Мириды звезды


Переменные звезды – одно из наиболее любопытных явлений на небе, доступное для наблюдений невооруженным глазом. Мало того, здесь есть простор для научной деятельности простого любителя астрономии, и есть даже возможность совершить открытие. Переменных звезд сегодня известно очень много, и наблюдать за ними довольно интересно.

Что такое переменные звёзды

Переменные звезды – это звезды, со временем меняющие свою яркость, то есть блеск. Конечно, этот процесс занимает какое-то время, а не происходит буквально на глазах. Однако если периодически наблюдать за такой звездой, изменения её блеска станут отчетливо заметны.

Причинами изменения яркости могут быть разные причины, и в зависимости от них все переменные звезды поделены на разные типы, которые рассмотрим ниже.

Как открыли переменные звезды

Всегда считалось, что яркость звезд – нечто постоянное и незыблемое. Вспышка или просто появление звезды с древних времен относили к чему-то сверхъестественному и это явно имело какой-то знак свыше. Все это можно легко увидеть по тексту той же Библии.


Однако и многие века назад люди знали, что некоторые звезды все-таки могут менять свою яркость. Например, бета Персея не зря названа Эль Гулем (сейчас она называется Алголем), что в переводе означает не что иное, как «звезда дьявола». Названа она так из-за своего необычного свойства менять яркость с периодом чуть меньше 3 суток. Эту звезду как переменную открыл в 1669 году итальянский астроном Монтанари, а в конце XVIII века изучал английский любитель астрономии Джон Гудрайк, и он же 1784 году открыл вторую переменную того же типа – β Лиры.

В 1893 году в обсерваторию Гарварда пришла работать Генриетта Льюит. Её задачей было измерение яркости и каталогизация звезд на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В итоге Генриетта за 20 лет обнаружила более тысячи переменных звезд. Особенно хорошо она исследовала пульсирующие переменные звёзды – цефеиды, и сделала некоторые важные открытия. В частности, она открыла зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.

После этого, с бурным развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.

Классификация переменных звёзд

Все переменные звёзды меняют свой блеск по разным причинам, поэтому была разработана классификация по этому признаку. Сначала она была довольно простой, но по мере накопления данных все более усложнялась.

Сейчас в классификации переменных звезд выделено несколько больших групп, каждая из которых содержит в себе подгруппы, куда относятся звезды с одинаковыми причинами переменности. Таких подгрупп очень много, поэтому коротко рассмотрим основные группы.


Затменно-переменные звёзды

Затменно-переменные, или просто затменные переменные звезды меняют свою яркость по очень простой причине. На самом деле они представляют собой не одну звезду, а двойную систему, притом довольно тесную. Плоскость их орбит расположена таким образом, что наблюдатель видит, как одна звезда закрывает собой другую – происходит как-бы затмение.

Если бы мы находились немного в стороне, то ничего подобного не смогли бы увидеть. Также, возможно, существует множество таких звезд, но мы не видим их как переменные, потому что плоскость их орбит не совпадает с плоскостью нашего взгляда.

Видов затменных переменных звезд также известно немало. Один из самых известных примеров – Алголь, или β Персея. Эта звездабыла открыта итальянским математиком Монтанари в 1669 году, а исследовал её свойства Джон Гудрайк, английский любитель астрономии, в конце XVIII века. Звезды, образующие эту двойную систему, нельзя увидеть по отдельности – они расположены настолько тесно, что период обращения их составляет всего 2 суток и 20 часов.

Если посмотреть на график изменения блеска Алголя, то можно увидеть в середине небольшой провал – вторичный минимум. Дело в том, что одна из компонент ярче (и меньше), а вторая – более слабая (и больше по размерам). Когда слабая компонента закрывает яркую, мы видим сильное падение блеска, а когда яркая закрывает слабую, падение блеска не очень выражено.


В 1784 году Гудрайк открыл другую затменную переменную – β Лиры. Её период составляет 12 суток 21 час и 56 минут. В отличие от Алголя, график изменения блеска у этой переменной более плавный. Дело в том, что здесь двойная система очень тесная, звезды настолько близко друг к другу, что имеют вытянутую, эллиптическую форму. Поэтому мы видим не только затмения компонент, но и изменения яркости при повороте эллиптических звезд широкий или узкой стороной. Из-за этого изменение блеска здесь более плавное.

Еще одна типичная затменная переменная – W Большой Медведицы, открытая в 1903 году. Здесь на графике виден вторичный минимум почти такой же глубины, как и основной, а сам график плавный, как у β Лиры. Дело в том, что здесь компоненты практически одинаковы по размерам, также вытянуты, и настолько тесно расположены, что их поверхности почти соприкасаются.

