Tipos, tipos y clasificación general de estrellas variables. estrellas variables

Las estrellas variables son estrellas que cambian su brillo ante los ojos de las personas y sus generaciones. Los cambios evolutivos en el brillo de la gran mayoría de las estrellas, por regla general, son demasiado insignificantes y ocurren con demasiada lentitud para ser notados durante cuatro o tres mil años del desarrollo histórico de la humanidad. los antiguos chinos, la estrella del diablo (Algol) de los antiguos árabes, Amazing (Mira) en la constelación de Cetus, que cautivó la imaginación de los astrónomos a fines del Renacimiento, las supernovas de Tycho Brahe y Kepler, por la diversidad de su comportamiento, atestiguó la diversidad de las causas que provocan cambios en su brillo.brillo es toda la variedad de características físicas y razones para el cambio en el brillo de una estrella en particular.

Con el tiempo, los problemas asociados con la clasificación de estrellas variables se vuelven cada vez más difíciles. La relación entre los diferentes tipos de variabilidad del brillo se está aclarando gradualmente. A menudo existe la necesidad de referir el mismo objeto a varios tipos de variabilidad a la vez, ya que están determinados por diferentes factores físicos.

El aumento de la precisión de las observaciones y la mejora de los métodos de análisis condujeron al descubrimiento de muchas estrellas microvariables ya la elucidación de los patrones de cambios en sus características fotométricas y espectrales. En la actualidad, está claro que no existe un límite inferior en la amplitud de cambios en el brillo de las variables a registrar; se trata de la confiabilidad de registrar tales cambios en su confiabilidad.

Variabilidad en el ultravioleta lejano y rayos X, en el infrarrojo lejano y radio propiedad característica estrellas variables diferentes tipos. Sólo las dificultades de identificar los objetos observados en estas regiones del espectro con objetos ópticos aún imponen restricciones a su inclusión en los catálogos de estrellas variables.

En relación con la preparación de la nueva (cuarta) edición del Catálogo General de Estrellas Variables, nos enfrentamos a la necesidad de afinar significativamente la clasificación de variables adoptada en la tercera edición del catálogo (Kukarkin et al. 1969) y tres adiciones a la misma. Así, por ejemplo, la detección de la actividad cromosférica de una serie de estrellas requiere que este fenómeno se refleje en la clasificación. Las manifestaciones de la variabilidad óptica de las fuentes de rayos X son peculiares. Es necesario mejorar la clasificación de los sistemas binarios eclipsantes, etc.

A continuación describiremos el que nos parece el sistema más racional para clasificar estrellas variables, basándonos en el desarrollo de principios generalmente aceptados para la clasificación de estos objetos y en el análisis de las propuestas realizadas por varios especialistas.

Con base en las principales razones que determinan la variabilidad del brillo de ciertos objetos observados desde la Tierra, se acostumbra dividir las variables en las siguientes clases: binarias eruptivas, pulsantes y eclipsantes. Actualmente, es necesario introducir una clase más: las variables giratorias (Efremov, 1975; Percy, 1978). Esto implica que la superficie de tales estrellas puede estar cubierta de manchas-áreas con brillo superficial reducido o aumentado, y si el eje de rotación de la estrella no coincide con la dirección hacia el observador, el brillo superficial promedio de su hemisferio frente al Tierra , puede cambiar debido a la rotación de la estrella,

También parece conveniente separar las variables explosivas, las supernovas y las nuevas estrellas, de la clase de variables eruptivas en una clase separada.

Cada una de estas clases combina objetos de una naturaleza completamente diferente, pertenecientes a diferentes tipos de variabilidad de brillo. Al mismo tiempo, los mismos objetos pueden ser simultáneamente pulsantes y eruptivos y pueden ser parte de sistemas binarios eclipsantes, es decir, cambie el brillo por casi todas las razones posibles o cualquier combinación de estas últimas.

2.

En orden para entender varios tipos estrellas variables, es recomendable considerar su posición en el diagrama M V, B-V y por separado en función de la edad (t) de las propias variables (ver Fig. 1). La línea discontinua en todas partes en la Fig. 1 muestra la posición de la secuencia principal inicial. Las áreas ocupadas por variables de diferentes tipos están rodeadas por líneas continuas. Se muestran esquemáticamente. Sus límites no deben tomarse demasiado en serio. Pueden superponerse y ocupar áreas mucho más grandes. Además, no se deben tomar demasiado estrictamente las características de edad de las variables marcadas en la Fig. 1a, 1b y 1c.

Arroz. una.

En la fig. 1a muestra las posiciones de las estrellas variables más jóvenes (0<t<10 7 лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные En un, inb, En t, escriba variables s dor y FU Ori, variables de tipo intermitente ultravioleta china asociadas con nebulosas) y variables pulsantes (supergigantes irregulares Lc y semirregulares SRc de tipos espectrales tardíos). Todos estos objetos se observan en los cúmulos estelares más jóvenes y emergentes, en asociaciones OB y ​​T. Algunos tipos ( FU Ori, s dor) caracterizan, aparentemente, etapas de corto plazo en el desarrollo de las variables de Orión. Veamos estos tipos con más detalle. Las abreviaturas de tipo dadas a continuación no deben cambiarse imprudentemente, para evitar confusiones en el futuro, debido a la gran cantidad de tipos ya distinguidos.

s dor- estrellas eruptivas de alta luminosidad de tipos espectrales Bpeq-Fpeq, que muestran cambios de brillo irregulares (a veces cíclicos) que van de 1 a 3 m. Se encuentran entre las estrellas azules más brillantes de la galaxia en la que se observan. Las variables de este tipo incluyen P Cyg y Car.

En son variables de Orión. Variables eruptivas irregulares asociadas a nebulosas difusas y ubicadas en el diagrama M V , B-V en la región de secuencia principal y en la región subgigante. En la fig. 1a muestra el área ocupada por ellos con luz mínima. Como resultado de una mayor evolución, estas estrellas se convierten en estrellas de secuencia principal de brillo constante. Los límites de variación de la luminosidad pueden alcanzar varios valores. Se dividen en subtipos:

En un- Variables de Orion de clases espectrales B-A (T Ori).

inb- Variables Orion de tipo espectral F-M o Fe-Me (AN Ori).

En t- Variables de Orión de tipo T Tauro. Clases espectrales Fe-Me. Un signo específico del tipo son las líneas de emisión fluorescentes Fe I 4046, 4132 (anómalamente intensas en estas estrellas), las líneas de emisión y la línea de absorción Li I 6707. Si la conexión con la nebulosa no es perceptible, la letra norte puede omitirse en un símbolo de tipo.

En los espectros de algunas variables de Orión (YY Ori) hay un "efecto P Cyg inverso" -la presencia de componentes oscuros en el lado de longitud de onda larga de las líneas de emisión- que indica la caída de materia en la superficie de estas estrellas. En este caso, el carácter de tipo puede ir seguido del carácter AA.

UVn- variables eruptivas de llamaradas asociadas con nebulosas difusas, similares a las variables de tipo UV Ceti (ver más abajo). Este es un tipo de variables de subtipo Orion. inb, cuyas variaciones irregulares de brillo se superponen con destellos.

FU- variables eruptivas de tipo nuevo de tipo FU Ori de tipos espectrales Ae-Fpe asociadas con nebulosas difusas; muestran un aumento gradual del brillo de 6 m que dura varios meses, después de lo cual hay una constancia casi completa del brillo máximo, que persiste durante décadas, y un desarrollo gradual de las emisiones en el espectro. El área ocupada por estas variables en la fig. 1a corresponde a su brillo máximo.

L.c.- supergigantes variables irregulares de pulsación lenta de tipo espectral M (TZ Cas) con una amplitud de alrededor de 1 m.

SRc- supergigantes variables pulsantes semirregulares de la clase espectral M (Ser). Las amplitudes son del orden de 1 m, los períodos de cambio de brillo son de 30 a varios miles de días.

En relación con la Fig. 1a, se deben considerar dos categorías más de objetos, a saber, supernovas y púlsares.

Supernovas (SN): estrellas que aumentan rápidamente su brillo en 20 o más magnitudes como resultado de una explosión y luego se debilitan lentamente. El espectro de las llamaradas se caracteriza por la presencia de bandas de emisión muy amplias. Como resultado de la explosión, la estructura de la estrella cambia por completo. Lo que queda en lugar de la supernova es una nebulosa de emisión en expansión y (no siempre observable) una estrella de neutrones que gira rápidamente con un fuerte campo magnético que emite en los rangos de longitud de onda de radio, óptica y rayos X: un púlsar (PSR), cuyo brillo cambia período (de varias centésimas de segundo a varios segundos) es igual al período de su rotación.

3.

En la fig. 1b muestra las posiciones de estrellas variables cuyas edades oscilan entre 10 7 y 10 9 años.

En el proceso de desviación evolutiva de la secuencia principal inicial, las estrellas de tipo espectral B - F comienzan a exhibir variabilidad de brillo. Básicamente, estos fenómenos son causados ​​por la pulsación radial y no radial de las capas de la estrella cercanas a la superficie, la rotación de estrellas con manchas, así como la formación y desaparición de anillos o discos ecuatoriales de emisión en estrellas B de rotación rápida. Durante las pulsaciones radiales, la forma de la estrella permanece esférica y la superficie de la estrella se expande y contrae periódicamente. En el caso de pulsaciones no radiales, la forma de las estrellas. dy se desvía periódicamente de esférico, e incluso las partes vecinas de su superficie pueden estar en fases opuestas de oscilaciones.

En la actualidad, se pueden distinguir los siguientes tipos de variabilidad de estrellas de estas clases espectrales.

Cyg son supergigantes que no pulsan radialmente de tipos espectrales Beq-Aeq Ia, cuyos cambios de brillo con una amplitud del orden de 0. m 1 a menudo parecen incorrectos, porque son causados ​​por la superposición de muchas oscilaciones con períodos cercanos. Hay ciclos de no. cuántos días a varias decenas de días. Es posible que estas variables sean una etapa posterior en el desarrollo de las estrellas S Dor.

Ser - Variables pulsantes de clases espectrales O8-B6 I-V con períodos de cambio de brillo y velocidades radiales contenidas dentro de 0. d 1-0. d 6, y los límites de brillo cambian de 0. m 01 a 0. m 3. El brillo máximo corresponde al radio mínimo de la estrella. En general, se observan pulsaciones radiales en estas estrellas, pero ahora muchos investigadores encuentran posible distinguir entre ellas variables como 53 Per (V469 Per), que se caracterizan por pulsaciones no radiales (ver, por ejemplo, Unno et al. 1979 ).

A las variables de tipo Cer se une el grupo de variables distinguido por Jakata (1979), que pueden denominarse variables de tipo Cen. Se trata de estrellas de las clases espectrales B2-B3 IV-V, cuyos periodos y amplitudes de variación de brillo son un orden de magnitud menores que los observados para las estrellas Ser, es decir, encerrado dentro de 0. d 02-0. d 04 y 0. m 15-0. m 025 respectivamente.

El siguiente tipo bien conocido de variables de secuencia principal pulsante es el tipo Sct. Suele incluir estrellas de tipos espectrales A2-F5 III - V con amplitudes de variación de brillo de 0.m003 (principalmente 0.m02) a 0.d8 y períodos de 0.d02 a 0.d4 La forma de las curvas de luz varía mucho. Se observan pulsaciones tanto radiales como no radiales; También pueden ocurrir interrupciones a corto plazo de los cambios de brillo. La curva de velocidad de la línea de visión es casi una imagen especular de la curva de luz, con la velocidad máxima de aproximación al observador prácticamente coincidiendo con el brillo máximo de la estrella.

A principios de la década de 1950, Struve (1955) planteó la hipótesis de la existencia de una secuencia maya hipotética que llenaba el vacío entre las variables pulsantes de los tipos Ser y Sct. Struve realizó esta secuencia entre dos estrellas: un miembro del cúmulo de las Pléyades Maya (B7III) y UMi (A3II-III). Hasta ahora, varios investigadores (ver, por ejemplo, Beardsley y Zizka, 1977; Breger, 1979) continúan retomando la discusión de este tema.

La variabilidad del brillo de Maya aún no ha sido probada. Nos parece que la secuencia maya no existe en absoluto. Según Breger (1979), en un mar de estrellas con pulsaciones no radiales de baja amplitud, las estrellas de tipo Ser y Sct forman dos islas de variables de gran amplitud sustentadas por una excitación adicional de pulsaciones radiales.

