Переменная звезда - Variable star


Из Википедии, свободной энциклопедии
Тройная туманность содержит цефеиды переменных звезд

Переменная звезда является звездой , яркость которого , как видно из Земли (ее видимой величины ) колеблется.

Это изменение может быть вызвано изменением излучаемого света или что-то частично блокирующего свет, поэтому переменные звезды классифицируются как:

  • Внутренние переменные, чья светимость на самом деле изменения; например, потому что звезда периодически разбухает и сжимается.
  • Внешние переменные, чьи очевидны изменения в яркости обусловлены изменения в размере их света, который может достичь Земли; например, потому что звезда имеет орбитальный спутник, который иногда затмевает его.

Многие, возможно , большинство, звезды, по крайней мере , некоторые вариации светимости: выход энергии нашего Солнца , например, варьируется в зависимости от примерно 0,1% по сравнению с 11-летним солнечным циклом .

содержание

открытие

Древнеегипетский календарь счастливых и несчастливых дней в составе около 3200 лет назад , может быть самым старым сохранился исторический документ об открытии переменной звезды, затменной бинарного Алголь .

Из современных астрономов первая переменная звезда была обнаружена в 1638 году , когда Йоханнес Holwarda заметил , что Omicron Ceti (позже названный Mira) пульсировала в цикле принимает 11 месяцев; звезда была ранее описана как сверхновой от Дэвида Фабрициуса в 1596. Это открытие, в сочетании с сверхновых , наблюдаемых в 1572 и 1604 году, доказали , что звездное небо не было вечно неизменным , как Аристотель и другие древние философы учили. Таким образом, открытие переменных звезд способствовали астрономической революции шестнадцатого и начала семнадцатого века.

Второй переменной звездой , которая будет описана была затменная переменная Алгол, по Geminiano Монтанари в 1669; Гудрайк дал правильное объяснение его изменчивости в 1784 Чи Лебедя был идентифицирован в 1686 Г. Кирха , то R Гидры в 1704 году GD Maraldi . К 1786 году были известны десять переменных звезд. Сам Гудрайк обнаружил Дельта Цефея и бета Лиры . С 1850 года число известных переменных звезд резко возросло, особенно после 1890 года, когда стало возможным идентифицировать переменные звезды с помощью фотографии.

Последнее издание Общего каталога переменных звезд (2008) насчитывает более 46000 переменных звезд в Млечном Пути, а также 10000 в другие галактики, а также более 10 000 «подозреваемых» переменные.

Детектирование изменчивость

Наиболее распространенные виды изменчивости включают изменения яркости, но и другие виды изменчивости также происходят, в частности , изменения в спектре . Объединив кривой блеск данных с наблюдаемыми спектральными изменениями, астрономы часто могут объяснить , почему конкретная звезда является переменной.

Переменные звезды наблюдения

Фотогеничная переменная звезда, Эта Киля , встроенная в туманности Киля

Переменные звезды , как правило , анализировали с помощью фотометрии , спектрофотометрии и спектроскопии . Измерения их изменения яркости могут быть построены для получения кривых блеска . Для обычных переменного период изменения и его амплитуд может быть установлен очень хорошо; для многих переменных звезд, хотя эти величины могут изменяться медленно в течение долгого времени, или даже от одного периода к другому. Пик яркости в кривом блеске известны как максимумы , в то время как впадины известны как минимумы .

Астрономы - любители могут сделать полезное научное исследование переменных звезд, визуально сравнивая звезды с другими звездами в том же телескопическом поле зрения которых величины известны и постоянная. Оценивая величину переменной и отмечая время наблюдения визуальной кривая яркости может быть построена. Американская ассоциация наблюдателей Variable Star собирает такие наблюдения со стороны участников по всему миру и разделяют данные с научным сообществом.

Из кривой блеска следующие данные получены:

  • являются периодическими изменениями блеска, semiperiodical, нерегулярный, или уникальным?
  • каков период флуктуации яркости?
  • какова форма кривой блеска (симметричный или нет, угловой или плавно меняющейся, делает каждый цикл имеет только один или более чем один минимумов, и так далее)?

