawat konstelasyon. Halimbawa, ang R Hydrae ay ang unang variable na bituin sa konstelasyon na Hydra, ang S Hydrae ay ang pangalawa, at iba pa. Kaya, 9 variable na pagtatalaga ang nakalaan para sa bawat konstelasyon, iyon ay, 792 na bituin. Noong panahon ni Argelander, tila sapat na ang gayong suplay. Gayunpaman, noong 1881, ang limitasyon ng 9 na bituin sa bawat konstelasyon ay nalampasan, at iminungkahi ni E. Hartwig na dagdagan ang katawagan na may dalawang titik na pagtatalaga ayon sa sumusunod na prinsipyo:
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

Halimbawa RR Lyr. Gayunpaman, sa lalong madaling panahon naubos ng sistemang ito ang lahat ng posibleng opsyon sa ilang mga konstelasyon. Pagkatapos ay ipinakilala ng mga astronomo ang karagdagang dalawang-titik na pagtatalaga:

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

Ang titik J ay hindi kasama sa dalawang-titik na kumbinasyon upang hindi malito sa I sa sulat-kamay na pagsulat. Pagkatapos lamang na ang dalawang-titik na notasyon ay ganap na maubos ang sarili nito, napagpasyahan na gumamit ng isang simpleng pagnunumero ng mga bituin na nagpapahiwatig ng konstelasyon, simula sa numero 335, halimbawa V335 Sgr. Ang sistemang ito ay ginagamit pa rin hanggang ngayon. Karamihan sa mga variable na bituin ay matatagpuan sa konstelasyon na Sagittarius. Kapansin-pansin na ang huling lugar sa pag-uuri ng Argelander ay kinuha noong 1989 ng bituin na Z Cutter.

Sa buong kasaysayan ng pag-aaral ng mga variable na bituin, ang mga pagtatangka ay paulit-ulit na ginawa upang lumikha ng kanilang sapat na pag-uuri. Ang mga unang pag-uuri, batay sa isang maliit na halaga ng materyal sa pagmamasid, ay pangunahing pinagsama-sama ang mga bituin ayon sa mga katulad na panlabas na morphological na tampok, tulad ng hugis ng light curve, amplitude at panahon ng pagbabago sa liwanag, atbp. Kasunod nito, kasama ang pagtaas sa bilang ng mga kilalang variable na bituin, ang bilang ng mga pangkat na may katulad na morphological na mga katangian ay tumaas din. Kasabay nito, salamat sa pag-unlad ng mga teoretikal na pamamaraan, naging posible na pag-uri-uriin hindi lamang ayon sa panlabas, nakikitang mga palatandaan, kundi pati na rin ayon sa mga pisikal na proseso na humahantong sa isa o ibang uri ng pagkakaiba-iba.

Upang italaga ang mga uri ng variable na bituin, ang tinatawag na. ang mga prototype ay mga bituin na ang mga katangian ng pagkakaiba-iba ay kinuha bilang pamantayan para sa isang partikular na uri. Halimbawa, ang mga variable na bituin tulad ni RR Lyr.

Ang sumusunod na paghahati ng mga variable na bituin sa mga klase ay iminungkahi ni Guzo (French Jean-Charles Houzeau de Lehaie) noong ika-19 na siglo:

Mga bituin na patuloy na tumataas o bumababa sa ningning.
Mga bituin na may panaka-nakang pagbabago sa liwanag.
Ang mga bituin sa uri ng Mira Ceti ay mga bituin na may mahabang panahon at makabuluhang pagkakaiba-iba sa liwanag.
Mga bituin na may medyo mabilis at regular na pagbabago sa liwanag. Mga katangiang kinatawan ng β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
Mga bituin ng uri ng Algol (β Persei). Mga bituin na may napakaikling panahon (dalawa o tatlong araw) at isang napakatamang sukat ng liwanag, na sumasakop lamang sa isang maliit na bahagi ng panahon. Ang natitirang bahagi ng oras ang bituin ay nagpapanatili ng pinakadakilang kinang nito. Iba pang Algol-type na mga bituin: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, atbp.
Ang mga bituin na may hindi regular na liwanag ay nagbabago. Kinatawan - η Argus
Mga bagong bituin.

Sa GCVS-3, ang lahat ng variable na bituin ay nahahati sa tatlong malalaking klase: pulsating variable, eruptive variable, at eclipsing variable. Ang mga klase ay nahahati sa mga uri, ang ilang mga uri sa mga subtype.

Kasama sa mga pumutok na variable ang mga bituin na ang pagkakaiba-iba ay sanhi ng mga prosesong nagaganap sa kanilang mga interior. Ang mga prosesong ito ay humantong sa isang panaka-nakang pagbabago sa liwanag ng bituin, at kasama nito ang iba pang mga katangian ng bituin - temperatura ng ibabaw, photosphere radius, atbp. Ang klase ng mga pulsating variable ay nahahati sa mga sumusunod na uri:

Ang mga long-period na Cepheids (Cep) ay mga high-luminosity na bituin na may mga panahon mula 1 hanggang ~70 araw. Nahahati sila sa dalawang subtype:
Classical Cepheids (Cδ) - Cepheids ng flat component ng Galaxy
Virgo W type na mga bituin (CW) - Mga Cepheid ng spherical na bahagi ng Galaxy
Mabagal na maling mga variable (L)
Mga bituin tulad ni Mira Ceti (M)
Mga Semi-Regular na Variable (SR)
Mga variable ng uri ng RR Lyrae (RR)
Mga variable ng uri ng RV Taurus (RV)
Mga variable na β Cephei o β Canis Major (βC).
Mga variable ng uri δ Shield (δ Sct)
Mga variable tulad ng ZZ Kita - mga pumipintig na puting dwarf
Mga magnetic variable tulad ng α² Hounds of the Dogs (αCV)

Pumuputok variable na bituin. Kasama sa klase na ito ang mga bituin na nagbabago ng liwanag nang hindi regular o isang beses sa panahon ng pagmamasid. Ang lahat ng mga pagbabago sa liwanag ng mga sumasabog na bituin ay nauugnay sa mga prosesong sumasabog na nagaganap sa mga bituin, sa kanilang paligid, o sa mga pagsabog ng mga bituin mismo. Ang klase ng variable na bituin ay nahahati sa dalawang subclass: irregular variable na nauugnay sa diffuse nebulae at mabilis na irregular, pati na rin ang subclass ng bago at mala-nova na mga bituin.

Ang mga variable tulad ng UV Ceti (UV) ay mga bituin ng spectral type d Me na nakakaranas ng panandaliang pagsabog ng makabuluhang amplitude.
UVn star - isang subtype ng UV star na nauugnay sa diffuse nebulae
Ang mga variable tulad ng BY Draconis (BY) ay mga emission star ng late spectral classes na nagpapakita ng mga pana-panahong variation sa brightness na may variable na amplitude at pagbabago ng hugis ng light curve.
Mga maling variable (I). Nailalarawan sa pamamagitan ng mga indeks a, b, n, T, s. Ang index a ay nagpapahiwatig na ang bituin ay kabilang sa spectral na uri O-A, ang index b ay nagsasaad ng spectral na uri F-M, n sumisimbolo sa koneksyon sa diffuse nebulae, s ay mabilis na pagkakaiba-iba, T inilalarawan ang emission spectrum na katangian ng T Tauri star. Kaya ang pagtatalagang Isa ay itinalaga sa isang mabilis na iregular na variable ng isang maagang klase ng parang multo.

Mga bagong bituin (N)
Mabilis na bago (Na)
Mabagal bago (Nb)
Napakabagal na novae (Nc)
Paulit-ulit na bago (Nr)
Parang Nova na mga bituin (Nl)
Z Andromeda Symbiotic Variable (ZAnd)
Northern Corona R Type Variables (RCB)
Mga variable ng uri U Gemini (UG)
Mga Variable ng Uri ng Giraffe Z (ZCam)
Supernovae (SN)
Mga Variable ng Uri ng Doradus S (SD)
Mga variable ng uri γ Cassiopeia (γC)

Kasama sa mga eclipsing variable na bituin ang mga sistema ng dalawang bituin, ang kabuuang liwanag na pana-panahong nagbabago sa paglipas ng panahon. Ang dahilan para sa pagbabago sa ningning ay maaaring mga eclipse ng mga bituin sa bawat isa, o isang pagbabago sa kanilang hugis sa pamamagitan ng mutual gravity sa malapit na mga sistema, iyon ay, ang pagkakaiba-iba ay nauugnay sa isang pagbabago sa mga geometric na kadahilanan, at hindi sa pisikal na pagkakaiba-iba.