En este sentido, es oportuno detenerse en el tema de la variabilidad de brillo de Lyr (AOV), que hasta hace poco se utilizaba como uno de los principales estándares fotométricos y espectrofotométricos. La variabilidad del brillo de esta estrella, descubierta por Gutnick y Prager (1915) y confirmada por Faz (1935), fue recordada recientemente después de la aparición del artículo de Vishnevsky y Johnson (1979). La estrella no fue incluida en los catálogos de estrellas variables porque muchos observadores la encontraron constante. Sin embargo, incluso Gutnik (1930), comparando las observaciones fotoeléctricas de Lyr en 1915 con las observaciones de su velocidad radial realizadas en 1929, mostró que los cambios de brillo detectados son sincrónicos con las variaciones de velocidad radial que ocurren con un período cercano a 0. d 07 , con los máximos el brillo de la estrella coincide con los mínimos de su velocidad radial. Faz (1935) y Neubauer (1935) realizaron observaciones simultáneas (hasta un minuto) del brillo y la velocidad radial de Lyr, lo que confirma las conclusiones de Gutnick (ver Fig. 2). Johnson (1980) acaba de informar sobre la variabilidad del brillo de Lyr sobre la base de sus observaciones fotoeléctricas, que ha estado realizando desde 1950 durante 30 años.

Arroz. 2.

Las relaciones de fase del brillo y la velocidad radial de Lyr durante sus cambios son las mismas que para las estrellas de tipo Sct, la amplitud y el período también se encuentran dentro de los límites correspondientes. En el diagrama con 1 , b-y, que reproducimos en la Fig. 3 del trabajo de Kubiak (1979), Lyr se ubica fuera del área principal ocupada por variables del tipo Cep y Sct (puntos). Sin embargo, Ser no se encuentra lejos de ella, una variable de este tipo. Así, se puede pensar que Lyr (A0V), así como UMi (A3II-III) y CrB (A0IV) pueden atribuirse a variables del tipo Sct, tomando el intervalo A0-F5III-V como el intervalo de clases espectrales inherentes en lo ultimo.

Es obvio que la estabilidad de las pulsaciones se viola para las estrellas ubicadas en el borde de la banda de inestabilidad ocupada por las variables de tipo Sct. En algunas estrellas, pueden aparecer y desaparecer. La variabilidad de la luminancia ocurre esporádicamente y, a veces, se detiene por completo.

Después de las pulsaciones, la razón del cambio en el brillo de las estrellas ubicadas en la región de la secuencia principal es la rotación de estrellas con brillo superficial no homogéneo. Esta falta de homogeneidad puede ser causada bien por la presencia de manchas o, en general, por la falta de homogeneidad térmica y química de la atmósfera estelar bajo la acción de un campo magnético cuyo eje no coincide con el eje de rotación de la estrella.

La rotación con respecto al observador terrestre determina la variabilidad de las estrellas CVn - peculiares estrellas de secuencia principal de clases espectrales B8p-A7p con fuertes campos magnéticos alternos. En sus espectros, las líneas de silicio, manganeso, estroncio, cromo y tierras raras se realzan anómalamente, cambiando su intensidad con un período igual al período del cambio en el campo magnético y el brillo (0. d 5-160 d) . Las amplitudes de variación de brillo suelen estar dentro de 0. m 01-0. m1.

Las estrellas de clases espectrales B0p-B7p con intensidad variable de líneas He I, Si III y algunas líneas metálicas (SX Ari, Ori E = V1030 Ori) a veces se denominan variables de helio. Las llamaremos variables de tipo SX Ari. Estas estrellas, que también tienen campos magnéticos variables, son análogos de alta temperatura de las variables de tipo CVn. Podrían combinarse en un solo tipo con variables de tipo (CVn), ya que la razón de la variabilidad de brillo y espectro (rotación de la estrella) es la misma para estrellas variables de ambos tipos.

Arroz. 3.

Algunas variables del tipo CVa (por ejemplo, UU Com, tipo espectral A3pV) también tienen pulsaciones de período corto con períodos 0. d 02-0. d 1 y una amplitud del orden de 0. m 01, lo que indica que estas estrellas pueden ser simultáneamente variables de tipo Sct.

Las variables giratorias también incluyen variables del tipo BY Dra - estrellas de emisión - enanas dKe-dMe, que muestran variaciones de brillo cuasi-periódicas con períodos desde fracciones de un día hasta 120 y amplitudes desde varias centésimas hasta 0. m 5. La variabilidad de brillo en este caso se debe, según parece, a la rotación axial de las estrellas con variaciones en el tiempo, el grado de falta de homogeneidad del brillo superficial (manchas) y la actividad cromosférica. Algunas de ellas también exhiben estallidos similares a los de las estrellas del tipo UV Ceti (ver más abajo), y en este caso también pueden atribuirse a este último tipo, considerándose simultáneamente eruptivas.

Las variables del tipo UV Cet son estrellas eruptivas de los tipos espectrales dKe-dMe, que a veces experimentan estallidos con una amplitud de varias décimas a 6 m. El brillo máximo se alcanza en segundos o decenas de segundos después del inicio del estallido, y la estrella vuelve a su brillo normal en unos minutos o decenas de minutos.

La figura 1b muestra la región ocupada por estas variables como mínimo. El límite superior izquierdo de la región corresponde a las variables observadas en el cúmulo de las Pléyades (t=5,10,7 años). Con el tiempo, este límite se desplaza hacia la derecha, hacia tipos espectrales posteriores; en el grupo Hyades (t=5 . 10 8 años) ya pasa en la región М V =+10 m , B-V=+1. metro 6

Aparentemente, no es coincidencia que nuestro Sol (círculo con un punto en la Fig. 1b, c) esté ubicado en la región más tranquila del diagrama (M V , V-V) - junto a él en la región de secuencia principal no hay una sola variable física estrellas, de lo contrario sentimos que no nos sentiríamos muy cómodos.

El proceso de escape de la secuencia principal en estrellas B en rápida rotación va acompañado del flujo de salida de materia en su zona ecuatorial y la formación de anillos o discos ecuatoriales, lo que lleva a su transformación en variables irregulares de emisión del tipo Cas del tipo espectral. BeIII-V, perteneciente a la clase eruptiva. Las amplitudes de los cambios en su brillo pueden alcanzar 1. m 5.

Saliendo de la secuencia principal. Las estrellas B pasan a través de la región de inestabilidad Cefeida, convirtiéndose en variables de tipo Ser radialmente pulsantes. Se trata de Cefeidas de la componente plana de la Galaxia, obedeciendo a la conocida dependencia periodo-luminosidad. Sus tipos espectrales con brillo máximo son F5-F8, con mínimo G-K y

cuanto más tarde, más largos son los períodos de cambio de brillo, que van desde 1 d a 135 d. Las amplitudes de variación de brillo son de (0. m 1 a 2 m. Al igual que las estrellas tipo Sct, el brillo máximo coincide con la velocidad máxima de acercamiento de las capas superficiales de la estrella al observador.

Estas estrellas pueden asociarse con gigantes variables semirregulares y supergigantes de clases espectrales F-K, a veces de emisión, que suelen denotarse con el símbolo SRd (SX Her, SV UMa). Las amplitudes de los cambios en su brillo están en el rango de 0. m 01 a 4 m, los períodos son de 30 d a 1100 d.

En el proceso de mayor evolución, las variables de alta luminosidad caen en la región de las supergigantes rojas, convirtiéndose en las variables ya descritas de los tipos Lc y SRc, y las variables de menor luminosidad (pero más brillantes М V = +1 m) se vuelven irregulares (Lb) y semirregulares (SRab) Variables de tipo tardío Clases espectrales con amplitudes del orden de 1 m .

Libra- Variables irregulares que cambian lentamente de tipos espectrales K, M, C, S, como regla, gigantes (СО Cyg).

SRa- Gigantes semirregulares de tipos espectrales tardíos (M, C, S) con una periodicidad bien definida y, por regla general, amplitudes pequeñas (menos de 2, m 5) de cambios de brillo. Los periodos están en el rango de 35 a 1200 d. Las amplitudes y formas de las curvas de luz suelen cambiar.

SRb- gigantes semirregulares de tipos espectrales tardíos (M, C, SV) con una periodicidad poco pronunciada (el ciclo promedio es de 20 d a 2300 d) o con un cambio en los cambios periódicos por oscilaciones irregulares lentas o incluso intervalos de constancia de brillo.

4.

En la fig. 1c muestra las posiciones de las estrellas variables que tienen más de 109 años. Las curvas sólidas muestran las secuencias principales de los antiguos cúmulos abiertos (NGC 188) con una abundancia normal de elementos pesados ​​y un globular (M15) con una abundancia reducida de elementos pesados.

En esta etapa de evolución, todas las estrellas ubicadas en el diagrama M V , B-V en la región con M V más brillante que +3 m son objetos de baja masa con una masa inferior a 1,3 masas solares. Las peculiaridades de la variabilidad del brillo de muchos de ellos están asociadas con la expansión de las capas exteriores y la eyección de las conchas, es decir. con pérdida de peso. En este caso, en los extremos de las ramas de gigantes rojas de viejos cúmulos abiertos y globulares aparecen variables de tipo SRab, Lb y Mira Ceti (M), que son características tanto de la componente antigua del disco como de la componente esférica. de la Galaxia.

METRO- Variables del tipo Mira Ceti, variables radialmente pulsantes de largo período con espectros de emisión característicos de clases tardías (Me, Ce, Se), con amplitudes de variación de brillo superiores a 2, m 5 (hasta 5-6 m), con pozo -periodicidad definida y plazos concluidos que van desde los 80 hasta los 1000 d. En la fig. 1c muestra la región ocupada por variables de tipo Mira Ceti de tipo espectral Me en su brillo máximo.

En cúmulos abiertos antiguos de baja masa prácticamente no se observan variables de este tipo, aparentemente debido a la corta duración de la etapa de dicha variabilidad y porque estos cúmulos tienen tiempo de decaer antes de que sus miembros comiencen a convertirse en estrellas como Mira Ceti. Por lo tanto, variables como Mira Ceti se encuentran principalmente solo en el campo galáctico y en cúmulos globulares antiguos masivos.

Las estrellas en cúmulos globulares muy antiguos que caen en la brecha de Schwarzschild en la rama horizontal después de un destello de helio se convierten en variables RR Lyrae.

RR - Variables RR Lyrae, gigantes radialmente pulsantes de clases espectrales A-F con periodos que van de 0.d 2 a 1.d 2, y amplitudes de variación de brillo que no exceden los 2 m . Según la forma de la curva de luz y la duración del período, se suelen dividir en los subtipos RRab y RRc.

RRab- Variables con una curva de luz marcadamente asimétrica (rama ascendente empinada) y periodos de 0.d4 a 1.d2 (RR Lyr).

RRc son variables con curvas de luz casi simétricas, a menudo sinusoidales, y un período medio de aproximadamente 0, d 3 (TVBoo).

En el curso de una mayor evolución de las estrellas de rama horizontal hacia y a lo largo de la rama asintótica, surgen variables radialmente pulsantes de los tipos BL Her, W Vir y RV Tau.

BLH- variables de tipo BL Her, variables pulsantes de la componente esférica o de la antigua componente del disco con periodos de 1 a 8 . Caracterizado por la presencia de una joroba en la rama descendente de la curva de luz.

CW- variables de tipo W Vir, variables pulsantes de componente esférico o componente de disco antiguo con periodos de 12 a 35 d. Se caracterizan por una dependencia período-luminosidad que difiere de una dependencia similar para variables del tipo Ser. Las curvas de luz también difieren de las curvas de luz de las variables tipo Ser de los períodos correspondientes por la presencia de jorobas en la rama descendente.

Por tradición, las variables de los tipos Ser, W Vir y BL Her a menudo se denominan cefeidas (y las variables RR Lyrae se denominan cefeidas de período corto), ya que a menudo es imposible distinguir las variables de estos tipos entre sí por la forma de la curva de luz, aunque en principio estos son objetos completamente diferentes ubicados en varias etapas de evolución.

R. V.- variables como RV Tai, supergigantes de tipos espectrales F-G en brillo máximo; las curvas de luz se caracterizan por la presencia de ondas dobles con mínimos primarios y secundarios alternos, cuya profundidad puede cambiar de manera que los mínimos primarios pueden convertirse en mínimos secundarios y viceversa; la amplitud total del cambio de brillo puede alcanzar los 3–4 m; los periodos entre dos mínimos principales vecinos, llamados formales, están en el rango de 30 a 150 d. Se dividen en subtipos RVa y RVb.

Rva- Variables de tipo RV Tai, cuyo valor medio no cambia (AC Her).

RVb- Variables del tipo RV Tau, en las que se produce un cambio periódico en el valor medio con un periodo de 600 d a 1500 d (DF Cyg).

En la misma región del diagrama M V , B-V en la fig. 1c son variables de tipo R CrB: estrellas pobres en hidrógeno, de carbono desnudo y helio de alta luminosidad de tipos espectrales Bpe-R, que son simultáneamente eruptivas y pulsantes. Se caracterizan por un desvanecimiento lento no periódico del brillo con una amplitud de 1 a 9 m, que dura de varias decenas a cientos de días. Estos cambios están superpuestos por pulsaciones cíclicas con una amplitud de varias décimas de magnitud y períodos de 30 a 100 d (Fist 1975; Zhilyaev et al. 1978).

