Tipi, tipi e classificazione generale delle stelle variabili. stelle variabili

Le stelle variabili sono stelle che cambiano il loro splendore davanti agli occhi delle persone e delle loro generazioni. I cambiamenti evolutivi nella luminosità della stragrande maggioranza delle stelle, di regola, sono troppo insignificanti e si verificano troppo lentamente per essere notati in quattro o tremila anni dello sviluppo storico dell'umanità.Tuttavia, le "stelle ospiti" del gli antichi cinesi, la stella del diavolo (Algol) degli antichi arabi, Amazing (Mira) nella costellazione della Cetus, che colpì l'immaginazione degli astronomi alla fine del Rinascimento, le supernove di Tycho Brahe e Kepler, per la diversità di il loro comportamento, testimoniato dalla diversità delle cause che provocano cambiamenti nella loro luminosità.la luminosità è l'intera varietà di caratteristiche fisiche e ragioni per il cambiamento della luminosità di una data particolare stella.

Nel tempo, i problemi legati alla classificazione delle stelle variabili diventano sempre più difficili. La relazione tra i diversi tipi di variabilità della luminosità sta gradualmente diventando chiara. Spesso è necessario riferire lo stesso oggetto a più tipi di variabilità contemporaneamente, poiché sono determinati da diversi fattori fisici.

L'aumento dell'accuratezza delle osservazioni e il miglioramento dei metodi della loro analisi hanno portato alla scoperta di molte stelle microvariabili e alla delucidazione dei modelli di cambiamento nelle loro caratteristiche fotometriche e spettrali. Allo stato attuale, è chiaro che non esiste un limite inferiore all'ampiezza delle variazioni di luminosità delle variabili da registrare; si tratta dell'affidabilità della registrazione di tali cambiamenti nella loro affidabilità.

Variabilità nel lontano ultravioletto e raggi X, nel lontano infrarosso e radio proprietà caratteristica stelle variabili tipi diversi. Solo le difficoltà di identificare gli oggetti osservati in queste regioni dello spettro con oggetti ottici impongono ancora restrizioni alla loro inclusione nei cataloghi delle stelle variabili.

In connessione con la preparazione della nuova (quarta) edizione del Catalogo Generale delle Stelle Variabili, ci troviamo di fronte alla necessità di affinare significativamente la classificazione delle variabili adottata nella terza edizione del catalogo (Kukarkin et al. 1969) e tre aggiunte ad esso. Così, ad esempio, la rilevazione dell'attività cromosferica di un certo numero di stelle richiede che questo fenomeno si rifletta nella classificazione. Le manifestazioni della variabilità ottica delle sorgenti di raggi X sono peculiari. La classificazione dei sistemi binari ad eclisse deve essere migliorata, ecc.

Di seguito descriveremo quello che ci sembra il sistema più razionale per classificare le stelle variabili, basato sullo sviluppo di principi generalmente accettati per la classificazione di questi oggetti e su un'analisi delle proposte fatte da un certo numero di specialisti.

In base ai motivi principali che determinano la variabilità della luminosità di alcuni oggetti osservati dalla Terra, è consuetudine suddividere le variabili nelle seguenti classi: binarie eruttive, pulsanti ed eclissanti. Al momento, è necessario introdurre un'altra classe: variabili rotanti (Efremov, 1975; Percy, 1978). Ciò implica che la superficie di tali stelle può essere ricoperta di macchie-aree con luminosità superficiale ridotta o aumentata, e se l'asse di rotazione della stella non coincide con la direzione verso l'osservatore, la luminosità superficiale media del suo emisfero rivolto verso Terra , può cambiare a causa della rotazione della stella,

Sembra anche opportuno isolare le variabili esplosive, le supernove e le nuove stelle, dalla classe delle variabili eruttive in una classe separata.

Ognuna di queste classi combina oggetti di natura completamente diversa, appartenenti a diversi tipi di variabilità della luminosità. Allo stesso tempo, gli stessi oggetti possono essere contemporaneamente sia pulsanti che eruttivi e possono far parte di sistemi binari ad eclisse, cioè cambia lucentezza per quasi ogni possibile ragione o qualsiasi combinazione di quest'ultima.

2.

Per capire vari tipi stelle variabili, è opportuno considerare la loro posizione sul diagramma M V, BV e separatamente in funzione dell'età (t) delle variabili stesse (vedi Fig. 1). La linea tratteggiata ovunque in Fig. 1 mostra la posizione della sequenza principale iniziale. Le aree occupate da variabili di diverso tipo sono cerchiate con linee continue. Sono mostrati schematicamente. I loro confini non dovrebbero essere presi troppo sul serio. Possono sovrapporsi e occupare aree molto più grandi. Inoltre, non si dovrebbero prendere troppo rigorosamente le caratteristiche di età delle variabili contrassegnate in Fig. 1a, 1b e 1c.

Riso. 1.

Sulla fig. 1a mostra le posizioni delle stelle variabili più giovani (0<T<10 7 лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные In un, inb, InT, digitare le variabili S Dor E FU Ori, variabili di tipo lampeggiante UV Cina associate a nebulose) e variabili pulsanti (supergiganti irregolari Lc e semiregolari SRc di tipi spettrali tardivi). Tutti questi oggetti sono osservati negli ammassi stellari più giovani ed emergenti, nelle associazioni OB e T. Alcuni tipi ( FU Ori, S Dor) caratterizzano, apparentemente, fasi a breve termine nello sviluppo delle variabili di Orione. Diamo un'occhiata a questi tipi in modo più dettagliato. Le sigle dei tipi riportate di seguito non devono essere imprudentemente modificate, al fine di evitare confusione in futuro, a causa dell'elevato numero di tipi già distinti.

S Dor- stelle eruttive di alta luminosità di tipo spettrale Bpeq-Fpeq, che mostrano variazioni di luminosità irregolari (a volte cicliche) comprese tra 1 e 3 m. Sono tra le stelle blu più luminose della galassia in cui vengono osservate. Le variabili di questo tipo includono P Cyg e Car.

In sono variabili di Orione. Variabili eruttive irregolari associate a nebulose diffuse e localizzate sul diagramma M V , B-V nella regione di sequenza principale e nella regione subgigante. Sulla fig. 1a mostra l'area da loro occupata alla minima luce. Come risultato di un'ulteriore evoluzione, queste stelle si trasformano in stelle della sequenza principale a luminosità costante. I limiti di variazione della luminosità possono raggiungere diversi valori. Si dividono in sottotipi:

In un- Variabili di Orione delle classi spettrali B-A (T Ori).

inb- Variabili di Orione di tipo spettrale F-M o Fe-Me (AN Ori).

InT- Variabili di Orione di tipo T Taurus. Classi spettrali Fe-Me. Un segno specifico del tipo sono le righe di emissione fluorescente Fe I 4046, 4132 (anomalamente intense in queste stelle), le righe di emissione e la riga di assorbimento Li I 6707. Se la connessione con la nebulosa non è evidente, la lettera N può essere omesso in un simbolo di tipo.

Negli spettri di alcune variabili di Orione (YY Ori) c'è un "effetto P Cyg inverso" - la presenza di componenti oscure sul lato a lunghezza d'onda lunga delle righe di emissione - che indica la caduta di materia sulla superficie di queste stelle. In questo caso, il carattere tipo può essere seguito dal carattere AA.

UVn- variabili eruttive flare associate a nebulose diffuse, simili alle variabili di tipo UV Ceti (vedi sotto). Questo è un tipo di variabili del sottotipo di Orion inb, le cui irregolari variazioni di luminosità sono sovrapposte da bagliori.

FU- variabili eruttive new-like di tipo FU Ori di tipo spettrale Ae-Fpe associate a nebulose diffuse; mostrano un graduale aumento della luminosità di 6 m della durata di diversi mesi, dopodiché si ha una quasi completa costanza della luminosità al massimo, che persiste per decenni, e un graduale sviluppo delle emissioni nello spettro. L'area occupata da queste variabili in fig. 1a corrisponde alla loro luminosità massima.

Lc- supergiganti variabili irregolari lente pulsanti di tipo spettrale M (TZ Cas) con un'ampiezza di circa 1 m .

SRc- supergiganti variabili pulsanti semiregolari della classe spettrale M (Ser). Le ampiezze sono dell'ordine di 1 m, i periodi di variazione della luminosità vanno da 30 a diverse migliaia di giorni.

In relazione alla fig. 1a, dovrebbero essere considerate altre due categorie di oggetti, vale a dire supernove e pulsar.

Supernovae (SN) - stelle che aumentano rapidamente la loro luminosità di 20 o più magnitudini a seguito di un'esplosione e poi si indeboliscono lentamente. Lo spettro del flare è caratterizzato dalla presenza di bande di emissione molto ampie. Come risultato dell'esplosione, la struttura della stella cambia completamente. Ciò che rimane al posto della supernova è una nebulosa ad emissione in espansione e (non sempre osservabile) una stella di neutroni in rapida rotazione con un forte campo magnetico che emette nelle gamme di lunghezze d'onda radio, ottiche e dei raggi X - una pulsar (PSR), la cui luminosità cambia periodo (da diversi centesimi di secondo a diversi secondi) è uguale al periodo della sua rotazione.

3.

Sulla fig. 1b mostra le posizioni delle stelle variabili la cui età varia da 10 7 a 10 9 anni.

Nel processo di deviazione evolutiva dalla sequenza principale iniziale, le stelle di tipo spettrale B - F iniziano a mostrare variabilità di luminosità. Fondamentalmente, questi fenomeni sono causati dalla pulsazione radiale e non radiale degli strati della stella vicino alla superficie, dalla rotazione di stelle con macchie, nonché dalla formazione e scomparsa di anelli o dischi equatoriali di emissione in stelle B in rapida rotazione. Durante le pulsazioni radiali, la forma della stella rimane sferica e la superficie della stella periodicamente si espande e si contrae. Nel caso di pulsazioni non radiali, la forma delle stelle. dy devia periodicamente dalla sfericità, e anche le parti vicine della sua superficie possono trovarsi in fasi opposte di oscillazioni.

Attualmente si possono distinguere i seguenti tipi di variabilità delle stelle di queste classi spettrali.

Le Cyg sono supergiganti non radialmente pulsanti di tipo spettrale Beq-Aeq Ia, la cui luminosità cambia con un'ampiezza dell'ordine di 0. m 1 spesso sembrano sbagliate, perché sono causate dalla sovrapposizione di molte oscillazioni con periodi ravvicinati. Ci sono cicli da no. quanti giorni a diverse decine di giorni. È possibile che queste variabili siano una fase successiva nello sviluppo delle stelle S Dor.

Ser - variabili pulsanti delle classi spettrali O8-B6 IV con periodi di variazione della luminosità e velocità radiali contenute entro 0. d 1-0. d 6, ei limiti di luminosità cambiano da 0. m 01 a 0. m 3. La luminosità massima corrisponde al raggio minimo della stella. In generale, in queste stelle si osservano pulsazioni radiali, ma ora molti ricercatori trovano possibile distinguere tra loro variabili come 53 Per (V469 Per), che sono caratterizzate da pulsazioni non radiali (vedi, per esempio, Unno et al. 1979 ).

Alle variabili di tipo Cer si aggiunge il gruppo di variabili individuate da Jakata (1979), che possono essere chiamate variabili di tipo Cen. Si tratta di stelle di classi spettrali B2-B3 IV-V, i cui periodi e ampiezze di variazione di luminosità sono di un ordine di grandezza inferiori a quelli osservati per le stelle Ser, cioè racchiuso entro 0. d 02-0. d 04 e 0. m 15-0. m 025 rispettivamente.

Il prossimo tipo ben noto di variabili di sequenza principale pulsanti è il tipo Sct. Di solito include stelle di tipo spettrale A2-F5 III - V con ampiezze di variazione della luminosità da 0.m003 (principalmente 0.m02) a 0.d8 e periodi da 0.d02 a 0.d4.La forma delle curve di luce varia notevolmente. Si osservano pulsazioni sia radiali che non radiali; possono verificarsi anche cessazioni a breve termine dei cambiamenti di luminosità. La curva della velocità della linea di vista è quasi un'immagine speculare della curva di luce, con la massima velocità di avvicinamento all'osservatore praticamente coincidente con la massima luminosità della stella.

All'inizio degli anni '50, Struve (1955) ipotizzò l'esistenza di un'ipotetica sequenza Maya che colmasse il divario tra le variabili pulsanti dei tipi Ser e Sct. Struve ha condotto questa sequenza tra due stelle: un membro dell'ammasso delle Pleiadi Maya (B7III) e UMi (A3II-III). Fino ad ora, vari ricercatori (vedi, ad esempio, Beardsley e Zizka, 1977; Breger, 1979) continuano a tornare sulla discussione di questo problema.

La variabilità della brillantezza di Maya non è stata ancora dimostrata. Ci sembra che la sequenza Maya non esista affatto. Secondo Breger (1979), in un mare di stelle con pulsazioni non radiali di bassa ampiezza, le stelle di tipo Ser e Sct formano due isole di variabili con una grande ampiezza supportate da un'ulteriore eccitazione delle pulsazioni radiali.