Algol-type eclipsing variables (EA) - nagbibigay-daan ang mga light curve na ayusin ang simula at pagtatapos ng mga eclipse; sa pagitan ng mga eclipses, ang liwanag ay nananatiling halos pare-pareho.

Mga eclipsing variable tulad ng β Lyrae (EB) - Binary na mga bituin na may mga ellipsoidal na bahagi na patuloy na nagbabago ng liwanag, kabilang ang pagitan sa pagitan ng mga eklipse. Ang pangalawang minimum ay obligadong sundin. Karaniwang higit sa 1 araw ang mga regla.

Ang mga eclipsing variable ng Ursa Major W type (EW) ay mga contact system ng mga bituin ng spectral classes F at mas bago. Mayroon silang mga panahon na mas mababa sa 1 araw at ang mga amplitude ay karaniwang mas mababa sa 0.8m.

Ang mga ellipsoidal variable (Ell) ay mga binary system na hindi nagpapakita ng mga eclipse. Ang kanilang ningning ay nagbabago dahil sa isang pagbabago sa lugar ng nagniningning na ibabaw ng bituin na nakaharap sa tagamasid.

Sa panahon na lumipas sa pagitan ng ikatlo at ikaapat na edisyon ng OKPS, hindi lamang ang dami ng obserbasyonal na materyal ang tumaas, kundi pati na rin ang kalidad nito. Ginawa nitong posible na ipakilala ang isang mas detalyadong pag-uuri, na ipinakilala dito ang ideya ng mga pisikal na proseso na nagdudulot ng pagkakaiba-iba ng mga bituin. Ang bagong klasipikasyon ay naglalaman ng 8 iba't ibang klase ng mga variable na bituin.

Ang mga eruptive variable na bituin ay mga bituin na nagbabago ng kanilang ningning dahil sa mga marahas na proseso at pag-alab sa kanilang mga chromosphere at corona. Ang pagbabago sa liwanag ay kadalasang dahil sa mga pagbabago sa shell o pagkawala ng masa sa anyo ng isang stellar wind na may iba't ibang intensity at/o pakikipag-ugnayan sa interstellar medium. Ang mga umiikot na variable na bituin ay mga bituin na nagpapakita ng panaka-nakang pagpapalawak at pagliit ng kanilang mga layer sa ibabaw. Ang mga pulso ay maaaring radial at non-radial. Ang mga radial pulsation ng isang bituin ay iniiwan ang hugis nito na spherical, habang ang mga non-radial na pulsation ay nagiging sanhi ng paglihis ng hugis ng bituin mula sa spherical, at ang mga katabing zone ng bituin ay maaaring nasa magkasalungat na yugto. Ang mga umiikot na variable na bituin ay mga bituin kung saan ang distribusyon ng liwanag sa ibabaw ay hindi pare-pareho at / o mayroon silang hindi ellipsoidal na hugis, bilang isang resulta kung saan, kapag ang mga bituin ay umiikot, inaayos ng tagamasid ang kanilang pagkakaiba-iba. Ang inhomogeneity ng liwanag ng ibabaw ay maaaring dahil sa pagkakaroon ng mga spot o temperatura o inhomogeneities ng kemikal na dulot ng mga magnetic field na ang mga axes ay hindi nag-tutugma sa axis ng pag-ikot ng bituin.
Cataclysmic (paputok at mala-nova) na mga variable na bituin. Ang pagkakaiba-iba ng mga bituin na ito ay sanhi ng mga pagsabog na dulot ng mga proseso ng pagsabog sa kanilang mga layer sa ibabaw (novae) o malalim sa kanilang mga interior (supernovae).
eclipsing binary
Optical variable binary system na may matitigas na X-ray
Mga variable na may iba pang mga simbolo
Mga bagong uri ng mga variable - mga uri ng pagkakaiba-iba na natuklasan sa panahon ng paglalathala ng catalog at samakatuwid ay hindi kasama sa na-publish na mga klase.
Ang mga klase 1 at 5 ay nagsalubong - ang mga bituin na may mga uri ng pagkakaiba-iba ng RS at WR ay nabibilang sa parehong mga klase na ito.

Ang bilang ng mga variable na bituin ayon sa uri ayon sa katalogo ng OKPZ-4

Tulad ng alam mo, ang ating Araw ay hindi rin lumiwanag nang pantay-pantay, ngunit bahagyang nagbabago sa aktibidad nito. Tuwing 11 taon, ang bilang ng mga spot sa Araw ay tumataas at ang aktibidad nito ay tumataas. Siyempre, ang mga pulsation ng Araw ay hindi maihahambing sa mga pulsation ng Cepheids, at higit pa sa mga bago at supernovae na bituin. Samakatuwid, ang ating Araw ay isang permanenteng bituin.

Baitang 1 Baitang 2 Baitang 3 Baitang 4 Baitang 5

Ang variable na bituin ay isa na ang liwanag (liwanag) ay nagbabago sa paglipas ng panahon dahil sa mga pisikal na proseso sa loob o paligid ng bituin. Ang tunay na pagkakaiba-iba ng mga bituin ay dapat na makilala mula sa kanilang pagkislap at iba pang pagkakaiba-iba na dulot ng hindi pagkakapare-pareho ng atmospera ng mundo.

Ngunit kapag nagmamasid mula sa Daigdig, hindi ganoon kadaling paghiwalayin ang natural na pagbabagu-bago sa ningning ng isang bituin mula sa mga sanhi ng impluwensya ng atmospera. Samakatuwid, ang katumpakan ng photometry, i.e., mga sukat ng radiation flux mula sa mga bituin, ay hindi mataas hanggang sa 1990s: hindi hihigit sa 0.1 m (magnitude). At ang bilang ng mga variable na bituin ay hindi lalampas sa 30,000.

Ang mga teleskopyo sa kalawakan, at higit sa lahat ang teleskopyo ng Hipparcos, ay binago ang pag-aaral ng stellar variability sa pagtatapos ng ika-20 siglo: ang photometry ng milyun-milyong bituin na may katumpakan na mas mahusay kaysa sa 0.01 "ay nagpakita na halos lahat ng mga bituin ay nagbabago sa isang antas o iba pa. Para sa halimbawa, ang ating Araw ay nagbabago ng liwanag nang humigit-kumulang 0.001m sa panahon ng 11-taong solar cycle. Ngunit kami, tulad ng mga propesyonal na astronomer, para sa kaginhawahan, ay isasaalang-alang bilang mga variable lamang ang mga bituin na may malaking amplitude ng pagkakaiba-iba. Ang impormasyon tungkol sa mga ito ay kinokolekta at isinasaayos sa General Catalog of Variable Stars (GCVS) ng State Astronomical Institute na pinangalanang P. K. Sternberg (GAISh) sa Moscow.

Ang mga variable na bituin ay matagal nang tinutukoy ng isa o dalawang malalaking letrang Latin.
bago ang pangalan ng konstelasyon, halimbawa, ang BW Cam ay isang variable sa konstelasyon na Giraffe. At kapag ang mga naturang kumbinasyon ng mga titik ay naubos, nagsimula silang ipahiwatig ng isang malaking titik V (mula sa salitang variable - "variable") na sinusundan ng isang numero, halimbawa, V838 Mon - isang variable sa constellation Unicorn.

