Stele variabile - ce sunt și ce sunt. Tipuri, tipuri și clasificarea generală a stelelor variabile

stele variabile

Deși la prima vedere stelele care scânteie pe cer par a fi constante, se dovedește că pentru multe dintre ele strălucirea aparentă se schimbă în timp. Steaua devine fie mai strălucitoare, fie mai slabă. Astfel de stele sunt numite stele variabile. Pentru unele stele variabile, luminozitatea se modifică strict periodic. Pentru alții se schimbă mai mult sau mai puțin periodic, pentru alții se schimbă într-un mod complet haotic. Există stele care clipesc în mod neașteptat. Acolo unde în urmă cu câteva zile era un asterisc abia vizibil în fotografii, astăzi strălucește o stea, vizibilă cu ochiul liber. Câteva luni mai târziu, strălucirea stelei scade din nou. Unele stele au fulgerări repetate. Există unele stele care au erupții foarte rapide. În câteva minute, steaua devine de sute de ori mai strălucitoare, iar după o oră revine la starea inițială.

Amplitudinile fluctuațiilor luminozității diferitelor stele variabile variază de la câteva sutimi de magnitudine.Mărimea este o caracteristică a luminozității aparente a stelelor. Coeficientul de determinare a mărimilor stelare ale luminilor este 2,512. Punctul zero pentru sistemul de mărimi stelare a fost determinat condiționat de grupul de stele din regiunea Stelei Polare, numită seria polară nordică. Mărimea aparentă nu are nimic de-a face cu dimensiunea stelei. Acest termen are origine istoricăși caracterizează doar strălucirea stelei. Cele mai strălucitoare stele au magnitudini zero și chiar negative. De exemplu, stele precum Vega și Capella au magnitudine aproximativ zero, iar cea mai strălucitoare stea de pe cerul nostru, Sirius, are minus 1,5. Magnitudinea stelară este indicată în partea de sus printr-o literă latină mică m (de la cuvântul „magnitudine” - mărime). Pentru stelele care nu sunt vizibile cu ochiul, se folosește aceeași scară de magnitudine. până la 15-17 magnitudini. Odată cu dezvoltarea tehnologiei și îmbunătățirea receptorilor care înregistrează luminozitatea stelelor, a devenit posibilă descoperirea de noi stele variabile cu amplitudini foarte mici și perioade scurte. Numărul total de stele variabile descoperite în Galaxy Galaxy. Spre deosebire de alte galaxii, numele său este scris cu majuscule. aproximativ 40 000, iar în alte galaxii, Galaxia este un sistem stelar uriaș în rotație.- mai mult de 5 000. Literele latine sunt folosite pentru a desemna stelele variabile, indicând constelația în care se află steaua. În cadrul unei constelații, stelelor variabile li se atribuie succesiv o literă latină, o combinație de două litere sau litera V cu un număr. De exemplu: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Stelele variabile sunt împărțite în trei clasa mare: pulsatoriu, eruptiv (exploziv) și eclipsant. Stelele pulsatoare au o schimbare lină a luminozității. Se datorează modificărilor periodice ale razei și temperaturii suprafeței. Pe măsură ce stelele se contractă, temperatura crește. O crestere a temperaturii duce la o crestere a luminozitatii Luminozitatea este energia totala pe care o radiaza o stea pe unitatea de timp, in ciuda faptului ca raza scade. Perioadele stelelor pulsatoare variază de la fracțiuni de zi (stelele de tip RR Lyra) la zeci (Cefeide) și sute de zile (Mirids - stele de tip Mira Cetus). În stelele Cefeide și RR Lyrae, periodicitatea este menținută cu o acuratețe uimitoare. În stelele variabile cu o schimbare semi-regulată sau haotică a luminozității, pulsațiile, deși mai puternice, apar neregulat. Toate Cefeidele sunt giganți, stele cu luminozitate mare, multe dintre ele sunt supergiganți, acestea includ stele cu cea mai mare luminozitate. Miridele sunt numite stele variabile cu perioadă lungă. Modificările luminozității lor sunt însoțite de modificări ale temperaturii lor. Mira Cetus la cea mai mare strălucire este aproape la fel de strălucitoare ca Steaua Polară. Stelele variabile de acest tip sunt, de asemenea, stele supergigant. Au fost descoperite aproximativ 14.000 de stele care pulsa.

A doua clasă de stele variabile este stele explozive sau, așa cum sunt numite și eruptive. Acestea includ, în primul rând, supernove. Supernovele sunt cele mai strălucitoare stele dintre cele care apar pe cer ca urmare a erupțiilor stelare. Noile stele noi sunt stele a căror luminozitate crește brusc de sute, mii și uneori de milioane de ori, noi repetate, Stele Gemeni de tip U, stele asemănătoare nova și simbiotice. Toate aceste stele se caracterizează prin fulgere unice sau repetate de natură explozivă cu o creștere bruscă a luminozității. Multe dintre aceste stele sunt componente ale sistemelor binare apropiate, iar procesele turbulente apar în interacțiunea componentelor din astfel de sisteme. satelit cu stea variabilă

Se credea că noile vedete sunt într-adevăr noi venite. Dar aceste stele au existat înainte - ele apar ca stele slabe în fotografiile cu cerul înstelat făcute mai devreme.

Unele dintre noile stele (și poate toate) fulgeră în mod repetat. Așadar, brusc se aprind și cresc în dimensiune cu o viteză egală cu sute de kilometri pe secundă, stelele foarte fierbinți care au o stare specială, instabilă pot. În timpul unei fulgerări, straturile lor exterioare de gaze se desprind și se repezi în spațiu cu mare viteză. În timp, aceste gaze se disipează.

În cazuri rare, se observă explozii de supernove. Ele diferă prin faptul că luminozitatea lor în timpul unei erupții este de zeci și sute de milioane de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui. În prezent, astronomii și fizicienii lucrează din greu pentru a rezolva întrebarea care sunt cauzele fizice care cauzează un fenomen atât de grandios precum exploziile de supernova.

În al doilea rând, stelele eruptive includ variabile tinere rapide neregulate, stele de tip UV Ceti și o serie de obiecte înrudite. Numărul celor deschise eruptive depășește 2000.

Stelele pulsatoare și eruptive sunt numite stele fizice variabile, deoarece modificările luminozității lor aparente sunt asociate cu procesele fizice care au loc pe ele. Acest lucru schimbă temperatura, culoarea și, uneori, dimensiunea stelei.

A treia clasă de stele variabile include variabile de eclipsare. Acestea sunt sisteme binare al căror plan orbital este paralel cu linia vizuală. Când stelele se mișcă în jurul unui centru de greutate comun, ele se eclipsează alternativ reciproc, ceea ce provoacă fluctuații ale luminozității lor.

Curba luminii a stelei Algol. Timpul este afișat orizontal în ore.

Schema mișcării satelitului Algol

În sistemele apropiate, modificările luminozității totale pot fi cauzate de distorsiuni ale formei stelelor.Perioadele de variație a luminozității în binarele de eclipsă variază de la câteva ore la zeci de ani. Peste 4000 de astfel de stele sunt cunoscute în Galaxie.

Există, de asemenea, o mică clasă separată de stele variabile - stele magnetice. Pe lângă un câmp magnetic mare, au neomogenități puternice în caracteristicile suprafeței. Astfel de neomogenități în timpul rotației stelei duc la o schimbare a luminozității.

Pentru aproximativ 20.000 de stele, clasa de variabilitate nu a fost determinată.

Stelele variabile sunt foarte atent studiate de astronomi. Modificările observate în luminozitate, spectru și alte cantități fac posibilă determinarea principalelor caracteristici ale stelei, cum ar fi luminozitatea, raza, temperatura, densitatea, masa, precum și studierea structurii atmosferei și a caracteristicilor diferitelor fluxuri de gaz. . Din observațiile stelelor variabile în diferite sisteme stelare, se poate determina vârsta acestor sisteme și tipul populației lor stelare. Dependența remarcabilă „perioada – luminozitate”, descoperită pentru Cefeide, face posibilă calcularea luminozității adevărate a stelei și, în consecință, a distanței până la aceasta, din perioada stabilită. Dacă o cefeidă se găsește într-un grup de stele foarte îndepărtat, atunci observațiile măsoară perioada de schimbare a luminozității sale și, prin urmare, luminozitatea. Și după aceea, este ușor de calculat la ce distanță se află această Cefeidă, dacă la o anumită luminozitate ne apare în strălucirea ei ca o stea de așa și cutare mărime. Dimensiunile clusterului, oricât de mari ar fi, sunt neglijabile în comparație cu distanța până la acesta, ceea ce înseamnă că toate stelele incluse în el se află aproximativ la aceeași distanță de noi. În acest fel, au fost măsurate distanțele până la părțile îndepărtate ale galaxiei noastre, precum și la alte galaxii. Observațiile moderne au arătat că unele stele binare variabile sunt surse cosmice de raze X.

- stele, în care se observă fluctuații de luminozitate. Număr cunoscut până în prezent P. z. foarte mare (peste 28.000). Peste 15.000 de stele sunt suspectate de variabilitate, dar nu au fost încă studiate. BINE. 3000 P. s. descoperite în cele mai apropiate galaxii - Norii Magellanic și cca. 700 (fără a număra stele noi) - în Nebuloasa Andromeda. Mai mult de 1000 P. z. găsite în clustere globulare din galaxia noastră. P. z. au un special desemnări (dacă nu erau deja desemnate printr-o literă a alfabetului grecesc). Primul 334 P. z. fiecare constelație este desemnată printr-o succesiune de litere alfabet latin: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ..., QZ cu se adaugă numele constelației corespunzătoare (de ex. RR Lyr sau RR Lyra). Următoarele P. z. desemnate V 335, V 336 etc.

P. z. se împart în două mari clase: eclipsare P. z. şi fizică P. z.

Eclipsa P. z.

sunt un sistem de două stele care se rotesc în jurul unui centru de masă comun, iar planul orbitelor lor este atât de aproape de linia vizuală a unui observator pământesc încât se observă o eclipsă a unei stele de către alta la fiecare revoluție. Acest lucru duce la o scădere a luminozității totale a sistemului. Peste 4.000 de stele din această clasă au fost descoperite în Galaxia noastră. La unele, precum Algol (Perseus), luminozitatea în afara eclipsei este practic constantă (Fig. 1, a), în timp ce la altele, precum (Lyra), nu există perioade de luminozitate constantă, ceea ce dă motive să se ia în considerare componentele astfel de sisteme elipsoidale, alungite prin atracție reciprocă.Modificările de luminozitate în afara unei eclipse în astfel de sisteme se explică printr-o schimbare continuă a zonei suprafeței luminoase a stelelor îndreptate spre observator (Fig. 1.6).Eclipsele oferă o unică posibilitatea de a determina o serie dintre cele mai importante caracteristici ale stelelor, mai ales dacă se cunosc distanța până la sistem și curba modificărilor vitezelor radiale ale stelelor care intră în sistem. Din durata eclipsei se pot determina diametrele. de stele în fracții din semi-axa majoră a orbitelor lor relative și apoi și în kilometri. L iar dimensiunea stelelor poate fi determinată T e suprafețele lor. Prin observarea modificărilor spectrului în timpul unei eclipse, se poate studia structura atmosferei stelei care se eclipsează (prin care strălucește a doua componentă a sistemului) la diferite adâncimi. Rezultate deosebit de interesante se obțin prin studierea sistemelor de tip Aurigae, în care se observă eclipse ale unei stele fierbinți (spectru, clasa B) de către o supergigantă roșie (clasa K) cu o atmosferă vastă. Modificările intensității liniilor de absorbție în timpul eclipsei au făcut posibilă determinarea conținutului de chimie. elemente din atmosfera unei supergigant la diferite înălțimi, a fost posibil să se măsoare viteza de rotație a unei stele în jurul axei sale din deplasarea liniei (vezi ). Eclipsa P. z. yavl. principala sursă de informații despre cea mai importantă caracteristică a stelelor - masa lor, pentru a determina care este legea a 3-a a lui Kepler, care raportează perioada orbitală, semiaxa majoră a orbitei și masele componentelor sistemului (vezi). În unele stele care se eclipsează, se observă rotația axei majore a elipticii. orbita (liniile de abside) cauzate de deformarea reciprocă a mareelor ​​a componentelor (Fig. 2); aceasta se reflectă în curba luminii ca o schimbare lentă a poziției minimului secundar (mai mic). Viteza acestei rotații este determinată de gradul de concentrare a materiei spre centrul stelei, iar observațiile unor astfel de stele oferă aproape singura oportunitate de a testa concluziile teoriilor interne. structuri stelare.

