Головна

   Велика Радянська Енциклопедія

Змінні зірки

   
 

Змінні зірки.

П. з. - зірки, видимий блиск яких підданий коливанням. Багато П. з. є нестаціонарними зірками; змінність блиску таких зірок пов'язана із зміною їх температури і радіуса, закінченням речовини, конвективними рухами та ін Ці зміни у зірок деяких типів є регулярними і повторюються з суворою періодичністю. Однак нестационарность зірок не завжди викликає їх змінність; відомі зірки, у яких витікання речовини, що виявляє по емісійним лініях в спектрі, не супроводжується скільки-небудь помітними змінами блиску. З іншого боку, змінними бувають і стаціонарні зірки: так, у подвійних зірок періодичні ослаблення блиску обумовлені затемненнями одного компонента іншим. Правда, у тісних подвійних зірок виникає також і фізична нестационарность, з'являються газові потоки і т. п., що ускладнює видиму картину зміни їх блиску. Обертання зірок з неоднорідною поверхневою яскравістю також призводить до змінності їх блиску.

I. Загальні відомості

П. з. є найбільш цінними джерелами відомостей про фізичні характеристики зірок. Крім того, властивості П. з. дозволяють використовувати їх для оцінки відстані до зоряних систем, до складу яких вони входять; вони можуть служити індикатором типу зоряного населення таких систем. Будучи при цьому легко виявляються - і часто на дуже великих відстанях, - П. з. заслужено користуються особливою увагою астрономів. Кількість змінних і "запідозрених" у змінності зірок нашої Галактики, включених в каталоги, становить близько 40 000 (на 1975), щорічно число відомих П. з. збільшується в середньому на 500-1000. Близько 5000 П. з. відомо в інших галактиках і більше 2000 - в кульових зоряних скупченнях нашої Галактики. П. ч. у межах кожного сузір'я, позначають латинськими літерами (одиночними від R до Z або комбінаціями двох букв) або номерами з літерою V перед ними.

Із зірок, що змінюють свій блиск, найлегше виявляються нові зірки . Поява на небі і зникнення нових зірок відзначалося вже в глибоку давнину. Спостереження яскравих нових зірок (точніше - наднових зірок ) провели в 1572 Тихо Браге , а в 1604 І. Кеплер . Але першою П. з. змінює свій блиск більш-менш регулярно (а не "тимчасово", подібно новим зіркам), стала відкрита німецьким астрономом Д. Фабриціуса в 1596 зірка o Кіта (Миру); французький астроном І. Бульо в 1667 визначив її період зміни блиску, що опинився: рівним 11 місяцям. У 1669 італійський учений Дж. Монтанарі відкрив змінність блиску b Персея (Алголя). Англійський астроном Дж. Гудрайк (1764-86) виявив строгу періодичність ослабленні блиску Алгол, відкрив і дослідив змінність блиску d Цефея, а англійський астроном Е. Пиготт - h Орла. Але систематичне вивчення П. з. почав Ф. Аргеландер , який у 40-х рр.. 19 в. створив методику окомірних оцінок блиску П. з. У 1866 було відомо вже 119 П. з. До кінця 19 в. було доведено, що змінність Алголя викликається затемненнями яскравого компонента більш темним, і, таким чином, було виявлено існування так званих затемнюваних П. з. Тоді ж була висунута гіпотеза (німецьким астроном А. Ріттер), згідно якої спостережувану змінність зірок можна пояснити їх пульсацією. Впровадження в дослідження П. з. астрофотографії привело до відкриття великої кількості нових П. з. До 1915 було відомо вже 1687 П. з., До 1940 - 8254. Відкрита в 1912 американським астрономом Г. Лівітт залежність період - світність дозволила Х. Шеплі визначити відстань до центру Галактики, а Е. Хабблу довести в 1924, що туманності, подібні туманності Андромеди, є незалежними зоряними системами, ін галактиками.