A questo proposito è opportuno soffermarsi sul tema della variabilità di luminosità di Lyr (AOV), che fino a poco tempo fa era utilizzato come uno dei principali standard fotometrici e spettrofotometrici. La variabilità di luminosità di questa stella, scoperta da Gutnick e Prager (1915) e confermata da Faz (1935), è stata ricordata solo di recente dopo la pubblicazione dell'articolo di Vishnevsky e Johnson (1979). La stella non è stata inclusa nei cataloghi delle stelle variabili perché molti osservatori l'hanno trovata costante. Tuttavia, anche Gutnik (1930), confrontando le osservazioni fotoelettriche di Lyr nel 1915 con le osservazioni della sua velocità radiale effettuate nel 1929, mostrò che le variazioni di luminosità rilevate sono sincrone con le variazioni di velocità radiale che si verificano con un periodo vicino a 0. d 07 , con i massimi la luminosità della stella coincide con i minimi della sua velocità radiale. Faz (1935) e Neubauer (1935) fecero osservazioni simultanee (fino a un minuto) della luminosità e della velocità radiale di Lyr, confermando le conclusioni di Gutnick (vedi Fig. 2). Johnson (1980) ha appena riportato la variabilità della luminosità di Lyr sulla base delle sue osservazioni fotoelettriche, che ha fatto dal 1950 per 30 anni.

Riso. 2.

I rapporti di fase della luminosità e della velocità radiale di Lyr durante i loro cambiamenti sono gli stessi delle stelle di tipo Sct, anche l'ampiezza e il periodo rientrano nei limiti corrispondenti. Nel diagramma con 1 , b-y, che abbiamo riprodotto in Fig. 3 dal lavoro di Kubiak (1979), Lyr si trova al di fuori dell'area principale occupata dalle variabili di tipo Cep e Sct (punti). Tuttavia, Ser si trova non lontano da esso, una variabile di questo tipo. Si può quindi pensare che Lyr (A0V), così come UMi (A3II-III) e CrB (A0IV) siano attribuibili a variabili di tipo Sct, assumendo l'intervallo A0-F5III-V come intervallo di classi spettrali inerenti in quest'ultimo.

È ovvio che la stabilità delle pulsazioni è violata per le stelle che si trovano al limite della banda di instabilità occupata dalle variabili di tipo Sct. In alcune stelle possono apparire e scomparire. La variabilità della luminanza si verifica sporadicamente e talvolta si interrompe completamente.

In seguito alle pulsazioni, la ragione del cambiamento di luminosità delle stelle situate nella regione della sequenza principale è la rotazione di stelle con luminosità superficiale disomogenea. Questa disomogeneità può essere causata o dalla presenza di macchie o, in generale, dalla disomogeneità termica e chimica dell'atmosfera stellare sotto l'azione di un campo magnetico il cui asse non coincide con l'asse di rotazione della stella.

La rotazione rispetto all'osservatore terrestre determina la variabilità delle stelle CVn - peculiari stelle di sequenza principale delle classi spettrali B8p-A7p con forti campi magnetici alternati. Nei loro spettri, le righe del silicio, del manganese, dello stronzio, del cromo e degli elementi delle terre rare sono esaltate in modo anomalo, cambiando la loro intensità con un periodo pari al periodo della variazione del campo magnetico e della luminosità (0. d 5-160 d) . Le ampiezze di variazione della luminosità sono solitamente entro 0. m 01-0. m1.

Le stelle delle classi spettrali B0p-B7p con intensità variabile delle righe He I, Si III e alcune righe metalliche (SX Ari, Ori E = V1030 Ori) sono talvolta chiamate variabili dell'elio. Le chiameremo variabili di tipo SX Ari. Queste stelle, che hanno anche campi magnetici variabili, sono analoghi ad alta temperatura delle variabili di tipo CVn. Potrebbero essere combinate in un unico tipo con variabili di tipo (CVn), poiché il motivo della variabilità di luminosità e spettro (rotazione della stella) è lo stesso per le variabili di entrambi i tipi.

Riso. 3.

Alcune variabili del tipo CVa (ad esempio, UU Com, tipo spettrale A3pV) hanno anche pulsazioni di breve periodo con periodi 0. d 02-0. d 1 e un'ampiezza dell'ordine di 0. m 01, indicando che queste stelle possono essere simultaneamente variabili di tipo Sct.

Le variabili rotanti includono anche variabili del tipo BY Dra - stelle a emissione - nane dKe-dMe, che mostrano variazioni di luminosità quasi periodiche con periodi da frazioni di un giorno a 120 e ampiezze da alcuni centesimi a 0. m 5. La variabilità di luminosità in questo caso è causato, secondo quanto pare, dalla rotazione assiale delle stelle con il variare nel tempo del grado di disomogeneità della luminosità superficiale (macchie) e dell'attività cromosferica. Alcune di esse presentano anche esplosioni simili a quelle di stelle del tipo UV Ceti (vedi sotto), e in questo caso possono essere attribuite anche a quest'ultima tipologia, essendo contemporaneamente considerate eruttive.

Le variabili del tipo UV Cet sono stelle eruttive dei tipi spettrali dKe-dMe, che a volte subiscono esplosioni con un'ampiezza da diversi decimi a 6 m . La luminosità massima viene raggiunta in secondi o decine di secondi dopo l'inizio dell'esplosione e la stella ritorna alla luminosità normale in pochi minuti o decine di minuti.

La figura 1b mostra la regione occupata da queste variabili al minimo. Il limite superiore sinistro della regione corrisponde alle variabili osservate nell'ammasso delle Pleiadi (t=5 . 10 7 anni). Nel tempo, questo confine si sposta verso destra, verso tipi spettrali successivi; nell'ammasso delle Iadi (t=5 . 10 8 anni) passa già nella regione М V =+10 m , B-V=+1. m 6.

Apparentemente, non è un caso che il nostro Sole (cerchio con un punto in Fig. 1b, c) si trovi nella regione più silenziosa del diagramma (M V , V-V) - accanto ad esso nella regione della sequenza principale non ci sono singole variabili fisiche stelle, altrimenti ci sentivamo non ci sentiremmo molto a nostro agio.

Il processo di fuga dalla sequenza principale nelle stelle B in rapida rotazione è accompagnato dal deflusso di materia nella loro zona equatoriale e dalla formazione di anelli o dischi equatoriali, che porta alla loro trasformazione in variabili irregolari di emissione del tipo Cas del tipo spettrale BeIII-V, appartenente alla classe eruttiva. Le ampiezze dei cambiamenti nella loro luminosità possono raggiungere 1. m 5.

Lasciando la sequenza principale. Le stelle B passano attraverso la regione di instabilità delle Cefeidi, trasformandosi in variabili di tipo Ser che pulsano radialmente. Queste sono le Cefeidi della componente piatta della Galassia, che obbediscono alla ben nota dipendenza periodo-luminosità. I loro tipi spettrali alla massima luminosità sono F5-F8, al minimo G-K e

quanto più tardi, tanto più lunghi cambiano i periodi di luminosità, che vanno da 1 d a 135 d . Le ampiezze di variazione della luminosità vanno da (0. m 1 a 2 m. Come per le stelle di tipo Sct, la luminosità massima coincide con la velocità massima di avvicinamento degli strati superficiali della stella all'osservatore.

Queste stelle possono essere associate a giganti e supergiganti variabili semiregolari di classi spettrali F-K, a volte di emissione, che sono solitamente indicate con il simbolo SRd (SX Her, SV UMa). Le ampiezze dei cambiamenti nella loro luminosità sono comprese tra 0. m 01 e 4 m, i periodi vanno da 30 d a 1100 d.

Nel processo di ulteriore evoluzione, le variabili ad alta luminosità cadono nella regione delle supergiganti rosse, trasformandosi nelle variabili già descritte dei tipi Lc e SRc, e le variabili a luminosità inferiore (ma più luminose М V = +1 m) si trasformano in irregolari (Lb) e semi-regolari (SRab) variabili di tipo tardivo classi spettrali con ampiezze dell'ordine di 1 m .

Libbre- variabili irregolari che cambiano lentamente dei tipi spettrali K, M, C, S, di regola, giganti (СО Cyg).

SR- giganti semi-regolari di tipi spettrali tardivi (M, C, S) con una periodicità ben definita e, di regola, piccole ampiezze (inferiori a 2. m 5) di variazioni di luminosità. I periodi sono compresi tra 35 e 1200 d. Le ampiezze e le forme delle curve di luce di solito cambiano.

SRb- giganti semi-regolari di tipi spettrali tardivi (M, C, SV con una periodicità poco pronunciata (il ciclo medio va da 20 d a 2300 d) o con un cambiamento nei cambiamenti periodici mediante lente oscillazioni irregolari o addirittura intervalli di costanza di luminosità.

4.

Sulla fig. 1c mostra le posizioni delle stelle variabili che hanno più di 109 anni. Le curve solide mostrano le principali sequenze di vecchi ammassi aperti (NGC 188) con una normale abbondanza di elementi pesanti e un globulare (M15) con una ridotta abbondanza di elementi pesanti.

In questa fase dell'evoluzione, tutte le stelle situate sul diagramma M V , B-V nella regione con M V più luminoso di +3 m sono oggetti di piccola massa con una massa inferiore a 1,3 masse solari. Le peculiarità della variabilità della luminosità di molti di essi sono associate all'espansione degli strati esterni e all'espulsione dei gusci, ad es. con la perdita di peso. In questo caso, alle estremità dei rami giganti rossi di vecchi ammassi aperti e globulari, compaiono variabili di tipo SRab, Lb e Mira Ceti (M), caratteristiche sia della vecchia componente del disco che della componente sferica della Galassia.

M- Variabili del tipo Mira Ceti, variabili di lungo periodo radialmente pulsanti con caratteristici spettri di emissione di classi tarde (Me, Ce, Se), con ampiezze di variazione di luminosità superiori a 2, m 5 (fino a 5-6 m), con un - periodicità definita e periodi conclusi che vanno da 80 a 1000 d. Sulla fig. 1c mostra la regione occupata dalle variabili di tipo Mira Ceti di tipo spettrale Me alla loro massima luminosità.

Nei vecchi ammassi aperti di piccola massa, variabili di questo tipo non vengono praticamente osservate, apparentemente a causa della breve durata dello stadio di tale variabilità e perché questi ammassi hanno il tempo di decadere prima che i loro membri inizino a diventare stelle come Mira Ceti. Pertanto, variabili come Mira Ceti si trovano principalmente solo nel campo galattico e in massicci vecchi ammassi globulari.

Le stelle in ammassi globulari molto vecchi che cadono nello spazio di Schwarzschild sul ramo orizzontale dopo un lampo di elio diventano variabili RR Lyrae.

Variabili RR - RR Lyrae, giganti radialmente pulsanti di classi spettrali A-F con periodi compresi tra 0.d 2 e 1.d 2, e ampiezze di variazione di luminosità non superiori a 2 m . In base alla forma della curva di luce e alla lunghezza del periodo, sono generalmente suddivisi nei sottotipi RRab e RRc.

RAb- Variabili con una curva di luce fortemente asimmetrica (ramo ascendente ripido) e periodi da 0.d4 a 1.d2 (RR Lyr).

RRc sono variabili con curve di luce quasi simmetriche, spesso sinusoidali e un periodo medio di circa 0. d 3 (TVBoo).

Nel corso dell'ulteriore evoluzione delle stelle del ramo orizzontale verso e lungo il ramo asintotico, sorgono variabili radialmente pulsanti dei tipi BL Her, W Vir e RV Tau.

BLH- variabili di tipo BL Her, variabili pulsanti della componente sferica o della vecchia componente del disco con periodi da 1 a 8 . Caratterizzato dalla presenza di una gobba sul ramo discendente della curva leggera.

CW- variabili di tipo W Vir, variabili pulsanti della componente sferica o della vecchia componente a disco con periodi da 12 a 35 d . Sono caratterizzati da una dipendenza periodo-luminosità che differisce da un'analoga dipendenza per variabili di tipo Ser. Le curve di luce differiscono anche dalle curve di luce delle variabili di tipo Ser dei periodi corrispondenti per la presenza di gobbe sul ramo discendente.

Per tradizione, le variabili dei tipi Ser, W Vir e BL Her sono spesso chiamate Cefeidi (e le variabili RR Lyrae sono chiamate Cefeidi di breve periodo), poiché è spesso impossibile distinguere le variabili di questi tipi l'una dall'altra dalla forma delle la curva di luce, sebbene in linea di principio si tratti di oggetti completamente diversi situati in vari stadi di evoluzione.

camper- variabili come RV Tai, supergiganti di tipo spettrale F-G alla massima luminosità; le curve di luce sono caratterizzate dalla presenza di onde doppie con minimi primari e secondari alternati, la cui profondità può variare in modo che i minimi primari possano trasformarsi in minimi secondari e viceversa; l'ampiezza totale del cambiamento di luminosità può raggiungere 3-4 m; i periodi compresi tra due minimi principali vicini, detti formali, sono compresi tra 30 e 150 d. Sono divisi nei sottotipi RVa e RVb.

RVa- Variabili di tipo RV Tai, il cui valore medio non cambia (AC Her).

RVb- Variabili del tipo RV Tau, in cui si ha una variazione periodica del valore medio con periodo da 600 d a 1500 d (DF Cyg).

Nella stessa regione del diagramma M V , B-V di fig. 1c sono variabili di tipo R CrB - stelle povere di idrogeno, carbonio nudo ed elio ad alta luminosità di tipo spettrale Bpe-R, che sono simultaneamente eruttive e pulsanti. Sono caratterizzati da un lento e non periodico affievolimento della luminosità con un'ampiezza da 1 a 9 m , che dura da alcune decine a centinaia di giorni. Questi cambiamenti sono sovrapposti da pulsazioni cicliche con un'ampiezza di diversi decimi di grandezza e periodi da 30 a 100 d (Fist 1975; Zhilyaev et al. 1978).

