Stea variabilă

O stea variabilă este orice stea care are o schimbare a luminozității aparente în timp. Mai strict, putem considera variabile acele stele a căror luminozitate aparentă în afara atmosferei în domeniul ultraviolet , vizibil sau infraroșu s-a modificat cu o asemenea amplitudine încât a fost detectabilă cu acuratețea obținută a observațiilor fotometrice , pentru perioada în care observațiile corespunzătoare au fost făcute precizie.

Natura variabilității stelelor poate varia foarte mult: modificările de luminozitate pot fi atât strict periodice, cât și neregulate, pot avea amplitudini și perioade și durate diferite ale modificărilor. Variabilitatea este caracterizată de curba luminii , o funcție a mărimii aparente în funcție de timp. Variabilitatea poate fi cauzată de un număr mare de procese diferite și nu este o proprietate constantă a unei stele, ci apare și dispare în anumite stadii de evoluție . De exemplu, dacă o stea experimentează pulsații periodice, își schimbă dimensiunea și temperatura suprafeței, ceea ce face ca și luminozitatea sa să se schimbe. Dacă într -un sistem binar există ocultări de stele unele ale altora, atunci luminozitatea sistemului scade periodic. Fluxul de materie de la o stea la alta poate duce la izbucniri de stele noi și supernove . Pe lângă aceste mecanisme de variabilitate, există multe altele.

Clasificarea stelelor variabile ia în considerare diferitele proprietăți ale stelelor și distinge sute de tipuri de variabile, iar unele stele nu pot fi atribuite nici uneia dintre ele. Sistemele de clasificare au fost dezvoltate de mult timp și nu sunt coordonate și, ca urmare, schema modernă adoptată în Catalogul general al stelelor variabile este destul de greoaie și în primul rând empirică . Diverse tipuri de variabilitate stelară pot fi clasificate într-una din două mari grupe: variabilitatea fizică sau variabilitatea geometrică. În primul caz, luminozitatea proprie a stelei se modifică din cauza unor procese fizice, iar acest grup este împărțit în pulsatorie , eruptive .și variabile cataclismice , precum și binare cu raze X. În al doilea caz, luminozitatea aparentă se modifică din cauza efectelor externe, variabilele rotative se disting între variabilele geometriceși binare eclipsare . În fiecare dintre aceste categorii, la rândul lor, se disting și tipuri separate de variabilitate.

Ideile filozofice care existau în antichitate presupuneau că stelele sunt prin natura lor obiecte permanente, așa că nu a fost efectuată o căutare țintită a stelelor variabile. În același timp, au fost cunoscute stele noi , care au apărut brusc pe cer și, după un timp, au dispărut, dar nu au fost considerate la egalitate cu stelele obișnuite, ci au fost considerate „stele invitate”, precum cometele . Supernovele au fost, de asemenea, clasificate ca stele noi . Prima stea variabilă descoperită, în afară de nova și supernove, a fost Mira . În 1596, David Fabritius a descoperit această stea când era de a doua magnitudine și a constatat că luminozitatea ei scade treptat. Apoi a încetat să mai fie disponibil pentru observare, iar Fabritius a încetat să monitorizeze acea regiune a cerului, dar în 1609 a descoperit-o din nou. La început, numărul de stele variabile cunoscute a crescut încet, dar răspândirea fotografiei spre sfârșitul secolului al XIX-lea a făcut posibilă descoperirea lor în număr mare.

Definiție

Simplist, o stea poate fi considerată o variabilă dacă magnitudinea (strălucirea) aparentă a stelelor se modifică în timp , fără a lua în considerare motivele acestei variabilitati [2] . Aceasta exclude fenomenele de variabilitate vizibilă asociate cu atmosfera Pământului : de exemplu, sclipirea stelelor sau modificările transparenței atmosferei [3] . Totuși, o astfel de definiție este prea generală: de exemplu, toate stelele sunt supuse evoluției , dar în marea majoritate a cazurilor, luminozitatea se modifică prea încet pentru a observa modificările [4] . Prin urmare, definiția variabilității trebuie limitată într-un fel [5] .

În primul rând, este necesar ca variabilitatea să poată fi detectată cu acuratețea obținută de instrumentele moderne de observare. Aceasta înseamnă, în parte, că stelele despre care se credea că sunt permanente pot deveni variabile în timp. De exemplu, la începutul secolului al XX-lea era imposibil să se detecteze o variabilitate mai mică de 0,1 magnitudine , iar stelele cu variabilitate de această scară erau considerate constante, dar de atunci au fost identificate un număr mare de tipuri de variabile, în care amplitudinea de modificări de luminozitate nu depășește câteva sutimi de mărime. Dacă schimbările de luminozitate au fost observate doar în trecut, iar acum au încetat să fie observate din cauza faptului că au devenit mai slabe sau s-au oprit cu totul, steaua este considerată în continuare o variabilă [3] [5] .

Legat de această cerință este și faptul că variațiile de luminozitate ar trebui să apară pe intervale de timp nu prea mari. De exemplu, evoluția stelelor poate duce la schimbări mari de luminozitate, dar în marea majoritate a cazurilor este foarte lentă, iar în întreaga istorie a observațiilor cu acuratețe modernă nu are timp să se manifeste suficient. Numai în unele cazuri, cum ar fi exploziile de supernove , schimbările evolutive sunt observabile. De asemenea, la începutul secolului al XXI-lea, nu au fost detectate modificări ale luminozității asociate cu o modificare a distanței până la stea, totuși, este de așteptat ca, odată cu dezvoltarea tehnologiei de observare și o creștere a timpului de observare, variabilitatea acestui fel va fi de asemenea detectat [3] [5] .