Бывают и другие типы затменных переменных звезд, но они встречаются реже. Также сюда относятся эллипсоидальные звезды, которые при вращении поворачиваются к нам то широкой, то узкой стороной, из-за чего их блеск меняется.

Пульсирующие переменные звёзды

Пульсирующие переменные звезды – большой класс объектов такого рода. Изменения блеска происходит из-за изменения объема звезды – она то расширяется, то снова сжимается. Происходит это из-за нестабильности равновесия между основными силами – гравитацией и внутреннего давления.


При таких пульсациях происходит увеличение фотосферы звезды и увеличение площади излучающей поверхности. Одновременно изменяется температура поверхности и цвет звезды. Блеск, соответственно, также меняется. У некоторых типов пульсирующих переменных блеск меняется периодически, а у некоторых нет никакой стабильности – их называют неправильными.

Первой пульсирующей звездой была Мира Кита, открытая в 1596 году. Когда её блеск достигает максимума, её можно хорошо видеть невооруженным глазом. В минимуме же требуется хороший бинокль или телескоп. Период блеска Миры составляет 331.6 суток, а подобные звезды называют миридами или звездами типа ο Кита – их известно несколько тысяч.

Другой широко известный тип пульсирующих переменных – цефеиды, названных в честь звезды такого типа Ϭ Цефея. Это гиганты с периодами от 1.5 до 50 суток, иногда больше. Даже Полярная звезда принадлежит к цефеидам с периодом почти 4 суток и с колебаниями блеска от 2.50 до 2.64 зв. величины. Цефеиды также делятся на подклассы, а наблюдения их сыграли немалую роль в развитии астрономии в целом.

Пульсирующие переменные типа RR Лиры отличаются быстрым изменением блеска – их периоды составляют менее суток, а колебания в среднем достигают одной звездной величины, что позволяет легко наблюдать их визуальным методом. Этот тип переменных также разделен на 3 группы, в зависимости от асимметрии их графика блеска.


Еще более короткие периоды у карликовых цефеид – это еще один вид пульсирующих переменных. Например, CY Водолея имеет период 88 минут, а SX Феникса – 79 минут. График их блеска похож на график обычных цефеид. Они представляют большой интерес для наблюдений.

Существует еще немало видов пульсирующих переменных звёзд, хотя они не так распространены или не очень удобны для любительских наблюдений. Например, звезды типа RV Тельца имеют периоды от 30 до 150 суток, и на графике блеска имеются некоторые отклонения, отчего звезды этого типа относят к полуправильным.

Неправильные переменные звёзды

Неправильные переменные звезды также относятся к пульсирующим, но это большой класс, включающий множество объектов. Изменения их блеска очень сложные, и зачастую их невозможно предвидеть заранее.

Однако у некоторых неправильных звезд в долговременной перспективе удается выявить периодичность. При наблюдениях в течении нескольких лет, например, можно заметить, что неправильные колебания складываются в некую среднюю кривую, которая повторяется. К таким звездам, например, относится Бетельгейзе – α Ориона, у которого поверхность покрыта светлыми и темными пятнами, что и объясняет колебания блеска.

Неправильные переменные звезды недостаточно изучены и представляют большой интерес. На этом поле еще предстоит сделать много открытий.

Как наблюдать переменные звёзды

Чтобы заметить изменения блеска звезды, используются разные методы. Самый доступный – визуальный, когда наблюдатель сравнивает блеск переменной звезды с блеском соседних звезд. Затем на основе сравнения вычисляется блеск переменной и по мере накопления этих данных строится график, на котором отчетливо заметны колебания яркости. Несмотря на кажущуюся простоту, определение яркости на глаз можно производить достаточно точно, и такой опыт приобретается довольно быстро.


Методов визуального определения блеска переменной звезды существует несколько. Самые распространенные из них – метод Аргеландера и метод Нейланда-Блажко. Есть и другие, но эти довольно просты для освоения и дают достаточную точность. Более подробно про них расскажем в отдельной статье.

Достоинства визуального метода:

  • Не требуется никакого оборудования. Для наблюдения слабых звезд может понадобиться бинокль или телескоп. Звезды с блеском в минимуме до 5-6 зв. величины можно наблюдать невооруженным глазом, их тоже довольно много.
  • В процессе наблюдения происходит реальное «общение» со звездным небом. Это дает приятное ощущение единства с природой. Кроме того, это вполне научная работа, которая приносит удовлетворение.

К недостаткам можно отнести все-таки неидеальную точность, из-за чего возникают погрешности в отдельных наблюдениях.

Другой метод оценки блеска звезды – с применением аппаратуры. Обычно делается снимок переменной звезды с окрестностями, а затем по снимку можно точно определить яркость переменной.