Se unen variables de tipo R CrB (posiblemente asociadas a ellas)

evolutivas) del tipo PV Tel son supergigantes de helio de las clases espectrales Bp, caracterizadas por líneas débiles de hidrógeno, líneas realzadas de helio y carbono, pulsantes con periodos de 0. d 1 a 1 o cambio de brillo en intervalos de tiempo del orden de un año. La amplitud de su cambio de orden de brillo es 0. m 1.

Las estrellas que pueden llamarse variables eruptivas de tipo WR se caracterizan por la misma alta luminosidad e incluso por una temperatura superficial más alta. Estas son estrellas individuales del tipo Wol. fa-Rayet (si existen) o, en todo caso, binarias no eclipsantes, que incluyen componentes del tipo Wolf-Rayet, caracterizadas por variaciones irregulares de brillo del orden de 0. m 1, provocadas aparentemente por causas físicas, en en particular, la no estacionariedad de la salida de materia de la superficie de estas estrellas.

Los núcleos de nebulosas planetarias (PN) también se encuentran aquí, mostrando (como V605 Aql) enormes variaciones monótonas de brillo de hasta 10 m, que aún no distinguimos como un tipo especial de variabilidad, prefiriendo atribuirlas a objetos únicos.

En la fig. 1c muestra dos tipos más de variables pulsantes: SX Phe y ZZ Cet.

Las variables de tipo SX Phe son subenanas pulsantes de la componente esférica o la antigua componente del disco de tipos espectrales A2-F5 similares a las variables Sct; estos objetos observan simultáneamente varios periodos de oscilaciones desde 0.d04 a 0.d06 (pulsaciones no radiales) con una amplitud variable de cambios de brillo, que puede llegar a 0.m7.

ZZ- Variables del tipo ZZ Cet, enanas blancas pulsantes que cambian de brillo con periodos de 30 segundos a 25 minutos y amplitudes de 0. m 001 a 0. d 2. A veces se observan destellos a 0 m, que sin embargo se explican por la presencia de un componente cercano del tipo UV Cet. Las pulsaciones no son radiales; la estrella suele tener varios periodos cerrados.

5.

Hasta ahora hemos considerado principalmente estrellas variables únicas que evolucionan normalmente como resultado de la acción de sus propias fuentes de energía y cambios en la estructura interna y composición química, aunque, sin duda, algunas de ellas pueden ser componentes de sistemas binarios.

Pasemos ahora a considerar los tipos de variabilidad asociados con sistemas binarios cerrados, es decir, sistemas cuyos componentes tienen la influencia mutua más fuerte en la evolución de cada uno. En este caso, en primer lugar, es necesario detenerse en la clasificación de los sistemas binarios eclipsantes.

La clasificación generalmente aceptada de binarias eclipsantes según la forma de sus curvas de luz es bien conocida. Según esta clasificación, las binarias eclipsantes con componentes esféricas o ligeramente elipsoidales, que presentan curvas de luz que permiten fijar los momentos de inicio y fin de los eclipses, pertenecen a las variables tipo Algol (EA). Las binarias eclipsantes con componentes elipsoidales y curvas de luz que no permiten fijar los momentos de inicio y fin de los eclipses debido al continuo cambio en el brillo total del sistema entre eclipses se clasifican como Lyr o WUMa. En este caso, las variables del tipo Lyr (EB) suelen denominarse variables con periodos superiores a 1 d y un mínimo secundario bien definido, cuya profundidad es mucho menor que la profundidad del mínimo principal. Las variables con periodos inferiores a 1 d y una diferencia o igualdad muy leve en las profundidades de los mínimos de brillo primario y secundario se denominan normalmente variables de tipo WUMa (EW).

Desafortunadamente, esta clasificación no permite juzgar de manera confiable las características físicas y de edad de los componentes de estos sistemas. Mientras tanto, ya se han desarrollado sistemas de clasificación para sistemas binarios cerrados, que permiten resolver estos problemas.

La evolución normal de una sola estrella de secuencia principal significa que, a medida que crece en tamaño, hace una transición de la secuencia principal a la región de gigantes o supergigantes. Si la estrella resulta ser un componente de un sistema binario cercano, entonces se altera el curso normal de su evolución.

El campo gravitatorio de una binaria cerrada en rotación determina la posición de la denominada superficie equipotencial crítica interna de Roche, cuya sección por un plano que pasa por los centros de masa de ambas componentes (A, B) y perpendicular a su plano orbital es se muestra en la figura. 4. La forma de la sección y la posición del punto L 1, llamado primer punto de libración de Lagrange, dependen de la relación de las masas de los componentes; L 1 se encuentra más cerca del componente menos masivo B. Las dimensiones de la superficie crítica interna de Roche determinan los límites superiores posibles de las dimensiones de los componentes dinámicamente estables del sistema binario.

Arroz. 4.

Si el componente A más masivo, que evoluciona más rápido, llena su superficie crítica interna (el sistema pasará de estar dividido a estar semiseparado), entonces se crearán condiciones favorables para la transición de la sustancia de este componente a través del punto L 1 al componente menos masivo B. Comenzará el intercambio de masa entre los componentes, por lo que, como dicen, puede ocurrir un cambio en los roles de los componentes: un componente menos masivo se volverá más masivo y viceversa.

El flujo de gas que fluye desde el punto L 1 hacia el componente menos masivo también puede formar un disco a su alrededor en el plano de la órbita, absorbiendo la materia que cae sobre él y se llama disco de acreción.

La clasificación de binarias eclipsantes que adoptamos se basa en la clasificación de Svechnikov (1969), basada en las clasificaciones de Kopal (1959) y Krath (1962) y también presentada por Svechnikov y Snezhko (1974). Se basa en la posición de los componentes de los sistemas binarios en el diagrama (M V , B-V) y el grado en que llenan sus superficies críticas internas de Roche.

Consideremos los principales tipos de sistemas binarios eclipsantes con los símbolos que hemos adoptado para sus abreviaturas (Fig. 1d). Cabe destacar que en la Fig. 1d, en contraste con la Fig. 1a, b, c, no se indica la edad aproximada de los sistemas. Él puede ser cualquiera. Esto es especialmente cierto para los sistemas de tipo WR.

MD- sistemas de secuencia principal separados (secuencia principal separada), cuyos componentes son miembros de la secuencia principal y no alcanzan sus superficies Roche críticas internas.

D.S.- sistemas separados con una subgigante, en los que la subgigante tampoco ha alcanzado aún su superficie crítica interna.

Arkansas- sistemas de tipos separados Arkansas Lac, cuyos componentes son subgigantes que no alcanzan sus superficies críticas internas.

Dakota del Sur- sistemas adosados, en los que la superficie del componente subgigante menos masivo está cerca de su superficie crítica interna.

KE- sistemas de contacto de tipos espectrales tempranos (O-A3), cuyos componentes tienen un tamaño cercano a sus superficies críticas internas.

kilovatios- sistemas de contacto de tipo WUMa, con componentes elipsoidales de clases espectrales A5-K, la mayoría de los cuales son miembros de la secuencia principal, y los satélites están ubicados a la izquierda y debajo de ella en el diagrama M V , B-V .

DW- sistemas que son similares en sus características físicas a los sistemas de contacto del tipo WUMa, pero que no son sistemas de contacto.

SG- sistemas en los que uno o ambos componentes son gigantes o supergigantes; en el primer caso, uno de los componentes puede ser miembro de la secuencia principal.

Para la clasificación masiva de binarias eclipsantes de los tipos descritos anteriormente, Svechnikov e Istomin (1979) propusieron utilizar los criterios simples desarrollados por ellos, mostrando que en el 90% de los casos, el conocimiento de la profundidad del mínimo primario A 1 , la diferencia entre las profundidades de los mínimos primario y secundario A, y el período de cambio en el brillo del sistema permiten que sea bastante seguro atribuir la variable a uno de los tipos anteriores.

Además, es necesario introducir varios tipos más de sistemas eclipsantes, a saber:

WR- sistemas cuyos componentes incluyen estrellas de tipo Wolf-Rayet (V444 Cyg).

NP- sistemas cuyos componentes son los núcleos de nebulosas planetarias (UU Sge),

WD- sistemas cuyos componentes contienen enanas blancas,

RS- Sistemas tipo RS CVn (Plavets y Smetanova, 1959; Hall, 1972). Una característica esencial de estos sistemas es la presencia de fuertes líneas de emisión de H y K Ca II en el espectro, así como pequeños cambios irregulares de brillo fuera de los eclipses, que se explican por una mayor actividad cromosférica de tipo solar. Muchos de los sistemas de tipo RS CVn son a la vez sistemas de tipo DS y AR.

Muchos consideran conveniente conservar la clasificación anterior de binarias eclipsantes en función de la forma de las curvas de luz. Es simple, familiar y conveniente para los observadores. El tipo EW determina casi sin ambigüedad si el sistema pertenece al tipo KW; sin embargo, los tipos EA y EB ya no permiten juzgar las características físicas de los componentes, y Lyr en sí mismo es generalmente un sistema peculiar en el que, según Krushchevsky (1967), el proceso de flujo másico de un componente más masivo a uno menos masivo.

Por tanto, consideramos posible combinar ambos sistemas de clasificación de binarias eclipsantes y utilizar, por ejemplo, los siguientes símbolos para designar sus tipos, en los que el primer grupo de símbolos caracteriza la forma de la curva de luz, y los siguientes caracterizan la forma física. Características de los componentes: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN, etc.

Considerando sistemas binarios cercanos que no son eclipsantes pero que, sin embargo, exhiben variabilidad de brillo, es necesario distinguir dos tipos de variabilidad: el tipo ya conocido de variables elipsoidales giratorias (Ell), es decir, sistemas binarios con componentes elipsoidales, cuyo brillo total aparente varía con un período igual al período de revolución orbital, debido a un cambio en el área de la superficie radiante frente al observador, y un nuevo tipo de variables eruptivas RS CVn (RS), que es un análogo del tipo E/RS de sistemas eclipsantes. Las de tipo RS CVn se pueden clasificar como binarias no eclipsantes con emisión de H y K Ca II en el espectro, cuyos componentes tienen actividad cromosférica aumentada, provocando su variabilidad de brillo (UX Ari).

6.

La siguiente variedad característica de variables que son sistemas binarios cercanos son las Nuevas Estrellas (N) - binarias cercanas con períodos de movimiento orbital desde 0. d 05 (WZ Sge) hasta 230 d (T CrB), uno de cuyos componentes es un estrella caliente enana. Las estrellas nuevas aumentan repentinamente su brillo entre 6 y 16 my luego regresan gradualmente a su estado original durante varios años o décadas. La posición aproximada de los componentes calientes (intermitentes) de las novas se muestra en la fig. Id, Las componentes frías, dependiendo de la luminosidad de las calientes, son gigantes, subgigantes o enanas de tipo espectral K-M.

Los espectros de las novas cerca del brillo máximo son al principio similares a los espectros de absorción de las estrellas A-F de alta luminosidad. Luego, aparecen en ellos líneas anchas de emisión de hidrógeno, helio y otros elementos con componentes de absorción, lo que indica la presencia de una envoltura que se expande rápidamente. A medida que disminuye el brillo, aparecen en el espectro líneas de emisión prohibidas, que son características de los espectros de nebulosas gaseosas excitadas por una estrella caliente. Como mínimo, los espectros de las novas son, por regla general, continuos o similares a los de las estrellas de tipo Wolf-Rayet. Los signos de componentes fríos se encuentran en los espectros de solo los sistemas más masivos.

Después del estallido, algunas novas exhiben pulsaciones de componentes calientes con períodos del orden de 100 segundos y amplitudes de aproximadamente 0,05 m. Algunas novas, naturalmente, también resultan ser sistemas eclipsantes.

Según la naturaleza del cambio de brillo, las novas se dividen en rápidas (Na), lentas (Nb), muy lentas (Nc) y repetidas (Nr).

N / A- Fast New, caracterizado por un rápido aumento en el brillo y una disminución del brillo después de alcanzar un máximo de 3 m en 100 días o menos (GK Per).

megabyte- lento Nuevo, disminución del brillo después de alcanzar un máximo de 3 m durante 150 o más días (RR Pic).

Carolina del Norte- Nuevo con desarrollo muy lento, más de diez años permaneciendo en el máximo de brillo y debilitándose muy lentamente. El único representante es RT Ser. No se excluye que en realidad deban pertenecer a un tipo diferente de variabilidad.

No.- novas repetidas Se diferencian de las novas típicas en que no tienen uno, sino dos o más brotes, separados por intervalos de 10 a 80 años (T CrB).

Los objetos poco estudiados que son similares a las novas en la naturaleza de los cambios de brillo o en las características espectrales se denominan generalmente novas (N1) e incluyen no solo variables que muestran estallidos similares a las de las novas, sino también objetos en los que nunca se han observado estallidos, pero sus espectros son similares a los espectros de las novas anteriores, y los pequeños cambios de brillo se asemejan a los que son característicos de las novas anteriores con un brillo mínimo. A menudo, después de una investigación adecuada, los representantes individuales de este grupo tan heterogéneo de objetos pueden atribuirse a uno u otro tipo de estrellas variables.