Ang lahat ng variable na bituin na may kapansin-pansing amplitude ng pagbabagu-bago ng liwanag ay maaaring hatiin sa apat na malawak na kategorya. Dito, ang dahilan para sa pagkakaiba-iba ng radiation flux na naobserbahan namin ay bahagyang o kabuuang eclipses ng isang bituin sa isang pares ng isa pang bituin. Ang pangalawang kategorya ay pulsating variable na mga bituin. Sa pamamagitan ng paraan, karamihan sa mga kasalukuyang kilalang variable na bituin na may makabuluhang amplitude ay nabibilang sa kanila. Dito, ang dahilan para sa pagkakaiba-iba ay ang mga pulsation ng bituin, ibig sabihin, mga pagbabago sa laki, density, liwanag, kulay, temperatura, spectrum, at iba pang mga katangian. Ang mga sanhi ng pulsations ay iba, ngunit lahat sila ay sumusunod mula sa mga pisikal na katangian ng bagay ng bituin. Ang ikatlong kategorya ay eruptive, i.e. sumasabog, o nagliliyab, variable na mga bituin. Ang mga ito ay hindi matatag na mga bituin, kadalasan ay nasa bingit ng paglipat mula sa isang yugto ng ebolusyon patungo sa isa pa. Ang ikaapat na kategorya ay ang umiikot na mga variable na bituin na may hindi pantay na liwanag sa ibabaw. Masasabi nating ito ay mga bituin na may mga batik o guhit na may iba't ibang ningning. Ang Araw ay kabilang din sa kanila, ngunit ang mga batik nito ay hindi gaanong mahalaga kung ihahambing sa mga higanteng batik ng ilang mga bituin.

eclipsing variable na mga bituin

Ang pagkupas ng bituin na si Algol (Vetta Perseus) ay nakita noong unang panahon at ipinaliwanag noong 1783 ni John Goodryke. Humigit-kumulang sa bawat 69 na oras, ang bituin ay kumukupas sa loob ng 10 oras - ito ay nakikita ng mata. Samakatuwid, ang Algol ay nasa talahanayan ng mga variable na bituin sa Workshop No. 40. Sa likod ng "kindat" ng bituin ay may malapit na pares ng "waltzing" Algol, kung saan pana-panahong tinatakpan ng isa ang isa. Siyempre, namamasid lang tayo sa mga eklipse sa pares na ito dahil ang parehong mga bituin at ang Earth ay humigit-kumulang sa parehong tuwid na linya (ang paglihis ay mas mababa sa 8°). At nangangahulugan ito na, sa pangkalahatan, ang mga eclipses sa pares ng Algol ay hindi kabuuan: kung paanong ang Buwan sa ating kalangitan kung minsan ay bahagyang nakakubli sa Araw, kaya dito ang isang bituin ay bahagyang nakakubli sa isa pa - bahagyang mga eklipse. Sa kasong ito, ang kabuuang liwanag ng dalawang bituin ng pares ay napupunta sa 1.3 m. Kung ang eroplano ng orbit ng mga bituin ay nakakiling sa linyang "star-Earth" ng 27 °, kung gayon hindi natin makikita ang mga eclipse, at ang Algol ay hindi maituturing na variable na bituin. At kung ang anggulo ay nabawasan sa 3 °, ang mga eclipses ay magiging kabuuan, at pagkatapos ay makikita natin ang mas malalim na pagkalipol ng Algol - nang higit sa 3 m (i.e., ang Algol ay magiging hindi nakikita ng mata sa loob ng kalahating oras). Ayon sa mga sinaunang salaysay, nalaman ng mga astronomo ang nangyari. Kung paanong ang axis ng mabilis na umiikot na tuktok ay dahan-dahang umuugoy mula sa gilid patungo sa gilid, gayundin ang eroplano ng orbit ni Algol na may panahon na humigit-kumulang 20,000 taon. Sa simula ng ating panahon, ang Algol ay hindi isang variable na bituin. Iyon ang dahilan kung bakit ang kanyang "kindat", na malinaw na nakikita ng mata, ay hindi binanggit ng mga sinaunang astronomo na sina Hipparchus at Ptolemy, bagaman pinag-aralan nila ang kalangitan kapag pinagsama ang kanilang mga katalogo ng bituin. Mula 161 hanggang 1482 AD, ang mga eklipse ay, tulad ng mga ito ngayon, bahagyang. At noong 1482-1768 - kumpleto. Na nakakuha ng atensyon ni John Goodryke at ng iba pang mga astronomo noong ika-18 siglo. Magpapatuloy ang mga partial eclipses hanggang 3044.

Ang mga pumuputok na variable na bituin

Ang bituin ng b Cephei at ang mga katulad nito ay pumipintig: alinman sila ay namamaga at, nang naaayon, malamig at madilim, pagkatapos ay lumiliit, umiinit at nagiging mas maliwanag. Sa pamamagitan ng paraan, ito ay nakapagpapaalaala sa gawain ng isang makina ng kotse: ang mga bituka ng bituin ay kumikilos bilang gasolina, at ang shell ay kumikilos bilang isang piston. Ang gasolina ay nagiging gas, ang presyon nito ay nagtutulak sa piston. Tulad ng sa makina, ang proseso ay may ilang mga yugto. Sa pangkalahatang kaso, ang enerhiya ng isang bituin, na nagmamadali sa ibabaw mula sa kalaliman, sa isang tiyak na layer sa isang intermediate na lalim ay ginugol sa pagkabulok ng mga molekula sa mga atomo o sa ionization ng bagay - iyon ay, naipon ito dito. layer at hindi umabot sa ibabaw. Kapag ang lahat ng bagay sa nabanggit na layer ay naging mga atomo o nag-ionize, ang enerhiya ng kalaliman ay hindi na nananatili dito, napupunta sa mga panlabas na layer ng bituin at napupunta sa pagpapalawak nito. Ang pagpapalawak ng shell ay nagpapalamig din sa isang espesyal na layer kung saan nakaimbak ang enerhiya. Sa katunayan, sa maikling panahon, habang ang bituin ay may pinakamataas na sukat at ningning, inilalabas nito sa kalawakan ang enerhiya na nakaimbak sa espesyal na layer na ito. Ito ay lumalamig: ang mga atom ay nagsasama-sama sa mga molekula, o mga ion sa mga atomo. Ang pinalamig na bituin ay lumiliit sa ilalim ng impluwensya ng pagkahumaling ng sarili nitong mga particle, at ang pag-ikot ay umuulit. Tandaan na ang anumang bituin ay nasa balanse ng dalawang puwersa: ang magkaparehong atraksyon ng sarili nitong mga particle at ang presyon ng mainit na bagay mula sa kailaliman. Pulsations - sa katunayan, ang pakikibaka ng mga pwersang ito, na may iba't ibang antas ng tagumpay.

Ang pinakamalapit na Cepheid sa Earth ay ang Cepheus-type star, ang Polaris. Bilang karagdagan, ito ay isang triple system. Ang isang malapit na kasamang bituin ay lumilipad sa paligid ng gitnang bituin na may panahon na humigit-kumulang 30 taon. Ngunit bukod sa isang obserbasyon ng Hubble, ang Polaris at ang kasama nitong bituin ay palaging naoobserbahan nang magkasama, at ang mga katangian ng orbital ay kinakalkula mula sa mga pagbabago sa kanilang pinagsamang liwanag. Gayunpaman, ang lahat ay kumplikado sa pamamagitan ng katotohanan na ang Polyarnaya ay nagbabago ng ningning dahil sa mga pulsation, at kahit na may ilang mga kakaibang pangmatagalang pagbabago sa liwanag: sa ika-20 siglo, ang amplitude ng pagkakaiba-iba nito ay bumaba mula 8% hanggang halos zero (sa ika-21 siglo. , Halos hindi tumitibok ang Polar!) na sa karaniwan nitong nakaraang siglo ay naging mas maliwanag ito ng 15%. Lumalabas na ang mga pangunahing pagtuklas sa pisika ng North Star at lahat ng Cepheids ay darating pa. At kahit na ang Polyarnaya ay hindi minarkahan sa Workshop No. 40, ngunit tingnan mo ito - biglang ito ay malinaw na sumiklab o lumabas sa harap ng iyong mga mata. Sa pamamagitan ng paraan, tulad ng Polaris, maraming mga pulsating na bituin na may mga higanteng shell ay mali ang pulsate. Samakatuwid - isang malaking pagkakaiba-iba ng mga non-periodic at semi-periodic giants.

Ang mga bituin ay gumagawa ng mga diamante. At maaari mo nang isipin ang tungkol sa kanilang pagkuha, dahil ang mga hiyas na ito ay masinsinang nakakalat ng mga bituin sa kalawakan kasama ang natitirang alikabok. Ang alikabok, gas, kabilang ang mga molekula at organikong bagay, ay lalong masinsinang nawawala ng mga namamagang higanteng bituin at supergiant. Sa periphery ng kanilang mga cool na shell, ang atraksyon ng bituin ay napakaliit kung kaya't ang mga particle ng bagay ay madaling umalis sa bituin. Ipinaaalala namin sa iyo na ang naturang bituin ay dapat na sa kalaunan ay malaglag ang kanyang shell sa anyo ng isang planetary nebula at maging isang white dwarf. Samakatuwid, ang mga bituin sa gilid ng naturang pagbabago ay lubhang kawili-wili: sila ay pumipintig lalo na malakas at nagbabago ng liwanag na may malaking amplitude; ay ang pinakapula, kahit na hindi kapani-paniwalang pula-burgundy dahil sa malakas na pagsipsip ng liwanag ng maalikabok na shell; ang spectrum ay nagpapakita ng kamangha-manghang mga sangkap ng shell, halimbawa, fullerenes, mga kristal ng 60 o higit pang mga carbon atom; at napapahamak na manatili sa ganitong estado sa napakaikling panahon na makapaghihintay tayo ng mga radikal na pagbabago sa harap ng ating mga mata. Para sa isang dosenang mga bituin na ito, ang mga astronomo ay naghihintay para sa pagsabog at pagbuhos ng shell sa siglo na ito!

