Değişken yıldızların türleri, türleri ve genel sınıflandırılması. değişen yıldızlar

Değişken yıldızlar, insanların ve nesillerinin gözleri önünde parlaklıklarını değiştiren yıldızlardır. Yıldızların büyük çoğunluğunun parlaklığında meydana gelen evrimsel değişimler, kural olarak, insanlığın dört ila üç bin yıllık tarihsel gelişiminin herhangi bir döneminde fark edilemeyecek kadar önemsiz ve çok yavaş gerçekleşir. eski Çinliler, eski Arapların şeytanın yıldızı (Algol), İnanılmaz ( Mira) Rönesans'ın sonunda astronomların hayal gücüne çarpan Cetus takımyıldızında, Tycho Brahe ve Kepler'in süpernovaları, çeşitliliği ile parlaklıklarında değişikliklere neden olan nedenlerin çeşitliliğine tanıklık eden davranışları, parlaklık, belirli bir yıldızın parlaklığındaki değişimin tüm fiziksel özellikleri ve nedenleridir.

Zamanla değişen yıldızların sınıflandırılması ile ilgili problemler giderek daha zor hale gelir. Farklı parlaklık değişkenliği türleri arasındaki ilişki yavaş yavaş netleşiyor. Genellikle, farklı fiziksel faktörler tarafından belirlendiklerinden, aynı nesneyi aynı anda birkaç değişken türüne atıfta bulunma ihtiyacı vardır.

Gözlemlerin doğruluğunu artırmak ve analiz yöntemlerini geliştirmek, birçok mikrodeğişken yıldızın keşfedilmesine ve bunların fotometrik ve spektral özelliklerindeki değişim modellerinin açıklanmasına yol açtı. Şu anda, kaydedilecek değişkenlerin parlaklıklarındaki değişikliklerin genliği üzerinde herhangi bir alt sınır olmadığı açıktır; her şey, güvenilirliklerindeki bu tür değişiklikleri kaydetmenin güvenilirliği ile ilgilidir.

Uzak ultraviyole ve x-ışınlarında, uzak kızılötesi ve radyoda değişkenlik karakteristik özellik değişen yıldızlar farklı şekiller. Yalnızca spektrumun bu bölgelerinde gözlemlenen nesneleri optik nesnelerle tanımlamanın zorlukları, değişken yıldız kataloglarına dahil edilmelerine hala kısıtlamalar getirmektedir.

Değişken Yıldızların Genel Kataloğu'nun yeni (dördüncü) baskısının hazırlanmasıyla bağlantılı olarak, kataloğun üçüncü baskısında (Kukarkin ve diğerleri 1969) ve üçünde benimsenen değişkenlerin sınıflandırmasını önemli ölçüde iyileştirme ihtiyacıyla karşı karşıyayız. ona eklemeler. Bu nedenle, örneğin, birkaç yıldızın kromosferik aktivitesinin saptanması, bu olgunun sınıflandırmaya yansıtılmasını gerektirir. X-ışını kaynaklarının optik değişkenliğinin belirtileri kendine özgüdür. Tutulan ikili sistemlerin sınıflandırılmasının iyileştirilmesi vb.

Aşağıda, değişken yıldızları sınıflandırmak için bize en mantıklı görünen sistemi, bu nesnelerin sınıflandırılması için genel kabul görmüş ilkelerin geliştirilmesine ve bir dizi uzman tarafından yapılan önerilerin bir analizine dayanarak açıklayacağız.

Dünya'dan gözlemlenen belirli nesnelerin parlaklık değişkenliğini belirleyen ana nedenlere dayanarak, değişkenleri aşağıdaki sınıflara ayırmak adettendir: patlayan, titreşen ve örten ikili dosyalar. Şu anda, bir sınıf - dönen değişkeni daha tanıtmak gerekiyor (Efremov, 1975; Percy, 1978). Bu, bu tür yıldızların yüzeyinin, yüzey parlaklığı azaltılmış veya artırılmış noktalarla kaplanabileceği anlamına gelir ve eğer yıldızın dönme ekseni gözlemciye doğru olan yön ile çakışmazsa, yarımküresinin ortalama yüzey parlaklığı gözlemciye bakar. Toprak , yıldızın dönüşü nedeniyle değişebilir,

Patlayıcı değişkenleri, süpernovaları ve yeni yıldızları patlama değişkenleri sınıfından ayrı bir sınıfa ayırmak da uygun görünüyor.

Bu sınıfların her biri, farklı parlaklık değişkenliği türlerine ait, tamamen farklı nitelikteki nesneleri birleştirir. Aynı zamanda, aynı nesneler aynı anda hem titreşen hem de patlayan olabilir ve örten ikili sistemlerin parçası olabilir, yani. Hemen hemen her olası nedenden veya ikincisinin herhangi bir kombinasyonundan dolayı parlaklığı değiştirin.

2.

Anlamak için çeşitli tipler değişken yıldızlar, M V diyagramındaki konumlarının dikkate alınması tavsiye edilir, BV ve değişkenlerin yaşına (t) bağlı olarak ayrı ayrı (bkz. Şekil 1). Şekil l'de her yerde kesikli çizgi 1, ilk ana sekansın konumunu gösterir. Farklı türdeki değişkenlerin kapladığı alanlar düz çizgilerle daire içine alınmıştır. Şematik olarak gösterilmiştir. Sınırları çok ciddiye alınmamalıdır. Üst üste gelebilir ve çok daha geniş alanları işgal edebilirler. Ayrıca, Şekil 1'de işaretlenen değişkenlerin yaş özelliklerini çok katı bir şekilde almamak gerekir. 1a, 1b ve 1c.

Pirinç. 1.

Şek. 1a, en genç değişken yıldızların konumlarını gösterir (0<T<10 7 лет). Среди них встречаются как эруптивные (орионовы переменные İçinde, inb, InT, tip değişkenleri S Dor Ve FU Ori, yanıp sönen tip değişkenleri UV Çin bulutsularla ilişkili) ve titreşimli değişkenler (geç spektral tiplerin düzensiz Lc ve yarı düzenli SRc üstdevleri). Tüm bu nesneler, en genç ve yükselen yıldız kümelerinde, OB ve T birlikteliklerinde gözlenir. Bazı türler ( FU Ori, S Dor) görünüşe göre Orion değişkenlerinin gelişimindeki kısa vadeli aşamaları karakterize ediyor. Bu türlere daha ayrıntılı bakalım. Aşağıda verilen tip kısaltmaları, halihazırda ayırt edilen çok sayıda tip nedeniyle gelecekte karışıklığı önlemek için ihtiyatsızca değiştirilmemelidir.

S Dor- 1 ila 3 m arasında değişen düzensiz (bazen döngüsel) parlaklık değişiklikleri gösteren, Bpeq-Fpeq spektral türlerinin yüksek parlaklığına sahip patlayan yıldızlar. Gözlendikleri galaksideki en parlak mavi yıldızlar arasındadırlar. Bu tip değişkenler P Cyg ve Car'ı içerir.

İçinde Orion değişkenleridir. Yaygın bulutsularla ilişkili ve M V , B-V diyagramında ana sekans bölgesinde ve altdev bölgesinde yer alan düzensiz püskürme değişkenleri. Şek. 1a, minimum ışıkta kapladıkları alanı gösterir. Daha fazla evrimin bir sonucu olarak, bu yıldızlar sabit parlaklıktaki ana dizi yıldızlarına dönüşürler. Parlaklık değişiminin sınırları birkaç değere ulaşabilir. Alt tiplere ayrılırlar:

İçinde- Spektral sınıfların B-A (T Ori) Orion değişkenleri.

inb- F-M veya Fe-Me (AN Ori) spektral türlerinin Orion değişkenleri.

InT- T Boğa tipi Orion değişkenleri. Spektral sınıflar Fe-Me. Türün özel bir işareti, flüoresan emisyon çizgileri Fe I 4046, 4132 (bu yıldızlarda anormal derecede yoğun), emisyon çizgileri ve soğurma çizgisi Li I 6707'dir. N bir tip sembolünde ihmal edilebilir.

Bazı Orion değişkenlerinin (YY Ori) tayflarında, bu yıldızların yüzeyindeki maddenin düşüşünü gösteren bir "ters P Cyg etkisi" - emisyon çizgilerinin uzun dalga boyu tarafında koyu bileşenlerin varlığı - vardır. Bu durumda, tip karakterini karakter takip edebilir. YY.

UVn- UV Ceti tipi değişkenlere benzer şekilde, dağınık nebulalarla ilişkili parlama patlamalı değişkenler (aşağıya bakın). Bu bir tür Orion alt tipi değişkenidir. inb, düzensiz parlaklık değişimleri parlamalarla üst üste binen.

FU- dağınık bulutsularla ilişkili Ae-Fpe spektral tiplerinin FU Ori tipinin püsküren yeni benzeri değişkenleri; parlaklıkta birkaç ay süren 6 m kademeli bir artış gösterir, ardından maksimumda on yıllarca devam eden neredeyse tam bir parlaklık sabitliği ve spektrumda kademeli bir emisyon gelişimi olur. Şekil 2'de bu değişkenlerin kapladığı alan. 1a, maksimum parlaklıklarına karşılık gelir.

Lc- genliği yaklaşık 1 m olan spektral tip M'nin (TZ Cas) düzensiz, yavaş titreşen değişken süperdevleri.

SRc- spektral sınıf M'nin (Ser) yarı düzenli titreşimli değişken süperdevleri. Genlikler 1 m mertebesindedir, parlaklık değişim periyotları 30 ila birkaç bin gün arasındadır.

Şekil ile bağlantılı olarak Şekil 1a'da, süpernovalar ve atarcalar olmak üzere iki nesne kategorisi daha dikkate alınmalıdır.

Süpernova (SN) - bir patlama sonucunda parlaklıklarını hızla 20 veya daha fazla büyüklükte artıran ve ardından yavaşça zayıflayan yıldızlar. Parlama spektrumu, çok geniş emisyon bantlarının varlığı ile karakterize edilir. Patlama sonucunda yıldızın yapısı tamamen değişir. Süpernova'nın yerinde kalan, genişleyen bir salma bulutsusu ve (her zaman gözlemlenemeyen) radyo, optik ve X-ışını dalga boyu aralıklarında yayılan güçlü bir manyetik alana sahip hızla dönen bir nötron yıldızı - parlaklığı değişen bir pulsar (PSR). periyot (saniyenin birkaç yüzde biri ile birkaç saniye arasında) dönme periyoduna eşittir.

3.

Şek. 1b, yaşları 10 7 ila 10 9 yıl arasında değişen değişen yıldızların konumlarını göstermektedir.

İlk ana diziden evrimsel sapma sürecinde, spektral tip B yıldızları - F, parlaklık değişkenliği sergilemeye başlar. Temel olarak, bu fenomenler, yıldızın yüzeye yakın katmanlarının radyal ve radyal olmayan titreşiminden, yıldızların benekli dönüşünden ve ayrıca hızla dönen B yıldızlarında emisyon ekvator halkalarının veya disklerinin oluşumu ve kaybolmasından kaynaklanır. Radyal titreşimler sırasında yıldızın şekli küresel kalır ve yıldızın yüzeyi periyodik olarak genişler ve daralır. Radyal olmayan titreşimler durumunda, yıldızların şekli. dy periyodik olarak küreselden sapar ve yüzeyinin komşu kısımları bile salınımların zıt fazlarında olabilir.

Şu anda, bu spektral sınıfların yıldızlarının aşağıdaki değişkenlik türleri ayırt edilebilir.

Cyg, parlaklığı 0. m 1 mertebesinde bir genlikle değişen spektral tip Beq-Aeq Ia'nın radyal olarak titreşen süperdevleridir, çünkü bunlar yakın dönemlerle birçok salınımın üst üste binmesinden kaynaklanır. Olmayan döngüler var. kaç günden birkaç on güne kadar. Bu değişkenlerin S Dor yıldızlarının gelişiminde sonraki bir aşama olması mümkündür.

0 içinde yer alan parlaklık ve radyal hızlardaki değişim periyotları ile O8-B6 I-V spektral sınıflarının ser - titreşimli değişkenleri. d 1-0. d 6 ve parlaklık sınırları 0, m 01'den 0, m 3'e değişir. Maksimum parlaklık, yıldızın minimum yarıçapına karşılık gelir. Genel olarak, bu yıldızlarda radyal titreşimler gözlenir, ancak şimdi birçok araştırmacı, radyal olmayan titreşimlerle karakterize edilen 53 Per (V469 Per) gibi değişkenleri aralarında ayırt etmeyi mümkün bulmaktadır (bakınız, örneğin, Unno ve diğerleri 1979). ).

Cer tipindeki değişkenler, Jakata (1979) tarafından ayırt edilen ve Cen tipi değişkenler olarak adlandırılabilen değişkenler grubu tarafından birleştirilir. Bunlar, parlaklık değişiminin periyotları ve genlikleri, Ser yıldızları için gözlemlenenlerden çok daha küçük olan B2-B3 IV-V spektral sınıflarının yıldızlarıdır, yani. 0 içinde kapalı. d 02-0. d 04 ve 0. m 15-0. sırasıyla m 025.

Titreşimli ana sekans değişkenlerinin bir sonraki iyi bilinen tipi Sct tipidir. Genellikle A2-F5 III spektral tipteki yıldızları içerir. - 0.m003'ten (çoğunlukla 0.m02) 0.d8'e ve 0.d02'den 0.d4'e kadar periyotlarla parlaklık değişimi genlikleri ile V. Işık eğrilerinin şekli büyük ölçüde değişir. Hem radyal hem de radyal olmayan titreşimler gözlenir; parlaklık değişimlerinde kısa süreli duraklamalar da meydana gelebilir. Görüş hattı hız eğrisi, neredeyse ışık eğrisinin ayna görüntüsüdür ve gözlemciye maksimum yaklaşma hızı, pratik olarak yıldızın maksimum parlaklığıyla çakışır.

1950'lerin başında Struve (1955), Ser ve Sct tiplerinin titreşen değişkenleri arasındaki boşluğu dolduran varsayımsal bir Maya dizisinin var olduğunu varsaydı. Struve bu sıralamayı iki yıldız arasında yürüttü - Ülker kümesinin bir üyesi Maya (B7III) ve UMi (A3II-III). Şimdiye kadar, çeşitli araştırmacılar (örneğin bkz. Beardsley ve Zizka, 1977; Breger, 1979) bu konunun tartışmasına geri dönmeye devam ediyor.

Maya'nın parlaklığının değişkenliği henüz kanıtlanmadı. Bize öyle geliyor ki Maya dizisi hiç yok. Breger'e (1979) göre, düşük genlikli radyal olmayan titreşimlere sahip bir yıldız denizinde, Ser ve Sct tipi yıldızlar, radyal titreşimlerin ek uyarılmasıyla desteklenen büyük genliğe sahip iki değişken adası oluşturur.

Bu bağlamda, yakın zamana kadar ana fotometrik ve spektrofotometrik standartlardan biri olarak kullanılan Lyr'nin (AOV) parlaklık değişkenliği konusu üzerinde durmak uygun olacaktır. Gutnick ve Prager (1915) tarafından keşfedilen ve Faz (1935) tarafından onaylanan bu yıldızın parlaklık değişkenliği, ancak son zamanlarda Vishnevsky ve Johnson'ın (1979) makalesi yayınlandıktan sonra hatırlandı. Yıldız, değişen yıldızlar kataloglarına dahil edilmedi çünkü birçok gözlemci onu sabit buldu. Bununla birlikte, Lyr'in 1915'teki fotoelektrik gözlemlerini 1929'da yapılan radyal hız gözlemleriyle karşılaştıran Gutnik (1930) bile, tespit edilen parlaklık değişikliklerinin 0'a yakın bir periyotta meydana gelen radyal hız değişimleriyle senkronize olduğunu gösterdi. d 07 , maksimum ile yıldızın parlaklığı, radyal hızının minimum değeri ile çakışır. Faz (1935) ve Neubauer (1935), Lyr'in parlaklığı ve radyal hızı hakkında eşzamanlı (bir dakikaya kadar) gözlemler yaparak Gutnick'in vardığı sonuçları doğruladı (bkz. Şekil 2). Johnson (1980), 1950'den beri 30 yıldır yapmakta olduğu fotoelektrik gözlemlerine dayanarak Lyr'nin parlaklık değişkenliğini yeni rapor etmiştir.

