Étoiles variables - ce qu'elles sont et ce qu'elles sont. Types, types et classification générale des étoiles variables

étoiles variables

Bien qu'à première vue les étoiles scintillant dans le ciel semblent constantes, il s'avère que pour beaucoup d'entre elles, leur luminosité apparente change avec le temps. L'étoile devient plus brillante et plus faible. De telles étoiles sont appelées étoiles variables. Pour certaines étoiles variables, la luminosité change strictement périodiquement. Pour d'autres, cela change plus ou moins périodiquement, pour d'autres - de manière complètement chaotique. Il y a des étoiles qui clignotent de façon inattendue. Là où il y a quelques jours il y avait un astérisque à peine visible sur les photographies, aujourd'hui brille une étoile, visible à l'œil nu. Après quelques mois, la luminosité de l'étoile chute à nouveau. Dans certaines étoiles, les fusées éclairantes se répètent. Il y a des étoiles qui ont des fusées éclairantes très rapides. En quelques minutes, l'étoile devient plus lumineuse des centaines de fois et au bout d'une heure, elle revient à son état d'origine.

Les amplitudes des fluctuations de luminosité de diverses étoiles variables sont de quelques centièmes de magnitude stellaire.La magnitude est une caractéristique de la luminosité apparente des étoiles. Le coefficient pour déterminer les magnitudes stellaires des étoiles est de 2,512. Le point zéro du système de magnitude a été déterminé de manière conventionnelle à partir d'un groupe d'étoiles de la région de l'étoile du Nord, appelé la série du pôle Nord. La magnitude apparente n'a rien à voir avec la taille de l'étoile. Ce terme a origine historique et ne caractérise que l'éclat de l'étoile. Les étoiles les plus brillantes ont des magnitudes nulles et même négatives. Par exemple, des étoiles telles que Vega et Capella ont une magnitude d'environ zéro, et l'étoile la plus brillante de notre ciel, Sirius, est de moins 1,5. La magnitude est indiquée en haut par une petite lettre latine m (du mot "magnitude" - magnitude). Pour les étoiles non visibles à l'œil nu, la même échelle de magnitude est utilisée. jusqu'à 15-17 magnitudes. Avec le développement de la technologie et l'amélioration des récepteurs enregistrant l'éclat des étoiles, il est devenu possible de découvrir de nouvelles étoiles variables avec de très petites amplitudes et de courtes périodes. Le nombre total d'étoiles variables détectées dans la galaxie Galaxy. Contrairement aux autres galaxies, son nom est en majuscule. environ 40 000, et dans d'autres galaxies, la Galaxie a un énorme système d'étoiles en rotation - plus de 5 000. Pour désigner les étoiles variables, des lettres latines sont utilisées, indiquant la constellation dans laquelle se trouve l'étoile. Au sein d'une constellation, les étoiles variables se voient attribuer séquentiellement une lettre latine, une combinaison de deux lettres ou la lettre V avec un nombre. Par exemple : S Car, RT Per, V557 Sgr.

Les étoiles variables sont divisibles par trois grande classe: pulsatoire, éruptif (explosif) et éclipsant. Les étoiles pulsantes ont un changement de luminosité en douceur. Elle est causée par des changements périodiques du rayon et de la température de surface. Au fur et à mesure que les étoiles se contractent, la température augmente. Une augmentation de la température entraîne une augmentation de la luminosité.La luminosité est l'énergie totale qu'une étoile émet par unité de temps, malgré le fait que le rayon diminue. Les périodes des étoiles pulsantes varient de fractions de jour (étoiles RR Lyrae) à des dizaines (Céphéides) et des centaines de jours (Mira - étoiles de type Mira Ceti). Les céphéides et les étoiles RR Lyrae maintiennent leur périodicité avec une précision surprenante. Dans les étoiles variables avec des variations de luminosité semi-régulières ou chaotiques, les pulsations, bien que plus puissantes, se produisent de manière irrégulière. Toutes les Céphéides sont des géantes, des étoiles à haute luminosité, beaucoup d'entre elles sont des supergéantes, parmi lesquelles les étoiles avec la luminosité la plus élevée. Les mirides sont appelées étoiles variables à longue période. Les changements de leur luminosité s'accompagnent de changements de leur température. La baleine Mira à son plus grand éclat est presque aussi brillante que l'étoile polaire. Les étoiles variables de ce type sont également des étoiles supergéantes. Environ 14 000 étoiles pulsantes ont été découvertes.

La deuxième classe d'étoiles variables est explosive, ou, comme on les appelle aussi, étoiles éruptives. Celles-ci incluent, tout d'abord, les supernovae. times., les novas répétées, les étoiles de type U Gemini, les novas et les étoiles symbiotiques. Toutes ces étoiles sont caractérisées par des éruptions explosives uniques ou répétées avec une augmentation soudaine de la luminosité. Beaucoup de ces étoiles sont des composants de binaires proches, et des processus violents se produisent lorsque les composants interagissent dans de tels systèmes. compagnon étoile variable

On pensait autrefois que les nouvelles étoiles sont en effet des réémergences. Mais ces étoiles ont déjà existé - elles apparaissent comme des étoiles faibles sur les photographies du ciel étoilé prises plus tôt.

Certaines des nouvelles stars (et peut-être toutes) s'embrasent à plusieurs reprises. Alors soudainement, des étoiles très chaudes avec un état spécial et instable peuvent exploser et augmenter de taille à une vitesse égale à des centaines de kilomètres par seconde. Lors d'une épidémie, leurs couches externes de gaz se brisent et se précipitent dans l'espace à une vitesse énorme. Au fil du temps, ces gaz se dissipent.

Dans de rares cas, des explosions de supernova sont observées. Ils diffèrent par le fait que leur luminosité lors d'une explosion est des dizaines et des centaines de millions de fois supérieure à la luminosité du Soleil. Actuellement, les astronomes et les physiciens travaillent dur pour résoudre la question de savoir quelles causes physiques provoquent un phénomène aussi grandiose que les explosions de supernova.

Deuxièmement, les étoiles éruptives comprennent les jeunes étoiles variables irrégulières rapides, les étoiles UV de type Ceti et un certain nombre d'objets apparentés. Le nombre d'éruptives ouvertes dépasse 2000.

Les étoiles pulsantes et éruptives sont appelées étoiles physiques variables, car les changements de leur luminosité apparente sont associés aux processus physiques qui s'y déroulent. Cela change la température, la couleur et parfois la taille de l'étoile.

Les variables à éclipses appartiennent à la troisième classe d'étoiles variables. Ce sont des systèmes binaires dont le plan orbital est parallèle à la ligne de visée. Lorsque les étoiles se déplacent autour d'un centre de gravité commun, elles s'éclipsent alternativement, ce qui provoque des fluctuations de leur luminosité.

La courbe de luminosité de l'étoile d'Algol. Le temps est affiché horizontalement en heures

Diagramme de mouvement du satellite Algol

Dans les systèmes proches, les changements dans la luminosité totale peuvent être causés par des distorsions dans la forme des étoiles.Les périodes de changements de luminosité dans les binaires à éclipse vont de plusieurs heures à des dizaines d'années. Plus de 4 000 étoiles de ce type sont connues dans la Galaxie.

Il existe également une petite classe distincte d'étoiles variables - les étoiles magnétiques. En plus d'un champ magnétique élevé, ils présentent de fortes inhomogénéités dans leurs caractéristiques de surface. De telles inhomogénéités lors de la rotation de l'étoile conduisent à un changement de luminosité.

Pour environ 20 000 étoiles, la classe de variabilité n'a pas été déterminée.

Les étoiles variables sont étudiées de très près par les astronomes. Les changements observés de luminosité, de spectre et d'autres quantités permettent de déterminer les principales caractéristiques d'une étoile, telles que la luminosité, le rayon, la température, la densité, la masse, ainsi que d'étudier la structure des atmosphères et les caractéristiques de divers flux de gaz. . A partir d'observations d'étoiles variables dans divers systèmes stellaires, il est possible de déterminer l'âge de ces systèmes et le type de leur population stellaire. La remarquable dépendance "période - luminosité", retrouvée pour les Céphéides, permet de calculer la véritable luminosité de l'étoile, et, par conséquent, la distance à celle-ci, à partir de la période fixée. Si une Céphéide se trouve dans un amas d'étoiles très éloigné, alors la période d'observation est utilisée pour mesurer la période de son changement de luminosité, et donc la luminosité. Et après cela, il est facile de calculer à quelle distance se trouve cette Céphéide, si à une luminosité donnée elle nous apparaît par son éclat comme une étoile de telle ou telle magnitude. Les dimensions de l'amas, quelle que soit leur taille, sont négligeables par rapport à la distance qui le sépare, ce qui signifie que toutes les étoiles qui y pénètrent sont approximativement à la même distance de nous. Ainsi, des distances ont été mesurées vers des parties éloignées de notre Galaxie, ainsi que vers d'autres galaxies. Des observations modernes ont montré que certains binaires variables sont des sources cosmiques de rayons X.

- les étoiles dans lesquelles des fluctuations de luminosité sont observées. Le nombre de P. z connu à l'heure actuelle. très grand (plus de 28 000). Plus de 15 000 étoiles sont suspectées de variabilité, mais n'ont pas encore été étudiées. D'ACCORD. 3000 P.z. découvert dans les galaxies les plus proches - les Nuages ​​de Magellan et env. 700 (sans compter les nouvelles étoiles) - dans la nébuleuse d'Andromède. Plus de 1000 P. z. découvert dans les amas globulaires de notre Galaxie. P. z. avoir des spéciaux. désignations (si elles n'étaient pas déjà indiquées par la lettre de l'alphabet grec). Le premier 334 P. z. chaque constellation est indiquée par une séquence de lettres alphabet latin: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, АА, ..., AZ, QQ, ..., QZ avec le ajouter les noms de la constellation correspondante (par exemple RR Lyr, ou RR Lyrae). Le suivant P. z. sont désignés V 335, V 336, etc.

P. z. sont divisés en deux grandes classes : éclipsant P. z. et physique P. z.

Éclipser P. z.

sont un système de deux étoiles tournant autour d'un centre de masse commun, et le plan de leurs orbites est si proche de la ligne de mire de l'observateur terrestre qu'à chaque révolution il y a une éclipse d'une étoile par une autre. Cela conduit à un affaiblissement de la luminosité totale du système. Plus de 4000 étoiles de cette classe ont été découvertes dans notre Galaxie. Pour certains, comme Algol (Persée), la luminosité en dehors de l'éclipse est pratiquement constante (Fig. 1, a), tandis que pour d'autres, comme (Lyrae, il n'y a pas de périodes de luminosité constante, ce qui donne lieu à considérer les composants de tels systèmes ellipsoïdaux, allongés par attraction mutuelle en dehors d'une éclipse dans de tels systèmes s'expliquent par un changement continu de l'aire de la surface lumineuse des étoiles faisant face à l'observateur (Fig. 1.6).Les périodes de variation de luminosité de l'éclipse les étoiles (coïncidant naturellement avec leurs périodes orbitales) sont très diverses : de quelques dizaines de minutes à des dizaines d'années. z. offrent une occasion unique de déterminer un certain nombre des caractéristiques les plus importantes des étoiles, surtout si la distance au système et les courbes des vitesses radiales des étoiles incluses dans le système sont connues et en kilomètres. L et la taille des étoiles peut être déterminée T hein leurs surfaces. En observant les changements du spectre au cours d'une éclipse, on peut étudier la structure de l'atmosphère d'une étoile à éclipse (à travers laquelle brille la deuxième composante du système) à différentes profondeurs. Des résultats particulièrement intéressants sont obtenus à partir de l'étude de systèmes de type Auriga, dans lesquels des éclipses d'étoile chaude (spectre, classe B) par une supergéante rouge (classe K) avec une atmosphère étendue sont observées. Des changements dans l'intensité des raies d'absorption au cours de l'éclipse ont permis de déterminer la teneur en produit chimique. éléments dans l'atmosphère de la supergéante à différentes hauteurs, par le décalage des lignes, il était possible de mesurer la vitesse de rotation de l'étoile autour de l'axe (voir). Éclipser P. z. yavl. la principale source d'information sur la caractéristique la plus importante des étoiles - leur masse, pour déterminer quelle troisième loi de Kepler est utilisée, reliant la période orbitale, le demi-grand axe de l'orbite et les masses des composants du système (voir ). Pour certaines étoiles à éclipse, la rotation du grand axe de l'elliptique est observée. orbites (lignes d'abside) causées par la déformation de marée mutuelle des composants (Fig. 2); sur la courbe de lumière, cela se traduit par un déplacement lent de la position du minimum secondaire (plus petit). La vitesse de cette rotation est déterminée par le degré de concentration de matière vers le centre de l'étoile, et les observations de telles étoiles fournissent presque la seule occasion de tester les conclusions de la théorie interne. la structure des étoiles.

