Змінні зорі – це зорі, блиск яких помітно змінюється з часом. Більшість змінних зір або дуже молоді, або старі. Тому найзручніше класифікувати їх відповідно до віку, тобто за стадією їх еволюції.
Молоді змінні зорі
Це зірки, які формуються або знаходяться на ранній стадії еволюції. До них відносяться зірки типу Т Тельця, що демонструють нерегулярні зміни блиску і часто оповиті хмарами пилу і газу.
Змінні Хаббла - Сендіджа
Це масивні зірки великої світності з нерегулярною емісією. У цю групу входять зірки максимальної світності нашої та сусідніх галактик. Вік таких зірок всього кілька мільйонів років, а їх маси лежать в діапазоні від 60 до 200 мас Сонця. У нашій Галактиці такими зірками є Р Лебедя і h Кіля, які інтенсивно втрачають масу у вигляді зоряного вітру.
Пульсуючі змінні зорі
Ці зірки періодично розширюються і стискаються, а їх блиск синхронно посилюється і послаблюється. Серед пульсуючих змінних найбільш відомі цефеїди, названі так за прототипом - зіркою d Цефея. Зміна кольору, світності і швидкості руху поверхневого шару у класичної цефеїди відбувається з певним періодом. Чим більший цей період, тим більша середня світність зірки. Оскільки видимий блиск зірки змінюється обернено пропорційно квадрату відстані до неї, то, вимірявши блиск і визначивши за періодом світність цефеїди, можна обчислити відстань до неї. Класичні цефеїди мають маси близько 5 мас Сонця і вік від декількох мільйонів до 100 млн. років.
Пульсуючі змінні зорі типу b Цефея змінюють, ймовірно, не стільки свій розмір, скільки форму. Вони значно молодші за Сонце.
Деякі пульсуючі змінні зорі дуже старі: їх вік сягає 15 млрд. років, а маси становлять від 0,6 до 2 мас Сонця. Це, наприклад, змінні типу RR Ліри з періодами менше доби і світністю від 50 до 100 сонячних. Сюди ж відносяться цефеїди старого населення Галактики (змінні типу W Діви), виявлені в кульових скупченнях. Їх періоди порівнянні з періодами класичних цефеїд, хоча світність помітно слабша і ведуть вони себе трохи інакше. Ймовірно, споріднені цій групі і зірки типу d Щита, які часто називають «карликовими цефеїдами».
Четверта група пульсуючих змінних складається з холодних старих зірок з великими оболонками. У цю групу входять міріди - напівправильні і довгоперіодичні змінні типу Міри Кита. Напівправильні зірки є надгігантами з масами від 8 до 40 сонячних мас. На кінцевій стадії еволюції у них спостерігаються нерегулярні пульсації, як це видно на прикладах Бетельгейзе і Антареса. Типові періоди Мірід складають від 200 до 450 діб, а світності досягають 10 000 сонячних; діапазон їх мас від 0,8 до 3 сонячних. Динаміка їх пульсацій ускладнюється розвитком ударних хвиль. Міріди утворюють безперервну послідовність зі змінними ОH/IR, у спектрах яких видно гідроксильні (OH) емісійні лінії, а самі зірки такі холодні, що в основному випромінюють в інфрачервоному діапазоні (IR). Це вмираючі зірки, оточені величезними газопиловими оболонками.
Затемнені змінні
Багато змінних зірок входять в подвійні системи. Блиск деяких з них (наприклад, Алголя) змінюється для земного спостерігача через періодичне затемнення їх поверхні більш холодним супутником. Зміна блиску інших обумовлена внутрішніми причинами. До групи таких зірок відносяться змінні типу RS Гончих Псів - холодні старі зірки з активними хромосфери і плямистою поверхнею. Найбільш цікаві в цій групі ті системи, в яких білий карлик, нейтронна зірка або чорна діра є сусідами з більш-менш нормальною зіркою. Такі системи можуть бути змінними в ультрафіолетовому або рентгенівському діапазонах. У цих системах речовина, що втрачається нормальною зіркою, падає на білий карлик або потрапляє в акреційний диск навколо нейтронної зірки чи чорної діри. В об'єкті SS 433 зірка-гігант, ймовірно, є членом подвійної системи разом з нейтронною зіркою, оточений аккреційним газовим диском, з якого речовина викидається зі швидкістю 1/4 швидкості світла.