Стоит ли астроному-любителю заниматься наблюдениями переменных звезд? Однозначно стоит! Ведь это не только одни из самых простых и доступных для изучения объектов. Эти наблюдения имеют и научную ценность. Профессиональные астрономы просто не в состоянии охватить регулярными наблюдениями такую массу звезд, а для любителя здесь даже открывается возможность внести свой вклад в науку, и такие случаи бывали.


Источник: astro-world.ru

Глава 12. Переменные звезды.

Переменными мы называем звезды, блеск которых меняется во времени с различной периодичностью, а иногда и без оной. Таких звезд довольно много и некоторые из них вполне доступны наблюдению в любительские приборы.
Вообще наблюдение переменных звезд одна из областей астрономии, где любители могут внести довольно солидный вклад в науку своими данными.
Немного истории. В 1596 году Д.Фабрициус обнаружил звезду в созвездии Кита и проследил изменение ее блеска. Эта звезда носила обозначение омикрон Кита и получила имя Мира (Удивительная). В 1669 году Дж.Монтанари обнаружил переменность Алголя — беты Персея. В конце XVIII века был создан первый список переменных звезд, а более системные наблюдения начали проводится уже в девятнадцатом веке. Уже в двадцатом веке после начала систематических фотографических наблюдений количество звезд у которых найдена переменность существенно увеличилось.
Причинами изменения блеска звезд могут быть различные факторы.
о связано как с изменением физических параметров звезды, так и с визуальными факторами — затмением одной звезды другой, например. В зависимости от этих факторов и характера изменения блеска все переменные звезды условно разделены на несколько типов, обозначу наиболее интересные из них —
I. Пульсирующие переменные звезды:
Долгопериодические переменные звезды. Это красные гиганты с массами от одной до нескольких солнечных, вступающие в заключительный этап своей эволюции. Эти звезды испытывают колебания блеска с периодами в несколько сотен суток. Они разделяются на две группы: переменные типа Миры Кита (мириды) и полуправильные переменные (SR).

miraCet-1

К полуправильным относятся звезды с амплитудой изменения блеска меньше 2.5 звездных величин и отличающиеся нерегулярным изменением блеска. У мирид амплитуда блеска может достигать даже десятка звездных величин, а период изменения от 150 до 600 суток. К переменным типа Миры Кита относятся такие известные долгопериодические переменные как R Гидры и R Льва, R Орла и хи Лебедя.
Примерами полуправильных переменных могут послужить R Лиры, мю Цефея, ро Кассиопеи.
Неправильные переменные не имеют никакой системы в своих колебаниях блеска.
и звезды являются красными гигантами и сверхгигантами достигнувшими стадии нестабильности. К этому классу переменных относятся такие звезды как эпсилон Пегаса, W Большого Пса.
Цефеиды. Класс переменных звезд с ярковыраженной точной зависимостью период-светимость. Он назван по имени звезды дельты Цефея, являющейся самым известным представителями этого типа. Блеск звезд типа дельты Цефея меняется с амплитудой от 0,5 до 2,0 звездных величин, а период колебаний составляет от 1 до 200 суток.
Цефеиды в свою очередь делятся на классические цефеиды и цефеиды типа W Девы. Типичными примерами цефеид могут послужить эта Орла и дзета Близнецов. Сама дельта Цефея меняет свой блеск от 3,5 до 4,4 звездной величины с периодом 5,4 суток. Все эти три звезды вполне подходят для наблюдений начинающим.

deltaCeph-1

Переменные типа RR Лиры являются старыми белыми звездами и изменяют свой блеск на 0,5-1,5 звездной величины менее чем за сутки. Такие звезды часто встречаются также в шаровых скоплениях.
ма RR Лиры меняет блеск с 7,1 до 8,1 величины и обратно за 0,57 суток.
II. Еще один интересный класс переменных звезд — затменные переменные. В этом случае виновником переменности звезды являются не физические процессы происходящие с самой звездой, а другая звезда. Здесь переменная является членом тесной двойной системы, где одна звезда периодически затмевается другой. Естественно, в этом случае орбита этой двойной системы расположена ребром к нам. Одна из самых известных переменных такого типа и первая открытая из них — это Алголь, бета Персея. Каждые 2,9 суток блеск беты Персея падает с 2,2 зв.величины до 3,4 зв.величины, когда более слабая звезда затмевает более яркую. Существует и вторичный минимум — более яркая затмевает более слабую, но этот минимум не виден невооруженным глазом. Максимальный блеск звезда имеет когда свет приходит одновременно от обеих светил.

