Vrste, tipovi i opšta klasifikacija promenljivih zvezda. promenljive zvezde

Promjenjive zvijezde su zvijezde koje mijenjaju svoj sjaj pred očima ljudi i njihovih generacija. Evolucijske promjene sjaja velike većine zvijezda, po pravilu, suviše su beznačajne i dešavaju se presporo da bi se primijetile tokom bilo koje četiri do tri hiljade godina istorijskog razvoja čovječanstva. drevni Kinezi, zvijezda đavola (Algol) starih Arapa, Zadivljujuća ( Mira) u sazviježđu Cetus, koja je pogodila maštu astronoma na kraju renesanse, supernove Tychoa Brahea i Keplera, raznolikošću njihovo ponašanje, svedoči o raznovrsnosti uzroka koji izazivaju promene u njihovom sjaju Sjaj je čitav niz fizičkih karakteristika i razloga za promenu sjaja određene zvezde.

Vremenom, problemi vezani za klasifikaciju promenljivih zvezda postaju sve teži. Odnos između različitih tipova varijabilnosti svjetline postepeno postaje jasan. Često postoji potreba da se isti objekt odnosi na nekoliko tipova varijabilnosti odjednom, budući da ih određuju različiti fizički faktori.

Povećanje tačnosti opažanja i poboljšanje metoda njihove analize doveli su do otkrića mnogih mikrovarijabilnih zvijezda i razjašnjenja obrazaca promjena njihovih fotometrijskih i spektralnih karakteristika. Trenutno je jasno da ne postoji donja granica amplitude promjena u svjetlini varijabli koje se snimaju; sve se radi o pouzdanosti evidentiranja takvih promjena u njihovoj pouzdanosti.

Varijabilnost u dalekom ultraljubičastom i rendgenskom zračenju, u dalekom infracrvenom i radiju karakteristično svojstvo promenljive zvezde različite vrste. Samo poteškoće u identifikaciji objekata posmatranih u ovim oblastima spektra sa optičkim objektima i dalje nameću ograničenja za njihovo uključivanje u kataloge promenljivih zvezda.

U vezi sa pripremom za novo (četvrto) izdanje Općeg kataloga promjenljivih zvijezda, suočeni smo s potrebom da značajno preciziramo klasifikaciju varijabli usvojenu u trećem izdanju kataloga (Kukarkin et al. 1969) i tri dodaci tome. Tako, na primjer, detekcija hromosferske aktivnosti određenog broja zvijezda zahtijeva da se ovaj fenomen odrazi u klasifikaciji. Manifestacije optičke varijabilnosti izvora rendgenskih zraka su osobene. Treba poboljšati klasifikaciju pomračenih binarnih sistema itd.

U nastavku ćemo opisati koji nam se čini najracionalnijim sistem za klasifikaciju promjenjivih zvijezda, zasnovan na razvoju općeprihvaćenih principa za klasifikaciju ovih objekata i na analizi prijedloga brojnih stručnjaka.

Na osnovu glavnih razloga koji određuju varijabilnost sjaja pojedinih objekata posmatranih sa Zemlje, uobičajeno je da se varijable podele u sledeće klase: eruptivne, pulsirajuće i pomračujuće binarne. Trenutno je potrebno uvesti još jednu klasu - rotirajuće varijable (Efremov, 1975; Percy, 1978). To implicira da površina takvih zvijezda može biti prekrivena mrljama-područjima sa smanjenim ili povećanim sjajem površine, a ako se os rotacije zvijezde ne poklapa sa smjerom prema posmatraču, prosječni površinski sjaj njene hemisfere okrenute prema zemlja , može se promijeniti zbog rotacije zvijezde,

Takođe se čini svrsishodnim izdvojiti eksplozivne varijable, supernove i nove zvijezde iz klase eruptivnih varijabli u posebnu klasu.

Svaka od ovih klasa kombinira objekte potpuno različite prirode, koji pripadaju različitim vrstama varijabilnosti svjetline. Istovremeno, isti objekti mogu istovremeno biti i pulsirajući i eruptivni i mogu biti dio pomračenih binarnih sistema, tj. promijenite sjaj iz gotovo svih mogućih razloga ili bilo koje kombinacije ovih potonjih.

2.

Da bi razumeli razne vrste promjenjive zvijezde, preporučljivo je razmotriti njihov položaj na M V dijagramu, B-V i posebno u zavisnosti od starosti (t) samih varijabli (vidi sliku 1). Isprekidana linija svuda na Sl. 1 pokazuje poziciju početne glavne sekvence. Površine koje zauzimaju varijable različitih tipova zaokružene su punim linijama. Prikazani su šematski. Njihove granice ne treba shvatati previše ozbiljno. Mogu se preklapati i zauzimati mnogo veće površine. Takođe, ne treba previše striktno uzimati starosne karakteristike varijabli označenih na Sl. 1a, 1b i 1c.

Rice. 1.

Na sl. 1a prikazuje položaje najmlađih varijabilnih zvijezda (0<t<10 7 лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные U, inb, InT, tip varijable S Dor I F.U. Ori, trepereće varijable tipa UV Kina povezane s maglinama) i pulsirajuće varijable (nepravilni Lc i semiregularni SRc supergiganti kasnih spektralnih tipova). Svi ovi objekti se promatraju u najmlađim i nastajajućim zvjezdanim jatom, u OB i T asocijacijama. Neke vrste ( F.U. Ori, S Dor) karakteriziraju, po svemu sudeći, kratkoročne faze u razvoju Orion varijabli. Pogledajmo ove vrste detaljnije. Skraćenice tipova date u nastavku ne bi trebalo nepromišljeno mijenjati, kako bi se izbjegla zabuna u budućnosti, zbog velikog broja tipova koji se već razlikuju.

S Dor- eruptivne zvijezde velike svjetlosti spektralnih tipova Bpeq-Fpeq, koje pokazuju nepravilne (ponekad ciklične) promjene sjaja u rasponu od 1 do 3 m. One su među najsjajnijim plavim zvezdama u galaksiji u kojoj se posmatraju. Varijable ovog tipa uključuju P Cyg i Car.

U su Orion varijable. Nepravilne eruptivne varijable povezane sa difuznim maglinama i locirane na MV, B-V dijagramu u regionu glavne sekvence iu subgigantskom regionu. Na sl. 1a prikazuje površinu koju oni zauzimaju pri minimalnom svjetlu. Kao rezultat dalje evolucije, ove zvijezde se pretvaraju u zvijezde glavnog niza konstantnog sjaja. Granice varijacije svjetline mogu doseći nekoliko vrijednosti. Podijeljeni su na podvrste:

U- Orionske varijable spektralnih klasa B-A (T Ori).

inb- Orionske varijable spektralnih tipova F-M ili Fe-Me (AN Ori).

InT- Orion varijable tipa T Bik. Spektralne klase Fe-Me. Specifičan znak tipa su fluorescentne emisione linije Fe I 4046, 4132 (anomalno intenzivne kod ovih zvijezda), emisione linije i apsorpciona linija Li I 6707. Ako veza sa maglinom nije uočljiva, slovo n može biti izostavljen u simbolu tipa.

U spektrima nekih Orionovih varijabli (YY Ori) postoji "inverzni P Cyg efekat" - prisustvo tamnih komponenti na dugovalnoj strani emisionih linija - što ukazuje na pad materije na površinu ovih zvijezda. U ovom slučaju, tipski znak može biti praćen znakom YY.

UVn- varijable eruptivne baklje povezane s difuznim maglinama, slične varijablama tipa UV Ceti (vidi dolje). Ovo je vrsta varijabli podtipa Oriona inb, čije nepravilne varijacije svjetline su superponirane bakljama.

FU- eruptivne novolike varijable tipa FU Ori spektralnih tipova Ae-Fpe povezane sa difuznim maglinama; pokazuju postepeno povećanje svjetline za 6 m u trajanju od nekoliko mjeseci, nakon čega dolazi do gotovo potpune konstantnosti svjetline na maksimumu, koja traje decenijama, i postepenog razvoja emisija u spektru. Područje koje zauzimaju ove varijable na sl. 1a odgovara njihovoj maksimalnoj svjetlini.

Lc- nepravilni sporo pulsirajući varijabilni supergiganti spektralnog tipa M (TZ Cas) amplitude oko 1 m.

SRc- polupravilni pulsirajući varijabilni supergiganti spektralne klase M (Ser). Amplitude su reda veličine 1 m, periodi promjene svjetline su od 30 do nekoliko hiljada dana.

U vezi sa sl. 1a, treba razmotriti još dvije kategorije objekata, a to su supernove i pulsari.

Supernove (SN) - zvijezde koje brzo povećavaju svoj sjaj za 20 ili više magnituda kao rezultat eksplozije, a zatim polako slabe. Spektar baklje karakteriše prisustvo veoma širokih emisionih opsega. Kao rezultat eksplozije, struktura zvijezde se potpuno mijenja. Ono što ostaje na mjestu supernove je emisiona maglina koja se širi i (koja nije uvijek vidljiva) brzo rotirajuća neutronska zvijezda sa jakim magnetnim poljem koje emituje u radio, optičkom i rendgenskom opsegu talasnih dužina - pulsar (PSR), čija se svjetlost mijenja period (od nekoliko stotinki sekunde do nekoliko sekundi) jednak je periodu njegove rotacije.

3.

Na sl. 1b prikazuje položaje promjenljivih zvijezda čija se starost kreće od 10 7 do 10 9 godina.

U procesu evolucijskog odstupanja od početnog glavnog niza, zvijezde spektralnog tipa B - F počinju pokazivati ​​varijabilnost svjetline. U osnovi, ovi fenomeni su uzrokovani radijalnim i neradijalnim pulsiranjem slojeva zvijezde blizu površine, rotacijom zvijezda sa mrljama, kao i formiranjem i nestajanjem emisionih ekvatorijalnih prstenova ili diskova kod B zvijezda koje se brzo rotiraju. Tokom radijalnih pulsacija, oblik zvijezde ostaje sferičan, a površina zvijezde se povremeno širi i skuplja. U slučaju neradijalnih pulsacija, oblik zvijezda. dy periodično odstupa od sfernog, pa čak i susjedni dijelovi njegove površine mogu biti u suprotnim fazama oscilacija.

Trenutno se mogu razlikovati sljedeće vrste varijabilnosti zvijezda ovih spektralnih klasa.

Cyg su neradijalno pulsirajući supergiganti spektralnih tipova Beq-Aeq Ia, čije promjene svjetline s amplitudom reda 0.m 1 često izgledaju pogrešno, jer su uzrokovane superpozicijom mnogih oscilacija sa bliskim periodima. Postoje ciklusi iz ne. koliko dana do nekoliko desetina dana. Moguće je da su ove varijable sljedeća faza u razvoju zvijezda S Dora.

Ser - pulsirajuće varijable spektralnih klasa O8-B6 I-V sa periodima promjene svjetline i radijalnih brzina sadržanih unutar 0.d 1-0. d 6, a granice sjaja se menjaju od 0. m 01 do 0. m 3. Maksimalni sjaj odgovara minimalnom poluprečniku zvezde. Općenito, radijalne pulsacije su uočene u ovim zvijezdama, ali sada mnogi istraživači smatraju da je moguće među njima razlikovati varijable poput 53 Per (V469 Per), koje karakteriziraju neradijalne pulsacije (vidi, na primjer, Unno et al. 1979. ).

Varijablama tipa Cer pridružuje se grupa varijabli koju razlikuje Jakata (1979), a koja se može nazvati varijablama tipa Cen. To su zvijezde spektralnih klasa B2-B3 IV-V, čiji su periodi i amplitude varijacije sjaja za red veličine manji od onih uočenih za zvijezde Ser, tj. priloženo unutar 0. d 02-0. d 04 i 0. m 15-0. m 025 respektivno.

Sljedeći dobro poznati tip pulsirajućih varijabli glavne sekvence je tip Sct. Obično uključuje zvijezde spektralnih tipova A2-F5 III - V sa amplitudama varijacije svjetline od 0.m003 (uglavnom 0.m02) do 0.d8 i periodima od 0.d02 do 0.d4. Oblik svjetlosnih krivulja uvelike varira. Uočene su i radijalne i neradijalne pulsacije; mogu se javiti i kratkotrajni prestanak promjena svjetline. Kriva brzine vida je gotovo zrcalna slika krive svjetlosti, pri čemu se maksimalna brzina približavanja posmatraču praktično poklapa sa maksimalnim sjajem zvijezde.

Početkom 1950-ih, Struve (1955) je postavio hipotezu o postojanju hipotetičke sekvence Maja koja je popunila jaz između pulsirajućih varijabli tipa Ser i Sct. Struve je sproveo ovu sekvencu između dvije zvijezde - pripadnika skupa Plejada Maya (B7III) i UMi (A3II-III). Do sada su se različiti istraživači (vidi, na primjer, Beardsley i Zizka, 1977; Breger, 1979) nastavljaju vraćati raspravi o ovom pitanju.

Promjenljivost Majinog sjaja još nije dokazana. Čini nam se da sekvenca Maja uopšte ne postoji. Prema Bregeru (1979), u moru zvijezda s neradijalnim pulsacijama male amplitude, zvijezde tipa Ser i Sct formiraju dva otoka varijabli s velikom amplitudom podržanom dodatnom pobudom radijalnih pulsacija.

U tom smislu, primjereno je zadržati se na pitanju varijabilnosti svjetline Lyr (AOV), koja se donedavno koristila kao jedan od glavnih fotometrijskih i spektrofotometrijskih standarda. Promjenjivost sjaja ove zvijezde, koju su otkrili Gutnik i Prager (1915) i potvrdili Faz (1935), sjetila se tek nedavno nakon što se pojavio rad Višnevskog i Johnsona (1979). Zvijezda nije uključena u kataloge varijabilnih zvijezda jer su mnogi posmatrači utvrdili da je konstantna. Međutim, čak je i Gutnik (1930), upoređujući fotoelektrična zapažanja Lyra 1915. sa zapažanjima njegove radijalne brzine 1929. godine, pokazao da su otkrivene promjene svjetline sinhrone s varijacijama radijalne brzine koje se javljaju u periodu blizu 0. d 07 , pri čemu se maksimumi sjaj zvijezde poklapa sa minimumima njene radijalne brzine. Faz (1935) i Neubauer (1935) izvršili su simultana (do jedne minute) opservacije svjetline i radijalne brzine Lyr, potvrđujući Gutnickove zaključke (vidi sliku 2). Johnson (1980) je upravo izvijestio o promjenjivosti sjaja Lyr-a na osnovu svojih fotoelektričnih opservacija, koje je vršio od 1950. godine već 30 godina.

