Promjenjive zvijezde - što su i kakve su. Vrste, vrste i opća klasifikacija promjenjivih zvijezda

Promjenjive zvijezde

Iako se na prvi pogled čini da su zvijezde koje svjetlucaju na nebu stalne, pokazalo se da mnoge od njih s vremenom mijenjaju prividni sjaj. Zvijezda postaje svjetlija i blijeda. Takve zvijezde nazivamo promjenjive zvijezde. Za neke promjenjive zvijezde, sjaj se mijenja strogo periodično. Za druge se mijenja više ili manje periodično, za treće se mijenja na potpuno kaotičan način. Postoje zvijezde koje se neočekivano rasplamsaju. Tamo gdje je prije nekoliko dana na fotografijama bila jedva vidljiva zvijezda, danas je svjetlucava zvijezda, vidljiva golim okom. Nakon nekoliko mjeseci sjaj zvijezde ponovno opada. Neke zvijezde imaju ponovljene baklje. Postoje zvijezde koje imaju vrlo brze baklje. U nekoliko minuta zvijezda postaje stotinama puta svjetlija, a nakon sat vremena vraća se u prvobitno stanje.

Amplitude fluktuacija sjaja raznih promjenjivih zvijezda kreću se od nekoliko stotinki zvjezdane magnitude.Zvjezdana magnituda je karakteristika vidljivog sjaja zvijezda. Koeficijent za određivanje magnituda svjetiljki je 2,512. Nulta točka za sustav magnitude konvencionalno je određena grupom zvijezda u području zvijezde Sjevernjače, koja se naziva sjeverni polarni niz. Prividna magnituda nema nikakve veze s veličinom zvijezde. Ovaj izraz ima povijesno porijeklo a karakterizira samo sjaj zvijezde. Najsjajnije zvijezde imaju nultu ili čak negativnu magnitudu. Na primjer, zvijezde kao što su Vega i Capella imaju približno nultu magnitudu, a najsjajnija zvijezda na našem nebu, Sirius, ima magnitudu minus 1,5. Magnituda je označena na vrhu malim latiničnim slovom m (od riječi "magnitude" - magnituda). Za zvijezde koje nisu vidljive okom koristi se ista skala magnitude. do 15-17 magnituda. Razvojem tehnologije i usavršavanjem prijemnika koji bilježe sjaj zvijezda, postalo je moguće otkrivati ​​nove promjenjive zvijezde vrlo malih amplituda i kratkih perioda. Ukupan broj promjenjivih zvijezda otkrivenih u galaksiji Galactica. Za razliku od drugih galaksija, njeno ime se piše velikim slovom. oko 40 000, a u ostalim galaksijama Galaksija je ogroman rotirajući zvjezdani sustav – više od 5000. Za označavanje promjenjivih zvijezda koriste se latinična slova koja označavaju zviježđe u kojem se zvijezda nalazi. Unutar jednog sazviježđa, promjenjivim zvijezdama sekvencijalno se dodjeljuje jedno latinično slovo, kombinacija dvaju slova ili slovo V s brojem. Na primjer: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Promjenjive zvijezde dijele se na tri velika klasa: pulsirajući, eruptivni (eksplozivni) i pomračni. Pulsirajuće zvijezde imaju glatku promjenu sjaja. Uzrokovana je periodičnim promjenama polumjera i površinske temperature. Kako se zvijezde skupljaju, temperatura raste. Povećanje temperature dovodi do povećanja luminoziteta. Sjaj je ukupna energija koju emitira zvijezda u jedinici vremena, unatoč tome što se radijus smanjuje. Periodi pulsirajućih zvijezda variraju od djelića dana (zvijezde tipa RR Lyrae) do desetaka (cefeide) i stotina dana (zvijezde tipa Miridi - Mira Ceti). Kod zvijezda cefeida i RR Lyrae periodičnost se održava s nevjerojatnom točnošću. U promjenjivim zvijezdama s polupravilnim ili kaotičnim promjenama sjaja, pulsacije, iako jače, javljaju se nepravilno. Sve cefeide su divovi, zvijezde velikog sjaja, mnoge od njih su superdivovi, a tu spadaju i zvijezde najvećeg sjaja. Miridi se nazivaju dugoperiodične promjenjive zvijezde. Promjene u njihovoj svjetlini prate promjene u njihovoj temperaturi. Mira Ceti u svom najvećem sjaju gotovo je jednako sjajna kao Sjevernjača. Promjenjive zvijezde ovog tipa također su superdivovi. Otkriveno je oko 14 tisuća pulsirajućih zvijezda.

Druga klasa promjenjivih zvijezda su eksplozivne ili, kako ih još nazivaju, eruptivne zvijezde. To uključuje, prvo, supernove. Supernove su najsjajnije zvijezde koje se pojavljuju na nebu kao rezultat zvjezdanih baklji. Nove nove su zvijezde čiji se sjaj iznenada povećava stotinama, tisućama, a ponekad i milijunima. puta, ponovljene nove, zvijezde U Blizanaca, nove i simbiotske zvijezde. Sve te zvijezde karakteriziraju pojedinačni ili ponovljeni izboji eksplozivne prirode s naglim povećanjem sjaja. Mnoge od tih zvijezda komponente su bliskih binarnih sustava, a nasilni procesi nastaju kada komponente u takvim sustavima međusobno djeluju. satelit promjenjive zvijezde

Ranije se mislilo da su se nove zvijezde doista ponovno pojavile. Ali te su zvijezde postojale i prije - pojavljuju se kao blijede zvijezde na fotografijama zvjezdanog neba snimljenim ranije.

Neke (a možda i sve) od novih zvijezda bljesnu više puta. Dakle, vrlo vruće zvijezde koje imaju posebno, nestabilno stanje mogu iznenada planuti i povećati se u veličini brzinom jednakom stotinama kilometara u sekundi. Tijekom bljeska, njihovi vanjski plinoviti slojevi se otkidaju i velikom brzinom jure u svemir, a s vremenom se ti plinovi rasipaju.

U rijetkim prilikama opažaju se eksplozije supernove. Razlikuju se po tome što je njihov sjaj tijekom baklje desetke i stotine milijuna puta veći od sjaja Sunca. Trenutno astronomi i fizičari naporno rade na rješavanju pitanja koji fizički uzroci uzrokuju tako grandiozan fenomen kao što je eksplozija supernove.

Drugo, eruptivne zvijezde uključuju mlade brze nepravilne promjenjive zvijezde, zvijezde tipa UV Ceti i niz srodnih objekata. Broj otvorenih erupcija prelazi 2000.

Pulsirajuće i eruptivne zvijezde nazivaju se fizički promjenjive zvijezde, jer su promjene u njihovom prividnom sjaju povezane s fizičkim procesima koji se na njima odvijaju. To mijenja temperaturu, boju, a ponekad i veličinu zvijezde.

Treći razred promjenjivih zvijezda uključuje pomrčinske varijable. To su binarni sustavi čija je orbitalna ravnina paralelna s vidnom linijom. Kako se zvijezde kreću oko zajedničkog težišta, one se naizmjenično pomračuju, što uzrokuje fluktuacije u njihovu sjaju.

Krivulja svjetlosti zvijezde Algol. Horizontalno prikazuje vrijeme u satima

Dijagram kretanja satelita Algol

U bliskim sustavima promjene u ukupnom sjaju mogu biti uzrokovane distorzijama u obliku zvijezda.Period promjene sjaja pomrčinskih binarnih sustava kreće se od nekoliko sati do desetaka godina. U Galaksiji je poznato više od 4000 takvih zvijezda.

Postoji i mala zasebna klasa promjenjivih zvijezda - magnetske zvijezde. Osim velikog magnetskog polja, imaju jake nehomogenosti površinskih karakteristika. Takve nehomogenosti tijekom rotacije zvijezde dovode do promjene sjaja.

Za otprilike 20 000 zvijezda klasa varijabilnosti nije određena.

Promjenjive zvijezde astronomi proučavaju vrlo pažljivo. Promatrane promjene u sjaju, spektru i drugim veličinama omogućuju određivanje glavnih karakteristika zvijezde, kao što su sjaj, polumjer, temperatura, gustoća, masa, kao i proučavanje strukture atmosfere i karakteristika različitih plinskih tokova. Iz promatranja promjenjivih zvijezda u raznim zvjezdanim sustavima moguće je odrediti starost tih sustava i vrstu njihove zvjezdane populacije. Izvanredan odnos "period-luminoznost" otkriven za cefeide omogućuje izračunavanje pravog sjaja zvijezde, a time i udaljenosti do nje, iz utvrđenog perioda. Ako se cefeida otkrije u nekom vrlo udaljenom skupu zvijezda, tada se razdoblje promjene njezina sjaja, a time i sjaja, mjeri iz promatranja. I nakon toga lako je izračunati na kojoj se udaljenosti nalazi ova cefeida, ako nam se pri određenom sjaju u svom sjaju čini kao zvijezda takve i takve veličine. Dimenzije skupa, ma koliko velike bile, beznačajne su u odnosu na udaljenost do njega, što znači da su sve zvijezde koje u njemu ulaze na približno istoj udaljenosti od nas. Na taj način su mjerene udaljenosti do udaljenih dijelova naše Galaksije, ali i do drugih galaksija. Suvremena promatranja pokazala su da su neke promjenjive dvojne zvijezde kozmički izvori X-zračenja.

- zvijezde koje pokazuju fluktuacije u sjaju. Do danas poznat broj P. z. vrlo velika (preko 28 000). Za više od 15 000 zvijezda se sumnja da su varijabilne, ali još nisu proučene. U REDU. 3000 P. z. otkrivena u obližnjim galaksijama - Magellanovim oblacima i ca. 700 (ne računajući nove zvijezde) - u maglici Andromeda. Više od 1000 P. z. otkriveni u kuglastim skupovima naše Galaksije. P. z. imati posebne oznake (ako već nisu označene slovom grčkog alfabeta). Prvi 334 P. z. svako je zviježđe označeno nizom slova latinica: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ..., QZ s uz naziv odgovarajućeg zviježđa (na primjer, RR Lyr ili RR Lyrae). Sljedeći P. z. označen V 335, V 336 itd.

P. z. dijele se u dva velika razreda: pomračne P. z. i fizički P. z.

Pomračenje P. z.

su sustav dviju zvijezda koje kruže oko zajedničkog središta mase, a ravnina njihovih orbita toliko je blizu vidne linije zemaljskog promatrača da se pri svakom okretaju opaža pomrčina jedne zvijezde drugom. To dovodi do slabljenja ukupne svjetline sustava. Više od 4000 zvijezda ove klase otkriveno je u našoj Galaksiji. Za neke, kao što je Algol (Perseus), svjetlina izvan pomrčine je gotovo konstantna (Sl. 1, a), za druge, kao što je Lyra, nema razdoblja konstantnosti svjetline, što daje osnovu za razmatranje komponenti takvi sustavi biti elipsoidni, izduženi međusobnim privlačenjem. Promjene sjaja izvan pomrčine u takvim sustavima objašnjavaju se kontinuiranom promjenom područja svjetleće površine zvijezda okrenutih prema promatraču (sl. 1.6). promjene u sjaju pomračenih zvijezda (koje se, naravno, podudaraju s njihovim orbitalnim periodima) vrlo su raznolike: od desetaka minuta do desetaka godina. Z. pružaju jedinstvenu priliku za određivanje niza najvažnijih karakteristika zvijezda, osobito ako poznata je udaljenost do sustava i krivulja promjena radijalnih brzina zvijezda uključenih u sustav.Iz trajanja pomrčine moguće je odrediti promjere zvijezda u frakcijama velike poluosi njihove relativne orbite. , a zatim i u kilometrima.Po sjaju L a mogu se odrediti i veličine zvijezda T e njihove površine. Promatrajući promjene u spektru tijekom pomrčine, može se proučavati struktura atmosfere zvijezde koja pomrači (kroz koju sjaji druga komponenta sustava) na različitim dubinama. Posebno zanimljivi rezultati dobiveni su proučavanjem sustava kao što je Auriga, u kojem se promatraju pomrčine vruće zvijezde (spektar, klasa B) od strane crvenog superdiva (klasa K) s velikom atmosferom. Promjene u intenzitetu apsorpcijskih linija tijekom pomrčine omogućile su određivanje kemijskog sadržaja. elemenata u atmosferi supergiganta na različitim visinama, iz pomaka linija bilo je moguće izmjeriti brzinu rotacije zvijezde oko svoje osi (vidi). Pomračenje P. z. javl. Glavni izvor informacija o najvažnijoj karakteristici zvijezda je njihova masa; za određivanje presjeka koristi se Keplerov 3. zakon koji povezuje orbitalni period, veliku poluos orbite i mase komponenti sustava (vidi) . Neke zvijezde koje pomrače pokazuju rotaciju velike eliptične osi. orbite (linije apside), uzrokovane međusobnom plimnom deformacijom komponenti (sl. 2); to se odražava na krivulji svjetlosti kao polagani pomak u položaju sekundarnog (manjeg) minimuma. Brzina ove rotacije određena je stupnjem koncentracije materije prema središtu zvijezde, a promatranja takvih zvijezda pružaju gotovo jedinu priliku za provjeru zaključaka unutarnjih teorija. struktura zvijezda.