Из спектра следующие данные получены:

  • какая звезда является его: какова его температура, его класс светимости ( карликовая звезда , гигантская звезда , сверхгиганта и т.д.)?
  • это одиночная звезда, или двоичный? (Комбинированный спектр двойной звезды могут показать элементы из спектров каждого из членов звезд)
  • действительно изменяется спектр со временем? (Например, звезда может оказаться более горячим и охладитель периодически)
  • изменения яркости могут сильно зависеть от той части спектра, которая наблюдается (например, большие вариации в видимом свете, но едва ли какие-либо изменения в инфракрасной области спектра)
  • если длины волн спектральных линий сдвинуты это указывает на движений (например, периодическое набухание и сжатие звезды, или его вращение, или расширяющийся газ оболочки) ( эффект Доплера )
  • сильных магнитных полей на звезды выдают себя в спектре
  • аномальные линий излучения или поглощения может быть признаком горячей атмосфере звезды, или газовые облака, окружающие звезду.

В очень редких случаях это можно сделать снимки звездного диска. Они могут показать темные пятна на его поверхности.

Интерпретация наблюдений

Сочетание кривых блеска с спектральными данными часто дает подсказку относительно изменений, которые происходят в переменной звезды. Например, доказательство пульсирующей звезды находится в сдвигающем спектре, поскольку его поверхность периодически перемещается в стороне и от нас, с той же частотой, что и ее изменением яркости.

Около двух третей всех переменных звезд , кажется, пульсирует. В астронома 1930 - х годов Артур Стэнли Эддингтон показал , что математические уравнения, описывающие внутреннюю часть звезды может привести к неустойчивости , которые вызывают звезда пульсирует. Наиболее распространенный тип неустойчивости связан с колебаниями в степени ионизации в наружных слоях, конвективных звезды.

Предположим, что звезда находится в набухания фазе. Его внешние слои расширяются, в результате чего им остыть. Из-за уменьшения температуры степень ионизации также уменьшается. Это делает газ более прозрачным, и, таким образом, облегчает звезда излучать свою энергию. Это, в свою очередь, сделает звезда начала сжиматься. По мере того как газ сжимается таким образом, она нагревается и степень ионизации вновь возрастает. Это делает газ более непрозрачным, и излучение временно становится захваченным в газе. Это нагревает газ в дальнейшем, приводя его расширить еще раз. Таким образом, цикл расширения и сжатия (набухание и усадку) сохраняется.

Пульсация цефеид , как известно, обусловлен колебаниями в ионизации гелия (от Он ++ , чтобы он + и обратно Он ++ ).

Номенклатура

В данном созвездии, первые переменные звезды , обнаруженные обозначались буквами R через Z, например , R Андромеды . Эта система номенклатуры была разработана Ф. В. Argelander , который дал первый ранее неназванные переменный в созвездии буквы R, первая буква не используется Bayer . Буквы RR через RZ, SS через SZ, до ZZ используются для следующих открытий, например , RR Лиры . Более поздние открытия использованы буквы AA через AZ, BB через BZ, и до QQ через QZ (с J опущен). После того как эти 334 комбинаций исчерпаны, переменные пронумерованы в порядке обнаружения, начиная с приставкой V335 и далее.

классификация

Переменные звезды могут быть либо внутренними или внешним .

  • Звезды Внутренние переменные : звезды , где изменчивость была вызвана изменением физических свойств самих звезд. Эта категория может быть разделена на три подгруппы.
    • Пульсирующие переменные, звезды, радиус которой попеременно расширяется и сжимается, как часть их естественных эволюционных процессов старения.
    • Эруптивная переменные звезды, которые испытывают извержения на их поверхности, таких как вспышки или массовых выбрасывания.
    • Катастрофические или взрывчатые переменные звезды , которые претерпевают катастрофическое изменение их свойства как новые звезды и сверхновая .
  • Внешние переменные звезды : звезды , где изменчивость вызвана внешними свойствами , как вращение или затмения. Есть две основные подгруппы.
    • Затмевая бинарники, двойные звезды , где, как видно из Земли точки зрения «s звезды иногда затмевают друг друга , как они орбиту.
    • Вращающиеся переменные звезды, изменчивость обусловлена ​​явлений, связанных с их вращением. Примерами являются звезды с экстремальными «пятен», которые влияют на видимую яркость или звезды, которые имеют высокую скорость вращения, вызывая их стать эллипсоидальной формы.

Сами по себе эти подгруппы в свою очередь делятся на конкретные типы переменных звезд, которые обычно называют после их прототипа. Например, карликовые Новый обозначены U Близнецы звезда после первой признанной звезды в классе, U Близнецов .

звезды Внутренние переменные

Внутренние типы переменных в диаграмме Герцшпрунга-Рассела

Примеры типов в рамках этих подразделений приведены ниже.