Rice. 2.

Fazni odnosi sjaja i radijalne brzine Lyr tokom njihovih promena su isti kao i za zvezde tipa Sct, amplituda i period takođe spadaju u odgovarajuće granice. Na dijagramu sa 1, b-y, koji smo reprodukovali na slici 3 iz Kubiakovog rada (1979), Lyr se nalazi izvan glavne oblasti koju zauzimaju varijable tipa Cep i Sct (tačke). Međutim, Ser se nalazi nedaleko od njega - varijabla ovog tipa. Dakle, može se misliti da se Lyr (A0V), kao i UMi (A3II-III) i CrB (A0IV) mogu pripisati varijablama tipa Sct, uzimajući interval A0-F5III-V kao interval spektralnih klasa svojstvenih u potonjem.

Očigledno je da je stabilnost pulsiranja narušena za zvijezde koje se nalaze na rubu pojasa nestabilnosti koji zauzimaju varijable tipa Sct. Kod nekih zvijezda se mogu pojaviti i nestati. Promjenjivost svjetline javlja se sporadično, a ponekad i potpuno prestaje.

Nakon pulsiranja, razlog za promjenu sjaja zvijezda koje se nalaze u području glavnog niza je rotacija zvijezda s nehomogenim površinskim sjajem. Ova nehomogenost može biti uzrokovana ili prisustvom mrlja ili, općenito, temperaturnom i kemijskom nehomogenošću zvjezdane atmosfere pod djelovanjem magnetskog polja čija se osa ne poklapa sa osom rotacije zvijezde.

Rotacija u odnosu na zemaljskog posmatrača određuje varijabilnost CVn zvijezda - osebujnih zvijezda glavnog niza spektralnih klasa B8p-A7p sa jakim naizmjeničnim magnetnim poljima. U njihovim spektrima, linije silicijuma, mangana, stroncijuma, hroma i retkozemnih elemenata su anomalno pojačane, menjajući svoj intenzitet sa periodom jednakim periodu promene magnetnog polja i sjaja (0.d 5-160 d) . Amplitude varijacije svjetline su obično unutar 0. m 01-0. m1.

Zvijezde spektralnih klasa B0p-B7p sa promjenjivim intenzitetom linija He I, Si III i nekih metalnih linija (SX Ari, Ori E = V1030 Ori) ponekad se nazivaju helijumske varijable. Nazvat ćemo ih varijable tipa SX Ari. Ove zvezde, koje takođe imaju promenljiva magnetna polja, su visokotemperaturni analogi varijabli tipa CVn. Mogu se kombinovati u jedan tip sa varijablama tipa (CVn), jer je razlog varijabilnosti sjaja i spektra (rotacije zvezde) isti za promenljive zvezde oba tipa.

Rice. 3.

Neke varijable tipa CVa (na primjer, UU Com, spektralni tip A3pV) također imaju kratkoperiodične pulsacije s periodima 0. d 02-0. d 1 i amplituda reda 0. m 01, što ukazuje da ove zvijezde mogu istovremeno biti varijable tipa Sct.

Rotirajuće varijable uključuju i varijable tipa BY Dra - emisione zvijezde - dKe-dMe patuljci, koje pokazuju kvaziperiodične varijacije sjaja s periodima od djelića dana do 120 i amplitudama od nekoliko stotinki do 0. m 5. Promjenjivost sjaja u ovaj slučaj je uzrokovan, naizgled, aksijalnom rotacijom zvijezda s promjenjivim tokom vremena, stepenom nehomogenosti površinskog sjaja (mrlja) i hromosferske aktivnosti. Neki od njih također pokazuju ispade slične onima zvijezda tipa UV Ceti (vidi dolje), a u ovom slučaju se mogu pripisati i potonjem tipu, a istovremeno se smatraju eruptivnim.

Varijable tipa UV Cet su eruptivne zvijezde spektralnog tipa dKe-dMe, koje ponekad doživljavaju ispade amplitude od nekoliko desetina do 6 m. Maksimalni sjaj se postiže za nekoliko sekundi ili desetina sekundi nakon početka izbijanja, a zvijezda se vraća u normalni sjaj za nekoliko minuta ili desetina minuta.

Slika 1b prikazuje minimalno područje koje zauzimaju ove varijable. Gornja lijeva granica regije odgovara varijablama uočenim u klasteru Plejade (t=5.107 godina). Vremenom se ova granica pomera udesno, ka kasnijim spektralnim tipovima; u jatu Hijade (t=5 . 10 8 godina) prolazi već u području M V =+10 m , B-V=+1. m 6.

Očigledno, nije slučajno što se naše Sunce (krug sa tačkom na sl. 1b, c) nalazi u najtišoj oblasti dijagrama (M V , V-V) - pored njega u regionu glavnog niza nema nijedne fizičke promenljive zvijezde, inače smo osjećali da se ne bismo osjećali ugodno.

Proces izlaska iz glavnog niza kod brzorotirajućih B zvijezda praćen je otjecanjem materije u njihovoj ekvatorijalnoj zoni i formiranjem ekvatorijalnih prstenova ili diskova, što dovodi do njihove transformacije u emisione nepravilne varijable tipa Cas spektralnog tipa. BeIII-V, koji pripada klasi eruptivnih. Amplitude promjena njihove svjetline mogu doseći 1, m 5.

Napuštanje glavne sekvence. B-zvijezde prolaze kroz područje nestabilnosti Cefeida, pretvarajući se u radijalno pulsirajuće varijable Ser tipa. Ovo su cefeidi ravne komponente Galaksije, koji se povinuju dobro poznatoj zavisnosti period-luminoznost. Njihovi spektralni tipovi pri maksimalnom sjaju su F5-F8, na minimalnom G-K, i

što kasnije, to su duži periodi promjene svjetline, koji se kreću od 1 d do 135 d . Amplitude varijacije sjaja su od (0, m 1 do 2 m. Kao i kod zvijezda tipa Sct, maksimalni sjaj se poklapa sa maksimalnom brzinom približavanja površinskih slojeva zvijezde posmatraču.

Ove zvijezde se mogu povezati sa polupravilnim varijabilnim divovima i superdžinovima spektralnih klasa F-K, ponekad emisionim, koji se obično označavaju simbolom SRd (SX Her, SV UMa). Amplitude promjena njihove svjetlosti su u rasponu od 0. m 01 do 4 m, periodi su od 30 d do 1100 d.

U procesu dalje evolucije, varijable velike luminoznosti padaju u područje crvenih supergiganata, pretvarajući se u već opisane varijable tipa Lc i SRc, a varijable manjeg osvjetljenja (ali svjetlije M V = +1 m) prelaze u nepravilne (Lb) i poluregularne (SRab) varijable kasnog tipa spektralne klase sa amplitudama reda 1 m .

Lb- sporo promjenjive nepravilne varijable spektralnih tipova K, M, C, S, po pravilu, divovi (SO Cyg).

SRa- polupravilni divovi kasnih spektralnih tipova (M, C, S) sa dobro definisanom periodičnošću i, po pravilu, malim (manjim od 2. m 5) amplitudama promene sjaja. Razdoblja su u rasponu od 35 do 1200 d. Amplitude i oblici svjetlosnih krivulja se obično mijenjaju.

SRb- polupravilni divovi kasnih spektralnih tipova (M, C, SV sa slabo izraženom periodičnošću (prosječni ciklus je od 20 d do 2300 d) ili sa promjenom periodičnih promjena sporim nepravilnim oscilacijama ili čak intervalima konstantnosti sjaja.

4.

Na sl. 1c prikazuje položaje varijabilnih zvijezda koje su starije od 109 godina. Pune krive prikazuju glavne sekvence starih otvorenih klastera (NGC 188) sa normalnim obiljem teških elemenata i globularnih (M15) sa smanjenim obiljem teških elemenata.

U ovoj fazi evolucije, sve zvezde koje se nalaze na M V, B-V dijagramu u oblasti sa M V svetlijim od +3 m su objekti male mase sa masom manjom od 1,3 solarne mase. Osobitosti varijabilnosti svjetline mnogih od njih povezane su s širenjem vanjskih slojeva i izbacivanjem školjki, tj. sa gubitkom težine. U ovom slučaju, na krajevima crvenih džinovskih grana starih otvorenih i kuglastih jata pojavljuju se varijable tipa SRab, Lb i Mira Ceti (M), koje su karakteristične i za staru komponentu diska i za sfernu komponentu. galaksije.

M- Varijable tipa Mira Ceti, radijalno pulsirajuće dugoperiodične varijable sa karakterističnim spektrom emisije kasnih klasa (Me, Ce, Se), sa amplitudama varijacije sjaja preko 2. m 5 (do 5-6 m), sa bunarom -definisana periodičnost i zaključeni periodi u rasponu od 80 do 1000 d. Na sl. 1c prikazuje područje koje zauzimaju varijable tipa Mira Ceti spektralnog tipa Me pri njihovom maksimalnom sjaju.

U starim otvorenim jatima male mase, varijable ovog tipa se praktično ne primjećuju, očito zbog kratkog trajanja stadijuma takve varijabilnosti i zato što ova jata imaju vremena da se raspadnu prije nego što njihovi članovi počnu da postaju zvijezde poput Mire Ceti. Stoga se varijable poput Mira Ceti uglavnom nalaze samo u galaktičkom polju iu masivnim starim globularnim jatama.

Zvijezde u vrlo starim globularnim jatama koje padaju u Schwarzschildov jaz na horizontalnoj grani nakon bljeska helijuma postaju RR Lyrae varijable.

RR - RR Lyrae varijable, radijalno pulsirajući divovi spektralnih klasa A-F sa periodima u rasponu od 0.d 2 do 1.d 2, i amplitudama varijacije sjaja ne većim od 2 m. Prema obliku krivulje svjetlosti i dužini perioda, obično se dijele na podtipove RRab i RRc.

RRab- Varijable sa oštro asimetričnom krivom svjetla (strma uzlazna grana) i periodima od 0.d4 do 1.d2 (RR Lyr).

RRc su varijable sa skoro simetričnim, često sinusoidnim, svjetlosnim krivuljama i srednjim periodom od oko 0. d 3 (TVBoo).

U toku dalje evolucije zvijezda horizontalnih grana prema i duž asimptotske grane nastaju radijalno pulsirajuće varijable tipa BL Her, W Vir i RV Tau.

BLH- varijable tipa BL Her, pulsirajuće varijable sferne komponente ili stare komponente diska sa periodima od 1 do 8 . Karakterizira ga prisustvo grba na silaznoj grani krivulje svjetla.

CW- varijable tipa W Vir, pulsirajuće varijable sferne komponente ili stare disk komponente sa periodima od 12 do 35 d . Karakteriše ih zavisnost period-luminoznost koja se razlikuje od slične zavisnosti za varijable tipa Ser. Svjetlosne krive se također razlikuju od svjetlosnih krivulja varijabli tipa Ser odgovarajućih perioda po prisustvu grba na silaznoj grani.

Po tradiciji, varijable tipa Ser, W Vir i BL Her često se nazivaju Cefeidi (a RR Lyrae varijable se nazivaju kratkoperiodični Cefeidi), jer je često nemoguće razlikovati varijable ovih tipova jednu od druge po obliku krivulja svjetlosti, iako se u principu radi o potpuno različitim objektima koji se nalaze u različitim fazama evolucije.

R.V.- varijable poput RV Tai, supergiganti spektralnih tipova F-G pri maksimalnom sjaju; svjetlosne krivulje karakterizira prisustvo dvostrukih valova s ​​naizmjeničnim primarnim i sekundarnim minimumima, čija se dubina može mijenjati tako da se primarni minimumi mogu pretvoriti u sekundarne minimume i obrnuto; ukupna amplituda promjene svjetline može doseći 3-4 m; periodi između dva susedna glavna minimuma, koji se nazivaju formalni, su u rasponu od 30 do 150 d. Podijeljeni su na podtipove RVa i RVb.

RVa- Varijable tipa RV Tai, čija se prosječna vrijednost ne mijenja (AC Her).

RVb- Varijable tipa RV Tau, kod kojih postoji periodična promjena prosječne vrijednosti sa periodom od 600 d do 1500 d (DF Cyg).

U istoj oblasti dijagrama M V , B-V na sl. 1c su varijable tipa R CrB - zvijezde siromašne vodonikom, gole ugljične i helijumske zvijezde visokog sjaja spektralnih tipova Bpe-R, koje su istovremeno eruptivne i pulsirajuće. Odlikuje ih sporo neperiodično slabljenje sjaja sa amplitudom od 1 do 9 m, koje traje od nekoliko desetina do stotina dana. Ove promjene su superponirane cikličkim pulsacijama s amplitudom od nekoliko desetina magnitude i periodima od 30 do 100 d (Fist 1975; Zhilyaev et al. 1978).

Varijable tipa R CrB susedne su (moguće povezane s njima

evolucijske) varijable tipa PV Tel su helijumski supergiganti spektralnih klasa Bp, karakterizirani slabim vodoničnim linijama, pojačanim linijama helijuma i ugljika, koje pulsiraju s periodima od 0.d 1 do 1 ili mijenjaju svjetlinu u vremenskim intervalima reda veličine godišnje. Amplituda njihove promjene reda svjetline je 0. m 1.

Zvijezde koje se mogu nazvati eruptivnim varijablama tipa WR odlikuju se istim visokim sjajem i čak višom temperaturom površine. To su ili pojedinačne zvijezde tipa Wol. fa-Rayet (ako postoje) ili, u svakom slučaju, binarne koje ne pomračuju, koje uključuju komponente tipa Wolf-Rayet, koje karakteriziraju nepravilne varijacije svjetline reda veličine 0, m 1, očigledno uzrokovane fizičkim uzrocima, u posebno, nestacionarnost odliva materije sa površine ovih zvezda.

Ovdje se nalaze i jezgre planetarnih maglina (PN) koje pokazuju (poput V605 Aql) ogromne monotone varijacije svjetline do 10 m, koje još ne razlikujemo kao posebnu vrstu varijabilnosti, radije ih pripisujemo jedinstvenim objektima.

