Spremenljiva zvezda

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje

Spremenljiva zvezda je zvezda, katere svetlost se sčasoma spreminja zaradi fizikalnih procesov, ki se dogajajo na njenem območju. Strogo gledano, se svetlost katere koli zvezde sčasoma do te ali druge stopnje spremeni. Na primer, količina energije, ki jo sprosti Sonce, se med enajstletnim sončnim ciklom spremeni za 0,1 %, kar ustreza spremembi absolutne zvezdne velikosti za tisočinko. Spremenljivka je zvezda, katere spremembe svetlosti so bile zanesljivo zaznane na doseženi ravni opazovalne tehnologije. Za razvrstitev zvezde kot spremenljivke je dovolj, da se svetlost zvezde vsaj enkrat spremeni.

Spremenljive zvezde različnih razredov se med seboj fizično zelo razlikujejo in spremembe njihove svetlosti so lahko občasne. Glavne opazovalne značilnosti so obdobje, amplituda sprememb svetlosti, oblika svetlobne krivulje in krivulja radialne hitrosti.

Razlogi za spremembo svetlosti zvezd so lahko: radialne in neradialne pulzacije, kromosferska aktivnost, periodični mrki zvezd v tesnem dvojnem sistemu , procesi, povezani s pretokom snovi od ene zvezde do druge v dvojnem sistemu, katastrofalne procese, kot je eksplozija supernove itd.

Spremenljivosti zvezd ne smemo zamenjevati z njihovim utripanjem, ki nastane zaradi nihanj v zraku zemeljske atmosfere . Zvezde ne utripajo, ko jih gledamo iz vesolja .

Proučevanje vseh spremenljivk in novih zvezd je izjemno pomembno za razumevanje narave in razvoja zvezd nasploh, saj so spremenljivke in predvsem nove zvezde v nestabilnih stanjih na prelomnih stopnjah svojega razvoja. Poleg tega so spremembe, ki se pojavljajo pri teh zvezdah, zlahka opazne, medtem ko pri navadnih zvezdah niso, saj so njihove spremembe prepočasne.

Študij zgodovine

Top-10 ozvezdij po številu spremenljivih zvezd
po katalogu OKPZ-4 [1]
Геркулес (созвездие)Кассиопея (созвездие)Центавр (созвездие)Скорпион (созвездие)Телец (созвездие)Орёл (созвездие)Лебедь (созвездие)ЗмееносецОрион (созвездие)Стрелец (созвездие)

Prva spremenljiva zvezda je bila identificirana leta 1638, ko je Johannes Holward opazil, da zvezda Omicron Ceti , kasneje imenovana Mira, utripa v obdobju 11 mesecev. Pred tem je zvezdo leta 1596 opisal astronom David Fabricius in je bila pomotoma identificirana kot nova . To odkritje v kombinaciji z opazovanji supernov v letih 1572 in 1604 je dokazalo, da zvezdno nebo ni nekaj večno nespremenljivega, kot so učili Aristotel in drugi antični filozofi. Odkritje spremenljivih zvezd je tako prispevalo k astronomski revoluciji v šestnajstem in zgodnjem sedemnajstem stoletju.

Druga spremenljiva zvezda, ki jo je leta 1669 opisal Geminiano Montanari , je bila mrka spremenljivka Algol . Pravilno razlago razlogov za njegovo variabilnost je leta 1784 podal John Goodrike . Leta 1686 je astronom Gottfried Kirchi odkril zvezdo χ Cygni , leta 1704 pa je po zaslugi Giovannija Maraldija postal znan R Hydrae . Do leta 1786 je bilo znanih že 10 spremenljivih zvezd. John Goodrike je s svojimi opazovanji njunemu številu dodal Delta Cephei (δ Cephei) in Sheliak (β Lyr) . Od leta 1850 se je število znanih spremenljivih zvezd dramatično povečalo, zlasti od leta 1890, ko jih je bilo mogoče zaznati s fotografijo.

Najnovejša izdaja Splošnega kataloga spremenljivih zvezd (2008) navaja več kot 46.000 spremenljivih zvezd iz naše galaksije, pa tudi 10.000 iz drugih galaksij in še 10.000 možnih spremenljivk.