Pirinç. 2.

Lyr'nin değişimleri sırasında parlaklık ve radyal hızının faz oranları, Sct tipi yıldızlarla aynıdır, genlik ve periyot da karşılık gelen sınırlar içindedir. Kubiak'ın çalışmasından (1979) Şekil 3'te yeniden ürettiğimiz 1 , b-y diyagramında, Lyr, Cep ve Sct tipi değişkenlerin (noktalar) işgal ettiği ana alanın dışında yer almaktadır. Ancak, Ser ondan çok uzakta değil - bu türden bir değişken. Bu nedenle, Lyr (A0V) ve UMi (A3II-III) ve CrB'nin (A0IV) doğal spektral sınıfların aralığı olarak A0-F5III-V aralığını alarak Sct tipindeki değişkenlere atfedilebileceği düşünülebilir. sonrakinde, bir diğerinde, sonra gelende.

Sct tipi değişkenler tarafından işgal edilen kararsızlık bandının kenarında yer alan yıldızlar için titreşimlerin kararlılığının ihlal edildiği açıktır. Bazı yıldızlarda görünüp kaybolabilirler. Parlaklık değişkenliği ara sıra meydana gelir ve bazen tamamen durur.

Titreşimleri takiben, ana dizi bölgesinde yer alan yıldızların parlaklıklarındaki değişimin nedeni homojen olmayan yüzey parlaklığına sahip yıldızların dönüşüdür. Bu homojensizlik, ya noktaların varlığından ya da genel olarak, ekseni yıldızın dönme ekseni ile çakışmayan bir manyetik alanın etkisi altındaki yıldız atmosferinin sıcaklığından ve kimyasal homojensizliğinden kaynaklanabilir.

Dünyevi gözlemciye göre dönüş, güçlü alternatif manyetik alanlara sahip B8p-A7p spektral sınıflarının tuhaf ana dizi yıldızları olan CVn yıldızlarının değişkenliğini belirler. Spektrumlarında, silikon, manganez, stronsiyum, krom ve nadir toprak elementlerinin çizgileri, manyetik alan ve parlaklıktaki değişim periyoduna eşit bir süre ile yoğunluklarını değiştirerek (0.d 5-160d) anormal bir şekilde güçlendirilmiştir. . Parlaklık değişimi genlikleri genellikle 0.m 01-0 aralığındadır. m1.

He I, Si III çizgilerinin ve bazı metal çizgilerin (SX Ari, Ori E = V1030 Ori) değişken yoğunluğuna sahip B0p-B7p spektral sınıflarındaki yıldızlara bazen helyum değişkenleri denir. Bunlara SX Ari tipi değişkenler diyeceğiz. Değişken manyetik alanlara da sahip olan bu yıldızlar, CVn tipi değişkenlerin yüksek sıcaklık analoglarıdır. Parlaklık ve tayfın (yıldızın dönüşü) değişkenliğinin nedeni her iki türdeki değişken yıldızlar için aynı olduğundan, değişkenler tür (CVn) ile tek bir türde birleştirilebilirler.

Pirinç. 3.

CVa tipindeki bazı değişkenler (örneğin, UU Com, spektral tip A3pV) ayrıca 0 periyotlu kısa periyotlu titreşimlere sahiptir. d 02-0. d 1 ve 0. m 01 mertebesinde bir genlik, bu yıldızların aynı anda Sct tipi değişkenler olabileceğini gösterir.

Dönen değişkenler aynı zamanda BY Dra tipi değişkenleri - emisyon yıldızları - dKe-dMe cücelerini içerir; bunlar, bir günün kesirlerinden 120'ye kadar olan periyotlarla ve birkaç yüzden biri ile 0. m 5 arasında genlikleri gösteren yarı periyodik parlaklık değişimlerini gösterir. Bu durum, görünüşe göre, yıldızların zamanla değişen eksenel dönüşleri, yüzey parlaklığının homojen olmama derecesi (noktalar) ve kromosferik aktiviteden kaynaklanmaktadır. Bazıları ayrıca UV Ceti tipi yıldızlarınkine benzer patlamalar sergiler (aşağıya bakın) ve bu durumda, aynı anda patlamalı olarak kabul edilen ikinci tipe de atfedilebilirler.

UV Cet tipindeki değişkenler, dKe-dMe spektral tiplerinin püsküren yıldızlarıdır ve bazen birkaç onda bir ila 6 m arasında bir genliğe sahip patlamalar yaşarlar. Patlamanın başlamasından saniyeler veya on saniye sonra maksimum parlaklığa ulaşılır ve yıldız birkaç dakika veya onlarca dakika sonra normal parlaklığına döner.

Şekil 1b, bu değişkenlerin en az işgal ettiği bölgeyi göstermektedir. Bölgenin sol üst sınırı Ülker kümesinde gözlemlenen değişkenlere karşılık gelmektedir (t=5 , 10 7 yıl). Zamanla, bu sınır sağa, daha sonraki spektral tiplere kayar; Hyades kümesinde (t=5 .10 8 yıl) halihazırda М V =+10 m , B-V=+1 bölgesinden geçer. m 6.

Görünüşe göre Güneşimizin (Şekil 1b, c'de noktalı daire) diyagramın en sessiz bölgesinde (M V , V-V) yer alması tesadüf değil - ana dizi bölgesinde onun yanında tek bir fiziksel değişken yok yıldızlar, aksi takdirde kendimizi çok rahat hissetmeyeceğimizi hissettik.

Hızla dönen B yıldızlarında ana diziden kaçış sürecine, ekvator bölgelerindeki maddenin dışarı akışı ve ekvator halkalarının veya disklerinin oluşumu eşlik eder, bu da bunların spektral tip Cas tipi düzensiz emisyon değişkenlerine dönüşmesine yol açar. BeIII-V, püskürme sınıfına aittir. Parlaklıklarındaki değişikliklerin genlikleri 1. m 5'e ulaşabilir.

Ana diziden ayrılmak. B yıldızları Sefeid kararsızlığı bölgesinden geçerek radyal olarak titreşen Ser tipi değişkenlere dönüşür. Bunlar, Galaksinin düz bileşeninin Sefeidleridir ve iyi bilinen dönem-parlaklık bağımlılığına uyar. Maksimum parlaklıkta spektral tipleri F5-F8, minimum G-K'de ve

ne kadar geç olursa, 1 gün ile 135 gün arasında değişen parlaklık değişim periyotları o kadar uzun olur. Parlaklık değişim genlikleri (0, m 1 ila 2 m arasındadır. Sct tipi yıldızlar gibi, maksimum parlaklık, yıldızın yüzey katmanlarının gözlemciye yaklaşma hızı ile çakışır.

Bu yıldızlar, genellikle SRd (SX Her, SV UMa) sembolü ile gösterilen, bazen emisyon olan F-K spektral sınıflarının yarı düzenli değişken devleri ve süper devleri ile ilişkilendirilebilir. Parlaklıklarındaki değişikliklerin genlikleri 0, m 01 ila 4 m, periyotlar ise 30 gün ila 1100 gün arasındadır.

Daha fazla evrim sürecinde, yüksek parlaklık değişkenleri kırmızı süperdevler bölgesine düşer, Lc ve SRc tiplerinin önceden tanımlanmış değişkenlerine dönüşür ve daha düşük parlaklık değişkenleri (ancak daha parlak М V = +1 m) düzensiz hale gelir. (Lb) ve yarı-düzenli (SRab) geç tip değişkenler, 1 m mertebesinde genliklere sahip spektral sınıflar.

1 pound = 0.45 kg- K, M, C, S spektral türlerinin yavaş yavaş değişen düzensiz değişkenleri, kural olarak devler (СО Cyg).

SRa- iyi tanımlanmış bir periyodikliğe sahip geç spektral tiplerin (M, C, S) yarı düzenli devleri ve kural olarak, küçük (2. m 5'ten az) parlaklık değişiklikleri genlikleri. Periyotlar 35 ila 1200 gün aralığındadır. Işık eğrilerinin genlikleri ve şekilleri genellikle değişir.

SRb- geç spektral tiplerin yarı düzenli devleri (zayıf belirgin bir periyodikliğe sahip M, C, SV (ortalama döngü 20 gün ila 2300 gün arasındadır) veya yavaş düzensiz salınımlar veya hatta parlaklık sabitliği aralıkları ile periyodik değişikliklerde bir değişiklik ile.

4.

Şek. 1c, 109 yıldan daha eski olan değişen yıldızların konumlarını göstermektedir. Kesintisiz eğriler, ağır elementlerin normal bolluğuna sahip eski açık kümelerin (NGC 188) ve ağır elementlerin bolluğunun azaldığı küresel (M15) ana dizilerini göstermektedir.

Evrimin bu aşamasında, M V , B-V diyagramında M V'nin +3 m'den daha parlak olduğu bölgede bulunan tüm yıldızlar, kütlesi 1,3 güneş kütlesinden az olan düşük kütleli nesnelerdir. Birçoğunun parlaklık değişkenliğinin özellikleri, dış katmanların genişlemesi ve kabukların atılmasıyla ilişkilidir, yani. kilo kaybı ile. Bu durumda, eski açık ve küresel kümelerin kırmızı dev dallarının uçlarında, hem diskin eski bileşeninin hem de küresel bileşenin özelliği olan SRab, Lb ve Mira Ceti (M) türlerinin değişkenleri görünür. Galaksinin.

M- Mira Ceti tipi değişkenler, geç sınıfların (Me, Ce, Se) karakteristik emisyon spektrumlarına sahip radyal olarak titreşen uzun dönemli değişkenler, 2. m 5'i aşan parlaklık değişimi genlikleri (5-6 m'ye kadar), bir kuyu ile -80 ila 1000 gün arasında tanımlanmış periyodiklik ve dönemler sonuçlandırılır. Şek. Şekil 1c, maksimum parlaklıkta Me spektral tiplerinin Mira Ceti tipi değişkenleri tarafından işgal edilen bölgeyi göstermektedir.

Düşük kütleli eski açık kümelerde, görünüşe göre bu tür değişkenlik aşamasının kısa süresinden ve bu kümelerin üyeleri Mira Ceti gibi yıldızlar olmaya başlamadan önce bozulmak için zamana sahip olduklarından, bu tür değişkenler pratikte gözlenmez. Bu nedenle, Mira Ceti gibi değişkenler esas olarak yalnızca galaktik alanda ve devasa eski küresel kümelerde bulunur.

Bir helyum parlamasından sonra yatay dalda Schwarzschild boşluğuna düşen çok eski küresel kümelerdeki yıldızlar, RR Lyrae değişkenleri haline gelir.

RR - RR Lyrae değişkenleri, 0.d 2 ila 1.d 2 arasında değişen periyotlarla ve 2 m'yi aşmayan parlaklık değişimi genlikleri ile A-F spektral sınıflarının radyal olarak titreşen devleri. Işık eğrisinin şekline ve periyodun uzunluğuna göre genellikle RRab ve RRc alt tiplerine ayrılırlar.

RRab- Keskin asimetrik ışık eğrisine (dik yükselen dal) ve 0.d4 ila 1.d2 (RR Lyr) arasındaki periyotlara sahip değişkenler.

RRc neredeyse simetrik, genellikle sinüzoidal, ışık eğrileri ve yaklaşık 0. d 3 (TVBoo) ortalama periyodu olan değişkenlerdir.

Yatay dal yıldızlarının asimptotik dala doğru ve boyunca daha fazla evrimi sırasında, BL Her, W Vir ve RV Tau türlerinin radyal olarak titreşen değişkenleri ortaya çıkar.

BLH- BL Her tipi değişkenler, küresel bileşenin titreşimli değişkenleri veya 1'den 8'e kadar olan diskin eski bileşeni. Işık eğrisinin inen dalında bir tümseğin varlığı ile karakterize edilir.

CW- W Vir tipi değişkenler, küresel bileşenin titreşimli değişkenleri veya 12 ila 35 d arasındaki periyotlarla eski disk bileşeni. Bunlar, Ser tipi değişkenler için benzer bir bağımlılıktan farklı olan bir periyot-parlaklık bağımlılığı ile karakterize edilir. Işık eğrileri, aynı zamanda, inen dalda tümseklerin varlığıyla karşılık gelen dönemlerin Ser tipi değişkenlerin ışık eğrilerinden farklılık gösterir.

Geleneksel olarak, Ser, W Vir ve BL Her türlerinin değişkenleri genellikle Sefeidler olarak adlandırılır (ve RR Lyrae değişkenleri kısa dönemli Cepheidler olarak adlandırılır), çünkü bu türlerin değişkenlerini birbirlerinden şekillerine göre ayırmak genellikle imkansızdır. ışık eğrisi, prensipte bunlar evrimin çeşitli aşamalarında bulunan tamamen farklı nesnelerdir.

karavan- maksimum parlaklıkta F-G spektral türlerinin süperdevleri olan RV Tai gibi değişkenler; ışık eğrileri, birincil minimumun ikincil minimuma dönüşebilmesi için derinliği değişebilen ve bunun tersinin de geçerli olduğu, alternatif birincil ve ikincil minimumlara sahip çift dalgaların varlığı ile karakterize edilir; parlaklık değişiminin toplam genliği 3–4 m'ye ulaşabilir; biçimsel olarak adlandırılan iki komşu ana minimum arasındaki süreler 30 ila 150 gün aralığındadır. RVa ve RVb alt tiplerine ayrılırlar.

karavan- Ortalama değeri değişmeyen RV Tai tipi değişkenler (AC Her).

karavan- Ortalama değerde 600 gün ila 1500 gün (DF Cyg) arasında periyodik bir değişimin olduğu RV Tau tipi değişkenler.

Diyagramın aynı bölgesinde M V , Şek. 1c, R tipi CrB değişkenleridir - hidrojen açısından fakir, çıplak karbon ve yüksek parlaklığa sahip helyum yıldızları, Bpe-R spektral türleri, aynı anda püsküren ve titreşen. Birkaç on ila yüzlerce gün süren, 1 ila 9 m'lik bir genlikle yavaş yavaş periyodik olmayan parlaklık solması ile karakterize edilirler. Bu değişiklikler, büyüklüğün birkaç onda biri genliğe ve 30 ila 100 d'lik periyotlara sahip döngüsel titreşimlerle üst üste bindirilir (Fist 1975; Zhilyaev ve diğerleri 1978).

R tipi CrB bitişik değişkenleri (muhtemelen onlarla ilişkili

PV Tel tipi evrimsel) değişkenler, zayıf hidrojen çizgileri, gelişmiş helyum ve karbon çizgileri ile karakterize edilen, 0. d 1 ila 1 arasındaki periyotlarla titreşen veya mertebesindeki zaman aralıklarında parlaklığı değişen Bp spektral sınıflarının helyum süperdevleridir. bir yıl. Parlaklık sırası değişikliklerinin genliği 0, m 1'dir.

WR tipi püskürme değişkenleri olarak adlandırılabilecek yıldızlar, aynı yüksek parlaklık ve hatta daha yüksek yüzey sıcaklığı ile karakterize edilir. Bunlar ya Wol türünden tek yıldızlardır. fa-Rayet (varsa) veya her halükarda, görünüşe göre fiziksel nedenlerden kaynaklanan 0. özellikle, bu yıldızların yüzeyinden madde çıkışının durağan olmaması.