Na sl. 1c prikazuje još dva tipa pulsirajućih varijabli: SX Phe i ZZ Cet.

Varijable tipa SX Phe su pulsirajući podpatuljci sferne komponente ili stare komponente diska spektralnih tipova A2-F5 slični Sct varijablama; ovi objekti istovremeno opažaju nekoliko perioda oscilacija od 0,d04 do 0,d06 (neradijalne pulsacije) sa promjenjivom amplitudom promjena svjetline, koja može doseći 0,m7.

ZZ- Varijable tipa ZZ Cet, pulsirajući bijeli patuljci koji mijenjaju svjetlinu sa periodima od 30 sekundi do 25 minuta i amplitudama od 0. m 001 do 0. d 2. Ponekad se zapažaju baklje na 0 m, što se, međutim, može objasniti prisustvo bliske komponente UV tipa Cet. Pulsacije su neradijalne; zvijezda obično ima nekoliko bliskih perioda.

5.

Do sada smo razmatrali uglavnom pojedinačne promenljive zvezde koje normalno evoluiraju kao rezultat delovanja sopstvenih izvora energije i promena unutrašnje strukture i hemijskog sastava, iako, nesumnjivo, neke od njih mogu biti komponente binarnih sistema.

Okrenimo se sada razmatranju tipova varijabilnosti povezanih sa bliskim binarnim sistemima, tj. sistema čije komponente imaju najjači međusobni uticaj na međusobnu evoluciju. U ovom slučaju, prije svega, potrebno je zadržati se na klasifikaciji pomračenih binarnih sistema.

Općeprihvaćena klasifikacija pomračenih binarnih sistema prema obliku njihovih svjetlosnih krivulja je dobro poznata. Prema ovoj klasifikaciji, binarne pomračenja sa sfernim ili blago elipsoidnim komponentama, koje imaju svjetlosne krivulje koje omogućavaju fiksiranje trenutaka početka i kraja pomračenja, pripadaju varijablama tipa Algol (EA). Pomračenje binarni sa elipsoidnim komponentama i svjetlosnim krivuljama koje ne dozvoljavaju fiksiranje trenutaka početka i kraja pomračenja zbog kontinuirane promjene ukupne svjetline sistema između pomračenja klasificiraju se kao Lyr ili W UMa. U ovom slučaju, varijable tipa Lyr (EB) obično se nazivaju varijable s periodima većim od 1 d i dobro definiranim sekundarnim minimumom, čija je dubina mnogo manja od dubine glavnog minimuma. Varijable s periodima manjim od 1 d i vrlo malom razlikom ili jednakošću u dubinama primarnog i sekundarnog minimuma svjetline obično se nazivaju varijable tipa W UMa (EW).

Nažalost, ova klasifikacija ne omogućava pouzdanu procjenu fizičkih i starosnih karakteristika komponenti ovih sistema. U međuvremenu su već razvijeni klasifikacioni sistemi za bliske binarne sisteme koji omogućavaju rešavanje ovih problema.

Normalna evolucija jedne zvijezde glavnog niza znači da, kako raste u veličini, ona prelazi iz glavnog niza u područje divova ili supergiganata. Ako se pokaže da je zvijezda komponenta bliskog binarnog sistema, onda je normalan tok njene evolucije poremećen.

Gravitaciono polje rotirajuće bliske binarne određuje položaj takozvane unutrašnje kritične ekvipotencijalne Rocheove površine, čiji je presjek ravninom koja prolazi kroz centre mase obje komponente (A, B) i okomita na njihovu orbitalnu ravninu prikazano na sl. 4. Oblik preseka i položaj tačke L 1, koja se naziva prva Lagranževa tačka libracije, zavise od odnosa masa komponenti; L 1 se nalazi bliže manje masivnoj komponenti B. Dimenzije unutrašnje kritične Rocheove površine određuju gornje moguće granice dimenzija dinamički stabilnih komponenti binarnog sistema.

Rice. 4.

Ako masivnija komponenta A, koja se brže razvija, ispuni svoju unutrašnju kritičnu površinu (sistem će se iz podijeljene pretvoriti u poluodvojeni), tada će se stvoriti povoljni uslovi za prijelaz tvari ove komponente kroz tačku L 1 na manje masivnu komponentu B. Počeće razmena mase između komponenti, usled čega, kako kažu, može doći do promene uloga komponenti: manje masivna komponenta će postati masivnija i obrnuto.

Protok gasa koji teče od tačke L 1 ka manje masivnoj komponenti takođe može da formira disk oko njega u ravni orbite, apsorbujući materiju koja pada na nju i nazvanu akrecioni disk.

Klasifikacija binarnih pomračenja koju usvajamo zasniva se na klasifikaciji Svečnikova (1969), zasnovanoj na klasifikaciji Kopala (1959) i Kratha (1962), a koju su takođe predstavili Svečnikov i Snežko (1974). Zasnovan je na položaju komponenti binarnih sistema na dijagramu (M V, B-V) i stepenu do kojeg ispunjavaju svoje unutrašnje kritične Rocheove površine.

Razmotrimo glavne tipove pomračenih binarnih sistema sa simbolima koje smo usvojili za njihove skraćenice (slika 1d). Treba naglasiti da na Sl. 1d, za razliku od Sl. 1a, b, c, nije naznačena približna starost sistema. On može biti bilo ko. Ovo posebno važi za sisteme tipa WR.

DM- odvojeni sistemi glavne sekvence (detached main sequence), čije su obje komponente članovi glavne sekvence i ne dosežu svoje unutrašnje kritične Roche površine.

D.S.- odvojeni sistemi sa podgigantom, u kojima poddžin takođe još nije dostigao svoju unutrašnju kritičnu površinu.

AR- sistemi odvojenog tipa AR Lac, čije su obje komponente subgiganti koji ne dosežu svoje unutrašnje kritične površine.

SD- poluodvojeni sistemi, kod kojih je površina manje masivne subgigantske komponente blizu njene unutrašnje kritične površine.

KE- kontaktni sistemi ranih (O-A3) spektralnih tipova, čije su obje komponente po veličini bliske svojim unutrašnjim kritičnim površinama.

KW- kontaktni sistemi tipa W UMa, sa elipsoidnim komponentama spektralnih klasa A5-K, od kojih su glavni članovi glavnog niza, a sateliti se nalaze lijevo i ispod njega na dijagramu M V , B-V .

DW- sistemi koji su po svojim fizičkim karakteristikama slični kontakt sistemima tipa W UMa, ali nisu kontaktni sistemi.

GS- sistemi u kojima su jedna ili obje komponente divovi ili supergiganti; u prvom slučaju, jedna od komponenti može biti član glavnog niza.

Za masovnu klasifikaciju binarnih pomračenja gore opisanih tipova, Svečnikov i Istomin (1979) su predložili korišćenje jednostavnih kriterijuma koje su razvili, pokazujući da je u 90% slučajeva poznavanje dubine primarnog minimuma A 1 , razlika između dubine primarnog i sekundarnog minimuma A, i period promjene svjetline sistema omogućavaju prilično pouzdano pripisati varijablu jednom od gore navedenih tipova.

Pored toga, potrebno je uvesti još nekoliko tipova sistema pomračenja, i to:

WR- sistemi čije komponente uključuju zvijezde tipa Wolf-Rayet (V444 Cyg).

PN- sistemi čije su komponente jezgra planetarnih maglina (UU Sge),

WD- sistemi čije komponente sadrže bijele patuljke,

RS- Sistemi tipa RS CVn (Plavets i Smetanova, 1959; Hall, 1972). Bitna karakteristika ovih sistema je prisustvo jakih emisionih linija H i K Ca II u spektru, kao i male nepravilne promene sjaja van pomračenja, koje se objašnjavaju povećanom hromosferskom aktivnošću solarnog tipa. Mnogi sistemi tipa RS CVn su u isto vrijeme sistemi tipa DS i AR.

Mnogi smatraju da je svrsishodno zadržati prethodnu klasifikaciju binarnih pomračenja na osnovu oblika svjetlosnih krivulja. Jednostavan je, poznat i pogodan za posmatrače. Tip EW gotovo nedvosmisleno određuje da li sistem pripada tipu KW; međutim, tipovi EA i EB više ne omogućavaju procjenu fizičkih karakteristika komponenti, a sam Lyr je općenito osebujan sistem u kojem, prema Kruščovskom (1967), proces protoka mase od masivnije komponente ka manje masivnoj.

Stoga smatramo da je moguće kombinirati oba sistema klasifikacije za pomračenje binarnih podataka i koristiti, na primjer, sljedeće simbole za označavanje njihovih tipova, u kojima prva grupa simbola karakterizira oblik krivulje svjetlosti, a slijedeći karakteriziraju fizički karakteristike komponenti: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN itd.

S obzirom na bliske binarne sisteme koji ne pomračuju, ali ipak pokazuju varijabilnost sjaja, potrebno je razlikovati dva tipa varijabilnosti: već poznatu vrstu rotirajućih elipsoidnih varijabli (Ell), tj. binarni sistemi sa elipsoidnim komponentama, čiji prividni ukupni sjaj varira sa periodom jednakim periodu orbitalne revolucije, zbog promene površine zračeće površine okrenute prema posmatraču, i novom vrstom eruptivnih varijabli RS CVn (RS), koji je analog E/RS tipa sistema pomračenja. RS CVn tip se može klasifikovati kao binarni bez pomračenja sa emisijom H i K Ca II u spektru, čije komponente imaju povećanu hromosfersku aktivnost, uzrokujući njihovu varijabilnost sjaja (UX Ari).

6.

Sljedeća karakteristična raznolikost varijabli koje su bliski binarni sistemi su Nove zvijezde (N) - bliske binarne s periodima orbitalnog kretanja od 0. d 05 (WZ Sge) do 230 d (T CrB), čija je jedna od komponenti a patuljasta vruća zvijezda. Nove zvijezde iznenada povećavaju svoj sjaj za 6-16 m, a zatim se postepeno vraćaju u prvobitno stanje tokom nekoliko godina ili decenija. Približan položaj vrućih (treptajućih) komponenti nove prikazan je na sl. Id, Hladne komponente, u zavisnosti od sjaja toplih, su divovi, subdžinovi ili patuljci K-M spektralnih tipova.

Spektri novih zvijezda blizu maksimalnog sjaja u početku su slični spektrima apsorpcije A-F zvijezda velike svjetlosti. Zatim se u njima pojavljuju široke emisione linije vodonika, helijuma i drugih elemenata sa apsorpcionim komponentama, što ukazuje na prisustvo omotača koji se brzo širi. Kako se sjaj smanjuje, u spektru se pojavljuju zabranjene emisione linije, koje su karakteristične za spektre gasovitih maglina koje pobuđuje vruća zvijezda. U najmanju ruku, spektri novih su, po pravilu, kontinuirani ili slični spektru zvijezda tipa Wolf-Rayet. Znakovi hladnih komponenti nalaze se u spektrima samo najmasovnijih sistema.

Nakon izbijanja, neke nove pokazuju pulsiranje vrućih komponenti sa periodima od 100 sekundi i amplitudama od oko 0. m 05. Neke nove se prirodno ispostavljaju i kao sistemi pomračenja.

Prema prirodi promene sjaja, nove se dele na brze (Na), spore (Nb), veoma spore (Nc) i ponovljene (Nr).

N / A- brzo Novo, karakterizirano brzim povećanjem svjetline i smanjenjem sjaja nakon dostizanja maksimuma od 3 m za 100 dana ili manje (GK Per).

Mb- sporo Novo, osvjetljenje se smanjuje nakon dostizanja maksimuma od 3 m tokom 150 ili više dana (RR slika).

Nc- Novo sa vrlo sporim razvojem, preko deset godina ostaje na maksimumu sjaja i vrlo sporo slabi. Jedini predstavnik je RT Ser. Nije isključeno da u stvarnosti pripadaju drugoj vrsti varijabilnosti.

br.- ponovljene nove Razlikuju se od tipičnih novih po tome što imaju ne jedno, već dva ili više izbijanja, razdvojenih intervalima od 10 do 80 godina (T CrB).

Nedovoljno proučeni objekti koji su slični novima po prirodi promjena u svjetlini ili spektralnim karakteristikama obično se nazivaju nove (N1).Oni uključuju ne samo varijable koje pokazuju ispade slične novoj, već i objekte kod kojih izlivi nikada nisu uočeni, već njihovi spektri su slični spektrima bivših novih, a male promjene sjaja liče na one koje su karakteristične za bivše nove pri minimalnom sjaju. Često se, nakon pravilnog istraživanja, pojedini predstavnici ove vrlo heterogene grupe objekata mogu pripisati jednoj ili drugoj vrsti promjenjivih zvijezda.

Jednako heterogena grupa su varijable tipa ZAnd (simbiotske varijable) - bliske binarne, koje se sastoje od vruće zvijezde i zvijezde kasnog spektralnog tipa, čiji ukupni sjaj podliježe nepravilnim promjenama s amplitudom do 4 m.

Nova sorta varijabilnih zvijezda, nesumnjivo vrijedna izdvajanja kao poseban tip, su varijable tipa RR Tel. To su nove simbiotske eruptivne varijable, čiji sjaj, nakon povećanja za 4-6 m, pokazuje značajne promjene, ali se još nije vratio na prvobitni nivo; prije izbijanja, ovi objekti mogu pokazati dugoročne promjene svjetline s amplitudom od jedne ili dvije magnitude; Karakteristična karakteristika ovih varijabli je visok emisioni spektar ekscitacije, sličan spektrima planetarnih maglina, zvijezda Wolf-Rayetovog tipa i simbiotskih varijabli. Neki istraživači vjeruju da ovi objekti mogu biti planetarne magline u nastajanju.

Još jedna dobro definisana raznolikost eruptivnih varijabli koje su bliski binarni sistemi su varijable tipa U Gem (UG), koje se često nazivaju patuljaste nove (vidi, na primjer, Robinson i Naser 1979). Sastoje se od K-M patuljka ili zvijezde subgiganta koji ispunjava volumen njegove unutrašnje kritične Rocheove površine i bijelog patuljka okruženog akrecijskim diskom. Orbitalni periodi se kreću od 0.d 05 do 0.d 5. Spektar sistema pri minimalnoj svjetlosti je kontinuiran sa širokim emisionim linijama vodonika i helijuma. Pri maksimalnom osvjetljenju ove linije gotovo nestaju ili se pretvaraju u plitke linije apsorpcije. Na sl. 1d prikazuje površinu koju zauzimaju vruće komponente varijabli tipa U Gem.