betaPer-1

Еще одна из известных затменных — бета Лиры. Она меняет свой блеск от 3,3 до 4,4 за 12,9 суток. Обе эти звезды являются хорошим объектом для начинающего любителя.
III. Самыми эффектными из всех переменных могут считаться новые звезды — они неожиданно вспыхивают на десять величин и больше. Звезда может стать видимой невооруженным глазом после вспышки, когда как до этого была слабой звездой видимой лишь в телескоп. Новыми их называют потому, что в древности их действительно считали новыми звездами появившимися на пустом месте. На самом деле это довольно старые звезды, слабые, лишь временно увеличившие свой блеск. Кстати, несмотря на схожие названия они не связаны со сверхновыми, имеющими другие причины для увеличения блеска.
Для оценок блеска переменных звезд используется следующий несложный метод. Блеск наблюдаемой звезды сравнивается с блеском двух соседних звезд, блеск которых известен и постоянен. Подбираются такие пары, в которых одна звезда чуть ярче переменной, а другая чуть слабее. Такие звезды называются звездами сравнения. Мысленно разбивают диапазон на несколько долей и сравнивают в этой шкале насколько переменная слабее яркой и насколько ярче более слабой звезды. Результат вместе со временем наблюдения обязательно нужно зафиксировать.
Для наблюдения в течение всего периода изменения блеска выбирают несколько таких пар сравнения, чтобы перекрыть весь диапазон изменения блеска нашей переменной. Звезды сравнения для удобства записи временно обозначают латинскими буквами (a, b, c и так далее). Нашу переменную временно обозначим буквой v.
Для удобства обработки результат записывается так —
a1v3b.
Эта запись значит, что наша переменная немного слабее звезды a и существенно слабее звезды b, при том что весь диапазон яркости между звездами a и b поделен на четыре части. Далее, уже при обработке полученного результата, в более комфортных условиях дома, можно подставить реальные величины звезд сравнения в эту формулу и рассчитать полученный нами блеск переменной звезды. Таким несложным методом проведя несколько наблюдений в разное время можно получить простейшую кривую блеска нашей переменной в зависимости от времени.
Переменных звезд на нашем небе большое количество и чтобы отнаблюдать их всех не хватит ресурсов и времени даже у всех на Земле профессиональных обсерваторий. А если добавить к ним звезды переменность которых находится под вопросом и нуждается в проверке, то это число еще и увеличится. Поэтому наблюдения любителей могут быть очень полезны при исследованиях этого типа астрономических объектов.
Для более подробного изучения этого интересного класса астрономических объектов рекомендую почитать следующие ресурсы —
— Книга известного отечественного исследователя переменных звезд — Н.Н.Самусь. Переменные звезды
— Интересный российский ресурс посвященный переменным звездам. Много материалов, статей, можно скачать книги, атласы и другую информацию по наблюдению переменных — http://variablestars.ru/
— Сайт Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO) — AAVSO.

продолжение следует…

оглавление —
putevoditeld1

Источник: blog.astronomypage.ru

Затменно-переменные звёзды

затменно-переменные звёзды

Затменно-переменные звёзды — тесные пары звёзд, которые нельзя разделить даже в самые мощные телескопы, видимая звёздная величина меняется из-за периодически наступающих для наблюдателя с Земли затмений одного компонента системы другим. Звезда с большей светимостью — главная, с меньшей — спутник. Самыми популярными примерами являются: β Персея (Алголь) и β Лиры.

Из-за перекрытия одной звезды другой суммарная звёздная величина изменяется периодически.

Кривая блеска — график, который изображает изменение потока излучения звезды в зависимости от времени. Когда звезда имеет максимальную яркость, то это эпоха максимума, минимальную (или наибольшую звёздную величину) — эпохой минимума. Разность между максимумом и минимумом звёздных величин называется амплитуда, а временной интервал между двумя максимумами (минимумами) — периодом переменности.

Исходя из данных графика можно определить относительные размеры компонентов, получить общее представление об их форме.  Минимальные значение (впадины) на графике могут отличаться по значению звёздной величины в зависимости от того, какая из звёзд перекрыла своего компонента: главная спутника или спутник главную.

На сегодня известно около 4000 затменных звёзд разных типов. Минимальный известный астрономами период обращения звёзд — чуть меньше часа, максимальный — 57 лет.

Физические переменные звёзды

Цефеиды

Цефеиды — пульсирующие гиганты спектрального класса F и G, которые получили своё название в честь звезды δ (дельта) Цефея. Период пульсации колеблется в диапазоне от 1,5 до 50 суток. Амплитуда (разница между максимумом и минимумом) блеска цефеид может достигать 1,5m. Типичным представителем цефеид является Полярная звезда.

При изменении блеска изменяются температура фотосферы, показатели цвета, радиус фотосферы. Пульсация звезды происходит когда непрозрачность наружных слоёв звезды задерживает некоторую часть излучения внутренних слоёв. Это связано с веществом гелий, который вначале ионизируется, а затем охлаждается и рекомбинируется.

В нашей галактике Млечный Путь на сегодня насчитывается больше 700 цефеид.