În cele din urmă, stelele variabile sunt considerate a fi doar acelea în care schimbările de luminozitate sunt observate numai în domeniul ultraviolet , vizibil sau infraroșu . De asemenea, în stele, se observă uneori modificări ale spectrului , care ar trebui să fie însoțite de variabilitate fotometrică , deoarece este posibilă evidențierea liniilor spectrale individuale folosind metode de fotometrie . Cu toate acestea, o stea este clasificată ca variabilă numai după ce variabilitatea fotometrică este detectată direct în ea [5] .

Astfel, acele stele pot fi considerate variabile pentru care luminozitatea vizibilă în afara atmosferei în domeniul ultraviolet, vizibil sau infraroșu s-a modificat cu o asemenea amplitudine încât a fost detectabilă cu acuratețea obținută a observațiilor fotometrice , pentru perioada în care observațiile au fost realizate precizia corespunzătoare [5] . În ciuda faptului că o astfel de definiție corespunde practicii de compilare a cataloagelor de stele variabile, ea nu a fost aprobată de Uniunea Astronomică Internațională , ca oricare alta [6] .

Informatii de baza

Variabilitatea stelelor poate fi cauzată de un număr mare de procese diferite. Natura variabilității poate fi foarte diferită: variațiile de luminozitate pot fi atât strict periodice, cât și neregulate. Intensitatea radiației de la o stea se poate modifica atât cu câteva milionimi, cât și de mii de ori, iar aceste modificări pot apărea atât în secunde sau chiar mai repede, cât și în secole [8] .

Variabilitatea nu este o proprietate constantă a unei stele, ci apare și dispare în anumite stadii de evoluție și poate lua un caracter diferit în diferite stadii de evoluție. Studiul naturii variabilității permite să se determine diferitele proprietăți ale stelelor [9] [10] , iar dacă se cunoaște luminozitatea intrinsecă a variabilelor de un anumit tip, atunci prin observarea unor astfel de stele în sisteme stelare se poate determina distanta fata de ei [3] [11] .

curbe de lumină

Variabilitatea unei stele este descrisă de curba luminii , o funcție a mărimii aparente în funcție de timp [4] , sau, mai strict, de seria temporală a datelor de observație corespunzătoare. Curba luminii este denumită și reprezentare grafică a acestor date [12] .

Modificările luminozității pot fi periodice și, de exemplu, timpii maxim sau minim pot fi exprimați prin formula . Aici , este perioada de variabilitate, este epoca unui maxim sau minim arbitrar și este numărul de perioade de la . Apoi putem vorbi despre faza , unde este momentul de observare cu luminozitate maxima sau minima. Parantezele denotă partea fracțională a numărului, adică faza este fracțiunea de timp scursă între maximul de luminozitate anterior și momentul curent, din perioadă. Faza variază de la 0 la 1 și este adesea convenabil să ne uităm la curbele de lumină care reprezintă dependența luminii de fază [12] [13] . ${\textstyle T_{E}=T_{0}+PE}$ $P$ $T_{0}$ $E$ $T_{0}$ ${\textstyle \Phi ={\Big \{}{\frac {T-T_{0}}{P}}{\Big \}}}$ $T$

O anumită împrăștiere a punctelor corespunzătoare rezultatelor observațiilor pe curba luminii poate fi cauzată nu numai de erori de măsurare, ci și de inexactitatea în determinarea perioadei și a variațiilor perioadei în timp. Dacă perioada de schimbare a luminozității este aproximativ cunoscută, atunci pentru a o rafina, puteți construi o diagramă O−C : afișează diferența dintre momentul observat de luminozitate maximă ( , din engleză observat ) și calculat prin formula ( , din engleză ). calculat ) în funcţie de . De exemplu, dacă și sunt definite corect și nu se modifică, atunci momentul observat și calculat va coincide întotdeauna și va fi întotdeauna egal cu zero, iar dacă este definit incorect, va crește liniar, cu valoarea erorii cu fiecare maxim. Dacă, de exemplu, perioada de luminozitate se modifică uniform, atunci punctele de pe diagramă vor forma o parabolă : cu fiecare maxim va crește cu o cantitate crescândă [12] [14] . $O$ ${\textstyle T_{E}=T_{0}+PE}$ $C$ $E$ $T_{0}$ $P$ $P$ $OC$ $P$ $OC$ $OC$

Studiul

Catalogarea și clasificarea oficială a stelelor variabile este realizată de Catalogul General al Stelelor Variabile (GCVS), în 2017 a fost publicată versiunea sa 5.1 [15] . O stea variabilă este adăugată la GCVS numai după ce variabilitatea sa a fost confirmată. În același timp, există cataloage speciale pentru stele a căror variabilitate nu a fost încă confirmată și se află sub semnul întrebării [5] . În total, sunt cunoscute sute de mii de stele, a căror variabilitate a fost stabilită sau cel puțin suspectată, și alte zeci de mii în alte galaxii [3] [16] . Soarele aparține și stelelor variabile [17] .

Studiul stelelor variabile este un domeniu al astronomiei la care astronomii amatori pot contribui : în special, ei descoperă adesea noi variabile. Acest lucru se datorează, de exemplu, unui număr mare de stele variabile, astfel încât profesioniștii nu le pot urmări pe toate; unele dintre variabile își schimbă luminozitatea în mod imprevizibil, în timp ce pentru altele durata modificărilor este foarte lungă și este dificil să le studiezi în cadrul unui singur program de observație. Adesea, astronomii amatori își coordonează observațiile între ei: unul dintre cele mai cunoscute astfel de grupuri este Asociația Americană a Observatorilor Stelelor Variabile (AAVSO) [18] .