Gezegenimsi bulutsuların (PN) çekirdekleri de burada yer alır ve (V605 Aql gibi) 10 m'ye kadar büyük tekdüze parlaklık değişimleri gösterir, henüz özel bir değişkenlik türü olarak ayırt etmediğimiz, onları benzersiz nesnelere atfetmeyi tercih ediyoruz.

Şek. 1c, iki titreşimli değişken türünü daha gösterir: SX Phe ve ZZ Cet.

SX Phe tipi değişkenler, Sct değişkenlerine benzer şekilde, küresel bileşenin titreşen alt cüceleri veya diskin A2-F5 spektral tiplerinin eski bileşenidir; bu nesneler aynı anda 0.d04'ten 0.d06'ya (radyal olmayan titreşimler) birkaç salınım periyodunu, 0.m7'ye ulaşabilen değişken parlaklık değişiklikleri genliği ile gözlemler.

ZZ- ZZ Cet tipi değişkenler, parlaklığı 30 saniyeden 25 dakikaya kadar değişen periyotlarla ve 0.m 001'den 0.d'ye genliklerle değişen titreşimli beyaz cüceler 2. Bazen 0 m'de parlamalar gözlemlenir, ancak bunlar şu şekilde açıklanabilir: UV tipi Cet'in yakın bir bileşeninin varlığı. Titreşimler radyal değildir; yıldızın genellikle birkaç yakın periyodu vardır.

5.

Şimdiye kadar, kendi enerji kaynaklarının hareketi ve iç yapı ve kimyasal bileşimdeki değişikliklerin bir sonucu olarak normal olarak gelişen tek değişkenli yıldızları ele aldık, ancak şüphesiz bunlardan bazıları ikili sistemlerin bileşenleri olabilir.

Şimdi yakın ikili sistemlerle ilgili değişkenlik tiplerini ele alalım, örn. bileşenleri birbirlerinin evrimi üzerinde en güçlü karşılıklı etkiye sahip olan sistemler. Bu durumda öncelikle örten ikili sistemlerin sınıflandırılması üzerinde durmak gerekir.

Işık eğrilerinin şekline göre örten ikili dosyaların genel olarak kabul edilen sınıflandırması iyi bilinmektedir. Bu sınıflandırmaya göre, tutulmaların başlangıç ​​ve bitiş anlarını sabitlemeyi mümkün kılan ışık eğrilerine sahip, küresel veya hafif elipsoidal bileşenlere sahip tutulma ikilileri, Algol tipi değişkenlere (EA) aittir. Tutulmalar arasında sistemin toplam parlaklığının sürekli değişmesi nedeniyle tutulmaların başlangıç ​​ve bitiş anlarının sabitlenmesine izin vermeyen, elipsoidal bileşenlere ve ışık eğrilerine sahip örtücü ikililer, Lyr veya W UMa olarak sınıflandırılır. Bu durumda, Lyr (EB) tipindeki değişkenlere genellikle periyodu 1 d'den büyük ve derinliği ana minimumun derinliğinden çok daha az olan iyi tanımlanmış bir ikincil minimuma sahip değişkenler denir. 1 d'den daha kısa periyotlara ve birincil ve ikincil parlaklık minimumlarının derinliklerinde çok küçük bir farka veya eşitliğe sahip değişkenler genellikle W UMa (EW) tipi değişkenler olarak adlandırılır.

Ne yazık ki, bu sınıflandırma, bu sistemlerin bileşenlerinin fiziksel ve yaş özelliklerini güvenilir bir şekilde yargılamaya izin vermez. Bu arada, yakın ikili sistemler için, bu sorunları çözmeyi mümkün kılan sınıflandırma sistemleri zaten geliştirilmiştir.

Tek bir ana dizi yıldızının normal evrimi, boyut olarak büyüdükçe ana diziden devler veya süperdevler bölgesine geçiş yapması anlamına gelir. Yıldızın yakın bir ikili sistemin bir bileşeni olduğu ortaya çıkarsa, o zaman evriminin normal seyri bozulur.

Dönen bir yakın ikilinin yerçekimi alanı, kesiti her iki bileşenin (A, B) kütle merkezlerinden geçen ve yörünge düzlemlerine dik olan iç kritik eşpotansiyel Roche yüzeyinin konumunu belirler. Şek. 4. Kesitin şekli ve Lagrange'ın ilk serbest bırakma noktası olarak adlandırılan L 1 noktasının konumu, bileşenlerin kütlelerinin oranına bağlıdır; L 1, daha az kütleli bileşen B'ye daha yakın yerleştirilmiştir. İç kritik Roche yüzeyinin boyutları, ikili sistemin dinamik olarak kararlı bileşenlerinin boyutları üzerindeki olası üst sınırları belirler.

Pirinç. 4.

Daha hızlı gelişen daha büyük bileşen A, iç kritik yüzeyini doldurursa (sistem bölünmüşten yarı ayrılmış olana dönüşecektir), o zaman bu bileşenin maddesinin L noktasından geçişi için uygun koşullar yaratılacaktır. 1'den daha az kütleli bileşen B'ye. Bileşenler arasındaki kütle değişimi başlayacak ve sonuç olarak, dedikleri gibi, bileşenlerin rollerinde bir değişiklik meydana gelebilir: daha az kütleli bir bileşen daha büyük hale gelecektir ve bunun tersi de geçerlidir.

L 1 noktasından daha az kütleli bileşene akan gaz akışı da yörünge düzleminde etrafında bir disk oluşturarak üzerine düşen maddeyi emer ve birikim diski olarak adlandırılır.

Benimsediğimiz örten ikili dosyaların sınıflandırması, Kopal (1959) ve Krath (1962) sınıflandırmalarına dayanan ve ayrıca Svechnikov ve Snezhko (1974) tarafından sunulan Svechnikov (1969) sınıflandırmasına dayanmaktadır. İkili sistemlerin bileşenlerinin diyagram üzerindeki konumuna (M V , B-V) ve dahili kritik Roche yüzeylerini doldurma derecesine dayanır.

Kısaltmaları için benimsediğimiz sembollerle örten ikili sistemlerin ana türlerini ele alalım (Şekil 1d). Şekil l'de vurgulanmalıdır. 1d, Şek. 1a, b, c, sistemlerin yaklaşık yaşı belirtilmemiştir. O herkes olabilir. Bu özellikle WR tipi sistemler için geçerlidir.

DM- her iki bileşeni de ana dizinin üyesi olan ve iç kritik Roche yüzeylerine ulaşmayan ayrılmış ana dizi sistemleri (bağımsız ana dizi).

DS- altdevin de iç kritik yüzeyine henüz ulaşmadığı bir altdev ile ayrılmış sistemler.

AR- ayrılmış tip sistemler AR Her iki bileşeni de iç kritik yüzeylerine ulaşmayan altdevler olan lak.

SD- daha az kütleli altdev bileşenin yüzeyinin iç kritik yüzeyine yakın olduğu yarı-bağımsız sistemler.

KE- erken (O-A3) spektral tipteki temas sistemleri, her iki bileşeni de iç kritik yüzeylerine yakın boyuttadır.

kw- W UMa tipi kontak sistemleri, spektral sınıf A5-K'nin elipsoidal bileşenlerine sahip, bunların ana kısmı ana dizinin üyeleridir ve uydular M V , B-V diyagramında solda ve altında yer alır. .

DW- fiziksel özellikleri bakımından W UMa tipi kontak sistemlerine benzer, ancak kontak sistemleri olmayan sistemler.

GS- bileşenlerinden birinin veya her ikisinin dev veya süperdev olduğu sistemler; birinci durumda bileşenlerden biri ana dizinin bir üyesi olabilir.

Svechnikov ve Istomin (1979), yukarıda tarif edilen tiplerdeki örten ikili dosyaların toplu sınıflandırması için, onlar tarafından geliştirilen basit kriterleri kullanarak, vakaların %90'ında birincil minimum A1 derinliği bilgisinin, arasındaki farkın olduğunu gösterdi. birincil ve ikincil minimum A'nın derinlikleri ve sistemin parlaklığındaki değişim süresi, değişkeni yukarıdaki türlerden birine atfetmeyi oldukça güvenli bir şekilde sağlar.

Ek olarak, birkaç tür daha gölgeleme sistemi tanıtmak gerekir, yani:

WR- bileşenleri Wolf-Rayet tipi yıldızlar (V444 Cyg) içeren sistemler.

PN- bileşenleri gezegenimsi bulutsuların (UU Sge) çekirdeği olan sistemler,

WD- bileşenleri beyaz cüceler içeren sistemler,

RS- RS CVn tipi sistemler (Plavets ve Smetanova, 1959; Hall, 1972). Bu sistemlerin önemli bir özelliği, spektrumda güçlü H ve K Ca II emisyon çizgilerinin yanı sıra, artan güneş tipi kromosferik aktivite ile açıklanan tutulmaların dışındaki küçük düzensiz parlaklık değişimlerinin varlığıdır. RS CVn tipi sistemlerin birçoğu aynı zamanda DS ve AR tipi sistemlerdir.

Birçoğu, ışık eğrilerinin şekline dayalı olarak önceki örten ikili dosya sınıflandırmasını korumanın uygun olduğunu düşünüyor. Gözlemciler için basit, tanıdık ve uygundur. EW tipi, sistemin KW tipine ait olup olmadığını neredeyse kesin olarak belirler; ancak, EA ve EB tipleri artık bileşenlerin fiziksel özelliklerini yargılamayı mümkün kılmıyor ve Lyr'in kendisi genellikle Krushchevsky'ye göre kendine özgü bir sistem. (1967), daha büyük bileşenden daha az kütleli olana kütle akışı süreci.

Bu nedenle, ikili dosyaları örtmek için her iki sınıflandırma sistemini birleştirmenin ve örneğin, türlerini belirtmek için aşağıdaki sembolleri kullanmanın mümkün olduğunu düşünüyoruz; buradaki ilk sembol grubu ışık eğrisinin şeklini ve sonraki semboller fiziksel durumu karakterize eder. bileşenlerin özellikleri: E/DM, EA/DS/RS, EB/KE, EW/KW, EA/DW EB/WR, EA/AR/RS, E/PN vb.

Örtülmeyen ancak yine de parlaklık değişkenliği sergileyen yakın ikili sistemler göz önüne alındığında, iki tür değişkenliği ayırt etmek gerekir: halihazırda bilinen dönen elipsoidal değişkenler (Ell), yani. gözlemciye bakan yayılan yüzey alanındaki bir değişiklik ve yeni bir tür patlama değişkenleri RS CVn nedeniyle, görünür toplam parlaklığı yörünge dönüş süresine eşit bir süre ile değişen elipsoidal bileşenlere sahip ikili sistemler E/RS tipi tutulma sistemlerinin bir benzeri olan (RS). RS CVn tipi, bileşenleri artan kromosferik aktiviteye sahip, parlaklık değişkenliğine (UX Ari) neden olan, spektrumda H ve K Ca II emisyonu ile örtülmeyen ikili dosyalar olarak sınıflandırılabilir.

6.

Yakın ikili sistemler olan değişkenlerin bir sonraki karakteristik çeşitliliği Yeni Yıldızlar (N) - bileşenlerinden biri olan 0. d 05 (WZ Sge) ila 230 d (T CrB) arasında yörünge hareketi dönemlerine sahip yakın ikili dosyalardır. cüce sıcak yıldız. Yeni yıldızlar aniden parlaklıklarını 6-16 m arttırır ve ardından birkaç yıl veya on yıl içinde yavaş yavaş orijinal hallerine dönerler. Novanın sıcak (yanıp sönen) bileşenlerinin yaklaşık konumu, Şek. Id, Soğuk bileşenler, sıcak olanların parlaklığına bağlı olarak, K-M spektral sınıflarının devleri, altdevleri veya cüceleridir.

Maksimum parlaklığa yakın novaların tayfları ilk başta yüksek parlaklığa sahip A-F yıldızlarının soğurma tayflarına benzer. Ardından, içlerinde soğurma bileşenleriyle birlikte geniş hidrojen, helyum ve diğer element emisyon çizgileri belirir ve bu da hızla genişleyen bir zarfın varlığını gösterir. Parlaklık azaldıkça, sıcak bir yıldız tarafından uyarılan gazlı bulutsuların tayflarının özelliği olan tayfta yasaklı emisyon çizgileri belirir. En azından, novaların tayfları kural olarak süreklidir veya Wolf-Rayet tipi yıldızlarınkine benzerdir. Soğuk bileşenlerin belirtileri, yalnızca en büyük sistemlerin spektrumlarında bulunur.

Patlamadan sonra, bazı novalar yaklaşık 100 saniyelik periyotlarla ve yaklaşık 0.m 05'lik genliklerle sıcak bileşenlerin titreşimlerini sergiler.

Parlaklık değişiminin doğasına göre novalar hızlı (Na), yavaş (Nb), çok yavaş (Nc) ve tekrarlı (Nr) olarak ayrılır.

Hayır- hızlı Yeni, 100 gün veya daha kısa sürede maksimum 3 m'ye ulaştıktan sonra parlaklıkta hızlı bir artış ve azalan parlaklık ile karakterize edilir (GK Per).

mb- yavaş Yeni, 150 veya daha fazla gün boyunca maksimum 3 m'ye ulaştıktan sonra azalan parlaklık (RR Pic).

Hayır- Çok yavaş gelişen yeni, on yılı aşkın süredir maksimum parlaklıkta kalan ve çok yavaş zayıflayan. Tek temsilci RT Ser'dir. Gerçekte farklı bir değişkenlik türüne ait olmaları dışlanmaz.

HAYIR.- tekrarlanan novalar Bir değil, 10 ila 80 yıllık aralıklarla (T CrB) ayrılmış iki veya daha fazla salgına sahip olmaları bakımından tipik novalardan farklıdırlar.

Parlaklık veya spektral özelliklerdeki değişikliklerin doğası gereği novaya benzeyen yeterince çalışılmamış nesneler genellikle nova (N1) olarak adlandırılır.Bunlar yalnızca nova benzeri patlamalar gösteren değişkenleri değil, aynı zamanda patlamaların hiç gözlemlenmediği nesneleri de içerir. spektrumları eski novaların spektrumlarına benzer ve küçük parlaklık değişiklikleri, minimum parlaklıkta eski novaların karakteristik özelliklerine benzer. Çoğu zaman, uygun araştırmadan sonra, bu çok heterojen nesne grubunun bireysel temsilcileri, bir veya daha fazla değişken yıldız türüne atfedilebilir.

Eşit derecede heterojen bir grup, ZAnd tipi değişkenlerdir (simbiyotik değişkenler) - sıcak bir yıldız ve geç spektral tipteki bir yıldızdan oluşan yakın ikili dosyalar, toplam parlaklığı 4 m'ye kadar bir genlikle düzensiz değişikliklere uğrar.

Şüphesiz ayrı bir tip olarak seçilmeye değer yeni bir değişken yıldız çeşidi, RR Tel tipinin değişkenleridir. Bunlar, parlaklığı 4-6 m arttıktan sonra önemli değişiklikler gösteren, ancak henüz orijinal düzeyine geri dönmemiş yeni benzeri simbiyotik patlama değişkenleridir; patlamadan önce, bu nesneler bir veya iki büyüklük genliği ile uzun vadeli parlaklık değişiklikleri gösterebilir; bu değişkenlerin karakteristik bir özelliği, gezegenimsi bulutsuların, Wolf-Rayet tipi yıldızların ve simbiyotik değişkenlerin tayflarına benzer yüksek uyarımlı emisyon tayfıdır. Bazı araştırmacılar, bu nesnelerin gelişmekte olan gezegenimsi bulutsular olabileceğine inanıyor.

