Переменные звёзды — что это и какие они бывают

Что такое переменные звёзды

Переменные звезды — это звезды, которые со временем меняют свою яркость, то есть яркость. Конечно, этот процесс занимает некоторое время и не происходит буквально на глазах. Однако если периодически наблюдать такую ​​звезду, изменения ее яркости станут хорошо заметны.

Причины изменения яркости могут быть разными, и в зависимости от них все переменные звезды делятся на несколько типов, которые мы рассмотрим ниже.

Затменные переменные.

Многие переменные звезды входят в состав двойных систем. Яркость некоторых из них (например, Алгола) изменяется для земного наблюдателя из-за периодического затмения их поверхности более холодным спутником. Изменение блеска других происходит по внутренним причинам. В группу таких звезд входят такие переменные, как RS Dog Hounds — холодные старые звезды с активными хромосферами и пятнистой поверхностью. Наиболее интересными в этой группе являются те системы, в которых белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра сосуществуют с более или менее нормальной звездой. Такие системы могут изменяться в ультрафиолетовом или рентгеновском диапазонах.В этих системах вещество, потерянное нормальной звездой, падает на белый карлик или падает в аккреционный диск вокруг нейтронной звезды или черной дыры. В SS 433 гигантская звезда, вероятно, является членом двойной системы вместе с нейтронной звездой, окруженной аккреционным диском газа, из которого материя выбрасывается со скоростью 1/4 скорости света.

Самые известные системы, состоящие из белого карлика и его близкого спутника, — это классические новые, карликовые новые и симбиотические переменные. Блеск классических новых звезд может увеличиваться в миллион раз, а затем быстро угасать. Карликовые новые увеличивают свою яркость от 6 до 200 раз, а ослабление происходит в течение периода от 10 до сотен дней. Симбиотическая звезда — это система, состоящая из холодной красной звезды и ее маленького горячего компаньона, причем вся система окружена облаком ионизированного газа.

Спектральные переменные.

Это относительно молодые звезды с температурой поверхности 10 000-15 000 К. Их яркость меняется слабо, но при вращении звезды наблюдаются сильные изменения ее спектра, свидетельствующие о том, что различные металлы сосредоточены в разных областях ее поверхности. Эти звезды обладают мощным переменным магнитным полем (более 30 кГс).

Звезды типа UV Кита.

Это относительно молодые карликовые звезды (вроде Солнца), вспышки которых похожи на солнечные, но более мощные. На небольших участках их поверхности есть сильные магнитные поля.

Переменные Хаббла – Сэндиджа,

массивные звезды высокой яркости с нерегулярным излучением. В эту группу входят самые яркие звезды нашей и соседних галактик. Возраст таких звезд составляет всего несколько миллионов лет, а их массы колеблются от 60 до 200 масс Солнца. В нашей Галактике такими звездами являются P Cygnus и h Carina, которые сильно теряют массу в виде звездного ветра.

Затемненные переменные

Наиболее часто упоминаемый в этом классе — Algol. После древних арабов его изменчивость была заново открыта в 17 веке, и причины ее изменчивости объяснил английский астроном-любитель Джон Гудрайк. Гудрайк выдвинул следующую гипотезу: «Если бы не было слишком рано комментировать причины изменчивости, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг Алгола, что подтвердилось сто лет спустя.

Затменные переменные звезды — это двойные звезды, в которых одна звезда вращается вокруг другой или обе вращаются вокруг общего центра тяжести. Когда обе звезды находятся на нашем луче зрения, то есть происходит затмение одной из звезд, их видимая яркость ослабевает, а когда они не перекрываются, она увеличивается.