Clasificare

O schemă ideală de clasificare a variabilelor ar trebui, pe baza datelor observate, să separe obiectele cu proprietăți fizice diferite și să le grupeze pe cele similare, dar în practică acest lucru este dificil de realizat. Este convenabil să studiem stelele variabile după curbele lor de lumină (vezi mai sus ) și prin poziția lor pe diagrama Hertzsprung-Russell , care deja ne permite să distingem un număr mare de tipuri de variabile. Cu toate acestea, de exemplu, cefeidele clasice și de tip II aparținând diferitelor populații stelare nu pot fi separate în acest fel, iar pentru aceasta este necesar să se țină seama de alte proprietăți ale stelelor. În același timp, o schemă de clasificare ipotetică care ar separa stelele în funcție de mecanismele lor de variabilitate ar fi dificil de utilizat în practică [20] .

Clasificarea stelelor variabile a fost dezvoltată de mult timp (vezi mai jos ), dar nu a fost coordonată în niciun fel, drept urmare clasificarea existentă a variabilelor este destul de greoaie și în primul rând empirică . Nu există un sistem de clasificare adoptat de Uniunea Astronomică Internațională , dar schema adoptată de GCPS este considerată cea mai oficială. Ea ia în considerare proprietățile stelelor precum curba luminii, temperatura, luminozitatea și populația stelară [20] [6] . Se disting sute de tipuri de variabile, iar unele stele sunt unice și nu pot fi atribuite nici uneia dintre ele [3] . Uneori variabilitatea de diferite tipuri poate fi combinată în aceeași stea [2] .

Diverse tipuri de variabilitate stelară pot fi clasificate într-una din două mari grupe: variabilitatea fizică sau variabilitatea geometrică. În primul caz, luminozitatea proprie a stelei se modifică din cauza unor procese fizice, cum ar fi pulsațiile sau scurgerea cochiliilor, ceea ce duce la modificări ale luminozității . În cel de-al doilea caz, luminozitatea vizibilă se modifică din cauza efectelor externe, de exemplu, din cauza ocultării reciproce de stele sau a rotației unei stele acoperite cu pete [2] [3] .

Stelele variabile fizice sunt împărțite în pulsatoare , eruptiveși variabile cataclismice , precum și binare cu raze X. Variabilele rotative se disting între variabilele geometrice .și binare eclipsare . În fiecare dintre aceste categorii, la rândul lor, se disting și tipuri separate de variabilitate. Secțiunile relevante listează cele mai importante tipuri de stele variabile [2] [21] .

Variabile pulsatorii

Variabilele pulsatorii își schimbă luminozitatea datorită expansiunii și contracției alternative a straturilor exterioare și modificărilor temperaturii lor. Razele minime și maxime ale unei stele în timpul pulsațiilor pot diferi cu un factor de doi, dar, de obicei, modificările de dimensiune nu sunt atât de mari, iar contribuția principală la modificarea luminozității este adusă de modificarea temperaturii suprafeței [21] [23 ]. ] .

Indiferent de mecanism, perioada fundamentală a oscilațiilor unei stele este legată de densitatea medie ca . Deoarece chiar și mici modificări ale perioadei pot fi detectate în timpul observațiilor pe termen lung (vezi mai sus ), este posibil să se detecteze o schimbare lentă a densității ca urmare a evoluției unei stele [23] [24] . Pe lângă pulsațiile din perioada fundamentală, sunt posibile pulsații în tonuri cu o perioadă diferită. Pulsările pot fi atât radiale (simetrice sferic), cât și neradiale; în al doilea caz, forma sferică a stelei nu este păstrată [21] [25] . $P$ $\rho$ ${\textstyle P\propto {\frac {1}{\sqrt {\rho }))}$

Mecanisme de pulsații

Dacă o stea este scoasă din echilibrul hidrostatic , de exemplu, se extinde, atunci tinde să revină la poziția inițială. Cu toate acestea, oscilațiile libere ale stelelor se degradează rapid, așa că pentru ca oscilațiile să apară o perioadă lungă de timp, trebuie să existe un mecanism de transformare a energiei termice a stelei în energia mecanică a oscilațiilor [23] [24] .

Unul dintre mecanismele comune de pulsație este mecanismul kappa , în care opacitatea în schimbare a materiei stelare joacă rolul principal. De exemplu, stelele cu temperatură medie la o anumită adâncime au o zonă de ionizare dublă critică a heliului - un strat al unei stele unde temperatura este de câteva mii de kelvin . La un anumit moment, heliul din el este ionizat individual , iar în timpul compresiei, o parte din energia eliberată este cheltuită nu pentru încălzire, ci pentru ionizarea substanței. Din această cauză, temperatura stratului se modifică ușor, dar densitatea acestuia crește, ceea ce duce la o creștere a opacității și a retenției de energie în strat. În timpul următoarei expansiuni a stelei, materia se recombină, determinând stratul să elibereze mai multă energie [24] [26] [27] .

Pentru ca pulsațiile să fie menținute printr-un astfel de mecanism, zona de ionizare dublă critică a heliului trebuie să fie situată la adâncimea optimă, care se realizează la o anumită temperatură a suprafeței stelei [26] . Astfel, stelele în care este implementat un astfel de mecanism sunt pe diagrama Hertzsprung-Russell în banda de instabilitate . Mai multe tipuri de stele variabile pulsează tocmai datorită mecanismului kappa: acestea sunt, de exemplu, Cefeidele , variabile precum RR Lyra , Delta Shield și ZZ Ceti . Există și alte tipuri de variabile fluctuante situate în afara benzii de instabilitate - pentru ele mecanismul de variabilitate este de obicei și un mecanism kappa. De exemplu, în variabile precum Beta Cephei , a căror temperatură este mult mai mare decât cea a stelelor benzi de instabilitate, pulsațiile sunt susținute de ionii de fier [24] [27] .