Ang bituin na Omicron Ceti tuwing 332 araw ay lumilitaw sa kalangitan kabilang sa mga pinakamaliwanag na bituin (magnitude 2 m), at pagkatapos ay nawawala para sa mata (10 m, nakikita sa limitasyon sa teleskopyo ng Galileo-200). Ang astronomo na si David Fabricius noong 1596 ay tinawag itong Mira, na sa Latin ay nangangahulugang "kamangha-manghang". Ang mga astronomo ay namangha dito hanggang sa ika-21 siglo! Upang ipaliwanag ang pagkakaiba-iba ng Mira at mga katulad na bituin (tinatawag silang Mirids), ang parehong mga mekanismo ay tila hindi angkop: ang isang eclipsing satellite ay hindi naobserbahan sa loob nito, at upang ipaliwanag ang mga hindi pa naganap na pagkakaiba sa liwanag, ang mga pulsation ay kailangan ng daan-daang beses. Isipin na ang Araw bawat taon ay lalawak ng kalahati ng solar system, o lumiliit sa kasalukuyang laki nito. Ang isang bituin ay walang kahit saan upang makakuha ng napakaraming enerhiya mula sa, at ito ay malamang na hindi makaligtas sa gayong mga pagpintig!

Ang sitwasyon ay nagsimulang luminaw nang ang isang napakadilim na satellite ni Mira, isang puting duwende, ay natuklasan. Ngunit ito ay matatagpuan napakalayo mula sa pangunahing bituin na hindi ito direktang makakaapekto dito. Noong 2007, natuklasan ng GALEX ultraviolet telescope na lumilipad si Mira sa kalawakan sa napakalaking bilis na higit sa 100 km/s at nag-iiwan ng napakalaking buntot ng gas at alikabok na 13 light-years ang haba. Ang buntot na ito ay umabot hindi lamang sa satellite ng bituin, kundi pati na rin sa mga kalapit na bituin. Kinailangan ding baguhin ang pagkawala ng bagay: bawat taon nawawala si Mira ng masa na katumbas ng masa ng Buwan. Maraming itim na soot sa stream na ito - carbon at mga compound nito. Well, eksakto - isang umuusok na steam locomotive sa buong bilis! At ang satellite star ni Mira, ang "locomotive trailer", ay nangongolekta ng ilan sa soot na ito para sa sarili nito. Kaya't ang layer ng soot sa "trailer" ay maraming beses na mas malaki kaysa sa bigat ng trailer mismo at, sa pamamagitan ng paraan, ginagawa itong mas kapansin-pansin: hinahanap nila ito sa loob ng 200 taon. Bilang resulta, ang satellite ni Mira, na lumilipad sa paligid nito, ay kumokontrol sa daloy ng sangkap nito: ito ay dumadaan o naantala at, sa gayon, nagpapakita o nagkukubli kay Mira. Kapag ito ay nagpakita, ang magnitude nito ay tumataas sa 2m. Siyanga pala, ang soot, graphite at brilyante ay pare-parehong carbon. Ang mga brilyante na nagkikristal sa kaibuturan ni Mira ay maaaring hanapin sa usok nitong "space locomotive". Ang isang katulad na papel ay ginampanan ng hindi nakikitang satellite ng bituin na R Sculptor (Larawan 5): ginagawa nitong isang spiral na nakikita natin ang sangkap na nawala ng bituin.

liwanag na echo

RS Puppies (RS Pup) - isang Cepheid na nagbabago ng liwanag ng 5 beses na may tagal na 41.4 araw. Kung titingnan ang paligid nito, tila ang mga ulap ng gas ay lumilipad palayo dito (Larawan 6). Sa katunayan, sa iba't ibang mga yugto ng pagpintig ng isang bituin, naiiba itong nagliliwanag sa hindi gumagalaw na ulap ng alikabok na nakapalibot dito. Binubuo ang mga ito ng ilang mga layer at samakatuwid ay mukhang maliwanag na mga singsing sa paligid ng bituin. Ang kakanyahan ng epekto ng liwanag na echo na nagmumula dito ay nakikita ng tagamasid ang liwanag ng bituin, na dumating sa kanya sa iba't ibang paraan: direkta at sinasalamin mula sa iba't ibang bahagi ng ulap ng alikabok. Para sa isang malaking ulap (tulad ng sa kaso ng RS Korma), ang bilis ng liwanag ay gumaganap ng isang papel: ang liwanag na sinasalamin ng bahagi ng ulap na malapit sa bituin ay kapansin-pansing dumarating sa atin nang mas huli kaysa direkta. At ang liwanag na sinasalamin ng malayong bahagi ng ulap ay dumarating kahit mamaya. Dahil dito, ang mga bahagi ng ulap na malayo sa bituin ay "nag-iilaw" para sa atin mamaya, at sa gayon, mayroong hitsura ng mga kumakalat na singsing na liwanag. Ang partikular na kahanga-hanga ay ang light echo ng bituin na V838 Monocerotis.

Kamakailan, sinamantala ng mga astronomo ang light echoes upang literal na makita ang malayong nakaraan. Ang Supernova SN1572 ay nakita noong 1572 - ang liwanag na ito ay dumating sa isang tuwid na linya. At noong 2008, ang isang napakahinang pagmuni-muni ng flash na iyon ay nakita bilang isang liwanag na echo sa mga ulap ng Milky Way. Ang pagsabog ng supernova Cassiopeia A noong bandang 1660 ay hindi napansin sa Earth dahil sa mga cosmic cloud na nakatago dito. Ngunit ang liwanag na echo, ang pagmuni-muni ng flash na iyon sa iba pang mga cosmic cloud, ay nakita noong 2010.

Pumuputok variable na bituin

Ang mga bihirang malakas na flare ay likas sa iba't ibang mga bituin. Halimbawa, ang pagdaloy ng bagay mula sa isang ordinaryong bituin patungo sa isang puting dwarf ay maaaring magdulot ng paulit-ulit na malalakas na pagsabog, na ayon sa kaugalian ay tinatawag na mga bagong bituin. Ang mga batang T Tauri na bituin ay sumiklab. Posible rin ang mga flash sa panahon ng pagkasira ng isang planeta malapit sa isang batang bituin.

Umiikot na mga variable na bituin

Noong 1984, natuklasan ng IRAS space telescope ang isang disk ng alikabok sa paligid ng bituin na Vega. Karaniwan ito para sa mga napakabatang bituin, wala pang 100 milyong taong gulang, kung saan nabuo ang mga planeta mula sa isang gas at dust disk. Mas matanda si Vega - mga 450 Ma. Sa paghahanap ng isang pahiwatig, natuklasan ng mga siyentipiko na ang Vega ay umiikot nang napakabilis: sa ekwador nito, ang bilis ay 280 km / s. Para sa paghahambing, ang bilis ng pag-ikot ng Araw ay 140 beses na mas mababa - 2 km / s lamang. Sa bilis na ito, ang Vega ay hindi isang bola, ngunit isang malakas na flattened ellipsoid, kaya ang ekwador ng Vega ay kapansin-pansing mas malayo mula sa gitna nito at samakatuwid ay mas malamig kaysa sa mga pole. May kaugnayan ang temperatura sa liwanag. Samakatuwid, ang ekwador ng Vega ay isang madilim na banda, at ang mga pole ay mga light cap.
Nakita namin ang isa sa mga poste sa lahat ng oras at hindi kami naghinala na ang tuktok ay may guhit. Kung isang araw ay lumingon si Vega sa amin upang ito ay salit-salit na sinusunod alinman sa mga poste o gilid, ito ay magiging isang variable na bituin.

Light echo - isang epekto na nangyayari sa astronomy, kapag ang liwanag mula sa flash ng isang luminary ay dumating sa nagmamasid, na makikita mula sa "mga screen" na malayo sa luminary, mas huli kaysa sa liwanag na dumating sa isang tuwid na linya. Sa kasong ito, sa ilang mga kaso, mayroong isang hitsura ng pag-alis ng sumasalamin na liwanag na "screen" mula sa source luminary sa bilis na mas mataas kaysa sa bilis ng liwanag.