Yakın ikili sistemler olan bir başka iyi tanımlanmış patlama değişkeni çeşidi, genellikle cüce nova olarak adlandırılan U Gem (UG) tipindeki değişkenlerdir (bkz. örneğin, Robinson ve Naser 1979). İç kritik Roche yüzeyinin hacmini dolduran bir K-M cücesi veya altdev yıldızından ve bir yığılma diski ile çevrelenmiş bir beyaz cüceden oluşurlar. Yörünge periyotları 0.d 05 ila 0.d 5 arasındadır. Sistemin spektrumu minimum ışıkta geniş hidrojen ve helyum emisyon hatları ile süreklidir. Maksimum parlaklıkta, bu çizgiler neredeyse kaybolur veya sığ soğurma çizgilerine dönüşür. Şek. 1d, U Gem tipi değişkenlerin sıcak bileşenleri tarafından işgal edilen alanı gösterir.

Şimdiye kadar, bu tür yıldızların bileşenlerinden hangisinin bir parlama yaşadığı sorusunun çözümünde tam bir netlik yoktur. Bu sistemlerden bazıları tutulma halindedir ve tutulma sırasında parlaklığın azalmasının nedeninin, K-M sınıfı bir yıldızdan yayılan bir gaz akımının üzerine gelen yığılma diskinde oluşturduğu sıcak noktanın tutulması olduğu varsayılabilir.

U Gem tipi değişkenler, parlaklık değişikliklerinin doğasına göre üç alt tipe ayrılabilir: SS Cyg, Z Cam ve SU UMa. İkincisi hala bağımsız bir tip olarak kabul ediliyor. Bununla birlikte, N. N. Samus'un önerisi üzerine, bunlara "cüce Yeni" terimini uygulama gereğini ortadan kaldırmak için bu alt türleri tek bir türde - U Gem'de birleştirmeniz önerilir. Bu durumda, U Gem'in kendisi SS Cyg alt tipine atıfta bulunacaktır ve tiplerin sembolizmi şu şekilde olabilir: UG(SS), UG(Z) , UG(SU).

UG(SS) tipindeki değişkenler, parlaklıklarını 1–2 gün içinde 2–6 gün artırır ve birkaç gün sonra orijinal parlaklıklarına geri döner. Komşu patlamalar arasındaki aralıklar değişir, ancak her yıldızın parlaklık değişiminin ortalama genliğine karşılık gelen kendi ortalama döngüsü vardır. Döngü ne kadar uzun olursa, genlik o kadar büyük olur. Döngü değerleri 10 ila birkaç bin gün arasında değişir.

UG(Z) tipindeki değişkenler de döngüsel patlamalar gösterir, ancak UG(SS) tipi değişkenlerin aksine, bazen patlamadan sonra orijinal parlaklıklarına geri dönmezler, ancak birkaç döngü boyunca maksimum ve minimum arasında bir değeri korurlar. . Döngülerin değerleri 10 ila 40 gün aralığında, parlaklık değişiminin genlikleri ise 2 ila 5 m arasındadır.

İlk olarak Bren ve Petit (1952) tarafından tanımlanan UG(SU) tipi değişkenler, iki tip patlamanın varlığıyla karakterize edilir - normal süpermaksimum. Normal, kısa patlamalar UG(SS) tipi yıldızlarınkine benzer. Supermaxima, normal olanlardan 2 m daha parlak, beş kattan daha uzun (daha geniş) ve normal olanlardan üç kattan daha az sıklıkta meydana gelir (Vogt, 1980). Süpermaksima sırasında, ışık eğrisinde yörüngeye yakın bir periyot ve yaklaşık 0. m 2-0 genlik ile üzerine bindirilmiş periyodik dalgalanmalar (süper hamplar) gözlenir. m 3. Yörünge periyotları 0'dan küçüktür. d 1, uyduların spektral sınıfı dM'dir.

7.

Yakın bir ikili sistemdeki sıcak bileşen manyetik alana sahip bir nötron yıldızıysa, uydudan akan madde bu alan tarafından dönen nötron yıldızının manyetik kutup bölgesine yönlendirilir. Bu kutuplarda sıcak noktalar oluşur ve güçlü yönlü x-ışınları meydana gelir. Bir nötron yıldızının dönüşü sırasında gözlemcinin konumunu geçerse, sistem onun tarafından optik de olabilen bir X-ışını pulsarı olarak algılanır. Buna karşılık, daha soğuk bir nötron yıldızı arkadaşının atmosferini ısıtan X-ışını radyasyonu, optik yüksek sıcaklık radyasyonu (yansıma etkisi) şeklinde yeniden yayılır ve uydu yüzeyinin karşılık gelen kısmının spektral tipini daha erken yapar. . Bu, güçlü X-ışınlarının kaynakları olan yakın çiftlerin optik değişkenliğinin çok tuhaf bir resmine yol açar (görünüşe göre, Güneş dahil tüm yıldızların zayıf X-ışınları vardır).

Bu bağlamda, güçlü X-ışınlarının varlığıyla ilişkili birkaç yeni parlaklık değişkenliği türünün tanıtılması uygun görünmektedir. Türlerin sembolik tanımları kısmen E.A. Karitskaya. N.N.Samus ve N.E. Kurochkin.

15.- x-ışını (X) yanıp sönüyor (patlama). 0, m 1V (V801 Ara, V926 Sco) mertebesinde bir genlikle birkaç saniyeden on dakikaya kadar süren X-ışını ve optik patlamaları gösteren yakın ikili sistemler.

XN1a- Ana bileşeni erken spektral tipte bir süperdev olan ve eşlik eden sıcak kompakt bir nesne (beyaz cüce veya nötron yıldızı) olan X-ışını novaları (XNI). Ana bileşenin patlaması sırasında, fırlattığı kütle, kompakt bir nesnenin üzerine düşerek, önemli bir gecikmeyle X-ışınlarının görünmesine neden olur. Genlik sırası 1-2 m V (V725 Tai).

XN1b- Sıcak kompakt bir nesne ile birlikte bir cüce veya K-M spektral tipinde bir altdev içeren X-ışını novaları (XN1). Optik ve X-ışını dalga boyu aralıklarında, parlaklıklarını kabuk fırlatmadan aynı anda 4-9 m V kadar hızla artıran sistemler. Flaş süresi birkaç aya kadardır (V616 Pzt).

Sıradan novalar, yanıp sönerken fark edilebilir X-ışını emisyonu göstermezler (örneğin, V1500 Cyg). Bununla birlikte, U Gem tipindeki değişkenlerin patlamalarına bu tür radyasyon eşlik edebilir (zaten U Gem ve SS Cyg patlamalarında tespit edilmiştir). Bununla bağlantılı olarak, XN1b veya UG türlerine bir yıldız atamada bize henüz aşılamaz görünmeyen zorluklar ortaya çıkabilir.

XFL- X-ışını dalgalı (F) sistemleri; ana bileşen, erken bir spektral sınıfın elipsoidal (L) bir süperdevidir. Elipsoidal bileşenin birkaç günlük bir süre (yörünge) ile dönmesi nedeniyle, 0.m 1 mertebesinde bir genlikle parlaklıktaki değişimin yanı sıra, X-ışını dalgalanmaları ve mertebede bir süre ile optik radyasyon onlarca milisaniye (Cyg X-l = V1357 Cyg) gözlemlenir.

XPL- Pulsarlı (P) X-ışını sistemleri; ana bileşen, erken bir spektral tipte bir elipsoidal (L) süperdevdir. Yansıma etkisi çok küçüktür ve parlaklık değişkenliği esas olarak elipsoidal birincil bileşenin dönüşünden kaynaklanmaktadır. Parlaklık değişim periyotları 1 d ile 10 gün aralığındadır, sistemdeki pulsarın periyodu 1 saniye ile 100 dakika arasındadır.Parlaklık değişimlerinin genliği bir büyüklüğün onda birkaçını geçmez (Vel X-1) = GP Vel).

XPRE- Yansıma etkisinin (R) ve tutulmaların (E) varlığı ile karakterize edilen, pulsarlı (P) X-ışını ikili dosyaları. Bir dB-dF spektral sınıf bileşeninden ve bir sıcak kompakt bileşenden oluşur. Sistemin ana bileşeni X-ışınlarına maruz kaldığında, sistemin ortalama parlaklığı maksimum, X-ışını kaynağının düşük aktiviteli olduğu dönemlerde ise minimumdur. Parlaklık değişikliklerinin tam genliği 2-3 m'ye ulaşabilir. Örtücü bir karaktere sahip olan ışık eğrisi üzerindeki ikincil minimum kaybolabilir ve tekrar görünebilir (HZ Her).

HM- Bir dK-dM cüce ve güçlü bir manyetik alana (M) sahip sıcak, kompakt bir nesneden oluşan X-ışını ikili dosyaları. Maddenin kompakt bir nesnenin manyetik kutupları üzerine birikmesine, radyasyonun dairesel kutuplaşmasının görünümü eşlik eder; bu nedenle, bu sistemlere genellikle kutuplar denir. Tipik olarak, parlaklıktaki değişimin genliği yaklaşık 1 m'dir, ancak ana bileşen X-ışınları ile ışınlandığında ortalama parlaklık 3 m artabilir. Parlaklık değişiminin tam genliği 4-5 m'ye ulaşabilir. Cüce XPRE tipi sistemler (AM Her, AN UMa).

11.- röntgen yanlış (I). Sıcak bir kompakt nesne ve bir dG-dM cücesinden oluşan yakın ikili sistemler; dakika ve saat sırasına göre karakteristik bir zamana ve 1 m mertebesinde bir genliğe (V818 Sco) sahip düzensiz parlaklık değişimleri ile karakterize edilir.

8.

Ele alınan sınıflandırma sistemi, bildiğimiz tüm değişken yıldız çeşitlerini kapsamaz. Birçok yıldız benzersiz olarak kabul edilmeye devam edecek.

Eşsiz nesneler, görünüşe göre, bir değişkenlik türünden diğerine kısa süreli geçiş aşamaları veya bu türlerin ilk ve son aşamalarıdır. Gözlerimizin önünde, gezegenimsi bulutsunun merkezi yıldızı FG Sge, artan bir periyotla titreşmeye başlayarak Sefeid kararsızlık şeridini geçti; RU Cam - W Vir tipi karbon değişkeni, parlaklık değişikliklerinin genliğini 1, m 2'den 0, m 1'e felaketle düşürdü; şaşırtıcı değişken V725 Sgr, periyodunu 16 günden 21 güne çıkardı ve sonra neredeyse atmayı durdurdu.

Tüm bu ve benzeri nesneler sürekli izlemeyi hak ediyor. Maalesef bu unutuluyor.

Yeni bir türde birleştirilebilen her birkaç değişken için, bazı ortak özelliklere sahip olduklarına inanarak, katalogdaki benzersiz nesnelerin sayısı azalmayan, hiçbirine benzemeyen çok sayıda yeni değişken olana kadar.

Edebiyat

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

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

Wisniewski, Johnson, 1979 - Wisniewski W.Z., Johnson H.L., Gökyüzü ve Teleskop 57, HAYIR. 14.

Guthnick, 1930 - Guthnick P., Sitzungsberichten der Preuss. Akad. Der Wissenschaften, Phys.-Math. Sınıf 1930.I.

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

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

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

Efremov Yu.N., 1975 - "Değişken yıldızlar", M., Bilgi, s. 9-10.

Zhilyaev ve diğerleri, 1978 - Zhilyaev B.E., Orlov M.Ya., Pugach A.F., Rodriguez M.G., Totochava A.G., "Kuzey Tacının R tipi yıldızları", Kiev, Naukova Dumka, 128 s.

Kopal, 1959-Kopal Zd ., İkili sistemleri kapatın , ed . Chapman ve Salon , Londra.

Krat V.A. 1962 - kitapta. "Astrofizik ve yıldız astronomisi dersi", M., Fizmatgiz, v.2, böl. V, s. 129-134.

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

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

Kukarkin ve diğerleri, 1969 - Kukarkin B.V., Kholopov P.N., Efremov Yu.N., Kukarkina N.P., Kurochkin N.E., Medvedeva G.I., Perova N.B., Fedorovich V.P., Frolov M.S., Genel katalog değişken yıldızlar, cilt 1, üçüncü baskı, M.

Neubauer, 1935 - Neubauer FJ, Lick Obs. Boğa. 17 , 109.

Percy, 1978 - Regs JR, JRAS Can. 72 , 162.

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

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

Svechnikov MA, 1969 - Yakın ikili yıldızların yörünge elemanları, kütleleri ve parlaklıklarının kataloğu. Hesap USU, sör. astron., cilt. 5.

Svechnikov M.A., Istomin L.F., 1979, AC No. 1083.

Svechnikov M.A., Snezhko L.I., 1974-kitapta. "Durağan olmama ve yıldız evrimi fenomenleri", M., Nauka, bölüm. 5, s. 181-260.

Struve, 1955 - Struve O., Gökyüzü ve Teleskop 14, 461.

Unno ve diğerleri, 1979 - Unno W., Osaki Y., Ando H., Shibahash; H., Yıldızların radyal olmayan salınımları, Üniv. Tokyo Press'in.

Fist, 1975 - Feast M.W., The R Coronae Borealis tipi değişkenler, IAU Symp. HAYIR. 67, Değişken yıldızlar ve yıldız evrimi, D. Reidel Yayın. Corp., Dordrecht-Holland/Boston-U.S.A., s. 129-141.

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

Fath, 1935 - Fath EA, Lick Obs. Boğa. 17, 115.

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

Değişken yıldız katalogları

Değişken yıldızların ilk kataloğu, 1786'da İngiliz astronom Edward Pigott tarafından derlendi. Bu katalog 12 nesne içeriyordu: iki süpernova, bir nova, ο Cet tipi 4 yıldız (Miridler), iki Cepheid (δ Cep, η Aql), iki tutulma (β Per , β Lyr) ve P Cyg. XIX'te - XX yüzyılın başlarında. Değişken yıldızların araştırılmasında başrolü Alman gökbilimciler üstlendi. İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra, Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) 1946'daki kararıyla, değişken kataloglarının oluşturulması Sovyet astronomlarına ve SSCB Bilimler Akademisi Astro-Konsey'e (şimdi INASAN) emanet edildi. Yaklaşık olarak her 15 yılda bir, bu kuruluşlar Değişken Yıldızların Genel Katalogunu (GCPV, eng. GCV'ler). Son 4. baskısı yıllardan itibaren yayınlandı. OKPZ'nin sonraki sürümleri arasındaki aralıklarla, ekleri yayınlanır. GCVS'nin oluşturulmasına paralel olarak, parlaklık değişkenliğinden şüphelenilen yıldız kataloglarının oluşturulması için çalışmalar devam etmektedir (KPS, eng. NSV).