Пульсирующий переменных звезд

Пульсирующие звезды разбухают и сжимаются, влияющий на их яркость и спектр. Пульсации , как правило , разделяется на: радиальные , где вся звезда расширяется и сжимается в целом; и не-радиальная , где одна часть звезды расширяться в то время как другая часть сжимается.

В зависимости от типа пульсации и его расположения внутри звезды, существует естественная или основная частота , которая определяет период звезды. Звезды могут также пульсируют в гармоническом или обертоне , которая является более высокой частотой, что соответствует более короткому периоду. Пульсирующие переменные звезды иногда имеют один четко определенный период, но часто они одновременно пульсируют с несколькими частотами и комплексный анализом требуется определить отдельные мешающие периоды. В некоторых случаях пульсация не имеет определенную частоту, в результате чего случайного изменения, называемое стохастическим . Изучение звездных интерьеров с использованием их пульсации известно как астросейсмология .

Фаза расширения пульсации вызвана блокировкой внутреннего потока энергии с помощью материала с высокой степенью непрозрачности, но это должно происходить на определенной глубине звезды , чтобы создать видимые пульсации. Если разложение происходит ниже конвективной зоны , то нет изменения не будут видны на поверхности. Если разложение происходит слишком близко к поверхности возвращающая сила будет слишком слаба , чтобы создать пульсацию. Возвращающая сила для создания фазы сжатия пульсации давления может быть , если пульсация происходит в невырожденной слое глубоко внутри звезды, и это называется акустическим или давлениями режим пульсации, сокращенно п-режим . В других случаях, восстанавливающая сила тяжести , и это называется г-режима . Пульсирующие переменные звезды обычно пульсируют только в одном из этих режимов.

Цефеиды и цефеиды типа переменных

Эта группа состоит из нескольких видов пульсирующих звезд, всех найденных на полосах нестабильности , которые набухают и термоусадочную очень регулярно , вызванные собственной массу звезды резонанса , как правило , на основной частоте . Как правило, Эддингтон клапан механизм пульсирующих переменных , как полагают, составляют цефеид типа пульсаций. Каждые из подгрупп на полосах нестабильности имеет фиксированную зависимость между периодом и абсолютной величиной, а также соотношение между периодом и средней плотностью звезды. Зависимость периода светимости была впервые установлена для Delta цефеид по Хенриетты Leavitt , и делает эти высокие цефеиды светимости очень полезные для определения расстояния до галактик в пределах локальной группы и за ее пределами. Эдвин Хаббл использовал этот метод , чтобы доказать , что так называемые спиральные туманности на самом деле далекие галактики.

Обратите внимание , что цефеиды названы только Дельта Цефея , в то время как совершенно отдельный класс переменных имени бета Cephei .

Классические переменные цефеиды

Классическая цефеиды (или дельта Цефея переменные) являются население I (молодые, массивные и светящиеся) желтые сверхгиганты , которые подвергаются пульсации с очень регулярными периодами порядка дней до нескольких месяцев. 10 сентября 1784 года , Эдвард Pigott обнаружил изменчивость Eta Aquilae , первый известный представитель класса переменных цефеид. Тем не менее, тезка для классической цефеиды звезда Дельта Цефея , обнаружил переменность на Гудрайк несколько месяцев спустя.

Тип II цефеиды

Тип II цефеида (исторически называемая W звезды Virginis) имеет чрезвычайно регулярные легкие пульсации и светимость так же, как & delta Цефея переменных, поэтому изначально они были смущены с последней категорией. Тип II цефеид звезды принадлежат старше населения II звезд, чем сделать тип I цефеид. II типа имеет несколько меньших металличности , значительно меньшую массу, несколько меньшей яркость, и немного смещения отношения периода стихи светимости, так что всегда важно знать , какой наблюдается тип звезды.

переменные RR Лиры

Эти звезды несколько похожи на цефеиды, но не столь яркие и имеют более короткие периоды. Они старше , чем тип I цефеид, принадлежащих населения II , но меньшей массы , чем типа II цефеид. В связи с их обычным явлением в шаровых скоплениях , они иногда называют кассетными цефеид . Они также имеют хорошо установленные отношения период-светимость, и поэтому они полезны также в качестве индикаторов расстояния. Эти звезды А-типа варьироваться в зависимости от примерно 0,2-2 величин (20% для изменения более чем 500% в светимости) в течение нескольких часов до суток и более.