При изучении затменных переменных возникает много вопросов. На самом деле звезды самых разных спектральных классов находятся в двойных системах близко друг к другу. Например, двойная звезда Сириус — это звезда класса А2 и белый карлик (период обращения около 50 лет). Первая из них, по современным представлениям, очень молодая звезда, вторая находится на завершающей стадии эволюции. Как случилось, что эти разные по возрасту звезды образовали единую систему? Считается, что массообмен между звездами играет важную роль в эволюции двойных звезд. Когда водород горит в центре звезды, ядро ​​сжимается, а оболочка разбухает. Влияние второго компонента на поверхностные слои звезды становится все более очевидным. И как только диаметр звезды достигает определенного критического значения, начинается «передача» массы другому компоненту. Расчеты показывают, что одна из звезд может потерять до 80% своей начальной массы, и не вся она упадет на звезду-компаньон. Не исключено, что половина или даже две трети этой массы вообще покидает систему, уходя в межзвездное пространство. Возможно, именно так объясняется необычное сочетание звезд в системе Сириуса.

Характеристика и состав

Есть причины изменчивости. Это касается изменения яркости или массы, а также некоторых препятствий, не позволяющих свету достигать Земли. Поэтому различают типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды набухают и сжимаются. Те, у кого есть двойное затмение, теряют яркость, когда одно из них перекрывает другое. Некоторые переменные представляют собой две близко расположенные звезды, обменивающиеся массой.

Есть два основных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные: их яркость меняется из-за ряби, изменения размера или извержений. И есть внешние: причина кроется в затмении, вызванном взаимным вращением.

На изображении центра Млечного Пути видны три переменные цефеиды. Они используются для определения расстояния и возраста предметов

Внешние переменные звезды

Затменные звезды — это звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга во время наблюдения. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяя механизм затмений, который имеет место в системе Земля-Луна. Этот объект — Алгол. Космический аппарат НАСА «Кеплер» смог обнаружить более 2600 траекторий затмения во время миссии.

Схема затмения для двойной звезды

Вращающиеся переменные — это переменные, которые показывают небольшие колебания света, создаваемые пятнами на поверхности. Чаще всего это двойные системы, образованные в виде эллипсов, которые вызывают изменение яркости при движении.

Пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды, излучающие электромагнитное излучение, которое можно заметить, только когда они направлены на нас. Световые диапазоны можно измерить и отследить, потому что они точны. Их часто называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, он теряет огромное количество массы за одну секунду. Их называют миллисекундными пульсарами. Самое быстрое повторение способно сделать 43000 оборотов в минуту. Их скорость обусловлена ​​гравитационной связью с обычными звездами. Во время этого контакта газ переходит от обычного газа к пульсару, ускоряя его вращение.

В центре Млечного Пути видны две пульсирующие звезды (цефеиды), которые играют роль индикаторов космических расстояний

Сверхновые.

Наиболее заметными переменными звездами считаются сверхновые, которые во время эпидемии становятся ярче, чем вся галактика. В нашей Галактике относительно недавно наблюдались взрывы сверхновых: взрыв 1054 г., породивший Крабовидную туманность; Тихая сверхновая звезда (1572 г.); Сверхновая Кеплер (1604 г.). Это мощные взрывы, которые практически полностью уничтожают звезду. Есть два типа сверхновых. Сверхновые типа I наблюдаются в звездных системах без молодых звезд (в эллиптических галактиках) и достигают максимальной яркости 6 × 109 солнечных. Вероятно, это взрывающиеся белые карлики, на которых вещество от ближайшей звезды накапливается в двойных системах до тех пор, пока масса карлика не превысит предел Чандрасекара (1,44 массы Солнца). Сверхновые типа II образуются при взрыве массивных молодых звезд (15-30 солнечных масс) и достигают яркости 4 × 108 солнечных. Сверхновые обоих типов в процессе взрыва производят химические вещества, которые тяжелее железа, и запускают их в межзвездное пространство. Эти взрывы могут спровоцировать рождение звезд следующего поколения; возможно, так родилась солнечная система.