Un grupo igualmente heterogéneo son las variables del tipo ZAnd (variables simbióticas): binarias cercanas, que consisten en una estrella caliente y una estrella de tipo espectral tardío, cuyo brillo total sufre cambios irregulares con una amplitud de hasta 4 m .

Una nueva variedad de estrellas variables, sin duda digna de ser destacada como un tipo separado, son las variables del tipo RR Tel. Estas son variables eruptivas simbióticas de aspecto nuevo, cuyo brillo, después de aumentar de 4 a 6 m, muestra cambios significativos, pero aún no ha vuelto a su nivel original; antes del estallido, estos objetos pueden mostrar cambios de brillo a largo plazo con una amplitud de una o dos magnitudes; un rasgo característico de estas variables es el espectro de emisión de alta excitación, similar a los espectros de nebulosas planetarias, estrellas tipo Wolf-Rayet y variables simbióticas. Algunos investigadores creen que estos objetos pueden ser nebulosas planetarias emergentes.

Otra variedad bien definida de variables eruptivas que son sistemas binarios cercanos son las variables del tipo U Gem (UG), a menudo llamadas novas enanas (ver, por ejemplo, Robinson y Naser 1979). Consisten en una enana K-M o estrella subgigante que llena el volumen de su superficie interna crítica de Roche, y una enana blanca rodeada por un disco de acreción. Los períodos orbitales oscilan entre 0,d 05 y 0,d 5. El espectro del sistema con luz mínima es continuo con amplias líneas de emisión de hidrógeno y helio. Con el brillo máximo, estas líneas casi desaparecen o se convierten en líneas de absorción poco profundas. En la fig. 1d muestra el área ocupada por componentes calientes de variables tipo U Gem.

Hasta el momento, no existe una completa claridad para resolver la cuestión de cuál de los componentes de las estrellas de este tipo experimenta un destello. Algunos de estos sistemas son eclipsantes, y se puede suponer que la razón de la disminución del brillo durante un eclipse es el eclipse de un punto caliente formado en el disco de acreción por una corriente de gas que incide sobre él, que emana de una estrella de clase K-M.

Las variables de tipo U Gem se pueden dividir en tres subtipos según la naturaleza de sus cambios de brillo: SS Cyg, Z Cam y SU UMa. El segundo de ellos todavía se considera un tipo independiente. Sin embargo, por sugerencia de N. N. Samus, es recomendable combinar estos subtipos en un solo tipo: U Gem, para evitar la necesidad de aplicarles el término "enano nuevo". En este caso, U Gem se referirá al subtipo SS Cyg, y el simbolismo de los tipos puede ser el siguiente: UG(SS), UG(Z), UG(SU).

Las variables del tipo UG(SS) aumentan su brillo en 1 a 2 días en 2 a 6 días y vuelven a su brillo original después de unos días. Los intervalos entre los estallidos vecinos varían, pero cada estrella tiene su propio ciclo promedio, correspondiente a la amplitud promedio de su cambio de brillo. Cuanto más largo es el ciclo, mayor es la amplitud. Los valores del ciclo van desde 10 hasta varios miles de días.

Las variables de tipo UG(Z) también presentan arranques cíclicos, pero a diferencia de las variables de tipo UG(SS), a veces después del arranque no vuelven a su brillo original, sino que conservan un valor entre el máximo y el mínimo durante varios ciclos. . Los valores de los ciclos están en el rango de 10 a 40 d, las amplitudes del cambio de brillo son de 2 a 5 m.

Las variables del tipo UG(SU), identificadas por primera vez por Bren y Petit (1952), se caracterizan por la presencia de dos tipos de arrebatos: supermáximos normales. Los estallidos breves y normales son similares a los de las estrellas de tipo UG(SS). Los supermáximos son 2 m más brillantes que los normales, más de cinco veces más largos (más anchos) y ocurren tres veces menos que los normales (Vogt, 1980). Durante los supermáximos, se observan en la curva de luz fluctuaciones periódicas (superhamps) superpuestas a él, con un período próximo al orbital y amplitudes del orden de 0, m 2-0. m 3. Los períodos orbitales son inferiores a 0. d 1, la clase espectral de los satélites es dM.

7.

Si el componente caliente en un sistema binario cercano es una estrella de neutrones con un campo magnético, entonces la materia que fluye desde el satélite es dirigida por este campo a la región de los polos magnéticos de la estrella de neutrones en rotación. Se forman puntos calientes en estos polos y se producen fuertes rayos X direccionales. Si, durante la rotación de una estrella de neutrones, cruza la posición del observador, éste percibe el sistema como un púlsar de rayos X, que también puede ser óptico. A su vez, la radiación de rayos X, que calienta la atmósfera de una estrella de neutrones compañera más fría, se vuelve a emitir en forma de radiación óptica de alta temperatura (efecto de reflexión), lo que hace que el tipo espectral de la parte correspondiente de la superficie del satélite sea más temprano. . Esto conduce a una imagen muy peculiar de la variabilidad óptica de las binarias cercanas, que son fuentes de fuertes rayos X (aparentemente, todas las estrellas, incluido el Sol, tienen rayos X débiles).

En este sentido, parece apropiado introducir varios tipos nuevos de variabilidad de brillo asociados con la presencia de rayos X fuertes. Las designaciones simbólicas de tipos son parcialmente propuestas por E.A. Karitskaya. N. N. Samus y N. E. Kurochkin.

XV- Rayos X (X) intermitentes (bursters). Sistemas binarios cercanos que muestran estallidos ópticos y de rayos X que duran desde unos pocos segundos hasta diez minutos con una amplitud del orden de 0, m 1V (V801 Ara, V926 Sco).

XN1a- Novas de rayos X (XNI), cuyo componente principal es una supergigante de tipo espectral temprano, y el compañero es un objeto compacto caliente (enana blanca o estrella de neutrones). Durante el estallido del componente principal, la masa expulsada por este cae sobre un objeto compacto, provocando la aparición de rayos X con un retraso significativo. Orden de amplitud 1-2 m V (V725 Tai).

XN1b- Novas de rayos X (XN1) que contienen, junto con un objeto compacto caliente, una enana o una subgigante del tipo espectral K-M. Sistemas que aumentan rápidamente su brillo en 4-9 mV simultáneamente en los rangos de longitud de onda ópticos y de rayos X sin expulsión de la carcasa. La duración del flash es de varios meses (V616 Mon).

Las novas ordinarias no muestran una emisión de rayos X perceptible cuando parpadean (por ejemplo, V1500 Cyg). Sin embargo, los estallidos de variables del tipo U Gem pueden ir acompañados de dicha radiación (ya se ha detectado en estallidos de U Gem y SS Cyg). En relación con esto, pueden surgir dificultades para asignar una estrella a los tipos XN1b o UG, que aún no nos parecen insuperables.

XFL- sistemas de rayos X fluctuantes (F); el componente principal es una supergigante elipsoidal (L) de una clase espectral temprana. Junto con el cambio de brillo con una amplitud del orden de 0. m 1, debido a la rotación de la componente elipsoidal con un período de varios días (orbital), fluctuaciones de rayos X y radiación óptica con un período del orden de decenas de milisegundos (Cyg X-l = V1357 Cyg).

XPL- Sistemas de rayos X con púlsar (P); el componente principal es una supergigante elipsoidal (L) de un tipo espectral temprano. El efecto de reflexión es muy pequeño y la variabilidad del brillo se debe principalmente a la rotación del componente primario elipsoidal. Los períodos de cambio de brillo están en el rango de 1 d a 10 d, el período del púlsar en el sistema es de 1 segundo a 100 minutos La amplitud de los cambios de brillo no excede varias décimas de magnitud (Vel X-1 = Vel GP).

XPRE- Binarias de rayos X con púlsar (P), caracterizadas por la presencia del efecto de reflexión (R) y eclipses (E). Consta de un componente de clase espectral dB-dF y un componente compacto en caliente. Cuando el componente principal del sistema está expuesto a los rayos X, el brillo promedio del sistema es máximo; durante los períodos de baja actividad de la fuente de rayos X, es mínimo. La amplitud total de los cambios de brillo puede alcanzar los 2-3 m. El mínimo secundario sobre la curva de luz, que tiene carácter eclipsante, puede desaparecer y reaparecer (HZ Her).

HM- Binarias de rayos X, que consisten en una enana dK-dM y un objeto compacto caliente con un fuerte campo magnético (M). La acumulación de materia sobre los polos magnéticos de un objeto compacto va acompañada de la aparición de una polarización circular de la radiación; por lo tanto, estos sistemas a menudo se denominan polares. Por lo general, la amplitud del cambio de brillo es de aproximadamente 1 m, pero el brillo promedio cuando el componente principal se irradia con rayos X puede aumentar en 3 m. La amplitud total del cambio de brillo puede alcanzar los 4-5 m. Una variedad enana de sistemas tipo XPRE (AM Her, AN UMa).

XI- radiografía incorrecta (I). Sistemas binarios cerrados que consisten en un objeto compacto caliente y un enano dG-dM; se caracterizan por variaciones irregulares de brillo con un tiempo característico del orden de minutos y horas y una amplitud del orden de 1 m (V818 Sco).

8.

El sistema de clasificación considerado no cubre todas las variedades de estrellas variables que conocemos. Muchas estrellas seguirán considerándose únicas.

Los objetos únicos son, aparentemente, etapas de transición a corto plazo de un tipo de variabilidad a otro, o las etapas inicial y final de estos tipos. Ante nuestros ojos, FG Sge - la estrella central de la nebulosa planetaria - cruzó la franja de inestabilidad de las Cefeidas, comenzando a pulsar con un período creciente; RU Cam - variable de carbono tipo W Vir redujo catastróficamente la amplitud de los cambios de brillo de 1, m 2 a 0, m 1; la sorprendente variable V725 Sgr aumentó su período de 16 d a 21 d y luego casi dejó de pulsar.

Todos estos y otros objetos similares merecen un seguimiento continuo. Desafortunadamente, esto se olvida.

Por cada pocas variables que se pueden combinar en un nuevo tipo, creyendo que tienen algunas características comunes hasta que hay tantas variables nuevas que no son similares a ninguna otra que la cantidad de objetos únicos en el catálogo no disminuye.

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Catálogos de estrellas variables

El primer catálogo de estrellas variables fue compilado por el astrónomo inglés Edward Pigott en 1786. Este catálogo incluía 12 objetos: dos supernovas, una nova, 4 estrellas del tipo ο Cet (Mirids), dos Cefeidas (δ Cep, η Aql), dos eclipsantes (β Per, β Lyr) y P Cyg. En el siglo XIX - principios del siglo XX. Los astrónomos alemanes tomaron la delantera en el estudio de las estrellas variables. Después de la Segunda Guerra Mundial, por decisión de la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1946, la creación de catálogos de variables se encomendó a los astrónomos soviéticos y al Astro-Consejo de la Academia de Ciencias de la URSS (ahora INASAN). Aproximadamente una vez cada 15 años, estas organizaciones publican el Catálogo General de Estrellas Variables (GCPV, ing. GCVS). La última 4ª edición se publicó de a los años. En los intervalos entre las próximas ediciones del OKPZ, se publican suplementos. Paralelamente a la creación del GCVS, se está trabajando para crear catálogos de estrellas sospechosas de variabilidad de brillo (KPS, ing. NS V).

Catálogos de estrellas variables año autor país número de estrellas 1786 E. Pigott Inglaterra 12 1844 F. Argelander Prusia 18 1926 R. Prager Alemania 2906 1943 H. Schneller Alemania 9476 1948 OKPZ-1 (B. V. Kukarkin y PP Parenago) URSS 10930 ??? OKPZ-2 URSS ??? 1969-1971 OKPZ-3 URSS 20437 1985-1995 OKPZ-4 URSS-Rusia 28435

Notación de estrella variable

El moderno sistema de designación de estrellas variables es un desarrollo del sistema propuesto por F. Argelander a mediados del siglo XIX. Argelander propuso nombrar aquellas estrellas variables que aún no han recibido su designación con letras de la R a la Z en el orden de descubrimiento en cada constelación. Por ejemplo, por ejemplo, R Hydrae es la primera estrella en la constelación de Hydra (constelación), S Hydrae, la segunda, etc. Por lo tanto, se reservaron 9 designaciones variables para cada constelación, es decir 792 estrellas. En la época de Argelander, ese suministro parecía bastante suficiente. Sin embargo, en 1881 se superó el límite de 9 estrellas por constelación y E. Hartwig propuso complementar la nomenclatura con designaciones de dos letras según el siguiente principio:

RR	RS	RT	ES	R. V.	RW	RX	R. Y.	RZ
	SS	S T	SU	SV	SUDOESTE	SX	SY	SZ
		TT	TU	TELEVISOR	TW	Texas	TY	TZ
			uu	ultravioleta	uw	experiencia de usuario	UY	Dólar estadounidense
				v.v.	volvo	VX	VY	VZ
					WW	WX	WY	WZ
						XX	XY	XZ
							AA	YZ
								ZZ

Por ejemplo, RR Lyr. Sin embargo, este sistema pronto agotó todas las opciones posibles en varias constelaciones. Luego, los astrónomos introdujeron designaciones adicionales de dos letras:

Automóvil club británico	AB	C.A.	...	AI	Alaska	...	Arizona
	cama y desayuno	antes de Cristo	...	BI	BK	...	BZ
			...
				Yo	IK	...	ES
					KK	...	KZ
			...
					qq	...	QZ

La letra J se excluyó de las combinaciones de dos letras para que no se confundiera con la I en la escritura manuscrita. Solo después de que la notación de dos letras se agotó por completo, se decidió utilizar una numeración simple de estrellas que indican la constelación, comenzando con el número 335, por ejemplo, V335 Sgr. Este sistema todavía está en uso hoy en día. La mayoría de las estrellas variables se encuentran en la constelación de Sagitario. Cabe destacar que el último lugar en la clasificación de Argelander lo ocupó en 1989 la estrella Z Cutter.