Переменные Delta Скути

Дельта Скути (δ SCT) переменные аналогичны цефеид , но гораздо слабее , и с гораздо более короткими периодами. Они когда - то были известны как карликовые цефеиды . Они часто показывают много наложенных друг на друга периоды, которые в совокупности образуют чрезвычайно сложную кривую блеска. Типичный δ Щита звезда имеет амплитуду 0.003-0.9 величин (0,3% до примерно 130% изменений в светимости) и период 0,01-0,2 дней. Их спектральный тип , как правило , между A0 и F5.

SX Phoenicis переменные

Эти звезды спектрального класса A2 до F5, аналогично & delta; переменных Скути, находятся в основном в шаровых скоплениях. Они демонстрируют колебания в их яркости в порядке 0,7 величины (изменение яркости примерно на 100%) или так каждые 1 до 2 часов.

Быстро осциллирующие переменные Ap

Эти звезды спектрального типа А или иногда F0, суб-класс & delta; Скути переменные найдены на главной последовательности. Они имеют чрезвычайно быстрые изменения с периодом в несколько минут и амплитудами нескольких тысячных величины.

Длинный переменный период

Долгий период переменных круто развивались звезды, которые пульсируют с периодами в диапазоне от нескольких недель до нескольких лет.

переменные Mira

Мир переменного AGB красные гиганты. За период многих месяцев они исчезают и ярче в пределах от 2,5 до 11 величин , шестикратный 30 тысячекратных изменений светимости. Мир сам по себе, также известному как Омикрону Ceti (о Cet), изменяется в яркости от почти 2 до величины , как слабый , как 10 - й величина с периодом примерно 332 дней. Очень большие визуальные амплитуды в основном за счет смещения выхода энергии между визуальным и инфракрасным , так как температура звезды изменений. В некоторых случаях, Мира переменные показывают драматические изменения периода , в течение периода десятилетий, как полагают, связаны с тепловым пульсирующего цикла самых передовых AGB звезд.

Полурегулярные переменные

Эти красные гиганты или сверхгиганты . Полурегулярные переменные могут показать определенный период по случаю, но чаще показывают менее четко определенные вариации , которые иногда могут быть решены на несколько периодов. Хорошо известный пример полурегулярного переменной Бетельгейзе , которая изменяется от величины +0,2 до +1.2 (фактор 2.5 изменений в светимости). По крайней мере , некоторые из полурегулярных переменных очень тесно связаны с Миром переменных, возможно , той лишь разницей, пульсирующей в других гармониках.

Медленные неправильные переменные

Эти красные гиганты или сверхгиганты с небольшим или без заметного периодичности. Некоторые из них слабо изучены полурегулярных переменных, часто с несколькими периодами, но другие могут просто быть хаотичными.

Длинные переменные вторичного периода

Многие переменные красные гиганты и сверхгиганты показывают вариации в течение нескольких сот до нескольких тысяч дней. Яркость может изменяться на несколько порядков хотя часто гораздо меньше, с более быстрым первичные вариации накладываются друг на друга. Причины такого типа вариации не ясно понимать, будучи по-разному приписано пульсаций, бинарности и вращения звезд.

Бета-переменные Цефея

Бета Цефея (β Cep) переменные (иногда называемые мирцам переменные, особенно в Европе) пройти короткий период пульсации в порядке 0,1-0,6 дней с амплитудой 0,01-0,3 величин (изменение яркости от 1% до 30%). Они находятся на их ярчайший во время минимального сжатия. Многие звезды этого вида имеет несколько периодов пульсаций.

Медленно пульсирующие звезды B-типа

Медленно пульсирующий B (SPB) звезда звезда горячая главная последовательности немного меньше, чем светящаяся звезды Беты Cephei, с более длительными периодами и большими амплитудами.

Очень быстро пульсирующий горячий (B) субкарлик звезды

Прототип этого редкого класса V361 Hydrae , 15 - го величина субкарлик B звезда . Они пульсируют с периодом в несколько минут и одновременное могут пульсировать с несколькими периодами. Они имеют амплитуды нескольких сотых величины и приведены аббревиатура РФО ОКПЗ. Они р-режим пульсаторы.

переменные PV Telescopii

Звезды в этом классе типа Bp сверхгиганты с периодом 0,1-1 дня и амплитудой 0,1 величины в среднем. Их спектры свойственны наличием слабого водорода , а с другой стороны углеродом и гелием линий сверхпрочные, тип экстремального гелия звезды .