У Росії систематичне фотографування і дослідження П. з. почали В. К. Цераскій і С. Н. Блажко в Москві (1895). Нову епоху в дослідженні П. з. відкрило масове впровадження багатобарвної фотоелектричної фотометрії з початку 50-х рр.. Сучасні світлоприймач дозволяють досліджувати (за умови хорошого астроклімату) змінність блиску з амплітудою в тисячні частки зоряної величини і тимчасовим дозволом в тисячні частки секунди; при ретельних дослідженнях виявляється, що все зростаюче кількість зірок, що вважаються зазвичай постійними, виявляється мікропеременним.

У 1946 Міжнародний астрономічний союз доручив позначення нових П. з. і видання каталогів, а також розробку системи класифікації Астрономічному порадою АН СРСР і Державному астрономічному інституті ім. П. К. Штернберга (Б. В. Кукаркин, П. П. Паренаго, П. Н. Холопов та ін.) З 1928 видаються збірки "Змінні зірки" . В СРСР дослідження П. з. активно ведуться в астрономічних установах Москви, Одеси, Криму, Бюракан, Ленінграда, Абастумани, Душанбе, Ташкента, Казані, Шемахи. За кордоном найбільш інтенсивні дослідження П. з. ведуть Маунт-Вілсоновськая, Маунт-Паломарськая, Кітт-Пікськая, Лікськая і Гарвардські астрономічні обсерваторії в США.

II. Класифікація змінних зірок

П. з. діляться на два великі класи: затемнювані П. з. та фізичні П. з.

1. Затемнювані змінні зірки.

Затемнення П. з. являють собою систему з двох зірок, що обертаються навколо загального центру мас, причому площина їх орбіт настільки близька до променю зору земного спостерігача, що при кожному обороті спостерігається затемнення однієї зірки інший, супроводжуване ослабленням сумарного блиску системи. Відстань між компонентами зазвичай порівнянно з їх розмірами. У нашій Галактиці виявлено понад 4000 зірок цього класу. У одних з них (зірки типу b Персея) блиск поза затемненням практично постійний, у інших же (типу b Ліри і W Великої Ведмедиці) блиск змінюється безупинно; це пояснюється тим, що через відносно малого відстані між компонентами форма їх відмінна від кульової, вони витягнуті внаслідок дії приливних сил. Зміна блиску у таких систем обумовлене не тільки затемненням, але і безперервним зміною зверненої до спостерігача площі світиться поверхні зірок; в деяких випадках затемнення взагалі відсутня. Періоди зміни блиску затемнених зірок (що збігаються з їх орбітальними періодами) дуже різноманітні; у зірок типу W Великої Ведмедиці з майже дотичними компонентами (зірками-карликами) вони менше доби; у зірок типу b Персея періоди досягають сотень днів, а у деяких систем, до складу яких входять надгіганти (VV Цефея, e Візничого та ін.), - десятків років.

Затемнення П. з. представляють унікальну можливість визначення ряду найважливіших характеристик зірок, особливо в тому випадку, якщо відомі відстань до системи і крива зміни променевих швидкостей входять в систему зірок (див. Подвійні зірки ). Інтерес до затемненим подвійним зіркам різко зріс, коли деякі з них були ототожнені з космічними джерелами рентгенівського випромінювання. У деяких випадках (HZ Геркулеса, або Геркулес Х-1; Центавр Х-3) затемнення спостерігаються також і в рентгенівському діапазоні, причому по доплеровскому зміні періоду імпульсів рентгенівського випромінювання виявляється можливим визначити елементи орбіти компонентів. Як і у випадку імпульсів радіовипромінювання у пульсарів , ці періоди становлять небагато секунди і свідчать про швидкому обертанні випромінюючого в рентгенівському діапазоні білого карлика (або нейтронної зірки ), входить до подвійну систему. У ряду тісних подвійних систем компонентом з випромінюванням в оптичному діапазоні є надгігант спектрального класу В; в цих випадках не спостерігаються затемнення в рентгенівському діапазоні, а іноді і в оптичному. Маса невидимого компонента в таких системах, мабуть, перевищує 3 маси Сонця і такі зірки (особливо Лебідь Х-1 або V 1357 Лебедя), мабуть, слід розглядати як "чорні діри" . Причиною рентгенівського випромінювання тісних подвійних систем є, по всій видимості, аккреция компактним компонентом зоряного вітру або газових струменів, що йдуть від видимого компонента.