Найбільш відомими системами, що складаються з білого карлика і близького до нього супутника, є класичні нові зірки, карликові нові, симбіотичні змінні. Блиск класичних нових може посилитися в мільйон разів, а потім швидко ослабнути. Карликові нові посилюють свій блиск від 6 до 200 разів, а ослаблення відбувається за час від 10 до сотень днів. Симбіотична зірка - це система, що складається з холодної червоної зірки і її маленького гарячого супутника, причому вся система оповита хмарою іонізованого газу.
Наднові
Найбільш вражаючими змінними зірками вважаються наднові, які у момент спалаху стають яскравішими за цілу галактику. У нашій Галактиці порівняно недавно спостерігалися спалахи наднових: спалах 1054 року, що породив Крабовидну Туманність; Супернова Тихо (1572 рік); Супернова Кеплера (1604 року). Це потужні вибухи, які майже повністю руйнують зірку.
Розрізняють два типи наднових. Наднові I типу спостерігаються в зоряних системах, позбавлених молодих зірок (в еліптичних галактиках). Ймовірно, це вибухаючі білі карлики, на які в подвійних системах відбувається акреція речовини із сусідньої зірки до тих пір, поки маса карлика не перевищить межу Чандрасекара (1,44 маси Сонця). Наднові II типу утворюються при вибуху молодих масивних зірок (15-30 мас Сонця). Наднові обох типів роблять у процесі вибуху хімічні елементи важчі за залізо і викидають їх у міжзоряний простір. Ці вибухи можуть стимулювати народження зірок наступного покоління. Можливо так народилася і Сонячна система.
Спектральні змінні
Це відносно молоді зірки з температурою поверхні 10 000-15 000 К. Їх блиск змінюється слабо, але в процесі обертання зірки в її спектрі спостерігаються сильні зміни, які вказують, що в різних областях її поверхні сконцентровані різні метали. У цих зірок потужне (більше 30 кГс) змінне магнітне поле.
Змінні зорі типу UV Кита
Це відносно молоді зірки-карлики (типу Сонця), спалахи яких схожі на сонячні, але більш потужні. На невеликих ділянках їх поверхні існують сильні магнітні поля.
Змінні зорі типу R Північної Корони
Це старі зірки, багаті вуглецем. Їх рівне світіння іноді переривається несподіваним послабленням блиску в багато разів, а потім відновлюється. Ймовірно, в атмосфері зірки час від часу утворюються хмари сажі, що поглинають її світло, які потім розсіюються.
Спостереження за змінними зорями
Для любителів астрономії літо - більш сприятлива пора для спостережень, ніж зима. Однак влітку ночі короткі, а астрономічні сутінки не дають можливості повною мірою спостерігати слабкі туманні об'єкти неба. Але зірки спостерігати можна завжди. Особливо добре проводити спостереження змінних зір. Змінні зорі змінюють свій блиск протягом деякого часу і дивували своєю непостійністю наших предків. Наприклад назва змінної зірки Алголь із сузір'я Персея перекладається як «Диявольська зірка», настільки незвична її поведінка на небі. Змінні зорі можна спостерігати навіть неозброєним оком. Кількість змінних зірок, які можна спостерігати неозброєним оком перевершує 40.
Тривалість періодів змінних зірок дуже різна. Період RR Ліри обчислюється годинами, дельта Цефея - днями, о Кита - сотнями днів, мю Цефея - роками. Зірки типу о Кита цікаві тим, що в максимумі вони видні неозброєним оком, а в мінімумі - потрібен сильний телескоп. Це виглядає ефектно, коли на небі помічаєш нову «зірку», якої раніше не було видно. Зірки типу дельта Цефея виглядають як маяки, протягом декількох днів змінюючи блиск на цілу зоряну величину.
Цефеїди - найбільш відомі змінні зорі. Такі зірки, ніби «дихають» збільшуючись і зменшуючись в розмірах. Цефеїди, це змінні зорі, названі так за характерним членом цього типу зірок дельта Цефея. Цефеїди - пульсуючі зірки гіганти. Їх періоди знаходяться в межах від 1,5 до 50 діб. Цефеїди присутні як у Галактиці, так і в позагалактичних зоряних системах - Магелланових Хмарах і туманності Андромеди. Завдяки цефеїдам була виміряна точна відстань до Туманності Андромеди. Амплітуди коливань блиску цефеїд різноманітні. Так, наприклад Полярна зірка (? Малої Ведмедиці) - цефеїд. Синхронно з блиском змінюються температура фотосфери, показники кольору і променеві швидкості, а отже, і радіуси фотосфери і атмосфери, в якій виникають спектральні лінії.