Unele tipuri de variabile pulsatorii

Unul dintre cele mai importante tipuri de stele variabile pulsante este Cefeidele . Aceste stele sunt supergiganți din clasele spectrale F - K cu perioade de obicei de la 1 la 50 de zile și amplitudini de 0,1-2,5m . Există două tipuri principale de astfel de stele - Cefeidele clasice și Cefeidele de tip II , iar pentru ambele tipuri există o relație între perioadă și luminozitate [28] . Vă permite să le folosiți ca lumânări standard : din perioada Cefeidelor puteți determina magnitudinea lor stelară absolută și, comparând aceasta din urmă cu luminozitatea aparentă , determinați distanța până la stea [29] [30] . Datorită luminozității lor ridicate, Cefeidele sunt observate nu numai în galaxia noastră , ci și în alte galaxii [31] .

Un alt tip important de stele care pulsa sunt variabilele RR Lyrae . Perioadele lor sunt de obicei mai mici de o zi, iar amplitudinile lor sunt mai mici decât cele ale Cefeidelor. Aceste stele sunt comune în grupurile globulare și au aproape aceeași magnitudine absolută, așa că sunt folosite și ca lumânări standard [30] . Miridele sunt supergiganți din clasele spectrale M , S și C . Perioadele pulsațiilor lor sunt de obicei de 100-500 de zile, iar amplitudinea tipică a variațiilor de luminozitate este de 6m . Pentru variabilele lente neregulate și semiregulate, pulsațiile sunt neregulate, iar cauzele lor sunt puțin înțelese [32] .

Variabile eruptive

Variabile eruptiveschimbă strălucirea lor brusc și imprevizibil. Aceste modificări sunt cauzate de activitate sau erupții în cromosferă și în coroană , o astfel de activitate fiind adesea însoțită de o creștere a vântului stelar și pierderi de masă [21] [34] . Uneori variabilele cataclismice sunt clasificate ca variabile eruptive (vezi mai jos ) [35] .

Spre deosebire de alte categorii de stele variabile, nu există un mecanism general care să provoace modificări de luminozitate în toate variabilele eruptive. La stelele de diferite tipuri, activitatea și erupțiile sunt explicate prin mecanisme diferite și sunt puțin înțelese [36] .

Unele tipuri de variabile eruptive

Variabilele eruptive includ stelele flare (cunoscute și ca variabile UV Ceti), care sunt tinere pitice portocalii și, mai frecvent , pitice roșii . Din cauza perturbațiilor câmpurilor magnetice , pe suprafețele acestor stele apar erupții, similare cu erupțiile solare , dar mult mai puternice în raport cu luminozitatea stelei în sine - în timpul unei erupții, o stea poate deveni cu 4-5 magnitudini mai strălucitoare decât de obicei. Erupțiile se observă și în domeniul optic , dar sunt deosebit de puternice la lungimi de undă scurte: în intervalele ultraviolete , raze X și gamma și sunt, de asemenea, însoțite de o creștere a fluxului în domeniul radio . De obicei, erupția atinge maximul în câteva secunde și durează de la câteva minute până la ore să se estompeze, aceeași stea putând să se aprindă de câteva ori pe zi [37] . Datorită faptului că piticile portocalii și roșii reprezintă aproximativ 90% din toate stelele, stelele flare sunt cel mai frecvent tip de variabilă din galaxia noastră [38] .

Variabilele Orion sunt un grup de variabile eruptive care include obiecte precum fuors și stelele T Tauri . Toate aceste obiecte sunt stele tinere asociate cu nebuloase. Modificările lor de luminozitate sunt neregulate și sunt asociate cu instabilități în discurile de acreție [39] . Un alt tip este variabilele de tip R Northern Crown . Ele diferă de majoritatea variabilelor eruptive prin faptul că sunt în mod normal la luminozitatea maximă și scad în mod imprevizibil pe scări de până la 10 magnitudini, după care revin la luminozitatea lor inițială pe parcursul mai multor ani [36] [37] .

variabile cataclismice

Modificările luminozității variabilelor cataclismice sunt cauzate de exploziile termonucleare la suprafață sau în interiorul unor astfel de stele. Variabilele cataclismice includ, de asemenea, stele care nu au explozii termonucleare, dar au curbe luminoase similare sau sunt similare în anumite parametri cu alte variabile cataclismice la lumină minimă. Astfel de stele se numesc nova , spre deosebire de explozive, unde au loc explozii termonucleare [21] . Majoritatea variabilelor cataclismice, inclusiv novae, sunt sisteme binare apropiate , unde există o pitică albă , pe care curge materia din a doua componentă [41] [42] .

Unele tipuri de variabile cataclismice

Supernovele sunt variabile cataclismice. În timpul izbucnirii lor , mărimile stelelor absolute ale supernovelor, în funcție de tip, ajung de la -16 m până la -20 m pe o perioadă de aproximativ două săptămâni , astfel încât luminozitățile lor devin comparabile cu luminozitatea galaxiilor mici și apoi încep să se potoli. Conform parametrilor observați, supernovele sunt împărțite în mai multe tipuri, dar există doar două mecanisme pentru izbucnirea lor. Exploziile de supernove de tip Ia apar atunci când într-un sistem binar, din cauza fluxului de materie către o pitică albă, masa acesteia depășește limita Chandrasekhar - apoi reacțiile termonucleare care implică carbon încep în miezul piticii albe , ducând la distrugerea stelei. și ejectarea materiei sale, care este observată ca o explozie de supernovă. Alte tipuri de supernove apar în timpul prăbușirii nucleului unei stele masive în etapele târzii ale evoluției sale , în timp ce o mare cantitate de energie este de asemenea eliberată, iar steaua este distrusă [43] [44] .