Do sada nema potpune jasnoće u rješavanju pitanja koja od komponenti zvijezda ovog tipa doživljava bljesak. Neki od ovih sistema su u pomračenju, a može se pretpostaviti da je razlog za smanjenje sjaja tokom pomračenja pomračenje vruće tačke formirane u akrecionom disku usled pada struje gasa na njega, koja potiče od zvezde klase K-M.

Varijable tipa U Gem mogu se podijeliti u tri podtipa prema prirodi promjene svjetline: SS Cyg, Z Cam i SU UMa. Drugi od njih se još uvijek smatra neovisnim tipom. Na prijedlog N.N. Samusa, međutim, preporučljivo je spojiti ove podtipove u jedan tip - U Gem, kako bi se izbjegla potreba da se na njih primjenjuje termin "patuljasti novi". U ovom slučaju, sam U Gem će se odnositi na podtip SS Cyg, a simbolika tipova može biti sljedeća: UG(SS), UG(Z), UG(SU).

Varijable tipa UG(SS) povećavaju svoju svjetlinu za 1–2 d za 2–6 d i vraćaju se na prvobitni sjaj nakon nekoliko dana. Intervali između susjednih izbijanja variraju, ali svaka zvijezda ima svoj prosječni ciklus, koji odgovara prosječnoj amplitudi promjene njenog sjaja. Što je ciklus duži, to je veća amplituda. Vrijednosti ciklusa se kreću od 10 do nekoliko hiljada dana.

Varijable tipa UG(Z) također pokazuju ciklične ispade, ali za razliku od varijabli tipa UG(SS), ponekad se nakon izbijanja ne vraćaju na prvobitni sjaj, već zadržavaju vrijednost između maksimuma i minimuma za nekoliko ciklusa . Vrijednosti ciklusa su u rasponu od 10 do 40 d, amplitude promjene svjetline su od 2 do 5 m.

Varijable tipa UG(SU), koje su prvi identifikovali Bren i Petit (1952), karakteriše prisustvo dva tipa ispada - normalnih supermaksima. Normalni, kratki rafali su slični onima kod zvijezda tipa UG(SS). Supermaksimumi su 2 m svjetliji od normalnih, više od pet puta duži (širi) i javljaju se više od tri puta rjeđe od normalnih (Vogt, 1980). Tokom supermaksima, periodične fluktuacije (superhamps) koji su na njemu postavljeni su uočeni na svetlosnoj krivulji sa periodom bliskim orbitalnom i amplitudama od oko 0, m 2-0. m 3. Orbitalni periodi su manji od 0. d 1, spektralna klasa satelita je dM.

7.

Ako je vruća komponenta u bliskom binarnom sistemu neutronska zvijezda s magnetskim poljem, tada se materija koja teče iz satelita ovim poljem usmjerava u područje magnetskih polova rotirajuće neutronske zvijezde. Na ovim polovima se formiraju vruće tačke i pojavljuju se jake usmjerene rendgenske zrake. Ako za vrijeme rotacije neutronska zvijezda pređe položaj posmatrača, sistem se njime percipira kao rendgenski pulsar, koji može biti i optički. Zauzvrat, rendgensko zračenje, koje zagrijava atmosferu hladnijeg pratioca neutronske zvijezde, ponovo se emituje u obliku optičkog visokotemperaturnog zračenja (efekat refleksije), čineći spektralni tip odgovarajućeg dijela površine satelita ranije. . Ovo dovodi do vrlo neobične slike optičke varijabilnosti bliskih binarnih sistema, koji su izvori jakih rendgenskih zraka (očigledno, sve zvijezde, uključujući i Sunce, imaju slabe rendgenske zrake).

U tom smislu, čini se prikladnim uvesti nekoliko novih tipova varijabilnosti svjetline povezane s prisustvom jakih X-zraka. Simboličke oznake tipova djelimično predlaže E.A. Karitskaya. N.N. Samus i N.E. Kurochkin.

XV- rendgenski (X) bljesak (bursters). Bliski binarni sistemi koji pokazuju rendgenske i optičke ispade u trajanju od nekoliko sekundi do deset minuta sa amplitudom reda veličine 0, m 1V (V801 Ara, V926 Sco).

XN1a- X-zrake nove (XNI), čija je glavna komponenta supergigant ranog spektralnog tipa, a pratilac je vrući kompaktni objekat (bijeli patuljak ili neutronska zvijezda). Prilikom izbijanja glavne komponente, masa koju ona izbaci pada na kompaktni predmet, uzrokujući pojavu rendgenskih zraka sa značajnim zakašnjenjem. Amplituda reda 1-2 m V (V725 Tai).

XN1b- X-zrake nove (XN1) koje sadrže, zajedno sa vrućim kompaktnim objektom, patuljka ili subgiganta K-M spektralnog tipa. Sistemi koji brzo povećavaju svoju svjetlinu za 4-9 m V istovremeno u optičkom i rendgenskom opsegu talasnih dužina bez izbacivanja školjke. Trajanje blica je do nekoliko mjeseci (V616 Mon).

Obične nove ne pokazuju primjetnu emisiju rendgenskih zraka kada trepere (na primjer, V1500 Cyg). Međutim, ispadi varijabli tipa U Gem mogu biti praćeni takvim zračenjem (već je detektovano kod izbijanja U Gem i SS Cyg). S tim u vezi mogu nastati poteškoće u dodjeli zvjezdice tipovima XN1b ili UG, koji nam se još ne čine nepremostivi.

XFL- rendgenski fluktuirajući (F) sistemi; glavna komponenta je elipsoidni (L) supergigant rane spektralne klase. Uz promjenu svjetline amplitude reda 0,m 1, zbog rotacije elipsoidne komponente s periodom od nekoliko dana (orbitala), fluktuacije rendgenskog i optičkog zračenja s periodom reda uočene su desetine milisekundi (Cyg X-l = V1357 Cyg).

XPL- rendgenski sistemi sa pulsarom (P); glavna komponenta je elipsoidni (L) supergigant ranog spektralnog tipa. Efekat refleksije je vrlo mali, a varijabilnost svjetline uglavnom je posljedica rotacije elipsoidne primarne komponente. Periodi promjene svjetline su u rasponu od 1d do 10d, period pulsara u sistemu je od 1 sekunde do 100 minuta.Amplituda promjene svjetline ne prelazi nekoliko desetina magnitude (Vel X-1 = GP Vel).

XPRE- X-zrake binarne sa pulsarom (P), koje karakteriše prisustvo efekta refleksije (R) i pomračenja (E). Sastoji se od dB-dF komponente spektralne klase i vruće kompaktne komponente. Kada je glavna komponenta sistema izložena rendgenskim zracima, prosječna svjetlina sistema je maksimalna, a u periodima niske aktivnosti izvora rendgenskih zraka ona je minimalna. Puna amplituda promjene svjetline može doseći 2-3 m. Sekundarni minimum na svetlosnoj krivulji, koji ima karakter pomračenja, može nestati i ponovo se pojaviti (HZ Her).

HM- Binarne rendgenske zrake, koje se sastoje od dK-dM patuljka i vrućeg kompaktnog objekta sa jakim magnetnim poljem (M). Akrecija materije na magnetne polove kompaktnog objekta je praćena pojavom kružne polarizacije zračenja; stoga se ovi sistemi često nazivaju polarnima. Obično je amplituda promjene svjetline oko 1m, ali prosječna svjetlina kada je glavna komponenta ozračena rendgenskim zracima može se povećati za 3m. Puna amplituda promjene svjetline može doseći 4-5 m. Patuljasti niz XPRE sistema (AM Her, AN UMa).

XI- rendgenski snimak netačan (I). Bliski binarni sistemi koji se sastoje od vrućeg kompaktnog objekta i dG-dM patuljka; karakteriziraju nepravilne varijacije svjetline s karakterističnim vremenom reda minuta i sati i amplitudom reda veličine 1 m (V818 Sco).

8.

Razmatrani sistem klasifikacije ne pokriva sve nama poznate varijante varijabilnih zvijezda. Mnoge zvijezde će se i dalje smatrati jedinstvenim.

Jedinstveni objekti su, po svemu sudeći, kratkoročne prelazne faze od jedne vrste varijabilnosti do druge, ili početne i završne faze ovih tipova. Pred našim očima, FG Sge - centralna zvezda planetarne magline - prešla je traku nestabilnosti Cefeida, počevši da pulsira sa sve većim periodom; RU Cam - karbonska varijabla tip W Vir je katastrofalno smanjila amplitudu promjene svjetline sa 1.m2 na 0.m1; iznenađujuća varijabla V725 Sgr povećala je svoj period sa 16 d na 21 dan, a zatim je skoro prestala da pulsira.

Svi ovi i drugi slični objekti zaslužuju kontinuirano praćenje. Nažalost, ovo je zaboravljeno.

Za svakih nekoliko varijabli koje se mogu kombinirati u novi tip, vjerujući da imaju neke zajedničke karakteristike sve dok ne bude toliko novih varijabli koje nisu slične ni jednoj drugoj da se broj jedinstvenih objekata u katalogu ne smanjuje.

Književnost

Beardsley, Zizka, 1977 - Beardsley W.R.. Zizka E.R., Revista Mexicana Astron. Astrof. 3 , 109.

Breger, 1979 - Breger M., PASP 91, 5. Bren, Petit, 1952 - Brun A., Petit M., BAF 12, 1.

Wisniewski, Johnson, 1979 - Wisniewski W.Z., Johnson H.L., Nebo i teleskop 57, br. 14.

Guthnick, 1930 - Guthnick P., Sitzungsberichten der Preuss. Akad. Der Wissenschaften, Phys.-math. Klasa 1930.I.

Guthnick, Prager, 1915 - Guthnick P., Prager R., AN 201, 443.

Jakate, 1979 - Jakate Sh.M., AJ 84, br. 7, 1042.

Johnson, 1980 - Johnson H.L., Revista Mexicana Astron. Astrof. 5, 25.

Efremov Yu.N., 1975 - "Varijabilne zvezde", M., Znanje, str. 9-10.

Zhilyaev et al., 1978 - Zhilyaev B.E., Orlov M.Ya., Pugach A.F., Rodriguez M.G., Totochava A.G., "Zvijezde R tipa Sjeverne krune", Kijev, Naukova Dumka, 128 str.

Kopal, 1959-Kopal Zd ., Zatvoreni binarni sistemi , ed . Chapman i Hall , London.

Krat V.A. 1962. - u knj. "Kurs astrofizike i zvjezdane astronomije", M., Fizmatgiz, v.2, pogl. V, str. 129-134.

Kruszewski, 1967 - Kruszewski A., Acta Astronomica 17, 297.

Kubiak, 1979 - Kubiak M., Acta Astronomica 29 , 220.

Kukarkin i dr., 1969. - Kukarkin B.V., Kholopov P.N., Efremov Yu.N., Kukarkina N.P., Kurochkin N.E., Medvedeva G.I., Perova N.B., Fedorovič V.P., Frolov M.S., Opšti katalog varijabilnih zvijezda 1, urediti katalog varijabilnih 1 zvijezda i dr. M.

Neubauer, 1935 - Neubauer F.J., Lick Obs. Bik. 17 , 109.

Percy, 1978 - Regs J.R., JRAS Can. 72 , 162.

Plavec, Smetanova, 1959 - Plavec M., Smetanova M., TI 10, 192.

Robinson, Nather, 1979 Robinson E.L., Nather R.E., ApJ Suppl.Ser. 38 , 461.

Svečnikov MA, 1969 - Katalog orbitalnih elemenata, masa i sjaja bliskih binarnih zvijezda. Račun USU, ser. astron., vol. 5.

Svečnikov M.A., Istomin L.F., 1979, AC br. 1083.

Svečnikov M.A., Snežko L.I., 1974-u knjizi. "Fenomeni nestacionarnosti i zvjezdane evolucije", M., Nauka, pogl. 5, str. 181-260.

Struve, 1955 - Struve O., Nebo i teleskop 14, 461.

Unno et al., 1979 - Unno W., Osaki Y., Ando H., Shibahash; H., Neradijalne oscilacije zvijezda, Univ. Tokyo Pressa.

Fist, 1975 - Feast M.W., Varijable tipa R Coronae Borealis, IAU Symp. br. 67, Promjenljive zvijezde i zvjezdana evolucija, D. Reidel Publ. Corp., Dordrecht-Holland/Boston-U.S.A., str. 129-141.

Vogt. 1980 - Vogt N., AsAp 88, 66.

Fath, 1935 - Fath E.A., Lick Obs. Bik. 17, 115.

Sala, 1972 - Sala D.S., PASP 84, 323.

Varijabilni katalozi zvijezda

Prvi katalog varijabilnih zvijezda sastavio je engleski astronom Edward Pigott 1786. godine. Ovaj katalog obuhvata 12 objekata: dvije supernove, jednu novu, 4 zvijezde tipa ο Cet (Miridi), dvije cefeide (δ Cep, η Aql), dvije pomračne (β Per , β Lyr) i P Cyg. U XIX - ranom XX vijeku. Nemački astronomi preuzeli su vodeću ulogu u proučavanju promenljivih zvezda. Nakon Drugog svjetskog rata, odlukom Međunarodne astronomske unije (IAU) 1946. godine, izrada kataloga varijabli povjerena je sovjetskim astronomima - i Astro-vijeću Akademije nauka SSSR-a (danas INASAN). Otprilike svakih 15 godina ove organizacije objavljuju Generalni katalog promjenljivih zvijezda (GCPV, eng. GCVS). Posljednje 4. izdanje objavljeno je od do godine. U intervalima između narednih izdanja OKPZ-a objavljuju se dopune. Paralelno sa stvaranjem GCVS-a, radi se na izradi kataloga zvezda za koje se sumnja na varijabilnost sjaja (KPS, inž. NSV).