До теперішнього часу в Галактиці відомо близько 1000 цефеїд. Їх вивчення і статистичне зіставлення їх властивостей показало, що сукупність цефеїд неоднорідна за своїм складом. Довелося розділити її на групи - підкласи. Найбільш численна група зірок, які отримали назву дельта-цефеїди, їх часто називають класичними цефеїдами. Для цих цефеїд (до числа яких належить і сама дельта Цефея) характерна залежність між періодом і формою кривої блиску, відкрита і вивчена Е. Герцшпрунгом. У цефеїд з періодами в межах від 1,5 до 5 діб крива зміни блиску гладка. При більш тривалих значеннях періоду з'являється ще опуклість на низхідній гілці кривої блиску, яка поступово переміщається до максимуму, при періоді близько 10 діб поєднуєчись з максимумом, а потім виявляється на висхідній гілці кривої у вигляді затримки підйому блиску. Таким чином, за величиною періоду і формою кривої блиску легко відрізнити дельта-цефеїд від інших об'єктів. У цефеїд змінюються показник кольору і спектральний клас. Світності дельта-цефеїд великі, а їх спектральні класи F, G і К. Це свідчить про те, що на діаграмі Герцшпрунга-Рессела вони відносяться до жовтих надгігантів. До пульсуючих зірок також відносяться і довгоперіодичні зірки типу Міри із сузір'я Кита, однак, їх період пульсації набагато більш тривалий і дорівнює року і більше. Крім пульсуючих зірок є затемнені змінні зорі, змінність яких обумовлюється наявністю супутника зірки, іншої зірки яка обертається навколо головної, періодично затьмарюючи її.
У багатьох випадках зірки не показують правильного періодичного ходу явищ. Це особливо відноситься до напівправильних, неправильниї, новоподібних і спалахуючих змінних зірок, закономірності зміни блиску яких складні і ще недостатньо вивчені. В околицях добре вивчених змінних зірок зазвичай є кілька постійних зірок порівняння. Вони служать для визначення блиску змінної зорі, яка з ними порівнюється. Визначення зоряних величин порівнянням зі стандартними зірками проводиться при однаковому становищі порівнюваних зірок над горизонтом. В іншому випадку необхідно вводити поправку на поглинання в земній атмосфері, що враховує різницю зенітних відстаней порівнюваних зірок. Вибір зірки для дослідження, крім своїх інтересів, доводиться погоджувати з наявним інструментом. Простим оком можна оцінювати зірки до 5m. На початку слід вибирати зірки більш яскраві, далеко від межі, з великими амплітудами зміни блиску, з правильними коливаннями: цефеїди, затемнені змінні, зірки типу Міри Кита. Після отримання досвіду в оцінках блиску можна приступити до більш важких спостережень зірок з невеликою амплітудою, з тонкими ефектами в кривих блиску, а також до дослідження неправильних, напівправильних і невивчених змінних зірок. Для спостережень зірок до 9m найбільше підходить атлас AAVSO змінних зірок.
Оцінки блиску
Перш ніж оцінювати блиск змінної зорі, треба вибрати для неї зірки порівняння. Зірки порівняння вибираються поблизу від змінної зірки, бажано в полі зору інструменту. Треба вибрати кілька зірок, близьких за кольором до змінної. Збільшення числа зірок порівняння підвищує точність спостережень. Різниця в блиску оцінюється в ступенях. Перед спостереженнями потрібно побути кілька хвилин у темряві, щоб око адаптувався до темряви. При спостереженнях неприпустимо застосування яскравих ліхтарів, лампочок від кишенькового ліхтаря, не захищених темно-червоним склом. Потрібно остерігатися також бічного стороннього освітлення.