Physique P. z.
changer leur éclat à la suite d'événements physiques qui se produisent sur eux. processus. Phys. les variables sont subdivisées en pulsantes et éruptives. Pulsation P. z. caractérisé par des changements de brillance lisses et continus (Fig. 3) ; dans la plupart des cas, il est sûr de dire qu'ils sont causés par la pulsation des étoiles. Lorsqu'une étoile se contracte, sa taille diminue, elle se réchauffe et devient plus brillante, et lorsque l'étoile se dilate, sa luminosité s'affaiblit. Les périodes de variation de luminosité sont de l'ordre de fractions de jour (étoiles des RR Lyrae, Shield et Gros chien) jusqu'à des dizaines (, étoiles de type RV Taurus) et des centaines de jours [étoiles de type Mira Ceti (spectre, classe M), étoiles semi-régulières (SR)]. Dans certaines étoiles, la périodicité du changement de luminosité est maintenue avec la précision d'un bon mécanisme d'horloge (par exemple, les Céphéides et les étoiles de type RR Lyrae), tandis que dans d'autres, elle est pratiquement absente (dans les étoiles rouges irrégulières). Avec les pulsations, les oscillations des dimensions radiales des étoiles peuvent atteindre, par conséquent, la magnitude, pour les Céphéides, par exemple, 2-3 rayons du Soleil. Cela ne devrait pas être surprenant, puisque les Céphéides sont des étoiles supergéantes [le rayon de RR Lyr est].

Tableau les caractéristiques de certains périodiques sont données. pulsant P. z.

Type d'étoile	Période, jours	Classe spectrale	Amplitude (en bleu des rayons)	Type d'étoile population Galaxies
Céphéides C	2-218	FII-GI	0,1-2 m	je
Céphéides CW	1-3, 11-30	(F-G)	0,5-1,5 m	II
Lyre RR	0,05-1,2	UN F	0,5-2 m	II
Bouclier	0,03-0,2	A-FV-III	0,1-0,5 m	je
VR Taureau	30-140	F-GI	2-3 m	je
Les mondes de la baleine	80-220 500-1000	M, C, S	2,5-10 m	II je
Gros chien	0,1-0,6	BO-B3III-IV	0,1 m	je

Éruptif P. z. se caractérisent par des changements de luminosité irréguliers, souvent rapides et forts, apparemment causés par des processus violents de nature explosive (éruptive) (Fig. 4). Ces étoiles sont divisées en deux groupes : 1) un groupe d'étoiles jeunes, récemment formées, qui incluent des variables irrégulières rapides (telles que T Tauri ou RW Aurigae) (telles que UV Ceti) et des objets apparentés, nombreux dans les amas d'étoiles jeunes et apparentés. avec des nébuleuses ; 2) un groupe d'étoiles dans lequel des augmentations rapides et importantes de luminosité sont observées de temps en temps (les étoiles dites cataclysmiques). Ce sont des novae, des novae récurrentes, des étoiles Gemini U, de type nova et symbiotiques. P. z. (ces dernières sont caractérisées par la présence dans le spectre de raies typiques des étoiles chaudes et froides). Dans la plupart des cas, cataclysmique. les étoiles se révèlent être des systèmes binaires. L'un des composants est souvent nain blanc. Plus de 1600 étoiles éruptives sont connues.

Avec la tradition. les types de P. z. Récemment, un nouveau type a été identifié - des étoiles en rotation avec une luminosité de surface inhomogène. À ce type P. z. porter avec des anomalies chimiques. composition, tournant avec une période de plusieurs. jours; BY étoiles de type Dragon (naines de classe M, dans lesquelles, en plus des éruptions similaires à celles observées dans les étoiles de type UV Ceti, de petites fluctuations de luminosité avec une période de plusieurs jours ont été détectées) et, enfin, des étoiles de type HZ d'Hercule, qui font partie d'un système binaire proche avec source (le rayonnement de la source provoque l'apparition d'un point chaud à la surface du deuxième composant). La présence de points chauds ou froids est également suspectée dans les étoiles d'autres types, en particulier les variables à éclipse.

Variabilité et évolution des étoiles.
Phys. La variabilité naît dans les étoiles à certains stades de leur évolution, de sorte que tout au long de sa vie une même étoile, passant d'un stade de développement à un autre, est à la fois une étoile permanente et une étoile. différents types. Par conséquent, l'étude de P. z est d'une importance particulière pour comprendre la nature de la variabilité. dans les amas d'étoiles (pour les étoiles incluses dans les amas, l'âge et le stade d'évolution peuvent être déterminés), ainsi que la comparaison de la position sur le diagramme spectre-luminosité des étoiles permanentes et des étoiles. de différents types (voir).

En commençant son développement sous la forme d'un caillot isolé gravitationnellement de matière gazeuse et de poussière, l'étoile se rétrécit progressivement, et la gravité. l'énergie libérée en même temps le réchauffe. Transfert d'énergie de l'intérieur. couches à la surface d'une telle étoile est réalisée au début, et ce n'est qu'à l'approche (MS) qu'un noyau apparaît dans l'étoile, dans lequel l'énergie est transférée par rayonnement. Plus l'étoile est massive, plus elle atteint rapidement le MS ; la source d'énergie pour une telle étoile est constituée de réactions thermonucléaires d'hydrogène brûlant en son centre. Il existe de très jeunes (avec l'âge des étoiles ~ 10 6 -10 7 ans), dans lesquels seules les étoiles les plus massives comptent. les luminosités ont atteint GP; ils occupent la partie supérieure du diagramme de Hertzsprung-Russell de l'amas et du yavl. étoiles permanentes ordinaires. Les étoiles de l'amas, qui ont une luminosité et une masse inférieures, n'ont pas encore franchi le stade de la gravité. compression et n'a pas "sorti" au médecin généraliste. De telles étoiles ont encore une vaste zone convective, et c'est parmi elles que les variables irrégulières rapides et les étoiles d'éclat sont de plus en plus nombreuses. Apparemment, l'interaction de la zone convective avec le mag est responsable de l'activité d'éclat des étoiles. et la rotation de l'étoile joue également un rôle important, car des taux de rotation élevés sont typiques des jeunes étoiles. Dans l'ensemble, la variabilité de telles étoiles est, apparemment, un analogue multiplié amplifié des phénomènes observés dans les régions actives du Soleil.

Un certain nombre de types de variables pulsatoires se situent à l'intérieur de la bande d'instabilité traversant D. G.-R. spectre des supergéantes rouges. classe K aux étoiles blanches de classe A (Fig. 5 et 6). Ceux-ci incluent les Céphéides (C sur la Fig. 6), des étoiles comme RV Taurus, RR Lyrae et Shield. Dans toutes ces étoiles, il semble y avoir un mécanisme unique qui provoque leur pulsation. couches supérieures... Selon la théorie généralement acceptée, dans les régions extérieures des étoiles habitant la bande d'instabilité, il existe une zone critique. ionisation de l'hélium, qui s'ionise ensuite alternativement en He II (avec une température croissante), puis se recombine et se refroidit. Zone critique l'ionisation pendant la compression absorbe et ne libère pas le rayonnement venant de l'intérieur, et pendant l'expansion, au contraire, le rayonne intensément (voir). Un tel mécanisme d'accumulation d'oscillations ne fonctionne qu'à une certaine teneur en hélium (> 15 % du nombre d'atomes) et à une certaine profondeur d'occurrence de la zone critique. ionisation, en fonction de la luminosité et de la température de surface de l'étoile. Ces raisons sont responsables de l'existence d'une bande d'instabilité assez étroite.

Au sein du MS, les étoiles vivent le plus longtemps ; par conséquent, le MS est la zone la plus peuplée du village de G.-R. Critique le moment pour une étoile sur le MS se produit lorsque la masse du noyau, dans lequel l'hydrogène s'est transformé en hélium, atteint 10-12% de la masse de l'étoile et la réaction thermonucléaire de la transformation de l'hydrogène en hélium au centre de l'étoile s'éteint. A partir de ce moment, la structure de l'étoile commence à changer. Dans un premier temps, toute l'étoile est comprimée, puis le noyau, dépourvu de sources d'énergie à ce stade, se contracte et s'échauffe, ainsi que l'extérieur. des parties de l'étoile se dilatent et se refroidissent. L'étoile quitte le MS au niveau des géantes rouges et des supergéantes (Fig. 5).

Ce changement structurel peut être associé à la variabilité d'un certain nombre d'étoiles situées près de la limite supérieure de la MS. La plupart d'entre elles diffèrent des étoiles permanentes voisines (le long du G.-R.) aussi par leur rotation plus lente. On peut supposer qu'une modification du rayon stellaire près de la limite supérieure de la MS peut entraîner une modification du caractère de rotation et provoquer une pulsation. Probablement, au stade de la sortie du MS, il existe des étoiles Canis Major (spectre, classe B), qui changent de luminosité avec une période de plusieurs. heures (fig. 6). En entrant dans la bande d'instabilité après avoir quitté le MS, les étoiles de masses différentes commencent à pulser avec des périodes et des amplitudes différentes.

Des évolutions détaillées Les traces d'étoiles d'une masse de 3 à 12 après leur arrivée dans la région des géantes rouges et des supergéantes (où le noyau de l'étoile s'échauffe à une température telle que la réaction de conversion de l'hélium en carbone se déclenche) décrivent de larges boucles qui se répètent coupent la bande d'instabilité (Fig. 5). A chaque fois que ce croisement se produit, l'étoile devient une Céphéide. De plus, plus la masse de l'étoile est grande (de 3 à 10-12), plus la période pendant laquelle elle pulse (de 1 à 50-100 jours) est longue. La possibilité de pulsations dans les étoiles massives à un certain stade d'évolution est montrée théoriquement : des modèles d'étoiles ont été calculés, qui deviennent instables à une certaine température de surface et luminosité et commencent à pulser. Ces luminosités et températures sont en bon accord avec la position observée de la bande d'instabilité.

Riz. 6. Position sur le diagramme de Hertzsprung dépasser 2, étoiles de type C Big Dog, Ap - variables magnétiques, S - Etoiles de type bouclier, C - Céphéides composante plate, SRc - variables supergéantes rouges. Lignes en gras séquences pour grappes avec l'âge, moins d'années, dans quelles étoiles de ces types se trouvent: congestion h et Persée, NGC 6067, NGC 2362 et Hyades (G).

Dans les étoiles de masse, commence ensuite l'étape d'évolution associée à la conversion thermonucléaire de l'hélium en carbone. l'augmentation de la luminosité et l'avancée de telles étoiles vers l'extrémité de la branche des géantes rouges au village de G.-R. (fig. 5 et 7). Ceci est causé par la compression et le chauffage plus lents de leur noyau dégénéré. Longue période. variables (étoiles de type Mira Ceti, luminosité changeante avec une amplitude de 3-7 m et une période de centaines de jours) et les géantes rouges irrégulières et semi-régulières se situent précisément aux extrémités de la branche géante des amas ouverts globulaires et anciens. L'absence d'étoiles plus rouges dans de tels amas montre qu'une restructuration de la structure de l'étoile commence ici, à la suite de laquelle elle quitte la branche géante. Ce réarrangement est probablement ce qui cause la variabilité des géantes rouges et des étoiles comme Mira Ceti. Des déterminations directes des masses de telles étoiles indiquent qu'elles sont proches de 1.