Clasificación de estrellas variables

A lo largo de la historia del estudio de las estrellas variables, se han hecho repetidos intentos para crear su clasificación adecuada. Las primeras clasificaciones, basadas en una pequeña cantidad de material de observación, agrupaban principalmente a las estrellas según características morfológicas externas similares, como la forma de la curva de luz, la amplitud y el período de cambio de la luz, etc. Posteriormente, junto con un aumento en la número de estrellas variables conocidas, el número de grupos con características morfológicas similares, algunas grandes se dividieron en varias más pequeñas. Al mismo tiempo, gracias al desarrollo de métodos teóricos, fue posible clasificar no solo según signos externos observables, sino también según procesos físicos que conducen a uno u otro tipo de variabilidad.

Para designar los tipos de estrellas variables, las denominadas. los prototipos son estrellas cuyas características de variabilidad se toman como estándar para un tipo dado. Por ejemplo, estrellas variables como RR Lyr.

sistema guzo

Houzeau propuso la siguiente división de estrellas variables en clases en el siglo XIX:

1. Estrellas que aumentan o disminuyen continuamente en brillo.
2. Estrellas con un cambio periódico de brillo.
3. * Estrellas como Mira Whale- estrellas con grandes períodos y cambios significativos en el brillo.
4. * Estrellas con un cambio de brillo bastante rápido y regular. Representantes característicos de β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
5. * Estrellas del tipo Algol (β Persei). Estrellas con un período muy corto (dos o tres días) y una medición de brillo extremadamente correcta, que ocupa solo una pequeña parte del período. El resto del tiempo la estrella conserva su mayor brillo. Otras estrellas de tipo Algol: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, etc.
6. Estrellas con cambios de brillo irregulares. Representante - η Argus

Sistema de clasificación adoptado en OKPZ-3

En GCVS-3, todas las estrellas variables se dividen en tres grandes clases: variables pulsantes, variables eruptivas y variables eclipsantes. Las clases se subdividen en tipos, algunos tipos en subtipos.

Las variables pulsantes incluyen aquellas estrellas cuya variabilidad es causada por procesos que ocurren en su interior. Estos procesos conducen a un cambio periódico en el brillo de la estrella y, con él, a otras características de la estrella: temperatura de la superficie, radio de la fotosfera, etc. La clase de variables pulsantes se divide en los siguientes tipos:

Curva de luz de la estrella δ Cephei

1. Cefeidas de Período Largo(Cep) - estrellas de alta luminosidad con períodos de 1 a ~70 días. Se dividen en dos subtipos:
2. * Cefeidas clásicas(Cδ) - Cefeidas de la componente plana de la Galaxia
3. * Estrellas tipo W de Virgo(CW) - Cefeidas de la componente esférica de la Galaxia
4. Variables incorrectas lentas(L)
5. Variables de tipo RR Lyrae(RR)
6. Variables de tipo RV Taurus(RV)
7. Variables de tipo β Cephei o tipo β Canis Major(βC)
8. Variables de tipo δ Escudo(δ Sct)
9. Variables de tipo ZZ Kita- enanas blancas pulsantes
10. Variables magnéticas como α² Hounds of the Dogs (αCV)

Estrellas variables eruptivas

Esta clase incluye estrellas que cambian su brillo de forma irregular o una vez durante el período de observación. Todos los cambios en el brillo de las estrellas eruptivas están asociados con procesos explosivos que ocurren en las estrellas, en su vecindad o con explosiones de las propias estrellas. Esta clase de estrellas variables se divide en dos subclases: variables irregulares asociadas con nebulosas difusas y estrellas irregulares rápidas, así como una subclase de estrellas nuevas y similares a novas.

Variables irregulares asociadas a nebulosas difusas e irregulares rápidas

1. Kit de variables de tipo UV(UV) - estrellas del tipo espectral d Me, que experimentan estallidos a corto plazo de amplitud significativa.
2. * Estrellas tipo UVn- un subtipo de estrellas UV asociadas con nebulosas difusas
3. Variables de tipo BY Dragon(BY) - estrellas de emisión de tipos espectrales tardíos, que muestran variaciones periódicas de brillo con amplitud variable y forma cambiante de la curva de luz.
4. Variables incorrectas(YO). Caracterizado por índices a, b, n, T, s. El índice a indica que la estrella pertenece al tipo espectral O-A, el índice b denota el tipo espectral F-M, n simboliza la conexión con nebulosas difusas, s es una variabilidad rápida, T describe el espectro de emisión característico de la estrella T Tauri. Por lo tanto, la designación Isa se asigna a una variable irregular rápida de un tipo espectral temprano.

Estrellas nuevas y nuevas

1. * Rápido nuevo(N / A)
2. * Lento nuevo(Nótese bien)
3. * muy lento nuevo(Carolina del Norte)
4. * repetir nuevo(No)
5. nuevo como estrellas(NL)
6. Variables simbióticas Z Andromedae(ZY)
7. Variables tipo R de la corona norte(RCB)
8. Variables de tipo U Géminis(UG)
9. Variables de tipo Z Jirafa(Cámara Z)
10. Variables tipo Doradus S(DAKOTA DEL SUR)
11. Variables de tipo γ de Casiopea(γC)

estrellas variables eclipsantes

Las estrellas variables eclipsantes incluyen sistemas de dos estrellas, cuyo brillo total cambia periódicamente con el tiempo. La razón del cambio en el brillo puede ser el eclipse de estrellas entre sí, o un cambio en su forma por gravedad mutua en sistemas cercanos, es decir, la variabilidad está asociada con un cambio en los factores geométricos y no con la variabilidad física.

1. Variables eclipsantes de tipo Algol(EA) - las curvas de luz permiten fijar el principio y el final de los eclipses; en los intervalos entre eclipses, el brillo permanece casi constante.

Curva de luz de la estrella β Lyrae

1. Eclipsando Variables β Lyrae(EB) - Estrellas binarias con componentes elipsoidales que cambian continuamente de brillo, incluso en el intervalo entre eclipses. Es obligatorio observar un mínimo secundario. Los períodos suelen ser de más de 1 día.
2. Variables eclipsantes de la Osa Mayor Tipo W(EW) - sistemas de contacto de estrellas de clases espectrales F y posteriores. Tienen periodos inferiores a 1 día y amplitudes normalmente inferiores a 0,8 m.
3. Variables elipsoidales(Ell) - sistemas binarios que no muestran eclipses. Su brillo cambia debido a un cambio en el área de la superficie radiante de la estrella frente al observador.

Sistema de clasificación adoptado en OKPZ-4

Durante el tiempo transcurrido entre la tercera y cuarta ediciones del OKPS, no solo ha aumentado la cantidad de material observado, sino también su calidad. Esto permitió introducir una clasificación más detallada, introduciendo en ella la idea de los procesos físicos que provocan la variabilidad de las estrellas. La nueva clasificación contiene 8 clases diferentes de estrellas variables.

1. Estrellas variables eruptivas- estas son estrellas que cambian su brillo debido a procesos violentos y destellos en sus cromosferas y coronas. El cambio de luminosidad generalmente ocurre como resultado de cambios en la envoltura o pérdida de masa en forma de viento estelar de intensidad variable y/o interacción con el medio interestelar.
2. Estrellas variables pulsantes son estrellas que muestran expansiones y contracciones periódicas de sus capas superficiales. Las pulsaciones pueden ser radiales o no radiales. Las pulsaciones radiales de una estrella dejan su forma esférica, mientras que las pulsaciones no radiales hacen que la forma de la estrella se desvíe de la esférica, y las zonas adyacentes de la estrella pueden estar en fases opuestas.
3. Estrellas variables giratorias- se trata de estrellas, en las que la distribución del brillo sobre la superficie no es uniforme y/o tienen forma no elipsoidal, por lo que, cuando las estrellas giran, el observador fija su variabilidad. Las faltas de homogeneidad en el brillo de la superficie pueden ser causadas por la presencia de manchas o falta de homogeneidad térmica o química causada por campos magnéticos cuyos ejes no coinciden con el eje de rotación de la estrella.
4. Estrellas variables cataclísmicas (explosivas y tipo nova). La variabilidad de estas estrellas se debe a las explosiones, que se producen por procesos explosivos en sus capas superficiales (novas) o en sus profundidades (supernovas).
5. binarios eclipsantes
6. Sistemas binarios de variables ópticas con rayos X duros
7. Nuevos tipos de variables- tipos de variabilidad descubiertos durante la publicación del catálogo y por lo tanto no incluidos en el publicado clases

son estrellas que se están formando o están en una etapa temprana de evolución. Estos incluyen las estrellas T Tauri, que muestran variaciones irregulares en el brillo y, a menudo, están envueltas en nubes de polvo y gas.

Hubble-Sandage variables,

estrellas masivas de alta luminosidad con emisión irregular. Este grupo incluye estrellas de máxima luminosidad en nuestra galaxia y en las vecinas. Estas estrellas tienen solo unos pocos millones de años y sus masas oscilan entre 60 y 200 masas solares. En nuestra Galaxia, tales estrellas son R Cygnus y h Carinae, perdiendo masa intensamente en forma de viento estelar.

Variables Pulsantes

periódicamente se expanden y contraen, y su brillo se intensifica y se debilita simultáneamente. Entre las variables pulsantes, las más famosas son las Cefeidas, llamadas así por el prototipo: la estrella d Cefeo. El cambio de color, luminosidad y velocidad de la capa superficial en una Cefeida clásica ocurre con un período determinado. Cuanto más largo sea este período, mayor será la luminosidad media de la estrella. Dado que el brillo aparente de una estrella varía inversamente con el cuadrado de la distancia a ella, entonces, midiendo el brillo y determinando la luminosidad de la Cefeida del período, podemos calcular la distancia a ella. Las Cefeidas clásicas tienen masas del orden de 5 masas solares y edades que van desde varios millones hasta 100 millones de años.

Tipo de estrella variable pulsante b Cephei cambia, probablemente no tanto su tamaño como su forma. Son mucho más jóvenes que el Sol.

Algunas estrellas variables pulsantes son muy antiguas: su edad alcanza los 15 mil millones de años y sus masas oscilan entre 0,6 y 2 masas solares. Por ejemplo, se trata de variables tipo RR Lyrae con periodos inferiores a un día y luminosidades de 50 a 100 solares. Esto también incluye las Cefeidas de la antigua población de la Galaxia (Variables de tipo W de Virgo) que se encuentran en cúmulos globulares. Sus periodos son comparables a los de las Cefeidas clásicas, aunque la luminosidad es notablemente más débil y se comportan de forma un poco diferente. Probablemente relacionadas con este grupo se encuentran estrellas del tipo d Shield, que a menudo se denominan "cefeidas enanas". Cm. ESTRELLAS.

El cuarto grupo de variables pulsantes consiste en estrellas viejas y frías con envolturas extensas. Este grupo incluye míridos: variables semirregulares y de largo período del tipo Mira Ceti. Las estrellas semirregulares son supergigantes con masas de 8 a 40 masas solares. En la etapa final de evolución, exhiben pulsaciones irregulares, como se ve en los ejemplos de Betelgeuse y Antares. Los periodos típicos de Miras oscilan entre 200 y 450 días, y las luminosidades alcanzan los 10.000 solares; sus masas oscilan entre 0,8 y 3 masas solares. La dinámica de sus pulsaciones se complica por el desarrollo de ondas de choque. Los míridos forman una secuencia continua con OH/IR variable, cuyos espectros muestran líneas de emisión de hidroxilo (OH), y las propias estrellas son tan frías que emiten principalmente en el infrarrojo (IR). Estas son estrellas moribundas, rodeadas de enormes capas de gas y polvo.

variables eclipsantes.

Los sistemas más conocidos que consisten en una enana blanca y una compañera cercana son las novas clásicas, las novas enanas y las variables simbióticas. El brillo de las novas clásicas puede aumentar un millón de veces y luego desvanecerse rápidamente. Las novas enanas aumentan su brillo de 6 a 200 veces, y el debilitamiento ocurre en un período de 10 a cientos de días. Una estrella simbiótica es un sistema que consta de una estrella roja fría y su pequeña compañera caliente, con todo el sistema envuelto en una nube de gas ionizado.