Varijabilni katalozi zvijezda godine autor zemlja broj zvjezdica 1786 E. Pigott Engleska 12 1844 F. Argelander Pruska 18 1926 R. Prager Njemačka 2906 1943 H. Schneller Njemačka 9476 1948 OKPZ-1 (B. V. Kukarkin i P. P. Parenago) SSSR 10930 ??? OKPZ-2 SSSR ??? 1969-1971 OKPZ-3 SSSR 20437 1985-1995 OKPZ-4 SSSR-Rusija 28435

Varijabilna notacija zvijezde

Savremeni sistem varijabilnog označavanja zvezda je razvoj sistema koji je predložio F. Argelander sredinom 19. veka. Argelander je predložio da se one promjenjive zvijezde koje još nisu dobile svoje oznake imenuju slovima od R do Z po redoslijedu otkrića u svakom sazviježđu. Na primjer, na primjer, R Hydrae je prva zvijezda u sazviježđu Hidra (sazviježđe), S Hydrae - druga, itd. Tako je za svako sazviježđe bilo rezervirano 9 varijabilnih oznaka, tj. 792 zvjezdice. U Argelanderovo vrijeme takva zaliha je izgledala sasvim dovoljna. Međutim, do 1881. je premašena granica od 9 zvijezda po sazviježđu i E. Hartwig je predložio dopunu nomenklature oznakama od dva slova prema sljedećem principu:

RR	RS	RT	EN	R.V.	RW	RX	R.Y.	RZ
	SS	ST	SU	SV	SW	SX	SY	SZ
		TT	TU	TV	TW	TX	TY	TZ
			uu	UV	uw	UX	UY	Američki dolar
				VV	vw	VX	VY	VZ
					WW	WX	WY	WZ
						XX	XY	XZ
							YY	YZ
								ZZ

Na primjer RR Lyr. Međutim, ovaj sistem je ubrzo iscrpio sve moguće opcije u nizu konstelacija. Tada su astronomi uveli dodatne oznake od dva slova:

aa	AB	AC	...	AI	AK	...	AZ
	BB	BC	...	BI	BK	...	BZ
			...
				II	IK	...	IZ
					KK	...	KZ
			...
					QQ	...	QZ

Slovo J je isključeno iz dvoslovnih kombinacija kako se ne bi pomiješalo sa I u rukopisnom pisanju. Tek nakon što se dvoslovna notacija potpuno iscrpila, odlučeno je da se koristi jednostavno numerisanje zvijezda koje označavaju sazviježđe, počevši od broja 335, na primjer V335 Sgr. Ovaj sistem je u upotrebi i danas. Većina varijabilnih zvijezda nalazi se u sazviježđu Strijelca. Važno je napomenuti da je posljednje mjesto u Argelanderovoj klasifikaciji 1989. godine zauzela zvijezda Z Cutter.

Klasifikacija varijabilnih zvijezda

Kroz historiju proučavanja promjenjivih zvijezda, više puta su se pokušavali stvoriti njihova adekvatna klasifikacija. Prve klasifikacije, zasnovane na maloj količini materijala za posmatranje, uglavnom su grupisale zvezde prema sličnim spoljašnjim morfološkim karakteristikama, kao što su oblik svetlosne krive, amplituda i period promene svetlosti, itd. Kasnije, zajedno sa povećanjem broj poznatih varijabilnih zvijezda, broj grupa sa sličnim morfološkim karakteristikama, neke velike su podijeljene na niz manjih. Istovremeno, zahvaljujući razvoju teorijskih metoda, postalo je moguće klasificirati ne samo prema vanjskim, vidljivim znakovima, već i prema fizičkim procesima koji dovode do jedne ili druge vrste varijabilnosti.

Za označavanje tipova varijabilnih zvijezda, tzv. prototipovi su zvijezde čije su karakteristike varijabilnosti uzete kao standardne za dati tip. Na primjer, promjenjive zvijezde poput RR Lyr.

Guzo sistem

Houzeau je u 19. veku predložio sledeću podelu promenljivih zvezda na klase:

1. Zvijezde koje neprestano povećavaju ili smanjuju sjaj.
2. Zvijezde s periodičnom promjenom sjaja.
3. * Zvijezde poput Mire Whale- zvijezde sa velikim periodima i značajnim promjenama u sjaju.
4. * Zvijezde s prilično brzom i redovnom promjenom svjetline. Karakteristični predstavnici β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
5. * Zvijezde tipa Algol (β Persei). Zvezde sa veoma kratkim periodom (dva ili tri dana) i izuzetno korektnim merenjem sjaja, koje zauzima samo mali deo perioda. Ostatak vremena zvijezda zadržava svoj najveći sjaj. Druge zvijezde tipa Algol: λ Bik, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, itd.
6. Zvijezde s nepravilnim promjenama sjaja. Predstavnik - η Argus

Sistem klasifikacije usvojen u OKPZ-3

U GCVS-3, sve varijabilne zvijezde podijeljene su u tri velike klase: pulsirajuće varijable, eruptivne varijable i varijable pomračenja. Klase su podijeljene na tipove, neki tipovi na podtipove.

Pulsirajuće varijable uključuju one zvijezde čija je varijabilnost uzrokovana procesima koji se odvijaju u njihovoj unutrašnjosti. Ovi procesi dovode do periodične promene sjaja zvezde, a sa njom i drugih karakteristika zvezde – površinske temperature, radijusa fotosfere, itd. Klasa pulsirajućih varijabli deli se na sledeće tipove:

Svjetlosna kriva zvijezde δ Cefej

1. Cefeide dugog perioda(Cep) - zvijezde velike svjetlosti sa periodima od 1 do ~70 dana. Podijeljeni su u dvije podvrste:
2. * Klasične cefeide(Cδ) - Cefeide ravne komponente Galaksije
3. * Zvijezde tipa Djevica W(CW) - Cefeidi sferne komponente Galaksije
4. Sporo pogrešne varijable(L)
5. Varijable tipa RR Lyrae(RR)
6. Varijable tipa RV Bik(RV)
7. Varijable tipa β Cephei ili tipa β Canis Major(βC)
8. Varijable tipa δ Shield(δ Sct)
9. Varijable tipa ZZ Kita- pulsirajući bijeli patuljci
10. Magnetne varijable poput α² Hounds of the Dogs (αCV)

Eruptivne promenljive zvezde

Ova klasa uključuje zvijezde koje mijenjaju svoj sjaj nepravilno ili jednom tokom perioda posmatranja. Sve promjene u sjaju eruptivnih zvijezda povezane su s eksplozivnim procesima koji se dešavaju na zvijezdama, u njihovoj blizini, ili s eksplozijama samih zvijezda. Ova klasa varijabilnih zvijezda podijeljena je u dvije podklase: nepravilne varijable povezane s difuznim maglinama i brze nepravilne, kao i podklasu novih zvijezda i zvijezda sličnih novoj.

Nepravilne varijable povezane s difuznim maglinama i brzim nepravilnim

1. Komplet varijabli UV tipa(UV) - zvijezde spektralnog tipa d Me, koje doživljavaju kratkotrajne ispade značajne amplitude.
2. * Zvijezde tipa UVn- podtip UV zvijezda povezanih s difuznim maglinama
3. Varijable tipa BY Dragon(BY) - emisione zvijezde kasnih spektralnih tipova, koje pokazuju periodične varijacije u sjaju sa promjenjivom amplitudom i promjenjivim oblikom krivulje svjetlosti.
4. Pogrešne varijable(I). Karakteriziran indeksima a, b, n, T, s. Indeks a označava da zvijezda pripada spektralnom tipu O-A, indeks b označava spektralni tip F-M, n simbolizira vezu sa difuznim maglinama, s je brza varijabilnost, T opisuje emisioni spektar karakterističan za zvijezdu T Bika. Dakle, oznaka Isa je dodijeljena brzoj nepravilnoj varijabli ranog spektralnog tipa.

Nove i nove zvijezde

1. * Brzo novo(N / A)
2. * Sporo novo(Nb)
3. * veoma sporo novo(Nc)
4. * Ponovite novo(br)
5. nove kao zvezde(nl)
6. Symbiotic Z Variables Andromedae(ZAnd)
7. Varijable tipa R sjeverne krune(RCB)
8. Varijable tipa U Blizanci(UG)
9. Varijable tipa Z Žirafa(Z Cam)
10. Doradus S tip varijable(SD)
11. Varijable tipa γ Kasiopeje(γC)

pomračenje promenljivih zvezda

Pomračujuće promjenljive zvijezde uključuju sisteme od dvije zvijezde, čiji se ukupni sjaj periodično mijenja tokom vremena. Razlog za promjenu sjaja mogu biti pomračenja zvijezda jedna pored druge, ili promjena njihovog oblika uzajamnom gravitacijom u bliskim sistemima, odnosno varijabilnost je povezana sa promjenom geometrijskih faktora, a ne s fizičkom promjenjivosti.

1. Algol-tip eclipsing varijable(EA) - krivulje svjetlosti omogućavaju fiksiranje početka i kraja pomračenja; u intervalima između pomračenja, sjaj ostaje gotovo konstantan.

Svjetlosna kriva zvijezde β Lyrae

1. Eclipsing β Lyrae Variables(EB) - Binarne zvijezde sa elipsoidnim komponentama koje kontinuirano mijenjaju sjaj, uključujući i interval između pomračenja. Obavezno se poštuje sekundarni minimum. Menstruacije su obično duže od 1 dana.
2. Pomračenje varijable velikog medvjeda W tipa(EW) - kontaktni sistemi zvijezda spektralnih klasa F i novijih. Imaju periode kraće od 1 dana i amplitude obično manje od 0,8 m.
3. Elipsoidne varijable(Ell) - binarni sistemi ne prikazuju pomračenja. Njihov sjaj se mijenja zbog promjene površine zračeće površine zvijezde okrenute prema posmatraču.

Sistem klasifikacije usvojen u OKPZ-4

Tokom vremena koje je proteklo između trećeg i četvrtog izdanja OKPS-a, povećan je ne samo količina posmatranog materijala, već i njegov kvalitet. To je omogućilo uvođenje detaljnije klasifikacije, uvodeći u nju ideju o fizičkim procesima koji uzrokuju varijabilnost zvijezda. Nova klasifikacija sadrži 8 različitih klasa varijabilnih zvijezda.

1. Eruptivne promenljive zvezde- to su zvijezde koje mijenjaju svoj sjaj zbog nasilnih procesa i baklji u svojim hromosferama i koronama. Promjena svjetline obično nastaje kao rezultat promjene omotača ili gubitka mase u obliku zvjezdanog vjetra različitog intenziteta i/ili interakcije sa međuzvjezdanim medijem.
2. Pulsirajuće varijabilne zvijezde su zvijezde koje pokazuju periodično širenje i kontrakciju svojih površinskih slojeva. Pulsacije mogu biti radijalne i neradijalne. Radijalne pulsacije zvijezde ostavljaju njen oblik sfernim, dok neradijalne pulsacije uzrokuju odstupanje oblika zvijezde od sfernog, a susjedne zone zvijezde mogu biti u suprotnim fazama.
3. Rotirajuće promjenjive zvijezde- to su zvijezde, kod kojih je raspodjela sjaja po površini neujednačena i/ili imaju neelipsoidni oblik, zbog čega, kada zvijezde rotiraju, posmatrač fiksira njihovu promjenjivost. Nehomogenosti površinskog sjaja mogu biti uzrokovane prisustvom mrlja ili termičkim ili hemijskim nehomogenostima uzrokovanim magnetnim poljima čije se ose ne poklapaju sa osom rotacije zvijezde.
4. Kataklizmične (eksplozivne i nove) promenljive zvezde. Promjenjivost ovih zvijezda uzrokovana je eksplozijama, koje su uzrokovane eksplozivnim procesima u njihovim površinskim slojevima (nove) ili duboko u njihovim dubinama (supernove).
5. pomračenje binarnih datoteka
6. Optički varijabilni binarni sistemi sa tvrdim rendgenskim zracima
7. Nove vrste varijabli- vrste varijabilnosti otkrivene tokom objavljivanja kataloga i stoga nisu uključene u objavljeno casovi.

su zvijezde koje se formiraju ili su u ranoj fazi evolucije. To uključuje zvijezde T Bika, koje pokazuju nepravilne varijacije u sjaju i često su obavijene oblacima prašine i plina.

Hubble-Sandage varijable,

masivne zvijezde velike svjetlosti sa nepravilnom emisijom. U ovu grupu spadaju zvijezde maksimalnog sjaja u našoj i susjednim galaksijama. Ove zvijezde su stare samo nekoliko miliona godina, a njihove mase kreću se od 60 do 200 solarnih masa. U našoj galaksiji takve zvijezde su R Labud i h Carinae, intenzivno gubi masu u obliku zvjezdanog vjetra.

Pulsirajuće varijable

povremeno se šire i skupljaju, a njihov sjaj se istovremeno pojačava i slabi. Među pulsirajućim varijablama najpoznatije su Cefeide, nazvane po prototipu - zvijezdi d Cepheus. Promjena boje, svjetline i brzine površinskog sloja kod klasične cefeide događa se s određenim periodom. Što je ovaj period duži, to je veća prosječna svjetlost zvijezde. Budući da prividni sjaj zvijezde varira obrnuto s kvadratom udaljenosti do nje, onda mjerenjem sjaja i određivanjem sjaja Cefeide iz perioda možemo izračunati udaljenost do nje. Klasične cefeide imaju masu od 5 solarnih masa i starosti od nekoliko miliona do 100 miliona godina.

Pulsirajući varijabilni tip zvijezde b Cefeji se mijenjaju, vjerovatno ne toliko njihova veličina koliko njihov oblik. Oni su mnogo mlađi od Sunca.

Neke pulsirajuće promenljive zvezde su veoma stare: njihova starost dostiže 15 milijardi godina, a njihove mase se kreću od 0,6 do 2 solarne mase. Na primjer, ovo su varijable tipa RR Lyrae s periodima manjim od jednog dana i luminoznostima od 50 do 100 solarnih. Ovo također uključuje Cefeide stare populacije Galaksije (varijable tipa Djevica W) koje se nalaze u globularnim jatama. Njihovi periodi su uporedivi sa periodima klasičnih cefeida, iako je osvjetljenje osjetno slabije i ponašaju se malo drugačije. Vjerovatno su u vezi sa ovom grupom zvijezde ovog tipa dŠtit, koji se često nazivaju "patuljasti cefeidi". Cm. ZVIJEZDE.