Le variabili di tipo R CrB sono contigue (eventualmente ad esse associate

evolutive) del tipo PV Tel sono supergiganti dell'elio delle classi spettrali Bp, caratterizzate da righe deboli dell'idrogeno, righe potenziate dell'elio e del carbonio, pulsanti con periodi da 0. d 1 a 1 o cambiamento di luminosità in intervalli di tempo dell'ordine di un anno. L'ampiezza del loro cambiamento di ordine di luminosità è 0. m 1.

Le stelle che possono essere chiamate variabili eruttive di tipo WR sono caratterizzate dalla stessa elevata luminosità e da una temperatura superficiale ancora più elevata. Queste sono stelle singole del tipo Wol. fa-Rayet (se esistenti) o comunque binarie non ad eclisse, che comprendono componenti di tipo Wolf-Rayet, caratterizzate da irregolari variazioni di luminosità dell'ordine di 0. m 1, apparentemente dovute a cause fisiche, in in particolare, la non stazionarietà del deflusso di materia dalla superficie di queste stelle.

Qui si trovano anche i nuclei delle nebulose planetarie (PN), che mostrano (come V605 Aql) enormi variazioni monotone di luminosità fino a 10 m , che non distinguiamo ancora come un tipo speciale di variabilità, preferendo attribuirle a oggetti unici.

Sulla fig. 1c mostra altri due tipi di variabili pulsanti: SX Phe e ZZ Cet.

Le variabili di tipo SX Phe sono subnane pulsanti della componente sferica o vecchia componente del disco di tipo spettrale A2-F5 simili alle variabili Sct; questi oggetti osservano contemporaneamente diversi periodi di oscillazione da 0.d04 a 0.d06 (pulsazioni non radiali) con un'ampiezza variabile di variazioni di luminosità, che può raggiungere 0.m7.

ZZZ- Variabili del tipo ZZ Cet, nane bianche pulsanti che cambiano luminosità con periodi da 30 secondi a 25 minuti e ampiezze da 0. m 001 a 0. d 2. Si osservano talvolta brillamenti a 0 m, che però possono essere spiegati da la presenza di una componente stretta del tipo UV Cet. Le pulsazioni non sono radiali; la stella di solito ha diversi periodi ravvicinati.

5.

Finora abbiamo considerato principalmente stelle variabili singole che si evolvono normalmente a seguito dell'azione delle proprie fonti di energia e dei cambiamenti nella struttura interna e nella composizione chimica, sebbene, indubbiamente, alcune di esse possano essere componenti di sistemi binari.

Passiamo ora alla considerazione dei tipi di variabilità associati ai sistemi binari chiusi, ad es. sistemi i cui componenti hanno la più forte influenza reciproca sull'evoluzione reciproca. In questo caso, prima di tutto, è necessario soffermarsi sulla classificazione dei sistemi binari ad eclisse.

La classificazione generalmente accettata delle binarie ad eclisse in base alla forma delle loro curve di luce è ben nota. Secondo questa classificazione, le binarie ad eclisse con componenti sferiche o leggermente ellissoidali, che hanno curve di luce che permettono di fissare i momenti di inizio e fine delle eclissi, appartengono alle variabili di tipo Algol (EA). Le binarie ad eclissi con componenti ellissoidali e curve di luce che non consentono di fissare i momenti di inizio e fine delle eclissi a causa del continuo cambiamento della luminosità totale del sistema tra le eclissi sono classificate come Lyr o W UMa. In questo caso, le variabili del tipo Lyr (EB) sono solitamente chiamate variabili con periodi maggiori di 1 d e un minimo secondario ben definito, la cui profondità è molto inferiore alla profondità del minimo principale. Le variabili con periodi inferiori a 1 d e una piccolissima differenza o uguaglianza nelle profondità dei minimi di luminosità primaria e secondaria sono solitamente chiamate variabili di tipo W UMa (EW).

Sfortunatamente, questa classificazione non consente di giudicare in modo affidabile le caratteristiche fisiche e di età dei componenti di questi sistemi. Nel frattempo, sono già stati sviluppati sistemi di classificazione per sistemi binari stretti, che consentono di risolvere questi problemi.

La normale evoluzione di una singola stella della sequenza principale significa che, man mano che cresce di dimensioni, effettua una transizione dalla sequenza principale alla regione delle giganti o delle supergiganti. Se la stella risulta essere un componente di un sistema binario stretto, allora il normale corso della sua evoluzione viene disturbato.

Il campo gravitazionale di una binaria stretta rotante determina la posizione della cosiddetta superficie critica equipotenziale interna di Roche, la cui sezione per un piano passante per i centri di massa di entrambe le componenti (A, B) e perpendicolare al loro piano orbitale è mostrato in Fig. 4. La forma della sezione e la posizione del punto L 1, detto primo punto di librazione di Lagrange, dipendono dal rapporto delle masse dei componenti; L 1 si trova più vicino al componente meno massiccio B. Le dimensioni della superficie critica interna di Roche determinano i possibili limiti superiori sulle dimensioni dei componenti dinamicamente stabili del sistema binario.

Riso. 4.

Se il componente più massiccio A, evolvendosi più velocemente, riempie la sua superficie critica interna (il sistema si trasformerà da diviso in semi-separato), allora si creeranno condizioni favorevoli per la transizione della sostanza di questo componente attraverso il punto L 1 al componente meno massiccio B. Inizierà lo scambio di massa tra i componenti, di conseguenza, come si suol dire, può verificarsi un cambiamento nei ruoli dei componenti: un componente meno massiccio diventerà più massiccio e viceversa.

Il flusso di gas che scorre dal punto L 1 al componente meno massiccio può anche formare un disco attorno ad esso nel piano dell'orbita, assorbendo la materia che cade su di esso e chiamato disco di accrescimento.

La classificazione delle binarie ad eclisse che adottiamo si basa sulla classificazione di Svechnikov (1969), basata sulle classificazioni di Kopal (1959) e Krath (1962) e presentata anche da Svechnikov e Snezhko (1974). Si basa sulla posizione dei componenti dei sistemi binari sul diagramma (M V , B-V) e sul grado in cui riempiono le loro superfici critiche interne di Roche.

Consideriamo i principali tipi di sistemi binari ad eclisse con i simboli che abbiamo adottato per le loro abbreviazioni (Fig. 1d). Va sottolineato che in Fig. 1d, in contrasto con la Fig. 1a, b, c, l'età approssimativa degli impianti non è indicata. Può essere chiunque. Ciò è particolarmente vero per i sistemi di tipo WR.

DM- sistemi di sequenza principale separati (sequenza principale distaccata), entrambi i componenti dei quali sono membri della sequenza principale e non raggiungono le loro superfici critiche Roche interne.

D.S.- sistemi separati con una subgigante, in cui anche la subgigante non ha ancora raggiunto la sua superficie critica interna.

AR- impianti di tipo separato AR Lac, le cui due componenti sono subgiganti che non raggiungono le loro superfici critiche interne.

SD- sistemi semi-distaccati, in cui la superficie della componente subgigante meno massiva è vicina alla sua superficie critica interna.

KE- sistemi di contatto di tipi spettrali precoci (O-A3), entrambi i componenti dei quali sono di dimensioni vicine alle loro superfici critiche interne.

KW- sistemi di contatto di tipo W UMa, con componenti ellissoidali di classi spettrali A5-K, le principali delle quali sono membri della sequenza principale, e i satelliti sono posizionati a sinistra e sotto di essa sul diagramma M V , B-V .

DW- sistemi simili nelle loro caratteristiche fisiche ai sistemi di contatto del tipo W UMa, ma non sono sistemi di contatto.

GS- sistemi in cui una o entrambe le componenti sono giganti o supergiganti; nel primo caso, uno dei componenti può essere un membro della sequenza principale.

Per la classificazione di massa delle binarie ad eclisse dei tipi sopra descritti, Svechnikov e Istomin (1979) hanno proposto di utilizzare i semplici criteri da loro sviluppati, dimostrando che nel 90% dei casi, la conoscenza della profondità del minimo primario A 1 , la differenza tra le profondità dei minimi primari e secondari A e il periodo di variazione della luminosità del sistema consentono di attribuire con sicurezza la variabile a uno dei tipi di cui sopra.

Inoltre, è necessario introdurre molti altri tipi di sistemi di eclissi, vale a dire:

WR- sistemi i cui componenti includono stelle di tipo Wolf-Rayet (V444 Cyg).

PN- sistemi i cui componenti sono i nuclei delle nebulose planetarie (UU Sge),

WD- sistemi i cui componenti contengono nane bianche,

RS- Sistemi di tipo RS CVn (Plavets e Smetanova, 1959; Hall, 1972). Una caratteristica essenziale di questi sistemi è la presenza di forti linee di emissione di H e K Ca II nello spettro, così come piccoli cambiamenti irregolari di luminosità al di fuori delle eclissi, che sono spiegati da una maggiore attività cromosferica di tipo solare. Molti dei sistemi di tipo RS CVn sono contemporaneamente sistemi di tipo DS e AR.

Molti ritengono opportuno mantenere la precedente classificazione delle binarie ad eclisse basata sulla forma delle curve di luce. È semplice, familiare e conveniente per gli osservatori. Il tipo EW determina quasi inequivocabilmente se il sistema appartiene al tipo KW; tuttavia, i tipi EA ed EB non consentono più di giudicare le caratteristiche fisiche dei componenti, e Lyr stesso è generalmente un sistema peculiare in cui, secondo Krushchevsky (1967), il processo di flusso di massa da un componente più massiccio a uno meno massiccio.

Pertanto, riteniamo possibile combinare entrambi i sistemi di classificazione per le binarie ad eclisse e utilizzare, ad esempio, i seguenti simboli per designarne i tipi, in cui il primo gruppo di simboli caratterizza la forma della curva di luce e i successivi caratterizzano il fisico caratteristiche dei componenti: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN ecc.

Considerando i sistemi binari stretti che non sono eclissanti ma presentano comunque variabilità di luminosità, è necessario distinguere due tipi di variabilità: il tipo già noto di variabili ellissoidali rotanti (Ell), cioè sistemi binari a componenti ellissoidali, la cui luminosità totale apparente varia con un periodo pari al periodo di rivoluzione orbitale, a causa di una variazione dell'area della superficie radiante rivolta verso l'osservatore, e di un nuovo tipo di variabili eruttive RS CVn (RS), che è un analogo del tipo E/RS dei sistemi ad eclissi. Il tipo RS CVn può essere classificato come binarie non eclissanti con emissione H e K Ca II nello spettro, i cui componenti hanno una maggiore attività cromosferica, causando la loro variabilità di luminosità (UX Ari).

6.

La successiva varietà caratteristica di variabili che sono sistemi binari vicini sono New Stars (N) - binari chiusi con periodi di movimento orbitale da 0. d 05 (WZ Sge) a 230 d (T CrB), uno dei componenti di cui è un stella calda nana. Le nuove stelle aumentano improvvisamente la loro luminosità di 6-16 me poi tornano gradualmente al loro stato originale nel corso di diversi anni o decenni. La posizione approssimativa dei componenti caldi (lampeggianti) delle novae è mostrata in fig. Id, Le componenti fredde, a seconda della luminosità di quelle calde, sono giganti, subgiganti o nane delle classi spettrali K-M.

Gli spettri delle novae vicine alla massima luminosità sono inizialmente simili agli spettri di assorbimento delle stelle A-F di alta luminosità. Quindi, in essi compaiono ampie linee di emissione di idrogeno, elio e altri elementi con componenti di assorbimento, che indicano la presenza di un involucro in rapida espansione. Al diminuire della luminosità, nello spettro compaiono righe di emissione proibite, che sono caratteristiche degli spettri delle nebulose gassose eccitate da una stella calda. Come minimo, gli spettri delle novae sono, di regola, continui o simili a quelli delle stelle di tipo Wolf-Rayet. Segni di componenti freddi si trovano solo negli spettri dei sistemi più massicci.

Dopo l'esplosione, alcune novae mostrano pulsazioni di componenti calde con periodi dell'ordine di 100 secondi e ampiezze di circa 0, m 05. Alcune novae risultano naturalmente anche essere sistemi ad eclisse.

A seconda della natura del cambiamento di luminosità, le novae si dividono in veloci (Na), lente (Nb), lentissime (Nc) e ripetute (Nr).

N / a- fast New, caratterizzato da un rapido aumento di brillantezza e da una diminuzione del gloss dopo aver raggiunto un massimo di 3 m in 100 giorni o meno (GK Per).

MB- lento Nuovo, luminosità decrescente dopo aver raggiunto un massimo di 3 m per 150 o più giorni (RR Pic).

Nc- Nuovo con sviluppo molto lento, nell'arco di dieci anni rimanendo al massimo della brillantezza e indebolendosi molto lentamente. L'unico rappresentante è RT Ser. Non è escluso che in realtà debbano appartenere a un diverso tipo di variabilità.

NO.- novae ripetute Differiscono dalle novae tipiche in quanto non hanno uno, ma due o più focolai, separati da intervalli da 10 a 80 anni (T CrB).

Gli oggetti non sufficientemente studiati che sono simili alle novae nella natura dei cambiamenti di luminosità o nelle caratteristiche spettrali sono solitamente chiamati novae (N1).Questi includono non solo variabili che mostrano esplosioni simili a nova, ma anche oggetti in cui non sono mai state osservate esplosioni, ma i loro spettri sono simili agli spettri delle ex novae e piccoli cambiamenti di luminosità assomigliano a quelli che sono caratteristici delle ex novae alla minima luminosità. Spesso, dopo un'adeguata ricerca, i singoli rappresentanti di questo gruppo molto eterogeneo di oggetti possono essere attribuiti all'uno o all'altro tipo di stelle variabili.