Tjelesni P. z.
mijenjaju svoj sjaj kao rezultat fizičkih događaja koji se na njima događaju. procesima. Phys. varijable se dijele na pulsirajuće i eruptivne. Pulsirajući P. z. karakteriziran glatkim i kontinuiranim promjenama svjetline (slika 3); u većini slučajeva sa sigurnošću se može reći da su uzrokovane pulsiranjem zvijezda. Kada se zvijezda skuplja, njezina se veličina smanjuje, zagrijava i postaje svjetlija; kada se zvijezda širi, njezin sjaj slabi. Razdoblja promjene sjaja kreću se od djelića dana (zvijezde RR Lyrae, Scutum i Veliki pas) na desetke ( , zvijezde tipa RV Bika) i stotine dana [zvijezde tipa Mira Ceti (spektar, klasa M), polupravilne zvijezde (SR)]. Kod nekih se zvijezda periodičnost promjena sjaja održava s preciznošću dobrog satnog mehanizma (na primjer, zvijezde Cefeide i RR Lire), dok kod drugih praktički izostaje (kod crvenih nepravilnih zvijezda). Tijekom pulsiranja, fluktuacije u radijalnim veličinama zvijezda mogu doseći vrijednosti, na primjer, cefeida, 2-3 solarna radijusa. To ne bi trebalo biti iznenađujuće, budući da su cefeide superdivovi [radijus RR Lyr je ].

U tablici Karakteristike pojedinih periodika pulsirajući P. z.

Tip zvijezde	Razdoblje, dani	Spektralna klasa	Amplituda (u plavoj boji zrake)	Tip zvijezde populacija Galaksije
Cefeida C	2-218	FII-GI	0,1-2 m	ja
Cefeide CW	1-3, 11-30	(F-G)	0,5-1,5 m	II
RR Lyra	0,05-1,2	A-F	0,5-2 m	II
Štit	0,03-0,2	A-FV-III	0,1-0,5 m	ja
RV Taurus	30-140	F-GI	2-3 m	ja
Svjetovi kita	80-220 500-1000	M,C,S	2,5-10 m	II ja
Veliki pas	0,1-0,6	BO-B3III-IV	0,1 m	ja

Eruptivni P. z. karakteriziraju nepravilne, često brze i jake promjene sjaja, očito uzrokovane nasilnim procesima eksplozivne (eruptivne) prirode (slika 4). Ove su zvijezde podijeljene u dvije skupine: 1) skupina mladih, nedavno formiranih zvijezda, koje uključuju brze nepravilne varijable (tip T Bika ili RW Aurigae), (tip UV Ceti) i srodne objekte, brojne u mladim zvjezdanim skupovima i povezane s maglice; 2) skupina zvijezda kod kojih se s vremena na vrijeme opažaju brzi i veliki porasti sjaja (tzv. kataklizmičke zvijezde). To su nove, ponovljene nove, zvijezde U Blizanaca, nove i simbiotske. P. z. (potonji su karakterizirani prisutnošću u spektru linija tipičnih i za vruće i za hladne zvijezde). U većini slučajeva kataklizmički. pokazalo se da su zvijezde binarni sustavi. Često jedna od komponenti fenomena. bijeli patuljak. Poznato je više od 1600 eruptivnih zvijezda.

Uz tradiciju. vrste P. z. nedavno su istaknuti novi tip- rotirajuće zvijezde s nejednolikom površinskom svjetlinom. Ovoj vrsti P. z. pripisuje se kemijskim anomalijama. sastav, rotirajući s periodom od nekoliko. dana; zvijezde tipa BY Draco (patuljci klase M, kod kojih su, uz baklje slične onima opaženim kod zvijezda tipa UV Ceti, detektirane male fluktuacije sjaja s periodom od nekoliko dana) i, konačno, zvijezde HZ Herkulov tip, uključen u bliski binarni sustav s rendgenom izvor (zračenje iz izvora uzrokuje pojavu vruće točke na površini druge komponente). Sumnja se i na prisutnost toplih ili hladnih točaka kod drugih vrsta zvijezda, posebno varijabli koje pomrače.

Varijabilnost i evolucija zvijezda.
Phys. varijabilnost se javlja kod zvijezda u određenim stupnjevima njihove evolucije, tako da je tijekom cijelog svog života ista zvijezda, prelazeći iz jednog stupnja razvoja u drugi, i stalna zvijezda i trajna zvijezda. različiti tipovi. Stoga je proučavanje PZ od posebne važnosti za razumijevanje prirode varijabilnosti. u zvjezdanim skupovima (za zvijezde uključene u skupove moguće je odrediti i starost i evolucijski stupanj), kao i usporedbu položaja na dijagramu spektar-luminozitet stalnih zvijezda i P. z. različite vrste (vidi).

Počevši svoj razvoj u obliku gravitacijski izolirane nakupine plina i prašine, zvijezda se postupno skuplja, a gravitacija. energija koja se pritom oslobađa zagrijava. Prijenos energije iz unutarnjeg slojeva na površinu takve zvijezde se prvo izvodi, a tek pri približavanju (MS) u zvijezdi se pojavljuje jezgra u koju se energija prenosi zračenjem. Što je zvijezda masivnija, to brže stiže do MS; Izvor energije za takvu zvijezdu su termonuklearne reakcije izgaranja vodika u njezinom središtu. Postoje vrlo mlade (sa starošću zvijezda ~ 10 6 -10 7 godina), u kojima se podrazumijevaju samo najmasivnije zvijezde. svjetline dosegle MS; zauzimaju gornji dio Hertzsprung-Russellovog dijagrama (d. G.-R.) klastera i pojava. obične zvijezde konstante. Zvijezde u klasterima, koje imaju manji sjaj i masu, još nisu završile gravitacijski stupanj. kompresije i nije "došao" do liječnika opće prakse. Takve zvijezde još uvijek imaju veliku konvektivnu zonu, a među njima se u sve većem broju nalaze brze nepravilne varijable i blještave zvijezde. Očigledno je interakcija konvektivne zone s magnetskim poljem odgovorna za bakljeću aktivnost zvijezda. polje, a rotacija zvijezde također igra važnu ulogu, budući da su visoke brzine rotacije tipične za mlade zvijezde. Općenito, varijabilnost takvih zvijezda je, očito, višestruko pojačana analogija fenomena opaženih u aktivnim područjima Sunca.

Brojne vrste pulsirajućih varijabli nalaze se unutar trake nestabilnosti koja prelazi selo G.-R. spektar crvenih superdivova. klase K na bijele zvijezde klase A (sl. 5 i 6). To uključuje cefeide (C na slici 6), zvijezde kao što su RV Tauri, RR Lyrae i Scutum. Čini se da u svim tim zvijezdama postoji jedan jedini mehanizam koji uzrokuje njihovo pulsiranje. gornje slojeve. Prema općeprihvaćenoj teoriji, u vanjskim područjima zvijezda koje nastanjuju traku nestabilnosti postoji kritična zona. ionizacija helija, koji naizmjenično ionizira u He II (s povećanjem temperature), zatim se rekombinira i hladi. Kritična zona ionizacija, tijekom kompresije, apsorbira i ne oslobađa zračenje koje dolazi iznutra, ali tijekom širenja, naprotiv, intenzivno ga emitira prema van (vidi). Ovaj mehanizam nakupljanja vibracija djeluje samo pri određenom (> 15% po broju atoma) sadržaju helija i određenoj dubini kritične zone. ionizacija, ovisno o sjaju i površinskoj temperaturi zvijezde. Ovi razlozi određuju postojanje prilično uskog pojasa nestabilnosti.

Unutar MS zvijezde žive najduže, stoga je MS najnaseljenije područje sela G.-R. Kritično Trenutak za zvijezdu na MS nastupa kada masa jezgre, u kojoj se vodik pretvorio u helij, dosegne 10-12% mase zvijezde i termonuklearna reakcija pretvaranja vodika u helij u središtu zvijezde blijedi. Od tog trenutka počinje se mijenjati struktura zvijezde. Prvo se skuplja cijela zvijezda, a zatim se skuplja i zagrijava jezgra, u ovoj fazi lišena izvora energije, te vanjska. dijelovi zvijezde se šire i hlade. Zvijezda napušta MS u područje crvenih divova i superdiva (slika 5).

Ova promjena strukture može biti povezana s varijabilnošću niza zvijezda smještenih u blizini gornje granice MS. Većina njih se od susjednih (prema G.-R.) stalnih zvijezda razlikuje i po sporijoj rotaciji. Može se pretpostaviti da promjena radijusa zvijezde u blizini gornje granice MS može dovesti do promjene u prirodi rotacije i izazvati pulsiranje. Vjerojatno, u fazi napuštanja MS-a postoje zvijezde tipa Canis Major (spektar, klasa B), koje mijenjaju sjaj s periodom od nekoliko. sati (slika 6). Padajući unutar pojasa nestabilnosti nakon napuštanja MS-a, zvijezde različitih masa počinju pulsirati s različitim periodima i amplitudama.

Detaljno proračunati evolucijski tragovi zvijezda mase 3-12 nakon dolaska u područje crvenih divova i superdivova (gdje je jezgra zvijezde zagrijana do takve temperature da se aktivira reakcija pretvaranja helija u ugljik) opisuju široke petlje koje opetovano prijeći traku nestabilnosti (slika 5). Svaki put tijekom ovog križanja zvijezda postaje cefeida. Štoviše, što je veća masa zvijezde (od 3 do 10-12), to je dulje razdoblje pulsiranja (od 1 do 50-100 dana). Mogućnost pulsiranja masivnih zvijezda u određenom stupnju evolucije prikazana je teoretski: izračunati su modeli zvijezda koje pri određenim površinskim temperaturama i sjaju postaju nestabilne i počinju pulsirati. Ove svjetline i temperature dobro se podudaraju s promatranim položajem pojasa nestabilnosti.

Riža. 6. Položaj na Hertzsprungovom dijagramu - prelazi 2, zvijezde tipa C Canis Major, Ap - magnetske varijable, S - Zvijezde tipa Scutum, C - Cefeide ravna komponenta, SRc - varijable crveni superdivovi. Podebljane linije sekvence za grozdove starosti manje od godina, in koje se zvijezde ovih vrsta nalaze: klasteri h i Perzej, NGC 6067, NGC 2362 i Hijade (G).

Za zvijezde s masom nakon toga počinje faza evolucije povezana s termonuklearnom transformacijom helija u ugljik. povećanje sjaja i pomicanje takvih zvijezda prema kraju grane crvenog diva u selu G.-R. (sl. 5 i 7). To je uzrokovano sporijom kompresijom i zagrijavanjem njihove degenerirane jezgre. Dugoročno promjenjive (zvijezde poput Mira Ceti, mijenjaju sjaj s amplitudom od 3-7 m i period od stotina dana) i crveni nepravilni i polupravilni divovi nalaze se upravo na krajevima divovske grane kuglastih i starih otvorenih skupova. Nepostojanje crvenijih zvijezda u takvim skupovima pokazuje da ovdje počinje restrukturiranje strukture zvijezde, uslijed čega ona napušta divovsku granu. Ovo restrukturiranje vjerojatno uzrokuje varijabilnost crvenih divova i zvijezda tipa Mira Ceti. Izravna određivanja masa takvih zvijezda pokazuju da su blizu 1.

Nakon što napuste divovsku granu, zvijezde male mase padaju na horizontalnu granu, tipičnu za D. G.-R. kuglasti skupovi, svi su vrlo stari - cca. 10 10 godina (slika 7). Dio ove grane, koji prelazi pojas nestabilnosti, naseljen je isključivo zvijezdama RR Lyrae, koje pulsiraju s periodom od djelića dana. Cefeide, kao i zvijezde tipa RV Bika, ponekad se nalaze u globularnim skupovima. Ne zna se gdje točno ulaze u zonu nestabilnosti. Cefeide globularnih skupova razlikuju se u mnogočemu od cefeida koji se nalaze u otvorenim skupovima iu galaktičkoj ravnini; njihove mase, kao i mase zvijezda RR Lyrae, očito su blizu 1.