Değişken yıldız katalogları yıl yazar bir ülke yıldız sayısı 1786 E. Pigott İngiltere 12 1844 F.Argelander Prusya 18 1926 R. Prager Almanya 2906 1943 H.Schneller Almanya 9476 1948 OKPZ-1 (B. V. Kukarkin ve P. P. Parenago) SSCB 10930 ??? OKPZ-2 SSCB ??? 1969-1971 OKPZ-3 SSCB 20437 1985-1995 OKPZ-4 SSCB-Rusya 28435

Değişken yıldız gösterimi

Modern değişken yıldız belirleme sistemi, 19. yüzyılın ortalarında F. Argelander tarafından önerilen sistemin geliştirilmiş halidir. Argelander, henüz atamalarını almamış değişken yıldızları, her takımyıldızda keşif sırasına göre R'den Z'ye harflerle adlandırmayı önerdi. Örneğin, R Hydrae, Hydra takımyıldızındaki ilk yıldızdır (takımyıldız), S Hydrae - ikincisi, vb. Böylece, her takımyıldız için 9 değişken atama ayrılmıştır, yani. 792 yıldız. Argelander'ın zamanında böyle bir tedarik oldukça yeterli görünüyordu. Bununla birlikte, 1881'de, takımyıldız başına 9 yıldız sınırı aşıldı ve E. Hartwig, terminolojiyi aşağıdaki ilkeye göre iki harfli atamalarla tamamlamayı önerdi:

RR	RS	RT	TR	karavan	RW	RX	R.Y.	RZ
	SS	ST	SU	SV	SW	SX	SY	SZ
		TT	TÜ	televizyon	TW	Teksas	TY	TZ
			uu	UV	uw	kullanıcı deneyimi	UY	Amerikan Doları
				VV	vw	VX	VY	VZ
					WW	WX	WY	WZ
						XX	XY	XZ
							YY	YZ
								ZZ

Örneğin RR Lyr. Bununla birlikte, bu sistem kısa sürede bir dizi takımyıldızdaki tüm olası seçenekleri tüketti. Daha sonra gökbilimciler iki harfli ek tanımlamalar getirdiler:

AAA	AB	AC	...	AI	AK	...	A'dan Z'ye
	BB	M.Ö	...	Bİ	BK	...	BZ
			...
				III	ben	...	IZ
					KK	...	KZ
			...
					QQ	...	QZ

J harfi, el yazısı yazımda I ile karıştırılmaması için iki harfli kombinasyonlardan çıkarıldı. Ancak iki harfli notasyon kendini tamamen tükettikten sonra, 335 rakamından başlayarak takımyıldızı gösteren basit bir yıldız numaralandırması kullanmaya karar verildi, örneğin V335 Sgr. Bu sistem günümüzde de kullanılmaktadır. Değişken yıldızların çoğu Yay takımyıldızında bulunur. Argelander klasmanında son sırayı 1989 yılında yıldız Z Cutter'ın alması dikkat çekicidir.

Değişken yıldızların sınıflandırılması

Değişen yıldız çalışmalarının tarihi boyunca, yeterli sınıflandırmalarını oluşturmak için defalarca girişimlerde bulunulmuştur. Az miktarda gözlem malzemesine dayanan ilk sınıflandırmalar, yıldızları ışık eğrisinin şekli, ışığın genliği ve değişim periyodu gibi benzer dış morfolojik özelliklerine göre gruplandırıyordu. bilinen değişken yıldızların sayısı, benzer morfolojik özelliklere sahip grupların sayısı, bazı büyük olanlar bir dizi daha küçük olanlara bölündü. Aynı zamanda, teorik yöntemlerin gelişmesi sayesinde, yalnızca dışsal, gözlemlenebilir işaretlere göre değil, aynı zamanda şu veya bu tür değişkenliğe yol açan fiziksel süreçlere göre de sınıflandırma mümkün hale geldi.

Değişken yıldız türlerini belirlemek için sözde. prototipler, belirli bir tip için değişkenlik özellikleri standart olarak alınan yıldızlardır. Örneğin, değişken yıldızlar gibi RR Lyr.

Guzo sistemi

Değişen yıldızların aşağıdaki sınıflara bölünmesi, 19. yüzyılda Houzeau tarafından önerildi:

1. Parlaklığı sürekli artan veya azalan yıldızlar.
2. Periyodik parlaklık değişimi olan yıldızlar.
3. * Mira Whale gibi yıldızlar- büyük dönemlere ve parlaklıkta önemli değişikliklere sahip yıldızlar.
4. * Oldukça hızlı ve düzenli parlaklık değişimine sahip yıldızlar. β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae'nin karakteristik temsilcileri.
5. * Algol tipi yıldızlar (β Persei). Çok kısa bir periyoda (iki veya üç gün) ve periyodun sadece küçük bir bölümünü kaplayan son derece doğru parlaklık ölçümüne sahip yıldızlar. Zamanın geri kalanında yıldız en büyük parlaklığını korur. Diğer Algol tipi yıldızlar: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, vb.
6. Düzensiz parlaklık değişimlerine sahip yıldızlar. Temsilci - η Argus

OKPZ-3'te kabul edilen sınıflandırma sistemi

GCVS-3'te, tüm değişen yıldızlar üç büyük sınıfa ayrılır: titreşimli değişkenler, patlamalı değişkenler ve örtücü değişkenler. Sınıflar türlere, bazı türler de alt türlere ayrılır.

Titreşimli değişkenler, değişkenliği içlerinde meydana gelen işlemlerden kaynaklanan yıldızları içerir. Bu işlemler, yıldızın parlaklığında ve bununla birlikte yıldızın diğer özelliklerinde - yüzey sıcaklığı, fotosfer yarıçapı vb.

δ Cephei yıldızının ışık eğrisi

1. Uzun Dönem Sefeidleri(Cep) - 1 ila ~70 gün arası periyotlarla yüksek parlaklığa sahip yıldızlar. İki alt türe ayrılırlar:
2. * Klasik Sefeidler(Cδ) - Galaksinin düz bileşeninin cepheidleri
3. * Başak W tipi yıldızlar(CW) - Galaksinin küresel bileşeninin Cepheidleri
4. Yavaş Yanlış Değişkenler(L)
5. RR Lyrae tipi değişkenler(RR)
6. RV Boğa tipi değişkenler(karavan)
7. β Cephei tipi veya β Canis Major tipi değişkenler(βC)
8. δ Kalkan tipi değişkenler(δ Sct)
9. ZZ Kita tipi değişkenler- titreşen beyaz cüceler
10. α² Hounds of the Dogs (αCV) gibi manyetik değişkenler

Püsküren değişen yıldızlar

Bu sınıf, gözlem süresi boyunca parlaklıklarını düzensiz olarak veya bir kez değiştiren yıldızları içerir. Püsküren yıldızların parlaklığındaki tüm değişiklikler, yıldızlarda, onların çevresinde meydana gelen patlama süreçleriyle veya yıldızların kendi patlamalarıyla ilişkilidir. Bu değişen yıldız sınıfı iki alt sınıfa ayrılır: dağınık bulutsularla ilişkili düzensiz değişkenler ve hızlı düzensiz olanlar ile yeni ve nova benzeri yıldızların bir alt sınıfı.

Dağınık bulutsular ve hızlı düzensizlerle ilişkili düzensiz değişkenler

1. UV Tipi Değişken Kiti(UV) - d Me spektral tipindeki yıldızlar, kısa süreli önemli genlik patlamaları yaşıyor.
2. * UVn tipi yıldızlar- dağınık bulutsularla ilişkili UV yıldızlarının bir alt türü
3. BY Dragon tipi değişkenler(BY) - geç spektral tiplerin emisyon yıldızları, değişken genlik ve ışık eğrisinin değişen şekli ile parlaklıkta periyodik değişimler gösteriyor.
4. Yanlış değişkenler(BEN). a, b, n, T, s endeksleri ile karakterize edilir. Dizin a, yıldızın O-A tayf tipine ait olduğunu gösterir, dizin b, F-M tayf tipini belirtir, n, dağınık bulutsularla bağlantıyı sembolize eder, s, hızlı değişkenliği, T, T Tauri yıldızının emisyon spektrumu özelliğini tanımlar. Bu nedenle Isa ataması, erken bir spektral tipte hızlı düzensiz bir değişkene atanır.

Yeni ve yeni benzeri yıldızlar

1. * hızlı yeni(Na)
2. * Yavaş yeni(Nb)
3. * çok yavaş yeni(Nc)
4. * yeniyi tekrarla(No)
5. yeni yıldızlar gibi(nl)
6. Simbiyotik Z Değişkenleri Andromedae(ZVe)
7. Kuzey tacının R tipi değişkenleri(RCB)
8. U İkizler tipi değişkenler(UG)
9. Z Zürafa tipinin değişkenleri(Z Cam)
10. Doradus S Tipi Değişkenler(SD)
11. Cassiopeia'nın γ tipi değişkenleri(γC)

değişen yıldızları örten

Örtücü değişken yıldızlar, toplam parlaklığı zaman içinde periyodik olarak değişen iki yıldızdan oluşan sistemleri içerir. Parlaklıktaki değişimin nedeni, yıldızların birbiri ile tutulmaları veya yakın sistemlerde karşılıklı yerçekimi ile şekillerinin değişmesi olabilir, yani değişkenlik, fiziksel değişkenlikle değil, geometrik faktörlerdeki bir değişiklikle ilişkilendirilir.

1. Algol tipi örtücü değişkenler(EA) - ışık eğrileri, tutulmaların başlangıcını ve sonunu sabitlemeye izin verir; tutulmalar arasındaki aralıklarda parlaklık neredeyse sabit kalır.

β Lyrae yıldızının ışık eğrisi

1. Tutulan β Lyrae Değişkenleri(EB) - Tutulmalar arasındaki aralık da dahil olmak üzere parlaklığı sürekli değiştiren elipsoidal bileşenlere sahip ikili yıldızlar. İkincil bir minimuma uyulması zorunludur. Adetler genellikle 1 günden fazladır.
2. Büyük Ayı W Tipinin Tutulan Değişkenleri(EW) - spektral sınıf F ve sonraki yıldızların temas sistemleri. Periyodları 1 günden az ve amplitüdleri genellikle 0.8 m'den azdır.
3. Elipsoidal Değişkenler(Ell) - tutulmaları göstermeyen ikili sistemler. Yıldızın yayılan yüzeyinin gözlemciye bakan alanındaki değişiklik nedeniyle parlaklıkları değişir.

OKPZ-4'te kabul edilen sınıflandırma sistemi

OKPS'nin üçüncü ve dördüncü sürümleri arasında geçen süre zarfında, gözlemlenen materyalin miktarı kadar kalitesi de artmıştır. Bu, yıldızların değişkenliğine neden olan fiziksel süreçler fikrini ortaya koyarak daha ayrıntılı bir sınıflandırma yapmayı mümkün kıldı. Yeni sınıflandırma, 8 farklı değişken yıldız sınıfı içermektedir.

1. Püsküren değişen yıldızlar- bunlar, kromosferlerindeki ve koronalarındaki şiddetli süreçler ve parlamalar nedeniyle parlaklıklarını değiştiren yıldızlardır. Parlaklıktaki değişiklik genellikle zarftaki değişikliklerin veya değişen yoğunlukta bir yıldız rüzgarı şeklinde kütle kaybının ve/veya yıldızlararası ortamla etkileşimin bir sonucu olarak ortaya çıkar.
2. Titreşimli değişen yıldızlar yüzey katmanlarında periyodik genişleme ve büzülme gösteren yıldızlardır. Titreşimler radyal veya radyal olmayan olabilir. Bir yıldızın radyal titreşimleri şeklini küresel bırakırken, radyal olmayan titreşimleri yıldızın şeklinin küreselden sapmasına neden olur ve yıldızın bitişik bölgeleri zıt fazlarda olabilir.
3. Dönen değişen yıldızlar- bunlar, yüzey üzerindeki parlaklık dağılımının muntazam olmadığı ve / veya elipsoidal olmayan bir şekle sahip oldukları yıldızlardır, bunun sonucunda yıldızlar döndüğünde gözlemci değişkenliklerini sabitler. Yüzey parlaklığı homojensizlikleri, eksenleri yıldızın dönme ekseni ile çakışmayan manyetik alanların neden olduğu lekelerin veya termal veya kimyasal homojensizliklerin varlığından kaynaklanabilir.
4. Tuhaf (patlayıcı ve nova benzeri) değişken yıldızlar. Bu yıldızların değişkenliği, yüzey katmanlarında (nova) veya derinliklerinde (süpernova) derinlerde meydana gelen patlayıcı süreçlerin neden olduğu patlamalardan kaynaklanır.
5. örten ikili dosyalar
6. Sert X ışınlarına sahip optik değişken ikili sistemler
7. Yeni Değişken Türleri- kataloğun yayınlanması sırasında keşfedilen ve bu nedenle katalogda yer almayan değişkenlik türleri yayınlanan sınıflar.

oluşan veya evriminin erken bir aşamasında olan yıldızlardır. Bunlar, parlaklıkta düzensiz değişimler gösteren ve genellikle toz ve gaz bulutları içinde örtülen T Tauri yıldızlarını içerir.

Hubble – Sandage değişkenleri,

düzensiz emisyonlu yüksek parlaklığa sahip büyük yıldızlar. Bu grup, bizim ve komşu galaksilerimizde maksimum parlaklığa sahip yıldızları içerir. Bu yıldızlar sadece birkaç milyon yaşında ve kütleleri 60 ila 200 güneş kütlesi arasında değişiyor. Galaksimizde bu tür yıldızlar R Cygnus ve H Carinae, yıldız rüzgarı şeklinde yoğun bir şekilde kütle kaybediyor.

Titreşimli Değişkenler

periyodik olarak genişler ve daralır ve parlaklıkları aynı anda yoğunlaşır ve zayıflar. Titreşimli değişkenler arasında en ünlüsü, adını prototip olan yıldızdan alan Cepheidlerdir. D Cepheus. Klasik bir Sefeid'de yüzey tabakasının rengi, parlaklığı ve hızındaki değişim belirli bir süre ile gerçekleşir. Bu süre ne kadar uzun olursa, yıldızın ortalama parlaklığı o kadar artar. Bir yıldızın görünen parlaklığı, ona olan uzaklığın karesiyle ters orantılı olduğundan, o zaman parlaklığı ölçerek ve Periyottan Cepheid'in parlaklığını belirleyerek ona olan mesafeyi hesaplayabiliriz. Klasik Sefeidler, 5 güneş kütlesi mertebesinde kütlelere ve birkaç milyon ila 100 milyon yıl arasında değişen yaşlara sahiptir.

Titreşimli değişken yıldız tipi B Cepheler değişiyor, muhtemelen boyutları kadar şekilleri de değişmiyor. Güneş'ten çok daha gençtirler.

Bazı titreşimli değişen yıldızlar çok eskidir: yaşları 15 milyar yıla ulaşır ve kütleleri 0,6 ila 2 güneş kütlesi arasında değişir. Örneğin, bunlar bir günden kısa periyotlara ve 50 ile 100 güneş arasında parlaklıklara sahip RR Lyrae tipi değişkenlerdir. Bu aynı zamanda küresel kümelerde bulunan Galaksinin eski popülasyonunun (Başak tipi W değişkenleri) Sefeidlerini de içerir. Periyotları klasik Sefeidlerle karşılaştırılabilir, ancak parlaklık belirgin şekilde daha zayıftır ve biraz farklı davranırlar. Muhtemelen bu grupla ilgili olan türün yıldızlarıdır. D Genellikle "cüce Cepheidler" olarak adlandırılan kalkan. Santimetre. YILDIZLAR.

Titreşimli değişkenlerin dördüncü grubu, geniş zarflara sahip soğuk eski yıldızlardan oluşur. Bu grup, Mira Ceti tipi yarı düzenli ve uzun dönemli değişkenler olan miridleri içerir. Yarı düzenli yıldızlar, kütleleri 8 ila 40 güneş kütlesi olan süperdevlerdir. Evrimin son aşamasında, Betelgeuse ve Antares örneklerinde görüldüğü gibi, düzensiz titreşimler sergilerler. Tipik Miras dönemleri 200 ila 450 gün arasında değişir ve parlaklıklar 10.000 güneşe ulaşır; kütleleri 0,8 ila 3 güneş kütlesi arasında değişir. Titreşimlerinin dinamikleri, şok dalgalarının gelişmesiyle karmaşıklaşıyor. Miridler, spektrumları hidroksil (OH) emisyon çizgileri gösteren değişken OH/IR ile sürekli bir dizi oluşturur ve yıldızların kendileri o kadar soğuktur ki çoğunlukla kızılötesi (IR) yayarlar. Bunlar, büyük gaz ve toz kabuklarıyla çevrili ölmekte olan yıldızlardır.

örten değişkenler.