Пульсирующие переменные звезды

В 1596 году немецкий астроном Давид Фабрициус заметил новую яркую звезду в созвездии Кита, яркость которой увеличилась с третьей до второй величины в течение 20 дней, после чего яркость уменьшилась, и звезда стала невидимой невооруженным глазом (хотя это может быть наблюдал в телескоп)… Фабрициус дал звезде имя Мира, «чудесная». В 1784 году наш друг Гудрик обнаружил, что четвертая по яркости звезда в созвездии Цефея (дельта Цефея) регулярно меняет свою яркость с 3-й на 4-ю звездную величину с периодом 5,37 дня. Все эти пульсирующие звезды называются цефеидами по имени этой звезды.

Обе звезды — Мира и Дельта Цефеи — пульсирующие переменные. Так как, почему они меняют свой блеск? Оказалось, что это связано с изменением диаметра звезды. Звезда расширяется — и светит максимально ярко, сжимается — и ее яркость уменьшается. Заставляет звезду расширяться и сжимать зону ионизированного гелия.

В звезде температура и плотность вещества увеличиваются к центру. На некотором расстоянии от поверхности водород и гелий постепенно переходят в ионизированное состояние (т.е атомы теряют свои электроны).

Сначала возникает зона ионизации водорода, где происходит потеря единственного электрона в этом атоме. Эта зона немного перекрывает зону первичной ионизации гелия (у атома гелия два электрона). Двигаясь дальше вниз, атом гелия теряет второй электрон, образуя зону полной ионизации. Именно эта область, имеющая небольшую толщину и массу, приводит в движение всю звезду. Свет в зоне полной ионизации поглощается, давление увеличивается и заставляет этот слой расширяться. В результате расширения плотность уменьшается, поэтому непрозрачность слоя уменьшается, и свет, хранящийся в слое, излучается. Достигнув максимального расширения, внешние слои начинают падать под действием силы тяжести, скользят через положение равновесия и сжимаются. Цикл начинается снова.

Расчеты показали, что таким образом могут вести себя только звезды, у которых период колебаний зоны ионизации может достигать резонанса со всей звездой. И это в основном возможно для гигантов и сверхгигантов. По мере того, как вы перемещаетесь по типам звезд от сверхгигантов до обычных звезд и карликов, эта точная настройка резонанса ухудшается, и вместо четких пульсаций возникают все более беспорядочные флуктуации яркости звезды.

Для цефеид также была получена связь между периодом изменения яркости и яркостью звезды: чем выше яркость, тем больше период. Эта зависимость используется для определения расстояний до звездных скоплений и галактик, где могут быть обнаружены цефеиды. По наблюдениям устанавливается кажущаяся яркость и период ее изменения. Зная период, можно определить абсолютную яркость звезды.

И, зная его кажущееся и абсолютное сияние, они находят расстояние до звезды. Видимая яркость (или видимая величина) зависит от двух факторов: яркости и цвета звезды и расстояния до нее. Кажущуюся яркость сравнивать сложно, и для сравнения вводится так называемая абсолютная яркость (абсолютная величина). Он определяется как видимая яркость звезды, находящейся на расстоянии 10 парсек от наблюдателя.

Как открыли переменные звезды

Всегда считалось, что яркость звезд была чем-то постоянным и непоколебимым. Вспышка или просто появление звезды с древних времен приписывалась чему-то сверхъестественному, и это явно имело какой-то знак сверху. Все это легко увидеть из самого текста Библии.

Однако много веков назад люди знали, что некоторые звезды все еще могут менять свою яркость. Например, бета-версия Персея не зря называется Эль-Гул (теперь она называется Алгол), что в переводе означает не что иное, как «дьявольская звезда». Он назван так из-за своего необычного свойства изменять яркость с периодом чуть менее 3 дней. Эта звезда как переменная была открыта в 1669 году итальянским астрономом Монтанари, а в конце 18 века ее изучал английский астроном-любитель Джон Гудрик, а в 1784 году он открыл вторую переменную того же типа — Лиры.

Британский любитель астрономии Джон Гудрайк.

В 1893 году Генриетта Левитт пришла работать в Гарвардскую обсерваторию. Его задачей было измерить яркость и каталогизировать звезды на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В результате Генриетта открыла более тысячи переменных звезд за 20 лет. Она особенно хорошо изучила пульсирующие переменные звезды — цефеиды и сделала несколько важных открытий. В частности, он обнаружил зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.