Riža. 7. Položaj na Hertzsprungovom dijagramu - Russellove promjenjive zvijezde čije mase manje od 2; CW - sferne cefeide komponenta (tip W Djevica), RRs - zvijezde tip RR Lyrae s periodom P M - zvijezde tipa Mira Ceti, SRb - crvena varijabilni divovi, RV - varijabla superdivovi (kao što je RV Tauri). Podebljano linije označavaju nizove za klastere u kojima se one pojavljuju zvijezde (globularni skup M13 i star otvoreni skupovi NGC 7789 i NGC 188).

Što se tiče novih, ponovljenih novih, zvijezda U Blizanaca, novih i simbiotskih varijabli, sve je raširenije mišljenje da su one fenomeni. , koji su u kasnoj fazi evolucije. Zvijezde U Blizanaca i ponovljene nove ujedinjene su odnosom ciklus-amplituda: prve se rasplamsaju na 2-4 magnitude nakon intervala od desetaka dana, dok se druge rasplamsaju na 5-6 magnitude nakon desetaka godina. Postoje svi razlozi za očekivati ​​da tipične nove s amplitudama od 8-12 m nastaviti ovu ovisnost i rasplamsati se nakon stotina ili tisuća godina. Dualnost mnogih zvijezda ovih vrsta dokazuje spektar. i fotometrijski zapažanja. zbog međudjelovanja komponenti može se značajno razlikovati od evolucije pojedinačnih zvijezda. Mogući razlog baklje, može doći do toka tvari bogate vodikom s druge zvijezde na površinu vruće zvijezde bez vodika (kao što je bijeli patuljak), što može dovesti do nasilnog termonuklearne reakcije. Otkriće dualnosti i pomrčina kod novih zvijezda omogućilo je procjenu njihove mase: radi se samo o djelićima. Među ponovljenim novima je sustav WZ Strijelac s periodom od 82 minute - jedan od najkraćih među sustavima dvostrukih zvijezda.

P. z. omogućuju vam proučavanje ne samo osnova. karakteristike zvijezda, njihova građa i evolucija. Oni nisu ništa manje važni za proučavanje strukture i evolucije zvjezdanih sustava. Mnoge zvijezde, prvenstveno cefeide, nove i zvijezde RR Lyrae, služe kao najbolji objekti za određivanje udaljenosti do udaljenih zvjezdanih sustava (vidi,).

Poznavanje udaljenosti do P. z. omogućuje korištenje tih podataka za proučavanje strukture zvjezdanih galaksija koje one tvore. podsustava To je istraživanje prostora. distribucija P. z. naše Galaksije omogućio nam je da dođemo do zaključka o postojanju ravnih, srednjih i sfernih komponenti Galaksije, koje tvore podsustavi zvijezda različitog fizičkog porijekla. vrste.

Svaki podsustav karakterizira vlastiti d.G.-R. i njihove vrste P. z. Kuglasti skupovi i zvijezde RR Lyrae, na primjer, tipični su za kuglaste skupove. komponenta, a otvoreni skupovi i cefeide povezani su s plosnatom komponentom. Studija P. z. u određenom zvjezdanom sustavu omogućuje vam da odmah kažete koja je vrsta zvjezdane populacije karakteristična za njega i procijenite njegovu starost.

Uz detaljno proučavanje pojedinih P. z. veliki značaj ima detekciju novih P. z. i identificiranje zanimljivih anomalnih zvijezda, a tu je pomoć zaljubljenika u astronomiju vrlo značajna. Istraživanje P. z. daju veliki doprinos našem znanju o građi i razvoju zvijezda i zvjezdanih sustava.

Lit.:
Kaplan S.A., Fizika zvijezda, 3. izdanje, M., 1977.; Kulikovsky L.G., Amateur Astronomy Handbook, 4. izdanje, M., 1971.; Tsesevich V.P., Promjenjive zvijezde i njihovo promatranje, M., 1980; Metode proučavanja promjenjivih zvijezda, M., 1971; Pulsirajuće zvijezde, M., 1970; Eruptivne zvijezde, M., 1970; Pomrčinske promjenjive zvijezde, M., 1971; Fenomeni nestacionarnosti i zvjezdane evolucije, M., 1974; Gershberg R.E., Plamteće zvijezde malih masa, M., 1978.; Zvijezde i zvjezdani sustavi, M., 1981; Cox D.P., Teorija zvjezdanih pulsacija, trans. s engleskog, M., 1983.

(Yu.N. Jefremov)

Pod, ispod eruptivne promjenjive zvijezde mislimo na zvijezde koje mijenjaju sjaj zbog aktivnih procesa i baklji koje se događaju u njihovim kromosferskim i koronalnim područjima. Promjene u sjaju obično su popraćene stvaranjem ili izbacivanjem proširenih ljuski, istjecanjem materije u obliku zvjezdanog vjetra promjenjivog intenziteta i/ili interakcijom s okolnim međuzvjezdanim medijem.

Resetiranje omotača zvijezde. Zbog naglog povećanja veličine mrlje koja reflektira svjetlost, prividni sjaj zvijezde također naglo raste. Ali s vremenom, kako se oblak prašine bude raspršivao, svjetlina će opet opasti

Podijeljen na vrste:

• FU su Orionske varijable tipa FU Orion (FU Ori). Karakterizira ih povećanje svjetline za oko 5-6m koje traje nekoliko mjeseci, nakon čega nastupa relativna konstantnost svjetline. Na maksimumu, svjetlina ponekad traje desetljećima, ponekad se uočava njeno polagano slabljenje za 1-2 m. Spektralne klase pri maksimalnoj svjetlini leže unutar granica Aea-Gpea.
  Nakon baklje dolazi do postupnog razvoja emisija u spektru, koje postaju kasnije. Možda ove varijable karakteriziraju jednu od faza u evoluciji varijabli tipa T Bik (INT) Orion, budući da je jedna od tih varijabli (V1057 Cyg) pokazala sličnu bljesak, ali je počelo slabljenje njezinog sjaja (za 2,5 m u 11 godina). odmah nakon postizanja maksimuma. Sve trenutno poznate FU Ori varijable povezane su s kometnim refleksijskim maglicama.
• GCAS su eruptivne nepravilne varijable tipa (gama) Kasiopeje ((gama) Cas). Brzorotirajuće zvijezde spektralnog tipa Be III - V; karakteriziran otjecanjem tvari u njihovoj ekvatorijalnoj zoni. Formiranje ekvatorijalnih prstenova ili diskova popraćeno je privremenim slabljenjem sjaja zvijezde. Amplituda promjena svjetline može doseći 1,5m V.
• I—loše proučene nepravilne varijable čije su varijacije svjetline i spektralni tipovi nepoznati. Vrlo raznolika skupina predmeta.
• IA su slabo proučene nepravilne varijable ranih (O-A) spektralnih klasa.
• IB su slabo proučene nepravilne varijable srednje (F-G) i kasne (K-M) spektralne klase.
• IN su Orionove varijable. Nepravilne eruptivne varijable povezane sa svijetlim i tamnim difuznim maglicama ili opažene u područjima takvih maglica. Neki od njih mogu pokazivati ​​cikličke promjene svjetline povezane s aksijalnom rotacijom. Na dijagramu spektar-luminoznost nalaze se u regiji glavni niz a u području subdivova. Očigledno mladi objekti koji se tijekom daljnje evolucije pretvaraju u zvijezde početnog glavnog niza konstantnog sjaja. Granice varijacije sjaja mogu doseći nekoliko vrijednosti. Ako zvijezda pokazuje brze promjene sjaja (do 1m po l-10d), simbol tipa prati simbol S(INS). Podijeljeni su u sljedeće podvrste:
  • INA - Orionske varijable ranog spektra razreda BA-A ili Ae. Karakteriziraju ih oštra zatamnjenja svjetline poput Algola (T Ori) koja se povremeno opažaju.
  • INB - Orionske varijable srednjeg i kasnog spektra razreda F-M ili Fe-Me (VN Ser, AN Ori). Zvijezde F-tipa mogu pokazivati ​​zatamnjenja poput algola, kao i zvijezde podtipa INA; Zvijezde klasa K-M, uz nepravilne promjene sjaja, mogu doživjeti baklje.
  • INT - Orionske varijable tipa T Tauri (T Tau). Oni pripadaju ovom tipu na temelju sljedećih (isključivo spektralnih) karakteristika. Spektralni tipovi sadržani su unutar Fe-Me. Spektar najtipičnijih zvijezda nalikuje spektru sunčeve kromosfere. Specifičnost tipa je prisutnost fluorescentnih emisijskih linija Fel (lambda)(lambda) 4046, 4132 (anomalno intenzivnih kod ovih zvijezda), emisijskih linija [ S II ] i [ OI ], kao i apsorpcijske linije Li I ( lambda) 6707. Ove se varijable obično promatraju samo u difuznim maglicama. Ako veza s maglicom nije uočljiva, slovo N u simbolu tipa može se izostaviti - IT (RW Aur).
  • IN(YY) — U spektrima nekih Orionovih varijabli (YY Ori) uočavaju se tamne komponente na dugovalnoj strani emisijskih linija, što ukazuje na pad tvari na površinu zvijezde. U tom slučaju nakon simbola tipa može slijediti simbol YY u zagradama.
• IS su brze nepravilne varijable koje nisu jasno povezane s difuznim maglicama i pokazuju promjene svjetline od 0,5-1,0 m tijekom nekoliko sati ili dana. Ne postoji oštra granica između brzih nepravilnih i Orionovih varijabli.
  Ako se opaža brza nepravilnost u području difuzne maglice, ona pripada Orionovim varijablama i označava se simbolom INS. Varijable treba klasificirati kao tip IS s velikim oprezom, tek nakon što se uvjerite da su promjene u njihovom sjaju uistinu neperiodičan. Pokazalo se da su mnoge zvijezde pripisane ovom tipu u trećem izdanju GCVS-a pomračivi binarni sustavi, varijable tipa RR Lyr, pa čak i izvangalaktički objekti tipa BL Lac.
  • ISA - brze nepravilne rane spektralne klase B-A ili Ae.
  • ISB su brzi nepravilni srednje i kasni spektralni tipovi F-M ili Fe-Me.
• RCB—varijable tipa R Sjeverna kruna (R SgV). Zvijezde siromašne vodikom, ugljikom i helijem, visokog luminoziteta spektralnih klasa Bpe-R, koje su i eruptivne i pulsirajuće. Karakteriziraju ih spora, neperiodična smanjivanja svjetline s amplitudama od 1 do 9m V, u trajanju od nekoliko desetaka do stotina dana. Ove promjene su superponirane cikličkim pulsacijama s amplitudama do nekoliko desetina magnitude i periodima od 30 do 100d.
• RS su eruptivne varijable tipa RS Canes Venatici. U ovu vrstu ubrajamo bliskobinarne sustave s emisijom H i K Ca II u spektru, čije komponente imaju povećanu kromosfersku aktivnost, što uzrokuje kvaziperiodsku varijabilnost njihova sjaja s periodom bliskom orbitalnoj i promjenjivom amplitudom, obično dosežući 0,2m V (UX Ari) . Izvori X-zraka. U isto vrijeme, one su rotirajuće varijable, a sam RS CVn također je sustav pomračenja (vidi dolje).
• SDOR—varijable tipa S Dorado (S Dor). Eruptivne zvijezde visokog luminoziteta spektralnih klasa Bpeq-Fpeq, koje pokazuju nepravilne (ponekad cikličke) varijacije sjaja s amplitudama od 1m do 7m V. Tipično najsjajnije plave zvijezde galaksija u kojima se opažaju. U pravilu su povezane s difuznim maglicama i okružene su ljuskama koje se šire (P Cyg, (eta) Car).
• UV-eruptivne varijable tipa UV Ceti (UV Cet). Zvijezde spektralnih tipova KVe-MVe; ponekad doživljavaju baklje s amplitudom od nekoliko desetinki do 6m V, znatno veću u ultraljubičastom području spektra. Maksimalni sjaj se postiže nekoliko sekundi ili desetaka sekundi nakon početka bljeska; zvijezda se vraća na normalni sjaj nakon nekoliko minuta ili desetaka minuta.
• UVN su plamene Orionove varijable spektralnih klasa Ke-Me. Fenomenološki se gotovo ne razlikuju od varijabli poput UV Ceti promatranih u blizini Sunca. Osim povezanosti s maglicom, karakteriziraju ih u prosjeku raniji spektralni tipovi, veći luminozitet i sporiji razvoj baklje (V389 Ori). Možda su oni vrsta Orionske varijable tipa INB, čije su nepravilne promjene sjaja superponirane bakljama.
• WR su eruptivne varijable tipa Wolf-Rayet. Zvijezde sa širokim emisijskim linijama HeI, HeII, kao i CII-CIV, OII-OV ili NIII-NV. Karakteriziraju ih nepravilne promjene sjaja do 0,1 m V, očito uzrokovane fizičkim razlozima, posebice nestacionarnim istjecanjem tvari s površine ovih zvijezda.