P. fizică z.
își schimbă strălucirea ca urmare a fenomenelor fizice care au loc asupra lor. proceselor. Fiz. variabilele sunt împărțite în pulsative și eruptive. Pulsând P. z. sunt caracterizate prin modificări line și continue ale luminozității (Fig. 3); în cele mai multe cazuri, este sigur să spunem că acestea sunt cauzate de pulsația stelelor. Când o stea se contractă, dimensiunea ei scade, se încălzește și devine mai strălucitoare, când o stea se extinde, strălucirea ei scade. Perioadele de variație a luminozității variază de la fracțiuni de zi (stele precum RR Lyra, Scutum și Caine mare) până la zeci ( , stele de tip RV Taur) și sute de zile [Stele precum Mira Kita (spectru, clasa M), stele semi-regulare (SR)]. Pentru unele stele, periodicitatea variației luminozității este menținută cu acuratețea unui mecanism bun (de exemplu, Cefeide și stele de tip RR Lyrae), în timp ce pentru altele este practic absentă (pentru stelele roșii neregulate). În timpul pulsațiilor, fluctuațiile dimensiunilor radiale ale stelelor pot atinge o valoare, de exemplu, pentru Cefeide, de exemplu, 2-3 raze ale Soarelui. Acest lucru nu ar trebui să fie surprinzător, deoarece Cefeidele sunt stele supergigant [raza lui RR Lyr este ].

În tabel. sunt date caracteristicile unor periodice. pulsatoriu P. z.

tip stea	Perioada, zile	Clasa spectrală	Amplitudine (in albastru raze)	tip stea populatie galaxii
Cefeida C	2-218	FII-GI	0,1-2 m	eu
Cefeide CW	1-3, 11-30	(FG)	0,5-1,5 m	II
RR Lyra	0,05-1,2	A-F	0,5-2 m	II
Scut	0,03-0,2	A-FV-III	0,1-0,5 m	eu
RV Taur	30-140	F-GI	2-3 m	eu
Lumile Balenelor	80-220 500-1000	M,C,S	2,5-10 m	II eu
Caine mare	0,1-0,6	BO-B3III-IV	0,1 m	eu

Eruptive P. z. sunt caracterizate prin modificări neregulate, adesea rapide și puternice de luminozitate, cauzate aparent de procese violente care sunt de natură explozivă (eruptivă) (Fig. 4). Aceste stele sunt împărțite în două grupe: 1) un grup de stele tinere, recent formate, care includ variabile neregulate rapide (cum ar fi T Taurus sau RW Aurigae), (cum ar fi UV Ceti) și obiecte înrudite, numeroase în grupuri stelare tinere și asociat cu nebuloase; 2) un grup de stele, în care din când în când se constată creșteri rapide și mari ale luminozității (așa-numitul PZ cataclismic). Acestea sunt novae, nova repetate, stele Gemeni de tip U, asemănătoare nova și simbiotice. P. z. (Aceste din urmă se caracterizează prin prezența în spectru a liniilor tipice atât pentru stelele calde, cât și pentru cele reci). În cele mai multe cazuri, cataclismic Stelele se dovedesc a fi sisteme binare. Adesea una dintre componentele yavl. pitic alb. Sunt cunoscute peste 1600 de stele eruptive.

Alături de tradiționalul tipurile P. z. s-au izolat recent tip nou- stele rotative cu luminozitate neuniformă a suprafeței. La acest tip P. z. atribuite cu anomalii chimice. compoziție, care se rotește cu o perioadă de mai multe. zi; BY Stele de tip Dragon (pitici de clasa M, la care, pe lângă erupții similare cu cele observate la stelele de tip UV Ceti, s-au constatat mici fluctuații de luminozitate cu o perioadă de câteva zile) și, în final, stele de tip HZ Hercules, care fac parte. a unui sistem binar apropiat cu raze X sursă (radiația sursă determină apariția unui punct fierbinte pe suprafața celei de-a doua componente). Prezența punctelor calde sau reci este suspectată și la alte tipuri de stele, în special la variabilele eclipsante.

Variabilitatea și evoluția stelelor.
Fiz. variabilitatea apare la stele în anumite stadii ale evoluției lor, astfel încât pe tot parcursul vieții sale aceeași stea, trecând de la o etapă de dezvoltare la alta, este atât o stea constantă, cât și o stea. tipuri diferite. Prin urmare, studiul lui P. z este de o importanță deosebită pentru înțelegerea naturii variabilității. în clustere stelare (pentru stele în clustere se pot determina atât vârsta cât și stadiul evolutiv), precum și o comparație a poziției pe diagrama spectru-luminozitate a stelelor permanente și P. z. diferite tipuri (vezi).

Începându-și dezvoltarea sub forma unui cheag izolat gravitațional de gaz și materie de praf, steaua se contractă treptat și gravitație. energia eliberată în același timp o încălzește. Transferul de energie din interior straturile la suprafața unei astfel de stele se efectuează la început și numai la apropierea (GP) apare un nucleu în stea, în care energia este transferată prin radiație. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât ajunge mai repede la MS; sursa de energie pentru o astfel de stea este reacțiile termonucleare de ardere a hidrogenului în centrul ei. Există foarte tineri (cu vârsta stelelor ~ 10 6 -10 7 ani), în care înseamnă doar cele mai masive stele. luminozitățile au atins MS; ele ocupă partea superioară a diagramei Hertzsprung-Russell (d. G.-R.) a clusterului și yavl. stele permanente obișnuite. Stelele clusterului, care au luminozitate și masă mai scăzute, nu au finalizat încă stadiul gravitațional. compresie și nu a „ieșit” pe GPU. Astfel de stele au încă o zonă convectivă extinsă și printre ele se găsesc variabile neregulate rapide și stelele erupții în număr din ce în ce mai mare. Aparent, interacțiunea zonei convective cu câmpul magnetic este responsabilă pentru activitatea de erupție a stelelor. câmp, iar rotația stelei joacă, de asemenea, un rol important, deoarece ratele mari de rotație sunt tipice pentru stelele tinere. În ansamblu, variabilitatea unor astfel de stele este, aparent, un analog mult sporit al fenomenelor observate în regiunile active ale Soarelui.

În cadrul benzii de instabilitate care traversează satul G.-R sunt situate o serie de tipuri de variabile pulsatorii. din spectrul supergiganților roșii. stele albe din clasa K până la clasa A (Fig. 5 și 6). Acestea includ stelele Cefeide (C în Fig. 6), RV Taurus, RR Lyra și Scutum. În toate aceste stele, aparent, există un singur mecanism care provoacă pulsația lor. straturi superioare. Conform teoriei general acceptate, în regiunile exterioare ale stelelor care locuiesc pe banda de instabilitate, există o zonă critică. ionizarea heliului, care este ionizat alternativ la He II (cu creșterea temperaturii), apoi se recombină și se răcește. Zona critică ionizarea în timpul compresiei absoarbe și nu eliberează radiația care vine din interior, ci în timpul expansiunii, dimpotrivă, o radia intens spre exterior (vezi). Un astfel de mecanism pentru acumularea de oscilații funcționează numai la un anumit conținut (> 15% din punct de vedere al numărului de atomi) de heliu și la o anumită adâncime a zonei critice. ionizare, în funcție de luminozitatea și temperatura de suprafață a stelei. Aceste motive determină existența unei benzi destul de înguste de instabilitate.

În cadrul MS, stelele trăiesc cel mai mult, astfel încât MS este regiunea cea mai populată a satului G.-R. Critic momentul pentru o stea pe MS vine când masa nucleului, în care hidrogenul s-a transformat în heliu, atinge 10-12% din masa stelei și reacția termonucleară de transformare a hidrogenului în heliu în centrul de steaua se estompează. Din acest moment, structura stelei începe să se schimbe. În primul rând, întreaga stea se contractă, iar apoi miezul, lipsit în acest stadiu de surse de energie, se contractă și se încălzește, iar exteriorul. părți ale stelei se extind și se răcesc. Steaua părăsește MS pentru regiunea giganților roșii și a supergiganților (Fig. 5).

Această modificare a structurii poate fi legată de variabilitatea unui număr de stele situate în apropierea limitei superioare a MS. Cele mai multe dintre ele diferă și de stelele constante vecine (conform G.R.) prin rotația lor mai lentă. Se poate presupune că o modificare a razei stelare în apropierea limitei superioare a MS poate duce la o schimbare a naturii rotației și poate provoca pulsații. Probabil, în stadiul de ieșire din MS, există stele precum Canis Major (spectru, clasa B), care își schimbă luminozitatea cu o perioadă de mai multe. ore (Fig. 6). Când se încadrează în banda de instabilitate după părăsirea MS, stelele de diferite mase încep să pulseze cu perioade și amplitudini diferite.

Evoluții calculate în detaliu. urmele stelelor cu o masă de 3-12 după sosirea în regiunea giganților roșii și supergiganților (unde nucleul stelei se încălzește deja până la o astfel de temperatură încât reacția de conversie heliu-carbon este activată) descriu bucle largi care traversează în mod repetat banda de instabilitate (Fig. 5). De fiecare dată în timpul acestei traversări, steaua devine o Cefeidă. În acest caz, cu cât masa stelei este mai mare (de la 3 la 10-12 ), cu atât perioada de pulsație este mai lungă (de la 1 la 50-100 de zile). Posibilitatea apariției pulsațiilor în stele masive într-un anumit stadiu de evoluție este arătată teoretic: se calculează modele de stele, care la o anumită temperatură și luminozitate a suprafeței devin instabile și încep să pulseze. Aceste luminozități și temperaturi sunt de acord cu poziția observată a benzii de instabilitate.

Orez. 6. Poziția pe diagrama Hertzsprung - depășește 2 stele de tip C Canis Major, Ar - variabile magnetice, S - Stele de tip Scutum, C - Cefeide componentă plată, SRc - variabile supergiganți roșii. Linii îndrăznețe secvente pentru clustere cu vârsta mai mică de ani, în ce stele de aceste tipuri se găsesc: clustere hși Perseus, NGC 6067, NGC 2362 și Hyades (G).

Pentru stelele cu masă, etapa de evoluție asociată conversiei termonucleare a heliului în carbon începe după medie. o creștere a luminozității și înaintarea unor astfel de stele până la capătul ramului gigant roșu de pe G.-R. (Fig. 5 și 7). Acest lucru este cauzat de compresia și încălzirea mai lentă a miezului lor degenerat. Termen lung variabile (stele precum Mira Kita, schimbarea luminozității cu o amplitudine de 3-7 mși o perioadă de sute de zile) iar giganții roșii neregulați și semiregulați sunt localizați tocmai la capetele ramurii gigantice de clustere globulare și vechi deschise. Absența stelelor mai roșii în astfel de grupuri indică faptul că aici începe restructurarea stelei, în urma căreia părăsește ramura gigantică. Această rearanjare este probabil cea care provoacă variabilitatea giganților roșii și a stelelor precum Mira Ceti. Determinările directe ale maselor unor astfel de stele indică faptul că acestea sunt aproape de 1 .

După ce părăsesc ramura gigantică, stelele cu masă mică cad pe ramura orizontală, ceea ce este tipic pentru D.G.-R. ciorchinii globulari, to-secara au toti o varsta mare - aprox. 10 10 ani (Fig. 7). Secțiunea acestei ramuri, care traversează fâșia de instabilitate, este locuită exclusiv de stele RR Lyrae, care pulsează cu o perioadă de fracțiuni de zi. Aglomerarile globulare conțin uneori cefeide, precum și stele RV Taur. Nu se știe exact unde cad în fâșia de instabilitate. Cefeidele clusterelor globulare diferă în multe privințe de Cefeidele găsite în clustere deschise și în planul galaxiei; masele lor, ca și cele ale stelelor RR Lyrae, sunt aparent apropiate de 1 .

Orez. 7. Poziția pe diagrama Hertzsprung - Revinde stele variabile ale căror mase mai puțin de 2; CW - Cefeid sferic component (de tip W Fecioară), RRs - stele RR Lira tip cu punct P M - vedete precum Mira Kita, SRb - roșu giganți variabili, RV - variabile supergiganți (cum ar fi RV Taurus). Îndrăzneţ liniile indică secvențele pentru clusterele în care acestea stele (cluster globular M13 și vechi clustere deschise NGC 7789 și NGC 188).