Noile stele sunt împărțite în mai multe tipuri, dar toate au curbe de lumină similare, cu o creștere bruscă a luminozității și aparțin sistemelor binare în care materia este acumulată pe o pitică albă. Astfel, în timpul unei erupții, novele clasice își măresc luminozitatea cu o valoare de obicei de la 7 m la 16 m în câteva zile, iar apoi revin încet la luminozitatea inițială. Deși steaua nu este distrusă în acest caz, izbucnirile de nova clasice pentru fiecare stea au avut loc o singură dată în istoria observațiilor, ceea ce este asociat cu o perioadă foarte lungă de repetare a izbucnirilor - mai mult de 3000 de ani. În novele repetate , izbucnirile apar cu o perioadă de câteva decenii, dar luminozitatea crește cu o cantitate mai mică. Erupțiile acestor două tipuri de stele sunt explicate în același mod: atunci când se acumulează suficientă materie pe suprafața unei pitice albe, reacțiile termonucleare încep să se desfășoare rapid în această materie, ceea ce crește luminozitatea și aruncă o parte din înveliș, care este observată ca o erupție nova. Pentru novele pitice , creșterea luminozității este chiar mai mică - cu 2–6 m , iar fulgerările se repetă la intervale mai mici de un an, dar exploziile termonucleare nu au loc la suprafața lor: schimbarea luminozității în ele este asociată cu instabilități. în discul de acreţie când acesta din urmă atinge o densitate suficient de mare [45 ] [46] .

Raze X se dublează

Sistemele binare apropiate care emit raze X se numesc binare cu raze X. Astfel de obiecte prezintă variabilitate în domeniul optic și constituie un grup separat de stele variabile [21] [47] .

În binarele cu raze X, una dintre componente este un obiect compact în jurul căruia se formează un disc de acreție din materia din a doua stea. Substanța este încălzită la temperaturi foarte ridicate, ceea ce creează raze X. O parte din această radiație lovește a doua stea și încălzește o regiune de pe suprafața ei, care începe să strălucească mai puternic în domeniul optic, ceea ce provoacă variabilitate optică. Diferite tipuri de binare de raze X, cum ar fi polari , bursters și pulsari de raze X , au variabilitate diferită, amplitudinea sa putând fi de mai multe magnitudini [21] [48] [49] .

Variabile rotative

Variabile rotativeau o distribuție neuniformă a luminozității la suprafață sau o formă eliptică, care poate fi cauzată de diverși factori, precum prezența unor pete pe suprafața stelei. Pe măsură ce se rotesc în jurul axei, luminozitatea lor aparentă se modifică din punctul de vedere al observatorului [21] [50] .

Unele tipuri de variabile rotative

Variabilele BY Draco sunt pitici roșii și portocalii a căror variabilitate este asociată cu pete de pe suprafața lor. Amplitudinea modificărilor luminozității lor poate ajunge la 0,3 m , iar perioada poate varia de la mai puțin de o zi la 120 de zile. Variabilele Dragon BY sunt adesea stele flare (vezi mai sus ). Variabile precum Alpha² Canis Hounds sunt stele din secvența principală cu clase spectrale B - A , care au un câmp magnetic puternic și, prin urmare, o distribuție neuniformă a elementelor chimice precum fier , siliciu și crom la suprafață . Perioadele lor de schimbare a luminozității variază de la 0,5 la 160 de zile, iar amplitudinile de obicei nu depășesc 0,1 m [21] [51] [52] .

Variabilele elipsoidale se găsesc în sistemele binare în care stelele sunt destul de aproape una de cealaltă și, datorită interacțiunii mareelor dintre ele, formele lor diferă de cele sferice. Când aceste stele se mișcă pe orbite, suprafața stelelor vizibile observatorului se modifică, iar perioada de variabilitate coincide cu perioada orbitală a sistemului. Amplitudinea variabilității în acest caz nu depășește 0,1 m [21] [51] [53] .

eclipsarea binarelor

În sistemele binare cu eclipsare , ocultarea reciprocă de către stele are loc periodic, ceea ce duce la o scădere a luminozității sistemului pe durata ocultării [54] , această clasă include și stele în care trecerea exoplanetelor pe discul lor este observat. Acest lucru necesită ca observatorul să fie suficient de aproape de planul orbitei sistemului [55] . Binarele de eclipsare pot fi clasificate nu numai după forma curbei generale de lumină , ci și după caracteristicile fizice ale componentelor și după gradul în care lobii lor Roche sunt umpluți cu componente . Trecerea stelelor una în față se poate alterna, atunci curba luminii va avea două minime de adâncimi diferite, dar și minimul secundar poate fi absent [21] [56] .

Unele tipuri de binare de eclipsare

În funcție de forma curbelor de lumină, se pot distinge variabile de tip Algol, variabile de tip Beta Lyrae și variabile de tip Ursa Major W. În primul caz, în afara eclipselor, luminozitatea rămâne aproape constantă, ceea ce înseamnă că ambele stele din sistem păstrează o formă sferică sau aproape de aceasta, iar perioadele pot varia de la 0,2 zile la mai mult de 10.000 de zile. În al doilea caz, forma stelelor se dovedește a fi elipsoidală din cauza interacțiunilor mareelor, iar curba luminii devine mai netedă. Variabilele Ursae Major de tip W sunt sisteme binare apropiate în care ambele stele își umplu lobii Roche și se ating, iar minimele de luminozitate sunt aproape egale în adâncime [21] [56] [57] .