Imeniki spremenljivih zvezdic

Prvi katalog spremenljivih zvezd je leta 1786 sestavil angleški astronom Edward Pigott . V tem imeniku vnosi 12 vključujejo dva supernova ena nova vrsta s 4 zvezdicami ο Cet (Mira), dve cefeidi (δ Cep, η Aql), dva eclipsing ( β Per , β Lyr) in P Cyg. V XIX - zgodnjem XX stoletju. vodilno vlogo pri preučevanju spremenljivih zvezd so prevzeli nemški astronomi. Po drugi svetovni vojni je bilo s sklepom Mednarodne astronomske zveze (IAS) leta 1946 delo pri ustvarjanju katalogov spremenljivk zaupano sovjetskim astronomom - Državnemu astronomskemu inštitutu po imenu V.I. P.K.Sternberg (GAISh) in Astrosvet Akademije znanosti ZSSR (zdaj INASAN ). Približno vsakih 15 let te organizacije izdajo Splošni katalog spremenljivih zvezd ( GCVS , angleško GCVS ). Zadnja 4. izdaja je izšla od leta 1985 do 1995 . V presledkih med naslednjimi izdajami GCVS so bili objavljeni njegovi dodatki. Vzporedno z ustvarjanjem GCVS potekajo dela za ustvarjanje katalogov zvezd, za katere obstaja sum variabilnosti svetlosti (bulpen angleško. NSV).

Četrta izdaja GCVS ostaja zadnja "papirna" izdaja. V 21. stoletju se tako kot mnogi drugi astronomski katalogi GCVS vzdržuje v elektronski obliki in je na voljo v sistemu VisieR pod imenom Splošni katalog spremenljivih zvezd. Sestavljen je iz 3 delov: kataloga spremenljivih zvezd, kataloga zvezd, za katere se sumi variabilnost, in kataloga zunajgalaktičnih spremenljivk.

Imeniki spremenljivih zvezdic
leto avtor država število zvezdic
1786 E. Pigott Anglija 12
1844 F. Argelander Prusija osemnajst
1926 R. Prager Nemčija 2906
1943 H. Schneller Nemčija 9476
1948 OKPZ-1 ( B.V. Kukarkin in P.P. Parenago ) ZSSR 10930
1958 OKPZ-2 ZSSR ???
1969-1971 OKPZ-3 ZSSR 20437
1985-1995 OKPZ-4 ZSSR - Rusija 28435
Katalog kombiniranih spremenljivih zvezd Rusija Nenehno posodobljen

Spremenljiva oznaka zvezde

Sodobni zapis spremenljivih zvezd je razvoj sistema, ki ga je sredi 19. stoletja predlagal Friedrich Argelander . Argelander je leta 1850 predlagal, da bi tiste spremenljive zvezde, ki še niso prejele svoje oznake, poimenovali s črkami od R do Z po vrstnem redu zaznavanja v vsakem ozvezdju. Na primer, R Hydrae je prva spremenljiva zvezda v ozvezdju Hidra v času odkritja, S Hydrae je druga itd. Tako je bilo za vsako ozvezdje rezerviranih 9 spremenljivih oznak, to je 792 zvezd. V Argelandrovem času se je zdelo, da je taka ponudba dovolj. Vendar pa je bila do leta 1881 meja 9 zvezd na ozvezdje presežena in E. Hartwig je predlagal, da se nomenklatura dopolni z dvočrkovnimi oznakami po naslednjem načelu:

RR Rs RT RU RV RW RX RY RZ
SS SV SU SV JZ SX SY SZ
TT TU TV TW TX TY TZ
Uu UV UW UX UY UZ
VV VW VX VY VZ
Ww Wx WY WZ
XX XY XZ
YY YZ
ZZ

Na primer RR Lyr. Vendar pa je ta sistem v kratkem času tudi izčrpal vse možne možnosti v številnih konstelacijah. Nato so astronomi uvedli dodatne dvočrkovne oznake:

AA AB AC ... Ai AK ... AZ
BB pr ... BI BK ... BZ
...
II VEM ... IZ
KK ... KZ
...
QQ ... QZ

Črka J je bila izključena iz kombinacij dveh črk, da je ne bi zamenjali z I v rokopisu. Šele potem, ko se je sistem označevanja z dvema črkama popolnoma izčrpal, je bilo odločeno, da se uporabi preprosto oštevilčenje zvezd, ki označujejo ozvezdje , začenši s številko 335, na primer V335 Sgr. Ta sistem je v uporabi še danes. Večino spremenljivih zvezd najdemo v ozvezdju Strelec . Omeniti velja, da je zadnje mesto v razvrstitvi Argelander leta 1989 zasedel zvezdnik Z Cutz.


Razvrstitev variabilnih zvezdic

Skozi zgodovino preučevanja spremenljivih zvezd so se poskušali ustvariti njihova ustrezna klasifikacija. Prve klasifikacije, ki temeljijo na majhni količini opazovalnih podatkov, so zvezde v glavnem razvrščale po podobnih zunanjih morfoloških značilnostih, kot so oblika svetlobne krivulje, amplituda in obdobje spremembe svetlosti itd. število znanih spremenljivih zvezd, število skupin s podobnimi morfološkimi znaki, nekatere velike so bile razdeljene na več manjših. Hkrati je zaradi razvoja teoretičnih metod postalo mogoče izvesti razvrstitev ne le po zunanjih, opaznih znakih, temveč tudi po fizikalnih procesih, ki vodijo do ene ali druge vrste variabilnosti.

Za označevanje vrst spremenljivih zvezd se uporablja t.i. prototipi so zvezde, katerih značilnosti variabilnosti so standardne za določen tip. Na primer spremenljive zvezde tipa RR Lyr .

Guzo sistem

Naslednjo delitev spremenljivih zvezd na razrede je predlagal Guzo ( francoski Jean-Charles Houzeau de Lehaie ) v 19. stoletju:

  1. Zvezde, katerih svetlost se nenehno povečuje ali zmanjšuje.
  2. Zvezde s periodičnimi spremembami svetlosti.
  3. * Zvezde tipa Mira Whale so zvezde z dolgimi obdobji in znatnimi spremembami v svetlosti.
  4. * Zvezde z dokaj hitrimi in pravilnimi spremembami svetlosti. Tipični predstavniki β Lyrae , δ Cephei , η Aquilae.
  5. * Zvezde tipa Algol (β Persei). Zvezde z zelo kratkim obdobjem (dva do tri dni) in izjemno pravilno spremembo svetlosti, ki vzame le nepomemben del obdobja. Preostanek časa zvezda ohrani svoj največji sijaj. Druge zvezde tipa Algol: λ Bik, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei itd.
  6. Zvezde z nepravilnimi spremembami svetlosti. Predstavnik - η Argus
  7. Nove zvezde .

Sistem klasifikacije, sprejet v OKVZ-3

V GCVS-3 so vse spremenljive zvezde razdeljene v tri velike razrede: pulzirajoče spremenljivke, eruptivne spremenljivke in spremenljivke mrka. Razredi so razdeljeni na vrste, nekatere vrste na podtipe.

Pulsirajoče spremenljive zvezde

Utripajoče spremenljivke vključujejo tiste zvezde, katerih variabilnost je posledica procesov, ki se dogajajo v njihovih globinah. Ti procesi vodijo do periodične spremembe svetlosti zvezde in s tem drugih značilnosti zvezde - površinske temperature, polmera fotosfere itd. Razred pulzirajočih spremenljivk je razdeljen na naslednje vrste:

Svetlobna krivulja zvezde δ Cephei
  1. Dolgoperiodične cefeide (Cep) so zvezde visoke svetilnosti z obdobji od 1 do ~ 70 dni. Razdeljeni so na dve podtipi:
  2. Počasne nepravilne spremenljivke (L)
  3. Mira Zvezde kitovega tipa (M)
  4. Polpravilne spremenljivke (SR)
  5. Spremenljivke tipa RR Lyrae (RR)
  6. Spremenljivke tipa RV Bik (RV)
  7. Spremenljivke tipa β Cephei ali tipa β Canis Major (βC)
  8. Spremenljivke tipa δ Shield (δ Sct)
  9. Spremenljivke tipa ZZ Ceta - pulzirajoči beli palčki
  10. Vrsta magnetnih spremenljivk α² Hounds Psi (αCV)