Генриетта Льюис.

Позже, с быстрым развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.

Внутренние переменные звезды

Цефеиды — невероятно яркие звезды, яркость которых превышает яркость Солнца в 500–300 000 раз. Периодичность 1-100 дней. Это пульсирующий тип, который может резко расширяться и сжиматься за короткое время. Это ценные объекты, так как они используются для измерения расстояний до других небесных тел и образований.

Переменная звезда класса цефеид RS Puppis

Другие пульсирующие переменные включают RR Lyrae, который имеет гораздо более короткий период и более старый. Есть тела RV — сверхгиганты с заметным колебанием. Если наблюдать звезды с большим периодом, то это объекты типа Мира — холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные: красные гиганты или сверхгиганты, периодичность которых составляет 30-1000 дней. Один из самых популярных — Бетельгейзе.

Не забывайте о цефеидной переменной V1, которая была отмечена в истории изучения Вселенной. Именно с его помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой он находился, была галактикой. Это означает, что пространство не ограничено Млечным путем.

Катаклизмические («взрывные») переменные загораются из-за острых или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них новые, сверхновые и карликовые новые.

Сверхновые звезды динамичны. Количество излучаемой энергии иногда превышает возможности всей галактики. Она может достигать 20-й величины, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего они образуются во время гибели массивной звезды, хотя позже может остаться ядро ​​(нейтронная звезда) или образоваться планетарная туманность.

Например, V1280 Скорпиона достиг своего пика в 2007 году. За последние 70 лет New Swan был самым ярким. V603 Eagle, взорвавшийся в 1901 году, также затронул всех. В течение 1918 года он не уступал по яркости Сириусу.

Карликовые новые — это двойные белые звезды, несущие массу, поэтому они производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные: близко расположенные двойные системы, в которых появляются красный гигант и горячая синяя звезда.

Извержения видны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь много подтипов: ракеты, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них являются двоичными системами.

Классификация переменных звёзд

Все переменные звезды меняют свою яркость по разным причинам, поэтому была разработана классификация, основанная на этой особенности. Сначала это было достаточно просто, но по мере накопления данных становилось все сложнее.

Сейчас в классификации переменных звезд выделено несколько больших групп, каждая из которых содержит подгруппы, в которые входят звезды с одинаковыми причинами переменности. Таких подгрупп много, поэтому кратко рассмотрим основные группы.

Затменно-переменные звёзды

Затменная переменная или просто затменные переменные звезды изменяют свою яркость по очень простой причине. На самом деле они представляют собой не звезду, а довольно близкую двойную систему. Плоскость их орбит расположена таким образом, что наблюдатель видит, как одна звезда накрывает другую — происходит как бы затмение.

Если бы мы были немного в стороне, мы бы не увидели ничего подобного. Также возможно, что таких звезд много, но мы не видим их как переменные, потому что плоскость их орбит не совпадает с плоскостью нашего взгляда.

Известно также множество типов затменных переменных звезд. Один из самых известных примеров — Алгол или Персей. Эта звезда была открыта итальянским математиком Монтанари в 1669 году, а ее свойства изучены английским астрономом Джоном Гудриком в конце 18 века. Звезды, образующие эту двойную систему, нельзя увидеть по отдельности: они настолько близко друг к другу, что их орбитальный период составляет всего 2 дня и 20 часов.

Если вы посмотрите на график изменения яркости Алгола, вы увидите небольшое падение посередине — вторичный минимум. Дело в том, что одна из составляющих ярче (и меньше), а вторая — послабее (и больше по размеру). Когда слабый компонент покрывает яркий, мы видим большое падение блеска, а когда яркий компонент покрывает слабый, падение блеска не очень выражено.

Схема изменения яркости Алгола.