2. Фізичні змінні зірки.

Фізичні П. з. змінюють свій блиск в результаті відбуваються в них фізичних процесів. Фізичні П. з. діляться на пульсуючі і еруптивні.

Пульсуючі змінні зірки характеризуються плавними і безперервними змінами блиску; в більшості випадків вони пояснюються пульсацією зовнішніх шарів зірок. При стисканні зірки радіус її зменшується, вона нагрівається і світність її збільшується; при розширенні зірки світність її падає. Періоди зміни блиску пульсуючих П. з. коливаються від часток дня (зірки типу RR Ліри, d Щита і b Великого Пса) до десятків (цефеїди, зірка типу RV Тельця) і сотень днів (зірки типу Міри Кита, напівправильні зірки). Періодичність зміни блиску деяких зірок витримується з точністю хорошого годинникового механізму (наприклад, деякі цефеїди і зірки типу RR Ліри), у інших же вона практично відсутня (у червоних неправильних змінних). Всього пульсуючих зірок відомо близько 14 000.

Долгопериодические цефеїди - змінні зірки-надгіганти з періодами від 1 до 50-200 сут, з амплітудами зміни блиску від 0,1 до 2 зіркових велич у фотографічних променях. Період і форма кривої блиску, як правило, постійні. Крива зміни променевих швидкостей є майже дзеркальним відображенням кривої блиску, максимум цієї кривої практично збігається з мінімумом блиску, її мінімум - з максимумом блиску. Спектральні класи в максимумі блиску F5 - F8, в мінімумі F7 - K0, причому тим більш пізні, чим більше період зміни блиску. Із зростанням періоду зростає і світність цефеїд.

Зірки типу Міри Кита - довгоперіодичні змінні зірки-гіганти з амплітудами більше 2,5 зоряної величини (до 5-7 зоряних величин і більше), з добре вираженою періодичністю, з періодами, укладеними в межах приблизно від 80 до 1000 сут, мають характерні емісійні спектри пізніх спектральних класів (Me, Ce, Se).

Напівправильні П. з. - зірки пізніх класів (F, G, К, М, С, S), субгіганти, гіганти або надгіганти, що володіють помітною періодичністю, супроводжуваної різними неправильностями у зміні блиску. Періоди напівправильних П. з. укладені в дуже широких межах - приблизно від 20 до 1000 сут і більше. Форми кривих зміни блиску дуже різноманітні, амплітуда зазвичай не перевищує 1-2 зоряних величин.

П. з. типу RR Ліри (короткопериодические цефеїди, або зірки типу П. з. у кульових скупченнях) - пульсуючі гіганти, що володіють особливостями цефеїд, з періодами зміни блиску, укладеними в межах від 0,05 до 1,2 сут, спектральними класами А і F і амплітудами до 1-2 зоряних величин. Відомі випадки змінності як форми кривої блиску, так і періоду. У ряді випадків ці зміни періодичні (ефект Блажко).

П. з. типу d Щита - субгіганти спектральних класів А і F, пульсуючі з періодом в деякі години і амплітудою в декілька сотих чи десятих часток зоряної величини.

П. з. типу RV Тельця - зірки-надгіганти з порівняно стійкою періодичністю змін блиску, із загальною амплітудою до 3 зоряних величин; крива блиску складається з подвійних хвиль з чергуються головними і вторинними мінімумами, періоди укладені в межах від 30 до 150 добу; спектральні класи від G до пізніх К (зрідка з'являються смуги окису титану, характерні для спектрів класу М).

П. з. типу b Цефея, або, як їх часто називають, зірки типу b Великого Пса, - однорідна група пульсуючих зірок-гігантів, блиск яких змінюється в межах близько 0,1 зоряної величини, періоди укладені в межах від 0,1 до 0,6 сут, спектральні класи B0 - B3. На відміну від цефеїд, максимум блиску у них відповідає фазі мінімального радіуса зірки.