Après avoir quitté la branche des géantes, les étoiles de faible masse tombent sur la branche horizontale, typique du D.-R. amas globulaires, au seigle tous sont de grand âge - env. 10 10 ans (Fig. 7). La section de cette branche qui traverse la bande d'instabilité est peuplée exclusivement d'étoiles RR Lyrae, pulsant avec une période de fractions de jour. Les amas globulaires contiennent parfois des Céphéides, ainsi que des étoiles de type RV Taurus. On ne sait pas exactement où ils tombent dans la bande d'instabilité. Les Céphéides des amas globulaires diffèrent à bien des égards des Céphéides des amas ouverts et du plan galactique ; leurs masses, comme celles des étoiles de type RR Lyrae, sont apparemment proches de 1.

Riz. 7. Position sur le diagramme de Hertzsprung étoiles variables de Russell dont les masses sont moins de 2 ; CW - céphéides sphériques composant (type W Vierge), RR - étoiles Type RR Lyrae avec point P M - étoiles comme Mira Kita, SRb - rouge géants variables, RV - variable supergéantes (comme le RV Taurus). Audacieux les lignes indiquent les séquences pour les clusters dans lesquels ces étoiles (amas globulaire M13 et ancien amas ouverts NGC 7789 et NGC 188).

En ce qui concerne les novae, les novae récurrentes, les étoiles Gemini U, les variables de type nova et symbiotiques, la croyance est de plus en plus répandue qu'elles le sont. à un stade avancé de l'évolution. Les étoiles de type U Gémeaux et les novas répétées sont unies par la dépendance cycle-amplitude : les premières s'embrasent de 2 à 4 magnitudes à des intervalles de dizaines de jours, les secondes de 5 à 6 magnitudes en dizaines d'années. Il y a tout lieu de s'attendre à ce que les novae typiques avec des amplitudes de 8 à 12 m continuer cette dépendance et éclater après des centaines ou des milliers d'années. La dualité de nombreuses étoiles de ces types est prouvée par le spectre. et photométrique constats. en raison de l'interaction des composants, elle peut différer considérablement de l'évolution des étoiles isolées. Une cause possible des explosions peut être le débordement de matière riche en hydrogène d'une autre étoile à la surface d'une étoile chaude et privée d'hydrogène (comme une naine blanche), ce qui peut conduire à de violentes réactions thermonucléaires. La découverte de la dualité et des éclipses dans de nouvelles étoiles a permis d'estimer leur masse : elle n'est qu'une fraction. Parmi les novas répétées se trouve le système WZ Arrow avec une période de 82 min - l'un des plus courts parmi les systèmes d'étoiles binaires.

P. z. vous permettent d'étudier non seulement de base. caractéristiques des étoiles, leur structure et leur évolution. Ils ne sont pas moins importants pour l'étude de la structure et de l'évolution des systèmes stellaires. De nombreuses étoiles de l'espace, principalement les Céphéides, les nouvelles étoiles et les étoiles RR Lyrae, sont les meilleurs objets pour déterminer les distances par rapport aux systèmes stellaires distants (voir).

Connaissance des distances à P. z. permet d'utiliser ces données pour étudier la structure des galaxies stellaires qu'elles forment. sous-systèmes. Exactement l'exploration des espaces. la distribution de P. z. notre Galaxie nous a permis de conclure à l'existence de composants plats, intermédiaires et sphériques de la Galaxie, formés par des sous-systèmes d'étoiles de physique différente. les types.

Chaque sous-système est caractérisé par son propre D.-R. et les types de P. z. Les amas globulaires et les étoiles de type RR Lyrae, par exemple, sont typiques des sphériques. et les amas ouverts et les Céphéides sont associés à un composant plat. L'étude de P. z. dans un système stellaire donné permet de dire immédiatement quel type de population stellaire est caractéristique de celui-ci et d'estimer son âge.

Avec une recherche détaillée de l'individu P. z. la détection de nouveaux P. z est d'une grande importance. et l'identification d'étoiles anormales intéressantes, et ici l'aide d'amateurs d'astronomie est très essentielle. Les recherches de P. z. apporter une grande contribution à notre connaissance de la structure et du développement des étoiles et des systèmes stellaires.

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(Yu.N. Efremov)

En dessous de étoiles variables éruptives nous entendons des étoiles qui changent de luminosité en raison de processus actifs et d'éruptions cutanées se produisant dans leurs régions chromosphériques et coronales. Les changements de luminosité s'accompagnent généralement de la formation ou de la perte d'enveloppes étendues, de l'écoulement de matière sous la forme d'un vent stellaire d'intensité variable et/ou d'une interaction avec le milieu interstellaire environnant.

Réinitialisation de la coquille d'étoile. En raison d'une forte augmentation de la taille du point réfléchissant la lumière, la luminosité apparente de l'étoile augmente également fortement. Mais avec le temps, à mesure que le nuage de poussière se dissipe, la luminosité chutera à nouveau.

Divisé en types:

• FU - Variables Orion du type FU Orion (FU Ori). Ils se caractérisent par une augmentation de la luminosité d'environ 5 à 6 m, qui se poursuit pendant plusieurs mois, après quoi une relative constance de la luminosité s'installe. Au maximum, la luminosité persiste parfois pendant des décennies, parfois elle diminue lentement de 1 à 2 m. Les classes spectrales à luminosité maximale se trouvent dans Aea-Gpea.
  Après l'explosion, on observe une évolution progressive des émissions dans le spectre, qui devient plus récente. Peut-être que ces variables caractérisent l'une des étapes de l'évolution des variables d'Orion de type T Tauri (INT), puisque l'une de ces variables (V1057 Cyg) a montré un flare similaire, mais sa luminosité a diminué (de 2,5 m en 11 ans) a commencé immédiatement après avoir atteint le maximum. Toutes les variables FU Ori actuellement connues sont associées à des nébuleuses cométaires réfléchissantes.
• GCAS - variables irrégulières éruptives de type (gamma) Cassiopée ((gamma) Cas). Étoiles à rotation rapide de type spectral Be III - V; caractérisés par l'écoulement de matière dans leur zone équatoriale. La formation d'anneaux ou de disques équatoriaux s'accompagne d'une diminution temporaire de la luminosité de l'étoile. Les amplitudes de variation de luminosité peuvent atteindre 1,5 m V.
• I - variables irrégulières mal étudiées, dont les caractéristiques du changement de luminosité et les types spectraux sont inconnus. Un groupe d'objets très hétérogène.
• IA - variables incorrectes mal étudiées des premiers types spectraux (O-A).
• IB - variables irrégulières mal étudiées de types spectraux intermédiaires (F-G) et tardifs (K-M).
• IN - Variables d'Orion. Variables éruptives irrégulières associées à des nébuleuses diffuses claires et sombres ou observées dans des régions de telles nébuleuses. Certains d'entre eux peuvent avoir un changement cyclique de luminosité associé à une rotation axiale. Sur le diagramme spectre-luminosité, elles sont situées dans la région séquence principale et dans le royaume des sous-géants. Apparemment, ce sont de jeunes objets qui, au cours d'une évolution ultérieure, se transforment en étoiles de la séquence principale initiale de luminosité constante. La plage de variation de brillance peut atteindre plusieurs valeurs. Si une étoile a des changements de luminosité rapides (jusqu'à 1 m en l-10d), le symbole de type est suivi du symbole S (INS). Ils sont répartis dans les sous-types suivants :
  • INA - Variables d'Orion du début spectral classes B-A ou Ae. Ils se caractérisent de temps en temps par un affaiblissement brutal de la luminosité, semblable à celui d'Algol (Т ou i).
  • INB- Variables d'Orion de types spectraux intermédiaires et tardifs F-M ou Fe-Me (BH Ser, AH Ori). Les étoiles de classe F peuvent présenter des atténuations de luminosité de type algolépale, comme dans les étoiles du sous-type INA ; dans les étoiles K-M, des éruptions peuvent être observées avec des changements irréguliers de luminosité.
  • INT- Variables d'Orion de type T Tauri (T Tau). Ils appartiennent à ce type sur la base des caractéristiques (exclusivement spectrales) suivantes. Les classes spectrales sont contenues dans Fe-Me. Le spectre des étoiles les plus typiques ressemble à celui de la chromosphère solaire. Une particularité du type est la présence des raies d'émission fluorescentes Fel (lambda) (lambda) 4046, 4132 (anormalement intense dans ces étoiles), des raies d'émission [S II] et [OI], ainsi que la raie d'absorption de Li I (lambda) 6707. Ces variables ne sont généralement observées que dans les nébuleuses diffuses. Si la connexion de la nébuleuse n'est pas perceptible, la lettre N dans le symbole de type peut être omise - IT (RW Aur).
  • IN (YY) - Dans les spectres de certaines variables d'Orion (YY Ori), des composantes sombres sont observées du côté des ondes longues des raies d'émission, ce qui indique la chute de matière à la surface de l'étoile. Dans ce cas, le caractère type peut être suivi du caractère YY entre parenthèses.
• Les IS sont des variables irrégulières rapides qui ne sont pas explicitement associées aux nébuleuses diffuses et présentent des variations de luminosité de 0,5 à 1,0 m sur plusieurs heures ou jours. Il n'y a pas de frontière nette entre les variables irrégulières rapides et Orion.
  Si une irrégulière rapide est observée dans la région d'une nébuleuse diffuse, elle appartient aux variables d'Orion et est désignée par le symbole INS. Un grand soin doit être pris pour classer les variables de type IS, en s'assurant seulement que leurs changements de luminosité sont bien non périodique. De nombreuses étoiles attribuées à ce type dans la troisième édition du GCVS se sont avérées être des binaires à éclipse, des variables RR Lyr et même des objets extragalactiques du type BL Lac.
  • ISA - types spectraux précoces incorrects rapides BA ou Ae.
  • ISB - irrégularités rapides des types spectraux intermédiaires et tardifs F-M ou Fe-Me.
• RCB - variables de type R Couronne Nord (R CrB). Étoiles pauvres en hydrogène, riches en carbone et riches en hélium, à haute luminosité de types spectraux Bpe-R, qui sont à la fois éruptives et pulsantes. Ils se caractérisent par des décroissances lentes et non périodiques de la luminosité avec des amplitudes de 1 à 9 m V, d'une durée de plusieurs dizaines à plusieurs centaines de jours. Des pulsations cycliques avec des amplitudes allant jusqu'à plusieurs dixièmes de magnitude stellaire et des périodes de 30 à 100d se superposent à ces changements.
• RS - variables éruptives du type RS de Hounds. Ce type comprend des systèmes binaires proches avec une émission H et K Ca II dans le spectre, dont les composantes ont une activité chromosphérique accrue, ce qui provoque une variabilité quasi-périodique de leur luminosité avec une période proche de celle orbitale et une amplitude variable, atteignant généralement 0,2 m V (UX Ari) ... Sources de rayons X. En même temps, ce sont des variables rotatives et le RS CVn lui-même est également un système à éclipse (voir ci-dessous).
• SDOR sont des variables S Dor. Étoiles éruptives à haute luminosité de types spectraux Bpeq-Fpeq montrant des variations de luminosité irrégulières (parfois cycliques) avec une amplitude de 1 m à 7 m V. Habituellement les étoiles bleues les plus brillantes des galaxies dans lesquelles elles sont observées. En règle générale, ils sont associés à des nébuleuses diffuses et sont entourés de coquilles en expansion (P Cyg, (eta) Car).
• UV - variables éruptives de type UV Cet. Étoiles de types spectraux KVe-MVe ; parfois, ils subissent des éruptions d'une amplitude de quelques dixièmes à 6 m V, ce qui est beaucoup plus élevé dans la région ultraviolette du spectre. La luminosité maximale est atteinte en quelques secondes ou dizaines de secondes après le début de l'explosion, l'étoile retrouve sa luminosité normale en quelques minutes ou dizaines de minutes.
• UVN - Flare Orion variables de types spectraux Ke-Me. Phénoménologiquement, elles sont quasiment indiscernables des variables de type UV Ceti observées au voisinage du Soleil. En plus des connexions avec la nébuleuse, elles sont caractérisées, en moyenne, par des types spectraux plus précoces, des luminosités plus élevées et un développement plus lent des éruptions (V389 Ori). Eventuellement, ce sont des sortes de variables d'Orion de type INB, sur les mauvaises variations de luminosité desquelles se superposent des flares.
• WR - Variables éruptives de Wolf-Rayet. Étoiles à larges raies d'émission HeI, HeII, ainsi que CII-CIV, OII-OV ou NIII-NV. Ils se caractérisent par des changements irréguliers de luminosité jusqu'à 0,1 m V, causés, apparemment, par des raisons physiques, en particulier, par la non-stationnarité de l'écoulement de matière de la surface de ces étoiles.