Un gruppo altrettanto eterogeneo sono le variabili del tipo ZAnd (variabili simbiotiche) - binarie vicine, costituite da una stella calda e una stella di tipo spettrale tardivo, la cui luminosità totale subisce variazioni irregolari con un'ampiezza fino a 4 m .

Una nuova varietà di stelle variabili, senza dubbio meritevoli di essere individuate come un tipo separato, sono le variabili del tipo RR Tel. Si tratta di nuove variabili eruttive simbiotiche, la cui luminosità, dopo essere aumentata di 4-6 m, mostra cambiamenti significativi, ma non è ancora tornata al livello originario; prima dell'esplosione, questi oggetti possono mostrare cambiamenti di luminosità a lungo termine con un'ampiezza di una o due magnitudini; una caratteristica di queste variabili è lo spettro di emissione ad alta eccitazione, simile agli spettri delle nebulose planetarie, delle stelle di tipo Wolf-Rayet e delle variabili simbiotiche. Alcuni ricercatori ritengono che questi oggetti possano essere nebulose planetarie emergenti.

Un'altra varietà ben definita di variabili eruttive che sono sistemi binari chiusi sono le variabili del tipo U Gem (UG), spesso chiamate novae nane (si veda, ad esempio, Robinson e Naser 1979). Sono costituiti da una nana K-M o da una stella subgigante che riempie il volume della sua superficie critica interna di Roche e da una nana bianca circondata da un disco di accrescimento. I periodi orbitali vanno da 0.d 05 a 0.d 5. Lo spettro del sistema alla luce minima è continuo con ampie linee di emissione di idrogeno ed elio. Alla massima luminosità, queste linee quasi scompaiono o si trasformano in linee di assorbimento poco profonde. Sulla fig. 1d mostra l'area occupata dalle componenti calde delle variabili di tipo U Gem.

Fino ad ora, non c'è completa chiarezza nel risolvere la questione di quale dei componenti di stelle di questo tipo subisca un bagliore. Alcuni di questi sistemi stanno eclissando e si può presumere che la ragione della diminuzione della luminosità durante un'eclissi sia l'eclissi di un punto caldo formato nel disco di accrescimento da un flusso di gas incidente su di esso, proveniente da una stella di classe K-M.

Le variabili di tipo U Gem possono essere suddivise in tre sottotipi in base alla natura dei loro cambiamenti di luminosità: SS Cyg, Z Cam e SU UMa. Il secondo è ancora considerato un tipo indipendente. Su suggerimento di N.N. Samus, tuttavia, è consigliabile combinare questi sottotipi in un unico tipo - U Gem, al fine di evitare la necessità di applicare loro il termine "nano Nuovo". In questo caso, la stessa U Gem farà riferimento al sottotipo SS Cyg, e il simbolismo dei tipi può essere il seguente: UG(SS), UG(Z) , UG(SU).

Le variabili del tipo UG(SS) aumentano la loro luminosità in 1–2 d di 2–6 d e ritornano alla loro luminosità originale dopo pochi giorni. Gli intervalli tra esplosioni vicine variano, ma ogni stella ha il proprio ciclo medio, corrispondente all'ampiezza media del suo cambiamento di luminosità. Più lungo è il ciclo, maggiore è l'ampiezza. I valori del ciclo vanno da 10 a diverse migliaia di giorni.

Anche le variabili di tipo UG(Z) mostrano esplosioni cicliche, ma a differenza delle variabili di tipo UG(SS), a volte dopo l'esplosione non ritornano alla loro luminosità originale, ma mantengono un valore compreso tra il massimo e il minimo per diversi cicli . I valori dei cicli sono nel range da 10 a 40 d, le ampiezze del cambio di luminosità sono da 2 a 5 m.

Le variabili del tipo UG(SU), identificate per la prima volta da Bren e Petit (1952), sono caratterizzate dalla presenza di due tipi di esplosioni: i supermassimi normali. I lampi normali e brevi sono simili a quelli delle stelle di tipo UG(SS). I supermassimi sono 2 m più luminosi di quelli normali, più di cinque volte più lunghi (più larghi) e si verificano più di tre volte meno spesso di quelli normali (Vogt, 1980). Durante i supermassimi si osservano sulla curva di luce fluttuazioni periodiche (superhamps) ad esso sovrapposte con periodo prossimo a quello orbitale e ampiezze di circa 0, m 2-0. m 3. I periodi orbitali sono inferiori a 0. d 1, la classe spettrale dei satelliti è dM.

7.

Se la componente calda in un sistema binario stretto è una stella di neutroni con un campo magnetico, allora la materia che fluisce dal satellite viene diretta da questo campo verso la regione dei poli magnetici della stella di neutroni rotante. A questi poli si formano punti caldi e si verificano forti raggi X direzionali. Se, durante la rotazione, una stella di neutroni incrocia la posizione dell'osservatore, il sistema viene percepito da quest'ultimo come una pulsar a raggi X, che può anche essere ottica. A sua volta, la radiazione di raggi X, che riscalda l'atmosfera di una stella compagna di neutroni più fredda, viene riemessa sotto forma di radiazione ottica ad alta temperatura (effetto di riflessione), anticipando il tipo spettrale della corrispondente parte della superficie del satellite . Ciò porta a un quadro molto particolare della variabilità ottica delle binarie vicine, che sono fonti di forti raggi X (apparentemente, tutte le stelle, incluso il Sole, hanno raggi X deboli).

A questo proposito, sembra opportuno introdurre diversi nuovi tipi di variabilità della luminosità associati alla presenza di forti raggi X. Le designazioni simboliche dei tipi sono parzialmente proposte da E.A. Karitskaya. N.N. Samus e N.E. Kurochkin.

XV- raggi X (X) lampeggianti (burster). Sistemi binari ravvicinati che mostrano esplosioni di raggi X e ottiche della durata da pochi secondi a dieci minuti con un'ampiezza dell'ordine di 0, m 1V (V801 Ara, V926 Sco).

XN1a- X-ray novae (XNI), il cui componente principale è una supergigante del primo tipo spettrale, e il compagno è un oggetto caldo compatto (nana bianca o stella di neutroni). Durante l'esplosione del componente principale, la massa da esso espulsa cade su un oggetto compatto, provocando la comparsa dei raggi X con notevole ritardo. Ordine di ampiezza 1-2 m V (V725 Tai).

XN1b- novae a raggi X (XN1) contenenti, insieme a un oggetto compatto caldo, una nana o una subgigante di tipo spettrale K-M. Sistemi che aumentano rapidamente la loro luminosità di 4-9 m V simultaneamente nelle gamme di lunghezze d'onda ottiche e dei raggi X senza espulsione del guscio. La durata del flash è fino a diversi mesi (V616 Mon).

Le novae ordinarie non mostrano un'emissione di raggi X evidente quando lampeggiano (ad esempio, V1500 Cyg). Tuttavia, esplosioni di variabili del tipo U Gem possono essere accompagnate da tale radiazione (è già stata rilevata in esplosioni di U Gem e SS Cyg). In relazione a ciò, possono sorgere difficoltà nell'assegnazione di una stella ai tipi XN1b o UG, che non ci sembrano ancora insormontabili.

XFL- sistemi a raggi X fluttuanti (F); il componente principale è una supergigante ellissoidale (L) di una prima classe spettrale. Insieme alla variazione di luminosità con un'ampiezza dell'ordine di 0, m 1, dovuta alla rotazione della componente ellissoidale con un periodo di diversi giorni (orbitale), fluttuazioni di raggi X e radiazione ottica con un periodo dell'ordine di decine di millisecondi (Cyg X-l = V1357 Cyg).

XPL- Sistemi a raggi X con pulsar (P); il componente principale è una supergigante ellissoidale (L) di primo tipo spettrale. L'effetto di riflessione è molto ridotto e la variabilità della luminosità è dovuta principalmente alla rotazione della componente primaria ellissoidale. I periodi di variazione della luminosità sono compresi tra 1 d e 10 d , il periodo della pulsar nel sistema va da 1 secondo a 100 minuti L'ampiezza delle variazioni di luminosità non supera diversi decimi di magnitudine (Vel X-1 = Vel GP).

XPRE- Binari a raggi X con pulsar (P), caratterizzati dalla presenza dell'effetto riflessione (R) ed eclissi (E). Sono costituiti da un componente di classe spettrale dB-dF e da un componente caldo compatto. Quando il componente principale del sistema è esposto ai raggi X, la luminosità media del sistema è massima; durante i periodi di bassa attività della sorgente di raggi X, è minima. L'ampiezza completa dei cambiamenti di luminosità può raggiungere i 2-3 m. Il minimo secondario sulla curva di luce, che ha un carattere eclissante, può scomparire e riapparire (HZ Her).

SM- binarie a raggi X, costituite da una nana dK-dM e da un oggetto caldo compatto con un forte campo magnetico (M). L'accrescimento della materia sui poli magnetici di un oggetto compatto è accompagnato dall'apparizione della polarizzazione circolare della radiazione; pertanto, questi sistemi sono spesso indicati come polari. Tipicamente, l'ampiezza della variazione di luminosità è di circa 1 m, ma la luminosità media quando il componente principale viene irradiato con raggi X può aumentare di 3 m. L'ampiezza completa del cambiamento di luminosità può raggiungere i 4-5 m. Una varietà nana di sistemi di tipo XPRE (AM Her, AN UMa).

XI- radiografia errata (I). Sistemi binari chiusi costituiti da un oggetto compatto caldo e da una nana dG-dM; sono caratterizzate da irregolari variazioni di luminosità con un tempo caratteristico dell'ordine dei minuti e delle ore e un'ampiezza dell'ordine di 1 m (V818 Sco).

8.

Il sistema di classificazione considerato non copre tutte le varietà di stelle variabili a noi note. Molte stelle continueranno ad essere considerate uniche.

Gli oggetti unici sono, apparentemente, stadi di transizione a breve termine da un tipo di variabilità a un altro, o gli stadi iniziale e finale di questi tipi. Davanti ai nostri occhi, FG Sge - la stella centrale della nebulosa planetaria - ha attraversato la striscia di instabilità delle Cefeidi, iniziando a pulsare con periodo crescente; RU Cam - carbonio variabile tipo W Vir ha ridotto drasticamente l'ampiezza delle variazioni di luminosità da 1. m 2 a 0. m 1; la sorprendente variabile V725 Sgr ha aumentato il suo periodo da 16 d a 21 d e poi ha quasi smesso di pulsare.

Tutti questi e altri oggetti simili meritano un monitoraggio continuo. Sfortunatamente, questo è dimenticato.

Per ogni poche variabili che possono essere combinate in un nuovo tipo, credendo che abbiano alcune caratteristiche comuni finché non ci sono così tante nuove variabili che non sono simili a nessuna altra che il numero di oggetti unici nel catalogo non diminuisca.

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Cataloghi di stelle variabili

Il primo catalogo di stelle variabili fu compilato dall'astronomo inglese Edward Pigott nel 1786. Questo catalogo comprendeva 12 oggetti: due supernove, una nova, 4 stelle di tipo ο Cet (Miridi), due Cefeidi (δ Cep, η Aql), due ad eclisse (β Per , β Lyr) e P Cyg. Nel XIX - inizio XX secolo. Gli astronomi tedeschi hanno assunto un ruolo di primo piano nello studio delle stelle variabili. Dopo la seconda guerra mondiale, per decisione dell'Unione Astronomica Internazionale (IAU) nel 1946, la creazione di cataloghi di variabili fu affidata agli astronomi sovietici - e all'Astro-Consiglio dell'Accademia delle scienze dell'URSS (ora INASAN). Circa una volta ogni 15 anni, queste organizzazioni pubblicano il Catalogo Generale delle Stelle Variabili (GCPV, ing. GCVS). L'ultima 4a edizione è stata pubblicata da anni. Negli intervalli tra le prossime edizioni dell'OKPZ, vengono pubblicati supplementi ad esso. Parallelamente alla creazione del GCVS, sono in corso lavori per la creazione di cataloghi di stelle sospettate di variabilità di luminosità (KPS, ing. NSV).

Cataloghi di stelle variabili anno autore un paese numero di stelle 1786 E. Pigotto Inghilterra 12 1844 F. Argelandro Prussia 18 1926 R.Prager Germania 2906 1943 H.Schneller Germania 9476 1948 OKPZ-1 (BV Kukarkin e PP Parenago) URSS 10930 ??? OKPZ-2 URSS ??? 1969-1971 OKPZ-3 URSS 20437 1985-1995 OKPZ-4 URSS-Russia 28435

Notazione a stella variabile

Il moderno sistema di designazione delle stelle variabili è uno sviluppo del sistema proposto da F. Argelander a metà del XIX secolo. Argelander ha proposto di nominare quelle stelle variabili che non hanno ancora ricevuto la loro designazione con lettere dalla R alla Z nell'ordine di scoperta in ciascuna costellazione. Ad esempio, ad esempio, R Hydrae è la prima stella nella costellazione Hydra (costellazione), S Hydrae - la seconda, ecc. Pertanto, 9 designazioni variabili erano riservate a ciascuna costellazione, ad es. 792 stelle. Ai tempi di Argelander, una tale scorta sembrava abbastanza sufficiente. Tuttavia, nel 1881, il limite di 9 stelle per costellazione fu superato ed E. Hartwig propose di integrare la nomenclatura con designazioni di due lettere secondo il seguente principio:

RR	RS	RT	IT	camper	RW	RX	RY	RZ
	SS	ST	SU	S.V	SW	SX	SI	SZ
		TT	TU	tv	TW	TX	TY	TZ
			uu	UV	oh	UX	UY	Dollaro statunitense
				VV	vw	VX	V.Y	VZ
					WW	WX	WY	WZ
						XX	XY	XZ
							AA	YZ
								ZZZ

Ad esempio RR Lyr. Tuttavia, questo sistema ha presto esaurito tutte le possibili opzioni in una serie di costellazioni. Quindi gli astronomi hanno introdotto ulteriori designazioni di due lettere:

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

La lettera J è stata esclusa dalle combinazioni di due lettere per non essere confusa con la I nella scrittura a mano. Solo dopo che la notazione a due lettere si era completamente esaurita, si decise di utilizzare una semplice numerazione di stelle indicanti la costellazione, a partire dal numero 335, ad esempio V335 Sgr. Questo sistema è ancora in uso oggi. La maggior parte delle stelle variabili si trova nella costellazione del Sagittario. È interessante notare che l'ultimo posto nella classifica Argelander è stato preso nel 1989 dalla stella Z Cutter.