Bilang karagdagan, ang bilis ng pag-ikot ng Vega sa ekwador ay katumbas ng bilis ng paghihiwalay ng bagay mula sa bituin sa pamamagitan ng mga puwersang sentripugal. Minsan ang mga kumpol ng bagay ay talagang humiwalay kay Vega at sumasali sa disk na nakapalibot dito. Samakatuwid, kahit na ang stellar wind ay hinihipan ang disk matter sa kalawakan, ang disk ay patuloy na pinupunan ng bagong bagay mula sa bituin. Siyempre, ang disk sa paligid ng bituin ay dapat paikutin, kung hindi man ay mahuhulog ito sa bituin. Dahil sa pag-ikot, ang iba't ibang bahagi ng disk ay bahagyang nakakubli sa Vega mismo sa iba't ibang oras. Kaya may mga maliliit na pagbabago sa liwanag nito, na natuklasan kamakailan.

Ang mga gas at dust disk sa paligid ng mga bituin ay minsan ay gumaganap ng isang mahalagang papel na hindi malinaw kung aling kategorya ang ilang mga variable na bituin ay dapat italaga.

Mangyaring paganahin ang JavaScript upang tingnan ang

Tinatawag ang mga bituin na nagbabago ang ningning sa medyo maikling panahon pisikal na variable na bituin. Ang mga pagbabago sa ningning ng ganitong uri ng mga bituin ay sanhi ng mga pisikal na proseso na nangyayari sa kanilang mga interior. Ayon sa likas na katangian ng pagkakaiba-iba, ang mga pulsating variable at eruptive variable ay nakikilala. Ang mga bago at supernovae na bituin, na isang espesyal na kaso ng eruptive variable, ay nakikilala rin sa isang hiwalay na species. Ang lahat ng mga variable na bituin ay may mga espesyal na pagtatalaga, maliban sa mga dating itinalaga ng titik ng alpabetong Greek. Ang unang 334 na variable na bituin ng bawat konstelasyon ay itinalaga ng isang pagkakasunud-sunod ng mga titik ng alpabetong Latin (halimbawa, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) kasama ang pagdaragdag ng pangalan ng katumbas na konstelasyon ( halimbawa, RR Lyr). Ang mga sumusunod na variable ay itinalagang V 335, V 336, atbp. (halimbawa, V 335 Cyg).

Pisikal na variable na bituin

Ang mga bituin na nailalarawan sa pamamagitan ng isang espesyal na hugis ng light curve, na nagpapakita ng isang makinis na pana-panahong pagbabago sa maliwanag na magnitude at isang pagbabago sa ningning ng bituin nang ilang beses (karaniwan ay mula 2 hanggang 6), ay tinatawag na pisikal na variable na mga bituin o Cepheids. Ang klase ng mga bituin na ito ay pinangalanan sa isa sa mga tipikal na kinatawan nito - ang bituin na δ (delta) Cepheus. Ang mga Cepheid ay maaaring maiugnay sa mga higante at supergiants ng parang multo na mga klase F at G. Dahil sa pangyayaring ito, posible na obserbahan ang mga ito mula sa malalayong distansya, kabilang ang malayo sa mga hangganan ng ating star system - ang Galaxy. Ang isa sa pinakamahalagang katangian ng Cepheids ay ang panahon. Para sa bawat indibidwal na bituin, ito ay pare-pareho na may mataas na antas ng katumpakan, ngunit ang mga panahon ay iba para sa iba't ibang Cepheids (mula sa isang araw hanggang ilang sampu-sampung araw). Sa Cepheids, ang spectrum ay nagbabago nang sabay-sabay sa maliwanag na magnitude. Nangangahulugan ito na kasama ng pagbabago sa ningning ng mga Cepheid, ang temperatura ng kanilang mga atmospheres ay nagbabago rin ng average na 1500°. Ang paglilipat ng mga spectral na linya sa spectra ng Cepheids ay nagsiwalat ng panaka-nakang pagbabago sa kanilang mga radial velocities. Bilang karagdagan, ang radius ng bituin ay nagbabago rin sa pana-panahon. Ang mga bituin tulad ng δ Cephei ay mga batang bagay na pangunahing matatagpuan malapit sa pangunahing eroplano ng ating sistema ng bituin - ang Galaxy. Matatagpuan din ang mga Cepheid, ngunit mas matanda sila at medyo hindi gaanong maliwanag. Ang mga bituin na ito, na umabot na sa yugto ng Cepheid, ay hindi gaanong malaki at samakatuwid ay umuusbong nang mas mabagal. Tinatawag silang Virgo W na mga bituin. Ang nasabing naobserbahang mga tampok ng Cepheids ay nagpapahiwatig na ang mga atmospheres ng mga bituin na ito ay nakakaranas ng mga regular na pulsation. Kaya, mayroon silang mga kondisyon para sa pagpapanatili ng isang espesyal na proseso ng oscillatory sa isang pare-parehong antas sa loob ng mahabang panahon.

kanin. cepheid

Matagal bago posible na malaman ang likas na katangian ng pulsations cepheid, naitatag ang pagkakaroon ng relasyon sa pagitan ng kanilang panahon at ningning. Sa pagmamasid sa Cepheids sa Maliit na Magellanic Cloud - isa sa mga sistema ng bituin na pinakamalapit sa atin - napansin na mas maliit ang maliwanag na laki ng Cepheid (i.e., mas maliwanag ito), mas mahaba ang panahon ng pagbabago ng liwanag nito. Ang relasyon na ito ay naging linear. Mula sa katotohanan na lahat sila ay kabilang sa parehong sistema, sumunod na ang mga distansya sa kanila ay halos pareho. Dahil dito, ang natuklasang dependence ay sabay-sabay na naging dependence sa pagitan ng period P at ng absolute magnitude M (o luminosity L) para sa Cepheids. Ang pagkakaroon ng isang relasyon sa pagitan ng panahon at ganap na magnitude ng Cepheids ay gumaganap ng isang mahalagang papel sa astronomiya: salamat dito, ang mga distansya sa napakalayo na mga bagay ay natutukoy kapag ang ibang mga pamamaraan ay hindi mailalapat.

Bilang karagdagan sa Cepheids, mayroon ding iba pang mga uri tumitibok na variable na mga bituin. Ang pinakakilala sa mga ito ay ang mga bituin ng RR Lyrae, na dating tinatawag na short period na Cepheids dahil sa pagkakapareho ng mga ito sa regular na Cepheids. Ang mga bituin ng RR Lyrae ay mga higante ng parang multo na klase A, na ang ningning ay lumampas sa liwanag ng Araw nang higit sa 100 beses. Ang mga panahon ng RR Lyrae star ay mula 0.2 hanggang 1.2 araw, at ang amplitude ng mga pagbabago sa liwanag ay umaabot sa isang magnitude. Ang isa pang kawili-wiling uri ng pulsating variable ay isang maliit na grupo ng β Cephei (o β Canis Major) na uri ng mga bituin, na pangunahing kabilang sa mga higante ng maagang spectral subclasses B. Sa likas na katangian ng pagkakaiba-iba at ang hugis ng light curve, ang mga bituin na ito kahawig ng mga bituin ng RR Lyrae, na naiiba sa kanila sa isang napakaliit na pagbabago sa magnitude ng amplitude. Ang mga panahon ay nasa hanay mula 3 hanggang 6 na oras, at, tulad ng sa Cepheids, mayroong dependence ng panahon sa ningning.

Bilang karagdagan sa mga tumitibok na bituin na may regular na pagbabago sa ningning, mayroon ding ilang uri ng mga bituin na nagbabago ang mga kurba ng liwanag. Kabilang sa mga ito ay RV-type na mga bituin na Taurus, na ang mga pagbabago sa ningning ay nailalarawan sa pamamagitan ng paghahalili ng malalim at mababaw na minima, na nagaganap sa panahon na 30 hanggang 150 araw at may amplitude na 0.8 hanggang 3.5 na magnitude. Ang mga bituin ng RV Tauri ay nabibilang sa mga spectral na uri F, G, o K. Mga bituin ng uri m Cephei nabibilang sa spectral class M at tinatawag pulang semiregular na mga variable. Minsan sila ay nakikilala sa pamamagitan ng napakalakas na mga iregularidad sa pagbabago sa ningning, na nagaganap sa loob ng ilang sampu hanggang ilang daang araw. Sa tabi ng mga semi-regular na variable sa spectrum–luminosity diagram, may mga class M na bituin kung saan hindi posibleng makita ang repeatability ng mga pagbabago sa ningning (irregular variable). Sa ibaba ng mga ito ay mga bituin na may mga linya ng paglabas sa spectrum na maayos na nagbabago ng kanilang ningning sa napakahabang agwat ng panahon (mula 70 hanggang 1300 araw) at sa loob ng napakalaking limitasyon. Ang isang kahanga-hangang kinatawan ng ganitong uri ng mga bituin ay o (omicron) Kita, o, kung hindi man ay tinatawag na Mira. Tinatawag itong klase ng mga bituin long-period variable tulad ng Mira Kita. Ang haba ng yugto ng mahabang panahon ng mga variable na bituin ay nagbabago sa paligid ng average na halaga mula sa 10% sa parehong direksyon.