Pulsirajuće promjenjive zvijezde

Pulsirajuće promjenjive zvijezde Zvijezdama se uobičajeno nazivaju one koje pokazuju periodično širenje i skupljanje površinskih slojeva. Pulsacije mogu biti radijalne i neradijalne. Kod radijalnih pulsacija, oblik zvijezde ostaje sferičan. U slučaju neradijalnih pulsacija, oblik zvijezde povremeno odstupa od sfernog, pa čak i susjedna područja njezine površine mogu biti u suprotnim fazama oscilacija.
Ovisno o duljini perioda, masi zvijezde, evolucijskom stupnju i razmjeru pojave, možemo razlikovati sljedeće vrste pulsirajuće varijable.

• ACYG su varijable tipa (alfa) Cyg. Neradijalno pulsirajući superdivovi spektralnih klasa Beq -Aeq Ia; promjene svjetline s amplitudom reda veličine 0,1 m često se čine nepravilnima, jer su uzrokovane superpozicijom mnogih oscilacija s bliskim periodima. Promatraju se ciklusi od nekoliko dana do nekoliko desetaka dana.
• VSER - varijable tipa (beta) Cepheus ((beta) Ser, (beta) SMa). Pulsirajuće varijable spektralnih klasa O8-B6 I-V s periodima varijacije svjetlosti i radijalnim brzinama u rasponu od 0,1-0,6d, te amplitudama varijacija sjaja od 0,01 do 0,3m V. Krivulje svjetlosti slične su krivuljama prosječne radijalne brzine, ali zaostaju iza njih u fazi za četvrtinu perioda, pa maksimalna svjetlina odgovara maksimalnoj kompresiji, tj. minimalni radijus zvijezde. Očigledno, ove zvijezde uglavnom pokazuju radijalne pulsacije, ali neke od njih (V469 Per) karakteriziraju neradijalne pulsacije; Mnoge karakterizira višeperiodičnost.
• BCEPS - kratkoperiodična skupina varijabli tipa (beta) Ser spektralnih klasa B2-VZ IV-V; periodi i amplitude promjena svjetline su u rasponu od 0,02-0,04d odnosno 0,015-0,025m, tj. red veličine manji od onih koji se obično opažaju u zvijezdama tipa (beta) Ser.
• SER - . Radijalno pulsirajuće varijable visokog luminoziteta (klase luminoziteta Ib-II) s periodima od l d do 135 d i amplitudama od nekoliko stotinki do 2m V (veće u B sustavu nego u V). Spektralne klase pri maksimalnoj svjetlini F, in minimalni G-K, a što kasnije, to je duži period promjene svjetline. Krivulja radijalne brzine Vr praktički je zrcalna slika krivulje svjetlosti, a maksimalna brzina širenja površinskih slojeva opaža se gotovo istodobno s maksimalnim sjajem zvijezde.
• CEP(B) - Cefeide (TU Cas, V367 Sct), karakterizirane prisutnošću dvaju ili više simultano aktivnih načina pulsiranja (obično temeljni ton s periodom P0 i prvi prizvuk s periodom P1). Periodi P0 kreću se od 2d do 7d. Omjer P1/P0≈0,71.
• CW—W varijable tipa Djevica. Pulsirajuće varijable sferne komponente ili stare komponente galaktičkog diska s periodima od približno 0,8 do 35d i amplitudama od 0,3 do 1,2m V. Karakterizira ih odnos period-luminoznost koji se razlikuje od sličnog odnosa za varijable ( delta) Tip Cepheus - vidi dolje (DCEP). S istim periodom varijable tipa W Djevica slabije su za 0,7-2b od varijabli tipa (delta) Cefej. Krivulje svjetlosti varijabli tipa W Djevice razlikuju se od krivulja svjetlosti varijabli tipa (delta) Cefeja odgovarajućih razdoblja bilo po amplitudi ili po prisutnosti grba na silaznoj grani, ponekad se razvijajući u široki ravni maksimum. Nalaze se u starim kuglastim skupovima i na visokim galaktičkim širinama. Podijeljen na podvrste:
  • CWA su varijable tipa W Djevice s periodima većim od 8d (W Vir).
  • CWB - W varijable tipa Djevica s periodima manjim od 8d (BL Her).
• DCEP - klasične cefeide, varijable tipa (delta) Cefeja ((delta) Ser). Relativno mladi objekti smješteni nakon napuštanja glavne sekvence u traci nestabilnosti na Hertzsprung-Russell dijagramu. Pokoravaju se poznatom odnosu period-luminoznost; pripadaju ravnoj komponenti Galaksije, nalaze se u otvorenim skupovima; karakterizirani su prisutnošću određene podudarnosti između oblika svjetlosne krivulje i duljine razdoblja.
• DCEPS - varijable tipa ((delta) Cepheus s amplitudama manjim od 0,5m V (0,7m V) i gotovo simetričnim svjetlosnim krivuljama (M-m ≈ 0,4-0,5P); periode, u pravilu, ne prelaze 7d; to je moguće je da ove zvijezde pulsiraju u prvom prizvuku i/ili da prvo prolaze kroz pojas nestabilnosti nakon što napuste glavni niz (SU Cas).
  Prema tradiciji, varijable tipova (delta) Cefeja i W Djevice često se nazivaju cefeidama, jer je često (s periodima od 3d do 10d) nemoguće razlikovati varijable ovih tipova jedne od drugih po obliku svjetlosne krivulje.
  Međutim, u stvarnosti to su potpuno različiti objekti koji se nalaze na različitim stupnjevima evolucije. Jedna od značajnih spektralnih razlika između zvijezda W Djevice i cefeida je ta što se u spektrima prvih promatraju emisije u vodikovim linijama u određenom rasponu faza, a u spektrima cefeida emisije u H i K linijama Ca promatraju se II.
• DSCT - varijable tipa (delta) Shield ((delta) Set). Pulsirajuće varijable spektralnih tipova A0-F5III-Vc s amplitudama sjaja od 0,003 do 0,9m V (uglavnom nekoliko stotinki magnitude) i periodima od 0,01 do 0,2d. Oblik krivulje svjetlosti, period i amplituda obično jako variraju. Primjećuju se i radijalne i neradijalne pulsacije. Za neke zvijezde ovog tipa, varijabilnost sjaja javlja se sporadično i ponekad potpuno prestaje; Moguće je da je to posljedica jake amplitudne modulacije s donjom granicom amplitude ne većom od 0,001 m. Krivulja sjaja gotovo je zrcalna slika krivulje radijalne brzine: maksimalna brzina širenja površinskih slojeva zvijezde ne zaostaje za maksimalnim sjajem ne više od 0,1P.
  Zvijezde tipa DSCT predstavnici su ravne komponente Galaksije. S njima su fenomenološki povezane varijable tipa SXPHE (vidi dolje).
• DSCTC je niskoamplitudna skupina varijabli tipa (delta) Scuti (amplituda promjene sjaja je manja od 0,1 m V). Većina predstavnika ovog podtipa su zvijezde klase V sjaja; U pravilu se upravo takvi objekti nalaze u otvorenim zvjezdanim skupovima.
• L - spore netočne varijable. Promjenjive zvijezde čije su promjene u sjaju lišene bilo kakvih znakova periodičnosti ili je periodičnost slabo izražena, javljaju se samo s vremena na vrijeme. Dodjeljivanje varijabli ovom tipu, kao i tipu I, često je posljedica samo nedovoljnog poznavanja ovih objekata. Mnoge od njih mogu se pokazati kao poluregularne varijable ili varijable drugih vrsta.
• LB su sporo promjenjive nepravilne varijable kasnih spektralnih tipova K, M, C i S, obično divovi (CO Cyg). U katalogu su spore crvene nepravilne varijable klasificirane kao ovaj tip u slučajevima kada su njihovi spektralni tipovi i luminoznosti još uvijek nepoznati.
• LC su nepravilni varijabilni supergiganti kasnih spektralnih tipova s ​​amplitudom reda veličine l,0m V (TZ Cas).
• M su varijable tipa Mira Ceti ((omicron) Cet). Dugoperiodični varijabilni divovi s karakterističnim emisijskim spektrom kasnih klasa Me, Ce, Se, s amplitudama sjaja od 2,5 m do 11 m V, s dobro definiranom periodičnošću i periodima u rasponu od 80d do 1000d. Infracrvene amplitude promjena svjetline su male i mogu biti manje od 2,5 m. Na primjer, u K sustavu obično ne prelaze 0,9 m. Ako amplitude prelaze 1-1,5 m, ali nema sigurnosti da stvarna amplituda promjena sjaja prelazi 2,5 m, simbol M je popraćen dvotočkom ili je zvijezda tipa polupravilne varijable, a dvotočka je također postavljen uz simbol ove vrste (SR).
• PVTEL - PV varijable tipa teleskopa (PV Tel). Helijevi superdivovi spektralne klase Bp, karakterizirani slabim linijama vodika, pojačanim linijama helija i ugljika, pulsiraju s periodima od 0,1 do l d ili mijenjaju sjaj s amplitudom od oko 0,1 m V u vremenskim intervalima reda veličine jedne godine.
• RR — varijable tipa RR Lyra. Radijalno pulsirajući divovi spektralnih klasa A - F s periodima u rasponu od 0,2 do l.2d, i amplitudama sjaja od 0,2 do 2m V. Poznati su slučajevi varijabilnosti i oblika svjetlosne krivulje i perioda. Ako su te promjene periodične, nazivaju se Blažkov efekt.
  Po tradiciji, varijable RR Lyrae ponekad se nazivaju kratkoperiodične cefeide ili varijable globularnog skupa. U većini slučajeva dio su sferne komponente Galaksije, nalaze se (ponekad u velikom broju) u nekim kuglastim skupovima (pulsirajuće zvijezde vodoravne grane). Poput cefeida, najveća brzina širenja površinskih slojeva ovih zvijezda praktički se podudara s maksimumom njihovog sjaja.
• RR(B) - varijable tipa RR Lyrae, karakterizirane prisutnošću dvaju simultano aktivnih načina pulsiranja - temeljni ton s periodom P0 prvog prizvuka s periodom P1 (AQ Leo). Omjer R1/R0 ≈ 0,745.
• RRAB su varijable tipa RR Lyrae s asimetričnom krivuljom svjetlosti (strma uzlazna grana), periodima od 0,3 do l,2 d i amplitudama od 0,5 do 2m V (RR Lyr).
• RRC su varijable tipa RR Lyrae s gotovo simetričnim, ponekad sinusoidnim krivuljama svjetlosti s periodima od 0,2 do 0,5 d i amplitudama koje ne prelaze 0,8 V (SX UMa).
• RV—varijable tipa RV Bik (RV Tau). Radijalno pulsirajući superdivovi spektralnih klasa F-G pri maksimalnom i K-M pri minimalnom sjaju. Krivulje svjetlosti karakterizirane su prisutnošću dvostrukih valova s ​​izmjeničnim glavnim i sekundarnim minimumima, čija dubina može varirati tako da se glavni minimumi mogu pretvoriti u sekundarne minimume i obrnuto; ukupna amplituda promjena sjaja može doseći 3-4m V. Periodi između dva susjedna glavna minimuma, obično nazvani formalnim, kreću se od 30 do 150d (dani su u katalogu). Dijele se na podtipove RVA i RVB.
• RVA su varijable tipa RV Taurus čija se prosječna vrijednost ne mijenja (AC Her).
• RVB su varijable tipa RV Bika čija se prosječna vrijednost periodički mijenja s periodom od 600 do 1500 d i amplitudom do 2m V (DF Cyg, RV Tau).
• SR su poluregularne varijable. Divovi ili superdivovi srednjih i kasnih spektralnih klasa koji pokazuju primjetnu periodičnost u promjenama sjaja, popraćenu ili povremeno poremećenu različitim nepravilnostima. Periodi se kreću od 20 do 2000 d i više, oblici svjetlosnih krivulja su vrlo raznoliki i promjenjivi, amplitude se kreću od nekoliko stotinki do nekoliko magnituda (obično 1 - 2m V).
• SRA su polupravilni varijabilni divovi kasnih spektralnih klasa (M, C, S ili Me, Ce, Se) sa stabilnom periodičnošću, obično posjeduju male (manje od 2,5 m V) amplitude sjaja (Z Aqr). Amplitude i oblici svjetlosnih krivulja obično se mijenjaju. Razdoblja se kreću od 35 do 1200 d. Mnoge od ovih zvijezda razlikuju se od varijabli tipa Mira Ceti samo po manjoj amplitudi promjena sjaja.
• SRB su polupravilni varijabilni divovi kasnih spektralnih klasa (M, C,S ili Me, Ce, Se) sa slabo definiranom periodičnošću (prosječni ciklus - od 20 do 2300 d) ili s promjenama u periodičnim promjenama - sporim nepravilnim fluktuacijama ili intervalima. postojanosti svjetline (RR SgV, AF Cyg). Svaku od ovih zvijezda obično karakterizira određeni prosječni period (ciklus), koji je dan u katalogu. U nizu slučajeva te zvijezde pokazuju istovremeno djelovanje dvaju ili više razdoblja promjene sjaja.
• SRC su polupravilni varijabilni superdivovi kasnih spektralnih tipova M, C, S ili Me, Ce, Se ((mi) Ser). Amplitude su reda veličine 1m, periodi promjene sjaja su od 30 d do nekoliko tisuća dana.
• SRD su polupravilni promjenjivi divovi i superdivovi spektralnih klasa F, G, K, ponekad s emisijskim linijama u svojim spektrima. Amplitude promjena njihovog sjaja kreću se od 0.l do 4m) periode - od 30 do 1100 d (SX Her, SV UMa).
• SXPHE - Varijable tipa SX Phoenix (SX Phe). Po izgledu slični varijablama tipa DSCT, oni su pulsirajući podpatuljci sferne komponente ili stare komponente galaktičkog diska spektralnih klasa A2-F5; y od ovih objekata može istovremeno promatrati nekoliko perioda oscilacija, obično od 0,04 do 0,08 d s promjenjivom amplitudom promjena svjetline, koja može doseći 0,7m V. Nalaze se u globularnim klasterima.
• ZZ—varijable tipa ZZ Kina (ZZ Cet). Neradijalno pulsirajući bijeli patuljci koji mijenjaju sjaj s periodima od 30 sekundi do 25 minuta i amplitudama od 0,001 do 0,12 m V. Tipično, zvijezda ima nekoliko bliskih perioda. Ponekad se opažaju baklje na 1 m, što se, međutim, može objasniti prisutnošću bliskog satelita tipa UV Cet. Podijeljen na podvrste:
  • ZZA - vodikove varijable tipa ZZ Cet spektralne klase DA (ZZ Cet), samo s vodikovim apsorpcijskim linijama u spektru.
  • ZZB su helijeve varijable tipa ZZ Cet spektralne klase DB, u čijim se spektrima uočavaju samo He apsorpcijske linije.