Supernovas.

Las estrellas variables más notables se consideran supernovas, que en el momento del brote se vuelven más brillantes que toda la galaxia. En nuestra Galaxia se observaron explosiones de supernovas hace relativamente poco tiempo: la explosión de 1054 que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo; Supernova Tycho (1572); Supernova Kepler (1604). Estas son poderosas explosiones que destruyen casi por completo la estrella. Hay dos tipos de supernovas. Las supernovas de tipo I se observan en sistemas estelares desprovistos de estrellas jóvenes (en galaxias elípticas), y alcanzan una luminosidad máxima de 6×10 9 solares. Es probable que las enanas blancas estén explotando, sobre las cuales se acumula materia de una estrella vecina en sistemas binarios hasta que la masa de la enana supera el límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares). Las supernovas de tipo II se forman en la explosión de estrellas masivas jóvenes (15–30 masas solares) y alcanzan una luminosidad de 4×10 8 solares. Las supernovas de ambos tipos producen elementos químicos más pesados ​​que el hierro en el proceso de explosión y los arrojan al espacio interestelar. Estas explosiones podrían estimular el nacimiento de la próxima generación de estrellas; Quizás así nació el sistema solar. MATERIA INTERESTELAR; ESTRELLAS; SISTEMA SOLAR.

Variables espectrales.

Estas son estrellas relativamente jóvenes con una temperatura superficial de 10 000 a 15 000 K. Su brillo cambia poco, pero a medida que la estrella gira, se observan fuertes cambios en su espectro, lo que indica que varios metales se concentran en diferentes áreas de su superficie. Estas estrellas tienen un campo magnético variable potente (más de 30 kG). Cm. ESTRELLAS.

Estrellas de tipo UV Ceti.

Estas son estrellas enanas relativamente jóvenes (como el Sol) cuyos destellos son similares a los del sol, pero más poderosos. En pequeñas áreas de su superficie hay fuertes campos magnéticos. Cm. SOL.

Estrellas tipo R de la Corona del Norte.

Estas son estrellas viejas ricas en carbono. Su brillo uniforme a veces se ve interrumpido por una disminución inesperada en el brillo muchas veces y luego se restaura. Es probable que de vez en cuando se formen nubes de hollín en la atmósfera de una estrella, absorbiendo su luz, que luego se disipa.

ESTRELLAS VARIABLES

¿Qué son las estrellas variables?

A diferencia de la Luna con su variabilidad de fase o los planetas moviéndose contra el fondo de las estrellas, las estrellas mismas en la antigüedad se consideraban constantes e inmóviles, en contraste con la vida quisquillosa en la Tierra. De vez en cuando, las crónicas registran la aparición de una "estrella invitada", que en nuestro tiempo se llamaría "Nueva" o "Supernova", lo que atestiguaba que no todo es tan constante en el mundo estelar. Sin embargo, la comprensión moderna de los diversos tipos de estrellas variables fue establecida por el descubrimiento en 1596. Fabricius de una estrella llamada "Mira" (es decir, "increíble") Cetus, que mostró aparición y desaparición periódicas, así como oscurecimiento periódico de la estrella Algol (beta Perseo), descubierta originalmente por Montanari, y luego redescubierta en 1782 por John Goodryke e interpretados por él como eclipses de una estrella por otra.

"Una variable es una estrella que muestra el cambio en sus características a lo largo del tiempo de su investigación en un determinado nivel de precisión". Esta definición muestra no sólo el hecho de la variabilidad de la estrella, sino también las condiciones subjetivas de su observación. La amplitud del cambio de brillo para diferentes estrellas está en el rango de milésimas de magnitud a veinte magnitudes, y el tiempo característico del cambio de brillo es de fracciones de segundo a miles de años. Según las ideas modernas sobre la estructura de las estrellas, todas las estrellas evolucionan, cambian sus características con el tiempo. Sin embargo, de acuerdo con la "presunción de inocencia", "hasta que se pruebe la culpabilidad" = "no se confirme la variabilidad", la estrella no se considera una variable y no se ingresa en el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS). Actualmente, unas 43 mil estrellas variables están listadas en el GCVS, y unas cinco veces más están contenidas en otros catálogos (VSX, etc.). Sin embargo, mientras no se confirme el hecho y tipo de su variabilidad, se consideran "sospechosos de variabilidad" y no tienen denominación propia.

Hay muchas razones para el cambio en el brillo. Los grupos principales son estrellas físicamente variables (cuyas características cambian, por ejemplo, eruptivas y pulsantes) y geométricamente variables, es decir, sistemas con patrón de radiación asimétrico que giran hacia el observador como resultado de la rotación (binarias eclipsantes, sistemas no eclipsantes con componentes asimétricas). Estos últimos también incluyen estrellas periódicamente eclipsadas por exoplanetas. En este caso, no es apropiado decir "binario eclipsante", pero "binario eclipsante" es bastante correcto.

Diferentes causas de variabilidad conducen a diferentes manifestaciones observacionales, es decir, curvas de luz (dependencia de la magnitud en el tiempo, y para estrellas periódicas - en la fase). Por lo tanto, se desarrolló un sistema de clasificación oficial, adoptado por el GCPS. Actualmente, se aceptan 79 tipos y subtipos de variabilidad en el GCVS. La clasificación y la descripción se dan en el libro: N.N. Samus "Variable Stars".

Naturalmente, con el descubrimiento de nuevas estrellas, se conocen más y más objetos nuevos, que con el tiempo pueden convertirse en "prototipos" de nuevos tipos. Por lo tanto, los phyla a menudo reciben el nombre de estrellas (por ejemplo, "Mirida" = estrella de tipo Mira Ceti, "lyrid" = estrella de tipo RR Lyrae, "Cepheid" = estrella Delta Cephei) o dualmente, por ejemplo, "nova enana" = estrella de tipo U Géminis , "polar" = AM Hércules, "polar intermedio" = DQ Hércules, "pulsar de rayos X" = HZ Hércules, "llamarada" = UV Ceti, etc.

El sistema de clasificación del OKPS se puede comparar con un libro de referencia o un libro de texto: se realizan cambios después de que se justifica la necesidad de introducir nuevos tipos en artículos separados o grupos de artículos. Por ejemplo, en la cola para su consideración están las "polares asíncronas" = estrellas tipo BY Giraffe, "novas enanas magnéticas" = estrellas tipo Draco DO, "impactadores" = estrellas tipo V361 Lyra, etc.

¿Por qué observar estrellas variables?

El Universo es un laboratorio en el que tienen lugar todos los procesos posibles, permitidos por las leyes de la Naturaleza. Al no poder realizar experimentos a escala cósmica, los científicos observan planetas, estrellas y sistemas estelares. Dichos estudios hacen posible no solo refinar los modelos físicos existentes, sino también generalizarlos a distancias, presiones, densidades y temperaturas exóticamente gigantescas. La lista de descubrimientos astronómicos que llevaron a la introducción de la navegación, la ciencia y la tecnología es enorme. La astronomía, las matemáticas y la física y una serie de otras ciencias están a la vanguardia de las ciencias naturales, complementándose y generalizándose mutuamente.

Las estrellas variables son una de las clases más interesantes de objetos cósmicos que se encuentran en etapas activas de evolución y, por lo tanto, exhiben la acción de un mayor número de leyes físicas en diferentes combinaciones.

Necesitan ser observados sistemáticamente durante décadas para poder estudiar la historia de su comportamiento. Sin embargo, el número de estrellas variables supera con creces al de astrónomos profesionales y más aún al de telescopios. Además, es difícil imaginar siglos de observaciones de cualquier objeto por uno de los astrónomos con un telescopio.

De esta forma, los astrónomos aficionados hacen una contribución real y muy útil a la ciencia a través de sus observaciones visuales, fotográficas, fotoeléctricas y CCD de estrellas variables. Estos datos son importantes para analizar el comportamiento de las estrellas variables, planificar las observaciones de algunas estrellas desde observatorios terrestres y espaciales y modelos teóricos computarizados.

El estudio de las estrellas variables es muy importante para estudiar las características de las estrellas y su evolución. Parte de esta información sería difícil o imposible de obtener por otros métodos. En muchos casos, la naturaleza de la variabilidad (que a menudo consta de varios componentes) permite elegir entre modelos.

Las estrellas variables siguen desempeñando un papel importante en nuestra comprensión del universo. Las explosiones de supernova conducen al enriquecimiento del espacio interestelar con elementos pesados, lo que permite la formación de planetas con capas sólidas. Es poco probable que se hubiera formado vida si no hubiera elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio en la nube protoestelar. Pero las explosiones de supernovas muy cercanas al sistema solar pueden tener un efecto catastrófico en la vida en la Tierra. Las observaciones de las supernovas nos han llevado a darnos cuenta de que la expansión del universo se está acelerando, no desacelerándose como cabría esperar.

Las estrellas nuevas muestran destellos regulares a intervalos de decenas a cientos de miles de años, lo que se explica por las explosiones termonucleares en sus atmósferas a medida que se acumula la acumulación de material rico en hidrógeno que cae sobre ellas. Las estrellas binarias eclipsantes son los mejores laboratorios para determinar no solo las temperaturas, sino también las masas y los radios. Las cefeidas han jugado un papel importante en la determinación de las distancias a las galaxias distantes y en la determinación de la edad del universo. Las estrellas variables como Mira Ceti nos permiten vislumbrar el desarrollo futuro de nuestra propia estrella, el Sol. Los discos de acreción de variables cataclísmicas nos ayudan a comprender el comportamiento de los discos a escalas aún mayores, así como los procesos dentro de los núcleos de las galaxias activas con agujeros negros supermasivos. Incluso la búsqueda de vida extraterrestre está asociada al estudio de estrellas variables. Los tránsitos de planetas extrasolares ayudan a comprender los procesos de formación de planetas y la vida misma. Y, como sabemos, los elementos químicos pesados ​​necesarios para la vida surgen de reacciones termonucleares en los núcleos de las estrellas.

¿Qué y cómo observar?

En números anteriores del "Calendario astronómico de Odessa" había mapas de los vecindarios de estrellas variables brillantes disponibles para observaciones de aficionados con binoculares o un telescopio pequeño. Los métodos de sus observaciones visuales y fotográficas se describen en los libros clásicos de Vladimir Platonovich Tsesevich "Qué y cómo observar en el cielo" y "Estrellas variables y su observación". En los últimos años ha aumentado el número de observatorios personales, equipados con telescopios con un diámetro de espejo de 15-40 cm y matrices CCD, lo que permite observar objetos tenues. Para procesar dichas imágenes, varios autores han desarrollado varios programas que operan bajo los sistemas operativos Linux (IRAF, MIDAS, etc.) y Windows (gratuito MuniPack, WinFits, IRIS, el popular comercial MaximDL, etc.). La técnica de tales observaciones se describe en el libro: A.V.Mironov "Fotometría de precisión".

Los resultados de las observaciones son valiosos para la comunidad astronómica cuando se procesan correcta y cuidadosamente y se presentan en el formato aceptado en una comunidad en particular. Según la terminología, los astrónomos se dividen en profesionales (que trabajan en instituciones especiales y reciben un salario por trabajo científico) y aficionados (que ganan en otras actividades, pero hacen astronomía "por amor" en su tiempo libre). Hay otra palabra "aficionado", que indica un bajo nivel de formación o poca experiencia, y puede referirse a algunos aficionados y algunos profesionales. La actividad divulgadora pretende iniciar la transición de amateurs a amateurs, y de éstos a profesionales. En este artículo, consideramos posibles actividades de aficionados que pueden hacer una contribución real a la ciencia.

Para la publicación de observaciones visuales de patrulla (y rara vez fotográficas o CCD), se utiliza un formato estándar: tiempo en fechas julianas (las instrucciones y una tabla se dan en números anteriores del UAC), magnitud y un código de tres letras del observador. (por ejemplo, VER= Michel Verdenet, Francia). Las tablas de dichas medidas de brillo para cada una de las estrellas se envían a las bases de datos de las asociaciones de observadores de estrellas variables. Se han establecido asociaciones en casi todos los países desarrollados, sin embargo, dado el crecimiento de la cooperación internacional, existe una tendencia a utilizar bases de datos internacionales que combinan los resultados de las observaciones de muchos países.

La más grande del mundo es la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO, por sus siglas en inglés, Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables), que actualmente tiene más de 22 millones de estimaciones de brillo individuales de unas 10 mil estrellas variables de varios tipos, y este número ha aumentado recientemente. en alrededor de medio millón al año. Cabe señalar que en 2011 AAVSO celebró su 100 aniversario y felicitamos a nuestros colegas por este importante evento.

Según una calificación reciente de AAVSO, los observadores ucranianos ocuparon el puesto 11 en cuanto al número de observaciones enviadas a la base de datos internacional de esta organización pública. La importancia de tales observaciones para la ciencia profesional se evidencia por el hecho de que en los EE. UU. esta base de datos se encuentra en la famosa Universidad de Harvard. Bases de datos similares en otros países también se colocan en los servidores de Internet de las universidades (Estrasburgo, Francia; Kioto, Japón; Brno, República Checa, etc.).