Notaţie

Sistemul istoric de desemnare pentru stelele variabile este relativ complex. Dacă o stea variabilă nu a primit o desemnare Bayer (cum ar fi Delta Cepheus sau Beta Perseus ), atunci se introduce o desemnare pentru ea în funcție de constelația în care se află, în ordinea descoperirii. Primele 9 stele din constelație sunt desemnate printr-o literă latină majusculă, începând de la R și terminând cu Z. Următoarele 45 de stele deschise primesc denumiri din două litere: mai întâi de la RR la RZ, apoi de la SS la SZ și așa mai departe, sus la ZZ. Apoi există 280 de desemnări de la AA la AZ, de la BB la BZ și așa mai departe, până la QQ-QZ, iar litera J nu este folosită pentru a evita confuzia cu litera I. Acest sistem vă permite să desemnați 334 de stele variabile în fiecare constelație, după care există denumiri digitale cu numele constelației: V335, V336 și așa mai departe. Nume precum R Andromeda , RR Lyra și V1500 Cygnusse referă în mod specific la stele variabile [58] [59] .

Tipurile de variabilitate sunt de obicei denumite după prototipul lor, adică o stea cunoscută sau tipică din clasa sa. Astfel, de exemplu, Mirids și-au primit numele de la Mira , Cepheids - din Delta Cephei și variabilele RR Lyrae - de la RR Lyrae [58] [59] .

Istoria studiului

Prima stea variabilă descoperită, în afară de nova și supernove, a fost Mira . În 1596, David Fabritius a descoperit această stea când era de a doua magnitudine și a constatat că luminozitatea ei scade treptat. Apoi ea a încetat să fie disponibilă pentru observație, iar Fabricius a încetat să-și monitorizeze regiunea cerului, dar în 1609 a descoperit din nou steaua. A fost observată și de Johann Bayer în 1603 și a numit-o Omicron Kita, dar Bayer nu era conștient de variabilitatea sa. Descoperirea acestei stele a stârnit un mare interes, iar numele Mira (din latină mira - uimitor) i-a fost atribuit. În 1667, Ismael Buyo a descoperit o periodicitate în luminozitatea Mira [3] [60] [61] .

Există o ipoteză că astronomii arabi medievali erau conștienți de variabilitatea lui Algol . Această ipoteză se bazează pe faptul că numele stelei în arabă înseamnă „demon” [62] , dar, aparent, această ipoteză este incorectă [61] . Variabilitatea acestei stele a fost descoperită în mod sigur de Geminiano Montanari în 1669 [60] .

Inițial, numărul de stele variabile cunoscute a crescut lent. Deci, în lista din 1786, care a fost întocmită de Eduard Pigott , erau 12 variabile, în lista lui Friedrich Argelander în 1844 - 18, iar în catalogul lui Eduard Schoenfeld , întocmit în 1875, erau 143 de stele variabile. Acest număr a început să crească rapid după răspândirea fotografiei în astronomie din aproximativ 1880: până în 1903 numărul de variabile cunoscute ajunsese deja la 1000, iar în 1920 - 4000 [3] [61] [63] .

În special, un număr mare de stele variabile au fost descoperite la Observatorul Harvard , unde Edward Pickering a jucat un rol important în organizarea observațiilor . El este, de asemenea, cunoscut pentru fondarea Asociației Americane a Observatorilor Stelelor Variabile și pentru dezvoltarea unei scheme de clasificare a stelelor variabile care prezintă deja unele asemănări cu cele de astăzi. În 1908, Henrietta Leavitt , care lucra la același observator, a descoperit 2.400 de stele în Micul Nor Magellanic . Ea a măsurat perioadele pentru 16 cefeide din acest set și a constatat că cu cât steaua este mai strălucitoare, cu atât perioada ei este mai mare. Deoarece toate stelele din Micul Nor Magellanic sunt în mod evident situate la aproape aceeași distanță, diferențele de luminozitate a stelelor corespund diferențelor de luminozitate a acestora. Astfel, Leavitt a descoperit relația dintre perioadă și luminozitate pentru Cefeide, care mai târziu au început să joace un rol important în astronomie [3] [60] [64] .

Din 1918 până la sfârșitul celui de- al Doilea Război Mondial, Societatea Astronomică Germană a fost angajată în lansarea anuală a cataloagelor de stele variabile cu efemeride .. După 1946, astronomii sovietici și apoi ruși de la SAI a Universității de Stat din Moscova și de la Institutul de Astronomie al Academiei Ruse de Științe au început să se ocupe de catalogare . În 1948, Boris Kukarkin și Pavel Parenago au publicat prima ediție a Catalogului General al Stelelor Variabile [60] . În 2017, a fost publicată GCPS versiunea 5.1 [15] .

În același timp, s-a dezvoltat și înțelegerea naturii stelelor variabile. De exemplu, chiar și John Goodryk și Edward Pigott în secolul al XVIII-lea au presupus că variabilitatea lui Algol a fost cauzată de eclipse periodice. Ideea că pulsațiile stelelor ar putea determina schimbarea luminozității lor a fost propusă pentru prima dată de August Ritter în 1873, iar în jurul anului 1915 Harlow Shapley a stabilit că unele stele chiar pulsează. În același timp, Arthur Eddington elabora o teorie care ar putea explica pulsațiile, iar mecanismul direct al pulsațiilor cefeidelor a fost descoperit de Serghei Zhevakin în anii 1950 [65] .