Classificazione delle stelle variabili

Nel corso della storia dello studio delle stelle variabili, sono stati ripetutamente fatti tentativi per creare la loro classificazione adeguata. Le prime classificazioni, basate su una piccola quantità di materiale osservativo, raggruppavano principalmente le stelle secondo caratteristiche morfologiche esterne simili, come la forma della curva di luce, l'ampiezza e il periodo di variazione della luce, ecc. numero di stelle variabili conosciute, il numero di gruppi con caratteristiche morfologiche simili, alcune grandi sono state divise in un numero di più piccole. Allo stesso tempo, grazie allo sviluppo di metodi teorici, è diventato possibile classificare non solo in base a segni esterni osservabili, ma anche in base a processi fisici che portano all'uno o all'altro tipo di variabilità.

Per designare i tipi di stelle variabili, il cosiddetto. i prototipi sono stelle le cui caratteristiche di variabilità sono prese come standard per un dato tipo. Ad esempio, stelle variabili come RR Lyr.

Sistema Guzo

La seguente divisione delle stelle variabili in classi fu proposta da Houzeau nel XIX secolo:

1. Stelle che aumentano o diminuiscono continuamente di luminosità.
2. Stelle con un cambiamento periodico di luminosità.
3. * Stelle come Mira Whale- stelle con grandi periodi e significativi cambiamenti di luminosità.
4. * Stelle con un cambiamento di luminosità abbastanza veloce e regolare. Rappresentanti caratteristici di β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
5. * Stelle del tipo Algol (β Persei). Stelle con un periodo molto breve (due o tre giorni) e una misurazione della luminosità estremamente corretta, che occupa solo una piccola parte del periodo. Il resto del tempo la stella conserva il suo massimo splendore. Altre stelle di tipo Algol: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, ecc.
6. Stelle con variazioni di luminosità irregolari. Rappresentante - η Argus

Sistema di classificazione adottato in OKPZ-3

In GCVS-3, tutte le stelle variabili sono divise in tre grandi classi: variabili pulsanti, variabili eruttive e variabili eclissanti. Le classi sono suddivise in tipi, alcuni tipi in sottotipi.

Le variabili pulsanti includono quelle stelle la cui variabilità è causata da processi che avvengono al loro interno. Questi processi portano a un cambiamento periodico della luminosità della stella, e con essa altre caratteristiche della stella - temperatura superficiale, raggio della fotosfera, ecc. La classe delle variabili pulsanti è suddivisa nei seguenti tipi:

Curva di luce della stella δ Cephei

1. Cefeidi di lungo periodo(Cep) - stelle ad alta luminosità con periodi da 1 a ~70 giorni. Si dividono in due sottotipi:
2. * Cefeidi classiche(Cδ) - Cefeidi della componente piatta della Galassia
3. * Stelle di tipo W della Vergine(CW) - Cefeidi della componente sferica della Galassia
4. Variabili sbagliate lente(L)
5. Variabili di tipo RR Lyrae(RR)
6. Variabili di tipo RV Taurus(camper)
7. Variabili di tipo β Cephei o di tipo β Canis Major(βC)
8. Variabili di tipo δ Shield(δSct)
9. Variabili di tipo ZZ Kita- nane bianche pulsanti
10. Variabili magnetiche come α² Hounds of the Dogs (αCV)

Stelle variabili eruttive

Questa classe include stelle che cambiano la loro luminosità in modo irregolare o una volta durante il periodo di osservazione. Tutti i cambiamenti nella luminosità delle stelle eruttive sono associati a processi esplosivi che si verificano sulle stelle, nelle loro vicinanze o con esplosioni delle stelle stesse. Questa classe di stelle variabili è suddivisa in due sottoclassi: variabili irregolari associate a nebulose diffuse e variabili irregolari veloci, nonché una sottoclasse di stelle nuove e di tipo nova.

Variabili irregolari associate a nebulose diffuse e irregolari veloci

1. Kit variabili di tipo UV(UV) - stelle del tipo spettrale d Me, che sperimentano esplosioni a breve termine di ampiezza significativa.
2. * Stelle di tipo UVn- un sottotipo di stelle UV associate a nebulose diffuse
3. Variabili di tipo BY Dragon(BY) - stelle di emissione di tipi spettrali tardivi, che mostrano variazioni periodiche di luminosità con ampiezza variabile e forma mutevole della curva di luce.
4. Variabili sbagliate(IO). Caratterizzato dagli indici a, b, n, T, s. L'indice a indica che la stella appartiene al tipo spettrale O-A, l'indice b denota il tipo spettrale F-M, n simboleggia la connessione con le nebulose diffuse, s è la variabilità veloce, T descrive lo spettro di emissione caratteristico della stella T Tauri. Quindi la designazione Isa è assegnata a una variabile veloce irregolare di una prima classe spettrale.

Nuove e nuove stelle

1. * Veloce nuovo(N / a)
2. * Nuovo lento(Nota)
3. * nuovo molto lento(Nc)
4. * Ripeti nuovo(Numero)
5. nuovo come le stelle(nl)
6. Variabili Z simbiotiche Andromedae(ZE)
7. Variabili di tipo R della corona settentrionale(RCB)
8. Variabili di tipo U Gemelli(UG)
9. Variabili di tipo Z Giraffa(Camma Z)
10. Variabili di tipo Doradus S(SD)
11. Variabili di tipo γ di Cassiopea(γC)

stelle variabili ad eclisse

Le stelle variabili ad eclisse includono sistemi di due stelle, la cui luminosità totale cambia periodicamente nel tempo. La ragione del cambiamento di luminosità può essere l'eclissi di stelle l'una dall'altra, o un cambiamento nella loro forma per gravità reciproca in sistemi vicini, cioè la variabilità è associata a un cambiamento di fattori geometrici e non a variabilità fisica.

1. Variabili ad eclissi di tipo Algol(EA) - le curve di luce consentono di fissare l'inizio e la fine delle eclissi; negli intervalli tra le eclissi, la luminosità rimane pressoché costante.

Curva di luce della stella β Lyrae

1. Variabili β Lyrae ad eclisse(EB) - Stelle binarie con componenti ellissoidali che cambiano continuamente luminosità, anche nell'intervallo tra le eclissi. È obbligatorio osservare un minimo secondario. I periodi sono generalmente più di 1 giorno.
2. Variabili ad eclisse del tipo W dell'Orsa Maggiore(EW) - sistemi di contatto di stelle di classi spettrali F e successive. Hanno periodi inferiori a 1 giorno e ampiezze generalmente inferiori a 0,8 m.
3. Variabili ellissoidali(Ell) - sistemi binari che non mostrano eclissi. La loro luminosità cambia a causa di un cambiamento nell'area della superficie radiante della stella rivolta verso l'osservatore.

Sistema di classificazione adottato in OKPZ-4

Nel tempo intercorso tra la terza e la quarta edizione dell'OKPS è aumentata non solo la quantità di materiale osservato, ma anche la sua qualità. Ciò ha permesso di introdurre una classificazione più dettagliata, introducendovi l'idea dei processi fisici che causano la variabilità delle stelle. La nuova classificazione contiene 8 diverse classi di stelle variabili.

1. Stelle variabili eruttive- queste sono stelle che cambiano la loro luminosità a causa di processi violenti e bagliori nelle loro cromosfere e corone. Il cambiamento di luminosità di solito si verifica a seguito di cambiamenti nell'involucro o perdita di massa sotto forma di vento stellare di varia intensità e/o interazione con il mezzo interstellare.
2. Stelle variabili pulsanti sono stelle che mostrano periodiche espansioni e contrazioni dei loro strati superficiali. Le pulsazioni possono essere radiali o non radiali. Le pulsazioni radiali di una stella lasciano la sua forma sferica, mentre le pulsazioni non radiali fanno deviare la forma della stella da quella sferica e le zone adiacenti della stella possono trovarsi in fasi opposte.
3. Stelle variabili rotanti- si tratta di stelle, in cui la distribuzione della luminosità sulla superficie non è uniforme e/o hanno una forma non ellissoidale, per cui, quando le stelle ruotano, l'osservatore ne fissa la variabilità. Disomogeneità di luminosità superficiale possono essere causate dalla presenza di macchie o disomogeneità termiche o chimiche causate da campi magnetici i cui assi non coincidono con l'asse di rotazione della stella.
4. Stelle variabili cataclismiche (esplosive e simili a nova).. La variabilità di queste stelle è causata dalle esplosioni, che sono causate da processi esplosivi nei loro strati superficiali (novae) o in profondità nelle loro profondità (supernove).
5. binari eclissanti
6. Sistemi binari ottici variabili con raggi X duri
7. Nuovi tipi di variabili- tipologie di variabilità riscontrate durante la pubblicazione del catalogo e quindi non comprese nel pubblicato classi.

sono stelle che si stanno formando o sono in una fase iniziale di evoluzione. Queste includono le stelle T Tauri, che mostrano variazioni irregolari di luminosità e sono spesso avvolte da nubi di polvere e gas.

Variabili di Hubble-Sandage,

stelle massicce di elevata luminosità con emissione irregolare. Questo gruppo include stelle di massima luminosità nelle nostre galassie e in quelle vicine. Queste stelle hanno solo pochi milioni di anni e le loro masse vanno da 60 a 200 masse solari. Nella nostra Galassia, tali stelle sono R Cygnus e H Carinae, che perde intensamente massa sotto forma di vento stellare.

Variabili pulsanti

periodicamente si espandono e si contraggono, e la loro brillantezza contemporaneamente si intensifica e si indebolisce. Tra le variabili pulsanti, le più famose sono le Cefeidi, dal nome del prototipo: la stella D Cefeo. Il cambiamento di colore, luminosità e velocità dello strato superficiale in una Cefeide classica avviene con un certo periodo. Più lungo è questo periodo, maggiore è la luminosità media della stella. Poiché la luminosità apparente di una stella varia inversamente al quadrato della sua distanza, misurando la luminosità e determinando la luminosità della Cefeide dal periodo, possiamo calcolare la distanza da essa. Le Cefeidi classiche hanno masse dell'ordine di 5 masse solari ed età che vanno da diversi milioni a 100 milioni di anni.

Tipo di stella variabile pulsante B I cephei cambiano, probabilmente non tanto per le loro dimensioni quanto per la loro forma. Sono molto più giovani del Sole.

Alcune stelle variabili pulsanti sono molto vecchie: la loro età raggiunge i 15 miliardi di anni e le loro masse vanno da 0,6 a 2 masse solari. Si tratta ad esempio di variabili di tipo RR Lyrae con periodi inferiori al giorno e luminosità da 50 a 100 solari. Ciò include anche le Cefeidi della vecchia popolazione della Galassia (Virgo type W variabili) che si trovano negli ammassi globulari. I loro periodi sono paragonabili a quelli delle Cefeidi classiche, anche se la luminosità è notevolmente più debole e si comportano in modo leggermente diverso. Probabilmente legati a questo gruppo sono stelle del tipo D Scudo, che sono spesso chiamati "cefeidi nani". Cm. STELLE.

Il quarto gruppo di variabili pulsanti è costituito da vecchie stelle fredde con ampi inviluppi. Questo gruppo include miridi - variabili semi-regolari e di lungo periodo del tipo Mira Ceti. Le stelle semiregolari sono supergiganti con masse da 8 a 40 masse solari. Nella fase finale dell'evoluzione, mostrano pulsazioni irregolari, come si vede negli esempi di Betelgeuse e Antares. I periodi tipici di Miras vanno da 200 a 450 giorni e le luminosità raggiungono i 10.000 solari; le loro masse vanno da 0,8 a 3 masse solari. La dinamica delle loro pulsazioni è complicata dallo sviluppo delle onde d'urto. I miridi formano una sequenza continua con variabili OH/IR, i cui spettri mostrano linee di emissione di idrossile (OH), e le stelle stesse sono così fredde che emettono principalmente nell'infrarosso (IR). Queste sono stelle morenti, circondate da enormi gusci di gas e polvere.

variabili eclissanti.

I sistemi più noti costituiti da una nana bianca e da una compagna vicina sono le novae classiche, le novae nane e le variabili simbiotiche. La brillantezza delle nova classiche può aumentare di un milione di volte e poi svanire rapidamente. Le novae nane aumentano la loro luminosità da 6 a 200 volte e l'indebolimento si verifica in un periodo da 10 a centinaia di giorni. Una stella simbiotica è un sistema costituito da una stella rossa fredda e dalla sua piccola compagna calda, con l'intero sistema avvolto da una nuvola di gas ionizzato.