În ceea ce privește novele, novele repetate, stelele de tip U Gemeni, variabilele de tip nova și simbiotice, există o credință tot mai mare că acestea sunt yavl. într-o etapă târzie a evoluţiei. Stelele de tip U Gemeni și novele repetate sunt unite prin dependența ciclu-amplitudine: primele se erup cu 2-4 magnitudini la fiecare zeci de zile, cele din urmă cu 5-6 magnitudini după zeci de ani. Există toate motivele să ne așteptăm la acele stele noi tipice cu amplitudini de 8-12 m continuă această dependență și izbucnește după sute sau mii de ani. Dualitatea multor stele de aceste tipuri este un spectru dovedit. și fotometrică observatii. datorită interacțiunii componentelor, poate diferi semnificativ de evoluția stelelor individuale. Cauza posibila Erupțiile pot fi revărsarea la suprafața unei stele fierbinți, fără hidrogen (cum ar fi o pitică albă) de materie bogată în hidrogen de la o altă stea, ceea ce poate duce la reacții termonucleare violente. Descoperirea dualității și a eclipselor în stele noi a făcut posibilă estimarea masei lor: este doar o fracțiune de . Printre nove repetate se numără sistemul WZ Strela cu o perioadă de 82 de minute, unul dintre cele mai scurte dintre sistemele stelare binare.

P. z. vă permit să studiați nu numai elementele de bază caracteristicile stelelor, structura și evoluția lor. Ele nu sunt mai puțin importante pentru studiul structurii și evoluției sistemelor stelare. Multe stele solare, în primul rând stelele Cefeide, nova și RR Lyrae, servesc drept cele mai bune obiecte pentru determinarea distanțelor către sisteme stelare îndepărtate (vezi , ).

Cunoașterea distanțelor până la P. z. face posibilă utilizarea acestor date pentru a studia structura galaxiilor stelare pe care le formează. subsisteme. Este studiul spațiilor. distribuţie P. z. Galaxia noastră ne-a permis să ajungem la concluzia despre existența unor componente plate, intermediare și sferice ale Galaxiei, formate din subsisteme de stele de diferite fizice. tipuri.

Fiecare subsistem este caracterizat de propriul d. G.-R. şi tipurile lor P. z. Grupurile globulare și stelele RR Lyrae, de exemplu, sunt tipice sferice componentă, iar clusterele deschise și Cefeidele sunt asociate cu o componentă plată. P. studiază z. într-un anumit sistem stelar vă permite să spuneți imediat ce tip de populație stelară este tipică pentru acesta și să estimați vârsta acesteia.

Împreună cu un studiu detaliat al individului P. z. de mare importanţă este descoperirea de noi P. z. și identificarea unor stele anormale interesante, iar aici ajutorul astronomilor amatori este foarte semnificativ. Cercetare P. z. aduce o mare contribuție la cunoașterea noastră despre structura și dezvoltarea stelelor și a sistemelor stelare.

Lit.:
Kaplan S.A., Fizica stelelor, ed. a III-a, M., 1977; Kulikovsky L.G., Reference book for amateur astronomy, ed. a IV-a, M., 1971; Tseevici V.P., Stele variabile și observarea lor, Moscova, 1980; Metode pentru studiul stelelor variabile, M., 1971; Stele pulsate, Moscova, 1970; Eruptive Stars, Moscova, 1970; Eclipsarea stelelor variabile, Moscova, 1971; Fenomene de non-staționaritate și evoluție stelară, M., 1974; Gershberg R.E., Flare stars of low masss, M., 1978; Stele și sisteme stelare, M., 1981; Cox D.P., Teoria pulsațiilor stelare, trad. din engleză, M., 1983.

(Yu.N. Efremov)

Sub stele variabile eruptive Ne referim la stele care își schimbă luminozitatea din cauza proceselor active și a erupțiilor care apar în regiunile lor cromosferice și coronale. Schimbările de luminozitate sunt de obicei însoțite de formarea sau ejecția de învelișuri extinse, de scurgerea materiei sub forma unui vânt stelar de intensitate variabilă și/sau de interacțiunea cu mediul interstelar înconjurător.

Resetarea carcasei stelei. Datorită unei creșteri accentuate a dimensiunii spotului care reflectă lumina, luminozitatea aparentă a stelei crește, de asemenea, brusc. Dar, în timp, pe măsură ce norul de praf se risipește, luminozitatea va scădea din nou.

Ele sunt împărțite în tipuri:

• FU sunt variabile Orion de tip FU Orion (FU Ori). Se caracterizează printr-o creștere a luminozității cu aproximativ 5-6m, care durează câteva luni, după care se instalează o relativă constanță a luminozității. La maxim, strălucirea persistă uneori zeci de ani, alteori se observă o scădere lentă cu 1-2m. Tipurile spectrale la luminozitate maximă sunt în Aea-Gpea.
  După erupție, are loc o dezvoltare treptată a emisiilor în spectru, care devine mai târziu. Poate că aceste variabile caracterizează una dintre etapele evoluției variabilelor T Tauri (INT) Orion, întrucât una dintre aceste variabile (V1057 Cyg) a prezentat o izbucnire similară, dar luminozitatea sa a scăzut (cu 2,5 m în 11 ani) imediat după atingerea maximului. . Toate variabilele de tip FU Ori cunoscute în prezent sunt asociate cu nebuloasele cometare de reflexie.
• GCAS - variabile neregulate eruptive precum (gamma) Cassiopeia ((gamma) Cas). Stele cu rotație rapidă de tip spectral Be III - V; caracterizate prin scurgerea materiei în zona lor ecuatorială. Formarea de inele sau discuri ecuatoriale este însoțită de o diminuare temporară a luminozității stelei. Amplitudinile variației luminozității pot ajunge la 1,5 m V.
• Sunt puțin studiate variabile neregulate, caracteristicile schimbării luminozității și ale căror tipuri spectrale sunt necunoscute. Un grup foarte eterogen de obiecte.
• IA - variabile neregulate slab studiate ale tipurilor spectrale timpurii (O-A).
• IB - variabile neregulate slab studiate de tipuri spectrale intermediare (F-G) și tardive (K-M).
• IN sunt variabile Orion. Variabile eruptive neregulate asociate cu nebuloase difuze luminoase și întunecate sau observate în regiuni ale unor astfel de nebuloase. Unele dintre ele pot prezenta modificări ciclice de luminozitate asociate cu rotația axială. Pe diagrama spectru-luminozitate sunt situate în regiune secvența principală iar în regiunea subgiganţilor. Aparent, sunt obiecte tinere care se transformă în stele din secvența principală inițială de luminozitate constantă în cursul evoluției ulterioare. Limitele variației luminozității pot atinge mai multe valori. Dacă steaua prezintă variații rapide de luminozitate (până la 1 m pe l-10 d), simbolul de tip este urmat de simbolul S(INS). Ele sunt împărțite în următoarele subtipuri:
  • INA sunt variabile Orion din clasele spectrale timpurii B-A sau Ae. Ele sunt caracterizate prin decolorări ocazionale ascuțite asemănătoare Algolului (T sau i).
  • INB - Variabile Orion ale spectrale intermediare și târzii clasele F-M sau Fe-Me (BH Ser, AN Ori). Stelele din clasa F pot prezenta estompare cu lobi de algă, ca în stelele din subtipul INA; stelele din clasele K-M, împreună cu variațiile neregulate ale luminozității, pot prezenta erupții.
  • INT - Variabile Orion de tip T Taur (T Tau). Ele aparțin acestui tip pe baza următoarelor caracteristici (exclusiv spectrale). Tipurile spectrale sunt incluse în Fe-Me. Spectrul celor mai tipice stele seamănă cu cel al cromosferei solare. O caracteristică specifică a tipului este prezența liniilor de emisie fluorescente Fel (lambda)(lambda)4046, 4132 (anormal de intense în aceste stele), a liniilor de emisie [ S II ] și [ OI ] și a liniilor de absorbție Li I (lambda) 6707. Aceste variabile sunt de obicei observate numai în nebuloase difuze. Dacă legătura cu nebuloasa este imperceptibilă, litera N din simbolul tip poate fi omisă - IT (RW Aur).
  • IN(YY) - Spectrele unor variabile Orion (YY Ori) arată componente întunecate pe partea cu lungime de undă lungă a liniilor de emisie, indicând că materia cade pe suprafața stelei. În acest caz, caracterul tip poate fi urmat de caracterul YY cuprins între paranteze.
• IS sunt variabile neregulate rapide care nu sunt legate în mod explicit de nebuloasele difuze și prezintă modificări de luminozitate de 0,5-1,0 m pe parcursul mai multor ore sau zile. Nu există o graniță clară între variabilele neregulate rapide și variabilele Orion.
  Dacă se observă una neregulată rapidă în regiunea unei nebuloase difuze, aceasta aparține variabilelor Orion și este notat cu simbolul INS.Variabilele de tip IS trebuie alocate cu mare grijă, numai după ce se asigură că modificările de luminozitate ale acestora sunt într-adevăr neperiodic. Foarte multe dintre stelele atribuite acestui tip în cea de-a treia ediție a GCVS s-au dovedit a fi binare eclipsante, variabile RR Lyr și chiar obiecte extragalactice de tip BL Lac.
  • ISA - clase spectrale precoce neregulate rapide B-A sau Ae.
  • ISB - tipuri spectrale rapide neregulate intermediare și târzii F-M sau Fe-Me.
• RCB sunt variabile de tip Northern Corona R (R CrB). Stele sărace în hidrogen, bogate în carbon și heliu de luminozitate ridicată de tipuri spectrale Bpe-R, care sunt simultan eruptive și pulsatorii. Ele se caracterizează prin estompare lentă, neperiodică, cu amplitudini de la 1 la 9m V, care durează de la câteva zeci la sute de zile. Aceste modificări sunt suprapuse de pulsații ciclice cu o amplitudine de până la câteva zecimi de mărime și perioade de la 30 la 100d.
• RS sunt variabile eruptive de tip RS Hounds. Clasificăm acest tip ca sisteme binare apropiate cu emisie de H și K Ca II în spectru, ale căror componente au activitate cromosferică crescută, ceea ce determină o variabilitate cvasi-periodică a luminozității lor cu o perioadă apropiată de cea orbitală și o amplitudine variabilă, ajungând de obicei la 0,2 m V (UX Ari) . Surse de raze X. În același timp, sunt variabile rotative, iar RS CVn în sine este, de asemenea, un sistem de eclipsare (vezi mai jos).
• SDOR sunt variabile de tip S Doradus (S Dor). Stele eruptive de luminozitate mare de tipuri spectrale Bpeq-Fpeq, care prezintă modificări neregulate (uneori ciclice) de luminozitate cu o amplitudine de la 1m la 7m V. De obicei cele mai strălucitoare stele albastre ale galaxiilor în care sunt observate. De regulă, ele sunt asociate cu nebuloase difuze și sunt înconjurate de cochilii în expansiune (P Cyg, (acest) Car).
• UV- variabile eruptive precum UV Cet. Stele de tipuri spectrale KVe-MVe; uneori experimentează fulgerări cu o amplitudine de la câteva zecimi la 6m V, care este mult mai mare în regiunea ultravioletă a spectrului. Luminozitatea maximă este atinsă în secunde sau zeci de secunde de la începutul izbucnirii, iar steaua revine la luminozitatea normală în câteva minute sau zeci de minute.
• UVN sunt variabile Orion intermitente de tipuri spectrale Ke-Me. Fenomenologic, ele aproape că nu diferă de variabilele de tip UV Ceti observate în vecinătatea Soarelui. Pe lângă faptul că sunt asociate cu o nebuloasă, ele sunt caracterizate în medie prin tipuri spectrale mai timpurii, luminozitate mai mare și dezvoltare mai lentă a erupțiilor (V389 Ori). Posibil, sunt un fel de variabile Orion de tip INB, ale căror modificări neregulate de luminozitate sunt suprapuse de erupții.
• WR sunt variabile eruptive de tip Wolf-Rayet. Stele cu linii largi de emisie HeI , HeII, precum și CII-CIV, OII-OV sau NIII-NV. Ele se caracterizează prin modificări neregulate de luminozitate de până la 0,l m V, aparent cauzate din motive fizice, în special, de nestationaritatea fluxului de materie de pe suprafața acestor stele.