Bir beyaz cüce ve ona yakın bir arkadaştan oluşan en iyi bilinen sistemler klasik novalar, cüce novalar ve simbiyotik değişkenlerdir. Klasik novaların parlaklığı bir milyon kat artabilir ve ardından hızla solabilir. Cüce novalar parlaklıklarını 6 kattan 200 kata çıkarır ve zayıflama 10 ila yüzlerce günlük bir süre içinde gerçekleşir. Simbiyotik bir yıldız, soğuk bir kırmızı yıldız ve onun küçük sıcak arkadaşından oluşan bir sistemdir ve tüm sistem bir iyonize gaz bulutu ile örtülmüştür.

Süpernova.

En dikkat çekici değişken yıldızlar, salgın anında tüm galaksiden daha parlak hale gelen süpernova olarak kabul edilir. Gökadamızda nispeten yakın bir zamanda süpernova patlamaları gözlemlendi: Yengeç Bulutsusu'nun ortaya çıkmasına neden olan 1054 patlaması; Süpernova Tycho (1572); Süpernova Kepler (1604). Bunlar, yıldızı neredeyse tamamen yok eden güçlü patlamalardır. İki tür süpernova vardır. Tip I süpernovalar, genç yıldızlardan yoksun yıldız sistemlerinde (eliptik gökadalarda) gözlenir ve maksimum 6×10 9 güneş parlaklığına ulaşır. Cücenin kütlesi Chandrasekhar sınırını (1.44 güneş kütlesi) geçene kadar ikili sistemlerde komşu bir yıldızdan maddenin eklendiği beyaz cücelerin patlıyor olması muhtemeldir. Tip II süpernovalar, genç büyük kütleli yıldızların (15–30 güneş kütlesi) patlamasıyla oluşur ve 4×10 8 güneş parlaklığına ulaşır. Her iki türden süpernova patlama sürecinde demirden daha ağır kimyasal elementler üretir ve bunları yıldızlararası uzaya fırlatır. Bu patlamalar, yeni nesil yıldızların doğuşunu teşvik edebilir; Belki de güneş sistemi böyle doğdu. YILDIZLARARASI MADDE; YILDIZLAR; GÜNEŞ SİSTEMİ.

Spektral değişkenler.

Bunlar, 10.000–15.000 K yüzey sıcaklığına sahip nispeten genç yıldızlardır. Parlaklıkları çok az değişir, ancak yıldız döndükçe, tayfında güçlü değişiklikler gözlemlenir, bu da çeşitli metallerin yüzeyinin farklı alanlarında yoğunlaştığını gösterir. Bu yıldızların güçlü (30 kG'den fazla) değişken bir manyetik alanı vardır. Santimetre. YILDIZLAR.

UV Ceti tipi yıldızlar.

Bunlar nispeten genç cüce yıldızlardır (Güneş gibi), parlamaları güneşinkine benzer, ancak daha güçlüdür. Yüzeylerinin küçük alanlarında güçlü manyetik alanlar vardır. Santimetre. GÜNEŞ.

Northern Crown'un R-tipi yıldızları.

Bunlar karbonca zengin yaşlı yıldızlardır. Eşit parlaklıkları bazen parlaklıkta birçok kez beklenmedik bir düşüşle kesintiye uğrar ve sonra geri yüklenir. Bir yıldızın atmosferinde zaman zaman kurum bulutlarının oluşması, ışığını emmesi ve sonra dağılması muhtemeldir.

DEĞİŞKEN YILDIZLAR

Değişken yıldızlar nedir?

Aşama değişkenliği olan Ay'ın veya yıldızların arka planında hareket eden gezegenlerin aksine, eski zamanlarda yıldızların kendileri, Dünya'daki telaşlı yaşamın aksine sabit ve hareketsiz kabul edildi. Zaman zaman kronikler, zamanımızda "Yeni" veya "Süpernova" olarak adlandırılacak olan ve yıldız dünyasında her şeyin o kadar sabit olmadığına tanıklık eden bir "konuk yıldızın" görünümünü kaydetti. Bununla birlikte, çeşitli değişen yıldız türlerinin modern anlayışı, 1596'daki keşifle ortaya kondu. İlk olarak Montanari tarafından keşfedilen ve daha sonra 1782'de John Goodryke tarafından yeniden keşfedilen Algol yıldızının (beta Perseus) periyodik olarak görünüp kaybolmasının yanı sıra periyodik olarak kararmasını gösteren "Mira" (yani "inanılmaz") Cetus adlı bir yıldızın Fabricius'u ve onun tarafından bir yıldızın diğerinin tutulması olarak yorumlandı.

"Değişken, araştırma süresi boyunca özelliklerindeki değişikliği belirli bir doğruluk düzeyinde gösteren bir yıldızdır." Bu tanım, yalnızca yıldızın değişkenliği gerçeğini değil, aynı zamanda gözleminin öznel koşullarını da gösterir. Farklı yıldızlar için parlaklık değişiminin genliği, bir büyüklüğün binde biri ile yirmi büyüklük aralığındadır ve parlaklık değişiminin karakteristik süresi, bir saniyenin kesirlerinden binlerce yıla kadardır. Yıldızların yapısı hakkındaki modern fikirlere dayanarak, tüm yıldızlar gelişir, zamanla özelliklerini değiştirir. Ancak “masumiyet karinesi”, “suç ispatlanana kadar” = “değişkenlik teyit edilmeyen” ilkesine göre, yıldız bir değişken olarak kabul edilmez ve Değişken Yıldızların Genel Kataloğuna (GCVS) girilmez. Şu anda, GCVS'de yaklaşık 43 bin değişken yıldız listeleniyor ve diğer kataloglarda (VSX, vb.) yaklaşık beş kat daha fazlası yer alıyor. Bununla birlikte, değişkenliklerinin gerçeği ve türü teyit edilene kadar, "değişken olduğundan şüphelenilen" kabul edilirler ve kendi adlarına sahip değildirler.

Parlaklıktaki değişimin birçok nedeni vardır. Ana gruplar, fiziksel olarak değişen yıldızlar (özellikleri değişen, örneğin patlama ve titreşimli) ve geometrik olarak değişken - yani. dönme sonucu gözlemciye doğru dönen asimetrik radyasyon modeline sahip sistemler (örtüleyen ikili dosyalar, asimetrik bileşenlere sahip tutulmayan sistemler). İkincisi, dış gezegenler tarafından periyodik olarak gölgelenen yıldızları da içerir. Bu durumda, "tutan ikili" demek uygun değildir, ancak "tutan ikili" oldukça doğrudur.

Farklı değişkenlik nedenleri, farklı gözlemsel tezahürlere yol açar, örn. ışık eğrileri (büyüklüğün zamana bağlılığı ve periyodik yıldızlar için - fazda). Bu nedenle, GCPS tarafından benimsenen resmi bir sınıflandırma sistemi geliştirildi. Şu anda, GCVS'de 79 tip ve alt tip değişkenlik kabul edilmektedir. Sınıflandırma ve açıklama kitapta verilmiştir: N.N. Samus "Değişken Yıldızlar".

Doğal olarak, yeni yıldızların keşfiyle, zamanla yeni türlerin "prototipleri" haline gelebilecek yeni nesneler bilinir hale gelir. Bu nedenle, filumlara genellikle yıldızların adı verilir (örneğin, "Mirida" = Mira Ceti tipi yıldız, "lirid" = RR Lyrae tipi yıldız, "Cepheid" = Delta Cephei yıldızı) veya çift olarak, örneğin "cüce nova" = U tipi yıldız İkizler , "kutup" = AM Herkül, "ara kutup" = DQ Herkül, "X-ışını pulsarı" = HZ Herkül, "parlama" = UV Ceti, vb.

OKPS'nin sınıflandırma sistemi bir referans kitabı veya bir ders kitabı ile karşılaştırılabilir - ayrı makalelerde veya makale gruplarında yeni türleri tanıtma ihtiyacı gerekçelendirildikten sonra değişiklikler yapılır. Örneğin, "eşzamansız kutuplar" = BY Zürafa tipi yıldızlar, "manyetik cüce novalar" = Draco DO tipi yıldızlar, "çarpıcılar" = V361 Lyra tipi yıldızlar, vb. dikkate alınma kuyruğundadır.

Neden değişen yıldızları gözlemlemeliyiz?

Evren, Doğa yasalarının izin verdiği tüm olası süreçlerin gerçekleştiği bir laboratuvardır. Kozmik ölçekte deneyler yapamayan bilim adamları gezegenleri, yıldızları ve yıldız sistemlerini gözlemler. Bu tür çalışmalar, yalnızca mevcut fiziksel modelleri iyileştirmeyi değil, aynı zamanda onları egzotik olarak devasa mesafelerde, basınçlarda, yoğunluklarda ve sıcaklıklarda genelleştirmeyi de mümkün kılar. Navigasyon, bilim ve teknolojinin tanıtılmasına yol açan astronomik keşiflerin listesi çok büyük. Astronomi, matematik ve fizik ve diğer bazı bilimler, birbirini karşılıklı olarak tamamlayan ve genelleyen doğa bilimlerinin ön saflarında yer almaktadır.

Değişken yıldızlar, evrimin aktif aşamalarında olan ve bu nedenle farklı kombinasyonlarda daha fazla sayıda fiziksel yasanın eylemini sergileyen en ilginç kozmik nesne sınıflarından biridir.

Davranışlarının geçmişini incelemek için on yıllarca sistematik olarak gözlemlenmeleri gerekir. Bununla birlikte, değişen yıldızların sayısı profesyonel astronomların sayısından ve hatta teleskop sayısından çok daha fazladır. Ek olarak, astronomlardan birinin tek bir teleskopla herhangi bir nesnenin yüzyıllarca gözlemini hayal etmek zor.

Bu şekilde, amatör astronomlar değişen yıldızları görsel, fotoğrafik, fotoelektrik ve CCD gözlemleriyle bilime gerçek ve çok faydalı bir katkıda bulunurlar. Bu veriler değişken yıldızların davranışını analiz etmek, yer tabanlı ve uzay gözlemevlerinden bazı yıldızların gözlemlerini planlamak ve bilgisayarlı teorik modeller için önemlidir.

Değişen yıldızların incelenmesi, yıldızların özelliklerini ve evrimlerini incelemek için çok önemlidir. Bu bilgilerin bir kısmının başka yöntemlerle elde edilmesi zor veya imkansız olabilir. Çoğu durumda, değişkenliğin doğası (çoğunlukla birkaç bileşenden oluşur), kişinin modeller arasında seçim yapmasına izin verir.

Değişken yıldızlar, evreni anlamamızda önemli bir rol oynamaya devam ediyor. Süpernova patlamaları, yıldızlararası uzayın ağır elementlerle zenginleşmesine yol açarak, katı kabuklu gezegenlerin oluşumunu sağlar. Protostellar bulutunda hidrojen ve helyumdan daha ağır elementler olmasaydı yaşamın oluşması pek olası değildir. Ancak güneş sisteminin yakınında çok yakın süpernova patlamaları, Dünya'daki yaşam üzerinde yıkıcı bir etkiye sahip olabilir. Süpernova gözlemleri, evrenin genişlemesinin beklendiği gibi yavaşlamadığını, hızlandığını fark etmemizi sağladı.

Yeni yıldızlar, onlarca ila yüzbinlerce yıllık aralıklarla düzenli flaşlar gösterirler ve bu durum, üzerlerine düşen hidrojence zengin maddelerin birikmesiyle atmosferlerindeki termonükleer patlamalarla açıklanır. Örtülen ikili yıldızlar, yalnızca sıcaklıkları değil, aynı zamanda kütleleri ve yarıçapları da belirlemek için en iyi laboratuvarlardır. Sefeidler, uzak galaksilere olan mesafelerin belirlenmesinde ve evrenin yaşının belirlenmesinde önemli bir rol oynamıştır. Mira Ceti gibi değişken yıldızlar, bize kendi yıldızımız olan Güneş'in gelecekteki gelişimi hakkında bir fikir veriyor. Yıkıcı değişkenlerin birikim diskleri, disklerin daha büyük ölçeklerdeki davranışını ve ayrıca süper kütleli kara deliklere sahip aktif galaksilerin çekirdeklerindeki süreçleri anlamamıza yardımcı olur. Dünya dışı yaşam arayışı bile değişken yıldızların incelenmesiyle ilişkilidir. Güneş dışı gezegenlerin geçişleri, gezegen oluşum süreçlerini ve yaşamın kendisini anlamaya yardımcı olur. Ve bildiğimiz gibi, yaşam için gerekli olan ağır kimyasal elementler, yıldızların çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonlardan kaynaklanır.

Ne ve nasıl gözlemlenir?

"Odessa Astronomik Takvimi"nin önceki sayılarında, dürbün veya küçük bir teleskopla amatör gözlemler için mevcut olan parlak değişen yıldızların mahallelerinin haritaları vardı. Görsel ve fotoğrafik gözlemlerinin yöntemleri, Vladimir Platonovich Tsesevich'in "Gökyüzünde Ne ve Nasıl Gözlemlenir" ve "Değişen yıldızlar ve gözlemleri" adlı klasik kitaplarında anlatılmıştır. Son yıllarda, ayna çapı 15-40 cm olan teleskoplar ve sönük nesneleri gözlemlemeyi mümkün kılan CCD matrisleriyle donatılmış kişisel gözlemevlerinin sayısı arttı. Bu tür görüntüleri işlemek için, çeşitli yazarlar Linux (IRAF, MIDAS, vb.) ve Windows (ücretsiz MuniPack, WinFits, IRIS, popüler ticari MaximDL, vb.) işletim sistemleri altında çalışan çeşitli programlar geliştirmiştir. Bu tür gözlemlerin tekniği şu kitapta açıklanmaktadır: A.V.Mironov "Hassas fotometri".

Gözlem sonuçları, doğru ve dikkatli bir şekilde işlendiğinde ve belirli bir toplulukta kabul edilen formatta sunulduğunda astronomi camiası için değerlidir. Terminolojiye göre gökbilimciler, profesyoneller (özel kurumlarda çalışan ve bilimsel çalışma için maaş alan) ve amatörler (diğer faaliyetlerde kazanan ancak boş zamanlarında "aşk için" astronomi yapan) olarak ikiye ayrılır. Düşük eğitim seviyesini veya az deneyimi ifade eden başka bir "amatör" kelimesi daha vardır ve bazı amatörlere ve bazı profesyonellere atıfta bulunabilir. Popülerleştirme faaliyeti, amatörden amatöre, onlardan da profesyonelliğe geçişi başlatmayı amaçlar. Bu yazıda amatörlerin bilime gerçek bir katkı sağlayabilecek olası faaliyetlerini ele alıyoruz.

Devriye görsel (ve nadiren fotoğrafik veya CCD) gözlemlerin yayınlanması için standart bir format kullanılır - Jülyen tarihlerinde zaman (talimatlar ve bir tablo UAC'nin önceki sayılarında verilmiştir), büyüklük ve gözlemcinin üç harfli kodu (örneğin, VER= Michel Verdenet, Fransa). Yıldızların her biri için bu tür parlaklık ölçümlerinin tabloları, değişken yıldız gözlemcilerinin dernek veritabanlarına gönderilir. Dernekler hemen hemen tüm gelişmiş ülkelerde kurulmuştur, ancak uluslararası işbirliğinin büyümesi göz önüne alındığında, birçok ülkeden gözlem sonuçlarını birleştiren uluslararası veri tabanlarını kullanma eğilimi vardır.

Dünyanın en büyüğü, şu anda çeşitli türlerde yaklaşık 10 bin değişken yıldızın 22 milyondan fazla bireysel parlaklık tahminine sahip olan ve bu sayı son zamanlarda artmıştır. yılda yaklaşık yarım milyon. 2011 yılında AAVSO'nun 100. yılını kutladığını belirtmekte fayda var ve bu anlamlı etkinlikten dolayı çalışma arkadaşlarımızı tebrik ediyoruz.