Četvrtu grupu pulsirajućih varijabli čine hladne stare zvijezde sa velikim omotačima. U ovu grupu spadaju miridi - poluregularne i dugoperiodične varijable tipa Mira Ceti. Polupravilne zvijezde su supergiganti sa masama od 8 do 40 solarnih masa. U završnoj fazi evolucije, oni pokazuju nepravilne pulsacije, kao što se vidi na primjerima Betelgeusea i Antaresa. Tipični periodi Mirasa kreću se od 200 do 450 dana, a luminoznosti dostižu 10.000 solarnih; njihove mase se kreću od 0,8 do 3 solarne mase. Dinamika njihovih pulsacija je komplicirana razvojem udarnih valova. Miridi formiraju kontinuirani niz sa promjenjivim OH/IR, čiji spektri pokazuju emisione linije hidroksila (OH), a same zvijezde su toliko hladne da emituju uglavnom u infracrvenom (IR). To su umiruće zvijezde, okružene ogromnim plinskim i prašnim školjkama.

eclipsing varijable.

Najpoznatiji sistemi koji se sastoje od bijelog patuljka i njemu bliskog pratioca su klasične nove, patuljaste nove i simbiotske varijable. Sjaj klasičnih nova može se povećati milion puta, a zatim brzo izblijediti. Patuljaste nove povećavaju svoj sjaj od 6 do 200 puta, a slabljenje se dešava u periodu od 10 do stotine dana. Simbiotska zvijezda je sistem koji se sastoji od hladne crvene zvijezde i njenog malog vrućeg pratioca, a cijeli sistem je obavijen oblakom joniziranog plina.

Supernove.

Najznačajnije promjenjive zvijezde smatraju se supernovama, koje u vrijeme izbijanja postaju svjetlije od cijele galaksije. U našoj galaksiji, eksplozije supernove su uočene relativno nedavno: eksplozija 1054 koja je dovela do Rakova maglice; Supernova Tycho (1572); Supernova Kepler (1604). To su snažne eksplozije koje gotovo potpuno uništavaju zvijezdu. Postoje dvije vrste supernova. Supernove tipa I se posmatraju u zvezdanim sistemima bez mladih zvezda (u eliptičnim galaksijama) i dostižu maksimalnu svetlost od 6×10 9 solarnih. Vjerovatno je da bijeli patuljci eksplodiraju, na koje se materija nakuplja sa susjedne zvijezde u binarnim sistemima sve dok masa patuljka ne pređe Chandrasekharovu granicu (1,44 solarne mase). Supernove tipa II nastaju u eksploziji mladih masivnih zvijezda (15-30 solarnih masa) i dostižu sjaj od 4×10 8 solarnih. Supernove oba tipa proizvode hemijske elemente teže od gvožđa u procesu eksplozije i bacaju ih u međuzvjezdani prostor. Ove eksplozije bi mogle potaknuti rođenje sljedeće generacije zvijezda; Možda je tako nastao Sunčev sistem. MEĐZVEZDANA MATERIJA; STARS; SOLARNI SISTEM.

Spektralne varijable.

To su relativno mlade zvijezde s površinskom temperaturom od 10.000–15.000 K. Njihov sjaj se malo mijenja, ali kako zvijezda rotira, uočavaju se snažne promjene u njenom spektru, što ukazuje da su različiti metali koncentrisani u različitim dijelovima njene površine. Ove zvijezde imaju snažno (više od 30 kg) promjenjivo magnetno polje. Cm. ZVIJEZDE.

Zvijezde tipa UV Ceti.

To su relativno mlade patuljaste zvijezde (kao što je Sunce) čije su baklje slične sunčevim, ali snažnije. Na malim površinama njihove površine postoje jaka magnetna polja. Cm. SUN.

Zvijezde R-tipa Sjeverne krune.

Ovo su stare zvijezde bogate ugljikom. Njihov ujednačen sjaj ponekad se višestruko prekida neočekivanim smanjenjem sjaja, a zatim se vraća. Vjerovatno se s vremena na vrijeme formiraju oblaci čađi u atmosferi zvijezde, upijajući njenu svjetlost, koja se zatim raspršuje.

VARIJABLE ZVIJEZDE

Šta su promenljive zvezde?

Za razliku od Mjeseca s njegovom promjenjivom fazom ili planeta koje se kreću u pozadini zvijezda, same zvijezde u drevnim vremenima smatrane su stalnim i nepokretnim, za razliku od nemirnog života na Zemlji. Hronike su s vremena na vreme beležile pojavu „zvezde u gostima“, koja bi se u naše vreme zvala „Nova“ ili „Supernova“, što je svedočilo da u zvezdanom svetu nije sve tako stalno. Međutim, moderno razumijevanje različitih tipova varijabilnih zvijezda postavljeno je otkrićem 1596. Fabricius zvijezde zvane "Mira" (tj. "nevjerovatna") Cetus, koja je pokazivala periodično pojavljivanje i nestajanje, kao i periodično zatamnjenje zvijezde Algol (beta Perseus), koju je prvobitno otkrio Montanari, a zatim ponovo otkrio 1782. John Goodryke i protumačeno od njega kao pomračenja jedne zvijezde drugom.

"Varijabla je zvijezda koja pokazuje promjenu svojih karakteristika tokom vremena istraživanja na datom nivou tačnosti." Ova definicija pokazuje ne samo činjenicu varijabilnosti zvezde, već i subjektivne uslove njenog posmatranja. Amplituda promene sjaja za različite zvezde je u rasponu od hiljaditih delova magnitude do dvadeset magnituda, a karakteristično vreme promene sjaja je od delića sekunde do hiljada godina. Na osnovu modernih ideja o strukturi zvijezda, sve zvijezde evoluiraju, mijenjaju svoje karakteristike tokom vremena. Međutim, prema "pretpostavci nevinosti", "dok se krivica ne dokaže" = "varijabilnost nije potvrđena", zvijezda se ne smatra promjenljivom i ne ulazi u Opšti katalog promjenjivih zvijezda (GCVS). Trenutno je u GCVS navedeno oko 43 hiljade varijabilnih zvijezda, a oko pet puta više ih se nalazi u drugim katalozima (VSX, itd.). Međutim, dok se ne potvrdi činjenica i vrsta njihove varijabilnosti, oni se smatraju "osumnjičenima za varijabilnost" i nemaju svoje ime.

Postoji mnogo razloga za promjenu svjetline. Glavne grupe su fizički promjenjive zvijezde (čije se karakteristike mijenjaju, na primjer, eruptivne i pulsirajuće) i geometrijski promjenjive - tj. sistemi sa asimetričnim uzorkom zračenja koji se rotiraju prema posmatraču kao rezultat rotacije (binarni sistemi sa pomračenjem, sistemi bez pomračenja sa asimetričnim komponentama). Potonji također uključuju zvijezde koje povremeno pomračuju egzoplanete. U ovom slučaju, neprikladno je reći "pomračenje binarno", ali "pomračenje binarno" je sasvim ispravno.

Različiti uzroci varijabilnosti dovode do različitih opservacijskih manifestacija, tj. svjetlosne krive (ovisnost magnitude o vremenu, a za periodične zvijezde - o fazi). Stoga je razvijen službeni sistem klasifikacije koji je usvojio GCPS. Trenutno je u GCVS prihvaćeno 79 tipova i podtipova varijabilnosti. Klasifikacija i opis su dati u knjizi: N.N. Samus "Varijabilne zvijezde".

Naravno, otkrivanjem novih zvijezda postaje poznato sve više novih objekata, koji s vremenom mogu postati "prototipovi" novih tipova. Stoga se phyla često naziva po zvijezdama (npr. "Mirida" = zvijezda tipa Mira Ceti, "lyrid" = zvijezda tipa RR Lyrae, "Cepheid" = Delta Cephei zvijezda) ili dvojno, npr. "patuljasta nova" = zvijezda tipa U Blizanci , "polarni" = AM Hercules, "srednji polarni" = DQ Hercules, "rendgenski pulsar" = HZ Hercules, "flare" = UV Ceti, itd.

Klasifikacioni sistem OKPS se može uporediti sa priručnikom ili udžbenikom - izmene se vrše nakon što se opravda potreba za uvođenjem novih vrsta u posebnim člancima ili grupama članaka. Na primjer, u redu za razmatranje su "asinhroni polari" = zvijezde tipa BY Žirafa, "magnetne patuljaste nove" = zvijezde tipa Draco DO, "impaktori" = zvijezde tipa V361 Lyra, itd.

Zašto posmatrati promenljive zvezde?

Univerzum je laboratorija u kojoj se odvijaju svi mogući procesi koji su dozvoljeni zakonima Prirode. Budući da nisu u mogućnosti da izvode eksperimente na kosmičkom nivou, naučnici posmatraju planete, zvijezde i zvjezdane sisteme. Takve studije omogućavaju ne samo da se preciziraju postojeći fizički modeli, već i da se generalizuju na egzotično gigantskim udaljenostima, pritiscima, gustoćama i temperaturama. Lista astronomskih otkrića koja su dovela do uvođenja navigacije, nauke i tehnologije je ogromna. Astronomija, matematika i fizika i niz drugih nauka prednjače u prirodnim naukama, koje se međusobno dopunjuju i uopštavaju.

Promjenjive zvijezde su jedna od najzanimljivijih klasa kosmičkih objekata koji su u aktivnim fazama evolucije, te stoga ispoljavaju djelovanje većeg broja fizičkih zakona u različitim kombinacijama.

Potrebno ih je sistematski posmatrati decenijama da bi se proučila istorija njihovog ponašanja. Međutim, broj varijabilnih zvijezda uvelike premašuje broj profesionalnih astronoma, a još više broj teleskopa. Osim toga, teško je zamisliti stoljeće promatranja bilo kojeg objekta od strane nekog od astronoma jednim teleskopom.

Na taj način astronomi amateri daju pravi i veoma koristan doprinos nauci kroz svoja vizuelna, fotografska, fotoelektrična i CCD posmatranja promenljivih zvezda. Ovi podaci su važni za analizu ponašanja promjenjivih zvijezda, planiranje posmatranja nekih zvijezda iz zemaljskih i svemirskih opservatorija, te kompjuterizovane teorijske modele.

Proučavanje varijabilnih zvijezda je veoma važno za proučavanje karakteristika zvijezda i njihove evolucije. Neke od ovih informacija bilo bi teško ili nemoguće dobiti drugim metodama. U mnogim slučajevima, priroda varijabilnosti (često se sastoji od nekoliko komponenti) omogućava odabir između modela.

Promjenjive zvijezde i dalje igraju važnu ulogu u našem razumijevanju svemira. Eksplozije supernove dovode do obogaćivanja međuzvjezdanog prostora teškim elementima, što omogućava formiranje planeta sa čvrstim školjkama. Malo je vjerovatno da je život mogao nastati da u protozvezdanom oblaku nije bilo elemenata težih od vodonika i helijuma. Ali eksplozije vrlo bliskih supernova u blizini Sunčevog sistema mogu imati katastrofalan učinak na život na Zemlji. Posmatranja supernova dovela su nas do spoznaje da se širenje svemira ubrzava, a ne usporava kako bi se moglo očekivati.

Nove zvijezde pokazuju redovne bljeskove u intervalima od desetina do stotina hiljada godina, što se objašnjava termonuklearnim eksplozijama u njihovim atmosferama jer se akumulira akumulacija materijala bogatog vodonikom koji pada na njih. Binarne zvijezde u pomračenju su najbolji laboratoriji za određivanje ne samo temperatura, već i masa i polumjera. Cefeidi su igrali važnu ulogu u određivanju udaljenosti do udaljenih galaksija i određivanju starosti svemira. Promjenjive zvijezde poput Mire Ceti daju nam uvid u budući razvoj naše zvijezde, Sunca. Akrecijski diskovi kataklizmičkih varijabli pomažu nam da razumijemo ponašanje diskova na još većim skalama, kao i procese unutar jezgara aktivnih galaksija sa supermasivnim crnim rupama. Čak je i potraga za vanzemaljskim životom povezana s proučavanjem promjenjivih zvijezda. Tranziti ekstrasolarnih planeta pomažu u razumijevanju procesa formiranja planeta i samog života. A, kao što znamo, teški hemijski elementi neophodni za život nastaju iz termonuklearnih reakcija u jezgri zvezda.

Šta i kako posmatrati?

U prethodnim brojevima "Odeskog astronomskog kalendara" bile su karte okoline sjajnih promenljivih zvezda koje su bile dostupne za amatersko posmatranje dvogledom ili malim teleskopom. Metode njihovog vizuelnog i fotografskog posmatranja opisane su u klasičnim knjigama Vladimira Platonoviča Ceseviča "Šta i kako posmatrati na nebu" i "Promenljive zvezde i njihovo posmatranje". Posljednjih godina se povećao broj osobnih opservatorija, opremljenih teleskopima s prečnikom ogledala 15-40 cm i CCD matricama, što omogućava promatranje blijedih objekata. Za obradu takvih slika, razni autori su razvili nekoliko programa koji rade pod Linux (IRAF, MIDAS, itd.) i Windows (besplatni MuniPack, WinFits, IRIS, popularni komercijalni MaximDL, itd.) operativnim sistemima. Tehnika takvih posmatranja opisana je u knjizi: A.V.Mironov "Precizna fotometrija".

Rezultati zapažanja su od vrijednosti za astronomsku zajednicu kada su pravilno i pažljivo obrađeni i predstavljeni u formatu prihvaćenom u određenoj zajednici. Prema terminologiji, astronomi se dijele na profesionalce (koji rade u posebnim ustanovama i primaju platu za naučni rad) i amatere (koji zarađuju u drugim djelatnostima, ali se astronomijom bave "iz ljubavi" u slobodno vrijeme). Postoji još jedna riječ "amater", koja označava nizak nivo obučenosti ili malo iskustva, a može se odnositi na neke amatere i neke profesionalce. Popularizatorska aktivnost ima za cilj pokretanje tranzicije od amatera do amatera, a od njih do profesionalaca. U ovom članku razmatramo moguće aktivnosti amatera koje mogu dati pravi doprinos nauci.

Za objavljivanje patrolnih vizuelnih (i rijetko fotografskih ili CCD) opservacija koristi se standardni format - vrijeme u julijanskim datumima (uputstva i tabela su dati u prethodnim brojevima UAC-a), veličina i troslovni kod posmatrača (na primjer, VER= Michel Verdenet, Francuska). Tabele takvih mjerenja sjaja za svaku od zvijezda šalju se u baze podataka udruženja posmatrača promjenljivih zvijezda. Udruženja su osnovana u gotovo svim razvijenim zemljama, međutim, s obzirom na porast međunarodne saradnje, postoji tendencija korištenja međunarodnih baza podataka koje kombinuju rezultate zapažanja iz mnogih zemalja.