Stele variabile pulsatorii

Stele variabile pulsatorii Se obișnuiește să se numească stele care prezintă expansiune și contracție periodică a straturilor de suprafață. Pulsațiile pot fi radiale și neradiale. Cu pulsații radiale, forma stelei rămâne sferică. În cazul pulsațiilor neradiale, forma stelei se abate periodic de la sferică și chiar părțile învecinate ale suprafeței sale pot fi în faze opuse de oscilații.
În funcție de valoarea perioadei, masa stelei, stadiul evolutiv și scara fenomenului, se poate distinge următoarele tipuri variabile pulsatorii.

• ACYG - variabile de tip (alfa) Cygnus ((alfa) Cyg). Supergiganți cu pulsații hepale de tipuri spectrale Beq -Aeq Ia; modificările de luminozitate cu o amplitudine de ordinul a 0,1m par adesea incorecte, deoarece sunt cauzate de suprapunerea multor oscilații cu perioade apropiate. Există cicluri de la câteva zile la câteva zeci de zile.
• ALL sunt variabile de tip (beta) Cepheus ((beta) Ser, (beta) CMa). Variabile pulsatorii ale claselor spectrale O8-B6 IV cu perioade de variație a luminozității și viteze radiale în intervalul 0,1-0,6d și amplitudini ale variației luminozității de la 0,01 la 0,3m V. Curbele luminii sunt similare cu curbele de viteză radială medie, dar rămân în urmă. acestea în fază cu un sfert din perioadă, astfel încât luminozitatea maximă să corespundă compresiei maxime, adică. raza minimă a stelei. Aparent, pulsațiile radiale sunt observate în principal în aceste stele, dar unele dintre ele (V469 Per) sunt caracterizate prin pulsații non-radiale; multe sunt caracterizate de multiperiodicitate.
• BCEPS - grup de variabile cu perioadă scurtă de tip (beta) Ser de tipuri spectrale B2-B3 IV-V; perioadele și amplitudinile variației luminozității sunt cuprinse între 0,02–0,04d și, respectiv, 0,015–0,025m; un ordin de mărime mai mic decât cele observate de obicei în stelele Ser (beta).
• SER - . Variabile de luminozitate ridicată cu pulsații radiale (clasele de luminozitate Ib-II) cu perioade de la l d la 135 d și amplitudini de la câteva sutimi la 2m V (mai mari în sistemul B decât în ​​V). Tipuri spectrale la F maxim, la G-K minim, iar cu cât mai târziu, cu atât perioada de schimbare a luminozității este mai lungă. Curba de viteză radială Vr este practic o imagine în oglindă a curbei luminii, iar viteza maximă de expansiune a straturilor de suprafață se observă aproape simultan cu luminozitatea maximă a stelei.
• CEP(B) - Cefeide (TU Cas, V367 Sct), caracterizate prin prezența a două sau mai multe moduri de pulsație care funcționează simultan (de obicei un ton fundamental cu o perioadă de P0 și un prim ton cu o perioadă de P1). Perioadele P0 sunt în intervalul de la 2d la 7d. Raportul P1/P0≈0,71.
• CW sunt variabile de tip W Virgo (W Vir). Variabile pulsatorii ale componentei sferice sau vechea componentă a discului Galaxiei cu perioade aproximativ de la 0,8 la 35d și amplitudini de la 0,3 la 1,2m V. Ele se caracterizează printr-o dependență perioadă-luminozitate care diferă de o dependență similară pentru variabilele de tipul (delta) Cepheus - vezi mai jos (DCEP). Cu aceeași perioadă, variabilele de tip W ale Fecioarei sunt cu 0,7-2b mai slabe decât variabilele de tip (delta) Cepheus. Curbele de lumină ale variabilelor de tip Fecioară W diferă de curbele de lumină ale variabilelor de tip (delta) Cephei ale perioadelor corespunzătoare fie în amplitudine, fie în prezența unor cocoașe pe ramura descendentă, uneori crescând într-un maxim plat larg. Se găsesc în grupuri globulare vechi și la latitudini galactice mari. Ele sunt împărțite în subtipuri:
  • CWA - variabile de tip W Fecioară cu perioade mai mari de 8d (W Vir).
  • CWB - variabile de tip W Fecioară cu perioade mai mici de 8d (BL Her).
• DCEP sunt cefeide clasice, variabile de tip (delta) Cephei ((delta) Ser). Obiecte relativ tinere localizate după părăsirea secvenței principale în banda de instabilitate pe diagrama Hertzsprung-Russell. Ei se supun de binecunoscuta dependenta perioada-luminozitate; aparțin componentei plate a galaxiei, apar în grupuri deschise; sunt caracterizate prin prezența unei anumite corespondențe între forma curbei luminii și lungimea perioadei.
• DCEPS sunt variabile ((delta) de tip Cepheus cu amplitudini mai mici de 0,5m V(0,7m V) și curbe de lumină aproape simetrice (Mm ≈ 0,4-0,5P); perioadele, de regulă, nu depășesc 7d; este posibil că aceste stele pulsează în primul ton și/sau trec mai întâi prin banda de instabilitate după părăsirea secvenței principale (SU Cas).
  În mod tradițional, variabilele tipurilor (delta) lui Cepheus și W Virgo sunt adesea numite Cefeide, deoarece adesea (pentru perioade de la 3d la 10d) este imposibil să distingem variabilele acestor tipuri unele de altele după forma luminii. curba.
  Cu toate acestea, în realitate, acestea sunt obiecte complet diferite care se află în stadii diferite de evoluție. Una dintre diferențele spectrale esențiale dintre stelele de tip W Fecioară și Cefeide este că în spectrele primelor într-un anumit interval de faze, emisiile sunt observate în liniile de hidrogen, iar în spectrele Cefeidelor, în H și K Ca II. linii.
• DSCT - variabile de tip (delta) Shield ((delta) Set). Variabile pulsatorii de tipuri spectrale A0-F5III-Vc cu amplitudini de variație a luminozității de la 0,003 la 0,9 m V (mai ales câteva sutimi de magnitudine) și perioade de la 0,01 la 0,2 d. Forma curbei luminii, perioada și amplitudinea variază de obicei foarte mult . Se observă atât pulsații radiale, cât și neradiale. La unele stele de acest tip, variabilitatea luminozității apare sporadic și uneori se oprește complet; Este posibil ca aceasta să fie o consecință a modulării puternice a amplitudinii cu o limită inferioară de amplitudine de cel mult 0,001 m. Curba luminii este aproape o imagine în oglindă a curbei de viteză radială: rata maximă de expansiune a straturilor de suprafață ale stelei este în urmă cu cel mult 0,1P în urma maximului luminii.
  Stelele de tip DSCT sunt reprezentative ale componentei plate a Galaxiei. Fenomenologic, variabilele de tip SXPHE li se alătură (vezi mai jos).
• DSCTC este un grup de variabile de tip Scuti (delta) cu amplitudine redusă (amplitudinea variației luminozității este mai mică de 0,1 m V). Majoritatea reprezentanților acestui subtip sunt stele de clasa V de luminozitate; de regulă, astfel de obiecte se găsesc în grupuri de stele deschise.
• L sunt variabile lente neregulate. Stele variabile, ale căror modificări de luminozitate sunt lipsite de orice semn de periodicitate sau periodicitatea este slab exprimată, avansând doar din când în când. Atribuirea variabilelor acestui tip, precum și tipului I, se datorează adesea doar cunoașterii insuficiente a acestor obiecte. Multe dintre ele se pot dovedi a fi variabile semi-regulare sau variabile de alte tipuri.
• LB variază lent variabile neregulate ale tipurilor spectrale târzii K, M, C și S, de regulă, giganți (SO Cyg). Variabilele neregulate roșii lente sunt atribuite acestui tip în catalog și în cazurile în care tipurile și luminozitățile lor spectrale sunt încă necunoscute.
• LC sunt supergiganți variabile neregulate de tipuri spectrale târzii cu o amplitudine de ordinul a 1,0m V (TZ Cas).
• M sunt variabile de tip Mira Kit ((omicron) Cet). Giganți variabili de perioadă lungă cu spectre de emisie caracteristice claselor tardive Me, Ce, Se, cu amplitudini de variație a luminozității de la 2,5m la 11m V, cu periodicitate bine definită și perioade cuprinse între 80d și 1000d. Amplitudinile infraroșu ale variației luminozității sunt mici și pot fi mai mici de 2,5 m. De exemplu, în sistemul K de obicei nu depășesc 0,9 m. Dacă amplitudinile depășesc 1-1,5 m, dar nu există nicio certitudine că amplitudinea reală a modificărilor luminozității depășește 2,5 m, simbolul M este urmat de două puncte sau steaua aparține tipului de variabile semi-regulate, iar două puncte. este plasat și lângă simbolul de acest tip (SR).
• PVTEL - Variabile tip telescop PV (PV Tel). Supergiganți de heliu de tip spectral Bp, caracterizați prin linii de hidrogen slabe, linii de heliu și carbon îmbunătățite, pulsand cu perioade de la 0,1 la l d sau schimbând luminozitatea cu o amplitudine de aproximativ 0,1 m V pe intervale de timp de ordinul unui an.
• RR sunt variabile de tip RR Lyrae. Giganți cu pulsații radiale din clasele spectrale A-F cu perioade cuprinse între 0,2 și l.2d și amplitudini de variație a luminozității de la 0,2 la 2m V. Sunt cunoscute cazuri de variabilitate atât a formei curbei luminii, cât și a perioadei. Dacă aceste modificări sunt periodice, ele se numesc efectul Blazhko.
  Prin tradiție, variabilele RR Lyrae sunt uneori numite cefeide cu perioadă scurtă sau variabile cluster globulare. În cele mai multe cazuri, ele sunt incluse în componenta sferică a Galaxiei, se găsesc (uneori în număr mare) în unele clustere globulare (stelele pulsatoare ale ramurii orizontale). La fel ca cefeidele, rata maximă de expansiune a straturilor de suprafață ale acestor stele coincide practic cu maximul luminozității lor.
• RR(B) sunt variabile RR Lyrae caracterizate prin prezența a două moduri de pulsație care funcționează simultan — tonul fundamental cu perioada P0 al primului ton cu perioada P1 (AQ Leo). Raportul Р1/Р0 ≈ 0,745.
• RRAB sunt variabile RR Lyra cu o curbă luminoasă asimetrică (ramură ascendentă abruptă), perioade de la 0,3 la l,2 d și amplitudini de la 0,5 la 2 m V (RR Lyr).
• RRC sunt variabile RR Lyrae cu curbe de lumină aproape simetrice, uneori sinusoidale, cu perioade de la 0,2 la 0,5 d și amplitudini care nu depășesc 0,8 V (SX UMa).
• RV sunt variabile de tip RV Taurus (RV Tau). Supergiganți spectrale cu pulsații radiale clasele F-G la maxim și K-M la luminozitate minimă. Curbele de lumină se caracterizează prin prezența undelor duble cu minime primare și secundare alternante, a căror adâncime se poate modifica astfel încât minimele primare să se transforme în minime secundare și invers; amplitudinea completă a modificărilor de luminozitate poate ajunge la 3-4m V. Perioadele dintre două minime principale învecinate, numite de obicei cele formale, variază de la 30 la 150d (sunt date în catalog). Ele sunt împărțite în subtipurile RVA și RVB.
• RVA sunt variabile de tip RV Taurus, a căror valoare medie nu se modifică (AC Her).
• RVB sunt variabile de tip RV Taurus, a căror valoare medie se modifică periodic cu o perioadă de la 600 la 1500 d și o amplitudine de până la 2m V (DF Cyg, RV Tau).
• SR sunt variabile semiregulate. Giganți sau supergiganți de clase spectrale intermediare și târzii, care au o periodicitate notabilă a modificărilor de luminozitate, însoțite sau uneori perturbate de diverse nereguli. Perioadele sunt în intervalul de la 20 la 2000 d și mai mult, formele curbelor de lumină sunt foarte diverse și variabile, amplitudinile sunt de la câteva sutimi la câteva magnitudini stelare (de obicei 1 - 2m V).
• SRA sunt giganți variabili semi-regulari de tipuri spectrale târzii (M, C, S sau Me, Ce, Se) cu o periodicitate stabilă, care, de regulă, au amplitudini de luminozitate mici (mai puțin de 2,5 m V) (Z Aqr) . Amplitudinile și formele curbelor de lumină se schimbă de obicei. Perioadele sunt în intervalul de la 35 la 1200 d. Multe dintre aceste stele diferă de variabilele de tip Mira Ceti doar printr-o amplitudine mai mică a variației luminozității.
• SRB-urile sunt giganți variabili semi-regulari de tipuri spectrale târzii (M, C, S sau Me, Ce, Se) cu periodicitate slab pronunțată (ciclu mediu - de la 20 la 2300 d) sau cu modificări periodice - oscilații lente neregulate sau intervale de luminozitate constanță (RR SGB, AF Cyg). Fiecare dintre aceste stele este de obicei caracterizată de o valoare medie a perioadei (ciclului), care este dată în catalog. Într-un număr de cazuri, aceste stele prezintă acțiunea simultană a două sau mai multe perioade de variație a luminozității.
• SRC sunt supergianti variabile semi-regulate de tipuri spectrale tardive M, C, S sau Me, Ce, Se ((mi) Ser). Amplitudinile sunt de ordinul a 1m, perioadele de schimbare a luminozității sunt de la 30 d la câteva mii de zile.
• SRD-urile sunt giganți variabili semi-regulari și supergiganți de tipuri spectrale F, G, K, uneori cu linii de emisie în spectre. Amplitudinile lor de variație a luminozității variază de la 0.l la 4m) perioade - de la 30 la 1100 d (SX Her, SV UMa).
• SXPHE - variabile de tip SX Phoenix (SX Phe). Asemănători ca aspect cu variabilele DSCT, ele sunt subpitici pulsatori ai componentei sferice sau vechea componentă a discului Galaxiei de tipuri spectrale A2-F5; La aceste obiecte pot fi observate simultan mai multe perioade de oscilații, de regulă, de la 0,04 la 0,08 d cu o amplitudine variabilă a luminozității, care poate ajunge la 0,7m V. Ele apar în clustere globulare.
• ZZ - variabile de tip ZZ Kit (ZZ Cet). Pitici albe ne-pulsante radial care schimbă luminozitatea cu perioade de la 30 de secunde la 25 de minute și amplitudini de la 0,001 la 0,l2 m V. O stea are de obicei mai multe perioade apropiate. Uneori se observă erupții la 1 m, care, totuși, pot fi explicate prin prezența unui însoțitor apropiat de tip UV Cet. Ele sunt împărțite în subtipuri:
  • ZZA sunt variabile de hidrogen de tip ZZ Cet din clasa spectrală DA (ZZ Cet), cu doar linii de absorbție a hidrogenului în spectru.
  • ZZB sunt variabile de heliu de tipul ZZ Cet de tip spectral DB, în ale căror spectre se observă doar linii de absorbție He.