Étoiles variables pulsantes

Étoiles variables pulsantes il est d'usage d'appeler des étoiles montrant une expansion et une contraction périodiques des couches superficielles. Les ondulations peuvent être radiales ou non radiales. Avec des pulsations radiales, la forme de l'étoile reste sphérique. Dans le cas de pulsations non radiales, la forme de l'étoile dévie périodiquement de la forme sphérique, et même des parties adjacentes de sa surface peuvent être dans des phases d'oscillation opposées.
Selon la magnitude de la période, la masse de l'étoile, le stade évolutif et l'ampleur du phénomène, les types suivants variables pulsantes.

• ACYG - variables de type (alpha) Cygnus ((alpha) Cyg). supergéantes à pulsations héréditaires de types spectraux Beq -Aeq Ia; les variations de luminosité avec une amplitude de l'ordre de 0,1m semblent souvent incorrectes, car elles sont causées par la superposition de nombreuses oscillations avec des périodes proches. Des cycles de plusieurs jours à plusieurs dizaines de jours sont observés.
• BCEP - variables de type (beta) Cephei ((beta) Ser, (beta) CMa). Variables pulsées de types spectraux O8-B6 IV avec des périodes de luminosité et des vitesses radiales allant de 0,1 à 0,6 d, et des amplitudes de variations de luminosité de 0,01 à 0,3 m V. Les courbes de lumière sont similaires aux courbes de vitesse radiale moyenne, mais sont en retard sur elles en phase d'un quart de période, de sorte que la luminosité maximale corresponde à la compression maximale, c'est-à-dire le rayon minimum de l'étoile. La plupart de ces étoiles semblent avoir des pulsations radiales, mais certaines d'entre elles (V469 Per) sont caractérisées par des pulsations non radiales ; beaucoup sont caractérisés par une multipériodicité.
• BCEPS - groupe de variables à courte période du type (bêta) Ser des classes spectrales B2-B3 IV-V ; les périodes et les amplitudes de la variation de luminosité sont respectivement comprises entre 0,02 et 0,04d et 0,015-0,025 m, c'est-à-dire un ordre de grandeur inférieur à ceux habituellement observés dans les étoiles de type (bêta) Ser.
• CEP -. Variables pulsées radialement de haute luminosité (classes de luminosité Ib-II) avec des périodes de l d à 135 d et des amplitudes de quelques centièmes à 2 m V (dans le système B, plus grandes qu'en V). Types spectraux à la luminosité maximale F, au minimum G-K, et plus tard, plus la période de variation de luminosité est longue. La vitesse de ligne de visée Vr est pratiquement une image miroir de la courbe de lumière, et le taux d'expansion maximal des couches de surface est observé presque simultanément avec la luminosité maximale de l'étoile.
• CEP (B) - Céphéides (TU Cas, V367 Sct), caractérisées par la présence de deux ou plusieurs modes de pulsations fonctionnant simultanément (généralement le ton fondamental avec une période de P0 et le premier harmonique avec une période de P1). Les périodes P0 sont comprises entre 2d et 7d. Rapport P1 / P0≈0,71.
• CW - Variables de type W Virgo (W Vir). Variables pulsatoires de la composante sphérique ou de l'ancienne composante du disque Galaxy avec des périodes d'environ 0,8 à 35d et des amplitudes de 0,3 à 1,2 m V. Elles sont caractérisées par une dépendance période-luminosité qui diffère de la dépendance analogue pour les variables de la ( delta) Type Cephei - voir ci-dessous (DCEP). A la même période, les variables de type Virgo W sont 0,7-2l plus faibles que les variables de type (delta) Cephei. Les courbes de lumière des variables W de type Vierge diffèrent des courbes de lumière des variables de type (delta) Cephei des périodes correspondantes soit par l'amplitude, soit par la présence de bosses sur la branche descendante, se développant parfois en un large maximum plat. Trouvé dans les anciens amas globulaires et aux hautes latitudes galactiques. Divisé en sous-types :
  • CWA - Variables de type W Virgo avec des périodes supérieures à 8d (W Vir).
  • CWB - Variables de type Virgo W avec des périodes inférieures à 8d (BL Her).
• DCEP - Céphéides classiques, variables du type (delta) Cepheus ((delta) Ser). Objets relativement jeunes localisés après avoir quitté la séquence principale dans la bande d'instabilité sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ils obéissent à la relation période-luminosité bien connue ; appartiennent à la composante plate de la Galaxie, se trouvent en amas ouverts; caractérisé par la présence d'une certaine correspondance entre la forme de la courbe lumineuse et la longueur de la période.
• DCEPS - variables du type ((delta) Cephei avec des amplitudes inférieures à 0,5 m V (0,7 m V) et des courbes de lumière presque symétriques (Mm 0,4-0,5 P); les périodes, en règle générale, ne dépassent pas 7d; il est possible que ces étoiles pulsent dans la première harmonique et/ou passent la bande d'instabilité pour la première fois après avoir quitté la séquence principale (SU Cas).
  Selon la tradition, les variables des types (delta) Cephei et W Virgo sont souvent appelées Céphéides, car c'est souvent (aux périodes de 3d à 10d) qu'il est impossible de distinguer les variables de ces types les unes des autres par la forme du courbe de lumière.
  Cependant, en réalité, ce sont des objets complètement différents à différents stades d'évolution. L'une des différences spectrales significatives entre les étoiles de type Vierge W et les Céphéides est que dans les spectres des premières dans une certaine gamme de phases, des émissions sont observées dans les raies de l'hydrogène, et dans les spectres des Céphéides, dans les H et K Ca II lignes.
• DSCT - variables de type (delta) Shield ((delta) Set). Variables pulsées de types spectraux A0-F5III-Vc avec des amplitudes de changement de magnitude de 0,003 à 0,9 m V (principalement quelques centièmes de magnitude stellaire) et des périodes de 0,01 à 0,2 d. La forme de la courbe de lumière, la période et l'amplitude généralement diffère beaucoup. Des pulsations radiales et non radiales sont observées. Dans certaines étoiles de ce type, la variabilité de la luminosité se produit sporadiquement et s'arrête parfois complètement ; il est possible qu'il s'agisse d'une conséquence d'une forte modulation d'amplitude avec une limite d'amplitude inférieure ne dépassant pas 0,001 m. La courbe de luminosité est presque une image miroir de la courbe de vitesse radiale : le taux d'expansion maximum des couches superficielles de l'étoile est en retard de 0,1P au maximum par rapport au maximum de luminosité.
  Les étoiles de type DSCT sont représentatives de la composante plate de la Galaxie. Phénoménologiquement, elles sont adjacentes à des variables de type SXPHE (voir ci-dessous).
• DSCTC est un groupe de faible amplitude de variables de type Shield (delta) (l'amplitude du changement de luminosité est inférieure à 0,1 m V). La plupart des représentants de ce sous-type sont des étoiles de classe de luminosité V ; en règle générale, ces objets se trouvent dans des amas d'étoiles ouverts.
• L - variables invalides lentes. Étoiles variables, dont les changements de luminosité sont dépourvus de tout signe de périodicité, ou dont la périodicité est faiblement exprimée, ne se produisant que de temps en temps. L'affectation de variables à ce type, ainsi qu'au type I, n'est souvent causée que par une connaissance insuffisante de ces objets. Beaucoup d'entre elles peuvent s'avérer être des variables semi-régulières ou des variables d'autres types.
• LB - variables irrégulières variant lentement des types spectraux tardifs K, M, C et S, en règle générale, géants (CO Cyg). Des variables irrégulières rouges lentes sont également affectées à ce type dans le catalogue lorsque leurs types spectraux et leurs luminosités sont encore inconnus.
• Les LC sont des supergéantes variables irrégulières de types spectraux tardifs avec une amplitude de l'ordre de 1,0 m V (TZ Cas).
• M - variables de type Mira Cet ((omicron) Cet). Géantes variables à longue période avec des spectres d'émission caractéristiques des classes tardives Me, Ce, Se, avec des amplitudes de changement de magnitude de 2,5 m à 11 m V, avec une périodicité bien définie et des périodes allant de 80d à 1000d. Les amplitudes de luminosité infrarouge sont faibles et peuvent être inférieures à 2,5 m. Par exemple, dans le système K, ils ne dépassent généralement pas 0,9 m. Si les amplitudes dépassent 1-1,5 m, mais qu'il n'y a aucune certitude que l'amplitude réelle des changements de luminosité dépasse 2,5 m, le symbole M est accompagné de deux points, ou l'étoile appartient au type de variables semi-régulières, et un deux-points est également placé à côté du symbole de ce type (SR).
• PVTEL - variables du type PV Télescope (PV Tel). Supergéantes d'hélium Bp, caractérisées par des raies d'hydrogène faibles, des raies d'hélium et de carbone renforcées, pulsant avec des périodes de 0,1 à l d ou changeant de luminosité avec une amplitude d'environ 0,1 m V sur des intervalles de temps de l'ordre d'un an.
• RR - variables de type RR Lyrae. Géantes à pulsation radiale des types spectraux A - F avec des périodes allant de 0,2 à 1,2d et des amplitudes de changement de magnitude de 0,2 à 2 m V. Des cas de variabilité de la forme de la courbe de lumière et de la période sont connus. Si ces changements sont périodiques, ils sont appelés effet Blazhko.
  Traditionnellement, les variables RR Lyrae sont parfois appelées céphéides à courte période ou variables d'amas globulaire. Dans la plupart des cas, ils sont inclus dans la composante sphérique de la Galaxie, ils se retrouvent (parfois en grand nombre) dans certains amas globulaires (étoiles pulsantes de la branche horizontale). Comme les Céphéides, le taux d'expansion maximum des couches superficielles de ces étoiles coïncide pratiquement avec le maximum de leur éclat.
• RR (B) - variables du type RR Lyrae, caractérisées par la présence de deux modes de pulsation fonctionnant simultanément - le ton fondamental avec une période P0 du premier harmonique avec une période P1 (AQ Leo). Le rapport Р1 / Р0 0,745.
• RRAB - Variables de type RR Lyrae avec une courbe lumineuse asymétrique (branche ascendante raide), des périodes de 0,3 à 1,2 d et des amplitudes de 0,5 à 2 m V (RR Lyr).
• Variables de type RRC - RR Lyrae avec des courbes de lumière presque symétriques, parfois sinusoïdales, avec des périodes de 0,2 à 0,5 d et des amplitudes n'excédant pas 0,8 V (SX UMa).
• RV - variables de type RV Taurus (RV Tau). Supergéantes à pulsation radiale des types spectraux F-G au maximum et K-M à la luminosité minimale. Les courbes lumineuses sont caractérisées par la présence de doubles ondes avec des minima principaux et secondaires alternés, dont la profondeur peut changer pour que les minima principaux puissent se transformer en minima secondaires et vice versa ; l'amplitude totale des changements de luminosité peut atteindre 3 à 4 m V. Les périodes entre deux minima principaux adjacents, généralement appelés minima formels, sont comprises entre 30 et 150 d (elles sont répertoriées dans le catalogue). Ils sont divisés en sous-types RVA et RVB.
• RVA - Variables de type RV Taurus dont la valeur moyenne ne change pas (AC Her).
• RVB - variables de type RV Taurus, dont la valeur moyenne change périodiquement avec une période de 600 à 1500 d et une amplitude jusqu'à 2m V (DF Cyg, RV Tau).
• SR sont des variables semi-régulières. Géantes ou supergéantes de types spectraux intermédiaires et tardifs, qui ont une périodicité notable de changements de luminosité, accompagnées ou parfois perturbées par diverses irrégularités. Les périodes sont de l'ordre de 20 à 2000 d et plus, les formes des courbes lumineuses sont très diverses et variables, les amplitudes sont de quelques centièmes à plusieurs magnitudes (généralement 1 - 2m V).
• Les SRA sont des géantes variables semi-régulières de types spectraux tardifs (M, C, S ou Me, Ce, Se) avec une périodicité stable, qui, en règle générale, ont de petites amplitudes de luminosité (moins de 2,5 m V) (Z Aqr). Les amplitudes et les formes des courbes lumineuses changent généralement. Les périodes sont comprises entre 35 et 1200 d. Beaucoup de ces étoiles ne diffèrent des variables de type Mira Ceti que par une plus petite magnitude de variation de luminosité.
• SRB - géantes variables semi-régulières de types spectraux tardifs (M, C, S ou Me, Ce, Se) avec une périodicité mal exprimée (cycle moyen - de 20 à 2300 d) ou avec des changements périodiques remplacés par de lentes fluctuations irrégulières ou des intervalles de constance de la luminosité (RR CrB, AF Cyg). Chacune de ces étoiles est généralement caractérisée par une valeur moyenne de la période (cycle), qui est donnée dans le catalogue. Dans certains cas, ces étoiles présentent l'action simultanée de deux ou plusieurs périodes de variation de luminosité.
• Les SRC sont des supergéantes variables semi-régulières de types spectraux tardifs M, C, S ou Me, Ce, Se ((mi) Ser). Les amplitudes sont de l'ordre de 1m, les périodes de changement de luminosité sont de 30 j à plusieurs milliers de jours.
• SRD - géantes et supergéantes variables semi-régulières des classes spectrales F, G, K, parfois avec des raies d'émission dans les spectres. Les amplitudes des changements de leur luminosité sont de l'ordre de 0,1 à 4 m) périodes - de 30 à 1100 d (SX Her, SV UMa).
• Variables SXPHE - SX Phoenix (SX Phe). Similaires en apparence aux variables de type DSCT, ce sont des sous-naines pulsantes de la composante sphérique ou de l'ancienne composante du disque Galactique de types spectraux A2-F5 ; y de ces objets, plusieurs périodes d'oscillation peuvent être observées simultanément, en règle générale, de 0,04 à 0,08 d avec une amplitude variable de la variation de luminosité, qui peut atteindre 0,7 m V. On les trouve dans les amas globulaires.
• ZZ - variables de type ZZ Cet (ZZ Cet). Des naines blanches non pulsées radialement dont la luminosité varie avec des périodes de 30 secondes à 25 minutes et des amplitudes de 0,001 à 0,12 m V. Habituellement, une étoile a plusieurs périodes proches. Des éruptions à 1m sont parfois observées, ce qui peut cependant s'expliquer par la présence d'un satellite proche de type UV Cet. Divisé en sous-types :
  • ZZA - variables d'hydrogène du type ZZ Cet de classe spectrale DA (ZZ Cet), uniquement avec des raies d'absorption d'hydrogène dans le spectre.
  • ZZB - variables d'hélium de type ZZ Cet de type spectral DB, dans le spectre desquelles seules des raies d'absorption de He sont observées.