Переменные типа RV Тельца

Эти желтые сверхгиганты звезда (на самом деле низкая пост-AGB звезды массы на наиболее светящемся этапе своей жизни), которые имеют чередующиеся глубокую и неглубокую минимумы. Эти двойной остроконечные вариации, как правило, имеют периоды 30-100 дней и амплитуды 3-4 величин. Наложенные на этом варианте, может быть долгосрочные колебания в течение периода нескольких лет. Их спектры типа F или G в максимуме блеска и типа K или M при минимальной яркости. Они расположены вблизи полосы нестабильности, холоднее, чем типа я Цефеида более яркой, чем тип II цефеиды. Их пульсации вызываются одними и теми же основными механизмами, связанных с гелиевой непрозрачности, но они находятся на очень разных этапах их жизни.

переменные Альфа Лебедя

Альфа Лебедя (α Cyg) переменные нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектрального класса B ер к А ер Ia. Их периоды варьируются от нескольких дней до нескольких недель, и их амплитуда вариации , как правило , порядка 0,1 величин. Легкие изменения, которые часто кажется нерегулярными, вызваны наложением многих колебаний с близкими периодами. Денеб в созвездии Лебедя является прототипом этого класса.

Переменные Gamma Doradus

Гамма Doradus (γ Dor) переменные не являются радиально пульсирующей главной последовательности звезды спектральных классов F до конца A. Их периоды вокруг один день и их амплитуды обычно составляет порядка 0,1 величин.

Пульсирующий белых карликов

Эти не радиально пульсирующие звезды имеют короткие периоды от сот до тысяч секунд с крошечными колебаниями 0,001 до 0,2 величины. Известные типы пульсирующего белого карлика (или предварительно белый карлик) включают DAV или ZZ Центавра , звезды, с преобладанием водородных атмосфер и спектрального типа DA; DBV или V777 Ее , звезды, гелием с преобладанием атмосфер и спектрального типа DB; и GW Vir звезды, с атмосферах преобладанием гелия, углерода и кислорода. Звезды GW Vir могут быть подразделены на Дов и PNNV звезд.

Solar-подобные колебания

ВС осциллирует с очень низкой амплитудой в большом количестве режимов , имеющих периоды около 5 минут. Изучение этих колебаний известно как гелиосейсмология . Колебания на Солнце приводятся стохастически путем конвекции во внешних слоях. Термин солнечно-подобные колебания используются для описания колебаний в других звездах , которые возбуждаются таким же образом , и изучение этих колебаний являются одним из основных направлений активных исследований в области астросейсмологии .

Переменная BLAP

Синий большой амплитудой пульсатор (BLAP) представляет собой пульсирующий звезда характеризуется изменениями от 0,2 до 0,4 величины с характерными периодами от 20 до 40 минут.

звезды Эруптивные переменной

звезды Эруптивные переменные показать нерегулярные или пол-регулярные изменения яркости, вызванные материалом потери от звезды, или в некоторых случаях увеличиваются до него. Несмотря на название это не взрывоопасные события, те катастрофические переменные.

протозвезды

Протозвезды молодые объекты, которые еще не завершили процесс сжатия из газовой туманности в настоящую звезду. Большинство протозвезд демонстрируют неправильные изменения яркости.

Herbig Ae / Be звезды

Изменчивость более массивны (2-8 солнечной массы) Herbig Ae / Be звезды , как полагают, из - за газопылевых сгустков, находящийся на орбите в околозвездных дисков.

переменные Orion

Переменные Orion молодых, горячие звезды до главной последовательности , как правило , встроенные в туманности. Они имеют нерегулярные периоды с амплитудами нескольких величин. Известный подтипом переменных Orion являются Т Тельца переменных. Изменчивость звезд типа Т Тельца происходит из - за пятен на поверхности звезды и газ-пылевые сгустки, находящийся на орбите в околозвездных дисков.

Переменные FU Ориона

Эти звезды находятся в отражательных туманностях и показывают постепенное увеличение их светимость в порядке 6 величин с последующих длительной фазой постоянной яркости. Затем они тусклые от 2 величин ( в шесть раз диммера) или так в течение периода многих лет. V1057 Лебедь , например серого цвета на 2,5 величины ( в десять раз диммер) в течение периода одиннадцати лет. ФУ Ориона переменные спектрального типа А через G и , возможно , эволюционный этап в жизни Т Тельца звезд.

Гиганты и сверхгиганты

Большие звезды теряют вопрос относительно легко. По этой причине изменчивости вследствие извержений и потери массы является довольно распространенным явлением среди гигантов и сверхгигантов.