Stele variabile rotative

Stele variabile rotative numim stele cu luminozitate de suprafata neuniforma sau forma elipsoidala, a caror variabilitate a luminozitatii se datoreaza rotatiei lor axiale fata de observator. Neomogenitatea distribuției luminozității suprafeței poate fi cauzată fie de prezența petelor, fie, în general, de temperatura și neomogenitatea chimică a atmosferei stelare sub acțiunea unui câmp magnetic a cărui axă nu coincide cu axa de rotație a Steaua. Ele sunt împărțite în tipuri:

• ACV - variabile de tip (alfa)2 Hounds of Dogs ((alfa)2 CVn). Stele din secvența principală de tipuri spectrale B8p-A7p cu câmpuri magnetice puternice. În spectrele lor, liniile elementelor de siliciu, stronțiu, crom și pământuri rare sunt îmbunătățite în mod anormal, modificându-și intensitatea odată cu perioada de rotație a stelei egală cu perioada modificării câmpului magnetic și a luminozității (0,5–160 d și Mai mult). Amplitudinile variației luminozității sunt de obicei între 0,01 – 0,1 m V.
• ACVO sunt variabile oscilante rapid de tip (alfa)2 CVn. Aparent, variabile magnetice rotative nepulsante radial din clasa spectrală Ap (DO Eri). Perioadele de pulsație sunt de 0,01d sau mai puțin, iar amplitudinile modificărilor de luminozitate din cauza pulsațiilor sunt de ordinul a 0,01m V. Aceste modificări sunt suprapuse modificărilor de luminozitate datorate rotației.
• BY - variabile de tip BY Dragon (BY Dra). Stelele cu emisie sunt pitici din clasele spectrale dKe - dMe, prezentând modificări cvasi-periodice de luminozitate cu perioade de la fracțiuni de zi la 120d și amplitudini de la câteva sutimi la 0,5m V. Variabilitatea luminozității este cauzată de rotația axială a stelelor cu gradul a neomogenității luminozității suprafeței (petelor) care se modifică în timp și a activității cromosferice. Unele dintre ele au izbucniri asemănătoare cu cele ale stelelor UV Cet; in astfel de cazuri apartin si de tipul UV, fiind in acelasi timp considerate eruptive.
• ELL sunt variabile elipsoidale (b Per, (alfa) Vir). Sisteme binare apropiate cu componente elipsoidale, a căror luminozitate totală aparentă se modifică cu o perioadă egală cu perioada mișcării orbitale, ca urmare a unei modificări a zonei suprafeței radiante îndreptată spre observator, dar fără eclipse. Amplitudinile variației luminozității nu depășesc 0,1 m V.
• FKCOM - Variabile de tip FK Hair of Veronica (FK Com). Giganți care se rotesc rapid cu luminozitate neomogenă a suprafeței din clasele spectrale G-K cu linii largi de emisie H și K Ca II și uneori cu emisie H(alfa). Ele pot fi, de asemenea, sisteme binare spectroscopice. Perioadele de schimbare a luminozității (atingând câteva zile) sunt egale cu perioadele de rotație, iar amplitudinile sunt de câteva zecimi de mărime. Este posibil ca aceste obiecte să fie rezultatul evoluției ulterioare a sistemelor binare apropiate de tip EW (W UMa , vezi mai jos).
• PSR - pulsari variabili optic (CM Tau). Stele de neutroni care se rotesc rapid cu câmpuri magnetice puternice care emit lungimi de undă radio, optice și de raze X. Radiația pulsar are un model de radiație îngust. Perioadele de schimbare a luminozității coincid cu perioadele de rotație (de la 0,001 la 4 secunde), amplitudinea impulsurilor luminoase ajunge la 0,8m.
• SXARI - Variabile de tip SX Aries (SX Ari). Stele din secvența principală din clasele spectrale B0p-B9p cu intensități variabile ale liniilor HeI, Si III și câmpuri magnetice, numite uneori variabile de heliu. Perioadele de modificare a luminozității și a câmpului magnetic (de ordinul lui 1d) coincid cu perioadele de rotație, cu o amplitudine de ordinul a 0.lm V. Aceste stele sunt analogi la temperatură înaltă ai variabilelor de tipul (alfa) 2 CVn.

Variabile explozive și asemănătoare noi

Stele explozive sunt numite stelele care arată fulgerări cauzate de exploziile termonucleare care au loc în straturile lor de suprafață () sau în intestinele profunde (). Prin nova-like vom include variabile care prezintă erupții asemănătoare nova asociate cu eliberarea rapidă a energiei în volumele înconjurătoare ale spațiului (stelele de tip UG, vezi mai jos), precum și obiecte care nu prezintă erupții, dar sunt similare în spectrale și alte caracteristici la variabile explozive în luciu minim.
Majoritatea variabilelor explozive și de tip nova sunt sisteme binare apropiate, ale căror componente au cea mai puternică influență reciprocă asupra evoluției celeilalte. În jurul componentei calde pitice a sistemului se observă adesea un disc de acreție, format din materie pierdută într-o altă componentă mai rece și mai extinsă. Ele sunt împărțite în tipuri:

• N - Stele noi. Sisteme binare apropiate cu perioade de mișcare orbitală de la 0,05 la 230d; una dintre componentele acestor sisteme este o stea pitică fierbinte, care brusc, pe o perioadă de o zi până la câteva zeci sau sute de zile, își mărește luminozitatea cu 7 - 19mV. Într-o perioadă care variază de la câteva luni până la câteva decenii, strălucirea sistemului revine la starea inițială.
  Cel puțin, acestea pot prezenta ușoare modificări ale luminozității. Componentele reci sunt giganți, subgiganți sau pitici din tipurile spectrale K-M. Spectrele de noi aproape de luminozitatea maximă sunt la început similare cu spectrele de absorbție ale stelelor A-F de luminozitate ridicată. Apoi linii largi de emisie (benzi) de hidrogen, heliu și alte elemente cu componente de absorbție apar în spectre, indicând prezența unei învelișuri care se extinde rapid. Pe măsură ce luminozitatea scade, în spectrul complex apar linii de emisie interzise, ​​care sunt caracteristice spectrelor nebuloaselor gazoase excitate de o stea fierbinte. Cel puțin, spectrele de noi sunt, de regulă, continue sau similare cu cele ale stelelor de tip Wolf-Rayet.
  Semnele componentelor reci se găsesc doar în spectrele celor mai masive sisteme. După izbucnire, unele nova prezintă pulsații ale componentelor fierbinți cu perioade de ordinul a 100 de secunde și amplitudini de aproximativ 0,05 m V. Desigur, unele nova se dovedesc a fi, de asemenea, sisteme de eclipsare. În funcție de natura modificării luminozității, cele noi sunt împărțite în rapide (NA), lente (NB), foarte lente (NC) și repetate (NR).
• NA - Nova rapidă, caracterizată printr-o creștere rapidă a luminozității și scăderea luminozității după atingerea unui maxim de 3m în 100 de zile sau mai puțin (GKPer).
• NB - Nova lentă, scăderea luminozității după atingerea unui maxim de 3m timp de 150 sau mai multe zile (RR Pic). Acest lucru nu ia în considerare prezența unei „scăderi” binecunoscute în curba luminii unor noi precum T Aur și DQ Her: rata de scădere a luminozității este estimată din forma unei curbe netede, ale cărei părți înainte și după „dip” sunt o continuare directă unul a celuilalt.
• NC - Nou cu dezvoltare foarte lentă, peste zece ani rămânând la maximul strălucirii și slăbind foarte lent. Înainte de izbucnire, aceste obiecte pot prezenta modificări de luminozitate pe termen lung cu o amplitudine de 1-2m V (RR Tel); componentele reci ale acestor sisteme par a fi giganți sau supergiganți, uneori variabile semi-regulate și chiar variabile de tip Mira Ceti. Amplitudinea blițului poate ajunge la 10 m. Spectrul de emisie de excitație ridicată este similar cu spectrele nebuloaselor planetare, stelelor de tip Wolf-Rayet și variabilelor simbiotice. Este posibil ca aceste obiecte să fie nebuloase planetare în curs de dezvoltare.
• NL - stele variabile asemănătoare nova.Obiecte insuficient studiate asemănătoare novelor în natura modificărilor luminozității sau a caracteristicilor spectrale. Acestea includ nu numai variabile care prezintă izbucniri asemănătoare noi, ci și obiecte în care izbucniri nu au fost niciodată observate; spectrele variabilelor de tip nova sunt similare cu cele ale fostelor nove, iar micile modificări ale luminozității seamănă cu cele care sunt caracteristice fostelor nove la luminozitate minimă. Adesea, însă, după o cercetare adecvată, reprezentanții individuali ai acestui grup foarte eterogen de obiecte pot fi atribuiți unui alt tip de stele variabile.
• NR - repetat Nou. Ele diferă de nova tipică prin faptul că au nu unul, ci două sau mai multe focare, separate prin intervale de la 10 la 80 de ani (T CrB).
• SN - supernove (B Cas, CM Tau). Stele care, ca urmare a unei explozii, își măresc rapid luminozitatea cu 20 de magnitudini sau mai mult și apoi slăbesc încet. Spectrul în timpul izbucnirii se caracterizează prin prezența unor benzi de emisie foarte largi, a căror lățime este de câteva ori mai mare decât lățimea benzilor luminoase observate în spectrele de nova; viteza de expansiune a cochiliei este de câteva mii de km/s. După explozie, structura stelei se schimbă complet. Ceea ce rămâne în locul supernovei este o nebuloasă de emisie în expansiune și un pulsar (nu întotdeauna observabil). După forma curbelor luminii și caracteristicile spectrale, acestea sunt împărțite în tipurile I și II.
• SNI sunt supernove de tip I. Spectrele conțin linii de absorbție de Ca II, Si etc., cu excepția celor de hidrogen. Învelișul în expansiune este aproape lipsit de hidrogen. Pentru 20 – 30d după maxim, luminozitatea scade cu o rată de aproximativ 0.lm pe zi, apoi rata de decădere a luminozității încetinește și apoi devine constantă, 0.014m pe zi.
• SNII - supernove de tip II. Spectrele arată linii de hidrogen și alte elemente. Învelișul în expansiune este format în principal din hidrogen și heliu. Curbele de lumină sunt mai variate decât curbele de lumină ale supernovelor de tip I. După 40 – 100d după maxim, rata de scădere a luminozității este de obicei de 0,1 m pe zi.
• UG sunt variabile de tipul U Gemeni (U Gem), numite adesea nova pitică. Sisteme binare apropiate constând dintr-o stea pitică sau subgigant K-M care umple volumul suprafeței sale critice interioare Roche și o pitică albă înconjurată de un disc de acreție. Perioadele orbitale sunt în intervalul de la 0,05 la 0,5d. De obicei, se observă doar fluctuații mici, inclusiv rapide, ale luminozității sistemului, dar din când în când luminozitatea crește rapid cu mai multe magnitudini și, după câteva zile sau zeci de zile, revine la starea inițială. Intervalele dintre două izbucniri succesive într-o stea dată pot varia foarte mult, dar fiecare stea este caracterizată de o anumită valoare medie a acestor intervale - un ciclu mediu corespunzător amplitudinii medii a modificării luminozității sale. Cu cât ciclul este mai lung, cu atât mai mult
  amplitudine. Surse de raze X. Spectrul sistemului la lumină minimă este continuu cu linii largi de emisie de hidrogen și heliu. La luminozitate maximă, aceste linii aproape dispar sau se transformă în linii de absorbție superficiale. Unele dintre aceste sisteme se eclipsează și se poate presupune că minimul principal se datorează eclipsei unui punct fierbinte format în discul de acreție de un flux de gaz incident pe acesta, emanat de o stea K-M.
  Variabilele tip U Gem pot fi împărțite în trei subtipuri în funcție de natura modificărilor de luminozitate: SS Cyg, SU UMa și Z Cam.
• UGSS - variabile de tip SS Cygnus (SS Cyg, U Gem). Își măresc strălucirea în 1-2d cu 2-6m V și după câteva zile revin la strălucirea inițială. Valorile ciclului variază de la 10d la câteva mii de zile.
• UGSU - variabile de tip SU Ursa Major (SU UMa). Ele se caracterizează prin prezența a două tipuri de erupții - normale și supermaxima. Izbucnirile normale, scurte, sunt similare cu izbucnirile de stele de tip UGSS. Supermaxima sunt cu 2 m mai luminoase decât în ​​mod normal, de peste cinci ori mai lungi (mai late) și apar de mai mult de trei ori mai rar decât în ​​mod normal. În timpul supermaximei, curba luminii prezintă oscilații periodice suprapuse (superhumps) cu o perioadă apropiată de cea orbitală și amplitudini de aproximativ 0,2 – 0,3m V. Perioadele orbitale sunt mai mici de 0,1d, clasa spectrală a sateliților este dM.
• UGZ - variabile de tip Z Girafe (Z Cam). Prezintă și izbucniri ciclice, dar spre deosebire de variabilele de tip UGSS, uneori după izbucnire nu revin la luminozitatea inițială, dar pentru mai multe cicluri păstrează o magnitudine intermediară între maxim și minim. Valorile ciclurilor sunt în intervalul de la 10 la 40d, amplitudinile modificării luminozității sunt de la 2 la 5m V.
• ZAND sunt variabile simbiotice de tip Z Andromeda (Z And). Binare apropiate, constând dintr-o stea fierbinte, o stea de tip spectral târziu și o anvelopă extinsă excitată de radiația stelei fierbinți. Luminozitatea totală a sistemului suferă modificări neregulate cu o amplitudine de până la 4m V. Un grup foarte eterogen de obiecte.