Étoiles variables en rotation

Étoiles variables en rotation nous appelons étoiles à brillance de surface inhomogène ou de forme ellipsoïdale, dont la variabilité de brillance est due à leur rotation axiale par rapport à l'observateur. L'inhomogénéité de la distribution de la brillance de surface peut être causée soit par la présence de taches, soit, en général, par la température et l'inhomogénéité chimique de l'atmosphère stellaire sous l'influence d'un champ magnétique dont l'axe ne coïncide pas avec l'axe de rotation de l'étoile. Divisé en types:

• ACV - Variables de type (alpha) 2 Hounds ((alpha) 2 CVn). Étoiles de la séquence principale de types spectraux B8p - A7p avec de forts champs magnétiques. Dans leurs spectres, les raies du silicium, du strontium, du chrome et des terres rares sont anormalement renforcées, variant en intensité avec la période de rotation de l'étoile, égale à la période du champ magnétique et de la luminosité (0,5 - 160 d et plus ). Les amplitudes de variation de luminosité sont généralement comprises entre 0,01 et 0,1 m V.
• Les ACVO sont des variables à oscillation rapide comme (alpha) 2 CVn. Apparemment, des variables magnétiques tournantes non pulsées radialement de type spectral Ap (DO Eri). Les périodes de pulsation sont de 0,01d ou moins, les amplitudes des variations de luminosité causées par les pulsations sont de l'ordre de 0,01m V. Ces changements se superposent aux variations de luminosité causées par la rotation.
• BY - Variables de type BY Dragon (BY Dra). Les étoiles d'émission sont des naines de types spectraux dKe - dMe, montrant des variations de luminosité quasi-périodiques avec des périodes allant de fractions de jour à 120d et des amplitudes de quelques centièmes à 0,5 m V. La variabilité de la luminosité est causée par la rotation axiale des étoiles avec un degré variable d'inhomogénéité de brillance de surface (taches) et d'activité chromosphérique. Certains d'entre eux ont des éruptions similaires à celles des étoiles UV Cet ; dans de tels cas, ils appartiennent également au type UV, étant considérés en même temps comme éruptifs.
• ELL - variables ellipsoïdales (b Per, (alpha) Vir). Systèmes binaires proches à composantes ellipsoïdales, dont la luminosité totale apparente change avec une période égale à la période du mouvement orbital, en raison d'un changement de l'aire de la surface émettrice face à l'observateur, mais sans éclipses. Les amplitudes de variation de luminosité ne dépassent pas 0,1 m V.
• FKCOM - Variables du type FK Hair de Veronica (FK Com). Géantes en rotation rapide avec une luminosité de surface non uniforme de types spectraux G-K avec de larges raies d'émission H et K Ca II, et parfois avec une émission H (alpha). Ils peuvent également être des binaires spectraux. Les périodes de variation de luminosité (atteignant plusieurs jours) sont égales aux périodes de rotation, et les amplitudes sont de plusieurs dixièmes de magnitude stellaire. Il est possible que ces objets soient le résultat d'une évolution ultérieure de systèmes binaires proches de type EW (W UMa, voir ci-dessous).
• PSR - pulsars optiquement variables (CM Tau). Étoiles à neutrons à rotation rapide avec des champs magnétiques puissants, émettant dans les longueurs d'onde radio, optique et X. Le rayonnement du pulsar a un diagramme de directivité étroit. Les périodes de changement de luminosité coïncident avec les périodes de rotation (de 0,001 à 4 secondes), l'amplitude des impulsions lumineuses atteint 0,8m.
• SXARI - variables de type SX Aries (SX Ari). Étoiles de la séquence principale de types spectraux B0p-B9p avec des intensités variables de raies HeI, Si III et de champs magnétiques, parfois appelées variables d'hélium. Les périodes de luminosité et de changements de champ magnétique (de l'ordre de 1d) coïncident avec les périodes de rotation, les amplitudes sont de l'ordre de 0,1m V. Ces étoiles sont des analogues à haute température de variables de type (alpha) 2 CVn.

Variables explosives et de type nova

Étoiles qui explosent les étoiles sont appelées, montrant des éruptions causées par des explosions thermonucléaires se produisant dans leurs couches de surface () ou profondément à l'intérieur (). Nous allons classer comme variables de type nova montrant des éruptions de type nova associées à la libération rapide d'énergie dans les volumes environnants de l'espace (étoiles de type UG, voir ci-dessous), ainsi que des objets qui ne présentent pas d'éruptions, mais sont similaires en caractéristiques spectrales et autres aux variables explosives en brillance minimale.
La plupart des variables explosives et de type nova sont des systèmes binaires proches, dont les composants ont la plus forte influence mutuelle sur l'évolution de l'autre. Autour du composant nain chaud du système, un disque d'accrétion est souvent observé, formé par la matière perdue au profit d'un autre composant plus froid et plus étendu. Divisé en types:

• N - De nouvelles étoiles. Fermer les binaires avec des périodes orbitales de 0,05 à 230d ; l'un des composants de ces systèmes est une étoile naine chaude, qui augmente de façon inattendue sa luminosité de 7 à 19 mV sur une période allant d'un jour à plusieurs dizaines ou centaines de jours. Sur une période de plusieurs mois à plusieurs décennies, l'éclat du système revient à son état d'origine.
  Au minimum, ils peuvent présenter de légères variations de brillance. Les composants froids sont des géants, des sous-géants ou des nains de types spectraux K-M. Les spectres de Novye proches du maximum de luminosité sont d'abord similaires aux spectres d'absorption des étoiles A-F à haute luminosité. Ensuite, de larges raies d'émission (bandes) d'hydrogène, d'hélium et d'autres éléments avec des composants d'absorption apparaissent dans les spectres, indiquant la présence d'une enveloppe en expansion rapide. Au fur et à mesure que la luminosité diminue, des raies d'émission interdites apparaissent dans le spectre complexe, caractéristiques des spectres des nébuleuses gazeuses excitées par une étoile chaude. Au minimum de luminosité, les spectres des novae sont, en règle générale, continus ou similaires aux spectres des étoiles Wolf-Rayet.
  Les signes de composants froids ne se trouvent que dans les spectres des systèmes les plus massifs. Après l'explosion, certaines novae présentent des pulsations de composantes chaudes avec des périodes de l'ordre de 100 secondes et des amplitudes d'environ 0,05 m V. Certaines novae, naturellement, se révèlent également être des systèmes à éclipse. De par la nature du changement de brillance, les nouveaux sont divisés en rapide (NA), lent (NB), très lent (NC) et répété (NR).
• NA - Fast New, caractérisé par une augmentation rapide de la brillance et une diminution de la brillance après avoir atteint un maximum de 3 m en 100 jours ou moins (GKPer).
• NB - lent Nouveau, réduisant la brillance après avoir atteint un maximum de 3 m pendant 150 jours ou plus (RR Pic). Il ne tient pas compte de la présence d'un « creux » connu dans la courbe de lumière de novae telles que T Aur et DQ Her : le taux de diminution de la luminosité est estimé à partir de la forme d'une courbe lisse, dont les parties avant et après le "dip" sont une continuation directe l'un de l'autre.
• NC - Nouveau avec un développement très lent, restant à une luminosité maximale pendant plus de dix ans et s'estompant très lentement. Avant l'explosion, ces objets peuvent présenter des variations de luminosité sur de longues périodes avec une amplitude de 1 à 2 m V (RR Tel) ; les composantes froides de ces systèmes sont apparemment des géantes ou des supergéantes, parfois des variables semi-régulières et même des variables du type Mira Ceti. L'amplitude du flash peut aller jusqu'à 10 m. Le spectre d'émission à haute excitation est similaire aux spectres des nébuleuses planétaires, des étoiles Wolf-Rayet et des variables symbiotiques. Il est possible que ces objets soient des nébuleuses planétaires émergentes.
• NL - étoiles variables de type nova Objets insuffisamment étudiés, similaires aux novae dans la nature des changements de luminosité ou de caractéristiques spectrales. Ceux-ci incluent non seulement des variables montrant des éruptions de type nova, mais également des objets dans lesquels des éruptions n'ont jamais été observées ; les spectres des nouvelles variables sont similaires aux spectres des anciennes novae, et les petits changements de luminosité ressemblent à ceux qui sont caractéristiques des anciennes novae au minimum de luminosité. Souvent, cependant, après des recherches appropriées, les représentants individuels de ce groupe d'objets très hétérogène peuvent être attribués à un type différent d'étoiles variables.
• NR - répété Nouveau. Elles diffèrent des novas typiques en ce qu'elles ont enregistré non pas une, mais deux ou plusieurs poussées, séparées par des intervalles de 10 à 80 ans (T CrB).
• SN - supernovae (B Cas, CM Tau). Les étoiles qui, à la suite de l'explosion, augmentent rapidement leur luminosité de 20 magnitudes ou plus, puis s'estompent lentement. Le spectre lors de l'explosion est caractérisé par la présence de bandes d'émission très larges, dont la largeur est plusieurs fois supérieure à la largeur des bandes lumineuses observées dans les spectres des étoiles Nova ; le taux d'expansion de la coque est de plusieurs milliers de km/s. Après l'explosion, la structure de l'étoile change complètement. A la place de la supernova, il reste une nébuleuse à émission en expansion et un pulsar (pas toujours observé). Selon la forme des courbes lumineuses et des caractéristiques spectrales, elles sont divisées en types I et II.
• SNI - Supernovae de type I. Les spectres contiennent des raies d'absorption de Ca II, Si, etc., à l'exception de l'hydrogène. L'enveloppe en expansion est presque dépourvue d'hydrogène. Pendant 20 à 30 jours après le maximum, la luminosité diminue à un rythme d'environ 0,1 lm par jour, puis le taux de diminution de la luminosité ralentit puis devient constant - 0,014 m par jour.
• SNII - supernovae de type II. Les spectres montrent des raies d'hydrogène et d'autres éléments. L'enveloppe en expansion est composée principalement d'hydrogène et d'hélium. Les courbes de lumière sont plus variées que les courbes de lumière des supernovae de type I. Après 40 à 100 jours après le maximum, le taux de diminution de la luminosité est généralement de 0,1 m par jour.
• UG - variables du type U Gemini (U Gem), souvent appelées novae naines. Systèmes binaires proches, constitués d'une étoile naine ou sous-géante de type spectral K-M, remplissant le volume de sa surface critique interne de Roche, et d'une naine blanche entourée d'un disque d'accrétion. Les périodes orbitales sont comprises entre 0,05 et 0,5d. Habituellement, seules de petites fluctuations de luminosité du système, y compris rapides, sont observées, mais de temps en temps, la luminosité augmente rapidement de plusieurs magnitudes et revient à son état d'origine après plusieurs jours ou dizaines de jours. Les intervalles entre deux éruptions successives pour une étoile donnée peuvent varier considérablement, mais chaque étoile est caractérisée par une certaine valeur moyenne de ces intervalles - un cycle moyen correspondant à l'amplitude moyenne du changement de sa luminosité. Plus le cycle est grand, plus
  amplitude. Sources de rayons X. Le spectre du système à la luminosité minimale est continu avec de larges raies d'émission d'hydrogène et d'hélium. À luminosité maximale, ces raies disparaissent presque ou se transforment en raies d'absorption peu profondes. Certains de ces systèmes sont en éclipse, et on peut supposer que le minimum principal est dû à l'éclipse d'un point chaud formé dans le disque d'accrétion par un flux gazeux tombant dessus, émanant d'une étoile K-M.
  Selon la nature de la variation de luminosité, les variables de type U Gem peuvent être divisées en trois sous-types : SS Cyg, SU UMa et Z Cam.
• UGSS - variables du type SS Cyg (SS Cyg, U Gem). Ils augmentent leur brillance en 1 à 2 jours de 2 à 6 m V et retrouvent leur brillance d'origine en quelques jours. Les valeurs de cycle vont de 10j à plusieurs milliers de jours.
• UGSU - Variables du type SU Ursa Major (SU UMa). Ils se caractérisent par la présence de deux types de poussées - normales et supermaximales. Les éruptions normales, courtes, sont similaires à celles des étoiles UGSS. Les supermaximums sont plus lumineux que la normale de 2 m, plus de cinq fois plus longs (plus larges) et se produisent plus de trois fois moins souvent que la normale. Pendant le supermaximum, la courbe de lumière présente des oscillations périodiques superposées (superbosses) avec une période proche de la période orbitale et des amplitudes d'environ 0,2 à 0,3 m V. Les périodes orbitales sont inférieures à 0,1 d, le type spectral des satellites est dM.
• UGZ - Variables de type Z Girafe (Z Cam). Ils montrent également des éruptions cycliques, mais contrairement à des variables comme UGSS, parfois après une explosion, ils ne reviennent pas à leur luminosité d'origine, mais conservent pendant plusieurs cycles une magnitude intermédiaire entre le maximum et le minimum. Les valeurs de cycle sont comprises entre 10 et 40d, l'amplitude du changement de luminosité est de 2 à 5m V.
• ZAND - Variables symbiotiques de type Z Andromède (Z Et). Des binaires proches, constitués d'une étoile chaude, d'une étoile de type spectral tardif et d'une enveloppe étendue excitée par le rayonnement de l'étoile chaude. La luminosité totale du système subit des changements irréguliers avec une amplitude allant jusqu'à 4 m V. Un groupe d'objets très hétérogène.