В свою очередь цефеиды делятся ещё на 3 группы:

  1. Дельта цефеиды (Cδ) — классические цефеиды.
  2. Цефеиды типа W Девы (CW) — расположены не в плоскости галактики. Как правило встречаются в шаровых звёздных скоплениях. Интересно то, что максимальной температуры они достигают в промежутках между максимумом и минимумом светимости.
  3. Дзета цефеиды (Cζ) — малоамплитудные цефеиды. Обладают симметричными кривыми блеска.

Звёзды типа RR Лиры

В отдельный тип относятся звёзды типа RR Лиры. Это гиганты спектрального класса A. Период переменности для этих звёзд 0,2 — 1,2 суток. Они очень быстро меняют блеск, при этом амплитуда достигает одной звёздной величины. С изменением блеска изменяется показатель цвета, что связано с изменением температуры фотосферы. При максимуме звезда светлеет (белеет), т.е. становится горячее. Также изменяется радиус звезды (лучевые скорости).

Подавляющее большинство звёзд этого типа сосредоточено в шаровых звёздных скоплениях. Ниже на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (спектр-светимость) показано примерное расположение цефеид и звёзд типа RR Лиры:

Мириды

Мириды по-другому называют долгопериодическими переменными звёздами. Это звёзды типа ω (омега) Кита. Амплитуда изменения блеска достигает 10-й (!) звёздной величины. Период переменности сильно разнится и лежит в интервале 90 — 730 суток.

К миридам относятся сверхгиганты спектрального класса M (и дополнительных S и N — ещё более холодных).

Переменность блеска возникает из-за колебаний температуры. К миридам относятся звёзды, у которых в спектрах появляются эмиссионные линии.

Неправильные переменные

Это звёзды, у которых происходит непредсказуемое изменение блеска. Их сложно наблюдать и приходится затрачивать больше времени на определение их характеристик. Представителем это типа звёзд является μ (мю) Цефея.

Амплитуда изменения блеска не превышает одну звёздную величину. Моменты максимумов или минимумов нельзя определить по формулам, или посчитать их периодичность. Кривая изменения блеска  может иметь период до 4500 суток. В книге по астрономии нашел график звезды μ Цефея, яркость которого вычислялась с 1916 по 1928 года:

кривая блеска мю Цефея

Если получается определить среднее значение цикла и наблюдается некоторая периодичность, их называют полуправильными, в ином случае — неправильными.

Эруптивные переменные

Переменная карликовая звезда, которая проявляет свою переменность в виде повторяющихся вспышек, объясняющихся различного рода выбросами вещества (эрупций) называется эруптивной переменной. Эруптивные звёзды могут быть как молодыми, так и старыми.

Молодые звёзды

Звёзды, которые не завершили процесс гравитационного сжатия называются молодыми. Например, T Тельца. К молодым звёздам относятся карлики спектральных классов F и G с эмиссионными линиями в спектре. Много молодых звёзд можно обнаружить в туманности Ориона (в созвездии Ориона), где идёт процесс активного звёздообразования. Установить закономерность изменения таких звёзд невозможно. Амплитуда изменения блеска может достигать 3m.

Хаотическую переменность объясняют тем, что вокруг молодых звёзд наблюдаются небольшие яркие туманности, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.

Отдельно выделяют вспыхивающие звёзды типа UV Кита. Это карлики спектральных классов K и M. Они отличаются очень быстрым возрастанием светимости во время вспышек. Менее чем за одну минуту поток излучения может увеличиться в несколько раз. Однако, есть большая группа вспыхивающих звёзд, у которых вспышки длятся продолжительное время, превышающее несколько минут. В скоплении Плеяды все звёзды относятся к таким звёздам.

На сегодня обнаружено всего около 80 вспыхивающих звёзд, имеющих небольшую светимость и их можно наблюдать на небольшом удалении от Солнца.


В общем-то и всё, что вам необходимо знать и понимать о переменных звёздах. И теперь, встречая непонятные названия или обозначения типа переменной звезды, вы всегда сможете обратиться к этой статье, чтобы узнать что есть что.

Спасибо что уделили своё время на чтение этой важной темы. Если есть вопросы, не стесняйтесь, пишите в комментариях, будем вместе разбираться.