Închideți sistemele binare de eclipsare

Adoptăm un sistem de clasificare tridimensional pentru eclipsarea binarelor pe baza formei curbei lor totale de lumină și a caracteristicilor fizice și evolutive ale componentelor lor. Clasificarea curbei de lumină este simplă, familiară și convenabilă pentru observatori; a doua și a treia metodă de clasificare se bazează pe poziția componentelor sistemelor binare pe diagrama Mv, B-V și gradul în care își umplu suprafețele Roche echipotențiale critice interne. Pentru a judeca acest lucru, de regulă, s-au folosit criterii simple, propuse de M.A. Svechnikov și L.F. Istomin (AC nr. 1083, 1979). Simbolurile de tip binar de eclipsare utilizate în catalog sunt prezentate mai jos.

a) Clasificare după forma curbei luminii.

• E - sisteme binare de eclipsare. Sisteme binare al căror plan orbital este atât de aproape de linia vizuală a observatorului (înclinarea i a planului orbital pe planul perpendicular pe linia de vedere este aproape de 90°), încât ambele componente (sau una dintre ele) se eclipsează periodic una pe cealaltă . Observatorul constată, ca urmare, o modificare a luminozității totale aparente a sistemului, a cărei perioadă coincide cu perioada de revoluție a componentelor de-a lungul orbitei.
• ЕА — variabile de eclipsare de tip Algol ((beta) Per). Binare eclipsante cu componente sferice sau ușor elipsoidale; curbele de lumină fac posibilă fixarea momentelor de început și de sfârșit al eclipselor. În intervalele dintre eclipse, luminozitatea rămâne aproape constantă sau se modifică ușor, din cauza efectelor de reflexie, a componentelor ușoare elipsoidale sau a modificărilor fizice. Este posibil să nu fie respectat un minim secundar. Perioadele sunt în limite foarte largi, de la 0,2 la 10000d și mai mult; amplitudinile variatiilor de luminozitate sunt foarte diverse si pot atinge mai multe valori.
• EV sunt variabile de eclipsare de tip (beta) Lyr ((beta) Lyr). Binare de eclipsare cu componente elipsoidale care au curbe de lumină care nu permit fixarea momentelor de început sau sfârșit de eclipse (datorită modificării continue a luminozității totale aparente a sistemului în intervalele dintre eclipse); se respectă în mod necesar un minim secundar, a cărui adâncime, de regulă, este semnificativ mai mică decât adâncimea minimului principal; perioade predominant mai mari de 1d (pentru perioade mai mici de 1d, minime de diferite adâncimi, pentru perioade mai mari de 1d, adâncimea minimelor poate fi aproape aceeași); componente ale claselor spectrale de obicei timpurii B-A. Amplitudinile variației luminozității sunt de obicei mai mici de 2 m V.
• EW sunt variabile eclipsante de tip W Ursa Major (W UMa). Binare eclipsante cu perioade mai mici de 1d, constând în aproape atingerea componentelor elipsoidale și având curbe de lumină care nu permit fixarea momentelor începutului și sfârșitului eclipselor; adâncimile minimelor primare și secundare sunt aproape aceleași sau diferă foarte puțin. Amplitudinile variației luminozității sunt de obicei mai mici de 0,8 m V. Tipurile spectrale ale componentelor sunt de obicei F-G și mai târziu.

b) Clasificarea după caracteristicile fizice ale componentelor.

• GS sunt sisteme în care una sau ambele componente sunt giganți sau supergiganți; una dintre componente poate fi un membru al secvenței principale.
• PN sunt sisteme ale căror componente sunt nucleele nebuloaselor planetare (UU Sge).
• RS - sisteme de tip RS Hound Dogs (RS CVn). O caracteristică esențială a acestor sisteme este prezența în spectru a liniilor puternice de emisie de H și K Ca II de intensitate variabilă, indicând o activitate cromosferică crescută. tip solar. Aceste sisteme se caracterizează prin prezența emisiei radio și a emisiei de raze X. Pentru unele dintre ele, pe curba luminii din afara eclipselor se observă o undă cvasi-sinusoidală, a cărei amplitudine și poziție se modifică lent în timp. Apariția acestei unde (deseori numită undă de distorsiune)
  se explică prin rotația diferențială a suprafeței stelei acoperite cu grupuri de pete; perioada de rotație a grupurilor de pete solare este de obicei apropiată de perioada mișcării orbitale (perioada eclipselor), dar tot diferă de aceasta, ceea ce determină o schimbare lentă (migrare) a fazelor minimului și maximului distorsiunii. val pe curba medie a luminii. Variabilitatea amplitudinii undei (până la 0,2 m V) se explică prin existența unui ciclu de activitate stelar pe termen lung (similar cu ciclul solar de unsprezece ani), în timpul căruia numărul și aria totală a petelor de pe suprafața stelei se schimbă.
• WD sunt sisteme ale căror componente sunt pitice albe.
• WR sunt sisteme ale căror componente includ stele Wolf-Rayet (V 444 Cyg).

c) Clasificarea in functie de gradul de umplere a suprafetelor critice interne Roche.

• AR sunt sisteme separate de tip AR Lizard (AR Lac), ambele componente sunt subgiganți care nu ating suprafețele lor echipotențiale critice interne.
• D sunt sisteme separate ale căror componente nu ating suprafețele lor echipotențiale critice interne Roche.
• DM sunt sisteme de secvență principală separate, ambele componente sunt membre ale secvenței principale și nu ajung la suprafețele lor critice interne Roche.
• DS sunt sisteme separate cu o subgigant, în care nici subgigant nu a atins încă suprafața critică interioară.
• DW sunt sisteme care sunt similare ca caracteristici fizice cu sistemele de contact de tip W UMa (vezi mai jos), dar nu sunt sisteme de contact.
• K - sisteme de contact, ambele componente ale cărora își umplu suprafețele critice interne.
• KE sunt sisteme de contact ale claselor spectrale timpurii (O-A), ambele componente ale căror dimensiuni sunt apropiate de suprafețele lor critice interne.
• KW - sisteme de contact de tip WUMa cu componente elipsoidale din clasele spectrale F0-K, ale căror principale sunt membri ai secvenței principale, iar sateliții sunt localizați în stânga și sub ea pe diagrama Mv, B - V.
• SD sunt sisteme semi-separate în care suprafața componentei subgigant mai puțin masive este aproape de suprafața sa critică interioară.Combinația tuturor celor trei metode de clasificare a binarelor de eclipsare prevede utilizarea mai multor grupuri de simboluri de tip pentru un obiect, separate prin bare oblice, de exemplu: E / DM, EA /DS/RS , EB/WR, EW/KW etc.