Eruptivne spremenljive zvezde

Ta razred vključuje zvezde, ki v obdobju opazovanja spreminjajo svojo svetlost neenakomerno ali enkrat. Vse spremembe v svetlosti eruptivnih zvezd so povezane z eksplozivnimi procesi, ki se dogajajo na zvezdah, v njihovi bližini ali z eksplozijami samih zvezd. Ta razred spremenljivih zvezd je razdeljen na dva podrazreda: nepravilne spremenljivke, povezane z razpršenimi meglicami, in hitre nepravilne zvezde, pa tudi podrazred zvezd nove in nove.

Napačne spremenljivke, povezane z razpršenimi meglicami in hitrimi nepravilnimi
  1. Spremenljivke tipa UV Ceti (UV) so zvezde d Me, ki doživljajo kratkoročne izbruhe pomembne amplitude.
    • UVn zvezde - podtip UV zvezd, povezanih z razpršenimi meglicami
  2. Spremenljivke tipa BY Dragon (BY) so emisijske zvezde poznih spektralnih tipov, ki kažejo periodične spremembe svetlosti s spremenljivo amplitudo in spreminjajočo obliko svetlobne krivulje.
  3. Neveljavne spremenljivke (I). Zaznamujejo ga indeksi a, b, n, T, s. Indeks a označuje, da zvezda spada v spektralni razred O – A, indeks b označuje spektralni tip F – M, n simbolizira povezavo z razpršenimi meglicami, s – hitra spremenljivost, T opisuje emisijski spekter, značilen za zvezdo T Bik . Tako je oznaka Isa dodeljena hitri napačni spremenljivki zgodnjega spektralnega tipa.
Nove in nove zvezde
  1. Nove zvezde (N)
    • Hitro novo (Na)
    • Počasno novo (Nb)
    • Zelo počasen nov (Nc)
    • Ponovljeno novo (št.)
  2. Nova stars (Nl)
  3. Simbiotske spremenljivke tipa Z Andromeda (ZAnd)
  4. Northern Crown R-Type Variables (RCB)
  5. Spremenljivke tipa U Gemini (UG)
  6. Spremenljivke tipa Z žirafa (ZCam)
  7. supernove (SN)
  8. Dope spremenljivk tipa S (SD)
  9. Spremenljivke, kot je γ Kasiopeja (γC)

Mrk spremenljive zvezde

Svetlobna krivulja Algola [2] . Eclipsing spremenljivi binarni sistem. Počasno naraščanje in zmanjševanje svetlosti je posledica osvetlitve fotosfere hladnejše komponente B s sevanjem vroče komponente A.
Svetlobna krivulja zvezde β Lyrae. Globlji minimum (4,4 m ) opazimo, ko velika šibka zvezda pritlikava majhno svetlo; drugi minimum (3,8 m ) se pojavi 6,5 dni kasneje, ko mala zvezda zasenči del velike.

Zatemnjene spremenljive zvezde vključujejo sisteme dveh zvezd, katerih skupna svetlost se sčasoma občasno spreminja. Razlog za spremembo svetlosti so lahko mrki zvezd drug ob drugem ali sprememba njihove oblike z medsebojno gravitacijo v tesnih sistemih, to pomeni, da je spremenljivost povezana s spremembo geometrijskih faktorjev in ne s fizično variabilnostjo.