В 1784 году Гудрайк открыл еще одну затменную переменную — β Лиры. Его период составляет 12 дней 21 час 56 минут. В отличие от Алгола, график яркости для этой переменной более плавный. Дело в том, что здесь двойная система очень тесная, звезды настолько близки друг к другу, что имеют вытянутую, эллиптическую форму. Таким образом, мы видим не только компонентные затмения, но и изменения яркости, когда эллиптические звезды поворачиваются широкой или узкой стороной. Благодаря этому изменение блеска здесь более плавное.

График светимости β Лиры.

Другой типичной переменной затмения является W Большой Медведицы, обнаруженной в 1903 году. Здесь на графике показан вторичный минимум почти такой же глубины, что и у основного, а сам график гладкий, как у Лиры. Дело в том, что компоненты здесь почти одного размера, они тоже растянуты и расположены так близко друг к другу, что их поверхности практически соприкасаются.

График изменения яркости Большой Медведицы W.

Есть и другие типы затменных переменных звезд, но они встречаются реже. В него также входят звезды эллипсоидальной формы, которые при вращении поворачиваются к нам широкой или узкой стороной, из-за чего меняется их яркость.

Пульсирующие переменные звёзды

Пульсирующие переменные звезды — большой класс таких объектов. Изменение яркости происходит из-за изменения объема звезды: она расширяется и снова сжимается. Это происходит из-за нестабильности баланса между основными силами — гравитацией и внутренним давлением.

При таких пульсациях фотосфера звезды увеличивается, а излучающая поверхность увеличивается. Температура поверхности и цвет звезды меняются одновременно. Соответственно меняется и блеск. У некоторых типов пульсирующих переменных яркость периодически меняется, а у некоторых нет стабильности — они называются некорректными.

Первой пульсирующей звездой была Мира Кита, открытая в 1596 году. Когда ее яркость достигает максимума, ее можно ясно увидеть невооруженным глазом. Как минимум, нужен хороший бинокль или телескоп. Период яркости Миры составляет 331,6 дня, и такие звезды называются Мириди или звезды типа ο Кита — известно несколько тысяч.

Другой хорошо известный тип пульсирующей переменной — это цефеида, названная в честь этого типа звезд — Цефеи. Это гиганты с периодами от 1,5 до 50 дней, иногда и больше. Полярная звезда также относится к цефеидам с периодом почти 4 дня и колебаниями яркости от 2,50 до 2,64 звезды. Цефеиды также делятся на подклассы, и их наблюдения сыграли значительную роль в развитии астрономии в целом.

График изменения яркости дельты Цефея.

Пульсирующие переменные RR Лиры характеризуются быстрым изменением яркости: их периоды менее суток, а колебания в среднем достигают звездной величины, что позволяет легко наблюдать их визуальным методом. Этот тип переменных также делится на 3 группы, в зависимости от асимметрии их светового графика.

Более короткие периоды в карликовых цефеидах также представляют собой другой тип пульсирующей переменной. Например, CY Водолея имеет период 88 минут, а SX Феникса — 79 минут. Их график яркости аналогичен графику обычных цефеид. Они представляют большой интерес для наблюдения.

Есть много других типов пульсирующих переменных звезд, хотя они не так распространены или очень удобны для наблюдений любителями. Например, звезды типа RV Taurus имеют периоды от 30 до 150 дней и есть некоторые отклонения в диаграмме светимости, поэтому звезды этого типа классифицируются как полурегулярные.

Неправильные переменные звёзды

Неправильные переменные также пульсируют, но это широкий класс, включающий множество объектов. Изменения их блеска очень сложны и зачастую невозможно предсказать заранее.

Однако у некоторых давних звезд неправильной формы можно выделить периодичность. Наблюдая, например, в течение нескольких лет, можно увидеть, что нерегулярные колебания складываются в некую среднюю кривую, которая повторяется. К таким звездам, например, относятся Бетельгейзе — α Орион, поверхность которой покрыта светлыми и темными пятнами, что объясняет колебания яркости.

Неправильные переменные плохо изучены и представляют большой интерес. В этой области еще предстоит сделать много открытий.