Supernove.

Le stelle variabili più notevoli sono considerate supernove, che al momento dello scoppio diventano più luminose dell'intera galassia. Nella nostra Galassia, le esplosioni di supernova sono state osservate relativamente di recente: l'esplosione del 1054 che ha dato origine alla Nebulosa del Granchio; Supernova Tycho (1572); Supernova Keplero (1604). Queste sono potenti esplosioni che distruggono quasi completamente la stella. Esistono due tipi di supernove. Le supernovae di tipo I sono osservate in sistemi stellari privi di stelle giovani (nelle galassie ellittiche), e raggiungono una luminosità massima di 6×10 9 solari. È probabile che stiano esplodendo le nane bianche, sulle quali la materia viene accresciuta da una stella vicina nei sistemi binari finché la massa della nana non supera il limite di Chandrasekhar (1,44 masse solari). Le supernove di tipo II si formano nell'esplosione di giovani stelle massicce (15-30 masse solari) e raggiungono una luminosità di 4×10 8 solari. Le supernove di entrambi i tipi producono elementi chimici più pesanti del ferro nel processo di esplosione e li lanciano nello spazio interstellare. Queste esplosioni potrebbero stimolare la nascita della prossima generazione di stelle; Forse è così che è nato il sistema solare. MATERIA INTERSTELLARE; STELLE; SISTEMA SOLARE.

Variabili spettrali.

Si tratta di stelle relativamente giovani con una temperatura superficiale di 10.000–15.000 K. La loro luminosità cambia poco, ma mentre la stella ruota si osservano forti cambiamenti nel suo spettro, indicando che vari metalli sono concentrati in diverse aree della sua superficie. Queste stelle hanno un potente campo magnetico variabile (più di 30 kG). Cm. STELLE.

Stelle di tipo UV Ceti.

Si tratta di stelle nane relativamente giovani (come il Sole) i cui bagliori sono simili a quelli del Sole, ma più potenti. In piccole aree della loro superficie ci sono forti campi magnetici. Cm. SOLE.

Stelle di tipo R della Corona del Nord.

Queste sono vecchie stelle ricche di carbonio. Il loro bagliore uniforme a volte viene interrotto molte volte da un'inaspettata diminuzione della brillantezza e quindi ripristinato. È probabile che nuvole di fuliggine si formino di volta in volta nell'atmosfera di una stella, assorbendo la sua luce, che poi si dissolva.

STELLE VARIABILI

Cosa sono le stelle variabili?

A differenza della Luna con la sua variabilità di fase o dei pianeti che si muovono sullo sfondo delle stelle, le stelle stesse nei tempi antichi erano considerate costanti e immobili, in contrasto con la pignola vita sulla Terra. Di tanto in tanto le cronache registravano l'apparizione di una "guest star", che ai nostri tempi si chiamerebbe "Nuova" o "Supernova", a testimonianza che non tutto è così costante nel mondo stellare. Tuttavia, la moderna comprensione dei vari tipi di stelle variabili fu stabilita dalla scoperta nel 1596. Fabricius di una stella chiamata "Mira" (cioè "stupefacente") Cetus, che mostrava periodiche apparizioni e sparizioni, nonché periodici oscuramenti della stella Algol (beta Perseus), originariamente scoperta da Montanari, e poi riscoperta nel 1782 da John Goodryke e interpretato da lui come eclissi di una stella da parte di un'altra.

"Una variabile è una stella che mostra il cambiamento delle sue caratteristiche nel tempo della sua ricerca a un dato livello di accuratezza." Questa definizione mostra non solo il fatto della variabilità della stella, ma anche le condizioni soggettive della sua osservazione. L'ampiezza del cambiamento di luminosità per diverse stelle è nell'intervallo da millesimi di magnitudine a venti magnitudini, e il tempo caratteristico del cambiamento di luminosità va da frazioni di secondo a migliaia di anni. Sulla base delle idee moderne sulla struttura delle stelle, tutte le stelle si evolvono, cambiano le loro caratteristiche nel tempo. Tuttavia, secondo la "presunzione di innocenza", "fino a prova di colpevolezza" = "variabilità non confermata", la stella non è considerata una variabile e non è inserita nel Catalogo Generale delle Stelle Variabili (GCVS). Attualmente nel GCVS sono elencate circa 43mila stelle variabili, e circa cinque volte di più sono contenute in altri cataloghi (VSX, ecc.). Tuttavia, fino a quando non viene confermato il fatto e il tipo della loro variabilità, sono considerati "sospetti di variabilità" e non hanno un nome proprio.

Ci sono molte ragioni per il cambiamento di luminosità. I gruppi principali sono stelle fisicamente variabili (le cui caratteristiche cambiano, ad esempio, eruttive e pulsanti) e geometricamente variabili - cioè sistemi con un diagramma di radiazione asimmetrico che ruotano verso l'osservatore come risultato della rotazione (binarie eclissanti, sistemi non eclissanti con componenti asimmetriche). Questi ultimi includono anche stelle periodicamente eclissate da esopianeti. In questo caso, non è appropriato dire "binario a eclisse", ma "binario a eclisse" è del tutto corretto.

Diverse cause di variabilità portano a diverse manifestazioni osservative, ad es. curve di luce (dipendenza della magnitudine dal tempo e, per le stelle periodiche, dalla fase). Pertanto, è stato sviluppato un sistema di classificazione ufficiale, adottato dal GCPS. Attualmente, nel GCVS sono accettati 79 tipi e sottotipi di variabilità. Classificazione e descrizione sono riportate nel libro: N.N. Samus "Variable Stars".

Naturalmente, con la scoperta di nuove stelle, vengono conosciuti sempre più nuovi oggetti, che nel tempo possono diventare "prototipi" di nuovi tipi. Pertanto, i phyla prendono spesso il nome da stelle (ad esempio "Mirida" = stella di tipo Mira Ceti, "lyrid" = stella di tipo RR Lyrae, "Cepheid" = stella Delta Cephei) o dualmente, ad esempio "dwarf nova" = stella di tipo U Gemini , "polare" = AM Hercules, "polare intermedio" = DQ Hercules, "X-ray pulsar" = HZ Hercules, "flare" = UV Ceti, ecc.

Il sistema di classificazione dell'OKPS può essere confrontato con un libro di consultazione o un libro di testo: vengono apportate modifiche dopo che la necessità di introdurre nuovi tipi è giustificata in articoli o gruppi di articoli separati. Ad esempio, in coda per essere prese in considerazione ci sono le "polari asincrone" = stelle di tipo BY Giraffe, "novae nane magnetiche" = stelle di tipo Draco DO, "impacters" = stelle di tipo V361 Lyra, ecc.

Perché osservare le stelle variabili?

L'Universo è un laboratorio in cui avvengono tutti i possibili processi consentiti dalle leggi della Natura. Non potendo condurre esperimenti su scala cosmica, gli scienziati osservano pianeti, stelle e sistemi stellari. Tali studi rendono possibile non solo perfezionare i modelli fisici esistenti, ma anche generalizzarli a distanze, pressioni, densità e temperature esoticamente gigantesche. L'elenco delle scoperte astronomiche che hanno portato all'introduzione della navigazione, della scienza e della tecnologia è enorme. L'astronomia, la matematica e la fisica e una serie di altre scienze sono in prima linea nelle scienze naturali, completandosi e generalizzandosi a vicenda.

Le stelle variabili sono una delle classi più interessanti di oggetti cosmici che si trovano in stadi attivi di evoluzione, e quindi esibiscono l'azione di un maggior numero di leggi fisiche in diverse combinazioni.

Devono essere osservati sistematicamente per decenni per studiare la storia del loro comportamento. Tuttavia, il numero di stelle variabili supera di gran lunga il numero di astronomi professionisti e ancor di più il numero di telescopi. Inoltre, è difficile immaginare secoli di osservazioni di qualsiasi oggetto da parte di uno degli astronomi con un telescopio.

In questo modo, gli astrofili danno un contributo reale e molto utile alla scienza attraverso le loro osservazioni visive, fotografiche, fotoelettriche e CCD di stelle variabili. Questi dati sono importanti per analizzare il comportamento delle stelle variabili, pianificare osservazioni di alcune stelle da osservatori terrestri e spaziali e modelli teorici computerizzati.

Lo studio delle stelle variabili è molto importante per studiare le caratteristiche delle stelle e la loro evoluzione. Alcune di queste informazioni sarebbero difficili o impossibili da ottenere con altri metodi. In molti casi, la natura della variabilità (spesso costituita da più componenti) consente di scegliere tra modelli.

Le stelle variabili continuano a svolgere un ruolo importante nella nostra comprensione dell'universo. Le esplosioni di supernova portano all'arricchimento dello spazio interstellare con elementi pesanti, che consente la formazione di pianeti con gusci solidi. È improbabile che la vita possa essersi formata se non ci fossero stati elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio nella nube protostellare. Ma le esplosioni di supernove molto vicine vicino al sistema solare possono avere un effetto catastrofico sulla vita sulla Terra. Le osservazioni delle supernovae ci hanno portato alla realizzazione che l'espansione dell'universo sta accelerando, non rallentando come ci si potrebbe aspettare.

Le nuove stelle mostrano lampi regolari a intervalli da decine a centinaia di migliaia di anni, il che è spiegato dalle esplosioni termonucleari nelle loro atmosfere man mano che si accumula l'accumulo di materiale ricco di idrogeno che cade su di esse. Le stelle binarie ad eclisse sono i migliori laboratori per determinare non solo le temperature, ma anche masse e raggi. Le cefeidi hanno svolto un ruolo importante nel determinare le distanze di galassie lontane e determinare l'età dell'universo. Le stelle variabili come Mira Ceti ci danno uno sguardo sullo sviluppo futuro della nostra stella, il Sole. I dischi di accrescimento delle variabili cataclismiche ci aiutano a comprendere il comportamento dei dischi su scale ancora più grandi, così come i processi all'interno dei nuclei delle galassie attive con buchi neri supermassicci. Anche la ricerca della vita extraterrestre è associata allo studio delle stelle variabili. I transiti dei pianeti extrasolari aiutano a comprendere i processi di formazione dei pianeti e della vita stessa. E, come sappiamo, gli elementi chimici pesanti necessari alla vita derivano da reazioni termonucleari nei nuclei delle stelle.

Cosa e come osservare?

Nei numeri precedenti del "Calendario astronomico di Odessa" c'erano mappe dei dintorni di stelle variabili luminose disponibili per osservazioni amatoriali con binocoli o un piccolo telescopio. I metodi delle loro osservazioni visive e fotografiche sono stati descritti nei classici libri di Vladimir Platonovich Tsesevich "Cosa e come osservare nel cielo" e "Stelle variabili e loro osservazione". Negli ultimi anni è aumentato il numero di osservatori personali, dotati di telescopi con un diametro dello specchio di 15-40 cm e matrici CCD, che consentono di osservare oggetti deboli. Per elaborare tali immagini, vari autori hanno sviluppato diversi programmi che funzionano sotto i sistemi operativi Linux (IRAF, MIDAS, ecc.) e Windows (MuniPack gratuito, WinFits, IRIS, il popolare MaximDL commerciale, ecc.). La tecnica di tali osservazioni è descritta nel libro: A.V.Mironov "Fotometria di precisione".

I risultati delle osservazioni hanno valore per la comunità astronomica quando sono elaborati correttamente e con cura e presentati nel formato accettato in una particolare comunità. Secondo la terminologia, gli astronomi si dividono in professionisti (che lavorano in istituti speciali e ricevono uno stipendio per il lavoro scientifico) e dilettanti (che guadagnano in altre attività, ma fanno astronomia "per amore" nel tempo libero). C'è un'altra parola "dilettante", che indica un basso livello di formazione o poca esperienza, e può riferirsi ad alcuni dilettanti e ad alcuni professionisti. L'attività di divulgazione mira ad avviare il passaggio da dilettanti a dilettanti e da questi a professionisti. In questo articolo consideriamo le possibili attività dei dilettanti che possono dare un reale contributo alla scienza.

Per la pubblicazione delle osservazioni visive di pattuglia (e raramente fotografiche o CCD), viene utilizzato un formato standard: ora in date giuliane (le istruzioni e una tabella sono fornite nei numeri precedenti dell'UAC), magnitudine e un codice di tre lettere dell'osservatore (ad esempio, VER= Michel Verdenet, Francia). Le tabelle di tali misure di luminosità per ciascuna delle stelle vengono inviate ai database delle associazioni di osservatori di stelle variabili. Le associazioni sono state istituite in quasi tutti i paesi sviluppati, tuttavia, data la crescita della cooperazione internazionale, si tende a utilizzare database internazionali che combinano i risultati delle osservazioni di molti paesi.

La più grande al mondo è l'American Association of Variable Stars Observers (AAVSO, American Association of Variable Star Observers), che attualmente ha più di 22 milioni di stime di luminosità individuali di circa 10mila stelle variabili di vario tipo, e questo numero è recentemente aumentato di circa mezzo milione all'anno. Va notato che nel 2011 AAVSO ha celebrato il suo 100° anniversario e ci congratuliamo con i nostri colleghi per questo evento significativo.

Secondo una recente valutazione dell'AAVSO, gli osservatori ucraini si sono classificati all'11° posto in termini di numero di osservazioni inviate al database internazionale di questa organizzazione pubblica. L'importanza di tali osservazioni per la scienza professionale è dimostrata dal fatto che negli Stati Uniti questo database si trova presso la famosa Università di Harvard. Database simili in altri paesi sono collocati anche sui server Internet delle università (Strasburgo, Francia; Kyoto, Giappone; Brno, Repubblica Ceca, ecc.).