  1. Eclipsing spremenljivke, kot je Algol (EA) – svetlobne krivulje vam omogočajo, da določite začetek in konec mrkov; v intervalih med mrki ostane svetlost skoraj konstantna.
  2. Eclipsing spremenljivke tipa β Lyrae (EB) - Binarne zvezde z elipsoidnimi komponentami, ki nenehno spreminjajo svetlost, tudi v intervalu med mrki. Nujno je treba upoštevati sekundarni minimum. Menstruacije so običajno daljše od 1 dneva.
  3. Eclipsing spremenljivke tipa W Veliki medved (EW) so kontaktni sistemi zvezd spektralnih tipov F in novejših. Imajo obdobja krajša od 1 dneva in amplitude so običajno manjše od 0,8 m .

Elipsoidne spremenljivke

  1. Elipsoidne spremenljivke (ELL) so binarni sistemi, ki nimajo mrkov. Njihova svetlost se spremeni zaradi spremembe območja oddajne fotosfere zvezde, obrnjene proti opazovalčevi vidni črti.

Sistem klasifikacije, sprejet v OKVZ-4

V času, ki je pretekel med izdajo tretje in četrte izdaje GCVS, se je povečala ne le količina opazovalnega gradiva, temveč tudi njegova kakovost. To je omogočilo uvedbo podrobnejše klasifikacije, ki je vanjo uvedla koncept fizikalnih procesov, ki povzročajo spremenljivost zvezd. Nova klasifikacija vsebuje 8 različnih razredov spremenljivih zvezd.

  1. Eruptivne spremenljive zvezde so zvezde, ki spreminjajo svojo svetlost zaradi silovitih procesov in izbruhov v svojih kromosferah in koroni. Sprememba svetilnosti običajno nastane zaradi sprememb ovojnice ali izgube mase v obliki zvezdnega vetra spremenljive jakosti in/ali interakcije z medzvezdnim medijem.
  2. Utripajoče spremenljive zvezde so zvezde, ki kažejo periodično širjenje in krčenje svojih površinskih plasti. Valovi so lahko radialni ali neradialni. Radialne pulzacije zvezde pustijo njeno obliko sferično, medtem ko neradialne pulzacije povzročijo odstopanje zvezde od sferične oblike, sosednje cone zvezde pa so lahko v nasprotnih fazah.
  3. Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, оси которых не совпадают с осью вращения звезды.
  4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды . Переменность этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
  5. Затменно-двойные системы — это звёздные системы, в которых наблюдается периодическое изменение блеска вследствие затмений одной звезды другой.
  6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением — это двойные системы, являющиеся источником жёсткого переменного рентгеновского излучения и не принадлежащие к другим типам переменных звёзд.
  7. Переменные с другими символами
  8. Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Класс 1 и 5 пересекаются — звёзды с типами переменности RS и WR принадлежат обоим этим классам.

Подробный перечень типов переменных звёзд в ОКПЗ

Число переменных звёзд по типам согласно каталогу ОКПЗ-4 [3]


Солнце

Как известно, наше Солнце тоже не сияет совершенно равномерно, а слегка изменяет свою активность. Каждые 11 лет на Солнце увеличивается количество пятен и повышается его активность. Разумеется, пульсации Солнца не идут ни в какое сравнение с пульсациями цефеид, а тем более новых и сверхновых звёзд. Поэтому, наше Солнце относится к постоянным звёздам.

Некоторые известные переменные звёзды

Примечания

  1. (англ.) THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I—III, 4TH ED. (GCVS4) (KHOLOPOV+ 1988) AND NAMELISTS OF VARIABLE STARS NOS.67-80p.1 (KHOLOPOV+, 1985—2011) WITH IMPROVED COORDINATES — сгруппировано по полю «Constellation numeric code» и подсчитано, 156 звёзд без указанных координат не включены, поскольку они считаются повторениями
  2. Липунов В. М. В мире двойных звезд. (выпуск 52 серии «Библиотечка квант») М., Наука, 1986—208 с. 111 000 экз.
  3. (англ.) THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I—III, 4TH ED. (GCVS4) (KHOLOPOV+ 1988) AND NAMELISTS OF VARIABLE STARS NOS.67-80p.1 (KHOLOPOV+, 1985—2011) WITH IMPROVED COORDINATES — сгруппировано по полю «Variable star designation» и подсчитано, 156 звёзд без указанных координат не включены, поскольку они считаются повторениями

Литература

Ссылки