Rotacijske promjenjive zvijezde

Rotacijske promjenjive zvijezde nazivamo zvijezde nehomogenog površinskog sjaja ili elipsoidnog oblika, čija je promjenjivost sjaja posljedica njihove osne rotacije u odnosu na promatrača. Nehomogenost raspodjele površinskog sjaja može biti uzrokovana ili prisutnošću pjega ili, općenito, temperaturnom i kemijskom nehomogenošću zvjezdane atmosfere pod utjecajem magnetskog polja, čija se os ne poklapa s osi rotacija zvijezde. Podijeljen na vrste:

• ACV su varijable tipa (alfa)2 Canes Hounds ((alpha)2 CVn). Zvijezde glavnog niza spektralnih klasa B8p - A7p s jakim magnetskim poljima. U njihovim spektrima linije silicija, stroncija, kroma i elemenata rijetke zemlje su anomalno pojačane, mijenjajući intenzitet s periodom rotacije zvijezde, jednakom periodu promjene magnetskog polja i sjaja (0,5 - 160 d i više). ). Amplitude promjena svjetline obično su u rasponu od 0,01 – 0,1 m V.
• ACVO su brzo oscilirajuće varijable tipa (alfa)2 CVn. Očigledno, neradijalno pulsirajuće rotirajuće magnetske varijable spektralne klase Ap (DO Eri). Periodi pulsiranja su 0,01d ili manje, amplitude promjena svjetline uzrokovane pulsacijama su oko 0,01m V. Ove promjene su superponirane na promjene svjetline uzrokovane rotacijom.
• BY - varijable tipa BY Dragon (BY Dra). Emisijske zvijezde su patuljci spektralnih klasa dKe - dMe, pokazuju kvaziperiodičke promjene sjaja s periodima od djelića dana do 120d i amplitudama od nekoliko stotinki do 0,5m V. Varijabilnost sjaja uzrokovana je aksijalnom rotacijom zvijezda sa stupnjem površine nehomogenost svjetline (pjege) koja varira tijekom vremena i kromosferske aktivnosti. Neke od njih pokazuju ispade slične onima UV Cet zvijezda; u takvim slučajevima također pripadaju UV tipu, a ujedno se smatraju i eruptivnima.
• ELL - elipsoidne varijable (b Per, (alfa) Vir). Bliski binarni sustavi s elipsoidnim komponentama, čija se prividna ukupna svjetlina mijenja s periodom jednakom periodi orbitalnog gibanja zbog promjena u području emitirajuće površine okrenute prema promatraču, ali bez pomrčina. Amplitude promjena svjetline ne prelaze 0,1m V.
• FKCOM - varijable tipa FK Veronikina kosa (FK Com). Brzo rotirajući divovi s nehomogenim površinskim sjajem spektralnih klasa G-K sa širokim emisijskim linijama H i K Ca II, a ponekad i s H(alfa) emisijom. Oni također mogu biti spektroskopski binarni sustavi. Periodi promjene sjaja (do nekoliko dana) jednaki su periodima rotacije, a amplitude su nekoliko desetina magnitude. Moguće je da su ti objekti rezultat daljnje evolucije bliskih binarnih sustava tipa EW (W UMa, vidi dolje).
• PSR - optički varijabilni pulsari (SM Tau). Brzo rotirajuće neutronske zvijezde s jakim magnetskim poljem, koje emitiraju radio, optičke i rendgenske valne duljine. Zračenje pulsara ima uski dijagram usmjerenja. Razdoblja promjena svjetline podudaraju se s razdobljima rotacije (od 0,001 do 4 sekunde), amplituda svjetlosnih impulsa doseže 0,8 m.
• SXARI - varijable tipa SX Ovan (SX Ari). Zvijezde glavnog niza spektralnih klasa B0p-B9p s promjenjivim intenzitetom linija HeI, Si III i magnetskim poljima, ponekad zvanim helijskim varijablama. Periodi promjene sjaja i magnetskog polja (reda 1d) podudaraju se s periodima rotacije, amplitude reda 0.lm V. Ove zvijezde su visokotemperaturni analozi varijabli tipa (alpha)2 CVn .

Eksplozivne i nove varijable

Zvijezde koje eksplodiraju zovemo zvijezde koje pokazuju baklje uzrokovane termonuklearnim eksplozijama koje se događaju u njihovim površinskim slojevima () ili duboko u unutrašnjosti (). Mi ćemo klasificirati kao nove varijable one koje pokazuju baklje poput nove povezane s brzim oslobađanjem energije u volumenima prostora koji ih okružuje (zvijezde tipa UG - vidi dolje), kao i objekte koji ne pokazuju baklje, ali slični su u spektralnim i drugim značajkama eksplozivnim varijablama u minimalnom sjaju.
Većina eksplozivnih varijabli i varijabli sličnih novoj su bliski binarni sustavi, čije komponente imaju jak međusobni utjecaj na evoluciju drugih. Oko vruće patuljaste komponente sustava često postoji akrecijski disk formiran gubitkom materijala od strane druge hladnije i opsežnije komponente. Podijeljen na vrste:

• N - Nove zvijezde. Bliski binarni sustavi s periodima orbitalnog gibanja od 0,05 do 230d; jedna od komponenti ovih sustava je vruća patuljasta zvijezda, koja neočekivano, u razdoblju od jednog dana do nekoliko desetaka ili stotina dana, povećava svoj sjaj za 7 - 19 mV. U razdoblju od nekoliko mjeseci do nekoliko desetljeća, sjaj sustava vraća se u prvobitno stanje.
  U najmanju ruku, mogu pokazivati ​​male promjene u sjaju. Hladne komponente su divovi, subgiganti ili patuljci spektralnih klasa K-M. Spektri novih blizu najvećeg sjaja u početku su slični apsorpcijskim spektrima A-F zvijezda visokog sjaja. Tada se u spektru pojavljuju široke emisijske linije (trake) vodika, helija i drugih elemenata s apsorpcijskim komponentama, što ukazuje na prisutnost ljuske koja se brzo širi. Kako se sjaj smanjuje, u složenom spektru pojavljuju se zabranjene emisijske linije, karakteristične za spektre plinovitih maglica koje pobuđuje vruća zvijezda. Pri minimalnom sjaju spektri novih zvijezda su u pravilu kontinuirani ili slični spektrima zvijezda tipa Wolf-Rayet.
  Znakovi hladnih komponenti nalaze se samo u spektrima najmasivnijih sustava. U nekim novima, nakon izbijanja, detektiraju se pulsacije vrućih komponenti s periodima od oko 100 sekundi i amplitudama od oko 0,05 m V. Neke nove se, naravno, također pokažu kao sustavi pomračenja. Na temelju prirode promjene sjaja nove se dijele na brze (NA), spore (NB), vrlo spore (NC) i ponavljajuće (NR).
• NA - brze nove, karakterizirane brzim porastom sjaja i smanjenjem sjaja nakon postizanja maksimuma od 3 m u 100 dana ili manje (GKPer).
• NB - spore nove, opadajući sjaj nakon postizanja maksimuma od 3 m u 150 dana ili više (RR slika). U isto vrijeme, prisutnost poznatog "poniranja" u krivulji svjetlosti novih kao što su T Aur i DQ Her nije uzeta u obzir: brzina smanjenja svjetline procjenjuje se pojavom glatke krivulje, dijelovi koji su prije i poslije "poniranja" izravni nastavak jedan drugoga.
• NC - Novo s vrlo sporim razvojem, ostaje na maksimalnoj svjetlini više od deset godina i slabi vrlo sporo. Prije izbijanja, ovi objekti mogu pokazati dugotrajne promjene sjaja s amplitudom od 1-2m V (RR Tel); Čini se da su hladne komponente ovih sustava divovi ili superdivovi, ponekad poluregularne varijable pa čak i varijable tipa Mira Ceti. Amplituda bljeska može doseći 10 m. Emisioni spektar visoke pobude sličan je spektru planetarnih maglica, Wolf-Rayetovih zvijezda i simbiotskih varijabli. Moguće je da su ti objekti planetarne maglice u nastajanju.
• NL - promjenjive zvijezde slične novoj. Nedovoljno proučeni objekti slični novima po prirodi promjena sjaja ili spektralnih značajki. To uključuje ne samo varijable koje pokazuju nove baklje, već i objekte za koje baklje nikada nisu opažene; Spektri varijabli sličnih novima slični su spektrima bivših novih, a male promjene u sjaju nalikuju onima karakterističnim za bivše nove pri minimalnom sjaju. Često se, međutim, nakon odgovarajućeg istraživanja, pojedini predstavnici ove vrlo heterogene skupine objekata mogu klasificirati kao drugi tip promjenjivih zvijezda.
• NR - ponovljeno Novo. Razlikuju se od tipičnih novih po tome što nemaju jedno, nego dva ili više izbijanja, odvojenih intervalima od 10 do 80 godina (T SGV).
• SN - supernove (B Cas, CM Tau). Zvijezde koje kao rezultat eksplozije brzo povećavaju svoj sjaj za 20 ili više magnituda, a zatim polako slabe. Spektar tijekom baklje karakterizira prisutnost vrlo širokih emisijskih vrpci, čija je širina nekoliko puta veća od širine svijetlih vrpci opaženih u spektrima novih; brzina širenja ljuske je nekoliko tisuća km/s. Nakon eksplozije, struktura zvijezde se potpuno mijenja. Na mjestu supernove ostaje šireća emisijska maglica i (ne uvijek vidljiv) pulsar. Na temelju oblika krivulja svjetlosti i spektralnih značajki dijele se na tipove I i II.
• SNI su supernove tipa I. Spektri sadrže apsorpcijske linije Ca II, Si itd., osim vodikovih. Ljuska koja se širi gotovo je lišena vodika. Tijekom 20 - 30 dana nakon maksimuma, svjetlina opada brzinom od oko 0.lm po danu, zatim se brzina opadanja svjetline usporava i nakon toga postaje konstantna - 0.014 m po danu.
• SNII su supernove tipa II. Spektri pokazuju linije vodika i drugih elemenata. Ljuska koja se širi sastoji se uglavnom od vodika i helija. Krivulje svjetlosti su raznolikije od onih supernova tipa I. Nakon 40 – 100 dana nakon maksimuma, stopa opadanja svjetline je obično 0,1 m dnevno.
• UG su varijable tipa U Gemini (U Gem), koje se često nazivaju patuljaste nove. Bliski binarni sustavi koji se sastoje od patuljaste zvijezde ili poddiva spektralne klase K-M, koji ispunjavaju volumen svoje unutarnje kritične Rocheove površine, i bijelog patuljka okruženog akrecijskim diskom. Orbitalni periodi kreću se od 0,05 do 0,5d. Obično se opažaju samo male, uključujući i brze, fluktuacije u svjetlini sustava, ali s vremena na vrijeme svjetlina se brzo povećava za nekoliko magnituda i nakon nekoliko dana ili desetaka dana vraća se u prvobitno stanje. Intervali između dva uzastopna bljeska određene zvijezde mogu jako varirati, ali svaku zvijezdu karakterizira određena prosječna vrijednost tih intervala - prosječni ciklus koji odgovara prosječnoj amplitudi promjene njezina sjaja. Što je ciklus duži, to više
  amplituda. Izvori X-zraka. Spektar sustava pri minimalnoj svjetlini je kontinuiran sa širokim emisijskim linijama vodika i helija. Pri maksimalnoj svjetlini te linije gotovo nestaju ili se pretvaraju u plitke apsorpcijske linije. Neki od ovih sustava su pomrčina, a može se pretpostaviti da je glavni minimum uzrokovan pomrčinom vruće točke formirane u akrecijskom disku upadnim protokom plina koji izvire iz zvijezde klase K-M.
  Na temelju prirode promjena svjetline, varijable tipa U Gem mogu se podijeliti u tri podvrste: SS Cyg, SU UMa i Z Cam.
• UGSS - Varijable tipa SS Cygnus (SS Cyg, U Gem). Oni povećavaju svoj sjaj u 1 - 2d za 2-6m V i nakon nekoliko dana se vraćaju na prvobitni sjaj. Vrijednosti ciklusa kreću se od 10d do nekoliko tisuća dana.
• UGSU su varijable tipa SU Ursa Major (SU UMa). Karakterizira ih prisutnost dvije vrste baklji - normalne i supermaksimuma. Normalni, kratki, ispadi slični su ispadima zvijezda tipa UGSS. Supermaksimumi su 2 m svjetliji od normalnih, više od pet puta duži (širi) i pojavljuju se više od tri puta rjeđe od normalnih. Tijekom supermaksimuma svjetlosna krivulja pokazuje superponirane periodične oscilacije (supergrbe) s periodom bliskom orbitalnom i amplitudama od oko 0,2 – 0,3m V. Orbitalni periodi manji su od 0,1d, spektralna klasa satelita je dM.
• UGZ su varijable tipa Z Žirafa (Z Cam). Oni također pokazuju cikličke baklje, ali za razliku od varijabli tipa UGSS, ponekad se nakon baklje ne vraćaju na svoj izvorni sjaj, već nekoliko ciklusa održavaju magnitudu između maksimuma i minimuma. Vrijednosti ciklusa kreću se od 10 do 40d, amplitude promjene svjetline u rasponu od 2 do 5m V.
• ZAND - simbiotske varijable tipa Z Andromeda (Z And). Bliski binar koji se sastoji od vruće zvijezde, zvijezde kasnog spektralnog tipa i proširene ovojnice pobuđene zračenjem vruće zvijezde. Ukupna svjetlina sustava doživljava nepravilne promjene s amplitudom do 4m V. Vrlo heterogena skupina objekata.