Светящиеся голубые переменные

Также известный как S Doradus переменные, наиболее яркие звезды , известных принадлежат к этому классу. Примеры включают гипергиганты п Киля и Р Лебедь . Они имеют постоянную высокую потерю массы, но с интервалом лет внутренние пульсации вызывают звезду превышать предел Эддингтона и увеличивается потеря массы огромно. Визуальная яркость увеличивается , хотя общая светимость в основном без изменений. Гигантские высыпания , наблюдаемые в течение нескольких LBVs действительно увеличивают светимость, так , чтобы они были помечены сверхновых самозванцы , и может быть другой тип события.

Желтые гипергигантов

Эти массивные звезды эволюционировали нестабильны из - за их высокую светимость и положение выше полос нестабильности, и они демонстрируют медленные , но иногда большие фотометрические и спектроскопические изменения в связи с высокой потерей массы и случайными большими извержениями, в сочетании с вековой вариацией на наблюдаемой временной шкале. Наиболее известным примером является Ро Кассиопеи .

R Короны Borealis переменных

Хотя классифицируются как изверженные переменными, эти звезды не проходят периодические повышения яркости. Вместо этого они проводят большую часть своего времени на максимальной яркости, но через неравные промежутки времени они внезапно исчезают на 1-9 величин ( от 2,5 до 4000 раз диммер) до восстановления их первоначальной яркости в течение нескольких месяцев до нескольких лет. Большинство из них классифицируется как желтые сверхгиганты по светимости, хотя они на самом деле пост-AGB звезды, но есть и красные и синие гигант R CRB звезды. R северная корона (R CRB) является прототипом звезды. DY Персея переменные представляют собой подкласс CrB переменных R , которые имеют периодическую изменчивость в дополнение к их извержений.

Переменные Вольфа-Райе

Вольф-Райе массивные горячие звезды , которые иногда показывают изменчивость, вероятно , из - за нескольких различных причин , включая бинарные взаимодействия и вращающиеся газовые сгустки вокруг звезды. Они демонстрируют широкие спектры линии излучения с гелия , азота , углерода и кислорода линий. Изменения в некоторых звездах кажутся стохастической в то время как другие показывают несколько периодов.

Переменные Гамма Кассиопеи

Гамма Кассиопея (Г КАС) переменные не являются сверхгигантскими выбросы класса линии типа звезд быстро вращающимися B , которые колеблются нерегулярно до 1,5 величин (изменение в четыре раз светимости) из - за выброс вещества при их экваториальных областях , вызванном быстрым вращением скорость.

вспыхивающие

В звездах главной последовательности основная изверженная изменчивость является исключительной. Обычно только среди вспыхивающих звезд , также известных как UV Кит переменные, очень слабые звезды главной последовательности , которые проходят регулярные вспышки. Они увеличивают яркость до двух величин ( в шесть раз ярче) всего за несколько секунд, а затем исчезают вернуться к нормальной яркости через полчаса или меньше. Несколько близлежащих красных карликов являются вспыхивающими, в том числе Проксима Центавра и Волк 359 .

Переменные RS Гончих Venaticorum

Эти тесные двойные системы с высокой активностью хромосфер, в том числе огромных солнечных пятен и вспышек, как полагают, быть повышена за счет близкого спутника. Изменчивость шкалы колеблется от дней, близкого к орбитальному периоду, а иногда и с затмениями, до нескольких лет, как солнечная активность изменяется.

Катастрофические или взрывчатые переменные звезды

Изображения , показывающие расширение светового эхо красной переменной звезды, V838 Единорога

Сверхновые

Сверхновая наиболее драматичен тип катастрофических переменный, является один из самых энергичных событий во Вселенной. Сверхновая может кратковременно излучать столько же энергии , как целая галактике , осветление более чем 20 величин (более ста миллионов раз ярче). Взрыв сверхнового вызван белым карликом или звезды сердечник достигает определенный предел массы / плотности, предел Чандрасекара , в результате чего объекта разрушаться в долях секунды. Этот крах «отскакивает» и заставляет звезду взрываться и испускать это огромное количество энергии. Внешние слои этих звезд сдуваются со скоростью многих тысяч километров в час . Изгнали вещество может образовывать туманности под названием остатки сверхновых . Известным примером такой туманности является Крабовидная туманность , оставшаяся от вспышки сверхновой, наблюдавшейся в Китае и Северной Америке в 1054 году ядро звезды или белого карлика может либо стать нейтронной звездой ( как правило, пульсар ) или распадаются полностью в результате взрыва.