Najveće na svijetu je Američko udruženje promatrača promjenjivih zvijezda (AAVSO, American Association of Variable Star Observers), koje trenutno ima više od 22 miliona pojedinačnih procjena sjaja oko 10 hiljada promjenjivih zvijezda različitih tipova, a ovaj broj se nedavno povećao. za oko pola miliona godišnje. Treba napomenuti da je 2011. godine AAVSO proslavio 100 godina postojanja, te čestitamo našim kolegama na ovom značajnom događaju.

Prema nedavnom rejtingu AAVSO, ukrajinski posmatrači zauzeli su 11. mjesto po broju zapažanja dostavljenih u međunarodnu bazu podataka ove javne organizacije. O važnosti ovakvih zapažanja za stručnu nauku svedoči činjenica da se u SAD ova baza podataka nalazi na čuvenom Univerzitetu Harvard. Slične baze podataka u drugim zemljama se takođe nalaze na univerzitetskim internet serverima (Strazbur, Francuska; Kjoto, Japan; Brno, Češka, itd.).

Od velikog značaja su „nova zapažanja“ zasnovana na „starim fotografskim negativima“. Novootkrivena zvijezda se također može proučavati "u prošlosti" koristeći prethodno dobijena patrolna zapažanja. Najveća zbirka u ZND (i treća u svijetu), koja broji više od 100.000 negativa, pohranjena je u "Staklenoj biblioteci" Astronomske opservatorije Odeskog nacionalnog univerziteta, a koriste je profesionalci i amateri, uključujući " Projekat ukrajinske virtuelne opservatorije. Odlična kolekcija negativa sa znatno slabijim zvijezdama (i, shodno tome, manjim vidnim poljem) dobivena je na Državnom astronomskom institutu po imenu. P.K. Sternberga na Moskovskom državnom univerzitetu.

Drugi važan pravac, koji se zasniva na rezultatima obrade početnih zapažanja, su momenti minimuma dvojnih zvijezda pomračenja ili maksimuma pulsirajućih. Ova razlika je zbog činjenice da je zvijezda svjetlija pri maksimalnom sjaju, a više zvijezda je dostupno za posmatranje sa istim instrumentom. Takođe, za većinu zvijezda maksimumi su uži od minimuma, tako da zahtijevaju kraće vrijeme posmatranja i određuju se s većom preciznošću. Za zvijezde pomračenja, naprotiv, pomračenja su uža i izraženija. Za određivanje se koristi nekoliko metoda. Jedan od njih, koji koristi aproksimaciju krivulje svjetlosti polinomom sa izborom statistički optimalnog stepena, implementiran je u programu VSCalc (autor VV Breus).

Različiti ekstremi se također koriste za vrlo popularne studije srednjih polarnika - određivanje maksimuma bržih fluktuacija svjetline povezanih s rotacijom magnetskog bijelog patuljka, ali minimuma orbitalne varijabilnosti, koji se obično povezuju s potpunim ili djelomičnim pomračenjima. Za određivanje krivulje glađenja pomoću multiperiodične multiharmoničke aproksimacije, uzimajući u obzir polinomski trend, preporučujemo korištenje MCV programa (autori I.L. Andronov i A.V. Baklanov).

Upotreba ekstrema omogućava proučavanje takozvanih "O-C" dijagrama - ovisnosti o vremenu ili broju ciklusa odstupanja ekstremnih trenutaka od teorijski predviđenih vrijednosti (na primjer, prema najjednostavnijoj formuli T E = T 0 + P E, gde je T E teorijski trenutak vremena koji odgovara brojevnom ciklusu E, P- period i T 0 - početna epoha). Izvođenjem matematičkog modeliranja ove opservacijske zavisnosti mogu se precizirati vrijednosti perioda i početne epohe, istražiti moguće "sekularne" varijacije perioda (povezane u binarnim sistemima sa protokom materije, magnetnim ili nemagnetnim zvjezdanim vjetrom, gravitacijskim zračenjem , u pulsirajućim sistemima sa sporom promjenom strukture zvijezde) ili periodično povezano s prisustvom treće (ili više) komponente u sistemu. Postoji nekoliko elektronskih baza podataka ekstremnih trenutaka kreiranih u raznim organizacijama - B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS itd. Najpotpuniji rezultati istraživanja u papirnom obliku objavljeni su u monografiji od 6 tomova (autori J. Kreiner (Poljska), I.S.Nha, Ch.H.Kim (Koreja)). Međutim, u narednoj deceniji, elektronske publikacije su postale glavne.

Iako se sastavljači trude da koriste svu dostupnu literaturu, ipak postoje neke razlike. Ukoliko ste zainteresovani za određivanje trenutaka ekstrema, preporučljivo je da ove podatke pošaljete ili samostalno u časopis u skladu sa pravilima za autore (jedan od najnovijih primera takve kompilacije u časopisu „Open European Journal on Variable Zvjezdice" N 137), ili u jednu ili više navedenih baza podataka za ulazak u sljedeći redovni članak - izvještaj.

Kao i kod objavljivanja početnih zapažanja, relativno je rijetko doći do otkrića na temelju male količine vlastitih podataka.

Trenuci ekstrema umjesto originalnih opažanja imaju neke prednosti - kompaktnost (jedna vrijednost umjesto desetina opažanja) i pripremu preliminarnih vrijednosti za naknadnu analizu. Međutim, razvoj kompjuterskih metoda matematičkog modeliranja korištenjem različitih algoritama omogućio bi drugim istraživačima da ponovo obrađuju podatke opservacije, pa bi bila poželjna tablica vrijednosti svjetline.

Dakle, postoji široka mogućnost izbora vrste posmatranja - patrola (jedna procjena sjaja za dugoperiodične zvijezde, na primjer, Miras, polupravilne, Cefeide, kada se sjaj nekoliko jedinica ili desetina zvijezda može napraviti preko cijelu noć ili veče), ili vremenske serije (jedna ili nekoliko zvjezdica po noći sa trajanjem serije od nekoliko sati do cijele noći). Potonji je postao vrlo popularan jer ne zahtijeva usmjeravanje teleskopa na različite objekte. Ovu vrstu posmatranja zahtijevaju kratkoperiodični objekti - kataklizmičke binarne zvijezde (klasične i srednje polarne, patuljaste nove, nove) - po mogućnosti nekoliko noći promatranja po sezoni, zvijezde pomračenja, kao i višeperiodne pulsirajuće varijable tipa RR Lyra sa Blažekov efekat i tip Delta Scuti.

Naravno, treba se pripremiti za zapažanja. Pogledajte koja će vas od zvijezda zanimati noću biti dovoljno visoko iznad horizonta da atmosferska apsorpcija ne apsorbira značajan dio svjetlosti. Neki istraživači pokušavaju da ne posmatraju kada je zvezda ispod 30 stepeni iznad horizonta. "Lovci na ekstreme" treba da izračunaju efemeride - tj. teorijske vrijednosti vremenskih tačaka u blizini kojih se bira vremenski interval posmatranja (za pokrivanje uzlaznih i silaznih dijelova krivulje svjetlosti, ako ne u potpunosti, onda barem djelomično). Osim toga, vremena "efemerida" su data centru Sunca (heliocentrično) ili centru Sunčevog sistema (baricentrično), ali mi posmatramo na Zemlji (geocentrično vrijeme), tako da se signal može uočiti ranije ili kasnije zbog činjenica da svjetlost pređe udaljenost, jednaku poluprečniku Zemljine orbite, za 8 minuta i 18 sekundi. Više detalja o ovom efektu "heliocentrične korekcije" može se pronaći u literaturi, a izračunati, na primjer, pomoću MCV programa.

Budući da se pretpostavlja da su moguće promjene perioda, posmatrani trenutak se može pomjeriti u odnosu na izračunati. Stoga vremenski interval posmatranja ne bi trebao biti preuzak. Ako postoji nekoliko objekata, dodijelite vrijeme odgovarajućim intervalima. Za kataklizmičke i multiperiodične zvijezde koristi se svjetlosna kriva, pa je poželjno promatrati svo raspoloživo vrijeme.

Šta tačno posmatrati u narednim noćima zavisi od preferencija istraživača, doba godine, geografske širine mesta posmatranja i koordinata zvezde, njenog sjaja, amplitude i tačnosti merenja. Na internet linkovima ispod možete pronaći liste i mape blizine objekata koje nude razne organizacije - pomračujuće binarne, međupolarne, pulsirajuće i druge promjenljive zvijezde.

Među brojnim otkrivenim objektima u svijetu izdvaja se grupa novih varijabli, koju je u Odesi otkrila studentica (sada postdiplomac) Natalia Virnina. Za dvije godine, prema vlastitim zapažanjima pomoću CCD niza, otkrila je više od 60 novih periodičnih (pomračujućih i pulsirajućih) promjenjivih zvijezda. Njih 32 predstavljeno je u članku datom na listi internetskih linkova. Iako su glavne karakteristike već određene, nova opažanja u raznim filterima bila bi korisna kako za pročišćavanje perioda i početne epohe, tako i za određivanje temperatura iz indeksa boja.

Kako formatirati i gdje objaviti rezultate?

Publikacije o promjenjivim zvijezdama mogu se podijeliti u nekoliko kategorija - analitički članci koji sadrže sveobuhvatnu studiju; izvještaji o otkriću koji sadrže potrebne minimalne informacije; izvještaji o otkriću neperiodičnih zanimljivih događaja u poznatim zvijezdama; tablice ekstrema svjetline; tablice pojedinačnih vrijednosti sjaja i eventualno drugih karakteristika. Analitički članci su najteži, ali su nemogući bez dobijanja početnih zapažanja. Stoga je svaka od ovih kategorija važna na svoj način i privlači svoje autore.

"Postavljači trendova" u imenovanju i klasifikaciji promjenljivih zvijezda je grupa koja se u ime Međunarodne astronomske unije bavi razvojem "Generalnog kataloga promjenljivih zvijezda" (GCVS = GCVS, General Catalog of Variable Stars). Nakon pobjede u Velikom otadžbinskom ratu ovo pravo je prenijeto na Sovjetski Savez, a autorski tim radi u Moskvi na bazi Državnog astronomskog instituta. P.K. Shternberg (Moskovski državni univerzitet) i Astronomski institut Ruske akademije nauka. Skoro 30 godina rad je vodio doktor fizičko-matematičkih nauka Nikolaj Nikolajevič Samus.

Osim toga, izdaju se časopisi "Variable Stars" (PZ) i "Variable Stars. Application" (PZP) u kojima značajne naučne rezultate mogu objavljivati ​​ne samo profesionalci, već i amateri.

Naravno, svaki časopis nudi „svoja pravila za autore“, međutim, postoje minimalni zahtjevi za karakteristike zvijezde ili zvijezda, koje moraju biti uključene u članak. Uzimajući u obzir ogroman broj objekata, razvijena je elektronska forma u kojoj autori popunjavaju potrebna polja, a nakon toga se automatski kreira tekst članka. Za časopis "Variable Stars. Supplement" to su: naslov napomene, imena autora, država, grad, organizacija, službeni naziv varijabilne zvijezde prema OKPS ili NVS (Katalog sumnjivih zvijezda varijabilnosti), kao i nazive po drugim katalozima, koordinate, vrstu varijabilnosti, granice varijacije sjaja (maksimalne i minimalne) i fotometrijski sistem, za periodične zvijezde - period i početnu epohu (minimalni sjaj pomračenja i maksimalni sjaj pulsirajućeg ), grafičke datoteke sa prikazom krivulje svjetlosti i okoline zvijezde i odgovarajućih natpisa, datoteka sa tabelom zapažanja, primjedbi i komentara u slobodnom obliku, linkovi na druge publikacije. Postoje slična pravila za objavljivanje članaka o promjenjivim zvijezdama u drugim časopisima, međutim, ove potrebne informacije su navedene u strukturiranom tekstu samog članka, a tabele zapažanja se sve češće objavljuju zasebno kao prilozi, a ne tekst članka.

Posljednje "papirnato" izdanje GCVS objavljeno je 1985-1987, a dopune mu se redovno objavljuju u časopisu "Information Bulletin on Variable Stars" ("Information Bulletin on Variable Stars", Budimpešta, Mađarska), koji je zvanična publikacija Međunarodne astronomske unije. Poslednjih godina, ovaj bilten (obično do 2 ili 4 stranice) prihvata rezultate studija promenljivih zvezda dobijene samo iz visoko preciznih CCD-ova ili fotoelektričnim posmatranjima, međutim, članci zasnovani na fotografskim ili vizuelnim procenama sjaja više se ne prihvataju. Kratke poruke o otkrićima novih varijabilnih zvijezda grupisane su u svaki stoti broj, a autori su naznačeni samo unutar poruke. Uprkos sažetoj naučnoj prirodi informacija, ova publikacija "plaši" amatere nedostupnošću informacija o samim autorima otkrića.

Postoji mnogo više časopisa u različitim zemljama (Journal of AAVSO (SAD); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (UK); Bulletin de l "AFOEV (Francuska); BAV Rundbrief (Njemačka); BBSAG (Švicarska); GEOS (Italija)) i drugi, koji objavljuju rezultate posmatranja promjenjivih zvijezda, a ponekad i drugih astronomskih objekata.

Kako bi se pokušalo ujediniti amatere i profesionalce, prije nekoliko godina je organiziran međunarodni "Open European Journal on Variable Stars", koji je službeno registriran u Češkoj. Časopis na engleskom objavljuje rezultate CCD, fotoelektričnog i rjeđe fotografskog osmatranja varijabilnih zvijezda. Članke recenzira 7 članova uredničkog odbora, a članak se objavljuje (često nakon revizije i uz uvažavanje komentara recenzenata) sa više od 70% glasova. Časopis obično objavljuje detaljnije studije o zvijezdama od drugih časopisa. Članovi uredništva predstavljaju ne samo evropske zemlje (Češku, Slovačku, Švicarsku, Italiju, Njemačku, Ukrajinu), već i SAD. Svoje rezultate objavljuju i naučnici iz Koreje, SAD-a, Argentine, Australije i drugih vanevropskih zemalja.

Međutim, najbrže publikacije su elektronske cirkulare koje šalju neka društva. Najviše se koriste cirkularnici IAU, AAVSO, CBA (SAD), a posebno japanski "VSNET" ("Variable Star Network"), koji je podijeljen na više od deset cirkulara po interesovanjima (chat - diskusija; upozorenje - hitna poruka ;кампания-dn - kampanje za patuljaste nove, campaign-ip - kampanje za srednje polare, obs - tabele zapažanja, itd.). Odlika elektronskih cirkulara je brzina - do pretplatnika dođu za nekoliko sekundi, brzinom e-pošte. Međutim, samo nekoliko cirkulara je u obliku članaka. U osnovi, oni sadrže kratke izvještaje o otkrićima neperiodičnih pojava u već poznatim zvijezdama (bljeskovi, bledenje, nastanak i prestanak privremenih kvaziperiodičnih ili periodičnih promjena), te, mnogo rjeđe, otkriće novih promjenjivih zvijezda. Takve poruke obavještavaju druge potencijalne posmatrače koji mogu na vrijeme korigirati svoj program posmatranja i nastaviti promatranja na različitim dužinama.

Kako bi se izbjegle nekvalitetne e-mailove vanjskih autora, pisma autora šalju se nekom od "članova uredništva", koji može uređivati ​​i slati poruku u svoje ime, navodeći autora zapažanja ili otkrića. Najaktivniji učesnici imaju pravo da šalju svoje poruke po hitnosti. Ovo je najbrži način komunikacije, budući da informacije o otkriću (nove promjenljive zvijezde, baklji, promjenama u prirodi varijabilnosti, pojavi i nestanku supergrba) gotovo trenutno dolaze do adresata, a svaki posmatrač može sam odlučiti hoće li da posmatrate prethodno planirane zvezde ili usmerite svoj teleskop na zvezdu koja pokazuje zanimljivo ponašanje danas (a možda i u nekoliko narednih noći).

Treba napomenuti da takve poruke amatera koriste i profesionalci. Postoji poseban izraz "cilja prilike" ("meta sa događaja") kada se posmatra velikim zemaljskim teleskopima ili čak svemirskim teleskopima. Kada se dobije vrijeme posmatranja, postoji samo određena vjerovatnoća da će se u zvijezdi dogoditi ovaj ili onaj događaj (na primjer, bljesak). Stoga se prijava podnosi za nekoliko potencijalno interesantnih objekata. Ali na koji će se teleskop usmjeriti ovisi o stanju objekta. Stoga profesionalci šalju informacije u elektronske cirkulare dostupne amaterima s dobrim teleskopima. Obično se to zove "Poziv na zapažanja" ("poziv na posmatranja"), gdje opisuju po čemu je zanimljiva ova ili ona zvijezda i pozivaju ih da hitno prijave ako se otkrije izbijanje i pošalju zapažanja naknadno.

Kao što je već napomenuto, zvijezda dobija službeno ime kao varijabla tek nakon što se unese u "Generalni katalog promjenljivih zvijezda". Za brže centralizirano označavanje aktivno se koristi "Variable Stars indexX".

Prisustvo nekoliko komplementarnih časopisa doprinosi slobodi izbora i stvaranju „individualnosti“ svakog od njih. Još jednom napominjemo da se prilikom objavljivanja treba pridržavati kako pravila časopisa, tako i postizanja potrebnog minimuma informacija. Na primjer, prilikom otvaranja treba navesti barem potrebne minimalne parametre koji su uneseni u "Generalni katalog promjenjivih zvijezda" - koordinate; granice promjene svjetline sa indikacijom fotometrijskog sistema; vrsta varijabilnosti; za periodične zvijezde, period i početnu epohu (maksimum za pulsirajuće zvijezde i minimum za zvijezde u pomračenju), M-m asimetrija za pulsirajuće zvijezde (odnos vremenskog intervala od minimuma do najbližeg maksimuma do perioda u procentima), ili minimalna širina D za binarne eklipse (odnos trajanja minimuma i perioda u procentima). Upravo taj stil karakteriše časopis "Promenljive zvezde. Dodatak" i svaki stoti broj "Informativnog biltena o promenljivim zvezdama".

Drugim autorima, koji možda žele da koriste objavljene podatke sa svojim, je stil dodavanja mape okoline sa naznakom uporednih zvezda, njihovih karakteristika (koordinate, nazivi kataloga, sjaj u različitim fotometrijskim sistemima), kao i kao tabele originalnih zapažanja. U starim danima, tablice vrijednosti sjaja objavljivane su u štampanom obliku u časopisima. U posljednjih nekoliko decenija većina časopisa je prešla na mješoviti "papirno-elektronski" oblik, objavljujući članke u cijelosti u elektronskom obliku i štampajući samo mali tiraž, a objavljujući priloge (tabele zapažanja i njihovih rezultata) samo u elektronskom obliku. . Ovaj pristup vam omogućava da objavite veoma dugačke tabele. Ali, ako neko treba da ih koristi (npr. da primeni drugačiji metod matematičke obrade), onda je zgodnije koristiti gotovu datoteku nego skenirati i prepoznati brojeve iz štampanog časopisa. Ovaj stil se koristi u najprestižnijim časopisima "The Astrophysical Journal", "Astronomy and Astrophysics" i drugim, kao iu specijalizovanim časopisima o promenljivim zvezdama IBVS i posebno OEJV.

mail.en/Gamow-2010-175-177-Virnina.pdf- članak sa karakteristikama 32 nove promjenjive zvijezde koje su otkrivene u Odesi, a koje je poželjno i dalje posmatrati.

http://asd.gsfc.nasa.gov/Koji.Mukai/iphome/ - lokacija na srednjim polarima

ftp://ftp.aavso.org/public/calib/- višebojni BVRI standardi starfielda od Arnea Hendena

Nastavljam seriju članaka "astronomski priručnik". A danas ću razmotriti još jednu važnu temu koja će vam dobro doći kada čitate članke iz odjeljka - promenljive zvezde. Kako vrijeme prolazi, zvijezde mogu promijeniti svoj sjaj (sjaj), takve zvijezde se nazivaju promjenjivim. Promjenjive zvijezde mijenjaju svoj sjaj zbog fizičkih promjena u stanju same zvijezde, kao i zbog pomračenja, ako govorimo o binarnim (višestrukim) sistemima, to su pomračujuće promjenljive zvijezde.

Postoje sljedeće vrste fizičkih varijabilnih zvijezda:

• pulsirajući- karakteriziraju kontinuirane i glatke promjene svjetline: Cefeide, Miridi, tip RR Lyrae, nepravilne, poluispravne;
• eruptivno- karakteriziraju nepravilne, brze i snažne promjene sjaja uzrokovane procesima koji su eksplozivne (eruptivne) prirode: nove zvijezde, supernove.

Promjenjive zvijezde imaju posebne oznake. Ove zvijezde u svakom sazviježđu označene su nizom slova latinične abecede: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ..., QZ sa dodatkom imena odgovarajućeg sazviježđa (RR Lyr). Tako se u svakom sazviježđu može odrediti 334 varijabilne zvijezde. Ako broj prelazi 334, onda su sljedeći označeni V 335, V 336 itd.

pomračenje promenljivih zvezda

pomračenje promenljivih zvezda- bliski parovi zvezda koji se ne mogu razdvojiti ni najmoćnijim teleskopima, prividna zvezdana magnituda se menja zbog periodičnih pomračenja jedne komponente sistema drugom za posmatrača sa Zemlje. Zvijezda većeg sjaja je glavna, a sa manjom - satelit. Najpopularniji primjeri su: β Perseus (Algol) i β Lyrae.

Zbog preklapanja jedne zvijezde s drugom, ukupna zvjezdana magnituda se periodično mijenja.

svjetlosna kriva- grafik koji prikazuje promjenu fluksa zračenja zvijezde ovisno o vremenu. Kada je zvezda u svom maksimalnom sjaju, jeste doba maksimuma, minimum (ili maksimum) - epoha minimuma. Razlika između maksimalne i minimalne veličine naziva se amplituda, i vremenski interval između dva maksimuma (najniže vrijednosti) - period promjene.

Grafikon promjene fluksa zračenja zvijezde s vremena na vrijeme

Na osnovu podataka grafikona, možete odrediti relativne veličine komponenti, dobiti opću predstavu o njihovom obliku. Minimalna vrijednost (donjina) na grafikonu može se razlikovati po veličini u zavisnosti od toga koja je od zvijezda blokirala njegovu komponentu: glavni satelit ili glavni satelit.

Danas je poznato oko 4000 zvijezda pomračenja različitih tipova. Minimalni period okretanja zvijezda poznat astronomima je nešto manje od sat vremena, maksimum je 57 godina.

Fizičke varijabilne zvijezde

cefeida

cefeida - pulsirajući divovi F i G, koji su dobili ime u čast zvijezde δ (delta) Cefeja. Period pulsiranja se kreće od 1,5 do 50 dana. Amplituda (razlika između maksimuma i minimuma) sjaja cefeida može doseći 1,5 m. Tipičan predstavnik Cefeida je Sjevernjača.

Kada se promijeni svjetlina, mijenjaju se temperatura fotosfere, indeksi boja i radijus fotosfere. Pulsiranje zvijezde nastaje kada neprozirnost vanjskih slojeva zvijezde odloži dio zračenja iz unutrašnjih slojeva. To je zbog supstance helijuma, koja prvo jonizuje, a zatim se hladi i rekombinuje.

Grafikon promjene svjetline η Aql (ovaj orao) i δ Cep (delta Cefej)

Danas postoji više od 700 cefeida u našoj galaksiji Mliječni put.

Zauzvrat, cefeidi se dalje dijele u 3 grupe:

1. Delta cefeidi (Cδ) su klasični cefeidi.
2. Cefeid tipa W Djevica (CW) - ne nalazi se u ravni galaksije. Obično se nalazi u. Zanimljivo je da svoju maksimalnu temperaturu postižu u intervalima između maksimalnog i minimalnog sjaja.
3. Zeta cefeidi (Cζ) su cefeidi niske amplitude. Imaju simetrične svjetlosne krivulje.

Zvijezde poput RR Lyrae

Poseban tip uključuje zvijezde tipa RR Lyra. To su divovi spektralne klase A. Period varijabilnosti za ove zvijezde je 0,2 - 1,2 dana. Vrlo brzo mijenjaju sjaj, dok amplituda dostiže jednu zvjezdanu magnitudu. Sa promjenom svjetline mijenja se indeks boja, što je povezano s promjenom temperature fotosfere. Na maksimumu, zvijezda posvijetli (pobijeli), tj. sve toplije. Poluprečnik zvijezde (radijalne brzine) se također mijenja.

Ogromna većina zvijezda ovog tipa koncentrirana je u globularnim zvjezdanim jatima. Ispod (spektar-luminoznost) prikazana je približna lokacija zvijezda Cefeida i RR Lyrae:

Slika preuzeta sa Wikipedije

Mirida

Miridi se nazivaju drugačije dugoperiodne promenljive zvezde. Ovo su ω (omega) zvezde tipa Ceti. Amplituda promene sjaja dostiže 10. (!) zvezdanu magnitudu. Period varijabilnosti uveliko varira i kreće se u rasponu od 90 - 730 dana.

Miridi uključuju spektralnu klasu M (i dodatne S i N - čak i hladnije).

Promjenljivost u svjetlini je posljedica fluktuacija temperature. Miridi su zvijezde koje imaju emisione linije u svojim spektrima.

Pogrešne varijable

To su zvijezde koje imaju nepredvidivu promjenu sjaja. Teško ih je uočiti i moraju potrošiti više vremena da bi se utvrdile njihove karakteristike. Predstavnik ove vrste zvijezda je μ (mu) od Cefeja.

Amplituda promjene sjaja ne prelazi jednu zvjezdanu magnitudu. Momenti maksimuma ili minimuma se ne mogu odrediti formulama, niti se može izračunati njihova periodičnost. Svjetlosna kriva može imati period do 4500 dana. U knjizi o astronomiji pronašao sam grafikon zvijezde μ Cefej, čija je sjaj izračunata od 1916. do 1928. godine:

Ako je moguće odrediti prosječnu vrijednost ciklusa i ako se uoči neka periodičnost, oni se nazivaju poluispravno, inače - pogrešno.

Eruptivne varijable

Promjenljiva patuljasta zvijezda koja svoju varijabilnost ispoljava u vidu ponovljenih izbijanja uslijed raznih vrsta izbacivanja materije (erupcije) naziva se eruptivno varijabla. Eruptivne zvijezde mogu biti mlade ili stare.

mlade zvezde

Zvijezde koje nisu završile proces gravitacijske kontrakcije nazivaju se mlad. Na primjer, T Bik. Mlade zvijezde uključuju patuljke spektralnih klasa F i G sa emisionim linijama u spektru. Mnoge mlade zvijezde mogu se naći u maglini Orion (u sazviježđu Orion), gdje se odvija proces aktivnog formiranja zvijezda. Nemoguće je utvrditi pravilnost u smjeni takvih zvijezda. Amplituda varijacije svjetline može doseći 3 m.

Haotična varijabilnost se objašnjava činjenicom da se oko mladih zvijezda uočavaju male svijetle magline, što ukazuje na postojanje velikih plinovitih školjki u njima.

Odvojeno dodijeliti UV Ceti blještave zvijezde. To su patuljci spektralnih klasa K i M. Odlikuju se vrlo brzim povećanjem sjaja tokom baklji. Za manje od jedne minute, fluks zračenja se može povećati nekoliko puta. Međutim, postoji velika grupa blještavih zvijezda čiji izboji traju dugo, preko nekoliko minuta. U jatu Plejade, sve zvijezde pripadaju takvim zvijezdama.

Do danas je otkriveno samo oko 80 blještavih zvijezda koje imaju nisku svjetlost i mogu se promatrati na maloj udaljenosti od Sunca.

Općenito, sve što trebate znati i razumjeti promenljive zvezde. A sada, kada naiđete na nerazumljiva imena ili oznake poput varijabilne zvijezde, uvijek možete pogledati ovaj članak da saznate šta je što.

Hvala vam što ste odvojili vrijeme da pročitate ovu važnu temu. Ako imate bilo kakvih pitanja, ne ustručavajte se pisati u komentarima, zajedno ćemo ih riješiti.