Перш за все, вибирайте зірки порівняння, які найближче підходять за блиском до змінної, одну яскравішу, іншу слабшу за неї. Можна вибрати декілька таких пар, якщо зірок порівняння достатньо. При спостереженнях порівнювані зірки повинні завжди симетрично розташовуватися щодо центру поля зору. Якщо зірки поблизу країв поля зору або не вміщаються в ньому, при порівнянні блиску потрібно швидко переводити інструмент з одного об'єкта на інший, поміщаючи їх завжди в центр поля зору. Потім потрібно визначити число ступенів, на яке різниться блиск порівнюваних зірок. Так як зірки мерехтять, зробити це нелегко. Швидко переводячи погляд зі змінної зорі на зірку порівняння, щоб не ослабло світлове відчуття, і повторюючи таку операцію кілька разів, щоб перевірити враження про відмінність чи рівність блиску, виробляємо кількісну оцінку. Кількісна оцінка може бути проведена двома основними способами: Аргеландера і Пікерінга.
Для оцінки відмінності в блиску зірок Ф. Аргеландер в середині XIX ст. запропонував свій метод ступенів, який на перший погляд здається дуже наближеним. Він полягає в наступному. Якщо, вдивляючись по черзі у дві зірки, скажімо, а і v, ми бачимо, що їх блиск не відрізняється один від одного, то ми пишемо а = v. Якщо ж блиск зірки а на ледь відчутну величину більший від блиску зірки v, то зірка а на одну ступінь, яскравіша за v, і ми записуємо а1v. Якщо відмінність блиску відчутна, то треба оцінити інтервал блиску в два ступені і записати a2v. У тих випадках, коли відмінності в блиску більш значні, припустимі оцінки а3v, а4v. Потім знаючи блиск зірки, з таблиці ми можемо визначити зоряну величину зірки v.
Спосіб Пікерінга полягає в наступному. Спостерігач вибирає з сукупності зірок порівняння дві такі, щоб одна (а) була трохи яскравіша від змінної (v), а друга (b) дещо слабша за неї. Інтервал їх блиску (а, b) подумки ділять на десять частин і оцінюються різниці блиску (а, v) і (v, b) у десяткових частках цього інтервалу. Записуються оцінки так: а1v9b; а2v8b; а3v7b; ...; а9v1b. Цей спосіб чисто інтерполяційний, і в цьому його перевага. Він дає можливість обчислити блиск змінної, якщо відомі зоряні величини зірок порівняння. Наприклад, зірка а = 4,6 m, а зірка b = 5,6 m. Отже запис а3v7b буде означати, що блиск змінної зірки дорівнює 4,6 3 v 7 5,6, інакше v = 4,9 m. Початківець спостерігач може приступити до спостережень за способом Пікерінга. Однак надалі йому доведеться освоїти і інші способи оцінок блиску і метод виведення шкали блиску зірок порівняння.
Звичайно повне спостереження має містити оцінки не з однією зіркою порівняння, а з кількома.
Запис часу і журнал спостережень
Для швидкозмінних зірок час записується з точністю 0,1-0,5 хвилини. Для довгоперіодичних і повільних неправильних змінних достатня точність в 1 годину. Спалахи деяких спалахуючих змінних відбуваються протягом декількох секунд, в таких випадках час фіксується за рахунком секунд від деякого поміченого моменту. Годинник повинен бути звірений із сигналами точного часу, що передаються по радіо чи телебаченню. Спостерігачі змінних зір користуються безперервним рахунком діб за юліанським календарем. Години, хвилини і секунди переводяться в частки доби. Моменти спостережень і блиск змінної зорі, виражений в зоряних величинах або ступенях, - все, що потрібно, щоб визначити залежність зміни блиску від часу.
Далі відкладаємо по горизонтальній осі час, по вертикальній - зоряні величини або ступені. Масштаб графіка повинен відповідати швидкості процесів. Для повільно мінливих змінних зір достатньо мати 100 днів на 5 см, для швидких змінних потрібно мати можливість відзначати на графіку десяті або навіть соті частки доби. Масштаб по іншій осі повинен вибиратися так, щоб креслення не виходило занадто стислим або витягнутим. Завдавши на графік всі спостереження ми отримуємо картину зміни блиску змінної зорі.
Спостереження тільки тоді набувають цінності для науки, якщо вони зроблені акуратно і з достатньою точністю, а також коли ними можуть користуватися інші астрономи.
За матеріалами: krugosvet.ru, moscowaleks.narod.ru.
Читайте також:
