Steaua variabilă pulsatorie

Variabilele pulsatorii sunt o clasă de stele variabile care își schimbă luminozitatea datorită expansiunii și contracției alternative a straturilor exterioare și modificărilor temperaturii lor.

Pulsațiile pot fi atât simetrice sferic, cât și neradiale. În diferite cazuri, materia dintr-o stea se poate mișca în moduri diferite, dar în stelele cu amplitudini mari ale schimbărilor de luminozitate, pulsațiile radiale apar cel mai adesea în modul fundamental, când toate regiunile stelei se extind sau se contractă simultan.

Dacă o stea este scoasă din echilibrul hidrostatic, atunci ea tinde să revină la poziția inițială. Cu toate acestea, pentru ca oscilațiile să apară o perioadă lungă de timp, trebuie să existe un mecanism de transfer al energiei termice a stelei în energia mecanică a oscilațiilor, altfel pulsațiile se degradează rapid. Unul dintre mecanismele comune de pulsație este mecanismul kappa , în care opacitatea în schimbare a materiei stelare joacă rolul principal.

Există diferite tipuri de variabile pulsatorii cu diferite caracteristici fizice, diferite perioade și amplitudini ale modificărilor de luminozitate: Cefeide , variabile RR Lyrae , Mirid și altele.

Observând o variabilă pulsatorie timp îndelungat, se poate detecta o modificare a perioadei de pulsații cauzată de evoluția acesteia . În plus, din luminozitatea, temperatura și ratele de expansiune și contracție ale unei stele, se poate măsura raza acesteia într-un anumit mod.

Prima stea variabilă pulsantă descoperită a fost Mira - a fost descoperită de David Fabricius în 1596, înainte ca ea să fie cunoscute doar noi și supernove. 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.

Descriere

Variabilele pulsatorii sunt o clasă de stele variabile care își schimbă luminozitatea datorită expansiunii și contracției alternative a straturilor exterioare și modificărilor temperaturii lor. Raza minimă și maximă a unei stele în timpul pulsațiilor pot diferi cu un factor de doi, dar, de obicei, modificările de dimensiune nu sunt atât de mari, iar principala contribuție la modificarea luminozității este adusă de o modificare a temperaturii suprafeței [1] [2 ]. ] . Se crede că, dintre câteva sute de miliarde de stele din Galaxia noastră , doar câteva milioane pulsează [3] .

Caracterul pulsațiilor

Indiferent de mecanism (vezi mai jos ), perioada fundamentală a oscilațiilor unei stele este legată de densitatea medie a stelei ca . Dacă steaua pulsează cu o perioadă fundamentală, atunci se spune că pulsațiile apar în modul fundamental. În acest caz, steaua păstrează simetria sferică și steaua fie se extinde, fie se contractă în întregime, adică întreaga substanță a stelei fie se mișcă spre exterior, fie spre interior. Concomitent cu pulsațiile în modul fundamental sunt posibile pulsații în tonuri cu o perioadă mai scurtă [2] [4] . Pulsațiile în tonuri sunt, de asemenea, simetrice sferic, dar în interiorul stelei există una sau mai multe sfere în care materia nu se mișcă: atunci când zona din interiorul sferei se contractă, zona exterioară se extinde și invers - adică aceste sfere sunt oscilații noduri . Vibrațiile din primul ton au un nod, al doilea are două noduri și așa mai departe. Pozițiile acestor noduri de obicei nu se schimbă, adică oscilațiile sunt unde staționare . De obicei, stelele cu amplitudini mari ale variațiilor de luminozitate pulsează în primul rând în modul fundamental [5] [6] .

Pulsările pot fi, de asemenea, non-radiale. În acest caz, steaua nu păstrează o formă sferică și, de exemplu, poate deveni alternativ fie un elipsoid aplatizat, fie un elipsoid alungit [6] : unele părți ale stelei se pot contracta în același timp în care altele se extind. În modurile de pulsație non-radială, forța de restabilire poate fi fie presiunea, fie gravitația. În primul caz, mișcarea materiei este apropiată de radială, ca în cazul pulsațiilor radiale, iar în al doilea, este aproape de orizontală, ceea ce este similar cu valurile de pe apă . Pulsațiile non-radiale duc la modificări mai slabe ale luminozității și culorii stelei decât cele radiale [1] [5] .

Datorită faptului că stelele au densități diferite în diferite regiuni - în special, densitatea în centrul unei stele este de obicei cu câteva ordine de mărime mai mare decât media - amplitudinea relativă a oscilațiilor în centru este mult mai mică decât în ​​exterior. regiuni [6] . Deoarece chiar și mici modificări ale perioadei pot fi detectate în timpul observațiilor pe termen lung, este posibil să se detecteze o schimbare lentă a densității ca urmare a evoluției unei stele (vezi mai jos ) [2] [4] .

Mecanisme de pulsații

Dacă o stea este scoasă din echilibrul hidrostatic , atunci ea tinde să revină la poziția inițială. De exemplu, atunci când o stea se extinde, densitatea și temperatura ei scad, prin urmare, presiunea încetează să echilibreze forța gravitațională și steaua se micșorează. Cu toate acestea, pentru ca oscilațiile să apară pentru o perioadă lungă de timp, trebuie să existe un mecanism de transfer al energiei termice a stelei în energia mecanică a oscilațiilor. Acest lucru se poate întâmpla dacă comprimarea regiunilor stelei crește fluxul de căldură în aceste regiuni: atunci dilatarea în urma contracției va fi mai puternică datorită energiei primite, iar oscilațiile vor fi menținute. La stelele staționare se observă opusul: în timpul compresiei, temperatura crește, din cauza căreia regiunile încălzite încep să radieze mai puternic, în plus, transparența materiei crește de obicei când este încălzită, iar materia reține mai puțină căldură. Astfel, atunci când stelele staționare sunt comprimate, are loc o ieșire de căldură, astfel încât oscilațiile libere ale stelelor se sting de obicei rapid - pe perioade de la sute de zile la câțiva ani [2] [4] [6] .

Aportul de căldură crește odată cu creșterea temperaturii în interiorul stelei, deoarece odată cu creșterea temperaturii în miez, viteza reacțiilor termonucleare crește . Totuși, acest lucru nu duce la pulsații vizibile, deoarece rolul regiunilor centrale în pulsații este mic (vezi mai sus ) și este compensat prin amortizare în alte regiuni [4] [6] [7] .

Mecanism Kappa

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. Pe lângă heliu, un rol similar în acest mecanism îl joacă hidrogenul , care în regiunea cu o temperatură mai scăzută se dovedește fie neutru, fie ionizat [4] [6] [8] .

Pentru ca pulsațiile să fie susținute de un astfel de mecanism, zona de ionizare dublă critică a heliului trebuie să fie situată la o adâncime optimă: dacă adâncimea este prea mică, ceea ce se întâmplă la o temperatură ridicată a stelei, atunci densitatea materiei în această zonă va fi prea scăzută și nu vor apărea pulsații. Dimpotrivă, la o temperatură scăzută a stelei, adâncimea zonei va fi prea mare și nu vor apărea pulsații datorită atenuării oscilațiilor din straturile exterioare [6] . Astfel, stelele în care este implementat acest mecanism, pe diagrama Hertzsprung-Russell, se află pe fâșia de instabilitate - o fâșie îngustă aproape verticală. Datorită acestui mecanism, stelele variabile de mai multe tipuri pulsează, având clase de luminozitate de la supergiganți până la pitice albe . Tipurile de stele variabile din banda de instabilitate, în ordinea descrescătoare a luminozității medii, sunt RV Tauri , Cefeidele clasice , Cefeidele de tip II , RR Lyrae , Delta Scuti , SX Phoenix și ZZ Ceti [4] [8] .

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 din banda de instabilitate, pulsațiile sunt susținute de ionii de fier [4] [8] .

Unele tipuri de variabile pulsatorii

Există diferite tipuri de variabile pulsatorii care diferă ca caracteristici fizice, perioade diferite și amplitudini ale modificărilor de luminozitate: Cefeide , variabile RR Lyrae , Miras și diverse alte tipuri [3] [9] .

Cefeide

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 . Pentru Cefeide, există o relație între perioadă și luminozitate [10] , ceea ce le permite să fie folosite ca lumânări standard : din perioada Cefeidelor, puteți determina magnitudinea lor absolută și, comparând aceasta din urmă cu luminozitatea aparentă , calculați distanța până la stea [11] [12] . Datorită luminozității mari, cefeidele sunt observate nu numai în galaxiile noastre , ci și în alte galaxii [13] .

Există două tipuri principale de Cefeide: Cefeidele clasice și Cefeidele de tip II . Pentru aceste tipuri de stele, dependențele dintre perioadă și luminozitate diferă: cu perioade egale, cefeidele de tip II sunt cu 1,5 m mai slabe decât cele clasice. Cefeidele de tip II sunt stele mai vechi și cu masă mai mică decât cefeidele clasice și aparțin populației II [14] [10] . Ele, la rândul lor, sunt împărțite în variabile de tip BL Hercules cu perioade mai mici de 8 zile și variabile de tip W Fecioară cu perioade mai mari de 8 zile [1] [15] . Variabilele de tip RV Taurus au perioade de peste 20 de zile și pot fi considerate atât ca un subtip al Cefeidelor de tip II, cât și ca un tip intermediar de stele între Cefeide și Miride (vezi mai jos ) [16] [17] .