Închideți surse duble variabile optic de raze X puternice variabile (surse X)

• X sunt sisteme binare apropiate care sunt surse de emisie puternică de raze X variabile care nu aparțin sau nu au fost încă atribuite tipurilor de stele variabile considerate mai sus. Una dintre componentele sistemului este un obiect compact fierbinte (o pitică albă, o stea neutronică și, eventual, o gaură neagră). Emisia de raze X are loc atunci când materia care curge dintr-o altă componentă cade pe un obiect compact sau pe un disc de acreție care înconjoară acest obiect. La rândul său, această radiație de raze X, care intră în atmosfera unui satelit mai rece al unui obiect compact, este re-emisă sub formă de radiație optică la temperatură înaltă (efect de reflexie), făcând clasa spectrală a părții corespunzătoare a satelitului. suprafata mai devreme. Acest lucru duce la o imagine foarte particulară a variabilității optice a binarelor apropiate, care sunt surse de raze X puternice. Ele sunt împărțite în următoarele tipuri.
• XB - intermitent cu raze X (bursters). Sisteme binare apropiate care prezintă raze X și erupții optice care durează de la câteva secunde la zece minute cu o amplitudine de ordinul a 0,1 m V (V801 Ara, V926 Sco).
• XF - Sisteme cu fluctuații de raze X care prezintă fluctuații rapide ale radiațiilor de raze X (Cyg X-1 = V1357 Cyg) și optice (V821 Ara) cu un ciclu de ordinul zecilor de milisecunde.
• XI - radiografie incorectă. Sisteme binare apropiate constând dintr-un obiect compact fierbinte înconjurat de un disc de acreție și un pitic dA-dM; se caracterizează prin modificări neregulate de luminozitate cu un timp caracteristic de ordinul minutelor ore și o amplitudine de ordinul a 1m V; este posibil să se suprapună o componentă periodică datorită mișcării orbitale (V818 Sco).
• XJ sunt binare de raze X caracterizate prin prezența jeturilor relativiste care se manifestă în intervalele de raze X și radio, precum și în regiunea vizibilă a spectrului sub formă de componente de emisie cu deplasări periodice cu viteze relativiste (V1343 Aql ).
• XND sunt noi de raze X care conțin, împreună cu un obiect compact fierbinte, un pitic sau subgigant de tip spectral G-M. Sisteme care uneori își măresc rapid luminozitatea cu 4-9m V simultan în intervalele de lungimi de undă optice și de raze X, fără ejectare a carcasei. Durata blițului - până la câteva luni (V616 Mon).
• XNG-urile sunt nova cu raze X a căror componentă principală este o supergigant sau uriaș de tip spectral timpuriu și al căror însoțitor este un obiect compact fierbinte. În timpul izbucnirii componentei principale, masa ejectată de aceasta cade pe un obiect compact, provocând, cu o întârziere semnificativă, apariția razelor X. Amplitudini de ordinul l-2m V (V725 Tau).
• XP, sisteme cu raze X cu pulsar; componenta principală este de obicei o supergigant elipsoidală de tip spectral timpuriu. Efectul de reflexie este foarte mic, iar variabilitatea luminozității se datorează în principal rotației componentei primare elipsoidale. Perioadele de schimbare a luminozității sunt în intervalul de la 1 la 10 d, perioada pulsarului din sistem este de la 1 secundă la 100 de minute. Amplitudinea modificărilor luminozității nu depășește de obicei câteva zecimi de mărime (Vel X-1 = GP Vel).
• XPR - Sisteme de raze X cu un pulsar, caracterizate prin prezența efectului de reflexie. Ele constau din componenta principală a clasei spectrale dB-dF și un pulsar cu raze X, care poate fi și optic. Când componenta principală este expusă la raze X, luminozitatea medie a sistemului este maximă, în perioadele de activitate scăzută a sursei de raze X -
  minim. Amplitudinea completă a modificărilor de luminozitate poate ajunge la 2-3m V (HZ Her).
• XPRM sunt sisteme de raze X compuse dintr-un pitic dK-dM târziu și un pulsar cu un câmp magnetic puternic. Acreția de materie pe polii magnetici ai unui obiect compact este însoțită de apariția unei polarizări liniare și circulare variabile a radiațiilor; prin urmare, aceste sisteme sunt uneori numite polare. De obicei, amplitudinea modificărilor luminozității este de aproximativ 1 m V, dar atunci când componenta principală este iradiată cu raze X, luminozitatea medie a sistemului poate crește cu 3 m V. Amplitudinea totală a modificărilor luminozității poate ajunge la 4-5 m V(AM). Ea, AN UMa).
  Dacă radiația direcționată de raze X, care apare în polii magnetici ai unui obiect compact fierbinte rotativ, nu traversează poziția observatorului și sistemul nu este perceput ca un pulsar, litera P este absentă în simbolurile de mai sus pentru tipuri de sisteme cu raze X. Dacă sistemele de raze X sunt eclipsante sau elipsoidale, desemnarea tipului lor este precedată de simbolurile E sau ELL combinate cu această desemnare de un semn + (de exemplu, E+X sau ELL + X).

Alte tipuri de stele și obiecte spațiale luate pentru stele variabile

• BLLAС sunt obiecte extragalactice de tip BL Lizard (BL Lac). Obiecte compacte cvasistelare caracterizate printr-un spectru aproape continuu cu linii de emisie și absorbție foarte slabe și schimbări neregulate de luminozitate relativ rapide, cu o amplitudine de până la 3m V și mai mult. Surse de emisie puternică de raze X și radio, care prezintă o polarizare liniară puternică și variabilă a radiațiilor în regiunile optice și infraroșii ale spectrului. Un număr mic de astfel de obiecte, luate în mod eronat ca stele variabile și cărora li s-au acordat denumiri adecvate, se pare că vor continua să apară ocazional în tabelul principal al catalogului în viitor.
• CST sunt stele permanente. La un moment dat, ei au fost suspectați de variabilitate în luminozitate și s-a arătat grabă în a le atribui o desemnare finală. Observațiile ulterioare nu au confirmat variabilitatea acestora.
• GAL sunt obiecte extragalactice cvasistelare variabile optic (nuclee galactice active) confundate cu stele variabile.
  L: - stele variabile neexplorate cu schimbări lente de luminozitate.
• QSO-urile sunt obiecte extragalactice cvasistelare optic variabile (quasar) confundate cu stele variabile.
  S: - stele variabile neexplorate cu schimbări rapide de luminozitate.
  * - stele variabile unice care nu se încadrează în cadrul clasificării descrise mai sus. Acestea sunt aparent etape de tranziție pe termen scurt de la un tip de variabilitate la altul, sau etapele inițiale și finale ale evoluției acestor tipuri, sau reprezentanți insuficient studiati ai viitoarelor noi tipuri de variabilitate a luminozității.
  Dacă o stea variabilă aparține simultan mai multor tipuri de variabilitate a luminozității, aceste tipuri sunt combinate în coloana „Tip” cu semnul + (de exemplu, E+UG, UV+BY).
  În ciuda progreselor semnificative în înțelegerea proceselor de variabilitate stelară, clasificarea adoptată în catalog este departe de a fi perfectă. Acest lucru este valabil mai ales pentru variabilele explozive, simbiotice și de tip nova, sursele de raze X și obiectele deosebite. Vom continua să lucrăm la perfecţionarea clasificării stelelor variabile, în speranţa unor comentarii critice şi sfaturi de ajutor specialişti.

A cărei luminozitate aparentă se modifică. Aceste modificări pot avea o perioadă de câțiva ani sau miimi de secundă, iar magnitudinea modificărilor variază de la o miime din luminozitatea medie la o creștere de 20 de ori. Au fost catalogate peste 100.000 de stele variabile și chiar și Soarele le poate fi atribuit. Densitatea fluxului de energie al stelei noastre se modifică cu aproximativ 0,1 la sută, sau o miime, în timpul ciclului solar de 11 ani.

Istoria stelelor variabile

Prima stea variabilă identificată este Omicron Ceti, numită ulterior Mira. În 1596, a fost clasificată ca o stea nouă, iar în 1638, Johann Holwards a observat schimbări în luminozitatea stelei pe parcursul unui ciclu de 11 luni. Distanța până la stea este de 200-400 de ani lumină. Acesta este un sistem binar format dintr-o stea variabilă gigantică roșie. Perioada de fluctuații a luminozității este de 332 de zile, iar luminozitatea în domeniul vizibil se modifică de sute de ori pe parcursul unui ciclu, în timp ce în partea infraroșie a spectrului luminozitatea fluctuează doar de două ori. A doua stea este și ea variabilă, dar fără o perioadă precisă. Fluctuațiile sale de viteză sunt cauzate de afluxul de materie de la prima stea. Aceasta a fost o descoperire importantă deoarece, împreună cu supernovele, a arătat că stelele nu sunt entități permanente, așa cum se credea încă din Grecia antică.

Proprietățile stelelor variabile

Există multe motive pentru care luminozitatea aparentă a stelelor se schimbă. Subliniem că este vizibil, adică steaua în sine nu ar trebui să se schimbe deloc, condițiile de observație se schimbă de obicei - ca, de exemplu, în cazul lui Algol. Cu toate acestea, unele stele clipesc din cauza modificărilor proprietăților lor - variabilele pulsatorii au rază sau masă variabilă. Unele stele variabile sunt sisteme binare în care celelalte stele sunt atât de apropiate încât materialul curge constant de la una la alta și înapoi. În general, clasificarea stelelor variabile este foarte bogată, dar ele sunt împărțite în primul rând din cauza variabilității - interne (în astronomia rusă se obișnuiește să se ia în considerare variabilele eruptive separat) sau externe.

Cauze interne

Cefeidele sunt stele foarte strălucitoare, cu o luminozitate de 500-300.000 solare, și cu o perioadă foarte scurtă de pulsații - de la 1 la 100 de zile. Aceste stele se extind și se micșorează într-un model clar. Aceste stele sunt deosebit de valoroase pentru astronomi, deoarece măsurătorile modificărilor luminozității lor fac posibilă determinarea distanțelor lor foarte precis, transformând Cefeidele în stâlpi de drum ai Universului. Alte tipuri de stele variabile cu cauze interne ale fluctuațiilor de luminozitate: RR Lyrae, stele cu perioadă scurtă, mai vechi, mai mici decât Cefeidele; RV Taur, supergiganți cu fluctuații uriașe de luminozitate; tip Mira (numit după prima stea variabilă), supergiganți roșii reci; neregulate, giganți roșii sau supergiganți cu perioade lungi cuprinse între 30 și 1000 de zile, Betelgeuse aparține acestui tip și sunt în principal supergiganți roșii.

Variabilele eruptive sunt, de asemenea, asociate cu procese interne, ele își măresc brusc luminozitatea din cauza exploziilor termonucleare în interiorul sau pe suprafața stelei. Acestea includ stele binare din apropiere care fac schimb de masă. Supernove, novae, nova repetate, nova pitică și altele – un grup de stele care experimentează schimbări bruște puternice ale luminozității, de obicei din cauza unei explozii. Cele mai cunoscute dintre ele sunt supernovele, capabile să eclipseze o întreagă galaxie și să mărească luminozitatea de o sută de milioane de ori. Novae și nove repetate sunt stele binare apropiate pe ale căror suprafețe au loc explozii, dar, spre deosebire de supernove, stelele nu se prăbușesc. Novele pitice sunt sisteme binare de pitice albe care fac schimb de masă, provocând explozii periodice asupra lor. Ele sunt similare cu variabilele simbiotice, constând dintr-o gigantă roșie și o stea albastră fierbinte, închise într-o înveliș comună de praf și gaz.

Cauze externe

Variabilele de eclipsare sunt stele care trec una în fața celeilalte, blocând o parte a lumii. Poate fi cauzată și de planetele stelei. Stelele care se rotesc au luminozitate variabilă datorită prezenței unor pete întunecate sau, dimpotrivă, luminoase pe suprafața lor și a rotației stelei. Modificări similare sunt observate în cazul unei stele a cărei formă este vizibil diferită de cea a unei sfere (de obicei într-un sistem binar). În acest caz, rotația elipsoidului duce la modificări în zona suprafeței radiante. Pulsarii aparțin și ei acestui tip.

Cercetare viitoare

Studiile stelelor variabile oferă astronomilor date despre masele, razele, temperaturile și alte proprietăți ale stelelor. Informațiile despre structura și evoluția stelei sunt obținute indirect. Cu toate acestea, stelele variabile cu perioadă lungă necesită mult timp pentru a fi studiate - de obicei decenii. Astronomii amatori joacă un rol important în observarea constantă a stelelor variabile. Unele variabile sunt deosebit de importante pentru știință, cum ar fi Cefeidele, care oferă informații despre vârsta universului. Studiul variabilelor de tip Mira oferă informații despre Soare și stele similare cu acesta, supernovele de tip Ia sunt folosite pentru a măsura viteza de expansiune a Universului, variabilele eruptive - în studiul nucleelor ​​galactice active și supermasive.

Stelele a căror luminozitate se modifică în perioade relativ scurte de timp sunt numite stele fizice variabile. Modificările luminozității acestui tip de stele sunt cauzate de procese fizice care au loc în interiorul lor. După natura variabilității, se disting variabilele pulsatorii și variabilele eruptive. Stele noi și supernove, care sunt un caz special de variabile eruptive, se disting, de asemenea, într-o specie separată. Toate stelele variabile au denumiri speciale, altele decât cele desemnate anterior prin scrisoare alfabet grecesc. Primele 334 de stele variabile ale fiecărei constelații sunt desemnate printr-o succesiune de litere ale alfabetului latin (de exemplu, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) cu ​​adăugarea numelui constelației corespunzătoare ( de exemplu, RR Lyr). Următoarele variabile sunt desemnate V 335, V 336 etc. (de exemplu, V 335 Cyg).