Сверхновые могут возникнуть в результате смерти чрезвычайно массивной звезды, во много раз тяжелее Солнца В конце жизни этой массивной звезды, ядро ​​не-легкоплавкое железо образуются из слитого пепла. Это железный сердечник проталкивается к пределу Чандрасекара, пока она превосходит его, и поэтому разрушается.

Сверхновая может быть также результатом переноса массы на белый карлик от звезды компаньона в двойной звездной системе. Предел Чандрасекара превзойден от падающего вещества. Абсолютная светимость этого последнего типа имеет отношение к свойствам его кривой блеска, так что эти сверхновые могут быть использованы для установления расстояния до других галактик. Одним из наиболее изученных сверхновых SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке .

Novae

Novae также является результатом драматических взрыва, но в отличие от сверхновых , не приводит к разрушению звезды - прародителя. Также в отличие от сверхновых, NOVAE воспламеняется от внезапного начала термоядерного синтеза, которые при определенных условиях высокого давления ( вырожденного вещества ) ускоряет взрывообразно. Они образуют в тесных двойных системах , один компонентом является белым карликом Аккрецирующей независимо от другой обычной звезды компоненты, и могут повторяться в течение периода от нескольких десятилетий до столетий или тысячелетий. Novae классифицируются как быстро , медленно или очень медленно , в зависимости от поведения кривой блеска. Несколько невооруженный глаз NOVAE была зарегистрирована, Nova Лебедя 1975 является самым ярким в новейшей истории, достигнув 2 - й величину.

карликовые Новый

Карликовые Новые являются двойными звездами с участием в белый карлик , в котором материи перенос между компонентом приводит к регулярным вспышкам. Есть три типа карликовой новой звезды:

  • U Близнецов звезды , которые имеют вспышки длительностью примерно 5-20 дней с последующим тихим периодами обычно несколько сотен дней. Во время вспышки они ярче , как правило , на 2-6 величин. Эти звезды также известны как переменные SS Лебедя после переменной в Cygnus , который производит среди наиболее ярких и наиболее частых проявлений этого типа переменного.
  • Z Жираф звезды , в которых иногда плоскогорья яркостных называемых простои видятся, часть пути между максимальной и минимальной яркости.
  • SU Большой Медведицы звезды , которые претерпевают как частые небольшие вспышки, и более редкие , но крупные superoutbursts . Эти бинарные системы обычно имеют орбитальные периоды менее 2.5 часов.

Переменные DQ Геркулеса

Системы DQ Herculis взаимодействуют двоичные файлы, в которых маломассивный переводы звездной массы к высокому магнитному белому карлику. Белый карлик период вращения значительно короче, чем бинарный орбитальный период, а иногда может быть обнаружен в качестве фотометрической периодичности. Аккреционный диск обычно образует вокруг белого карлика, но его сокровенные участки магнитно усечены белым карликом. После того, как захваченный магнитным полем белого карлика, материал, из внутреннего диска перемещается вдоль силовых линий магнитного поля, пока не срастается. В крайних случаях, магнетизм белого карлика препятствует образованию аккреционного диска.

переменные AM Геркулеса

В этих катастрофических переменных, магнитном поле белого карлика настолько сильно, что он синхронизирует период отжима белого карлика с бинарным орбитальным периодом. Вместо формирования аккреционного диска, аккреционный поток направляется вдоль силовых линий магнитного поля белого карлика, пока он воздействует на белый карлик вблизи магнитного полюса. Циклотронного излучения балками из области аккреционного может привести к орбитальные вариации нескольких величин.

переменные Z Андромеды

Эти симбиотические бинарные системы состоят из красного гиганта и горячей голубой звезды охватившей в облаке газа и пыли. Они проходят новоподобные как вспышки с амплитудой до 4 -х величин. Прототип этого класса Z Андромеды .

переменные AM CVn

А. М. CVn переменные являются симбиотические двоичные файлы, где белый карлик аккрецирующие гелий-богатый материал из любого другого белого карлика, гелиевой звезды или усовершенствованным звезды главной последовательности. Они не претерпевают сложные изменения, а иногда нет изменений, с периодами сверхкоротких.

Внешние переменные звезды

Есть две основные группы внешних переменных: вращающихся звезд и затменных звезд.