Источник: 2i.by

Мириды звезды

Миридами называются долгопериодические переменные звезды типа звезды омикрон Кита. Благодаря огромным амплитудам изменения блеска, которые могут доходить до 10 звездных величин, они яв- ляются легкими объектами для любительских наблюдений. Периоды мирид весьма разнообразны — от 90 до 730 суток. Это красные звезды спектральных классов М, S и N (по современной классификации С). Их светимости велики, они принадлежат последовательностям сверхгигантов. Поскольку эти звезды пульсирующие, можно считать, что их пульсации подчиняются формуле A6. В таком случае средние плотности мирид порядка Ю-6-Ю-9 г/см3. Во время изменения блеска изменяется и температура излучающих слоев — протяженной фотосферы от 1790° в минимуме до 2270° в максимуме. Это также вызывает значительные колебания показателей цвета. Кстати, визуальные наблюдения мирид  выгоднее фотографических, так как красные звезды дают на обычных фотографических пластинках ослабленные изображения. Хотя основная причина изменения блеска мирид — радиальная пульсация, протекает она несколько иначе, чем у ранее рассмотренных звезд. При низких температурах фотосферы и оболочки звезды основную роль играет поглощение света образующимися и распадающимися молекулами химических соединений. По своим спектральным классам мириды разделяются на три группы. У мирид спектрального класса М основную роль играют молекулы окиси титана. В случае спектрального класса S — молекулы окиси циркония, а у звезд класса N (С) — соединения углерода. Оболочки этих звезд отличаются по своему химическому составу. Переменность блеска мирид вызвана изменением физических условий во внешних слоях звезды, являющимся следствием колебания температуры. При понижении температуры атомы объединяются в молекулы. Последние гораздо активнее поглощают излучение, чем свободные атомы, и прозрачность внешних слоев звезды понижается, что приводит к ослаблению ее блеска. Энергия задерживается во внутренних слоях и постепенно накапливается, что приводит к разогреванию. При повышении температуры молекулы распадаются на атомы, и среда становится прозрачнее. Излучение теперь беспрепятственно уходит в пространство, блеск звезды повышается, расход энергии увеличивается и снова начинается охлаждение. Таков своеобразный клапанный механизм переменного излучения. Измерения показали, что полная энергия излучения мириды изменяется мало — всего в 2—3 раза. Наблюдающиеся же огромные амплитуды колебаний блеска вызваны тем, что молекулярные полосы

поглощения расположены главным образом в видимой части спектра. В инфракрасной же области расположены главным образом полосы поглощения водяного пара, который обнаружен в атмосферах некоторых мирид. Наблюдения радиоизлучения мирид показали, что в их атмосферах присутствуют и другие соединения, например, гидроксил. В спектрах мирид появляются яркие эмиссионные линии, в основном водорода. Наиболее интенсивны они вблизи максимума блеска, а в минимуме они исчезают. В это время на смену им появляются линии железа. Доказано, что линии водорода возникают во внутренних слоях звезды, под молекулярной оболочкой.

В последнее время у некоторых мирид обнаружено пока не объясненное явление: происходят кратковременные вспышки блеска, особенно вблизи максимума. Правда, они наблюдаются редко. Мириды —сверхгиганты. На диаграмме Г — Р они располагаются справа вверху. У них существует зависимость между светимостью и периодом: светимость тем выше, чем продолжительнее период. Совокупность мирид неоднородна по своему составу. Изучались их пространственные скорости движения, н если у звезд, имеющих длительные периоды, скорости движения упорядочены, то у тех, периоды которых заключены в пределах от 150 до 200 суток, распределение скоростей хаотическое. По-видимому, совокупность мирид состоит из различных подсистем. Одна из мирнд, R Водолея, окружена протяжен- протяженной туманностью, которая также переменна: с течением времени она изменяет свою интенсивность. В заключение отметим, что к миридам причисляют только те долгопериодические переменные, у которых в спектрах появляются эмиссионные линии. Однако существуют подобные им звезды, также регулярно изменяющие блеск с большими амплитудами it определенными периодами, по не имеющие эмиссионных линий в спектрах. Их называют просто долгопериодическими переменными. Периоды как мирид, так и долгопериодических переменных не остаются постоянными. Поэтому за ними надо регулярно следить, определяя из наблюдений моменты их максимумов блеска.

Источник Цесевич В. П.  Переменные звезды и их наблюдение.

Источник: www.vseocosmose.ru

Затменные звезды

Затменные звезды — это один из наиболее известных классов переменных звезд.

Представьте себе две звезды, которые обращаются вокруг общего центра масс и которые расположены относительно земного наблюдателя таким образом, что один из компонентов подобной двойной системы то закрывает от нас другой, то, наоборот, прячется за него (плоскость орбиты двойной системы параллельна лучу зрения).

Из-за большого расстояния мы, находясь на Земле, видим невооруженным глазом двойную звезду (если она вообще видна невооруженным глазом) как обычную одиночную. Только с помощью крупных телескопов можно разделить компоненты звездных пар, да и то далеко не всех.

Когда компоненты пары занимают такое положение, что ни один из них не закрывает другого, то их блеск складывается, и мы наблюдаем максимум блеска двойной системы. В моменты же затмений до нас доходит свет лишь от одного компонента, и блеск звездной пары уменьшается.

Возможно и другое расположение звездной пары, при котором одна звезда периодически перекрывает другую не полностью, а лишь частично, то есть происходит частное затмение.