Stele fizice variabile

Stelele care se caracterizează printr-o formă specială a curbei luminii, care prezintă o schimbare periodică lină a mărimii aparente și o schimbare a luminozității stelei de câteva ori (de obicei de la 2 la 6), sunt numite stele fizice variabile sau Cefeide. Această clasă de stele a fost numită după unul dintre reprezentanții săi tipici - steaua δ (delta) Cepheus. Cefeidele pot fi atribuite unor giganți și supergiganți din clasele spectrale F și G. Datorită acestei circumstanțe, este posibil să le observăm de la distanțe mari, inclusiv cu mult dincolo de granițele sistemului nostru stelar - Galaxia. Una dintre cele mai importante caracteristici ale Cefeidelor este perioada. Pentru fiecare stea individuală, este constantă cu un grad ridicat de precizie, dar perioadele sunt diferite pentru diferite Cefeide (de la o zi la câteva zeci de zile). La Cefeide, spectrul se modifică simultan cu mărimea aparentă. Aceasta înseamnă că, odată cu schimbarea luminozității Cefeidelor, temperatura atmosferei lor se modifică și cu o medie de 1500°. Deplasarea liniilor spectrale în spectrele Cefeidelor a relevat o schimbare periodică a vitezelor lor radiale. În plus, raza stelei se modifică și ea periodic. Stele precum δ Cephei sunt obiecte tinere care sunt situate în principal în apropierea planului principal al sistemului nostru stelar - Galaxia. Cefeidele se găsesc și în, dar sunt mai vechi și oarecum mai puțin luminoase. Aceste stele, care au atins stadiul Cefeid, sunt mai puțin masive și, prin urmare, evoluează mai lent. Ele sunt numite stele Fecioare W. Astfel de caracteristici observate ale Cefeidelor indică faptul că atmosferele acestor stele experimentează pulsații regulate. Astfel, au condiții pentru menținerea unui proces oscilator special la un nivel constant pentru o perioadă lungă de timp.

Orez. Cefeidă

Cu mult înainte de a fi posibil să se afle natura pulsațiilor Cefeidă, s-a stabilit existența unei relații între perioada lor și luminozitate. La observarea Cefeidelor din Micul Nor Magellanic - unul dintre sistemele stelare cele mai apropiate de noi - s-a observat că cu cât este mai mică magnitudinea aparentă a Cefeidei (adică, cu atât pare mai strălucitoare), cu atât perioada de schimbare a luminozității sale este mai lungă. Această relație s-a dovedit a fi liniară. Din faptul că toate aparțineau aceluiași sistem, a rezultat că distanțele până la ei erau practic aceleași. În consecință, dependența descoperită s-a dovedit simultan a fi o dependență între perioada P și magnitudinea absolută M (sau luminozitatea L) pentru Cefeide. Existența unei relații între perioada și magnitudinea absolută a Cefeidelor joacă un rol semnificativ. rol importantîn astronomie: datorită acesteia, distanțele până la obiecte foarte îndepărtate sunt determinate atunci când alte metode nu pot fi aplicate.

Pe lângă cefeide, există și alte tipuri stele variabile pulsatoare. Cele mai cunoscute dintre acestea sunt stelele RR Lyrae, care au fost numite anterior Cefeide cu perioadă scurtă din cauza asemănării lor cu Cefeidele obișnuite. Stelele RR Lyrae sunt giganți din clasa spectrală A, a căror luminozitate o depășește de peste 100 de ori pe cea a Soarelui. Perioadele stelelor RR Lyrae variază de la 0,2 la 1,2 zile, iar amplitudinea modificărilor de luminozitate atinge o magnitudine. Un alt tip interesant de variabile pulsatorii este un grup mic de stele de tip β Cephei (sau β Canis Major), aparținând în principal giganților din subclasele spectrale timpurii B. Prin natura variabilității și forma curbei luminii, aceste stele seamănă cu stelele RR Lyrae, deosebindu-se de ele printr-o variație de amplitudine excepțional de mică. Perioadele sunt în intervalul de la 3 la 6 ore și, ca și în Cefeide, există o dependență a perioadei de luminozitate.

Pe lângă stelele pulsatoare cu o schimbare regulată a luminozității, există și mai multe tipuri de stele ale căror curbe de lumină se modifică. Printre ei se numără Stele de tip RV Taur, ale căror modificări de luminozitate se caracterizează printr-o alternanță de minime profunde și superficiale, care au loc cu o perioadă de 30 până la 150 de zile și cu o amplitudine de 0,8 până la 3,5 magnitudini. Stelele RV Tauri aparțin tipurilor spectrale F, G sau K. Stele de tip m Cephei aparțin clasei spectrale M și sunt numite variabile semiregulate roșii. Acestea se disting uneori prin neregularități foarte puternice în schimbarea luminozității, care au loc pe o perioadă de câteva zeci până la câteva sute de zile. Alături de variabilele semi-regulare din diagrama spectru-luminozitate, există stele de clasă M în care nu este posibilă detectarea repetabilității modificărilor de luminozitate (variabile neregulate). Sub ele se află stele cu linii de emisie în spectru care își schimbă ușor luminozitatea pe intervale de timp foarte lungi (de la 70 la 1300 de zile) și în limite foarte mari. Un reprezentant remarcabil al acestui tip de stele este o (omicron) Kita, sau, așa cum se numește altfel Mira. Această clasă de stele se numește variabile cu perioadă lungă precum Mira Kita. Durata perioadei stelelor variabile cu perioadă lungă fluctuează în jurul valorii medii variind de la 10% în ambele direcții.

Printre stelele pitice cu luminozitate mai mică există și variabile tipuri variate, al căror număr total este de aproximativ 10 ori mai mic decât numărul giganților pulsatori. Aceste stele își manifestă variabilitatea sub forma unor izbucniri repetate periodic, a căror natură este explicată prin diferite tipuri de ejecții de materie sau erupții. Prin urmare, acest întreg grup de stele, împreună cu stele noi, este numit variabile eruptive. Este de remarcat faptul că printre ele se numără stele de o natură foarte diferită, atât în ​​stadiile incipiente ale evoluției lor, cât și în finalizarea drumului lor de viață. Cele mai tinere stele, aparent, care nu au finalizat încă procesul de contracție gravitațională, ar trebui luate în considerare variabile de tip τ (tau) Taur. Aceștia sunt pitici din clase spectrale, cel mai adesea F - G, găsiți în număr mare, de exemplu, în Nebuloasa Orion. Stelele de tip RW Aurigae, aparținând claselor spectrale de la B la M, sunt foarte asemănătoare cu acestea. Pentru toate aceste stele, schimbarea luminozității are loc atât de incorect încât nu se poate stabili o regularitate.

Stelele variabile eruptive de un tip special, în care o explozie (o creștere bruscă a luminozității) de cel puțin 7-8 magnitudini a fost observată cel puțin o dată, se numesc nou. De obicei, în timpul izbucnirii unei noi stele, magnitudinea aparentă a stelelor scade cu 10m-13m, ceea ce corespunde unei creșteri a luminozității de zeci și sute de mii de ori. După izbucnire, stele noi sunt niște pitici foarte fierbinți. În faza maximă a izbucnirii, ei seamănă cu supergiganți din clasele A - F. Dacă izbucnirea aceleiași noi stele a fost observată de cel puțin două ori, atunci o astfel de nouă se numește repetat. Creșterea luminozității în novele repetate este oarecum mai mică decât în ​​novele tipice. În total, în prezent sunt cunoscute aproximativ 300 de stele noi, dintre care aproximativ 150 au apărut în Galaxia noastră și peste 100 - în Nebuloasa Andromeda. În cele șapte novae repetate cunoscute, au fost observate în total aproximativ 20 de focare. Multe (poate chiar toate) nova și nova repetate sunt binare apropiate. După o explozie, novele prezintă adesea o variabilitate slabă. Schimbarea luminozității noii stele arată că în timpul izbucnirii are loc o explozie bruscă cauzată de instabilitatea care a apărut în stea. Conform diverselor ipoteze, această instabilitate poate apărea la unele stele fierbinți ca urmare a unor procese interne care determină eliberarea de energie în stea, sau datorită influenței unor factori externi.

supernove

Supernovele sunt stele care explodează în același mod ca și cele noi și ating magnitudini absolute de la -18m la -19m și chiar și -21m la maxim. Supernovele au o creștere a luminozității de peste zeci de milioane de ori. Energia totală emisă de o supernovă în timpul unui fulger este de mii de ori mai mare decât pentru nova. Aproximativ 60 de explozii de supernove din alte galaxii au fost înregistrate fotografic și, adesea, luminozitatea lor s-a dovedit a fi comparabilă cu luminozitatea integrală a întregii galaxii în care a avut loc explozia. Conform descrierilor observațiilor anterioare făcute cu ochiul liber, au fost stabilite mai multe cazuri de explozii de supernove în galaxia noastră. Cea mai interesantă dintre ele este Supernova din 1054, care a erupt în constelația Taur și a fost observată de astronomii chinezi și japonezi ca o „stea invitată” care a apărut brusc, care părea mai strălucitoare decât Venus și era vizibilă chiar și în timpul zilei. Deși acest fenomen este similar cu izbucnirea unei noi obișnuite, el diferă de acesta prin scara sa, curba și spectrul luminii netedă și care se schimbă lent. Două tipuri de supernove se disting prin caracterul spectrului de lângă epoca de maxim. De mare interes sunt cele cu expansiune rapidă, care în mai multe cazuri au fost găsite pe locul supernovelor de tip I. Cea mai remarcabilă dintre acestea este celebra Nebuloasă a Crabului din constelația Taurului. Forma liniilor de emisie ale acestei nebuloase indică expansiunea ei la o viteză de aproximativ 1000 km/sec. Dimensiunile actuale ale nebuloasei sunt de așa natură încât expansiunea în acest ritm ar putea începe cu nu mai mult de 900 de ani în urmă, adică. tocmai la timp pentru explozia supernovei din 1054.

Pulsari

În august 1967, în orașul englez Cambridge, a fost înregistrată emisia radio cosmică, care provenea din surse punctuale sub formă de impulsuri clare care se succed unul după altul. Durata unui impuls individual pentru astfel de surse poate varia de la câteva milisecunde la câteva zecimi de secundă. Claritatea pulsurilor și corectitudinea repetărilor lor fac posibilă determinarea cu mare precizie a perioadelor de pulsații ale acestor obiecte, care sunt denumite pulsarii. Perioada unuia dintre pulsari este de aproximativ 1,34 sec, în timp ce celelalte au perioade cuprinse între 0,03 și 4 sec. În prezent, se cunosc aproximativ 200 de pulsari. Toate produc emisii radio foarte polarizate pe o gamă largă de lungimi de undă, a căror intensitate crește abrupt odată cu creșterea lungimii de undă. Aceasta înseamnă că radiația are o natură non-termică. A fost posibil să se determine distanțele până la mulți pulsari, care s-au dovedit a fi în intervalul de la sute la mii de parsecs, ceea ce indică apropierea relativă a obiectelor care aparțin în mod evident galaxiei noastre.

Cel mai faimos pulsar, care este de obicei desemnat cu numărul NP 0531, coincide exact cu una dintre stele din centrul Nebuloasei Crabului. Observațiile au arătat că și radiația optică a acestei stele variază în aceeași perioadă. Intr-un impuls, steaua ajunge la 13m, iar intre impulsuri nu se vede. Aceleași pulsații din această sursă sunt experimentate și de radiația cu raze X, a cărei putere este de 100 de ori mai mare decât puterea radiației optice. Coincidența unuia dintre pulsari cu centrul unei formațiuni atât de neobișnuite precum Nebuloasa Crabului sugerează că aceștia sunt doar obiectele în care se transformă supernovele după erupții. Dacă izbucnirile de supernovă se termină cu adevărat prin formarea unor astfel de obiecte, atunci este foarte posibil ca pulsarii să fie stele neutronice.În acest caz, cu o masă de aproximativ 2 mase solare, ar trebui să aibă raze de aproximativ 10 km. Când este comprimată la astfel de dimensiuni, densitatea materiei devine mai mare decât cea nucleară, iar rotația stelei accelerează la câteva zeci de rotații pe secundă. Aparent, intervalul de timp dintre impulsurile succesive este egal cu perioada de rotație a stelei neutronice. Apoi, pulsația se explică prin prezența unor nereguli, puncte fierbinți deosebite, pe suprafața acestor stele. Aici este potrivit să vorbim despre o „suprafață”, deoarece la astfel de densități mari substanța este mai aproape în proprietățile sale de corp solid. Stelele neutronice pot servi ca surse de particule energetice care intră constant în nebuloasele lor asociate, cum ar fi Nebuloasa Crab.

foto: Emisia radio din Nebuloasa Crabului