Bliski binarni sustavi pomračenja

Usvajamo trodimenzionalni sustav klasifikacije za pomračenje binarnih zvjezdanih sustava na temelju oblika njihove krivulje ukupnog sjaja i fizičkih i evolucijskih karakteristika njihovih komponenti. Klasifikacija prema svjetlosnim krivuljama je jednostavna, poznata i prikladna za promatrače; druga i treća metoda klasifikacije temelje se na položaju komponenata binarnih sustava na Mv, B - V dijagramu i stupnju do kojeg ispunjavaju svoje unutrašnje kritične ekvipotencijalne Rocheove površine. Da bi se to procijenilo, u pravilu su korišteni jednostavni kriteriji, koje su predložili M.A. Svechnikov i L.F. Istomin (AC br. 1083, 1979). Simboli korišteni u katalogu za tipove pomrčinskih binarnih sustava navedeni su u nastavku.

a) Klasifikacija prema obliku krivulje svjetlosti.

• E - pomračni binarni sustavi. Dvojni sustavi čija je orbitalna ravnina toliko blizu promatračevu vidnom polju (nagib i orbitalne ravnine prema ravnini okomitoj na vidni pravac je blizu 90°) da obje komponente (ili jedna od njih) periodički zasjenjuju jedna drugu . Promatrač bilježi, kao rezultat, promjenu u prividnoj ukupnoj svjetlini sustava, čiji se period podudara s periodom rotacije komponenata u orbiti.
• EA su varijable pomračenja tipa Algol ((beta) Per). Eclipsing binary sa sfernim ili blago elipsoidnim komponentama; Svjetlosne krivulje omogućuju snimanje trenutaka početka i kraja pomrčina. Između pomrčina, svjetlina ostaje gotovo konstantna ili se malo mijenja zbog efekata refleksije, blagih elipsoidnih komponenti ili fizičkih promjena. Sekundarni minimum se ne može poštovati. Razdoblja su u vrlo širokom rasponu - od 0,2 do 10000d ili više; Amplitude promjena svjetline vrlo su raznolike i mogu doseći nekoliko vrijednosti.
• EB - pomrčinske varijable tipa (beta) Lyra ((beta) Lyr). Pomrčinske dvojne datoteke s elipsoidnim komponentama, koje imaju svjetlosne krivulje koje ne dopuštaju snimanje trenutaka početka ili kraja pomrčina (zbog kontinuiranih promjena prividnog ukupnog sjaja sustava u intervalima između pomrčina); nužno se promatra sekundarni minimum, čija je dubina, u pravilu, znatno manja od dubine glavnog minimuma; periode su pretežno veće od 1d (za periode manje od 1d minimumi imaju različite dubine; za periode veće od 1d dubina minimuma može biti gotovo ista); komponente su obično ranih spektralnih tipova B-A. Amplitude promjena svjetline obično su manje od 2 m V.
• EW su varijable pomračenja Velikog Medvjeda (W UMa). Pomrčinske binarne datoteke s periodima manjim od 1d, koje se sastoje od gotovo dodirujućih elipsoidnih komponenti i imaju svjetlosne krivulje koje ne dopuštaju snimanje trenutaka početka i kraja pomrčina; dubine glavnog i sekundarnog minimuma gotovo su iste ili se vrlo malo razlikuju. Amplitude promjena sjaja obično su manje od 0,8m V. Spektralne klase komponenti su obično F-G i kasnije.

b) Klasifikacija prema fizičkim karakteristikama komponenti.

• GS - sustavi u kojima su jedna ili obje komponente divovi ili superdivovi; jedna od komponenti može biti član glavnog niza.
• PN - sustavi čije su komponente jezgre planetarnih maglica (UU Sge).
• RS - sustavi tipa RS CVn. Bitna značajka ovih sustava je prisutnost u spektru jakih H i K Ca II emisijskih linija promjenjivog intenziteta, što ukazuje na povećanu kromosfersku aktivnost solarni tip. Ove sustave karakterizira prisutnost radio emisije i emisije x-zraka. Za neke od njih se na krivulji svjetlosti izvan pomrčina uočava kvazi-sinusni val, čija se amplituda i položaj polako mijenjaju tijekom vremena. Pojava ovog vala (često se naziva distorzija)
  objašnjeno diferencijalnom rotacijom površine zvijezde prekrivene skupinama pjega; Period rotacije skupina Sunčevih pjega obično je blizak periodu orbitalnog gibanja (periodu pomrčina), ali se ipak razlikuje od njega, što uzrokuje sporu promjenu (migraciju) faza minimuma i maksimuma vala distorzije na prosječna svjetlosna krivulja. Varijabilnost amplitude valova (do 0,2 m V) objašnjava se postojanjem dugoperiodalnog ciklusa zvjezdane aktivnosti (sličan solarnom jedanaestogodišnjem ciklusu), tijekom kojeg se broj i ukupna površina pjega na mijenja se površina zvijezde.
• WD su sustavi čije su komponente bijeli patuljci.
• WR su sustavi čije komponente uključuju zvijezde tipa Wolf-Rayet (V 444Cyg).

c) Klasifikacija prema stupnju ispunjenosti unutarnjih kritičnih Rocheovih površina.

• AR - odvojeni sustavi tipa AR Lizard (AR Lac), čije su obje komponente subgiganti koji ne dosežu svoje unutarnje kritične ekvipotencijalne površine.
• D—odvojeni sustavi čije komponente ne dosežu svoje unutarnje kritične Rocheove ekvipotencijalne površine.
• DM su odvojeni sustavi glavnog slijeda, čije su obje komponente članovi glavnog slijeda i ne dopiru do svojih unutarnjih kritičnih Rocheovih površina.
• DS su odvojeni sustavi s subgigantom, u kojima subgigant također još nije dosegnuo svoju unutarnju kritičnu površinu.
• DW - sustavi koji su po svojim fizičkim karakteristikama slični kontaktnim sustavima tipa W UMa (vidi dolje), ali nisu kontaktni.
• K - kontaktni sustavi, čije obje komponente ispunjavaju svoje unutrašnje kritične površine.
• KE su kontaktni sustavi ranih spektralnih klasa (O-A), čije su obje komponente po veličini bliske svojim unutarnjim kritičnim površinama.
• KW su kontaktni sustavi tipa WUMa s elipsoidnim komponentama spektralnih klasa F0-K, od kojih su glavni članovi glavnog niza, a sateliti se nalaze lijevo i ispod njega na Mv, B - V dijagramu.
• SD - poluodvojeni sustavi u kojima je površina manje masivne komponente subgiganta blizu njezine unutarnje kritične površine. Kombinacija sve tri metode klasificiranja pomračenih binarnih sustava uključuje korištenje nekoliko skupina simbola tipa za jedan objekt, odvojenih kosim crtama , na primjer: E/DM, EA /DS/RS, EB/WR, EW/KW itd.

Bliski dvostruki optički varijabilni izvori jakog varijabilnog X-zračenja (X-izvori)