Fermer les systèmes à double éclipse

Nous adoptons un système de classification tridimensionnel pour éclipser les systèmes stellaires binaires selon la forme de leur courbe de luminosité totale, ainsi que selon les caractéristiques physiques et évolutives de leurs composants. La classification de la courbe de lumière est simple, familière et pratique pour les observateurs ; les deuxième et troisième méthodes de classification sont basées sur la position des composants des systèmes binaires sur le diagramme Mv, B - V et le degré de remplissage de ceux-ci par leurs surfaces internes équipotentielles critiques de Roche. Pour en juger, en règle générale, des critères simples ont été utilisés, proposés par M. A. Svechnikov et L. F. Istomin (AC n ° 1083, 1979). Vous trouverez ci-dessous les symboles utilisés dans le catalogue pour les types de systèmes binaires à éclipse.

a) Classification par la forme de la courbe lumineuse.

• E - systèmes binaires à éclipse. Systèmes binaires dont le plan orbital est si proche de la ligne de mire de l'observateur (l'inclinaison i du plan orbital par rapport au plan perpendiculaire à la ligne de mire est proche de 90°) que les deux composantes (ou l'une d'elles) s'éclipsent périodiquement l'un l'autre. En conséquence, l'observateur constate une modification de la luminosité totale apparente du système, dont la période coïncide avec la période de rotation des composants de l'orbite.
• EA - variables éclipsantes de type Algol ((beta) Per). binaires à éclipse avec des composants sphériques ou légèrement ellipsoïdaux ; les courbes de lumière permettent de fixer les moments du début et de la fin des éclipses. Dans les intervalles entre les éclipses, la luminosité reste presque constante ou ne change que légèrement, en raison d'effets réfléchissants, d'une légère ellipsoïdalité des composants ou de changements physiques. Le minimum secondaire peut ne pas être respecté. Les périodes sont comprises dans une très large plage - de 0,2 à 10000d et plus ; les amplitudes de variation de luminosité sont très diverses et peuvent atteindre plusieurs valeurs.
• EB - variables éclipsantes de type (beta) Lyra ((beta) Lyr). Binaires d'éclipses avec des composants ellipsoïdaux qui ont des courbes de lumière qui ne permettent pas de fixer les moments du début ou de la fin des éclipses (en raison d'un changement continu de la luminosité totale apparente du système dans les intervalles entre les éclipses); un minimum secondaire est nécessairement observé, dont la profondeur, en règle générale, est nettement inférieure à la profondeur du minimum principal; les périodes sont majoritairement supérieures à 1d (pour les périodes inférieures à 1d, les minimums de profondeurs différentes, pour les périodes supérieures à 1d, la profondeur des minima peut être presque la même) ; les composants sont généralement les premiers types spectraux BA. Les amplitudes du changement de luminosité sont généralement inférieures à 2 m V.
• EW - variables éclipsantes de type W Ursa Major (W UMa). Binaires à éclipses avec des périodes inférieures à 1d, consistant en des composantes ellipsoïdales presque en contact et ayant des courbes claires qui ne permettent pas de fixer les moments de début et de fin des éclipses ; les profondeurs des minima principal et secondaire sont presque les mêmes ou diffèrent très légèrement. Les magnitudes du changement de luminosité sont généralement inférieures à 0,8 m V. Les classes spectrales des composants sont généralement F-G et ultérieures.

b) Classification selon les caractéristiques physiques des composants.

• GS - systèmes dans lesquels un ou les deux composants sont des géants ou des supergéants ; l'un des composants peut être membre de la séquence principale.
• PN - systèmes dont les composants sont les noyaux des nébuleuses planétaires (UU Sge).
• RS - systèmes comme RS Hounds Dogs (RS CVn). Une caractéristique essentielle de ces systèmes est la présence dans le spectre de fortes raies d'émission H et K Ca II d'intensité variable, ce qui indique une activité chromosphérique accrue. type solaire... Ces systèmes sont caractérisés par la présence d'émissions radio et de rayonnements X. Pour certains d'entre eux, une onde quasi sinusoïdale est observée sur la courbe de lumière en dehors des éclipses, dont l'amplitude et la position changent lentement au cours du temps. L'apparition de cette onde (souvent appelée distorsion)
  expliqué par la rotation différentielle de la surface de l'étoile recouverte de groupes de taches ; la période de rotation des groupes de taches solaires est généralement proche de la période de mouvement orbital (période des éclipses), mais en diffère encore, ce qui provoque un changement lent (migration) des phases du minimum et du maximum de l'onde de distorsion sur le courbe de lumière moyenne. La variabilité de l'amplitude des vagues (atteignant 0,2 m V) s'explique par l'existence d'un cycle d'activité stellaire de longue période (similaire au cycle solaire de onze ans), durant lequel le nombre et la superficie totale des taches sur le changement de surface de l'étoile.
• WD - systèmes dont les composants sont des naines blanches.
• WR - systèmes contenant des étoiles Wolf-Rayet (V 444Cyg) parmi leurs composants.

c) Classification selon le degré de remplissage des surfaces critiques internes de Roche.

• AR - systèmes séparés du type AR Lizard (AR Lac), dont les deux composants sont des sous-géantes qui n'atteignent pas leurs surfaces équipotentielles critiques internes.
• D - systèmes séparés, dont les composants n'atteignent pas leurs surfaces équipotentielles critiques internes Roche.
• DM - systèmes de séquence principale séparés, dont les deux composants sont membres de la séquence principale et n'atteignent pas leurs surfaces critiques internes de Roche.
• DS - systèmes séparés avec une sous-géante, dans lesquels la sous-géante n'a pas encore atteint sa surface critique interne.
• DW - systèmes qui sont similaires dans leurs caractéristiques physiques aux systèmes de contact du type W UMa (voir ci-dessous), mais ne sont pas des systèmes de contact.
• K - systèmes de contact, dont les deux composants remplissent leurs surfaces critiques internes.
• KE - systèmes de contact des premiers types spectraux (O-A), dont les deux composants sont proches en taille de leurs surfaces critiques internes.
• КW - systèmes de contact de type WUMa avec des composantes ellipsoïdales des types spectraux F0-K, dont les principaux sont des membres de la séquence principale, et les satellites sont situés à gauche et en dessous sur le diagramme Mv, B - V.
• SD - systèmes semi-séparés, dans lesquels la surface d'un composant sous-géant moins massif est proche de sa surface critique interne. La combinaison des trois méthodes de classification des binaires à éclipse implique l'utilisation de plusieurs groupes de symboles de type pour un objet, séparés par tirets obliques, par exemple : E/DM, EA/DS/RS, EB/WR, EW/KW, etc.