Нередко встречаются двойные системы, в которых одна звезда светит ярче другой. Поэтому повторяющиеся ослабления блеска у таких затменных переменных звезд неодинаковы. Когда слабая звезда перекрывает яркую (так называемое главное затмение), наблюдается минимум блеска, более глубокий, чем в противоположном случае. Типичным представителем таких затменных звезд является звезда Алголь в созвездии Персея.

Если построить график изменения блеска подобной звездной пары, отложив на одной оси время либо в часах, либо в сутках, либо в долях периода обращения данной звездной пары, а на другой — звездные величины, то кривая изменения блеска за каждый период обращения будет иметь два минимума — один глубокий, другой незначительный.

В случае частных затмений оба минимума на графике «острые»: как только уменьшение блеска прекращается, сразу начинается его возрастание.

При полных затмениях характер минимумов несколько иной: фаза минимального блеска приобретает определенную протяженность во времени, зависящую от длительности полной фазы затмения.

Таким образом, по форме кривой изменения блеска можно судить о некоторых свойствах той или иной двойной системы, в частности о том, как она ориентирована в пространстве по отношению к земному наблюдателю.

Возможен и случай, когда компоненты двойной системы обладают неправильной формой, отличающейся от шаровой, — например, вытянуты навстречу друг другу в результате взаимного притяжения. У такой системы кривая изменения блеска на участках максимумов имеет заметно округлую форму. Характерным представителем подобного типа затменных переменных звезд является звезда бета Лиры.

Есть и еще один тип: системы, похожие на бету Лиры, но имеющие короткие периоды обращения и одинаковые минимумы блеска. К этому типу двойных звезд относится звезда дубль-вэ Большой Медведицы.

Изучение кривых изменения блеска затменных переменных звезд в сочетании с результатами, полученными с помощью других методов астрономических наблюдений, позволяет судить о размерах, массах и плотностях вещества компонентов двойных систем.

Большинство затменных переменных звезд образуют тесные двойные системы, то есть такие пары, у которых поперечники звезд сравнимы с расстоянием между их центрами.

Пульсирующие звезды

Пульсирующие звезды обычно называют цефеидами, по имени типичной пульсирующей звезды дельты из созвездия Цефея.

Как и затменные переменные звезды, пульсирующие звезды подразделяются на несколько типов. Это быстро мигающие карликовые цефеиды; звезды типа RR Лиры, тоже обладающие короткими периодами изменения блеска; звезды типа дельты Цефея, у которых период изменения блеска уже несколько продолжительнее; звезды типа RV Тельца, мигающие еще реже; и наконец, долгопериодические цефеиды типа Миры Кита.

Если отвлечься от различия периодов, то кривые изменения блеска у большинства пульсирующих звезд весьма сходны. Их характерная отличительная черта состоит в том, что нарастание блеска таких звезд происходит значительно быстрее, чем его ослабление после того, как достигнут максимум.

Познакомимся с различными типами пульсирующих звезд более подробно.

Периоды изменения блеска карликовых цефеид — примерно от полутора до четырех с небольшим часов. Но у этих звезд имеется своя любопытная особенность: форма кривой изменения их блеска периодически меняется, то и дело возникает вторичный период изменения блеска, в несколько раз продолжительнее основного.

На нашем северном небе в зодиакальном созвездии Рака есть довольно яркая звезда такого типа — VZ Рака, которую можно наблюдать любительскими средствами.

Периоды колебания блеска у пульсирующих звезд типа RR Лиры составляют от 5 до 19 часов. А амплитуда колебаний, то есть величина изменений блеска, достигает двух звездных величин.

У многих звезд типа RR Лиры происходят медленные изменения периода колебании блеска, а также быстрые периодические изменения формы кривой блеска. Этот последний эффект получил название эффекта Блажко. Наблюдение подобного эффекта у переменных звезд — одна из задач любительской астрономии.

У звезд типа дельты Цефея периоды изменения блеска несколько выше, чем у звезд типа RR Лиры. Они заключены в пределах от полутора до 60 суток.

Еще продолжительнее период изменения блеска у пульсирующих звезд типа RV Тельца — от 32 до 144 суток. А кривая изменения блеска у этих звезд напоминает кривую затменной переменной звезды типа беты Лиры. У нее имеется два минимума — один глубокий, а другой сравнительно небольшой.

Причина этого явления до сих пор остается неясной.

Пульсирующие звезды типа Миры Кита часто называют миридами. Периоды изменения блеска у них весьма велики — от 90 до 130 суток, а амплитуды колебаний поистине огромны, поэтому мириды — удобные для наблюдения объекты.

Кстати, мириды — холодные звезды. В максимуме блеска их температура составляет всего около 2300°, а в минимуме она понижается до 1800°.