Di grande importanza sono le "nuove osservazioni" basate su "vecchi negativi fotografici". Una stella scoperta di recente può anche essere studiata "nel passato" utilizzando osservazioni di pattuglia ottenute in precedenza. La più grande collezione della CSI (e la terza al mondo), che conta più di 100.000 negativi, è conservata nella "Biblioteca di vetro" dell'Osservatorio astronomico dell'Università nazionale di Odessa, ed è utilizzata da professionisti e dilettanti, tra cui il " Osservatorio virtuale ucraino". Un'eccellente raccolta di negativi con stelle significativamente più deboli (e, di conseguenza, un campo visivo più piccolo) è stata ottenuta presso l'omonimo Istituto astronomico statale. P.K. Sternberg all'Università Statale di Mosca.

Un'altra direzione importante, che si basa sui risultati dell'elaborazione delle osservazioni iniziali, sono i momenti di minimo delle stelle binarie ad eclisse o di massimo di quelle pulsanti. Questa differenza è dovuta al fatto che la stella è più luminosa alla massima luminosità, e più stelle sono disponibili per osservazioni con lo stesso strumento. Inoltre, per la maggior parte delle stelle, i massimi sono più stretti dei minimi, quindi richiedono tempi di osservazione più brevi e sono determinati con maggiore precisione. Per le stelle stellari ad eclisse, al contrario, sono le eclissi ad essere più strette e pronunciate. Diversi metodi sono utilizzati per determinare. Uno di questi, che utilizza l'approssimazione della curva di luce mediante un polinomio con la scelta di un grado statisticamente ottimale, è stato implementato nel programma VSCalc (creato da VV Breus).

Diversi estremi sono usati anche per studi molto popolari sulle polari intermedie, determinando i massimi delle fluttuazioni di luminosità più rapide associate alla rotazione di una nana bianca magnetica, ma i minimi della variabilità orbitale, che di solito sono associati a eclissi totali o parziali. Per determinare la curva di livellamento utilizzando un'approssimazione multiarmonica multiperiodica, tenendo conto dell'andamento polinomiale, si consiglia di utilizzare il programma MCV (autori I.L. Andronov e A.V. Baklanov).

L'uso degli estremi consente di studiare i cosiddetti diagrammi "O-C" - dipendenze dal tempo o dal numero di cicli delle deviazioni dei momenti estremi dai valori teoricamente previsti (ad esempio, secondo la formula più semplice TE \u003d T 0 + P E, dove T E è il momento teorico corrispondente al ciclo numerico E, periodo P e T 0 - epoca iniziale). Eseguendo la modellazione matematica di questa dipendenza osservativa, si possono affinare i valori del periodo e dell'epoca iniziale, indagare possibili variazioni di periodo "secolari" (associate nei sistemi binari al flusso di materia, vento stellare magnetico o non magnetico, radiazione gravitazionale , in sistemi pulsanti con un lento cambiamento nella struttura della stella) o periodico associato alla presenza di un terzo (o più) componente nel sistema. Esistono diversi database elettronici di momenti estremi creati in varie organizzazioni: B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS, ecc. I risultati della ricerca più completi in formato cartaceo sono stati pubblicati in una monografia in 6 volumi (autori J. Kreiner (Polonia), IS .Nha, Ch.H.Kim (Corea)). Tuttavia, nel decennio successivo, le pubblicazioni elettroniche divennero le principali.

Sebbene i compilatori cerchino di utilizzare tutta la letteratura disponibile, ci sono ancora alcune differenze. Se sei interessato a determinare i momenti di estremi, allora è consigliabile inviare questi dati in modo indipendente alla rivista secondo le regole per gli autori (uno degli ultimi esempi di tale compilazione nella rivista "Open European Journal on Variable Stars" N 137), o ad una o più delle banche dati indicate per inserire il successivo regolare articolo - rapporto.

Come per la pubblicazione delle osservazioni iniziali, è relativamente raro fare una scoperta basata su una piccola quantità di propri dati.

I momenti di estremi invece delle osservazioni originali presentano alcuni vantaggi: compattezza (un valore invece di dozzine di osservazioni) e preparazione di valori preliminari per l'analisi successiva. Tuttavia, lo sviluppo di metodi informatici di modellazione matematica utilizzando vari algoritmi consentirebbe ad altri ricercatori di rielaborare i dati osservativi, quindi sarebbe auspicabile una tabella dei valori di luminosità.

Pertanto, esiste un'ampia possibilità di scegliere il tipo di osservazione: pattuglia (una stima della luminosità per stelle di lungo periodo, ad esempio Miras, semi-regolari, Cefeidi, quando la luminosità di diverse unità o decine di stelle può essere calcolata su tutta la notte o la sera), o serie temporali (una o poche stelle per notte con una durata della serie da diverse ore a tutta la notte). Quest'ultimo è diventato molto popolare perché non richiede di puntare il telescopio su oggetti diversi. Questo tipo di osservazione è richiesto da oggetti di breve periodo - stelle binarie cataclismiche (polari classiche e intermedie, novae nane, novae) - preferibilmente diverse notti di osservazione per stagione, stelle a eclisse, nonché variabili di tipo RR Lyra pulsanti multiperiodali con l'effetto Blazhko e il tipo Delta Scuti.

Certo, dovresti prepararti per le osservazioni. Guarda quale delle stelle che ti interessano sarà abbastanza alta sopra l'orizzonte di notte in modo che l'assorbimento atmosferico non assorba una parte significativa della luce. Alcuni ricercatori cercano di non osservare quando la stella è sotto i 30 gradi sopra l'orizzonte. "Cacciatori di estremi" dovrebbero calcolare le effemeridi, ad es. valori teorici di punti temporali in prossimità dei quali scegliere l'intervallo di tempo di osservazione (per coprire le parti ascendente e discendente della curva di luce, se non completamente, almeno parzialmente). Inoltre, i tempi "effemeridi" sono dati al centro del Sole (eliocentrico) o al centro del sistema solare (baricentrico), ma osserviamo sulla Terra (tempo geocentrico), quindi il segnale può essere osservato prima o dopo a causa di il fatto che la luce percorra una distanza, pari al raggio dell'orbita terrestre, in 8 minuti e 18 secondi. Maggiori dettagli su questo effetto di "correzione eliocentrica" ​​possono essere trovati in letteratura e calcolati, ad esempio, utilizzando il programma MCV.

Poiché si presume che siano possibili cambiamenti di periodo, il momento osservato può essere spostato rispetto a quello calcolato. Pertanto, l'intervallo di tempo di osservazione non dovrebbe essere troppo stretto. Se sono presenti più oggetti, allocare il tempo a intervalli appropriati. Per le stelle cataclismiche e multiperiodiche viene utilizzata la curva di luce, quindi è desiderabile osservare tutto il tempo disponibile.

Cosa osservare esattamente nelle prossime notti dipende dalle preferenze del ricercatore, dal periodo dell'anno, dalla latitudine del luogo di osservazione e dalle coordinate della stella, dalla sua luminosità, ampiezza e precisione di misurazione. Sui collegamenti Internet sottostanti, puoi trovare elenchi e mappe della vicinanza di oggetti offerti da varie organizzazioni: binarie a eclisse, polari intermedie, stelle pulsanti e altre stelle variabili.

Tra i tanti oggetti scoperti nel mondo spicca un gruppo di nuove variabili, scoperto a Odessa da una studentessa (ora laureata) Natalia Virnina. Per 2 anni, secondo le sue stesse osservazioni utilizzando un array CCD, ha scoperto più di 60 nuove stelle variabili periodiche (eclissanti e pulsanti). 32 di loro sono presentati nell'articolo riportato nell'elenco dei collegamenti Internet. Sebbene le caratteristiche principali siano già state determinate, nuove osservazioni in vari filtri sarebbero utili sia per affinare il periodo e l'epoca iniziale, sia per determinare le temperature dagli indici di colore.

Come formattare e dove pubblicare i risultati?

Le pubblicazioni sulle stelle variabili possono essere suddivise in diverse categorie: articoli analitici contenenti uno studio completo; rapporti di scoperta contenenti le informazioni minime necessarie; resoconti della scoperta di eventi interessanti non periodici in stelle conosciute; tavoli di luminosità estrema; tabelle dei singoli valori di brillantezza ed eventualmente altre caratteristiche. Gli articoli analitici sono i più difficili, tuttavia sono impossibili senza ottenere osservazioni iniziali. Pertanto, ciascuna di queste categorie è importante a modo suo e attrae i suoi autori.

I "trendsetter" nella denominazione e classificazione delle stelle variabili è un gruppo impegnato per conto dell'Unione Astronomica Internazionale nello sviluppo del "Catalogo Generale delle Stelle Variabili" (GCVS = GCVS, Catalogo Generale delle Stelle Variabili). Dopo la vittoria nella Grande Guerra Patriottica, questo diritto è stato trasferito all'Unione Sovietica e il team di autori lavora a Mosca sulla base dell'Istituto astronomico statale. P.K. Shternberg (Università Statale di Mosca) e l'Istituto Astronomico dell'Accademia Russa delle Scienze. Per quasi 30 anni, il lavoro è stato condotto dal dottore in scienze fisiche e matematiche Nikolai Nikolaevich Samus.

Inoltre, vengono pubblicate le riviste "Variable Stars" (PZ) e "Variable Stars. Application" (PZP), in cui importanti risultati scientifici possono essere pubblicati non solo da professionisti, ma anche da dilettanti.

Naturalmente, ogni rivista offre "le proprie regole per gli autori", tuttavia, ci sono requisiti minimi per le caratteristiche di una o più stelle, che devono essere incluse nell'articolo. Tenendo conto dell'enorme numero di oggetti, è stato sviluppato un modulo elettronico in cui gli autori compilano i campi richiesti, dopodiché il testo dell'articolo viene creato automaticamente. Per la rivista "Variable Stars. Supplement", questi sono: il titolo della nota, i nomi degli autori, il paese, la città, l'organizzazione, il nome ufficiale della stella variabile secondo OKPS o NVS (Catalogue of Stars Suspected di Variabilità), nonché nomi secondo altri cataloghi, coordinate, tipo di variabilità, limiti di variazione di luminosità (massimo e minimo) e sistema fotometrico, per stelle periodiche - periodo ed epoca iniziale (luminosità minima di eclisse e luminosità massima di pulsazione ), file grafici raffiguranti la curva di luce e l'intorno della stella e le relative didascalie, file con tabella delle osservazioni, osservazioni e commenti in forma libera, link ad altre pubblicazioni. Esistono regole simili per la pubblicazione di articoli sulle stelle variabili in altre riviste, tuttavia, queste informazioni necessarie sono fornite nel testo strutturato dell'articolo stesso e le tabelle delle osservazioni sono sempre più pubblicate separatamente come file allegati, piuttosto che nel testo dell'articolo.

L'ultima edizione "cartacea" del GCVS è stata pubblicata nel 1985-1987, e integrazioni ad essa sono regolarmente pubblicate sulla rivista "Information Bulletin on Variable Stars" ("Information Bulletin on Variable Stars", Budapest, Ungheria), che è il pubblicazione ufficiale dell'Unione Astronomica Internazionale. Negli ultimi anni questo bollettino (di solito fino a 2 o 4 pagine) accetta risultati di studi di stelle variabili ottenuti solo da CCD ad alta precisione o osservazioni fotoelettriche, tuttavia non sono più accettati articoli basati su stime di luminosità fotografiche o visive. Brevi messaggi sulle scoperte di nuove stelle variabili sono raggruppati ogni centesimo numero con gli autori indicati solo all'interno del messaggio. Nonostante la sintetica natura scientifica delle informazioni, questa pubblicazione "spaventa" i dilettanti con l'inaccessibilità delle informazioni sugli autori delle scoperte stesse.

Ci sono molte altre riviste in diversi paesi (Journal of the AAVSO (USA); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (UK); Bulletin de l "AFOEV (Francia); BAV Rundbrief (Germania); BBSAG (Svizzera); GEOS (Italia)) e altri, che pubblicano i risultati delle osservazioni di stelle variabili e talvolta di altri oggetti astronomici.

Per cercare di unire amatori e professionisti, qualche anno fa è stato organizzato un "Open European Journal on Variable Stars" internazionale, ufficialmente registrato nella Repubblica Ceca. La rivista pubblica in inglese i risultati delle osservazioni CCD, fotoelettriche e meno spesso fotografiche di stelle variabili. Gli articoli vengono esaminati da 7 membri del comitato editoriale e l'articolo viene pubblicato (spesso dopo la revisione e tenendo conto dei commenti dei revisori) con oltre il 70% dei voti. La rivista di solito pubblica studi più dettagliati sulle stelle rispetto ad altre riviste. I membri del comitato editoriale rappresentano non solo i paesi europei (Repubblica Ceca, Slovacchia, Svizzera, Italia, Germania, Ucraina), ma anche gli Stati Uniti. Anche scienziati provenienti da Corea, Stati Uniti, Argentina, Australia e altri paesi non europei pubblicano i loro risultati.