Еруптивні змінні зірки характеризуються неправильними, часто швидкими і великими змінами блиску, викликаними процесами, що носять вибухоподібний (вулканічний) характер. Ці зірки ділять на дві групи: а) молоді, недавно сформувалися зірки, до яких відносять швидкі неправильні (так звані оріонови) П, з., неправильні П. з. типу Т Тельця, що спалахують зірки типу UV Кита і споріднені їм об'єкти, численні в дуже молодих зоряних скупченнях і часто пов'язані з дифузним речовиною, б) зірки, зазвичай майже постійні, але час від часу показують швидкі і великі збільшення яскравості; це - нові і найновіші зірки, повторні нові, зірки типу U Близнюків, новоподібні і симбіотичні змінні (для останніх характерна присутність в спектрі ліній, типових як для гарячих, так і для холодних зірок). У багатьох випадках (якщо не завжди) зірки цієї групи виявляються подвійними системами. Еруптивних зірок відомо більше 1600.

Оріонови П. з. - Неправильні П. з., Пов'язані з дифузними туманностями або спостережувані в районах таких туманностей. До цієї ж групи П. з. відносяться і швидкі неправильні П. з., видимим чином не зв'язані з дифузними туманностями і виявляють зміни блиску на 0,5-1,0 зоряної величини протягом декількох годин або діб. Ці зірки іноді відносять до особливого класу П. з. типу RW Візничого; однак різкої межі між ними і оріоновимі П. з. не існує.

П. з. типу Т Тельця - неправильні П. з., в спектрі яких є наступні спектральні ознаки: спектральні класи укладені в межах F - М; спектр найбільш типових зірок нагадує спектр сонячної хромосфери; спостерігаються аномально інтенсивні флюоресцентні емісійні лінії FI з довжинами хвиль 4046 A, 4132 A. Ці П. з. спостерігаються звичайно тільки в дифузних туманностях.

П. з. типу UV Кита - зірки, іноді відчувають спалаху з амплітудою від 1 до 6 зоряних величин. Максимум блиску досягається через секунди або десятки секунд після початку спалаху, до нормального блиском зірка повертається через кілька хвилин або десятків хвилин. Зустрічаються як в зоряних скупченнях, так і в околицях Сонця.

Нові зірки - це гарячі карлики, за кілька днів збільшують блиск на 7-15 зоряних величин, а потім протягом декількох місяців або років повертаються до блиску, який вони мали до початку спалаху. Спектральні дані показують, що у зірки виникає розширюється оболонка, поступово розсіюються в просторі. У повторних нових зірок спалахи повторюються через кілька десятків років; можливо, що через сотні або тисячі років повторюються і спалаху типових нових зірок, амплітуди зміни блиску яких зазвичай набагато більше.

П. з. типу U Близнюків - зірки, у яких зазвичай спостерігаються невеликі швидкі флуктуації блиску. При середньому циклі в кілька десятків або сотень днів у зірок цього типу спостерігаються збільшення блиску на 2-6 зоряних величин, причому тим більші, чим рідше спалахи відбуваються. Подібно новим зіркам, зірки цього типу, є тісними подвійними системами, їх спалаху так чи інакше пов'язані з обміном речовини між компонентами, що знаходяться на різних стадіях еволюції.

В окрему групу можуть бути виділені зірки, змінність блиску яких обумовлена ??неоднорідною поверхневою яскравістю, внаслідок чого при обертанні блиск їх змінюється. До цієї групи відносяться насамперед зірки типу BV Дракона, які, подібно П. з. типу UV Кита, виявляють блискавичні спалахи, але володіють також і невеликими періодичними змінами блиску. Мабуть, до цієї ж групи П. з. відносяться і магнітні зірки або П. з. типу a2 Гончих Псів. Це зірки спектрального класу А, в спектрі яких спостерігаються аномально посилені лінії кремнію, стронцію, хрому і рідкоземельних елементів, що змінюють інтенсивність з тим же періодом, що і блиск і магнітне поле, завжди спостерігається у зірок цього типу. Амплітуда зазвичай не перевищує 0,1 зоряної величини, а періоди укладені в інтервалі 1-25 сут. Змінність пояснюється, мабуть, тим, що області, що відрізняються по температурі і хімічним складом, розташовуються на поверхні зірки симетрично відносно магнітної осі, похилій до осі обертання (гіпотеза "похилого ротатора").