Note

↑ Impresia artistului despre eclipsarea binarului . ESO . Consultat la 16 februarie 2022. Arhivat din original pe 16 februarie 2022.
↑ 1 2 3 4 Dragă D. Steaua variabilă . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 5 decembrie 2021. Arhivat din original pe 26 octombrie 2020. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Stele variabile / Samus N. N. // P - Funcția de perturbare. - M . : Marea Enciclopedie Rusă, 2014. - S. 639-640. - ( Marea Enciclopedie Rusă : [în 35 de volume] / redactor-șef Yu. S. Osipov ; 2004-2017, vol. 25). - ISBN 978-5-85270-362-0 .
↑ 1 2 Karttunen și colab., 2016 , p. 299.
↑ 1 2 3 4 5 6 Samus N. N. Informații generale despre stelele variabile. 1.1. Conceptul de stea variabilă . Moștenire astronomică . Moscova: SAI MGU . Preluat la 5 decembrie 2021. Arhivat din original la 15 martie 2022. (nedefinit)
↑ 1 2 Samus NN Probleme de clasificare a stelelor variabile (engleză) // Proceedings of the 2018 acad. AA Boyarchuk Memorial Conference, INASAN Science Proceedings / Editat de DV Bisikalo și DS Wiebe . — Moscova: Yanus-K, 2018. — Mai. - P. 51-56. - doi : 10.26087/INASAN.2018.1.1.009 . - .
↑ Generator de curbe de lumină AAVSO . AAVSO . Consultat la 16 februarie 2022. Arhivat din original pe 16 februarie 2022. (nedefinit)
↑ Percy, 2007 , p. 48.
↑ 1 2 3 Efremov Yu. N. Stele variabile . Astronet . Preluat la 10 decembrie 2021. Arhivat din original la 28 octombrie 2020. (nedefinit)
↑ Stele variabile . Astronomie . Melbourne: Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 5 decembrie 2021. Arhivat din original la 1 februarie 2022. (nedefinit)
↑ Steaua . Stele variabile . Enciclopedia Britannica . Preluat la 5 decembrie 2021. Arhivat din original pe 5 decembrie 2021.
↑ 1 2 3 Samus N. N. Informații generale despre stelele variabile. 1.4. Reprezentarea informațiilor fotometrice despre stelele variabile. Tabele și Grafice . Moștenire astronomică . Moscova: SAI MGU . Preluat la 7 decembrie 2021. Arhivat din original la 19 februarie 2020. (nedefinit)
↑ Percy, 2007 , pp. 63-64.
↑ Percy, 2007 , pp. 68-71.
↑ 1 2 Samus' NN , Kazarovets EV, Durlevich OV, Kireeva NN, Pastukhova EN Catalog general al stelelor variabile: Versiunea GCVS 5.1 // Astronomy Reports . - Moscova: Nauka , 2017. - 1 ianuarie ( vol. 61 ). — P. 80–88 . — ISSN 1063-7729 . - doi : 10.1134/S1063772917010085 . Arhivat din original pe 2 ianuarie 2022.
↑ Surdin, 2015 , p. 165.
↑ Percy, 2007 , pp. 71-77.
↑ Percy, 2007 , pp. 320-323.
↑ Karttunen și colab., 2016 , p. 300.
↑ 12 Percy , 2007 , pp. 71-74.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Tipuri de variabilitate GCVS și statistici de distribuție a stelelor variabile desemnate în funcție de tipurile lor de variabilitate . GAISH MSU . Preluat la 12 decembrie 2021. Arhivat din original la 18 februarie 2022. (nedefinit)
↑ Engle SG, Guinan EF, Harper GM, Neilson HR, Evans NR Viețile secrete ale cefeidelor: schimbări evolutive și încălzire prin șoc indusă de puisation în prototipul de cefeidă clasică δ Cep // The Astrophysical Journal. — 25-09-2014. - T. 794 , nr. 1 . - S. 80 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/80 . Arhivat din original pe 16 februarie 2022.
↑ 1 2 3 Karttunen și colab., 2016 , pp. 301-302.
↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Stele pulsate. 2.1. Informații generale . Moștenire astronomică . Moscova: SAI MGU . Consultat la 12 decembrie 2021. Arhivat din original la 19 ianuarie 2012. (nedefinit)
↑ Percy, 2007 , pp. 136-138.
↑ 1 2 Zhevakin S. A. , Pamyatnykh A. A. Pulsations of stars . Fizica Spațială . Astronet . Preluat la 28 decembrie 2021. Arhivat din original la 10 decembrie 2021. (nedefinit)
↑ 12 Percy , 2007 , pp. 141-144.
↑ Karttunen și colab., 2016 , p. 302.
↑ Samus N. N. Stele pulsate. 2.2. Cefeidele clasice. Tipuri OKPP: DCEP, DCEPS, CEP(B). . Moștenire astronomică . Moscova: SAI MGU . Consultat la 14 decembrie 2021. Arhivat din original la 28 ianuarie 2012. (nedefinit)
↑ 12 Lumânare standard . Astronomie . Melbourne: Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 14 decembrie 2021. Arhivat din original la 10 noiembrie 2021. (nedefinit)
↑ Percy, 2007 , pp. 147, 161.
↑ Karttunen și colab., 2016 , p. 303.
↑ Beskin G., Karpov S., Plokhotnichenko V., Stepanov A., Tsap Yu. Descoperirea vârfurilor polarizate liniar sub secunde de origine sincrotron în UV Ceti Giant Optical Flare // Publicații ale Societății Astronomice din Australia. — 01-01-2017. - T. 34 . - S. e010 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1017/pasa.2017.3 .
↑ Darling D. Variabila eruptivă . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 15 decembrie 2021. Arhivat din original la 26 octombrie 2020. (nedefinit)
↑ Karttunen și colab., 2016 , pp. 303-304.
↑ 12 Bun , 2012 , pp. 37-40.
↑ 1 2 Karttunen și colab., 2016 , pp. 303-305.
↑ Percy, 2007 , pp. 224-228.
↑ Dragul D. Orion variabil . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 decembrie 2021. Arhivat din original la 16 decembrie 2021. (nedefinit)
↑ Karttunen și colab., 2016 , p. 309.
↑ Karttunen și colab., 2016 , pp. 303-315.
↑ Darling D. Cataclysmic variable . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 decembrie 2021. Arhivat din original la 30 octombrie 2020. (nedefinit)
↑ Karttunen și colab., 2016 , pp. 308-312.
↑ Dragul D. Supernova . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 decembrie 2021. Arhivat din original la 31 octombrie 2021. (nedefinit)
↑ Karttunen și colab., 2016 , pp. 305-308.
↑ Bun, 2012 , pp. 97-102.
↑ Darling D. X-ray binary . Internet Enciclopedia Științei . Preluat: 18 decembrie 2021. (nedefinit)
↑ Karttunen și colab., 2016 , pp. 322-325.
↑ Bun, 2012 , pp. 157-164.
↑ Darling D. Variabile rotative . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 18 decembrie 2021. Arhivat din original la 26 octombrie 2020. (nedefinit)
↑ 12 Bun , 2012 , pp. 127-138.
↑ Percy, 2007 , pp. 91-96.
↑ Percy, 2007 , pp. 81-82.
↑ Darling D. Eclipsing binary . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 18 decembrie 2021. Arhivat din original la 27 octombrie 2020. (nedefinit)
↑ Percy, 2007 , p. 103.
↑ 12 Bun , 2012 , pp. 139-145.
↑ Percy, 2007 , pp. 107-110.
↑ 12 Numirea stelelor . Uniunea Astronomică Internațională . Preluat la 26 octombrie 2020. Arhivat din original la 11 aprilie 2020. (nedefinit)
↑ 1 2 Samus N. N. Informații generale despre stelele variabile. 1.3. Structura Catalogului General al Stelelor Variabile . Moștenire astronomică . Moscova: SAI MGU . Preluat la 18 decembrie 2021. Arhivat din original la 7 februarie 2020. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 Samus N. N. Informații generale despre stelele variabile. 1.2. Scurtă schiță istorică. Istoria cataloagelor de stele variabile . Moștenire astronomică . Moscova: SAI MGU . Preluat la 18 decembrie 2021. Arhivat din original la 6 iunie 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 Surdin, 2015 , p. 162-165.
↑ Algol . _ Enciclopedia Britannica . Preluat la 18 decembrie 2021. Arhivat din original la 18 decembrie 2021.
↑ Percy, 2007 , p. 6.
↑ Surdin, 2015 , p. 165-171.
↑ Percy, 2007 , pp. 7-8.