Sources optiquement variables rapprochées de rayons X fortement variables (sources X)

• X sont des binaires proches, qui sont des sources de rayonnement X variable fort, qui ne sont pas ou ne sont pas encore classés comme appartenant aux types d'étoiles variables discutés ci-dessus. L'un des composants du système est un objet compact chaud (naine blanche, étoile à neutrons et éventuellement un trou noir). Le rayonnement X se produit lorsque la matière s'écoulant d'un autre composant tombe sur un objet compact ou un disque d'accrétion entourant cet objet. À son tour, ce rayonnement de rayons X, entrant dans l'atmosphère d'un satellite plus froid d'un objet compact, est réémis sous la forme d'un rayonnement optique à haute température (effet de réflexion), rendant la classe spectrale de la partie correspondante du satellite du surface plus tôt. Cela conduit à une image très particulière de la variabilité optique des binaires proches, qui sont des sources de rayonnement X puissant. Ils sont divisés en types énumérés ci-dessous.
• XB - éclateurs de rayons X. Des binaires proches montrant des éruptions radiographiques et optiques d'une durée de quelques secondes à dix minutes avec une amplitude de l'ordre de 0,1m V (V801 Ara, V926 Sco).
• XF - Systèmes fluctuants à rayons X montrant des fluctuations rapides du rayonnement X (Cyg X-1 = V1357 Cyg) et optique (V821 Аra) avec un cycle de l'ordre de quelques dizaines de millisecondes.
• XI - Irrégularités aux rayons X. Des binaires proches constitués d'un objet compact chaud entouré d'un disque d'accrétion et d'un nain dA-dM ; se caractérisent par des variations irrégulières de luminosité avec un temps caractéristique de l'ordre de la minute des heures et une amplitude de l'ordre de 1m V ; il est possible de superposer la composante périodique due au mouvement orbital (V818 Sco).
• XJ - Binaires à rayons X, caractérisés par la présence de jets relativistes, se manifestant dans les domaines des rayons X et radio, ainsi que dans la région visible du spectre sous forme de composantes d'émission avec des déplacements périodiques avec des vitesses relativistes (V1343 Aql ).
• Les XND sont des novae à rayons X, contenant, avec un objet compact chaud, une naine ou une sous-géante de type spectral G-M. Systèmes qui augmentent parfois rapidement leur luminosité de 4 à 9 m V simultanément dans les gammes de longueurs d'onde optiques et des rayons X sans éjection de la coque. La durée de l'épidémie peut aller jusqu'à plusieurs mois (V616 Mon).
• Les XNG sont des novae à rayons X, dont le composant principal est une supergéante ou géante du type spectral précoce, et le compagnon est un objet compact et chaud. En un éclair du composant principal, la masse éjectée par celui-ci tombe sur un objet compact, provoquant l'apparition de rayons X avec un retard important. Amplitudes de l'ordre de l-2m V (V725 Tau).
• ХР - Systèmes à rayons X avec un pulsar; le composant principal est généralement une supergéante ellipsoïdale d'un type spectral précoce. L'effet de réflexion est très faible et la variabilité de la luminosité est principalement due à la rotation du composant principal ellipsoïdal. Les périodes de variation de luminosité sont de l'ordre de 1 à 10 d, la période du pulsar dans le système est de 1 seconde à 100 minutes. L'amplitude des changements de luminosité ne dépasse généralement pas quelques dixièmes de magnitude stellaire (Vel X-1 = GP Vel).
• XPR - Systèmes à rayons X Pulsar caractérisés par la présence de l'effet de réflexion. Ils sont constitués de la composante principale de type spectral dB-dF et d'un pulsar à rayons X, qui peut également être optique. Lorsque le composant principal est exposé à une irradiation aux rayons X, la luminosité moyenne du système est maximale, pendant les périodes de faible activité de la source de rayons X -
  minimal. L'amplitude totale des changements de luminosité peut atteindre 2-3 m V (HZ Her).
• XPRM - Systèmes à rayons X constitués d'un nain dK-dM et d'un pulsar avec un fort champ magnétique. L'accrétion de matière sur les pôles magnétiques d'un objet compact s'accompagne de l'apparition d'une polarisation linéaire et circulaire variable du rayonnement ; par conséquent, ces systèmes sont parfois appelés polaires. Habituellement, l'amplitude des changements de luminosité est de l'ordre de 1 m V, mais lorsque le composant principal est irradié par des rayons X, la luminosité moyenne du système peut augmenter de 3 m V. L'amplitude totale des changements de luminosité peut atteindre 4 -5m V (AM Her, UN UMa).
  Si le rayonnement de rayons X dirigé survenant dans les pôles magnétiques d'un objet compact chaud en rotation ne traverse pas la position de l'observateur et le système n'est pas perçu comme un pulsar, la lettre P est absente dans les désignations symboliques ci-dessus des types de X -systèmes de rayons. Si les systèmes à rayons X sont éclipsants ou ellipsoïdaux, leur désignation de type est précédée des symboles E ou ELL associés à cette désignation par un signe + (par exemple, E + X ou ELL + X).

Autres types d'étoiles et d'objets spatiaux confondus avec des étoiles variables

• BLLAC - objets extragalactiques du type BL Lézard (BL Lac). Objets quasi-stellaires compacts caractérisés par un spectre presque continu avec des raies d'émission et d'absorption très faibles et des variations de luminosité irrégulières relativement rapides avec des amplitudes allant jusqu'à 3 m V et plus. Sources de rayons X et d'émission radio intenses, montrant une polarisation linéaire forte et variable du rayonnement dans les régions optiques et infrarouges du spectre. Un petit nombre de ces objets, pris à tort pour des étoiles variables et recevant les désignations appropriées, apparemment, tomberont parfois dans le tableau principal du catalogue à l'avenir.
• Les CST sont des étoiles permanentes. À un moment donné, ils étaient soupçonnés de variabilité de luminosité, et on s'est empressé de leur attribuer une désignation finale. D'autres observations n'ont pas confirmé leur variabilité.
• GAL - objets extragalactiques quasi-stellaires optiquement variables (noyaux galactiques actifs), confondus avec des étoiles variables.
  L : - étoiles variables inexplorées avec des changements de luminosité lents.
• QSO - objets extragalactiques quasi-stellaires optiquement variables (quasars), confondus avec des étoiles variables.
  S : - étoiles variables inexplorées avec des changements rapides de luminosité.
  * - étoiles variables uniques qui ne rentrent pas dans la classification ci-dessus. Ce sont, apparemment, des étapes de transition à court terme d'un type de variabilité à d'autres, ou les étapes initiales et finales de l'évolution de ces types, ou des représentants insuffisamment étudiés de futurs nouveaux types de variabilité de luminosité.
  Si une étoile variable appartient à plusieurs types de variabilité de luminosité en même temps, ces types sont combinés dans la colonne Type avec un signe + (par exemple, E + UG, UV + BY).
  Malgré des avancées significatives dans la compréhension des processus de variabilité stellaire, la classification adoptée dans le catalogue est loin d'être parfaite. Cela est particulièrement vrai pour les variables explosives, symbiotiques et de type nova, les sources de rayons X et les objets particuliers. Nous continuerons à travailler pour affiner la classification des étoiles variables, en espérant des commentaires critiques et conseils utiles spécialistes.

Dont la luminosité apparente change. Ces changements peuvent avoir une période de plusieurs années ou en millièmes de seconde, et l'amplitude des changements varie d'un millième de la luminosité moyenne à une augmentation de 20 fois. Plus de 100 000 étoiles variables ont été répertoriées, et même le Soleil peut leur être attribué. La densité de flux d'énergie de notre étoile change d'environ 0,1 %, ou un millième, au cours du cycle solaire de 11 ans.

Histoire des étoiles variables

La première étoile variable identifiée est Omicron Ceti, plus tard nommée Mira. En 1596, elle a été classée comme nouvelle étoile et en 1638, Johannes Holwards a observé des changements dans la luminosité de l'étoile au cours d'un cycle de 11 mois. La distance à l'étoile est de 200 à 400 années-lumière. C'est un système binaire constitué d'une géante rouge - une étoile variable. La période de fluctuations de la luminosité est de 332 jours et la luminosité dans la plage visible change des centaines de fois au cours d'un cycle, tandis que dans la partie infrarouge du spectre, la luminosité ne fluctue que deux fois. La deuxième étoile est également variable, mais sans période précise. Ses fluctuations de vitesse sont causées par l'afflux de matière de la première étoile. Ce fut une découverte importante car, avec les supernovae, elle montra que les étoiles ne sont pas des entités permanentes, comme on le croyait depuis l'époque de la Grèce antique.

Propriétés des étoiles variables

Il existe de nombreuses raisons pour un changement dans la luminosité apparente des étoiles. Soulignons qu'elle est visible, c'est-à-dire que l'étoile elle-même ne doit pas du tout changer, les conditions d'observation changent généralement - comme, par exemple, dans le cas d'Algol. Néanmoins, certaines étoiles clignotent en raison de changements dans leurs propriétés - les variables pulsantes ont un rayon ou une masse variable. Certaines étoiles variables sont des systèmes binaires dans lesquels les étoiles semblables sont si proches que la matière passe constamment de l'une à l'autre et inversement. En général, la classification des étoiles variables est très riche, mais elles sont tout d'abord divisées en raison de la variabilité - interne (en astronomie russe, il est d'usage de considérer les variables éruptives séparément) ou externe.

Raisons internes

Les céphéides sont des étoiles très brillantes, avec une luminosité de 500 à 300 000 solaires et avec une période de pulsation très courte - de 1 à 100 jours. Ces étoiles se dilatent et se contractent selon un schéma clair. Ces étoiles sont particulièrement précieuses pour les astronomes, car les mesures des changements de leur luminosité permettent de déterminer très précisément les distances qui les séparent, faisant des Céphéides les piliers routiers de l'Univers. Autres types d'étoiles variables avec des causes internes de fluctuations de luminosité : RR Lyrae, étoiles de courte période, plus anciennes et de plus petite taille que les Céphéides ; RV Taurus, supergéantes avec d'énormes fluctuations de luminosité ; de type Mira (du nom de la première étoile variable), supergéantes rouges froides ; irrégulières, géantes rouges ou supergéantes avec de longues périodes allant de 30 à 1000 jours, Bételgeuse appartient à ce type et sont principalement des supergéantes rouges.

Les variables éruptives sont également associées à des processus internes ; elles augmentent fortement leur luminosité en raison des explosions thermonucléaires à l'intérieur ou à la surface de l'étoile. Il s'agit notamment des binaires d'échange de masse à proximité. Les supernovae, les novae, les novas répétitives, les novas naines et d'autres sont un groupe d'étoiles qui subissent de forts changements brusques de luminosité, généralement dus à une explosion. Les plus célèbres d'entre elles sont les supernovae, capables d'éclipser une galaxie entière et d'augmenter la luminosité d'un facteur cent millions. Les novas nouvelles et répétées sont des étoiles binaires proches, à la surface desquelles des explosions se produisent, mais, contrairement aux supernovae, les étoiles ne s'effondrent pas. Les novae naines sont des systèmes binaires de naines blanches qui échangent de la masse, provoquant des explosions périodiques sur elles. Ils sont similaires à des variables symbiotiques, constituées d'une géante rouge et d'une étoile bleue chaude, enfermées dans une coque commune de poussière et de gaz.

Causes externes

Les variables d'éclipse sont des étoiles qui passent les unes devant les autres, bloquant une partie de la lumière. Elle peut aussi être causée par les planètes de l'étoile. Les étoiles en rotation ont une luminosité variable en raison de la présence de taches sombres ou, au contraire, lumineuses à leur surface et de la rotation de l'étoile. Des changements similaires sont observés dans le cas d'une étoile dont la forme est sensiblement différente d'une sphère (généralement dans un système binaire). Dans ce cas, la rotation de l'ellipsoïde entraîne des modifications de la surface de la surface émettrice. Les pulsars appartiennent également à ce type.

La recherche future

Les études des étoiles variables fournissent aux astronomes des données sur les masses, les rayons, les températures et d'autres propriétés des étoiles. Les informations sur la structure et l'évolution de l'étoile sont obtenues indirectement. Cependant, l'étude des étoiles variables avec une longue période prend beaucoup de temps - généralement des décennies. Les astronomes amateurs jouent un rôle important dans l'observation constante des étoiles variables. Plusieurs variables sont particulièrement importantes pour la science, comme les Céphéides, qui fournissent des informations sur l'âge de l'univers. L'étude des variables de type Mira fournit des informations sur le Soleil et les étoiles similaires, les supernovae de type Ia sont utilisées pour mesurer le taux d'expansion de l'Univers, les variables éruptives - dans l'étude des noyaux galactiques actifs et supermassifs

Les étoiles dont la luminosité change sur des périodes de temps relativement courtes sont appelées étoiles variables physiques... Les changements de luminosité de ce type d'étoiles sont causés par des processus physiques qui se déroulent à l'intérieur. Par la nature de la variabilité, on distingue les variables pulsantes et les variables éruptives. Les nova et les supernovae, qui sont un cas particulier de variables éruptives, sont également distinguées en tant qu'espèces distinctes. Toutes les étoiles variables ont des désignations spéciales, à l'exception de celles précédemment indiquées par la lettre de l'alphabet grec. Les 334 premières étoiles variables de chaque constellation sont indiquées par une séquence de lettres de l'alphabet latin (par exemple, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) avec l'ajout du nom de la constellation correspondante ( par exemple, RR Lyr). Les variables suivantes sont désignées V 335, V 336, etc. (par exemple V 335 Cyg).