De gran importancia son las "nuevas observaciones" basadas en "antiguos negativos fotográficos". Una estrella recién descubierta también se puede estudiar "en el pasado" utilizando observaciones de patrulla obtenidas previamente. La colección más grande de la CEI (y la tercera en el mundo), con más de 100.000 negativos, se almacena en la "Biblioteca de vidrio" del Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Odessa, y es utilizada por profesionales y aficionados, incluido el " Proyecto "Observatorio Virtual de Ucrania". Se obtuvo una excelente colección de negativos con estrellas significativamente más débiles (y, en consecuencia, un campo de visión más pequeño) en el Instituto Astronómico Estatal que lleva su nombre. P.K. Sternberg en la Universidad Estatal de Moscú.

Otra dirección importante, que se basa en los resultados del procesamiento de las observaciones iniciales, son los momentos mínimos de estrellas binarias eclipsantes o máximos de estrellas pulsantes. Esta diferencia se debe al hecho de que la estrella es más brillante en el brillo máximo y hay más estrellas disponibles para observaciones con el mismo instrumento. Además, para la mayoría de las estrellas, los máximos son más estrechos que los mínimos, por lo que requieren tiempos de observación más cortos y se determinan con mayor precisión. Para las estrellas estelares eclipsantes, por el contrario, son los eclipses los que son más estrechos y pronunciados. Se utilizan varios métodos para determinar. Uno de ellos, que utiliza la aproximación de la curva de luz por un polinomio con la elección de un grado estadísticamente óptimo, se implementó en el programa VSCalc (escrito por VV Breus).

También se utilizan diferentes extremos para estudios muy populares de polares intermedios, determinando los máximos de fluctuaciones de brillo más rápidas asociadas con la rotación de una enana blanca magnética, pero los mínimos de variabilidad orbital, que generalmente se asocian con eclipses totales o parciales. Para determinar la curva de suavizado utilizando una aproximación multiarmónica multiperiódica, teniendo en cuenta la tendencia polinomial, recomendamos utilizar el programa MCV (autores I.L. Andronov y A.V. Baklanov).

El uso de extremos permite estudiar los llamados diagramas "O-C": dependencias en el tiempo o el número de ciclos de desviaciones de los momentos extremos de los valores teóricos predichos (por ejemplo, de acuerdo con la fórmula más simple T E \u003d T 0 + P .E, donde T E es el momento teórico del tiempo correspondiente al ciclo numérico E, P- período y T 0 - época inicial). Al realizar el modelado matemático de esta dependencia observacional, se pueden refinar los valores del período y la época inicial, investigar posibles variaciones del período "secular" (asociadas en sistemas binarios con el flujo de materia, viento estelar magnético o no magnético, radiación gravitacional , en sistemas pulsantes con un cambio lento en la estructura de la estrella) o periódicos asociados a la presencia de un tercer (o más) componente en el sistema. Hay varias bases de datos electrónicas de momentos extremos creadas en varias organizaciones: B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS, etc. Los resultados de investigación más completos en papel se publicaron en una monografía de 6 volúmenes (autores J. Kreiner (Polonia), IS .Nha, Ch.H.Kim (Corea)). Sin embargo, en la década siguiente, las publicaciones electrónicas se convirtieron en las principales.

Aunque los compiladores intentan usar toda la literatura disponible, aún existen algunas diferencias. Si está interesado en determinar los momentos de extremos, entonces es recomendable enviar estos datos de forma independiente a la revista de acuerdo con las reglas para autores (uno de los últimos ejemplos de tal compilación en la revista "Open European Journal on Variable Estrellas" N 137), o a una o más de las bases de datos indicadas para ingresar al siguiente artículo regular - informe.

Al igual que con la publicación de las observaciones iniciales, es relativamente raro hacer un descubrimiento basado en una pequeña cantidad de sus propios datos.

Los momentos de extremos en lugar de las observaciones originales tienen algunas ventajas: compacidad (un valor en lugar de docenas de observaciones) y preparación de valores preliminares para análisis posteriores. Sin embargo, el desarrollo de métodos informáticos de modelado matemático utilizando varios algoritmos permitiría a otros investigadores reprocesar los datos de observación, por lo que sería deseable una tabla de valores de brillo.

Por lo tanto, existe una amplia posibilidad de elegir el tipo de observaciones: patrulla (una estimación de brillo para estrellas de período largo, por ejemplo, Miras, semirregulares, Cefeidas, cuando el brillo de varias unidades o decenas de estrellas se pueden hacer). toda la noche o tarde), o serie temporal (una o pocas estrellas por noche con una duración de serie desde varias horas hasta toda la noche). Este último se ha vuelto muy popular porque no requiere apuntar el telescopio a diferentes objetos. Este tipo de observación es requerida por objetos de período corto - estrellas binarias cataclísmicas (polares clásicas e intermedias, novas enanas, novas) - preferiblemente varias noches de observaciones por temporada, estrellas eclipsantes, así como variables pulsantes de tipo RR Lyra de período múltiple con el efecto Blazhko y tipo Delta Scuti.

Por supuesto, debe prepararse para las observaciones. Vea cuál de las estrellas que le interesan estará lo suficientemente alta sobre el horizonte durante la noche para que la absorción atmosférica no absorba una parte significativa de la luz. Algunos investigadores intentan no observar cuando la estrella está por debajo de los 30 grados sobre el horizonte. Los "cazadores de extremos" deberían calcular las efemérides, es decir, valores teóricos de puntos de tiempo cerca de los cuales elegir el intervalo de tiempo de observación (para cubrir las partes ascendentes y descendentes de la curva de luz, si no completamente, al menos parcialmente). Además, se dan tiempos de "efemérides" al centro del Sol (heliocéntrico) o al centro del sistema solar (baricéntrico), pero observamos en la Tierra (tiempo geocéntrico), por lo que la señal puede observarse antes o después debido a el hecho de que la luz viaja una distancia, igual al radio de la órbita terrestre, en 8 minutos 18 segundos. Se pueden encontrar más detalles sobre este efecto de "corrección heliocéntrica" ​​en la literatura y calcularse, por ejemplo, utilizando el programa MCV.

Dado que se supone que los cambios de período son posibles, el momento observado se puede desplazar en relación con el calculado. Por lo tanto, el intervalo de tiempo de observación no debe ser demasiado estrecho. Si hay varios objetos, asigne el tiempo a los intervalos apropiados. Para estrellas cataclísmicas y multiperiódicas se utiliza la curva de luz, por lo que es conveniente observar todo el tiempo disponible.

Qué observar exactamente en las próximas noches depende de las preferencias del investigador, la época del año, la latitud del lugar de observación y las coordenadas de la estrella, su brillo, amplitud y precisión de medición. En los enlaces de Internet a continuación, puede encontrar listas y mapas de la vecindad de los objetos ofrecidos por varias organizaciones: binarias eclipsantes, polares intermedias, pulsantes y otras estrellas variables.

Entre los muchos objetos descubiertos en el mundo, se destaca un grupo de nuevas variables, que fue descubierto en Odessa por una estudiante (ahora estudiante de posgrado) Natalia Virnina. Durante 2 años, según sus propias observaciones usando una matriz CCD, descubrió más de 60 nuevas estrellas variables periódicas (eclipsantes y pulsantes). 32 de ellos se presentan en el artículo que figura en la lista de enlaces de Internet. Aunque ya se han determinado las principales características, nuevas observaciones en varios filtros serían útiles tanto para afinar el período y la época inicial, como para determinar temperaturas a partir de índices de color.

¿Cómo formatear y dónde publicar los resultados?

Las publicaciones sobre estrellas variables se pueden dividir en varias categorías: artículos analíticos que contienen un estudio completo; informes de descubrimiento que contengan la información mínima necesaria; informes del descubrimiento de eventos interesantes no periódicos en estrellas conocidas; tablas de extremos de brillo; tablas de valores de brillo individuales y posiblemente otras características. Los artículos analíticos son los más difíciles, sin embargo, son imposibles sin obtener observaciones iniciales. Por lo tanto, cada una de estas categorías es importante a su manera y atrae a sus autores.

Los "creadores de tendencias" en la denominación y clasificación de estrellas variables es un grupo comprometido en nombre de la Unión Astronómica Internacional en el desarrollo del "Catálogo General de Estrellas Variables" (GCVS = GCVS, Catálogo General de Estrellas Variables). Después de la Victoria en la Gran Guerra Patria, este derecho se transfirió a la Unión Soviética, y el equipo de autores trabaja en Moscú sobre la base del Instituto Astronómico Estatal. P.K. Shternberg (Universidad Estatal de Moscú) y el Instituto Astronómico de la Academia Rusa de Ciencias. Durante casi 30 años, el trabajo ha sido dirigido por el Doctor en Ciencias Físicas y Matemáticas Nikolai Nikolaevich Samus.

Además, se publican las revistas "Variable Stars" (PZ) y "Variable Stars. Application" (PZP), en las que importantes resultados científicos pueden ser publicados no solo por profesionales, sino también por aficionados.

Naturalmente, cada revista ofrece "sus propias reglas para los autores", sin embargo, existen requisitos mínimos para las características de una estrella o estrellas, que deben incluirse en el artículo. Teniendo en cuenta la gran cantidad de objetos, se desarrolló un formulario electrónico en el que los autores completan los campos requeridos y luego se crea automáticamente el texto del artículo. Para la revista "Estrellas Variables. Suplemento", estos son: el título de la nota, los nombres de los autores, el país, ciudad, organización, el nombre oficial de la estrella variable según el OKPS o NVS (Catálogo de Estrellas Sospechosas de Variabilidad), así como nombres según otros catálogos, coordenadas, tipo de variabilidad, límites de variación de brillo (máximo y mínimo) y sistema fotométrico, para estrellas periódicas - período y época inicial (brillo mínimo de eclipsantes y brillo máximo de pulsantes). ), archivos gráficos que representan la curva de luz y el entorno de la estrella y las leyendas correspondientes, archivo con tabla de observaciones, observaciones y comentarios en forma libre, enlaces a otras publicaciones. Existen reglas similares para publicar artículos sobre estrellas variables en otras revistas, sin embargo, esta información necesaria se proporciona en el texto estructurado del propio artículo, y las tablas de observaciones se publican cada vez más por separado como archivos adjuntos, en lugar del texto del artículo.

La última edición "en papel" del GCVS se publicó en 1985-1987, y las adiciones se publican periódicamente en la revista "Information Bulletin on Variable Stars" ("Boletín de información sobre estrellas variables", Budapest, Hungría), que es la Publicación oficial de la Unión Astronómica Internacional. En los últimos años, este boletín (normalmente de hasta 2 o 4 páginas) acepta resultados de estudios de estrellas variables obtenidos únicamente a partir de CCD de alta precisión u observaciones fotoeléctricas, sin embargo, ya no se aceptan artículos basados ​​en estimaciones de brillo fotográfico o visual. Los mensajes breves sobre los descubrimientos de nuevas estrellas variables se agrupan en números de cada cien con los autores indicados solo dentro del mensaje. A pesar de la naturaleza científica concisa de la información, esta publicación "asusta" a los aficionados con la inaccesibilidad de la información sobre los autores de los descubrimientos.

Hay muchas más revistas en diferentes países (Journal of the AAVSO (EE.UU.); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (UK); Bulletin de l'AFOEV (Francia); BAV Rundbrief (Alemania); BBSAG (Suiza); GEOS (Italia)) y otros, que publican los resultados de las observaciones de estrellas variables y, en ocasiones, de otros objetos astronómicos.

Con el fin de intentar unir a aficionados y profesionales, hace unos años se organizó una "Revista Europea Abierta sobre Estrellas Variables" internacional, registrada oficialmente en la República Checa. La revista publica en inglés los resultados de las observaciones CCD, fotoeléctricas y, con menos frecuencia, fotográficas de estrellas variables. Los artículos son revisados ​​por 7 miembros del consejo editorial y el artículo se publica (a menudo después de la revisión y teniendo en cuenta los comentarios de los revisores) con más del 70% de los votos. La revista suele publicar estudios más detallados de las estrellas que otras revistas. Los miembros del consejo editorial representan no solo a los países europeos (República Checa, Eslovaquia, Suiza, Italia, Alemania, Ucrania), sino también a los Estados Unidos. Científicos de Corea, Estados Unidos, Argentina, Australia y otros países no europeos también publican sus resultados.