Sa mga dwarf na bituin na may mas mababang ningning, mayroon ding mga variable ng iba't ibang uri, ang kabuuang bilang nito ay halos 10 beses na mas mababa kaysa sa bilang ng mga pulsating giants. Ang mga bituin na ito ay nagpapakita ng kanilang pagkakaiba-iba sa anyo ng pana-panahong paulit-ulit na pagsabog, na ang kalikasan ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng iba't ibang uri ng mga pagbuga ng bagay, o mga pagsabog. Samakatuwid, ang buong pangkat ng mga bituin, kasama ang mga bagong bituin, ay tinatawag mga variable na sumasabog. Kapansin-pansin na sa kanila ay may mga bituin na ibang-iba ang kalikasan, kapwa sa mga unang yugto ng kanilang ebolusyon at pagkumpleto ng kanilang landas sa buhay. Ang mga pinakabatang bituin, tila, na hindi pa nakumpleto ang proseso ng gravitational contraction, ay dapat isaalang-alang mga variable ng uri τ (tau) Taurus. Ito ay mga dwarf ng mga spectral na klase, kadalasang F - G, na matatagpuan sa malalaking numero, halimbawa, sa Orion Nebula. Ang mga bituin ng uri ng RW Aurigae, na kabilang sa mga spectral na klase mula B hanggang M, ay halos kapareho sa kanila. Para sa lahat ng mga bituing ito, ang pagbabago sa ningning ay nangyayari nang hindi tama kaya walang regular na maitatag.

Ang mga eruptive variable na bituin ng isang espesyal na uri, kung saan ang isang outburst (isang biglaang pagtaas ng ningning) ng hindi bababa sa 7-8 magnitude ay naobserbahan nang hindi bababa sa isang beses, ay tinatawag bago. Karaniwan, sa panahon ng pagsabog ng isang bagong bituin, ang maliwanag na stellar magnitude ay bumababa ng 10m-13m, na tumutugma sa pagtaas ng ningning ng sampu at daan-daang libong beses. Pagkatapos ng pagsabog, ang mga bagong bituin ay napakainit na dwarf. Sa pinakamataas na yugto ng pagsabog, sila ay kahawig ng mga supergiant ng mga klase A - F. Kung ang pagsabog ng parehong bagong bituin ay naobserbahan nang hindi bababa sa dalawang beses, kung gayon ang isang bago ay tinatawag na paulit-ulit. Ang pagtaas ng ningning sa paulit-ulit na novae ay medyo mas mababa kaysa sa karaniwang novae. Sa kabuuan, humigit-kumulang 300 bagong bituin ang kasalukuyang kilala, kung saan humigit-kumulang 150 ang lumitaw sa ating Galaxy at higit sa 100 sa Andromeda Nebula. Sa kilalang pitong paulit-ulit na novae, humigit-kumulang 20 outbreak ang naobserbahan sa kabuuan. Marami (marahil kahit lahat) novae at paulit-ulit na novae ay malapit na binary. Pagkatapos ng pagsabog, madalas na nagpapakita ang novae ng mahinang pagkakaiba-iba. Ang pagbabago sa ningning ng bagong bituin ay nagpapakita na sa panahon ng pagsabog ay may biglaang pagsabog na dulot ng kawalang-tatag na lumitaw sa bituin. Ayon sa iba't ibang mga hypotheses, ang kawalang-tatag na ito ay maaaring lumitaw sa ilang mga mainit na bituin bilang isang resulta ng mga panloob na proseso na tumutukoy sa pagpapalabas ng enerhiya sa bituin, o dahil sa impluwensya ng ilang panlabas na mga kadahilanan.

supernovae

Ang mga supernova ay mga bituin na sumisikat sa parehong paraan tulad ng mga bago at umaabot sa ganap na magnitude mula -18m hanggang -19m at kahit na -21m sa maximum. Ang mga supernova ay may pagtaas ng ningning ng higit sa sampu-sampung milyong beses. Ang kabuuang enerhiya na ibinubuga ng isang supernova sa panahon ng isang flash ay libu-libong beses na mas malaki kaysa sa novae. Humigit-kumulang 60 supernova outbursts sa ibang galaxy ang photographically recorded, at kadalasan ang ningning ng mga ito ay naging maihahambing sa pinagsamang liwanag ng buong galaxy kung saan nangyari ang outburst. Ayon sa mga paglalarawan ng mga naunang obserbasyon na ginawa gamit ang mata, ilang kaso ng pagsabog ng supernova sa ating Galaxy ang naitatag. Ang pinaka-kawili-wili sa kanila ay ang Supernova ng 1054, na sumabog sa konstelasyon ng Taurus at naobserbahan ng mga astronomo ng Tsino at Hapon bilang isang "guest star" na biglang lumitaw, na tila mas maliwanag kaysa sa Venus at nakikita kahit sa araw. Bagaman ang hindi pangkaraniwang bagay na ito ay katulad ng pagsabog ng isang ordinaryong nova, ito ay naiiba mula dito sa sukat nito, makinis at dahan-dahang pagbabago ng light curve at spectrum. Dalawang uri ng supernovae ang nakikilala sa pamamagitan ng katangian ng spectrum na malapit sa epoch of maximum. Ang malaking interes ay ang mga mabilis na lumalawak, na sa ilang mga kaso ay natagpuan sa site ng type I supernovae. Ang pinaka-kapansin-pansin sa mga ito ay ang sikat na Crab Nebula sa konstelasyon ng Taurus. Ang hugis ng mga linya ng paglabas ng nebula na ito ay nagpapahiwatig ng pagpapalawak nito sa bilis na humigit-kumulang 1000 km/sec. Ang kasalukuyang mga sukat ng nebula ay tulad na ang pagpapalawak sa bilis na ito ay maaaring magsimula nang hindi hihigit sa 900 taon na ang nakalilipas, i.e. sa tamang panahon para sa pagsabog ng supernova ng 1054.

Pulsars

Noong Agosto 1967, sa Ingles na lungsod ng Cambridge, naitala ang cosmic radio emission, na nagmula sa mga point source sa anyo ng malinaw na mga pulso na sumusunod sa isa't isa. Ang tagal ng isang indibidwal na pulso para sa mga naturang pinagmulan ay maaaring mula sa ilang millisecond hanggang ilang ikasampu ng isang segundo. Ang talas ng mga pulso at ang kawastuhan ng kanilang mga pag-uulit ay ginagawang posible upang matukoy nang may mahusay na katumpakan ang mga panahon ng mga pulsation ng mga bagay na ito, na pinangalanan mga pulsar. Ang panahon ng isa sa mga pulsar ay humigit-kumulang 1.34 segundo, habang ang iba ay may mga panahon mula 0.03 hanggang 4 na segundo. Mga 200 pulsar ang kasalukuyang kilala. Lahat ng mga ito ay gumagawa ng mataas na polarized na paglabas ng radyo sa isang malawak na hanay ng mga wavelength, ang intensity nito ay tumataas nang husto sa pagtaas ng wavelength. Nangangahulugan ito na ang radiation ay may di-thermal na kalikasan. Posible upang matukoy ang mga distansya sa maraming mga pulsar, na lumabas na nasa hanay mula sa daan-daang hanggang libu-libong mga parsec, na nagpapahiwatig ng kamag-anak na kalapitan ng mga bagay na malinaw na kabilang sa ating Galaxy.