Printre Cefeide, se întâlnesc adesea pulsații în modul fundamental și pulsații în primul ton, iar unele Cefeide oscilează simultan în aceste două moduri. În cazuri rare, există Cefeide care pulsează într-un mod diferit: de exemplu, în prima și a doua armătură, sau simultan în trei moduri [11] .

Variabile de tip RR Lyra

Un alt tip important de stele care pulsa sunt variabilele RR Lyrae . Aceste stele sunt pe ramura orizontală , au tipuri spectrale A - F și reprezintă o clasă de stele destul de omogenă din punct de vedere al parametrilor fizici [18] . Sunt frecvente în grupurile globulare , perioadele lor sunt de obicei mai mici de o zi, iar amplitudinile lor sunt mai mici decât cele ale Cefeidelor - până la 2 m . Au aproape aceeași magnitudine absolută - aproximativ 0,6 m , deci sunt folosite și ca lumânări standard [12] [19] .

În funcție de forma curbelor de lumină , variabilele RR Lyrae sunt împărțite în două tipuri principale: RRAB cu curbe de lumină asimetrice, a căror luminozitate crește brusc și RRC, ale căror curbe de lumină sunt simetrice. Primele pulsează în modul fundamental, cele din urmă în primul ton. Există și tipul RR(B) - acestea sunt stele care pulsează simultan în modul fundamental și în primul ton [1] [20] .

Variabile precum Delta Shield

Variabilele de tip Delta Scuti sunt stele de tipuri spectrale A–F. Conform clasei de luminozitate, acestea sunt de la secvența principală la giganți , astfel încât acest tip este cea mai comună dintre variabilele pulsatile relativ luminoase. Perioadele de pulsații ale unor astfel de stele sunt de la 0,02 la 0,3 zile, amplitudinile modificărilor de luminozitate sunt de până la 0,9 m [21] [22] [23] .

Variabilele de tip SX Phoenix sunt apropiate de această clasă : ocupă aproximativ aceeași regiune pe diagrama Hertzsprung-Russell , au perioade și amplitudini similare ale modificărilor de luminozitate, dar sunt de mare vârstă și aparțin populației II, în timp ce variabilele de tip Delta Scuti sunt tinere stele populatie i . Un alt tip similar sunt variabilele Gamma Doradus , care au o temperatură mai scăzută decât stelele din banda de instabilitate [21] [22] .

Aceste variabile pulsează adesea în mai multe moduri în același timp. Variabile precum Scutum Delta au atât pulsații radiale, cât și non-radiale, în timp ce variabile precum Gamma Doradus au pulsații non-radiale susținute de gravitație (vezi mai sus ) [21] .

Stele Ap oscilante

Stelele Ap oscilante (în GCVS , variabile oscilante de tipul Alpha² Hounds of the Dogs ) sunt stele din clase spectrale de la B la F, situate în apropierea sau pe secvența principală și având un câmp magnetic puternic . De obicei, stelele Ap sunt în primul rând variabile rotative , dar unele dintre ele pulsează și. Perioadele de variații de luminozitate ale unor astfel de stele sunt de numai 5-15 minute, ceea ce este asociat cu prezența unui câmp magnetic, de-a lungul axei căreia sunt orientate pulsațiile. Deoarece axa câmpului magnetic nu coincide de obicei cu axa de rotație, se observă un model complex de variații de luminozitate [24] .

Pitici albe pulsatorii

Piticele albe pulsatorii , cunoscute și sub numele de variabile ZZ Ceti, sunt pitice albe cu temperaturi în jur de 10.000 K care se află în banda de instabilitate. Aceștia experimentează pulsații non-radiale cu perioade de la 100 la 1000 de secunde și cu amplitudini ale modificărilor de luminozitate de până la 0,3 m și aproape întotdeauna pulsează în mai multe moduri. Stelele centrale din nebuloasele planetare sunt, de asemenea, variabile pulsatorii [25] .