Literatură

Surdin VG Astronomie: secolul XXI. - Ed. a 3-a. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
Bun GA observarea stelelor variabile . - L. : Springer , 2012. - 275 p. - ISBN 978-1-4471-0055-3 . - doi : 10.1007/978-1-4471-0055-3 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — ediția a VI-a. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2016. - 550 p. - ISBN 978-3-662-53045-0 .
Percy JR Înțelegerea stelelor variabile . — Cambr. ; N. Y .: Cambridge University Press , 2007. - 330 p. — ISBN 978-1-139-46328-7 .

Dicționare și enciclopedii

mare danez
mare chinezesc
Rusă mare
Brockhaus și Efron
in jurul lumii
Micul Brockhaus și Efron
Britannica (online)
Britannica (online)

În cataloagele bibliografice
BNF : 11958174n GND : 4062534-5 J9U : 987007531740205171 LCCN : sh85127466 NDL : 00563104 NKC : ph115895

Stele
Clasificare	Hipergiganți supergiganți Giganți strălucitori Giganți Subgiganți Stele din secvența principală (pitici) subpitici pitice albe stele cu hipervelocitate stele variabile
Obiecte substelare	pitică brună pitic subbrun Planetară
Evoluţie	Formare protostar Steaua în secvența principală Secvența principală Ramura subgigant Ramura gigant rosie ramură orizontală îngroșare roșie buclă albastră Ramura asimptotică a giganților nebuloasă planetară supernova pitic alb pitic albastru stea neutronică Gaură neagră
Nucleosinteza	Ciclul proton-proton Ciclul CNO flash de heliu Reacție triplă cu heliu Arderea carbonului detonarea carbonului arderea neonului arderea oxigenului Arderea siliconului s-proces proces r p-proces procesul rp proces alfa
Structura	Nucleu zona convectiva zona radianta atmosfera stelară Fotosferă Cromosferă coroană Vânt Un câmp magnetic
Proprietăți	Mărimea absolută metalicitatea Indice de culoare Mișcarea corectă Clasa spectrală Temperatura efectivă
Concepte înrudite	Corp complet negru Diagrama Hertzsprung-Russell Asociații de vedete sisteme stelare clustere de stele sisteme planetare linii Fraunhofer
Liste de stele	Cel mai masiv Cel mai mare Cel mai luminos cu cea mai mare luminozitate Cel mai apropiat pitice brune Numele proprii de stele

stele variabile
Eruptiv	Wolf - Raie Gamma Cassiopeiae Incorect ( variabilele Orion ( T Taur Fuori )) R Coroana de Nord RS Beagle Dogs S Dorado UV China
Pulsând	Cefeide ( cefeide clasice Cefeide de tip II ( BL Hercules V Fecioară RV Taur )) Alpha Cygnus Beta Cephei Delta Shield Gamma Doradus Încet greșit Mirida Semi-corect Pitici albe care pulsa Telescop PV RR Lyra Phoenix SX
rotind	α² Hound Dogs DE Dragon Elipsoidal rotativ Părul lui FK Veronica Pulsari SX Berbec
Cataclismic	Nou Repetați nou polari Polari intermediari Novae pitice ( SS Cygnus , SU Ursa Major , Z Giraffe ) Roșu aprins nou supernove AM Câini Beagle Z Andromedae
eclipsarea binarelor	Algol Beta Lyrae W Ursa Major
Liste	Lista tipurilor de stele variabile GCVS
Categorie: Stele variabile