Ang pinakasikat pulsar, na karaniwang itinalaga ng numerong NP 0531, ay eksaktong kasabay ng isa sa mga bituin sa gitna ng Crab Nebula. Ipinakita ng mga obserbasyon na ang optical radiation ng bituin na ito ay nag-iiba din sa parehong panahon. Sa isang salpok, ang bituin ay umabot sa 13m, at sa pagitan ng mga salpok ay hindi ito nakikita. Ang parehong mga pulsation mula sa pinagmulang ito ay nararanasan din ng X-ray radiation, ang kapangyarihan nito ay 100 beses na mas mataas kaysa sa kapangyarihan ng optical radiation. Ang pagkakataon ng isa sa mga pulsar na may sentro ng hindi pangkaraniwang pormasyon gaya ng Crab Nebula ay nagmumungkahi na ang mga ito ay mga bagay lamang kung saan lumiliko ang mga supernova pagkatapos ng mga flare. Kung ang mga pagsabog ng supernova ay talagang nagtatapos sa pagbuo ng mga naturang bagay, kung gayon posible na ang mga pulsar ay mga neutron na bituin. Sa kasong ito, na may masa na humigit-kumulang 2 solar na masa, dapat silang magkaroon ng radii na mga 10 km. Kapag na-compress sa gayong mga sukat, ang density ng bagay ay nagiging mas mataas kaysa sa nuclear, at ang pag-ikot ng bituin ay bumibilis sa ilang sampu-sampung rebolusyon bawat segundo. Tila, ang agwat ng oras sa pagitan ng sunud-sunod na mga pulso ay katumbas ng panahon ng pag-ikot ng neutron star. Pagkatapos ang pulsation ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng pagkakaroon ng mga iregularidad, kakaibang mga hot spot, sa ibabaw ng mga bituin na ito. Dito angkop na pag-usapan ang isang "ibabaw", dahil sa ganoong mataas na densidad ang sangkap ay mas malapit sa mga katangian nito sa isang solidong katawan. Ang mga neutron star ay maaaring magsilbi bilang mga pinagmumulan ng mga energetic na particle na patuloy na pumapasok sa kanilang nauugnay na nebulae tulad ng Crab Nebula.

larawan: Radio emission mula sa Crab Nebula

Ang mga variable na bituin ay isa sa mga pinaka-curious na phenomena sa kalangitan, na naa-access sa pagmamasid sa mata. Bukod dito, mayroong saklaw para sa aktibidad na pang-agham ng isang simpleng mahilig sa astronomiya, at mayroong kahit isang pagkakataon upang makagawa ng isang pagtuklas. Mayroong maraming mga variable na bituin ngayon, at ito ay medyo kawili-wiling upang obserbahan ang mga ito.

Ang mga variable na bituin ay mga bituin na nagbabago ng kanilang liwanag sa paglipas ng panahon. Siyempre, ang prosesong ito ay tumatagal ng ilang oras, at hindi literal na nangyayari sa harap ng ating mga mata. Gayunpaman, kung pana-panahon mong pagmamasid ang gayong bituin, ang mga pagbabago sa ningning nito ay magiging malinaw na makikita.

Ang mga dahilan para sa pagbabago sa liwanag ay maaaring iba't ibang dahilan, at depende sa kanila, ang lahat ng mga variable na bituin ay nahahati sa iba't ibang uri, na isasaalang-alang namin sa ibaba.

Paano natuklasan ang mga variable na bituin

Ito ay palaging pinaniniwalaan na ang ningning ng mga bituin ay isang bagay na pare-pareho at hindi natitinag. Ang isang flash o ang hitsura lamang ng isang bituin ay iniuugnay sa isang bagay na supernatural mula noong sinaunang panahon, at ito ay malinaw na may ilang uri ng tanda mula sa itaas. Ang lahat ng ito ay madaling makita sa teksto ng parehong Bibliya.

Gayunpaman, maraming siglo na ang nakalilipas, alam ng mga tao na ang ilang mga bituin ay maaari pa ring baguhin ang kanilang ningning. Halimbawa, ang Beta Perseus ay hindi walang kabuluhan na tinatawag na El Ghoul (ngayon ay tinatawag itong Algol), na sa pagsasalin ay nangangahulugang "ang bituin ng diyablo." Pinangalanan ito dahil sa hindi pangkaraniwang pag-aari nito na baguhin ang liwanag na may panahon na wala pang 3 araw. Ang bituin na ito ay natuklasan bilang isang variable noong 1669 ng Italian astronomer na si Montanari, at sa pagtatapos ng ika-18 siglo, ang English amateur astronomer na si John Goodryke ay nag-aral, at noong 1784 natuklasan niya ang pangalawang variable ng parehong uri - β Lyrae.

Noong 1893, dumating si Henrietta Lewitt upang magtrabaho sa Harvard Observatory. Ang kanyang gawain ay sukatin ang ningning at i-catalog ang mga bituin sa mga photographic plate na naipon sa obserbatoryong ito. Bilang resulta, natuklasan ni Henrietta ang higit sa isang libong variable na bituin sa loob ng 20 taon. Siya ay partikular na mahusay sa pagsisiyasat ng mga tumitibok na variable na bituin, ang Cepheids, at gumawa ng ilang mahahalagang pagtuklas. Sa partikular, natuklasan niya ang pag-asa ng panahon ng isang Cepheid sa liwanag nito, na ginagawang posible upang tumpak na matukoy ang distansya sa isang bituin.

Henrietta Lewist.

Pagkatapos nito, sa mabilis na pag-unlad ng astronomiya, libu-libong mga bagong variable ang natuklasan.

Pag-uuri ng mga variable na bituin

Ang lahat ng mga variable na bituin ay nagbabago ng kanilang liwanag para sa iba't ibang mga kadahilanan, kaya isang pag-uuri ay binuo sa batayan na ito. Sa una ito ay medyo simple, ngunit habang ang data ay naipon, ito ay naging mas kumplikado.

Ngayon sa pag-uuri ng mga variable na bituin, maraming malalaking grupo ang nakikilala, ang bawat isa ay naglalaman ng mga subgroup, na kinabibilangan ng mga bituin na may parehong mga sanhi ng pagkakaiba-iba. Mayroong maraming mga naturang subgroup, kaya't isasaalang-alang natin sa madaling sabi ang mga pangunahing grupo.

eclipsing variable na mga bituin

Ang mga eclipsing variable, o simpleng eclipsing variable na mga bituin, ay nagbabago ng kanilang liwanag para sa isang napakasimpleng dahilan. Sa katunayan, hindi sila isang bituin, ngunit isang binary system, bukod dito, medyo malapit. Ang eroplano ng kanilang mga orbit ay matatagpuan sa paraang nakikita ng nagmamasid kung paano isinasara ng isang bituin ang isa pa - mayroong, kumbaga, isang eklipse.

Kung medyo malayo tayo, wala tayong makikitang ganito. Posible rin na maraming mga bituin, ngunit hindi natin nakikita ang mga ito bilang mga variable, dahil ang eroplano ng kanilang mga orbit ay hindi nag-tutugma sa eroplano ng ating pananaw.

Maraming uri ng mga eclipsing variable na bituin ang kilala rin. Isa sa mga pinakatanyag na halimbawa ay ang Algol, o β Perseus. Ang bituin na ito ay natuklasan ng Italian mathematician na si Montanari noong 1669, at ang mga katangian nito ay pinag-aralan ni John Goodryke, isang English amateur astronomer, sa pagtatapos ng ika-18 siglo. Ang mga bituin na bumubuo sa binary system na ito ay hindi makikita ng isa-isa - ang mga ito ay matatagpuan nang malapit na ang kanilang panahon ng rebolusyon ay 2 araw at 20 oras lamang.

Kung titingnan mo ang curve ng liwanag ng Algol, makikita mo ang isang maliit na paglubog sa gitna - isang pangalawang minimum. Ang katotohanan ay ang isa sa mga bahagi ay mas maliwanag (at mas maliit), at ang pangalawa ay mas mahina (at mas malaki). Kapag ang mahinang bahagi ay sumasakop sa maliwanag, nakikita natin ang isang malakas na pagbaba sa liwanag, at kapag ang isang maliwanag ay sumasaklaw sa mahina, ang pagbaba ng liwanag ay hindi masyadong binibigkas.

Noong 1784, natuklasan ni Goodryk ang isa pang eclipsing variable, ang β ni Lyrae. Ang tagal nito ay 12 araw 21 oras at 56 minuto. Sa kaibahan sa Algol, ang graph ng pagbabago sa liwanag para sa variable na ito ay mas malinaw. Ang katotohanan ay dito ang binary system ay napakalapit, ang mga bituin ay napakalapit sa isa't isa na mayroon silang isang pinahabang, elliptical na hugis. Samakatuwid, nakikita natin hindi lamang ang mga eklipse ng mga bahagi, kundi pati na rin ang mga pagbabago sa liwanag kapag ang mga elliptical na bituin ay umiikot nang malawak o makitid.