Yakın tarihli bir AAVSO derecelendirmesine göre, Ukraynalı gözlemciler, bu kamu kuruluşunun uluslararası veri tabanına sunulan gözlem sayısı açısından 11. sırada yer aldı. Bu tür gözlemlerin profesyonel bilim için önemi, ABD'de bu veri tabanının ünlü Harvard Üniversitesi'nde bulunması gerçeğiyle kanıtlanmaktadır. Diğer ülkelerdeki benzer veritabanları da üniversite internet sunucularına yerleştirilmiştir (Strasbourg, Fransa; Kyoto, Japonya; Brno, Çek Cumhuriyeti vb.).

"Eski fotoğraf negatiflerine" dayanan "yeni gözlemler" büyük önem taşır. Yeni keşfedilen bir yıldız, önceden elde edilen devriye gözlemleri kullanılarak "geçmişte" de incelenebilir. 100.000'den fazla negatif içeren BDT'deki en büyük koleksiyon (ve dünyadaki üçüncü koleksiyon), Odessa Ulusal Üniversitesi Astronomik Gözlemevi'nin "Cam Kitaplığı" nda saklanıyor ve "Cam Kütüphanesi" de dahil olmak üzere profesyoneller ve amatörler tarafından kullanılıyor. Ukrayna Sanal Gözlemevi" projesi. Adını taşıyan Devlet Astronomi Enstitüsü'nde önemli ölçüde daha sönük yıldızlara (ve buna bağlı olarak daha küçük bir görüş alanına) sahip mükemmel bir negatif koleksiyonu elde edildi. Moskova Devlet Üniversitesi'nde P.K. Sternberg.

İlk gözlemlerin işlenmesinin sonuçlarına dayanan bir diğer önemli yön, örtülen ikili yıldızların minimum anları veya titreşen yıldızların maksimum anlarıdır. Bu fark, yıldızın maksimum parlaklıkta daha parlak olmasından ve aynı aletle daha fazla yıldızın gözlemlenebilmesinden kaynaklanmaktadır. Ayrıca çoğu yıldız için maksimum değerler minimum değerlerden daha dardır, dolayısıyla daha kısa gözlem süreleri gerektirirler ve daha iyi doğrulukla belirlenirler. Tutulan yıldızlar için ise tam tersine tutulmalar daha dar ve daha belirgindir. belirlemek için çeşitli yöntemler kullanılmaktadır. İstatistiksel olarak optimal bir derece seçimi ile bir polinom tarafından ışık eğrisi yaklaşımını kullanan bunlardan biri, VSCalc programında uygulandı (VV Breus tarafından yazılmıştır).

Ara kutuplarla ilgili çok popüler araştırmalar için farklı uç noktalar da kullanılır - manyetik bir beyaz cücenin dönüşüyle ​​ilişkili daha hızlı parlaklık dalgalanmalarının maksimumlarını, ancak genellikle tam veya kısmi tutulmalarla ilişkilendirilen yörünge değişkenliğinin minimumlarını belirler. Polinom eğilimini hesaba katarak, çok-periyodik bir çok-harmonik yaklaşım kullanarak yumuşatma eğrisini belirlemek için, MCV programını kullanmanızı öneririz (yazarlar I.L. Andronov ve A.V. Baklanov).

Ekstremum kullanımı, sözde "O-C" diyagramlarını incelemeye izin verir - ekstremum anların teorik olarak tahmin edilen değerlerden sapmalarının zamana veya döngü sayısına bağımlılıkları (örneğin, en basit formüle göre TE \u003d T 0 + P .E, burada TE, sayı döngüsü E, P- periyoduna ve T 0 - ilk çağa karşılık gelen teorik zaman anıdır). Bu gözlemsel bağımlılığın matematiksel modellemesini yaparak, dönemin ve ilk çağın değerlerini rafine edebilir, olası "laik" dönem varyasyonlarını araştırabilir (ikili sistemlerde madde akışı, manyetik veya manyetik olmayan yıldız rüzgarı, yerçekimi radyasyonu ile ilişkili) , yıldızın yapısında yavaş bir değişiklik olan titreşimli sistemlerde) veya sistemde üçüncü (veya daha fazla) bir bileşenin varlığıyla ilişkili periyodik. Çeşitli kuruluşlarda oluşturulan ekstremum anların birkaç elektronik veri tabanı vardır - B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS, vb. Kağıt biçimindeki en eksiksiz araştırma sonuçları 6 ciltlik bir monografta yayınlandı (yazarlar J. Kreiner (Polonya), Nha, Ch.H.Kim (Kore)). Bununla birlikte, sonraki on yılda elektronik yayınlar ana yayınlar haline geldi.

Derleyiciler mevcut tüm literatürü kullanmaya çalışsa da, yine de bazı farklılıklar vardır. Aşırılık anlarını belirlemekle ilgileniyorsanız, bu verileri yazarların kurallarına uygun olarak dergiye bağımsız olarak göndermeniz önerilir ("Open European Journal on Variable" dergisindeki bu tür bir derlemenin en son örneklerinden biri) Yıldızlar" N 137) veya bir sonraki normal makaleye - rapora girmek için belirtilen veritabanlarından birine veya daha fazlasına.

İlk gözlemlerin yayınlanmasında olduğu gibi, az miktarda kendi verinize dayalı bir keşif yapmak nispeten nadirdir.

Orijinal gözlemler yerine ekstremum anlarının bazı avantajları vardır - kompaktlık (düzinelerce gözlem yerine bir değer) ve sonraki analiz için ön değerlerin hazırlanması. Bununla birlikte, çeşitli algoritmalar kullanarak bilgisayar matematiksel modelleme yöntemlerinin geliştirilmesi, diğer araştırmacıların gözlemsel verileri yeniden işlemesine olanak tanıyacaktır, bu nedenle bir parlaklık değerleri tablosu arzu edilir olacaktır.

Bu nedenle, gözlem türünü seçmek için geniş bir olasılık vardır - devriye (uzun dönemli yıldızlar için bir parlaklık tahmini, örneğin, birkaç birimin veya onlarca yıldızın parlaklığı değiştirilebildiğinde, Miras, yarı düzenli, Sefeidler). bütün gece veya akşam) veya zaman serileri (birkaç saatten bütün geceye kadar bir seri süresiyle her gece bir veya birkaç yıldız). İkincisi, teleskopu farklı nesnelere doğrultmayı gerektirmediği için çok popüler hale geldi. Bu tür bir gözlem, kısa dönemli nesneler için gereklidir - afet ikili yıldızlar (klasik ve ara kutuplar, cüce novalar, novalar) - tercihen sezon başına birkaç gece gözlem, yıldızların tutulması ve ayrıca çok periyotlu titreşimli RR Lyra tipi değişkenler Blazhko etkisi ve Delta Scuti türü.

Tabii ki, gözlemler için hazırlanmalısınız. İlgilendiğiniz yıldızlardan hangisinin geceleri ufkun üzerinde yeterince yüksek olacağını görün, böylece atmosferik absorpsiyon ışığın önemli bir bölümünü emmez. Bazı araştırmacılar, yıldız ufkun üzerinde 30 derecenin altındayken gözlem yapmamaya çalışırlar. "Aşırılık avcıları" gök günlerini hesaplamalıdır - yani. gözlem zaman aralığının seçileceği zaman noktalarının teorik değerleri (ışık eğrisinin yükselen ve alçalan kısımlarını tamamen değilse de en azından kısmen kapsayacak şekilde). Ek olarak, Güneş'in merkezine (güneş merkezli) veya güneş sisteminin merkezine (barisentrik) "efemeris" süreleri verilir, ancak Dünya'da gözlemliyoruz (jeosentrik zaman), bu nedenle sinyal nedeniyle daha erken veya daha sonra gözlemlenebilir. ışığın dünyanın yörüngesinin yarıçapına eşit bir mesafeyi 8 dakika 18 saniyede kat ettiği gerçeği. Bu "güneş merkezli düzeltme" etkisi hakkında daha fazla ayrıntı literatürde bulunabilir ve örneğin MCV programı kullanılarak hesaplanabilir.

Periyot değişikliklerinin mümkün olduğu varsayıldığından, gözlenen moment hesaplanana göre kaydırılabilir. Bu nedenle, gözlem zaman aralığı çok dar olmamalıdır. Birkaç nesne varsa, zamanı uygun aralıklarla ayırın. Yıkıcı ve çok dönemli yıldızlar için ışık eğrisi kullanılır, bu nedenle mevcut tüm zamanın gözlemlenmesi arzu edilir.

Önümüzdeki gecelerde tam olarak neyin gözlemleneceği, araştırmacının tercihlerine, yılın zamanına, gözlem yerinin enlemine ve yıldızın koordinatlarına, parlaklığına, genliğine ve ölçüm doğruluğuna bağlıdır. Aşağıdaki İnternet bağlantılarında, çeşitli kuruluşlar tarafından sunulan nesnelerin çevresine ilişkin listeler ve haritalar bulabilirsiniz - örten ikili yıldızlar, ara kutuplar, titreşen ve diğer değişken yıldızlar.

Dünyada keşfedilen birçok nesne arasında, bir öğrenci (şimdi bir yüksek lisans öğrencisi) Natalia Virnina tarafından Odessa'da keşfedilen bir grup yeni değişken öne çıkıyor. 2 yıl boyunca, bir CCD dizisi kullanarak yaptığı kendi gözlemlerine göre, 60'tan fazla yeni periyodik (örtülü ve titreşen) değişken yıldız keşfetti. Bunlardan 32 tanesi internet linkleri listesinde verilen makalede sunulmuştur. Her ne kadar ana özellikler belirlenmiş olsa da, çeşitli filtrelerde yeni gözlemler hem periyodu ve ilk çağı netleştirmek hem de renk indekslerinden sıcaklıkları belirlemek için faydalı olacaktır.

Sonuçlar nasıl biçimlendirilir ve nerede yayınlanır?

Değişken yıldızlarla ilgili yayınlar birkaç kategoriye ayrılabilir - kapsamlı bir çalışma içeren analitik makaleler; gerekli asgari bilgileri içeren keşif raporları; bilinen yıldızlarda periyodik olmayan ilginç olayların keşfine ilişkin raporlar; parlaklık ekstrem tabloları; bireysel parlaklık değerleri tabloları ve muhtemelen diğer özellikler. Analitik makaleler en zor olanıdır, ancak ilk gözlemler yapılmadan imkansızdır. Bu nedenle, bu kategorilerin her biri kendi yolunda önemlidir ve yazarlarını kendine çeker.

Değişen yıldızların adlandırılmasında ve sınıflandırılmasında "trend belirleyiciler", Uluslararası Astronomi Birliği adına "Değişken Yıldızların Genel Kataloğu"nun (GCVS = GCVS, Genel Değişken Yıldız Kataloğu) geliştirilmesinde görev alan bir gruptur. Büyük Vatanseverlik Savaşı Zaferinden sonra bu hak Sovyetler Birliği'ne devredildi ve yazar ekibi Moskova'da Devlet Astronomi Enstitüsü temelinde çalışıyor. P.K. Shternberg (Moskova Devlet Üniversitesi) ve Rusya Bilimler Akademisi Astronomi Enstitüsü. Yaklaşık 30 yıldır, çalışma Fiziksel ve Matematiksel Bilimler Doktoru Nikolai Nikolaevich Samus tarafından yönetiliyor.

Ayrıca önemli bilimsel sonuçların sadece profesyoneller tarafından değil amatörler tarafından da yayınlanabildiği “Değişken Yıldızlar” (PZ) ve “Değişken Yıldızlar Uygulaması” (PZP) dergileri yayınlanmaktadır.

Doğal olarak, her dergi "yazarlar için kendi kurallarını" sunar, ancak bir yıldızın veya yıldızların özellikleri için makalede yer alması gereken minimum gereksinimler vardır. Çok sayıda nesne dikkate alınarak, yazarların gerekli alanları doldurduğu elektronik bir form geliştirildi ve ardından makalenin metni otomatik olarak oluşturuldu. "Değişken Yıldızlar. Ek" dergisi için bunlar: notun başlığı, yazarların adları, ülke, şehir, organizasyon, OKPS veya NVS'ye göre değişen yıldızın resmi adı (Katalog Şüpheli Yıldızlar) Değişkenlik) ve diğer kataloglara göre adlar, koordinatlar, değişkenlik türü, parlaklık değişiminin sınırları (maksimum ve minimum) ve periyodik yıldızlar için fotometrik sistem - dönem ve başlangıç ​​dönemi (tutulmanın minimum parlaklığı ve titreşimli yıldızın maksimum parlaklığı) ), yıldızın ışık eğrisini ve çevresini tasvir eden grafik dosyaları ve ilgili başlıklar, gözlem tablosu, açıklamalar ve serbest formdaki yorumlar içeren dosya, diğer yayınlara bağlantılar. Diğer dergilerde değişken yıldızlarla ilgili makaleleri yayınlamak için benzer kurallar vardır, ancak bu gerekli bilgiler makalenin kendi yapılandırılmış metninde sağlanır ve gözlem tabloları, makale metninden ziyade ek dosyalar olarak giderek daha fazla yayınlanır.

GCVS'nin son "kağıt" baskısı 1985-1987'de yayınlandı ve buna yapılan eklemeler, "Information Bulletin on Variable Stars" ("Information Bulletin on Variable Stars", Budapeşte, Macaristan) dergisinde düzenli olarak yayınlandı. Uluslararası Astronomi Birliği'nin resmi yayını. Son yıllarda, bu bülten (genellikle 2 veya 4 sayfaya kadar), yalnızca yüksek hassasiyetli CCD'lerden veya fotoelektrik gözlemlerden elde edilen değişken yıldız çalışmalarının sonuçlarını kabul etmektedir, ancak fotoğrafik veya görsel parlaklık tahminlerine dayalı makaleler artık kabul edilmemektedir. Yeni değişken yıldızların keşfiyle ilgili kısa mesajlar, yalnızca mesajın içinde yazarları belirtilerek her yüzde bir sayıda gruplandırılmıştır. Bilginin özlü bilimsel doğasına rağmen, bu yayın amatörleri keşiflerin yazarları hakkındaki bilgilere erişilememesiyle "korkutuyor".

Farklı ülkelerde daha birçok dergi bulunmaktadır (Journal of the AAVSO (ABD); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (Birleşik Krallık); Bulletin de l "AFOEV (Fransa); BAV Rundbrief (Almanya); BBSAG (İsviçre); GEOS (İtalya)) ve değişen yıldızların ve bazen diğer astronomik nesnelerin gözlem sonuçlarını yayınlayan diğerleri.

Amatörleri ve profesyonelleri bir araya getirmeye çalışmak için, birkaç yıl önce Çek Cumhuriyeti'nde resmi olarak kayıtlı uluslararası bir "Değişken Yıldızlar Üzerine Avrupa Açık Dergisi" düzenlendi. Dergi, değişken yıldızların CCD, fotoelektrik ve nadiren fotoğrafik gözlemlerinin sonuçlarını İngilizce olarak yayınlamaktadır. Makaleler 7 yayın kurulu üyesi tarafından incelenir ve makale (sıklıkla revizyondan sonra ve hakemlerin yorumları dikkate alınarak) %70'in üzerinde oy alarak yayınlanır. Dergi genellikle yıldızlarla ilgili diğer dergilere göre daha ayrıntılı araştırmalar yayınlar. Yayın kurulu üyeleri sadece Avrupa ülkelerini (Çek Cumhuriyeti, Slovakya, İsviçre, İtalya, Almanya, Ukrayna) değil, ABD'yi de temsil etmektedir. Kore, ABD, Arjantin, Avustralya ve Avrupa dışındaki diğer ülkelerden bilim adamları da sonuçlarını yayınlıyor.