Sin embargo, las publicaciones más rápidas son las circulares electrónicas enviadas por algunas sociedades. Las más utilizadas son las circulares IAU, AAVSO, CBA (USA), y en especial la japonesa "VSNET" ("Variable Star Network"), que se divide en más de una docena de circulares por intereses (chat - discusión; alerta - mensaje urgente ;campaña-dn - campañas para novas enanas, campaña-ip - campañas para polares intermedias, obs - tablas de observaciones, etc.). Una característica de las circulares electrónicas es la velocidad: llegan a los suscriptores en unos pocos segundos, con la velocidad del correo electrónico. Sin embargo, solo algunas de las circulares tienen forma de artículos. Básicamente, contienen breves informes sobre el descubrimiento de fenómenos no periódicos en estrellas ya conocidas (flares, desvanecimientos, aparición y terminación de cambios temporales cuasi-periódicos o periódicos) y, con mucha menos frecuencia, el descubrimiento de nuevas estrellas variables. Dichos mensajes informan a otros observadores potenciales que pueden corregir oportunamente su programa de observación y continuar las observaciones en diferentes longitudes.

Para evitar envíos de mala calidad por parte de autores externos, las cartas de los autores se envían a uno de los "miembros del consejo editorial", quien puede editar y enviar un mensaje en su nombre, indicando el autor de las observaciones o descubrimientos. Los participantes más activos tienen derecho a enviar sus propios mensajes de urgencia. Esta es la forma más rápida de comunicar, ya que la información sobre el descubrimiento (de una nueva estrella variable, destellos, cambios en la naturaleza de la variabilidad, aparición y desaparición de superjorobas) llega a los destinatarios casi instantáneamente, y cada observador puede decidir por sí mismo si para observar estrellas planificadas previamente o apuntar su telescopio a una estrella que muestra un comportamiento interesante hoy (y tal vez en varias noches por venir).

Cabe señalar que los profesionales también utilizan estos mensajes de aficionados. Existe un término especial "objetivo de oportunidad" ("objetivo del evento") cuando se observa con grandes telescopios terrestres o incluso con telescopios espaciales. Al obtener el tiempo de observación, solo existe una cierta probabilidad de que ocurra este o aquel evento en la estrella (por ejemplo, un destello). Por lo tanto, la solicitud se presenta para varios objetos potencialmente interesantes. Pero a cuál apuntar el telescopio depende del estado del objeto. Por lo tanto, los profesionales envían información a circulares electrónicas a disposición de los aficionados con buenos telescopios. Suele llamarse "Llamada a observaciones" ("invitación a observaciones"), donde describen para qué es interesante tal o cual estrella, e invitan a informar con urgencia si se detecta el brote y enviar observaciones más adelante.

Como ya se señaló, una estrella recibe un nombre oficial como variable solo después de haber sido ingresada en el "Catálogo General de Estrellas Variables". Para una designación centralizada más rápida, se utiliza activamente "Variable Stars indexX".

La presencia de varias revistas complementarias contribuye a la libertad de elección ya la creación de la "individualidad" de cada una de ellas. Una vez más, notamos que al publicar, uno debe adherirse tanto a las reglas de la revista como al logro del mínimo requerido de información. Por ejemplo, al abrir, debe indicar al menos los parámetros mínimos necesarios que se ingresan en el "Catálogo general de estrellas variables": coordenadas; límites de cambio de brillo con una indicación del sistema fotométrico; tipo de variabilidad; para estrellas periódicas, el período y la época inicial (máximo para estrellas pulsantes y mínimo para estrellas eclipsantes), la asimetría M-m para estrellas pulsantes (la relación del intervalo de tiempo desde el mínimo hasta el máximo más cercano al período en porcentaje), o el ancho mínimo D para binarios eclipsantes (la relación entre la duración del mínimo y el período como porcentaje). Es este estilo el que caracteriza a la revista "Estrellas Variables. Suplemento" y al número cien del "Boletín Informativo de Estrellas Variables".

Más útil para otros autores, que deseen utilizar los datos publicados con los suyos propios, es el estilo de agregar un mapa de los alrededores, indicando las estrellas de comparación, sus características (coordenadas, nombres de catálogo, brillo en diferentes sistemas fotométricos), así como como tablas de observaciones originales. En los viejos tiempos, las tablas de valores de brillo se publicaban en forma impresa en revistas. En las últimas dos décadas, la mayoría de las revistas han cambiado a una forma mixta "papel-electrónica", publicando artículos completos en forma electrónica e imprimiendo solo una tirada pequeña, y publicando apéndices (tablas de observaciones y sus resultados) solo en forma electrónica. . Este enfoque le permite publicar tablas muy largas. Pero, si alguien necesita usarlos (por ejemplo, para aplicar un método diferente de procesamiento matemático), entonces es más conveniente usar un archivo listo para usar que escanear y reconocer números de una revista impresa. Este estilo se utiliza en las revistas más prestigiosas "The Astrophysical Journal", "Astronomy and Astrophysics" y otras, así como en revistas especializadas en estrellas variables IBVS y especialmente OEJV.

correo.es/Gamow-2010-175-177-Virnina.pdf- un artículo con las características de 32 nuevas estrellas variables descubiertas en Odessa, que conviene seguir observando.

http://asd.gsfc.nasagobierno/kojiMukai/iphome/ - sitio en polares intermedias

ftp://ftp.aavso.org/public/calib/- estándares de campo estelar BVRI multicolor de Arne Henden

Continúo la serie de artículos "Libro de referencia astronómica". Y hoy consideraré otro tema importante que será útil al leer artículos de la sección: estrellas variables. A medida que pasa el tiempo, las estrellas pueden cambiar su brillo (brillantez), este tipo de estrellas se denominan variables. Las estrellas variables cambian su brillo debido a cambios físicos en el estado de la propia estrella, así como también debido a los eclipses, si hablamos de sistemas binarios (múltiples), estas son estrellas variables eclipsantes.

Existen los siguientes tipos de estrellas variables físicas:

• pulsante- se caracterizan por cambios de brillo continuos y suaves: Cefeidas, Míridas, tipo RR Lyrae, irregulares, semi-correctas;
• eruptivo- se caracterizan por cambios de brillo irregulares, rápidos y fuertes provocados por procesos de naturaleza explosiva (eruptiva): nuevas estrellas, supernovas.

Las estrellas variables tienen designaciones especiales. Estas estrellas en cada constelación están designadas por una secuencia de letras del alfabeto latino: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ..., QZ con la adición del nombre de la constelación correspondiente (RR Lyr). Así, se pueden designar 334 estrellas variables en cada constelación. Si el número excede 334, los siguientes se designan V 335, V 336, etc.

estrellas variables eclipsantes

estrellas variables eclipsantes- pares cercanos de estrellas que no se pueden separar incluso con los telescopios más potentes, la magnitud estelar aparente cambia debido a los eclipses periódicos de un componente del sistema por otro para un observador desde la Tierra. Una estrella con una luminosidad más alta es la principal, con una más pequeña: un satélite. Los ejemplos más populares son: β Perseus (Algol) y β Lyrae.

Debido a la superposición de una estrella con otra, la magnitud estelar total cambia periódicamente.

curva de luz- un gráfico que representa el cambio en el flujo de radiación de una estrella dependiendo del tiempo. Cuando una estrella está en su brillo máximo, es era de máximo, mínimo (o máximo) - época de mínimo. La diferencia entre las magnitudes máxima y mínima se denomina amplitud, y el intervalo de tiempo entre dos máximos (mínimos) - periodo de cambio.

Gráfico del cambio en el flujo radiativo de una estrella de vez en cuando

Según los datos del gráfico, puede determinar los tamaños relativos de los componentes, obtener una idea general de su forma. El valor mínimo (valles) en el gráfico puede diferir en magnitud según cuál de las estrellas bloqueó su componente: el satélite principal o el satélite principal.

Hoy en día, se conocen alrededor de 4000 estrellas eclipsantes de varios tipos. El período mínimo de revolución de las estrellas conocido por los astrónomos es un poco menos de una hora, el máximo es de 57 años.

Estrellas variables físicas

cefeida

Cefeidas - gigantes pulsantes F y G, que obtuvieron su nombre en honor a la estrella δ (delta) Cefeo. El período de pulsación oscila entre 1,5 y 50 días. La amplitud (diferencia entre máximo y mínimo) del brillo de las Cefeidas puede llegar a 1,5 m. Un representante típico de las Cefeidas es la Estrella Polar.

Cuando cambia el brillo, la temperatura de la fotosfera, los índices de color y el radio de la fotosfera cambian. La pulsación de una estrella ocurre cuando la opacidad de las capas externas de una estrella retrasa parte de la radiación de las capas internas. Esto se debe a la sustancia helio, que primero se ioniza y luego se enfría y se recombina.

Gráfico del cambio de brillo de η Aql (este Águila) y δ Cep (delta Cefeo)

Actualmente hay más de 700 Cefeidas en nuestra galaxia, la Vía Láctea.

A su vez, las Cefeidas se dividen en 3 grupos:

1. Las Delta Cefeidas (Cδ) son Cefeidas clásicas.
2. Cefeida tipo W Virgo (CW) - No se encuentra en el plano de la galaxia. Generalmente se encuentra en . Curiosamente, alcanzan su temperatura máxima en los intervalos entre la luminosidad máxima y mínima.
3. Las Zeta Cefeidas (Cζ) son Cefeidas de baja amplitud. Tienen curvas de luz simétricas.

Estrellas como RR Lyrae

Un tipo separado incluye estrellas del tipo RR Lyra. Estos son gigantes de clase espectral A. El período de variabilidad de estas estrellas es de 0,2 a 1,2 días. Cambian de brillo muy rápidamente, mientras que la amplitud alcanza una magnitud estelar. Con un cambio en el brillo, cambia el índice de color, lo que está asociado con un cambio en la temperatura de la fotosfera. Al máximo, la estrella se ilumina (blanquea), es decir, cada vez más caliente El radio de la estrella (velocidades radiales) también cambia.

La gran mayoría de estrellas de este tipo se concentran en cúmulos estelares globulares. A continuación (espectro-luminosidad) se muestra la ubicación aproximada de las estrellas Cefeidas y RR Lyrae:

Imagen tomada de Wikipedia

Mírida

Los míridos se llaman de manera diferente. estrellas variables de periodo largo. Estas son estrellas de tipo ω (omega) Ceti. La amplitud del cambio de brillo alcanza la décima (!) magnitud estelar. El período de variabilidad varía mucho y se encuentra en el rango de 90 a 730 días.

Los míridos incluyen la clase espectral M (y S y N adicionales, incluso los más fríos).

La variabilidad en el brillo se debe a las fluctuaciones de temperatura. Los míridos son estrellas que tienen líneas de emisión en sus espectros.

Variables incorrectas

Estas son estrellas que tienen un cambio impredecible en el brillo. Son difíciles de observar y hay que dedicar más tiempo a determinar sus características. El representante de este tipo de estrella es μ (mu) de Cefeo.

La amplitud del cambio de brillo no excede una magnitud estelar. Los momentos de máximos o mínimos no se pueden determinar mediante fórmulas, ni se puede calcular su periodicidad. La curva de luz puede tener un período de hasta 4500 días. En un libro de astronomía, encontré un gráfico de la estrella μ Cephei, cuyo brillo se calculó desde 1916 hasta 1928:

Si es posible determinar el valor medio del ciclo y se observa alguna periodicidad, se denominan semi-correcto, de lo contrario - equivocado.

Variables eruptivas

Una estrella enana variable que manifiesta su variabilidad en forma de estallidos repetidos debido a varios tipos de eyecciones de materia (erupción) se llama eruptivo variable. Las estrellas eruptivas pueden ser jóvenes o viejas.

jóvenes estrellas

Las estrellas que no han completado el proceso de contracción gravitacional se llaman joven. Por ejemplo, T Tauro. Las estrellas jóvenes incluyen enanas de clases espectrales F y G con líneas de emisión en el espectro. Muchas estrellas jóvenes se pueden encontrar en la Nebulosa de Orión (en la constelación de Orión), donde tiene lugar el proceso de formación estelar activa. Es imposible establecer una regularidad en el cambio de tales estrellas. La amplitud de variación del brillo puede alcanzar los 3 m.

La variabilidad caótica se explica por el hecho de que se observan pequeñas nebulosas brillantes alrededor de estrellas jóvenes, lo que indica la existencia de extensas capas gaseosas en ellas.

Asignar por separado Estrellas de llamarada UV Ceti. Estas son enanas de las clases espectrales K y M. Se distinguen por un aumento muy rápido de la luminosidad durante las erupciones. En menos de un minuto, el flujo de radiación puede aumentar varias veces. Sin embargo, existe un gran grupo de estrellas fulgurantes cuyos estallidos duran mucho tiempo, superando varios minutos. En el cúmulo de las Pléyades, todas las estrellas pertenecen a tales estrellas.

Hasta la fecha, solo se han descubierto unas 80 estrellas fulgurantes que tienen una luminosidad baja y se pueden observar a una distancia pequeña del Sol.

En general, todo lo que necesita saber y comprender sobre estrellas variables. Y ahora, cuando encuentre nombres o designaciones incomprensibles como una estrella variable, siempre puede consultar este artículo para averiguar qué es qué.

Gracias por tomarse el tiempo de leer este importante tema. Si tiene alguna pregunta, no dude en escribir en los comentarios, lo resolveremos juntos.