• X - bliski binarni sustavi koji su izvori jakog promjenjivog rendgenskog zračenja, koji nisu povezani ili još nisu klasificirani kao tipovi promjenjivih zvijezda koji su gore razmatrani. Jedna od komponenti sustava je vrući kompaktni objekt (bijeli patuljak, neutronska zvijezda, a možda i crna rupa). Emisija X-zraka nastaje kada tvar koja teče iz druge komponente padne na kompaktni objekt ili akrecijski disk koji okružuje taj objekt. Zauzvrat, ovo rendgensko zračenje, ulazeći u atmosferu hladnijeg satelita kompaktnog objekta, ponovno se emitira u obliku optičkog zračenja visoke temperature (efekt refleksije), čineći spektralnu klasu odgovarajućeg dijela satelita površinski mlađi. To dovodi do vrlo osebujne slike optičke varijabilnosti u bliskim dvojnim sustavima, koji su izvori jakog rendgenskog zračenja. Podijeljeni su u dolje navedene vrste.
• XB - X-ray bursters. Bliski binarni sustavi koji pokazuju rendgenske i optičke baklje koje traju od nekoliko sekundi do deset minuta s amplitudom reda veličine 0,1 m V (V801 Ara, V926 Sco).
• XF - X-ray fluktuirajući sustavi koji pokazuju brze fluktuacije X-zraka (Cyg X-1 = V1357 Cyg) i optičkog (V821 Ara) zračenja s ciklusom reda veličine nekoliko desetaka milisekundi.
• XI - RTG neispravan. Bliski binarni sustavi koji se sastoje od vrućeg kompaktnog objekta okruženog akrecijskim diskom i dA-dM patuljkom; karakteriziran nepravilnim promjenama svjetline s karakterističnim vremenom reda veličine minuta i sati i amplitudom reda veličine 1 m V; moguće je superponirati periodičku komponentu zbog orbitalnog gibanja (V818 Sco).
• XJ - binarne rendgenske zrake, karakterizirane prisutnošću relativističkih mlaznica, koje se očituju u rendgenskom i radijskom rasponu, kao iu vidljivom području spektra u obliku komponenata emisije koje imaju periodične pomake s relativističkim brzinama (V1343 Aql ).
• XND - X-zrake nove koje sadrže, zajedno s vrućim kompaktnim objektom, patuljastog ili subgiganta spektralnog razreda G-M. Sustavi koji ponekad brzo povećavaju svoju svjetlinu za 4-9 m V istovremeno u rasponu optičkih i rendgenskih valnih duljina bez izbacivanja ovojnice. Trajanje izbijanja je do nekoliko mjeseci (V616 Pon).
• XNG su rendgenske nove, čija je glavna komponenta superdiv ili div rane spektralne klase, a pratilac je vrući kompaktni objekt. Kada glavna komponenta planu, masa koju izbaci pada na kompaktni objekt, uzrokujući pojavu rendgenskog zračenja sa značajnim kašnjenjem. Amplitude su reda veličine l-2m V (V725 Tau).
• XP - rendgenski sustavi s pulsarom; glavna komponenta je obično elipsoidni superdiv rane spektralne klase. Učinak refleksije je vrlo mali, a varijabilnost svjetline uglavnom je posljedica rotacije elipsoidne glavne komponente. Periodi promjena sjaja kreću se od 1 do 10 d, period pulsara u sustavu je od 1 sekunde do 100 minuta. Amplituda promjena sjaja obično ne prelazi nekoliko desetinki magnitude (Vel X-1 = GP Vel).
• XPR - rendgenski sustavi s pulsarom, karakterizirani prisutnošću efekta refleksije. Sastoje se od glavne komponente dB-dF spektralne klase i rendgenskog pulsara, koji može biti i optički. Kada je glavna komponenta izložena rendgenskom zračenju, prosječna svjetlina sustava je maksimalna; tijekom razdoblja niske aktivnosti izvora rendgenskih zraka -
  minimalan. Ukupna amplituda promjena svjetline može doseći 2-3m V (HZ Her).
• XPRM su rendgenski sustavi koji se sastoje od dK-dM patuljaka i pulsara s jakim magnetskim poljem. Nagomilavanje tvari na magnetske polove kompaktnog objekta praćeno je pojavom promjenljive linearne i kružne polarizacije zračenja; stoga se ti sustavi ponekad nazivaju polarima. Tipično, amplituda promjena svjetline je reda veličine 1m V, ali kada je glavna komponenta ozračena X-zrakama, prosječna svjetlina sustava može se povećati za 3m V. Ukupna amplituda promjena svjetline može doseći 4- 5m V (AM Her, AN UMa).
  Ako usmjereno rendgensko zračenje koje nastaje na magnetskim polovima rotirajućeg vrućeg kompaktnog objekta ne prelazi položaj promatrača i sustav se ne percipira kao pulsar, slovo P u gornjim simboličkim oznakama za vrste rendgenskih sustava je odsutan. Ako su rendgenski sustavi eklipsni ili elipsoidni, njihovoj oznaci tipa prethode simboli E ili ELL, u kombinaciji s ovom oznakom znakom + (na primjer, E+X ili ELL + X).

Ostale vrste zvijezda i svemirskih tijela uzetih za promjenjive zvijezde

• BLLAC - izvangalaktički objekti tipa BL Lizard (BL Lac). Kompaktni kvazizvjezdani objekti karakterizirani gotovo kontinuiranim spektrom s vrlo slabim emisijskim i apsorpcijskim linijama i relativno brzim nepravilnim promjenama sjaja s amplitudom do 3m V i više. Izvori jake rendgenske i radio emisije, koji pokazuju jaku i promjenjivu linearnu polarizaciju zračenja u optičkom i infracrvenom području spektra. Mali broj takvih objekata, koji su greškom uzeti za promjenjive zvijezde i dobili odgovarajuće oznake, očito će se i dalje povremeno pojavljivati ​​u tablici glavnog kataloga.
• CST su stalne zvijezde. Jedno vrijeme se za njih sumnjalo da imaju promjenjivu svjetlinu i pokazala se žurba u dodjeljivanju konačne oznake. Daljnja promatranja nisu potvrdila njihovu varijabilnost.
• GAL-ovi su optički varijabilni kvazi-zvjezdani ekstragalaktički objekti (aktivne galaktičke jezgre) pogrešno uzeti za varijabilne zvijezde.
  L: - neistražene promjenjive zvijezde sa sporim promjenama sjaja.
• QSO su optički varijabilni kvazizvjezdani ekstragalaktički objekti (kvazari) koji se greškom smatraju promjenjivim zvijezdama.
  S: - neistražene promjenjive zvijezde s brzim promjenama sjaja.
  * - jedinstvene promjenjive zvijezde koje se ne uklapaju u gore opisanu klasifikaciju. To su očito kratkotrajne prijelazne faze iz jedne vrste varijabilnosti u drugu, ili početne i završne faze evolucije ovih vrsta, ili pak nedovoljno proučeni predstavnici budućih novih vrsta varijabilnosti sjaja.
  Ako promjenjiva zvijezda istovremeno pripada nekoliko vrsta varijabilnosti sjaja, te se vrste kombiniraju u stupcu "Vrsta" sa znakom + (na primjer, E+UG, UV+BY).
  Unatoč značajnom napretku u razumijevanju procesa zvjezdane varijabilnosti, klasifikacija usvojena u katalogu daleko je od savršene. To se posebno odnosi na eksplozivne, simbiotske i nove varijable, izvore X-zraka i neobične objekte. Nastavit ćemo raditi na razjašnjavanju klasifikacije promjenjivih zvijezda, nadajući se kritičkim komentarima i korisni savjeti specijalisti.

Čija prividna svjetlina varira. Te promjene mogu imati period od nekoliko godina ili tisućinki sekunde, a veličina promjena varira od tisućinke prosječne svjetline do 20-strukog povećanja. Katalogizirano je više od 100 000 promjenjivih zvijezda, uključujući Sunce. Gustoća fluksa energije naše zvijezde varira za oko 0,1 posto, ili dio u tisuću, tijekom 11-godišnjeg solarnog ciklusa.

Povijest promjenjivih zvijezda

Prva identificirana promjenjiva zvijezda bila je Omicron Ceti, kasnije nazvana Mira. Godine 1596. klasificirana je kao nova, a 1638. Johann Hallwards promatrao je promjene u sjaju zvijezde tijekom ciklusa od 11 mjeseci. Udaljenost do zvijezde je 200-400 svjetlosnih godina. Ovo je binarni sustav koji se sastoji od promjenjive zvijezde crvenog diva. Period fluktuacije sjaja je 332 dana, a sjaj u vidljivom području se mijenja stotinama puta tijekom jednog ciklusa, dok u infracrvenom dijelu spektra sjaj fluktuira samo dva puta. Druga zvijezda je također promjenjiva, ali bez točnog perioda. Njegove fluktuacije brzine uzrokovane su priljevom materije s prve zvijezde. Ovo je bilo važno otkriće jer je, zajedno sa supernovama, pokazalo da zvijezde nisu stalne tvorevine, kao što se vjerovalo još od vremena stare Grčke.

Svojstva promjenjivih zvijezda

Mnogo je razloga za promjene u prividnom sjaju zvijezda. Naglasimo da je vidljiva, odnosno da se sama zvijezda uopće ne bi trebala mijenjati, obično se mijenjaju uvjeti promatranja - kao, na primjer, u slučaju Algola. Međutim, neke zvijezde trepću zbog promjena u svojim svojstvima - pulsirajuće varijable imaju promjenjiv radijus ili masu. Neke promjenjive zvijezde su binarni sustavi, u kojima su druge zvijezde toliko blizu da materijal neprestano teče od jedne do druge i natrag. Općenito, klasifikacija promjenjivih zvijezda je vrlo bogata, ali se prvenstveno dijele zbog varijabilnosti - unutarnje (u ruskoj astronomiji uobičajeno je eruptivne varijable razmatrati odvojeno) ili vanjske.

Unutarnji razlozi

Cefeide su vrlo svijetle zvijezde, sjaja od 500-300 000 solarnih, i vrlo kratkog perioda pulsiranja - od 1 do 100 dana. Ove se zvijezde šire i skupljaju u jasnom uzorku. Ove su zvijezde posebno vrijedne astronomima, budući da mjerenje promjena u njihovom sjaju omogućuje vrlo precizno određivanje njihove udaljenosti, pretvarajući cefeide u prepreke svemira. Ostale vrste promjenjivih zvijezda s unutarnjim uzrocima fluktuacija sjaja: RR Lyrae, kratkoperiodične, stare zvijezde manje od cefeida; RV Taurus, superdivovi s velikim fluktuacijama sjaja; tip Mira (nazvan po prvoj promjenjivoj zvijezdi), hladni crveni superdivovi; nepravilni, crveni divovi ili superdivovi s dugim periodima u rasponu od 30 do 1000 dana, Betelgeuse pripada ovoj vrsti i uglavnom su crveni superdivovi.

Eruptivne varijable također su povezane s unutarnjim procesima; oni naglo povećavaju svoju svjetlinu zbog termonuklearnih eksplozija unutar ili na površini zvijezde. To uključuje obližnje dvojne zvijezde koje razmjenjuju masu. Supernove, nove, ponavljajuće nove, patuljaste nove i druge su skupina zvijezda koje doživljavaju velike nagle promjene u sjaju, obično zbog eksplozije. Najpoznatije od njih su supernove, koje mogu zasjeniti cijelu galaksiju i povećati svoj sjaj sto milijuna puta. Nove i ponovljene nove su bliske dvojne zvijezde na čijim površinama dolazi do eksplozija, ali za razliku od supernova, zvijezde se ne uništavaju. Patuljaste nove su binarni sustavi bijelih patuljaka koji razmjenjuju masu, uzrokujući njihovu povremenu eksploziju. Slični su simbiotičkim varijablama, koje se sastoje od crvenog diva i vruće plave zvijezde, zatvorenih u zajedničkoj ljusci od prašine i plina.

Vanjski razlozi

Pomračive varijable su zvijezde koje prolaze jedna ispred druge, blokirajući dio svjetlosti. Također ga mogu uzrokovati planeti zvijezde. Rotirajuće zvijezde imaju promjenjivu svjetlinu zbog prisutnosti tamnih ili, obrnuto, svijetlih mrlja na njihovoj površini i rotacije zvijezde. Slične promjene opažaju se iu slučaju zvijezde čiji se oblik primjetno razlikuje od sfere (obično u dvojnom sustavu). U ovom slučaju, rotacija elipsoida dovodi do promjena u području površine zračenja. Ovoj vrsti pripadaju i pulsari.

Buduća istraživanja

Proučavanja promjenjivih zvijezda pružaju astronomima podatke o masama, polumjerima, temperaturama i drugim svojstvima zvijezda. Informacije o strukturi i evoluciji zvijezde dobivaju se neizravno. Međutim, proučavanje dugoperiodičnih promjenjivih zvijezda traje dugo — obično desetljećima. Astronomi amateri igraju glavnu ulogu u kontinuiranom promatranju promjenjivih zvijezda. Neke su varijable posebno važne za znanost, poput cefeida, koje daju informacije o starosti Svemira. Proučavanje varijabli tipa Mira pruža informacije o Suncu i zvijezdama sličnim njemu, supernove tipa Ia koriste se za mjerenje brzine širenja Svemira, eruptivne varijable - u proučavanju aktivnih galaktičkih jezgri i supermasivnih

Zvijezde čiji se sjaj mijenja u relativno kratkim vremenskim razdobljima nazivamo fizičke promjenjive zvijezde. Promjene u sjaju ove vrste zvijezda uzrokovane su fizičkim procesima koji se odvijaju u njihovoj unutrašnjosti. Na temelju prirode varijabilnosti, razlikuju se pulsirajuće varijable i eruptivne varijable. Nove i supernove, koje su poseban slučaj eruptivnih varijabli, također se izdvajaju kao posebna vrsta. Sve promjenjive zvijezde imaju posebne oznake, osim onih koje su prethodno označene slovom grčki alfabet. Prve 334 promjenjive zvijezde svakog zviježđa označene su nizom slova latinične abecede (na primjer, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) iza kojih slijedi naziv odgovarajućeg zviježđa (na primjer , RR Lyr). Sljedeće varijable označene su V 335, V 336 itd. (npr. V 335 Cyg).