Наднові зірки не спостерігалися в нашій Галактиці з часів Тихо Браге і Кеплера, але в інших галактиках їх відкривають щороку до 20, всього ж їх відомо до 1975 понад 400. Спалах наднової - найбільш грандіозний явище у світі зірок; в максимумі блиску наднова зірка, що спалахнула в тій чи іншій галактиці, іноді досягає сукупної яскравості всіх інших зірок цієї галактики. Спалахи наднових зірок пов'язують з початком колапсу зірки після виснаження джерел ядерної енергії (див. Колапс гравітаційний). Після спалаху наднова зірка перетворюється на пульсар - нейтронну зірку, що обертається з періодом в небагато секунди і долі секунди; вузьконаправлене електромагнітне випромінювання, що виходить з магнітних полюсів пульсара, не збігаються з полюсами осі обертання, обумовлює спостережуване імпульсне випромінювання пульсара. Поки відомий лише один пульсар, ототожнений з контрольоване у видимих ??променях небесним об'єктом, - СМ Тельця. Це - результат спалаху наднової зірки 1054, який призвів також до утворення туманності.

III. Теоретичні дослідження змінних зірок

Причини змін блиску фізичних П. з. і місце, займане цими зірками в зоряної еволюції, складають тісно пов'язаний коло проблем. Мабуть, змінність характерна для зірок на певних етапах їх еволюції. Особливе значення для розуміння природи змінності має вивчення П. з. в зоряних скупченнях (для зірок, що входять в скупчення, можна визначити і вік, і еволюційну стадію), а також аналіз становища П. з. різних типів на діаграмі "спектр - світність" (див. Герцшпрунга - Ресселла діаграма).

Скупчення, містять швидкі неправильні П. з., Дуже молоді (їх вік 106-107 років). У цих скупченнях лише найбільш масивні зірки, що володіють значною світимістю, досягли головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга - Ресселла, займають її верхню частину і є звичайними стаціонарними зірками. У зірок меншою світності і маси ще не закінчилося гравітаційне стиснення, збереглася велика конвективная зона, в якій відбуваються неправильні бурхливі руху газу, з цим, мабуть, і пов'язана змінність блиску і спектру молодих зірок.

Ряд типів пульсуючих П. з. розташований на діаграмі Герцшпрунга - Ресселла в межах смуги нестабільності, що перетинає діаграму від червоних надгігантів спектрального класу К до білих зірок-карликів класу А. До їх числа належать цефеїди, зірки типу RV Тельця, RR Ліри і d Щита. У всіх цих зірках діє, мабуть, єдиний механізм змінності, що викликає пульсацію їх верхніх шарів. Зірки, що є сусідами на діаграмі Герцшпрунга - Ресселла, володіють схожими характеристиками змінності (наприклад, цефеїди плоскої і сферичної складової), але їх еволюційна історія, маси, внутрішню будову різко відрізняються.

Вивчення просторово-кінематичних характеристик П. з. було одним з головних чинників, що призвели в 40-х рр.. 20 в. до розробки концепції складових Галактики і зоряних населень (див. Галактика).

© Літ.: Загальний каталог змінних зірок, 3 вид., Т. 1-3, М., 1969-71; Пульсуючі зірки, М., 1970; Еруптивні зірки, М., 1970; затемнених змінних зір, М., 1971; Методи дослідження змінних зірок, М., 1971.

Ю. М. Єфремов.





Виберіть першу букву в назві статті:

а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я

Повний політерний каталог статей


 

Алфавітний каталог статей

  а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я
 


 
© 2014-2022  vre.pp.ua