Взрывающиеся звезды

Эффектное явление в мире физически переменных звезд — вспышки так называемых новых и сверхновых звезд. Правда, эти названия не совсем точно отражают существо происходящего. Вспыхивают звезды, которые существовали и до этого. Только раньше они светили настолько слабо, что их нельзя было наблюдать теми средствами, которыми в прежние времена располагали астрономы. А после вспышки они становятся хорошо видны даже невооруженным глазом. Невольно создавалось впечатление, что появилась новая звезда. Отсюда и название.

Что же представляет собой вспышка сверхновой звезды? Внешне это, выглядит так: в течение всего нескольких суток блеск звезды резко возрастает — более чем на 20 звездных величин. В кульминационный момент вспышки светимость сверхновой увеличивается в миллиарды и даже сотни миллиардов раз!

На протяжении некоторого времени вспыхнувшая звезда излучает количество света как несколько миллиардов солнц, затем блеск ее постепенно ослабевает, и приблизительно через год она вновь становится малоприметной или вовсе недоступной для наблюдений.

Известна Сверхновая звезда 1054 года. Сообщение об этом событии мы находим в старинных летописях. В тот год в созвездии Тельца вспыхнула необычайно яркая звезда. Она светила настолько сильно, что в течение трех недель была хорошо видна на дневном небе при свете Солнца. Затем звезда угасла, а на месте вспышки образовалась газовая туманность, получившая за свою форму название Крабовидной. Туманность эта и до нашего времени хранит память о былых событиях. Ее вещество с большой скоростью разлетается по радиальным направлениям от места давнего взрыва. А в этом месте находится остаток вспыхнувшей более 900 лет назад звезды. Он превратился в звезду особого типа — нейтронную звезду. Такие звезды имеют всего 20-30 километров в поперечнике и почти целиком состоят из ядерных частиц — нейтронов. Поэтому и плотность их вещества чудовищно велика — около 100 миллионов тонн в одном кубическом сантиметре.

При все более глубоком изучении Вселенной мы все чаще и чаще сталкиваемся с явлениями, которые очень трудно представить себе наглядно. Это, разумеется, вовсе не означает, что подобные явления вообще не поддаются научному исследованию, то есть непознаваемы. Они имеют естественные причины и подчиняются физическим закономерностям, которые могут быть познаны человеком и отражены соответствующими научными понятиями, формулами, математическим аппаратом. Но такие явления не могут быть представлены в привычных зрительных образах.

И даже при любительских астрономических наблюдениях всегда следует помнить о том, что за внешне простыми астрономическими явлениями могут скрываться весьма сложные физические процессы.

Вернемся, однако, к вспышкам сверхновых звезд. Между такими вспышками и образующимися на их месте газовыми туманностями существует непосредственная связь. Согласно современным представлениям, в результате взрыва вспыхнувшая звезда раздувается и сбрасывает с себя внешние слои. Эта сброшенная оболочка расширяется в пространстве, и впоследствии ее вещество превращается в газовую туманность.

Что же касается вспышек новых звезд, то внешне они напоминают вспышки сверхновых, хотя и значительно уступают им по своим масштабам. Впрочем, весьма вероятно, что дело не только в масштабах; очень может быть, что физические процессы, которые вызывают вспышки новых и сверхновых звезд, отличаются по своей природе.

Есть еще одна разновидность взрывающихся звезд — так называемые новоподобные звезды. Типичным представителем этого класса звезд является звезда U Близнецов.

Обычное состояние этой звезды характеризуется минимальным блеском. Потом он неожиданно увеличивается на 4-5 звездных величин, а затем вновь ослабевает. И эти усиления блеска время от времени повторяются, причем повторяются через неодинаковые, хотя и не очень сильно отличающиеся друг от друга промежутки времени. Средняя продолжительность таких промежутков называется циклом. Для звезды U Близнецов, о которой идет речь, такой цикл близок к 100 суткам.

Чем больше промежуток времени между очередными вспышками, то есть чем дольше накапливалась в звезде энергия, тем сильнее вспышка.

Кривая изменения блеска у звезды U Близнецов довольно сложна по своей форме. Как выяснилось, это объясняется тем, что U Близнецов не одиночная звезда, а двойная система, состоящая из новоподобной желтой звезды и белого карлика '. Здесь накладываются друг на друга два явления: изменение блеска физической переменной звезды и изменение блеска двойной системы в результате периодических затмений.

Еще один очень интересный класс переменных звезд — так называемые вспыхивающие звезды. Такие звезды во время вспышки за несколько минут или даже секунд увеличивают свой блеск в сотни, а иногда и в тысячи раз. Спустя несколько десятков минут звезда возвращается к прежнему состоянию. И подобные вспышки могут повторяться довольно часто.

Источник: astronom-us.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.