Variabile precum Beta Cephei

Variabilele Cephei Beta (uneori variabilele Canis Major Beta) sunt stele din clasele spectrale O–B situate deasupra sau pe secvența principală. Perioada de modificări ale luminozității unor astfel de stele este de 0,1–0,6 zile, iar amplitudinea este de până la 0,3 m . Există, de asemenea, un subtip de astfel de variabile, ale căror perioade și amplitudini sunt cu aproximativ un ordin de mărime mai mici. Unele stele cu caracteristici similare experimentează pulsații non-radiale cu perioade lungi și sunt alocate tipului corespunzător: stele cu pulsații lente de tip spectral B. În plus, subpiticii din clasa B au caracteristici fizice diferite și, spre deosebire de tipurile anterioare, sunt stele vechi, dar ocupă o regiune apropiată pe diagrama Hertzsprung-Russell și pot și pulsa [26] [27] .

Uriași și supergiganți roșii variabile

Giganții roșii și supergiganții roșii , în special cele mai tari, prezintă adesea cel puțin un grad mic de variabilitate. Există diferite clase de astfel de stele variabile [28] . De exemplu, Miridele sunt supergiganți de tipuri spectrale M , S și C , situate pe ramura asimptotică a giganților . Perioadele pulsațiilor lor sunt de obicei de 100–500 de zile, deși pot ajunge la 1000 de zile [1] , iar amplitudinea tipică a modificărilor de luminozitate este de 6 m în regiunea vizibilă a spectrului . O amplitudine atât de mare este asociată cu temperatura scăzută a acestor stele: poate fi de 2000 K și la această temperatură 95% din radiația stelei se află în domeniul infraroșu . Chiar și o mică modificare a temperaturii duce nu numai la o modificare a luminozității, ci și la o schimbare semnificativă a fracției de radiație vizibilă [19] [29] .

Pentru variabilele neregulate lente, pulsațiile sunt de natură neregulată, iar cauzele lor sunt puțin înțelese: straturile exterioare ale unor astfel de stele sunt convective , iar teoria convecției în stele este slab dezvoltată. Stelele ale căror modificări de luminozitate sunt în general neregulate, dar se observă o oarecare periodicitate în ele, sunt clasificate ca variabile semi-regulate [19] . Adesea, stelele se încadrează în categoria variabilelor lente neregulate datorită faptului că nu sunt suficient studiate și ulterior sunt reclasificate în obiecte semiregulate sau de alt tip [1] .

Parametrii de măsurare

Ca urmare a evoluției unei stele , parametrii ei fizici se modifică, inclusiv densitatea și perioada fundamentală de oscilații asociate acesteia. Deși schimbările evolutive sunt foarte lente, modificarea mică corespunzătoare în perioada poate fi urmărită prin observarea stelei pentru o lungă perioadă de timp. Pentru a face acest lucru, se folosește diagrama O−C , care arată diferența dintre timpii observați și calculati când se atinge maximul de luminozitate. Pentru un număr mare de pulsații, chiar și o mică schimbare într-o perioadă va deveni vizibilă, iar dacă perioada se schimbă uniform în timp, punctele de pe diagramă vor forma o parabolă . Astfel, această diagramă poate fi folosită pentru a urmări schimbările ca urmare a evoluției stelelor, cu toate acestea, schimbarea aparentă a perioadei poate fi cauzată și de alte circumstanțe, de exemplu, mișcarea unei stele pe orbită într-un sistem binar [ 11] [30] .

În timpul pulsațiilor stelelor, se pot observa modificări nu numai ale luminozității, ci și ale temperaturii și ale ratei de expansiune și contracție. Temperatura poate fi măsurată din spectrul sau indicele de culoare , iar viteza de suprafață poate fi măsurată din deplasarea liniilor spectrale asociate cu efectul Doppler . Din aceste valori, determinați raza stelei folosind metoda Baade-Wesselink . Metoda în sine, într-o formă simplificată, se bazează pe faptul că, la o anumită temperatură a unei stele, luminozitatea acesteia este proporțională cu pătratul razei sale, iar modificarea absolută a razei unei stele într-un anumit timp poate fi găsit din viteza radială a suprafeței sale. Comparând de câte ori s-a schimbat luminozitatea unei stele între două momente în care aceasta a avut o anumită valoare a temperaturii, se poate găsi valoarea razei sale și, prin urmare, luminozitatea [11] [31] .

Istoria studiului

Prima stea variabilă pulsantă care a fost descoperită a fost Mira , înainte de care erau cunoscute doar noi și supernove. 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 [32] [33] [34] .

Ideea că pulsațiile stelelor pot duce la o schimbare a luminozității lor a fost prezentată pentru prima dată de August Ritter în 1873, iar în 1899 Karl Schwarzschild a sugerat că pulsațiile modifică și temperatura stelelor. În jurul anului 1915, Harlow Shapley a stabilit că unele stele chiar pulsează. În 1918-1926, Arthur Eddington elabora o teorie care ar putea explica pulsațiile și a propus mecanismul kappa ca unul dintre mecanismele posibile . O versiune specifică a mecanismului kappa, care explica, în special, pulsațiile Cefeidelor, a fost descoperită de Serghei Zhevakin în anii 1950 [35] [4] .