Вращающиеся переменные звезды

Звезды с значительными пятнами могут показать значительные изменения в яркости , как они вращаются, и более яркие участки поверхности приводят в поле зрения. Яркие пятна также возникают при магнитных полюсов магнитных звезд. Звезды с эллипсоидальной формы могут также показать изменения яркости , как они представляют различные области их поверхности к наблюдателю.

Несферические звезды

Эллипсоидальные переменные

Это очень близкие двоичные файлы, компоненты которых являются несферическими из-за их взаимное тяготение. Как звезды вращаются площадь их поверхности представлены в направлении изменения наблюдателя, и это, в свою очередь, влияет на их яркость, как видно с Земли.

Stellar пятна

Поверхность звезды не Равцояркая, но имеет более темные и светлые области (например , солнце солнечных пятен ). Звезды хромосферы тоже может изменяться в яркости. Как звезда вращается мы наблюдаем изменения яркости нескольких десятых величины.

FK волосяные семенные придатки Вероники переменных

Эти звезды вращаются очень быстро (~ 100 км / с на экваторе ); следовательно , они эллипсоидальные форма. Они (видимо) одиночные гигантские звезды с спектральных классов G и K и показать сильные хромосферные эмиссионные линии . Примерами являются FK Com , HD 199178 и УЗ Lib. Возможное объяснение для быстрого вращения звезд FK волосяных семенных придатков является то , что они являются результатом слияния в (контакте) двоичный .

BY Draconis переменных звезд

ПО Драконис звезды спектрального класса К или М и варьироваться в зависимости от менее 0,5 величин (изменение светимости 70%).

Магнитные поля

Переменные альфа-2 Гончих Venaticorum

Альфа-2 Гончие Venaticorum (& alpha ; 2 CVN) переменные являются главной последовательностью звездой спектрального класса В8-A7 , которые показывают колебание от 0,01 до 0,1 величины (1% до 10%) из - за изменения в их магнитных полей.

переменные SX Овна

Звезды в этом классе экспонат колебаниях яркости некоторых 0,1 величины, вызванных изменениями в их магнитных полей из-за высокую скорость вращения.

Оптически изменяемые пульсары

Немногие пульсары были обнаружены в видимом свете . Эти нейтронные звезды изменить яркость , как они вращаются. Из-за быстрого вращения, яркость изменения очень быстро, от нескольких миллисекунд до нескольких секунд. Первым и наиболее известным примером является Crab Pulsar .

Затменные двоичные файлы

Как затмевание двоичные файлы различаются по яркости

Внешние переменные имеют вариации в их яркости, как видно наземными наблюдателями, из - за какого - либо внешнего источника. Одной из наиболее распространенных причин этого является наличие бинарной звезды - компаньона, так что два вместе образуют двойную звезду . При взгляде под определенным углом, одна звезда может затмить другой, что приводит к уменьшению яркости. Один из самых известных затменных бинарников Алголь , или Бета Персея (β Per).

переменные Algol

Algol переменные подвергаются затмений с одним или двумя минимумами , разделенными периодами почти постоянным светом. Прототипом этого класса Алголь в созвездии Персея .

Двойные Периодические переменные

Двойные периодические переменные демонстрируют циклический массообмен , который вызывает орбитальный период предсказуемо изменяться в течение очень длительного периода. Наиболее известным примером является V393 Скорпиона .

Бета Лиры переменные

Бета Лира (β Лира) переменные являются чрезвычайно тесным двойными, названным в честь звезды Sheliak . Кривые блеска этого класса затменных переменных постоянно меняются, что делает его практически невозможно точно определить начало и конец каждого затмения.

переменные W Serpentis

W Серпентис является прототипом класса сблокированных бинарных файлов, включая гигантский или сверхгигант передачи материал массивную более компактную звезду. Они характеризуются и отличаются от аналогичных систем бета Ьуг, сильным ультрафиолетовым излучением от наслоений горячих точек на диске материала.

переменные W Большой Медведицы

Звезды в этой группе показывают периоды менее чем за один день. Звезды настолько близко расположены к друг другу, что их поверхности почти в контакте друг с другом.

Планетарные транзиты

Звезды с планетами могут также показать изменения яркости , если их планеты проходят между Землей и звездой. Эти изменения значительно меньше , чем те, с звездными компаньонами и могут быть обнаружены только при очень точных наблюдениях. Примеры включают в себя HD 209458 и GSC 02652-01324 , и все планеты и кандидатов планеты , обнаруженных в миссии Kepler .

Смотрите также

Рекомендации

внешняя ссылка