Ancak en hızlı yayınlar bazı dernekler tarafından gönderilen elektronik sirkülerlerdir. En çok kullanılanlar IAU, AAVSO, CBA (ABD) genelgeleri ve özellikle de ilgi alanına göre bir düzineden fazla genelgeye bölünmüş Japon "VSNET" ("Değişken Yıldız Ağı") (sohbet - tartışma; uyarı - acil mesaj) ; kampanya-dn - cüce novalar için kampanyalar, kampanya-ip - ara kutuplar için kampanyalar, obs - gözlem tabloları vb.). Elektronik sirkülerlerin bir özelliği de hızdır - e-posta hızıyla birkaç saniye içinde abonelere ulaşırlar. Ancak genelgelerin çok azı madde niteliğindedir. Temel olarak, zaten bilinen yıldızlarda periyodik olmayan fenomenlerin keşfi (parlamalar, solma, geçici yarı periyodik veya periyodik değişikliklerin ortaya çıkması ve sona ermesi) ve çok daha az sıklıkla yeni değişken yıldızların keşfi hakkında kısa raporlar içerirler. Bu tür mesajlar, gözlem programlarını zamanında düzeltebilecek ve farklı boylamlarda gözlemlere devam edebilecek diğer potansiyel gözlemcileri bilgilendirir.

Yazarlar tarafından düşük kaliteli postaların gönderilmesini önlemek için, yazarlardan gelen mektuplar, kendi adına bir mesajı düzenleyip gönderebilen ve gözlemlerin veya keşiflerin yazarını belirten "yayın kurulu üyelerinden" birine gönderilir. En aktif katılımcılara aciliyet için kendi mesajlarını gönderme hakkı verilir. Bu, iletişim kurmanın en hızlı yoludur, çünkü keşifle ilgili bilgiler (yeni bir değişken yıldız, parlamalar, değişkenliğin doğasındaki değişiklikler, süper tümseklerin ortaya çıkması ve kaybolması) neredeyse anında muhataplara ulaşır ve her gözlemci kendisi için karar verebilir. daha önce planlanmış yıldızları gözlemlemek veya teleskopunuzu bugün (ve belki önümüzdeki birkaç gecede) ilginç davranışlar sergileyen bir yıldıza doğrultmak için.

Amatörlerden gelen bu tür mesajların profesyoneller tarafından da kullanıldığını belirtmek gerekir. Büyük yer tabanlı teleskoplarla veya hatta uzay teleskoplarıyla gözlem yaparken özel bir "fırsat hedefi" ("olaydan hedef") terimi vardır. Gözlem süresi elde edilirken, yıldızda şu veya bu olayın (örneğin bir parlama) meydana gelmesinin yalnızca belirli bir olasılığı vardır. Bu nedenle, başvuru potansiyel olarak ilginç birkaç nesne için sunulur. Ancak teleskopu hangisine doğrultacağınız nesnenin durumuna bağlıdır. Bu nedenle profesyoneller, iyi teleskopları olan amatörlerin erişebileceği elektronik sirkülerlere bilgi gönderirler. Genellikle buna "Gözlem çağrısı" ("gözlemlere davet") denir, burada belirli bir yıldızın ne için ilginç olduğunu açıklarlar ve salgın tespit edilirse acilen rapor vermeye ve daha sonra gözlemleri göndermeye davet ederler.

Daha önce belirtildiği gibi, bir yıldız ancak "Değişken Yıldızların Genel Kataloğu"na girildikten sonra değişken olarak resmi bir isim alır. Daha hızlı merkezi atama için "Değişken Yıldızlar indexX" aktif olarak kullanılır.

Birkaç tamamlayıcı derginin varlığı, seçim özgürlüğüne ve her birinin "bireyselliğinin" yaratılmasına katkıda bulunur. Bir kez daha, yayın yaparken hem derginin kurallarına uyulması hem de gerekli minimum bilgiye ulaşılması gerektiğini not ediyoruz. Örneğin, açarken, en azından "Değişken Yıldızların Genel Kataloğu" - koordinatlarda girilen gerekli minimum parametreleri belirtmelisiniz; fotometrik sistemin bir göstergesi ile parlaklık değişimi sınırları; değişkenlik türü; Periyodik yıldızlar için, periyot ve başlangıç ​​çağı (zonklayan yıldızlar için maksimum ve örtülen yıldızlar için minimum), titreşen yıldızlar için M-m asimetrisi (minimumdan en yakın maksimuma kadar olan zaman aralığının yüzde olarak periyoda oranı) veya örten ikili dosyalar için minimum genişlik D (minimum sürenin süreye yüzde olarak oranı). "Değişken Yıldızlar. Ek" dergisini ve "Değişken Yıldızlar Bilgi Bülteni" nin her yüzüncü sayısını karakterize eden bu tarzdır.

Yayınlanan verileri kendi verileriyle kullanmak isteyebilecek diğer yazarlar için daha yararlı olan, karşılaştırma yıldızlarını, özelliklerini (koordinatlar, katalog adları, farklı fotometrik sistemlerdeki parlaklık) gösteren çevrenin bir haritasını ekleme stilidir. orijinal gözlem tabloları olarak. Eski günlerde dergilerde matbu olarak parlaklık değerleri tabloları yayınlanırdı. Son birkaç on yılda, çoğu dergi karma bir "kağıt-elektronik" forma geçti, makaleleri tamamen elektronik biçimde yayınladı ve yalnızca küçük bir tiraj bastı ve ekleri (gözlem tabloları ve sonuçları) yalnızca elektronik biçimde yayınladı. . Bu yaklaşım, çok uzun tablolar yayınlamanıza olanak tanır. Ancak, birinin bunları kullanması gerekiyorsa (örneğin, farklı bir matematiksel işlem yöntemi uygulamak için), o zaman hazır bir dosya kullanmak, basılı bir dergideki sayıları taramak ve tanımaktan daha uygundur. Bu tarz, en prestijli dergiler olan "The Astrophysical Journal", "Astronomi and Astrophysics" ve diğerlerinde ve ayrıca değişken yıldızlar IBVS ve özellikle OEJV üzerine uzmanlaşmış dergilerde kullanılmaktadır.

posta.tr/Gamow-2010-175-177-Virnina.pdf- Odessa'da keşfedilen ve gözlemlemeye devam edilmesi arzu edilen 32 yeni değişken yıldızın özelliklerini içeren bir makale.

http://asd.gsfc.nasa.devlet/Koji.Mukai/iphome/ - ara kutuplardaki site

ftp://ftp.aavso.org/public/calib/- Arne Henden'in çok renkli BVRI yıldız alanı standartları

"Astronomik referans kitabı" yazı dizisine devam ediyorum. Ve bugün, bölümdeki makaleleri okurken faydalı olacak başka bir önemli konuyu ele alacağım - değişen yıldızlar. Zaman geçtikçe yıldızlar parlaklıklarını (parlaklıklarını) değiştirebilirler, bu tür yıldızlara değişken denir. Değişken yıldızlar, yıldızın kendi durumundaki fiziksel değişiklikler nedeniyle ve ayrıca tutulmalar nedeniyle parlaklıklarını değiştirirler, eğer ikili (çoklu) sistemlerden bahsediyorsak, bunlar değişen değişen yıldızlardır.

Aşağıdaki fiziksel değişken yıldız türleri vardır:

• titreşimli- parlaklıktaki sürekli ve pürüzsüz değişikliklerle karakterize edilir: Sefeidler, Miridler, RR Lyrae tipi, düzensiz, yarı doğru;
• püsküren- doğada patlayıcı (püsküren) süreçlerin neden olduğu düzensiz, hızlı ve güçlü parlaklık değişiklikleri ile karakterize edilir: yeni yıldızlar, süpernovalar.

Değişken yıldızların özel tanımlamaları vardır. Her takımyıldızdaki bu yıldızlar, Latin alfabesinin bir dizi harfiyle belirtilir: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ..., QZ, ilgili takımyıldızın adının eklenmesiyle (RR Lyr). Böylece her bir takımyıldızda 334 değişken yıldız belirlenebilir. Sayı 334'ü aşarsa, sonrakiler V 335, V 336 vb.

değişen yıldızları örten

değişen yıldızları örten- en güçlü teleskoplarla bile ayrılamayan yakın yıldız çiftleri, Dünya'dan bir gözlemci için sistemin bir bileşeninin diğeri tarafından periyodik olarak tutulması nedeniyle görünen yıldız büyüklüğü değişir. Daha yüksek parlaklığa sahip bir yıldız, daha küçük olan bir uydu olan ana yıldızdır. En popüler örnekler şunlardır: β Perseus (Algol) ve β Lyrae.

Bir yıldızın diğeriyle örtüşmesi nedeniyle, toplam yıldız büyüklüğü periyodik olarak değişir.

ışık eğrisi- bir yıldızın radyasyon akışındaki zamana bağlı değişimi gösteren bir grafik. Bir yıldız maksimum parlaklığındayken, maksimum çağ, minimum (veya maksimum) - asgari çağ. Maksimum ve minimum büyüklükler arasındaki farka denir. genlik ve iki yüksek (düşük) arasındaki zaman aralığı - değişim dönemi.

Bir yıldızın ışınım akısındaki zaman zaman değişimin grafiği

Grafik verilerine dayanarak bileşenlerin göreli boyutlarını belirleyebilir, şekilleri hakkında genel bir fikir edinebilirsiniz. Grafikteki minimum değer (çukurlar), hangi yıldızın bileşenini bloke ettiğine bağlı olarak büyüklük bakımından farklılık gösterebilir: ana uydu veya ana uydu.

Bugün, çeşitli tiplerde yaklaşık 4000 tutulma yıldızı bilinmektedir. Gökbilimciler tarafından bilinen yıldızların minimum dönüş süresi bir saatten biraz daha az, maksimum 57 yıldır.

Fiziksel değişen yıldızlar

cepheid

Sefeid - adını δ (delta) Cepheus yıldızının onuruna alan titreşen devler F ve G. Titreşim süresi 1,5 ila 50 gün arasında değişir. Cepheid parlaklığının genliği (maksimum ve minimum arasındaki fark) 1,5 m'ye ulaşabilir. Sefeidlerin tipik bir temsilcisi Kuzey Yıldızıdır.

Parlaklık değiştiğinde, fotosferin sıcaklığı, renk indeksleri ve fotosferin yarıçapı değişir. Bir yıldızın titreşimi, bir yıldızın dış katmanlarının opaklığı iç katmanlardan gelen radyasyonun bir kısmını geciktirdiğinde meydana gelir. Bunun nedeni, önce iyonlaşan, sonra soğuyan ve yeniden birleşen helyum maddesidir.

η Aql (bu Kartal) ve δ Cep (delta Cepheus) parlaklığındaki değişimin grafiği

Bugün Samanyolu galaksimizde 700'den fazla Sefeid var.

Buna karşılık, Sefeidler ayrıca 3 gruba ayrılır:

1. Delta Sefeidler (Cδ) klasik Sefeidlerdir.
2. Cepheid tipi W Başak (CW) - galaksinin düzleminde bulunmaz. Genellikle . İlginç bir şekilde, maksimum sıcaklıklarına maksimum ve minimum parlaklık arasındaki aralıklarda ulaşırlar.
3. Zeta Sefeidler (Cζ) düşük genlikli Sefeidlerdir. Simetrik ışık eğrilerine sahiptirler.

RR Lyrae gibi yıldızlar

Ayrı bir tür, türün yıldızlarını içerir RR Lyra. Bunlar, spektral sınıf A'nın devleridir. Bu yıldızlar için değişkenlik süresi 0,2 - 1,2 gündür. Genlik bir yıldız büyüklüğüne ulaşırken parlaklığı çok hızlı değiştirirler. Parlaklıktaki bir değişiklikle, fotosferin sıcaklığındaki bir değişiklikle ilişkili olan renk indeksi değişir. Maksimumda, yıldız parlar (beyazlaşır), yani. daha sıcak oluyor Yıldızın yarıçapı (radyal hızlar) da değişir.

Bu türdeki yıldızların büyük çoğunluğu küresel yıldız kümelerinde yoğunlaşmıştır. Aşağıda (spektrum-parlaklık), Sefeidlerin ve RR Lyrae yıldızlarının yaklaşık konumları gösterilmektedir:

Wikipedia'dan alınan resim

mirida

Mirids farklı denir uzun dönem değişen yıldızlar. Bunlar ω (omega) Ceti tipi yıldızlardır. Parlaklık değişiminin genliği 10. (!) yıldız büyüklüğüne ulaşır. Değişkenlik süresi büyük ölçüde değişir ve 90 - 730 gün aralığındadır.

Mirids, spektral sınıf M'yi (ve ek S ve N - hatta daha soğuk olanları) içerir.

Parlaklıktaki değişkenlik, sıcaklıktaki dalgalanmalardan kaynaklanır. Mirids, spektrumlarında emisyon çizgileri olan yıldızlardır.

Yanlış değişkenler

Bunlar, parlaklığında öngörülemeyen bir değişiklik olan yıldızlardır. Gözlemlenmesi zordur ve özelliklerini belirlemek için daha fazla zaman harcamak zorundadırlar. Bu tip yıldızın temsilcisi Cepheus'un μ (mu)'sudur.

Parlaklık değişiminin genliği bir yıldız büyüklüğünü aşmaz. Maksimumların veya minimumların momentleri formüllerle belirlenemez veya periyodiklikleri hesaplanabilir. Işık eğrisi 4500 güne kadar bir süreye sahip olabilir. Bir astronomi kitabında, parlaklığı 1916'dan 1928'e kadar hesaplanan μ Cephei yıldızının bir grafiğini buldum:

Çevrimin ortalama değerini belirlemek mümkün ise ve bir miktar periyodiklik gözlemleniyorsa bunlara denir. yarı doğru, aksi takdirde - yanlış.

Püsküren değişkenler

Çeşitli madde püskürmeleri (püskürme) nedeniyle değişkenliğini tekrarlanan patlamalar şeklinde gösteren değişken bir cüce yıldıza denir. püsküren değişken. Püsküren yıldızlar genç veya yaşlı olabilir.

genç yıldızlar

Kütleçekimsel büzülme sürecini tamamlamamış yıldızlara denir. genç. Örneğin, T Boğa. Genç yıldızlar, spektrumda emisyon çizgileri olan F ve G spektral sınıflarının cücelerini içerir. Aktif yıldız oluşum sürecinin gerçekleştiği Orion Bulutsusu'nda (Orion takımyıldızında) birçok genç yıldız bulunabilir. Bu tür yıldızların değişiminde bir düzenlilik kurmak imkansızdır. Parlaklık değişimi genliği 3 m'ye ulaşabilir.

Kaotik değişkenlik, genç yıldızların etrafında, içlerinde geniş gazlı kabukların varlığını gösteren küçük parlak bulutsuların gözlenmesi gerçeğiyle açıklanmaktadır.

ayrı tahsis UV Ceti parlama yıldızları. Bunlar, K ve M spektral sınıflarının cüceleridir. Parlamalar sırasında parlaklıkta çok hızlı bir artış ile ayırt edilirler. Bir dakikadan daha kısa sürede radyasyon akışı birkaç kat artabilir. Bununla birlikte, patlamaları birkaç dakikayı aşan uzun bir süre devam eden büyük bir parlama yıldızları grubu vardır. Ülker kümesindeki tüm yıldızlar bu tür yıldızlara aittir.

Bugüne kadar, düşük parlaklığa sahip ve Güneş'ten kısa bir mesafede gözlemlenebilen yalnızca yaklaşık 80 parlama yıldızı keşfedildi.

Genel olarak, hakkında bilmeniz ve anlamanız gereken her şey değişen yıldızlar. Ve şimdi, değişen bir yıldız gibi anlaşılmaz isimlerle veya adlandırmalarla karşılaştığınızda, neyin ne olduğunu öğrenmek için her zaman bu makaleye başvurabilirsiniz.

Bu önemli konuyu okumak için zaman ayırdığınız için teşekkür ederiz. Herhangi bir sorunuz varsa, yorumlara yazmaktan çekinmeyin, birlikte çözeceğiz.