Étoiles variables physiques

Les étoiles caractérisées par une forme de courbe de lumière spéciale qui reflète un changement périodique régulier de magnitude apparente et un changement de luminosité d'une étoile plusieurs fois (généralement de 2 à 6) sont appelées étoiles physiques variables ou céphéides... Cette classe d'étoiles a été nommée d'après l'un de ses représentants typiques - l'étoile δ (delta) Cephei. Les céphéides peuvent être classées comme géantes et supergéantes de types spectraux F et G. Grâce à cette circonstance, il est possible de les observer à de très grandes distances, y compris bien au-delà des limites de notre système stellaire - la Galaxie. L'une des caractéristiques les plus importantes des Céphéides est la période. Pour chaque étoile, elle est constante avec une grande précision, mais différentes Céphéides ont des périodes différentes (d'un jour à plusieurs dizaines de jours). Dans les Céphéides, le spectre change simultanément avec la magnitude apparente. Cela signifie qu'à côté d'un changement de la luminosité des Céphéides, il y a aussi un changement de la température de leurs atmosphères d'une moyenne de 1500°. A partir du décalage des raies spectrales dans les spectres des Céphéides, un changement périodique de leurs vitesses radiales a été trouvé. De plus, le rayon de l'étoile change également périodiquement. Les étoiles telles que δ Cephei sont de jeunes objets situés principalement près du plan principal de notre système stellaire - la Galaxie. Les céphéides se trouvent également dans, mais diffèrent par leur âge et une luminosité un peu plus faible. Ces étoiles, qui ont atteint le stade Céphéide, sont moins massives et évoluent donc plus lentement. On les appelle les étoiles Vierge W. De telles caractéristiques observées des Céphéides indiquent que les atmosphères de ces étoiles connaissent des pulsations régulières. Ainsi, ils ont des conditions pour maintenir un processus oscillatoire spécial à un niveau constant pendant une longue période.

Riz. Céphéides

Bien avant qu'il ne soit possible de découvrir la nature des pulsations céphéide, l'existence d'une relation entre leur période et la luminosité a été établie. Lors de l'observation des Céphéides dans le Petit Nuage de Magellan - l'un des systèmes stellaires les plus proches de nous - il a été remarqué que plus la magnitude apparente des Céphéides est petite (c'est-à-dire plus elle semble brillante), plus la période de variation de sa luminosité est longue. Cette dépendance s'est avérée linéaire. Du fait que tous appartenaient au même système, il s'ensuivait que les distances qui les séparaient étaient pratiquement les mêmes. Par conséquent, la dépendance découverte s'est avérée être simultanément une dépendance entre la période P et la magnitude stellaire absolue M (ou luminosité L) pour les Céphéides. L'existence d'une relation entre la période et la magnitude absolue des Céphéides joue un rôle important en astronomie : grâce à elle, des distances à des objets très éloignés sont déterminées alors que d'autres méthodes ne peuvent être appliquées.

Outre les Céphéides, il existe également d'autres types étoiles variables pulsantes... Les plus célèbres d'entre elles sont les étoiles RR Lyrae, qui étaient auparavant appelées Céphéides à courte période en raison de leur similitude avec les Céphéides ordinaires. Les étoiles de type RR Lyrae sont des géantes de classe spectrale A, dont la luminosité dépasse de plus de 100 fois la luminosité du Soleil. Les périodes des étoiles RR Lyrae sont comprises entre 0,2 et 1,2 jour, et l'amplitude de la variation de luminosité atteint une magnitude stellaire. Un autre type intéressant de variable de pulsation est un petit groupe d'étoiles Cephei (ou Canis Major β), appartenant principalement aux géantes des premières sous-classes spectrales B. En termes de variabilité et de forme de la courbe de lumière, ces étoiles ressemblent à Les étoiles RR Lyrae, différant d'elles par une amplitude extrêmement faible, changent de magnitude. Les périodes sont de l'ordre de 3 à 6 heures, et, comme dans les Céphéides, la dépendance de la période à la luminosité est observée.

En plus des étoiles pulsantes avec un changement régulier de luminosité, il existe également plusieurs types d'étoiles, dont la nature de la courbe de lumière change. Parmi eux se trouvent RV Taurus étoiles dont les changements de luminosité sont caractérisés par une alternance de minima profonds et peu profonds, se produisant avec une période de 30 à 150 jours et avec une amplitude de 0,8 à 3,5 magnitudes. Les étoiles RV Taurus appartiennent aux classes spectrales F, G ou K. Étoiles de type m de Cephei appartiennent à la classe spectrale M et sont appelés variables semi-régulières rouges... Ils se distinguent parfois par de très fortes irrégularités dans l'évolution de la luminosité, qui se produisent sur un temps de plusieurs dizaines à plusieurs centaines de jours. Près des variables semi-régulières sur le diagramme spectre - luminosité, il existe des étoiles de classe M dans lesquelles il n'est pas possible de détecter la récurrence du changement de luminosité (variables incorrectes). Au-dessous d'elles se trouvent des étoiles avec des raies d'émission dans le spectre qui changent progressivement de luminosité sur de très longues périodes (de 70 à 1300 jours) et dans des limites très larges. Un représentant remarquable de ce type d'étoiles est o (omicron) Kita, ou, autrement appelé Mira. Cette classe d'étoiles est appelée variables de longue période de type Mira Ceti... La longueur de période pour les étoiles variables à longue période fluctue autour d'une valeur moyenne allant de 10 % dans les deux sens.

Parmi les étoiles naines à plus faible luminosité, il existe également des variables différents types, dont le nombre total est environ 10 fois inférieur au nombre de géantes pulsantes. Ces étoiles montrent leur variabilité sous la forme d'éruptions à répétition périodique, dont la nature s'explique par divers types d'éjections de matière, ou éruptions. Par conséquent, tout ce groupe d'étoiles, ainsi que les nouvelles étoiles, sont appelés variables éruptives... Il convient de noter que parmi eux se trouvent des étoiles de la nature la plus variée, à la fois aux premiers stades de leur évolution et à celles qui terminent leur chemin de vie. Les étoiles les plus jeunes, qui n'ont apparemment pas encore terminé le processus de contraction gravitationnelle, devraient être considérées variables de type τ (tau) Taureau... Ce sont des nains de types spectraux, le plus souvent F - G, trouvés en grand nombre, par exemple, dans la nébuleuse d'Orion. Les étoiles de type RW Auriga leur ressemblent beaucoup, appartenant à des classes spectrales de B à M. Dans toutes ces étoiles, le changement de luminosité se produit si mal qu'aucune régularité ne peut être établie.

Les étoiles variables éruptives d'un type spécial, dans lesquelles une explosion (une augmentation soudaine et brutale de la luminosité) a été observée au moins une fois d'au moins 7 à 8 magnitudes, sont appelées Nouveau... Habituellement, lors de l'éclosion d'une nouvelle étoile, la magnitude apparente diminue de 10m-13m, ce qui correspond à une augmentation de la luminosité de dizaines et de centaines de milliers de fois. Après une explosion, les nouvelles étoiles sont des naines très chaudes. Dans la phase maximale de l'éruption, elles ressemblent à des supergéantes de classe A - F. Si l'éruption de la même nova a été observée au moins deux fois, une telle nouvelle est appelée répétée. L'augmentation de la luminosité des novas répétées est légèrement inférieure à celle des novas typiques. Au total, environ 300 nouvelles étoiles sont actuellement connues, dont environ 150 sont apparues dans notre Galaxie et plus de 100 - dans la nébuleuse d'Andromède. Les sept novas répétées connues au total ont eu environ 20 éruptions. Beaucoup (peut-être même toutes) les nouvelles et répétées nouvelles sont des binaires serrés. Après une explosion, les nouvelles étoiles présentent souvent une faible variabilité. Le changement de luminosité de la nouvelle étoile indique qu'une explosion soudaine se produit pendant l'explosion, causée par l'instabilité qui s'est produite dans l'étoile. Selon diverses hypothèses, cette instabilité peut survenir dans certaines étoiles chaudes à la suite de processus internes qui déterminent la libération d'énergie dans l'étoile, ou à la suite de l'influence de facteurs externes.

Supernovae

Les supernovae sont des étoiles qui s'embrasent de la même manière que les novae et atteignent des magnitudes absolues de -18m à -19m et même -21m à leur maximum. Dans les supernovae, la luminosité augmente de plus de dizaines de millions de fois. L'énergie totale émise par une supernova lors d'une explosion est des milliers de fois supérieure à celle des novae. Sur le plan photographique, environ 60 explosions de supernovae ont été enregistrées dans d'autres galaxies, et souvent leur luminosité s'est avérée être comparable à la luminosité intégrale de la galaxie entière dans laquelle l'explosion s'est produite. D'après les descriptions d'observations antérieures faites à l'œil nu, plusieurs cas d'explosions de supernova dans notre Galaxie ont été établis. La plus intéressante d'entre elles est la Supernova de 1054, qui a éclaté dans la constellation du Taureau et a été observée par les astronomes chinois et japonais sous la forme d'une « étoile invitée » soudainement apparue, qui semblait plus brillante que Vénus et était visible même pendant la journée. . Bien que ce phénomène soit similaire à l'explosion d'une nova ordinaire, il en diffère par son échelle, sa courbe de lumière et son spectre lisses et changeant lentement. Selon la nature du spectre proche de l'époque du maximum, on distingue deux types de supernovae. D'un grand intérêt sont celles en expansion rapide, qui dans plusieurs cas ont été trouvées à la place de supernovae de type I qui ont explosé. La plus remarquable d'entre elles est la célèbre nébuleuse du Crabe dans la constellation du Taureau. La forme des raies d'émission de cette nébuleuse indique son expansion à une vitesse d'environ 1000 km/sec. Les dimensions modernes de la nébuleuse sont telles que l'expansion à ce rythme n'a pas pu commencer il y a plus de 900 ans, c'est-à-dire juste à l'époque de l'explosion de Supernova en 1054.

Pulsars

En août 1967, dans la ville anglaise de Cambridge, une émission radio cosmique a été enregistrée, qui émanait de sources ponctuelles sous la forme d'impulsions claires se succédant les unes après les autres. La durée d'une impulsion individuelle pour de telles sources peut aller de quelques millisecondes à quelques dixièmes de seconde. La netteté des impulsions et la justesse de leurs répétitions permettent de déterminer avec une grande précision les périodes des pulsations de ces objets, que l'on appelle pulsars... La période de l'un des pulsars est d'environ 1,34 seconde, tandis que d'autres ont des périodes comprises entre 0,03 et 4 secondes. Actuellement, il existe environ 200 pulsars connus. Ils émettent tous une émission radio fortement polarisée dans une large gamme de longueurs d'onde, dont l'intensité augmente fortement avec l'augmentation de la longueur d'onde. Cela signifie que le rayonnement est de nature non thermique. Il a été possible de déterminer les distances à de nombreux pulsars, qui se sont avérées être de l'ordre de centaines à des milliers de parsecs, ce qui indique la proximité relative d'objets qui appartiennent évidemment à notre Galaxie.

Le plus connu pulsar, qui est généralement désigné par le nombre NP 0531, coïncide exactement avec l'une des étoiles au centre de la nébuleuse du Crabe. Des observations ont montré que le rayonnement optique de cette étoile change également avec la même période. Dans une impulsion, l'étoile atteint 13m, et entre les impulsions elle n'est pas visible. Les mêmes pulsations de cette source sont également ressenties par les rayons X, dont la puissance est 100 fois supérieure à la puissance du rayonnement optique. La coïncidence de l'un des pulsars avec le centre d'une formation aussi inhabituelle que la nébuleuse du Crabe suggère qu'ils sont exactement les objets que les supernovae se transforment après les explosions. Si les explosions de supernova se terminent effectivement par la formation de tels objets, alors il est fort possible que les pulsars soient des étoiles à neutrons.Dans ce cas, avec une masse d'environ 2 masses solaires, ils devraient avoir un rayon d'environ 10 km. Lorsqu'elle est comprimée à de telles dimensions, la densité de matière devient supérieure à celle du nucléaire et la rotation de l'étoile s'accélère à plusieurs dizaines de tours par seconde. Apparemment, l'intervalle de temps entre les impulsions successives est égal à la période de rotation de l'étoile à neutrons. Ensuite la pulsation s'explique par la présence d'inhomogénéités, sortes de points chauds, à la surface de ces étoiles. Ici, il convient de parler de "surface", car à de telles densités élevées, la substance est plus proche dans ses propriétés d'un solide. Les étoiles à neutrons peuvent servir de sources de particules énergétiques entrant continuellement dans les nébuleuses associées comme le Crabe.

photo : Emission radio de la nébuleuse du crabe