Note

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Tipuri de variabilitate GCVS și statistici de distribuție a stelelor variabile desemnate în funcție de tipurile lor de variabilitate . GAISH MSU . Preluat la 1 ianuarie 2022. Arhivat din original pe 18 februarie 2022.
  2. ↑ 1 2 3 4 Karttunen și colab., 2016 , pp. 301-302.
  3. ↑ 12 Bun , 2012 , p. 57.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Samus N. N. Stele pulsate. 2.1. Informații generale . Moștenire astronomică . Consultat la 12 decembrie 2021. Arhivat din original la 19 ianuarie 2012.
  5. ↑ 12 Percy , 2007 , pp. 136-138.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Zhevakin S. A. , Pamyatnykh A. A. Pulsațiile stelelor . Fizica Spațială . Astronet . Preluat la 28 decembrie 2021. Arhivat din original la 10 decembrie 2021.
  7. ↑ Bun, 2012 , pp. 57-61.
  8. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , pp. 141-144.
  9. ↑ Karttunen și colab., 2016 , pp. 301-303.
  10. ↑ 1 2 Karttunen și colab., 2016 , p. 302.
  11. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Stele pulsate. 2.2. Cefeidele clasice. Tipuri OKPP: DCEP, DCEPS, CEP(B). . Moștenire astronomică . Preluat la 14 decembrie 2021. Arhivat din original la 28 ianuarie 2012.
  12. ↑ 12 Lumânare standard . Astronomie . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 14 decembrie 2021. Arhivat din original la 10 noiembrie 2021.
  13. ↑ Percy, 2007 , pp. 147, 161.
  14. ↑ Percy, 2007 , p. 147.
  15. ↑ Darling D. Cepheid variabilă . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 1 ianuarie 2022. Arhivat din original la 20 decembrie 2019.
  16. ↑ Wallerstein G. Cefeidele populației II și stelele înrudite  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific  . - LA : Astronomical Society of the Pacific , 2002. - iulie ( vol. 114 , iss. 797 ). — P. 689–699 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1086/341698 . Arhivat din original la 1 ianuarie 2022.
  17. ↑ Darling D. RV Tauri star . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 1 ianuarie 2022. Arhivat din original la 09 mai 2012.
  18. ↑ Percy, 2007 , p. 178.
  19. ↑ 1 2 3 Karttunen și colab., 2016 , p. 303.
  20. ↑ Samus N. N. Stele pulsate. 2.5. Variabile de tip RR Lyrae. Tipuri OKPZ: RRAB, RRC, RR(B). . Moștenire astronomică . Preluat la 1 ianuarie 2022. Arhivat din original la 3 februarie 2021.
  21. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , pp. 182-189.
  22. ↑ 12 Bun , 2012 , pp. 74-76, 91-93.
  23. ↑ Darling D. Delta Scuti star . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 3 ianuarie 2022. Arhivat din original la 14 iulie 2021.
  24. ↑ Percy, 2007 , pp. 190-192.
  25. ↑ Percy, 2007 , pp. 192-195.
  26. ↑ Percy, 2007 , pp. 195-203.
  27. ↑ Bun, 2012 , pp. 68-69.
  28. ↑ Percy, 2007 , pp. 203-223.
  29. ↑ Bun, 2012 , pp. 79-80.
  30. ↑ Samus N. N. Informații generale despre stelele variabile. 1.4. Reprezentarea informațiilor fotometrice despre stelele variabile. Tabele și Grafice . Moștenire astronomică . Preluat la 4 ianuarie 2022. Arhivat din original pe 19 februarie 2020.
  31. ↑ Percy, 2007 , pp. 34, 138.
  32. ↑ Samus N. N. Stele variabile . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 4 ianuarie 2022. Arhivat din original la 9 mai 2021.
  33. ↑ Samus N. N. Informații generale despre stelele variabile. 1.2. Scurtă schiță istorică. Istoria cataloagelor de stele variabile . Moștenire astronomică . Data accesului: 4 ianuarie 2022. Arhivat din original pe 6 iunie 2011.
  34. ↑ Surdin, 2015 , p. 162-165.
  35. ↑ Percy, 2007 , pp. 7-8.

Literatură

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
 stele variabile
Eruptiv
Pulsând
rotind
Cataclismic
eclipsarea binarelor
Liste
Categorie: Stele variabile