Tuttavia, le pubblicazioni più rapide sono le circolari elettroniche inviate da alcune società. Le più utilizzate sono le circolari IAU, AAVSO, CBA (USA), e soprattutto la giapponese "VSNET" ("Variable Star Network"), che si suddivide in più di una dozzina di circolari per interesse (chat - discussione; alert - messaggio urgente ; campaign-dn - campagne per novae nane, campaign-ip - campagne per polari intermedie, obs - tabelle di osservazioni, ecc.). Una caratteristica delle circolari elettroniche è la velocità: raggiungono gli abbonati in pochi secondi, con la velocità della posta elettronica. Tuttavia, solo alcune delle circolari sono in forma di articoli. In sostanza, contengono brevi resoconti sulla scoperta di fenomeni non periodici in stelle già conosciute (bagliori, affievolimenti, comparsa e cessazione di cambiamenti temporanei quasi periodici o periodici) e, molto meno spesso, sulla scoperta di nuove stelle variabili. Tali messaggi informano altri potenziali osservatori che possono correggere tempestivamente il loro programma di osservazione e continuare le osservazioni a diverse longitudini.

Per evitare invii di scarsa qualità da parte di autori esterni, le lettere degli autori vengono inviate a uno dei "membri del comitato di redazione", che può modificare e inviare un messaggio per proprio conto, indicando l'autore delle osservazioni o delle scoperte. Ai partecipanti più attivi viene data facoltà di inviare i propri messaggi per urgenza. Questo è il modo più veloce per comunicare, poiché le informazioni sulla scoperta (di una nuova stella variabile, brillamenti, cambiamenti nella natura della variabilità, comparsa e scomparsa di supergobbe) raggiungono quasi istantaneamente i destinatari e ogni osservatore può decidere autonomamente se per osservare stelle pianificate in precedenza o puntare il telescopio su una stella che sta mostrando un comportamento interessante oggi (e forse in diverse notti a venire).

Va notato che tali messaggi di dilettanti vengono utilizzati anche da professionisti. C'è un termine speciale "bersaglio di opportunità" ("bersaglio dall'evento") quando si osserva con grandi telescopi terrestri o anche telescopi spaziali. Quando si ottiene il tempo di osservazione, c'è solo una certa probabilità che questo o quell'evento si verifichi nella stella (ad esempio, un lampo). Pertanto, la domanda viene presentata per diversi oggetti potenzialmente interessanti. Ma su quale puntare il telescopio dipende dallo stato dell'oggetto. Pertanto, i professionisti inviano informazioni alle circolari elettroniche a disposizione degli astrofili con buoni telescopi. Di solito si chiama "Chiamata per osservazioni" ("invito alle osservazioni"), dove descrivono per cosa è interessante questa o quella stella, e li invitano a riferire urgentemente se viene rilevata l'epidemia e inviare osservazioni in seguito.

Come già notato, una stella riceve un nome ufficiale come variabile solo dopo essere stata inserita nel "Catalogo Generale delle Stelle Variabili". Per una designazione centralizzata più rapida, viene utilizzato attivamente "Variable Stars indexX".

La presenza di più riviste complementari contribuisce alla libertà di scelta e alla creazione dell'"individualità" di ciascuna di esse. Ancora una volta, notiamo che durante la pubblicazione è necessario rispettare sia le regole della rivista sia il raggiungimento del minimo richiesto di informazioni. Ad esempio, all'apertura, dovresti indicare almeno i parametri minimi necessari che sono inseriti nel "Catalogo generale delle stelle variabili" - coordinate; limiti di variazione della luminosità con indicazione del sistema fotometrico; tipo di variabilità; per le stelle periodiche, il periodo e l'epoca iniziale (massimo per le stelle pulsanti e minimo per le stelle a eclisse), l'asimmetria M-m per le stelle pulsanti (il rapporto dell'intervallo di tempo dal minimo al massimo più vicino al periodo in percentuale), o il larghezza minima D per le binarie ad eclisse (il rapporto tra la durata del minimo e il periodo in percentuale). È questo stile che caratterizza la rivista "Variable Stars. Supplement" e ogni centesimo numero di "Information Bulletin on Variable Stars".

Più utile ad altri autori, che potrebbero voler utilizzare i dati pubblicati con i propri, è lo stile di aggiungere una mappa dei dintorni, indicando le stelle di confronto, le loro caratteristiche (coordinate, nomi di catalogo, luminosità nei diversi sistemi fotometrici), nonché come tabelle di osservazioni originali. Ai vecchi tempi, le tabelle dei valori di brillantezza venivano pubblicate in forma stampata su riviste. Negli ultimi due decenni, la maggior parte delle riviste è passata a una forma mista "cartacea-elettronica", pubblicando articoli integralmente in formato elettronico e stampando solo una piccola tiratura, e pubblicando appendici (tabelle di osservazioni e relativi risultati) solo in formato elettronico . Questo approccio consente di pubblicare tabelle molto lunghe. Ma se qualcuno ha bisogno di usarli (ad esempio, per applicare un metodo diverso di elaborazione matematica), allora è più conveniente usare un file già pronto piuttosto che scansionare e riconoscere i numeri da una rivista stampata. Questo stile è utilizzato nelle riviste più prestigiose "The Astrophysical Journal", "Astronomy and Astrophysics" e altre, oltre che in riviste specializzate sulle stelle variabili IBVS e soprattutto OEJV.

posta.it/Gamow-2010-175-177-Virginia.PDF- un articolo con le caratteristiche di 32 nuove stelle variabili scoperte a Odessa, che è auspicabile continuare ad osservare.

http://asd.gsfc.nasa.governo/Koji.Mukai/iphone/ - sito su polari intermedie

ftp://ftp.aavso.org/public/calib/- standard multicolori BVRI starfield di Arne Henden

Continuo la serie di articoli "libro di riferimento astronomico". E oggi prenderò in considerazione un altro argomento importante che tornerà utile durante la lettura di articoli della sezione: stelle variabili. Con il passare del tempo, le stelle possono cambiare la loro luminosità (brillantezza), tali stelle sono chiamate variabili. Le stelle variabili cambiano la loro luminosità a causa di cambiamenti fisici nello stato della stella stessa, nonché a causa delle eclissi, se parliamo di sistemi binari (multipli), si tratta di stelle variabili eclissanti.

Esistono i seguenti tipi di stelle variabili fisiche:

• pulsante- sono caratterizzate da continui e omogenei cambi di luminosità: Cefeidi, Miridi, tipo RR Lyrae, irregolari, semicorrette;
• eruttivo- sono caratterizzati da irregolari, rapidi e forti cambiamenti di luminosità causati da processi di natura esplosiva (eruttiva): nuove stelle, supernove.

Le stelle variabili hanno designazioni speciali. Queste stelle in ogni costellazione sono designate da una sequenza di lettere dell'alfabeto latino: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ..., QZ con l'aggiunta del nome della costellazione corrispondente (RR Lyr). Pertanto, in ciascuna costellazione possono essere designate 334 stelle variabili. Se il numero supera 334, i successivi sono designati V 335, V 336, ecc.

stelle variabili ad eclisse

stelle variabili ad eclisse- coppie di stelle vicine che non possono essere separate nemmeno con i telescopi più potenti, l'apparente magnitudine stellare cambia a causa di eclissi periodiche di un componente del sistema da parte di un altro per un osservatore dalla Terra. Una stella con una luminosità maggiore è la principale, con una più piccola: un satellite. Gli esempi più popolari sono: β Perseus (Algol) e β Lyrae.

A causa della sovrapposizione di una stella con un'altra, la magnitudine stellare totale cambia periodicamente.

curva di luce- un grafico che rappresenta la variazione del flusso di radiazione di una stella in funzione del tempo. Quando una stella è alla sua massima luminosità, lo è epoca di massimo, minimo (o massimo) - epoca di minimo. Viene chiamata la differenza tra le magnitudini massima e minima ampiezza, e l'intervallo di tempo tra due massimi (minimi) - periodo di cambiamento.

Grafico della variazione del flusso radiativo di una stella di volta in volta

Sulla base dei dati del grafico, puoi determinare le dimensioni relative dei componenti, avere un'idea generale della loro forma. Il valore minimo (valle) sul grafico può differire in magnitudine a seconda di quale delle stelle ha bloccato la sua componente: il satellite principale o il satellite principale.

Oggi sono note circa 4000 stelle eclissanti di vario tipo. Il periodo minimo di rivoluzione delle stelle noto agli astronomi è poco meno di un'ora, il massimo è di 57 anni.

Stelle variabili fisiche

cefeide

Cefeide - giganti pulsanti F e G, che hanno preso il nome in onore della stella δ (delta) Cephei. Il periodo di pulsazione varia da 1,5 a 50 giorni. L'ampiezza (differenza tra massimo e minimo) della luminosità delle Cefeidi può raggiungere 1,5 m. Un tipico rappresentante delle Cefeidi è la stella polare.

Quando la luminosità cambia, la temperatura della fotosfera, gli indici di colore e il raggio della fotosfera cambiano. La pulsazione di una stella si verifica quando l'opacità degli strati esterni di una stella ritarda parte della radiazione proveniente dagli strati interni. Ciò è dovuto alla sostanza elio, che prima si ionizza e poi si raffredda e si ricombina.

Grafico della variazione di luminosità di η Aql (questa Aquila) e δ Cep (delta Cefeo)

Ci sono più di 700 Cefeidi nella nostra galassia della Via Lattea oggi.

A loro volta, le Cefeidi sono ulteriormente suddivise in 3 gruppi:

1. Le Cefeidi Delta (Cδ) sono Cefeidi classiche.
2. Cefeide tipo W Vergine (CW) - situata non nel piano della galassia. Di solito si trova in . È interessante notare che raggiungono la loro temperatura massima negli intervalli tra la massima e la minima luminosità.
3. Le Zeta Cefeidi (Cζ) sono Cefeidi di bassa ampiezza. Hanno curve di luce simmetriche.

Stelle come RR Lyrae

Un tipo separato include le stelle del tipo RR Lira. Questi sono giganti di classe spettrale A. Il periodo di variabilità per queste stelle è di 0,2 - 1,2 giorni. Cambiano luminosità molto rapidamente, mentre l'ampiezza raggiunge una magnitudine stellare. Con un cambiamento di luminosità, cambia l'indice di colore, che è associato a un cambiamento nella temperatura della fotosfera. Al massimo, la stella si illumina (sbianca), cioè sempre più caldo. Anche il raggio della stella (velocità radiali) cambia.

La stragrande maggioranza delle stelle di questo tipo è concentrata negli ammassi stellari globulari. Di seguito (spettro-luminosità) mostra la posizione approssimativa delle Cefeidi e delle stelle RR Lyrae:

Immagine tratta da Wikipedia

Mirida

I miridi sono chiamati in modo diverso stelle variabili di lungo periodo. Queste sono stelle di tipo ω (omega) Ceti. L'ampiezza del cambiamento di luminosità raggiunge la decima (!) magnitudine stellare. Il periodo di variabilità varia notevolmente ed è compreso tra 90 e 730 giorni.

I miridi includono la classe spettrale M (e S e N aggiuntivi, anche quelli più freddi).

La variabilità della luminosità è dovuta alle fluttuazioni della temperatura. Le miridi sono stelle che hanno linee di emissione nei loro spettri.

Variabili sbagliate

Queste sono stelle che hanno un imprevedibile cambiamento di luminosità. Sono difficili da osservare e devono dedicare più tempo per determinarne le caratteristiche. Il rappresentante di questo tipo di stella è μ (mu) di Cefeo.

L'ampiezza del cambiamento di luminosità non supera una magnitudine stellare. I momenti dei massimi o dei minimi non possono essere determinati da formule, né la loro periodicità può essere calcolata. La curva di luce può avere un periodo fino a 4500 giorni. In un libro di astronomia ho trovato un grafico della stella μ Cephei, la cui luminosità è stata calcolata dal 1916 al 1928:

Se è possibile determinare il valore medio del ciclo e si osserva una certa periodicità, vengono chiamati semi-corretto, Altrimenti - sbagliato.

Variabili eruttive

Una stella nana variabile che manifesta la sua variabilità sotto forma di ripetute esplosioni dovute a vari tipi di espulsioni di materia (eruzione) è chiamata eruttivo variabile. Le stelle eruttive possono essere giovani o vecchie.

giovani stelle

Vengono chiamate stelle che non hanno completato il processo di contrazione gravitazionale giovane. Ad esempio, T Toro. Le stelle giovani includono nane di classi spettrali F e G con righe di emissione nello spettro. Molte giovani stelle possono essere trovate nella Nebulosa di Orione (nella costellazione di Orione), dove è in atto il processo di formazione stellare attiva. È impossibile stabilire una regolarità nel cambiamento di tali stelle. L'ampiezza della variazione di luminosità può raggiungere i 3 m.

La variabilità caotica è spiegata dal fatto che attorno a giovani stelle si osservano piccole nebulose luminose, il che indica l'esistenza di estesi gusci gassosi al loro interno.

Assegnare separatamente Stelle a brillamento UV Ceti. Queste sono nane delle classi spettrali K e M. Si distinguono per un aumento molto rapido della luminosità durante i brillamenti. In meno di un minuto, il flusso di radiazioni può aumentare più volte. Tuttavia, esiste un folto gruppo di stelle flare le cui esplosioni durano a lungo, superando diversi minuti. Nell'ammasso delle Pleiadi, tutte le stelle appartengono a tali stelle.

Ad oggi, sono state scoperte solo circa 80 stelle flare che hanno una bassa luminosità e possono essere osservate a piccola distanza dal Sole.

In generale, tutto ciò che devi sapere e capire stelle variabili. E ora, quando ti imbatti in nomi o designazioni incomprensibili come una stella variabile, puoi sempre fare riferimento a questo articolo per scoprire cosa è cosa.

Grazie per aver dedicato del tempo a leggere questo importante argomento. Se hai domande, non esitare a scrivere nei commenti, lo scopriremo insieme.