Fizičke promjenjive zvijezde

Zvijezde koje karakterizira poseban oblik krivulje svjetlosti, koja pokazuje glatku periodičku promjenu prividne zvjezdane magnitude i promjenu sjaja zvijezde za nekoliko puta (obično od 2 do 6), nazivamo fizikalno promjenjive zvijezde ili cefeide. Ova klasa zvijezda dobila je ime po jednom od svojih tipičnih predstavnika - zvijezdi δ (delta) Cephei. Cefeide se mogu klasificirati kao divovi i superdivovi spektralnih klasa F i G. Zahvaljujući ovoj okolnosti, moguće ih je promatrati s velikih udaljenosti, uključujući i daleko izvan granica našeg zvjezdanog sustava - Galaksije. Jedna od najvažnijih karakteristika cefeida je razdoblje. Za svaku pojedinu zvijezdu on je konstantan s visokim stupnjem točnosti, ali za različite cefeide periodi su različiti (od jednog dana do nekoliko desetaka dana). Za cefeide, spektar se mijenja istovremeno s prividnom magnitudom. To znači da uz promjenu sjaja cefeida dolazi i do promjene temperature njihove atmosfere u prosjeku za 1500°. Na temelju pomaka spektralnih linija u spektrima cefeida detektirana je periodična promjena njihovih radijalnih brzina. Osim toga, radijus zvijezde se povremeno mijenja. Zvijezde kao što je δ Cephei mladi su objekti koji se primarno nalaze blizu glavne ravnine našeg zvjezdanog sustava - Galaksije. Cefeide također ima, ali su starije i nešto slabijeg sjaja. Ove zvijezde, koje su dosegle stupanj cefeida, manje su masivne i stoga sporije evoluiraju. Zovu se W zvijezde Djevice. Takve promatrane značajke cefeida pokazuju da atmosfere tih zvijezda doživljavaju pravilna pulsiranja. Time imaju uvjete za dugotrajno održavanje posebnog oscilatornog procesa na konstantnoj razini.

Riža. cefeide

Mnogo prije nego što je bilo moguće shvatiti prirodu pulsiranja cefeida, utvrđeno je postojanje veze između njihovog perioda i sjaja. Pri promatranju cefeida u Malom Magellanovom oblaku, jednom od nama najbližih zvjezdanih sustava, uočeno je da što je prividna magnituda cefeide manja (tj. što se čini svjetlijom), to je period promjene njezina sjaja dulji. Pokazalo se da je ova ovisnost linearna. Iz činjenice da su svi pripadali istom sustavu proizlazilo je da su udaljenosti do njih bile praktički iste. Posljedično, otkrivena ovisnost se istovremeno pokazala kao ovisnost između perioda P i apsolutne magnitude M (ili luminoziteta L) za cefeide. Postojanje odnosa između perioda i apsolutne magnitude cefeida igra značajnu ulogu važna uloga u astronomiji: zahvaljujući njemu se određuju udaljenosti do vrlo udaljenih objekata kada se druge metode ne mogu primijeniti.

Osim cefeida, postoje i druge vrste pulsirajuće promjenjive zvijezde. Najpoznatije među njima su zvijezde RR Lyrae, koje su se prije nazivale kratkoperiodične cefeide zbog sličnosti s običnim cefeidima. Zvijezde RR Lyrae su divovi spektralne klase A, čiji sjaj premašuje sjaj Sunca za više od 100 puta. Periodi zvijezda RR Lyrae kreću se od 0,2 do 1,2 dana, a amplituda promjene sjaja doseže jednu magnitudu. Još jedna zanimljiva vrsta pulsirajućih varijabli je mala skupina zvijezda tipa β Cephei (ili tipa β Canis Majoris), koje uglavnom pripadaju divovima ranih spektralnih podrazreda B. U pogledu prirode varijabilnosti i oblika svjetlosti krivulje, ove zvijezde nalikuju zvijezdama tipa RR Lyrae, razlikuju se od njih po iznimno malim amplitudnim promjenama magnitude. Periodi se kreću od 3 do 6 sati, a kao i kod cefeida uočava se ovisnost perioda o sjaju.

Osim pulsirajućih zvijezda s pravilnim promjenama sjaja, postoji i nekoliko vrsta zvijezda čiji se uzorci krivulja svjetlosti mijenjaju. Među njima možemo istaknuti RV Tauri zvijezde, čije promjene u sjaju karakteriziraju izmjenični duboki i plitki minimumi, koji se javljaju u razdoblju od 30 do 150 dana i s amplitudom od 0,8 do 3,5 magnitude. Zvijezde RV Bika pripadaju spektralnim klasama F, G ili K. Tip m Cephei zvijezde pripadaju spektralnoj klasi M i nazivaju se crvene poluregularne varijable. Ponekad se odlikuju vrlo jakim nepravilnostima u promjeni sjaja, koje se javljaju u razdoblju od nekoliko desetaka do nekoliko stotina dana. Uz poluispravne varijable na dijagramu spektar-luminozitet nalaze se zvijezde M klase kod kojih nije moguće detektirati ponovljivost promjena sjaja (netočne varijable). Ispod njih nalaze se zvijezde s emisijskim linijama u spektru koje glatko mijenjaju svoj sjaj tijekom vrlo dugih vremenskih razdoblja (od 70 do 1300 dana) iu vrlo velikim granicama. Izvanredan predstavnik zvijezda ovog tipa je o (omicron) Ceti, ili drugačije nazvana Mira. Ova klasa zvijezda se zove dugoperiodične varijable poput Mira Ceti. Duljina perioda dugoperiodičnih promjenjivih zvijezda fluktuira oko prosječne vrijednosti, u rasponu od 10% u oba smjera.

Među patuljastim zvijezdama slabijeg sjaja također postoje varijable različite vrste, čiji je ukupan broj otprilike 10 puta manji od broja pulsirajućih divova. Ove zvijezde manifestiraju svoju varijabilnost u obliku povremeno ponavljajućih baklji, čija se priroda objašnjava različitim vrstama izbacivanja materije ili erupcija. Stoga se cijela ova skupina zvijezda, zajedno s novim zvijezdama, naziva eruptivne varijable. Vrijedno je napomenuti da među njima ima zvijezda najrazličitije prirode, kako onih u ranim fazama svoje evolucije, tako i onih koje završavaju svoj životni put. Najmlađe zvijezde, koje očito još nisu završile proces gravitacijske kompresije, treba uzeti u obzir varijable tipa τ (tau) Bik. To su patuljci spektralnih klasa najčešće F - G, koji se nalaze u velikom broju, na primjer, u Orionovoj maglici. Njima su vrlo slične zvijezde tipa RW Aurigae, koje pripadaju spektralnim klasama od B do M. Kod svih ovih zvijezda promjena sjaja događa se toliko nepravilno da se ne može utvrditi nikakav obrazac.

Eruptivne promjenjive zvijezde posebnog tipa, kod kojih je baklja (nagli nagli porast sjaja) od najmanje 7-8 magnituda opažena barem jednom, nazivaju se novi. Tipično, tijekom izbijanja nove, prividna magnituda se smanjuje za 10m-13m, što odgovara povećanju sjaja za desetke i stotine tisuća puta. Nakon izbijanja, nove su vrlo vrući patuljci. U maksimalnoj fazi baklje nalikuju superdivovima klasa A - F. Ako je baklja iste nove opažena najmanje dva puta, tada se takva nova naziva ponovljenom. Povećanje sjaja ponovljenih novih je nešto manje od onog kod tipičnih novih. Ukupno je trenutno poznato oko 300 novih zvijezda, od kojih se oko 150 pojavilo u našoj Galaksiji i preko 100 u Andromedinoj maglici. Među poznatih sedam ponovljenih novih, uočeno je ukupno oko 20 izbijanja. Mnoge (možda čak i sve) nove i ponovljene nove su bliski binarni sustavi. Nakon izbijanja, nove zvijezde često pokazuju slabu varijabilnost. Promjena sjaja nove pokazuje da tijekom izbijanja dolazi do iznenadne eksplozije uzrokovane nestabilnošću koja se pojavila u zvijezdi. Prema različitim hipotezama, ova nestabilnost može nastati u nekim vrućim zvijezdama kao rezultat unutarnjih procesa koji određuju oslobađanje energije u zvijezdi ili zbog utjecaja nekih vanjskih čimbenika.

Supernove

Supernove su zvijezde koje bljesnu na isti način kao i nove i dosežu apsolutnu magnitudu od -18m do -19m, pa čak i -21m maksimalno. Supernove povećavaju svoj sjaj više od desetaka milijuna puta. Ukupna energija koju emitira supernova tijekom izbijanja je tisućama puta veća nego za nove. Fotografski je zabilježeno oko 60 eksplozija supernova u drugim galaksijama, a često se njihov sjaj pokazao usporedivim s integralnim sjajem cijele galaksije u kojoj se eksplozija dogodila. Na temelju opisa ranijih opažanja napravljenih golim okom, utvrđeno je nekoliko slučajeva eksplozija supernove u našoj Galaksiji. Najzanimljivija od njih je Supernova 1054, koja je eruptirala u zviježđu Bika, a promatrali su je kineski i japanski astronomi u obliku iznenada pojavile "zvijezde gošće", koja se činila svjetlijom od Venere i bila je vidljiva čak i danju. Iako je ova pojava slična običnom izbijanju nove, razlikuje se od nje po svojim razmjerima, glatkoj i sporo promjenjivoj krivulji svjetlosti i spektru. Na temelju prirode spektra u blizini maksimalne epohe, razlikuju se dvije vrste supernova. Od velikog su interesa one koje se brzo šire, a koje su u nekoliko slučajeva otkrivene na mjestu eksplodiranja supernova tipa I. Najznačajnija od njih je poznata Rakova maglica u zviježđu Bika. Oblik emisijskih linija ove maglice ukazuje na njezino širenje brzinom od oko 1000 km/s. Sadašnje dimenzije maglice su takve da je širenje ovom brzinom moglo započeti prije najviše 900 godina, tj. točno u vrijeme eksplozije Supernove 1054.

Pulsari

U kolovozu 1967. godine u engleskom gradu Cambridgeu detektirana je kozmička radio emisija koja je dolazila iz točkastih izvora u obliku jasnih pulseva koji su slijedili jedan za drugim. Trajanje pojedinog impulsa iz takvih izvora može biti u rasponu od nekoliko milisekundi do nekoliko desetinki sekunde. Oštrina impulsa i ispravnost njihovog ponavljanja omogućuju da se s velikom točnošću odrede periodi pulsiranja ovih objekata, koji se nazivaju pulsari. Period jednog od pulsara je približno 1,34 sekunde, dok ostali imaju periode u rasponu od 0,03 do 4 sekunde. Trenutno je poznato oko 200 pulsara. Svi oni proizvode visoko polariziranu radio emisiju u širokom rasponu valnih duljina, čiji intenzitet naglo raste s povećanjem valne duljine. To znači da zračenje nije toplinske prirode. Bilo je moguće odrediti udaljenosti do mnogih pulsara, za koje se pokazalo da su u rasponu od stotina do tisuća parseka, što ukazuje na komparativnu blizinu objekata koji očito pripadaju našoj Galaksiji.

Najpoznatiji pulsar, koja se obično označava brojem NP 0531, točno se poklapa s jednom od zvijezda u središtu Rakove maglice. Promatranja su pokazala da se optička emisija ove zvijezde također mijenja s istim periodom. U pulsu zvijezda doseže 13m, a između impulsa nije vidljiva. Rendgensko zračenje iz ovog izvora također doživljava iste pulsacije, čija je snaga 100 puta veća od snage optičkog zračenja. Podudarnost jednog od pulsara sa središtem tako neobične formacije kao što je Rakova maglica sugerira da su to upravo objekti u koje se supernove pretvaraju nakon izbijanja. Ako eksplozije supernove stvarno rezultiraju nastankom takvih objekata, onda je vrlo moguće da su pulsari neutronske zvijezde.U ovom slučaju, s masom od oko 2 mase Sunca, trebali bi imati radijus od oko 10 km. Kada se komprimira na takve veličine, gustoća materije postaje veća od nuklearne, a rotacija zvijezde ubrzava se na nekoliko desetaka okretaja u sekundi. Očigledno je da je vremenski interval između uzastopnih impulsa jednak periodu rotacije neutronske zvijezde. Tada se pulsiranje objašnjava prisutnošću nehomogenosti, osebujnih vrućih točaka, na površini tih zvijezda. Ovdje je prikladno govoriti o "površini", budući da je pri tako visokim gustoćama tvar po svojim svojstvima bliža čvrsto tijelo. Neutronske zvijezde mogu poslužiti kao izvori energetskih čestica koje neprestano teku u pridružene maglice poput Rakova.

foto: Radio emisija iz maglice Crab