Graph ng pagbabago sa liwanag ng β Lyra.

pagtatanggol. Dahil dito, mas makinis ang pagbabago ng gloss dito.

Ang isa pang tipikal na eclipsing variable ay ang Ursa Major W, na natuklasan noong 1903. Dito, ang tsart ay nagpapakita ng pangalawang mababang ng halos parehong lalim ng pangunahing isa, at ang tsart mismo ay makinis, tulad ng sa β Lyra. Ang katotohanan ay na dito ang mga bahagi ay halos pareho sa laki, pinahaba din, at napakalapit na ang kanilang mga ibabaw ay halos magkadikit.

May iba pang mga uri ng eclipsing variable star, ngunit hindi gaanong karaniwan ang mga ito. Kasama rin dito ang mga ellipsoidal na bituin, na, sa panahon ng pag-ikot, lumingon sa amin na may alinman sa isang malawak o isang makitid na bahagi, dahil kung saan nagbabago ang kanilang liwanag.

Pulsating Variable Stars

Ang mga umiikot na variable na bituin ay isang malaking klase ng mga bagay ng ganitong uri. Ang mga pagbabago sa liwanag ay nagaganap dahil sa mga pagbabago sa dami ng bituin - ito ay lumalawak o muling kumukontra. Nangyayari ito dahil sa kawalang-tatag ng balanse sa pagitan ng mga pangunahing pwersa - gravity at panloob na presyon.

Sa ganitong mga pulsation, isang pagtaas sa photosphere ng bituin at isang pagtaas sa lugar ng radiating surface ay nangyayari. Kasabay nito, nagbabago ang temperatura sa ibabaw at kulay ng bituin. Ang pagtakpan, ayon sa pagkakabanggit, ay nagbabago rin. Ang ilang mga uri ng pabagu-bagong mga variable ay pana-panahong nagbabago ng kanilang liwanag, at ang ilan ay walang anumang katatagan - ang mga ito ay tinatawag na irregular.

Ang unang tumitibok na bituin ay si Mira Kita, na natuklasan noong 1596. Kapag ang kinang nito ay umabot na sa pinakamataas, malinaw na makikita ito sa mata. Sa pinakamababa, kailangan ng magandang binocular o teleskopyo. Ang panahon ng ningning ni Mira ay 331.6 araw, at ang mga naturang bituin ay tinatawag na Mirids o ο Ceti-type na mga bituin - ilang libo sa kanila ang kilala.

Ang isa pang malawak na kilalang uri ng pulsating variable ay ang Cepheid, na pinangalanan sa isang bituin ng ganitong uri, Ϭ Cephei. Ito ay mga higante na may mga panahon mula 1.5 hanggang 50 araw, minsan higit pa. Maging ang North Star ay kabilang sa Cepheids na may panahon na halos 4 na araw at may mga pagbabago sa ningning mula 2.50 hanggang 2.64 na bituin. dami. Ang mga Cepheid ay nahahati din sa mga subclass, at ang kanilang mga obserbasyon ay may mahalagang papel sa pag-unlad ng astronomiya sa pangkalahatan.

Ang mga pumutok na variable ng uri ng RR Lyrae ay nakikilala sa pamamagitan ng isang mabilis na pagbabago sa liwanag - ang kanilang mga tagal ay mas mababa sa isang araw, at ang mga pagbabagu-bago sa average ay umabot sa isang magnitude, na ginagawang madali upang makita ang mga ito nang biswal. Ang ganitong uri ng mga variable ay nahahati din sa 3 pangkat, depende sa kawalaan ng simetrya ng kanilang mga light curve.

Ang mas maikling panahon ng dwarf Cepheids ay isa pang uri ng pulsating variable. Halimbawa, ang CY ng Aquarius ay may panahon na 88 minuto, habang ang SX ng Phoenix ay may panahon na 79 minuto. Ang graph ng kanilang ningning ay katulad ng graph ng ordinaryong Cepheids. Malaki ang interes nila para sa pagmamasid.

Mayroong maraming iba pang mga uri ng mga pulsating variable na bituin, bagaman hindi sila karaniwan o napaka-maginhawa para sa mga amateur na obserbasyon. Halimbawa, ang mga bituin ng uri ng RV Taurus ay may mga panahon mula 30 hanggang 150 araw, at may ilang mga deviation sa brightness graph, kaya naman ang mga bituin ng ganitong uri ay inuri bilang semi-regular.

Maling variable na bituin

Ang mga irregular variable na bituin ay tumitibok din, ngunit ito ay isang malaking klase na kinabibilangan ng maraming bagay. Ang mga pagbabago sa kanilang liwanag ay napakasalimuot at kadalasang imposibleng mahulaan nang maaga.

Gayunpaman, para sa ilang hindi regular na bituin, ang periodicity ay maaaring makita sa katagalan. Kapag nagmamasid sa loob ng ilang taon, halimbawa, mapapansin ng isang tao na ang mga hindi regular na pagbabagu-bago ay nagdaragdag sa isang tiyak na average na kurba na umuulit. Ang mga nasabing bituin, halimbawa, ay kinabibilangan ng Betelgeuse - α Orion, na ang ibabaw ay natatakpan ng liwanag at madilim na mga spot, na nagpapaliwanag ng mga pagbabago sa liwanag.

Ang mga irregular variable na bituin ay hindi lubos na nauunawaan at may malaking interes. Marami pa ring mga pagtuklas na gagawin sa larangang ito.

Paano obserbahan ang mga variable na bituin

Iba't ibang paraan ang ginagamit upang makita ang mga pagbabago sa liwanag ng isang bituin. Ang pinakanaa-access ay visual, kapag inihambing ng isang tagamasid ang ningning ng isang variable na bituin sa ningning ng mga kalapit na bituin. Pagkatapos, batay sa paghahambing, ang liwanag ng variable ay kinakalkula at, habang ang data na ito ay naipon, ang isang graph ay binuo kung saan ang mga pagbabago sa liwanag ay malinaw na nakikita. Sa kabila ng maliwanag na pagiging simple, ang pagpapasiya ng liwanag sa pamamagitan ng mata ay maaaring gawin nang tumpak, at ang gayong karanasan ay nakuha nang mabilis.

Mayroong ilang mga pamamaraan para sa biswal na pagtukoy sa liwanag ng isang variable na bituin. Ang pinakakaraniwan sa mga ito ay ang pamamaraang Argelander at ang pamamaraang Neuland-Blazhko. May iba pa, ngunit ang mga ito ay medyo madaling matutunan at nagbibigay ng sapat na katumpakan. Sasabihin namin sa iyo ang higit pa tungkol sa mga ito sa isang hiwalay na artikulo.

Mga kalamangan ng visual na pamamaraan:

• Walang kinakailangang kagamitan. Maaaring kailanganin mo ang mga binocular o isang teleskopyo upang pagmasdan ang malabong mga bituin. Mga bituin na may pinakamababang liwanag na hanggang 5-6 na bituin. Ang dami ay makikita sa mata, medyo marami rin sila.
• Sa proseso ng pagmamasid, mayroong isang tunay na "komunikasyon" sa mabituing kalangitan. Nagbibigay ito ng kaaya-ayang pakiramdam ng pagkakaisa sa kalikasan. Bilang karagdagan, ito ay isang gawaing pang-agham na nagdudulot ng kasiyahan.

Kabilang sa mga disadvantage, gayunpaman, ang hindi perpektong katumpakan, na nagiging sanhi ng mga pagkakamali sa mga indibidwal na obserbasyon.

Ang isa pang paraan para sa pagtatantya ng liwanag ng isang bituin ay sa paggamit ng kagamitan. Karaniwan ang isang larawan ng isang variable na bituin kasama ang paligid nito ay kinukuha, at pagkatapos ay ang liwanag ng variable ay maaaring tumpak na matukoy mula sa larawan.

Sulit ba para sa isang amateur astronomer na obserbahan ang mga variable na bituin? Talagang sulit! Pagkatapos ng lahat, ang mga ito ay hindi lamang isa sa pinakasimpleng at pinaka-naa-access na mga bagay para sa pag-aaral. Ang mga obserbasyon na ito ay mayroon ding pang-agham na halaga. Ang mga propesyonal na astronomo ay hindi lamang kayang masakop ang gayong masa ng mga bituin na may regular na mga obserbasyon, at para sa isang baguhan ay mayroong kahit isang pagkakataon na mag-ambag sa agham, at ang mga ganitong kaso ay nangyari.