Yjet e ndryshueshëm - çfarë janë dhe si janë. Llojet, llojet dhe klasifikimi i përgjithshëm i yjeve të ndryshueshëm

Yje të ndryshueshëm

Edhe pse në pamje të parë yjet që shkëlqejnë në qiell duken të jenë konstante, rezulton se shumë prej tyre ndryshojnë në shkëlqimin e dukshëm me kalimin e kohës. Ylli bëhet më i ndritshëm dhe më i zbehtë. Yje të tillë quhen yje të ndryshueshëm. Për disa yje të ndryshueshëm, shkëlqimi ndryshon rreptësisht periodikisht. Për të tjerët ndryshon pak a shumë periodikisht, për të tjerët ndryshon në mënyrë krejtësisht kaotike. Ka yje që ndizen papritur. Aty ku disa ditë më parë ishte një yll mezi i dukshëm në fotografi, sot është një yll me gaz, i dukshëm me sy të lirë. Pas disa muajsh, shkëlqimi i yllit bie përsëri. Disa yje kanë ndezje të përsëritura. Ka yje që kanë ndezje shumë të shpejta. Në pak minuta, ylli bëhet qindra herë më i ndritshëm dhe pas një ore ai kthehet në gjendjen e tij origjinale.

Amplituda e luhatjeve të shkëlqimit të yjeve të ndryshëm variabël varion nga disa të qindtat e madhësisë yjore.Madhësia yjore është një karakteristikë e shkëlqimit të dukshëm të yjeve. Koeficienti për përcaktimin e madhësive të ndriçuesve është 2.512. Pika zero për sistemin e madhësisë u përcaktua në mënyrë konvencionale nga një grup yjesh në rajonin e Yllit të Veriut, i quajtur seria polare veriore. Madhësia e dukshme nuk ka të bëjë fare me madhësinë e yllit. Ky term ka origjinë historike dhe karakterizon vetëm shkëlqimin e yllit. Yjet më të shndritshëm kanë magnitudë zero apo edhe negative. Për shembull, yjet si Vega dhe Capella kanë përafërsisht magnitudë zero, dhe ylli më i ndritshëm në qiellin tonë, Sirius, ka një magnitudë minus 1.5. Madhësia tregohet në krye me shkronjën e vogël latine m (nga fjala "magnitudë" - madhësi). Për yjet që nuk shihen me sy, përdoret e njëjta shkallë e madhësisë. deri në 15-17 ballë. Me zhvillimin e teknologjisë dhe përmirësimin e marrësve që regjistrojnë shkëlqimin e yjeve, është bërë i mundur zbulimi i yjeve të rinj të ndryshueshëm me amplituda shumë të vogla dhe periudha të shkurtra. Numri i përgjithshëm i yjeve të ndryshueshëm të zbuluar në Galaktikën Galactica. Ndryshe nga galaktikat e tjera, emri i saj shkruhet me shkronjë të madhe. rreth 40,000, dhe në galaktika të tjera, Galaxy është një sistem i madh yjor rrotullues - më shumë se 5000. Për të përcaktuar yjet e ndryshueshëm, përdoren shkronja latine që tregojnë yjësinë në të cilën ndodhet ylli. Brenda një konstelacioni, yjeve të ndryshueshëm u caktohet në mënyrë sekuenciale një shkronjë latine, një kombinim i dy shkronjave ose shkronja V me një numër. Për shembull: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Yjet e ndryshueshëm ndahen në tre klasë e madhe: pulsues, shpërthyes (shpërthyes) dhe eklipsues. Yjet pulsues kanë një ndryshim të butë në shkëlqim. Shkaktohet nga ndryshimet periodike në rreze dhe temperaturën e sipërfaqes. Ndërsa yjet kontraktohen, temperatura rritet. Rritja e temperaturës çon në një rritje të shkëlqimit.Shkëlqimi është energjia totale e emetuar nga një yll për njësi të kohës, pavarësisht se rrezja zvogëlohet. Periudhat e yjeve pulsuese variojnë nga fraksionet e një dite (yjet e tipit RR Lyrae) në dhjetëra (Cepheids) dhe qindra ditë (yjet e tipit Mirid - Mira Ceti). Në yjet Cepheids dhe RR Lyrae, periodiciteti ruhet me saktësi të mahnitshme. Në yjet e ndryshueshëm me ndryshime gjysmë të rregullta ose kaotike në shkëlqim, pulsimet, megjithëse më të fuqishme, ndodhin në mënyrë të parregullt. Të gjithë Cefeidët janë gjigantë, yje me shkëlqim të madh, shumë prej tyre janë supergjigantë, këto përfshijnë yje me shkëlqimin më të lartë. Miridët quhen yje të ndryshueshëm me periudhë të gjatë. Ndryshimet në shkëlqimin e tyre shoqërohen me ndryshime në temperaturën e tyre. Mira Ceti në më të madhin e saj është pothuajse po aq e ndritshme sa Ylli i Veriut. Yjet e ndryshueshëm të këtij lloji janë gjithashtu yje supergjigantë. Janë zbuluar rreth 14 mijë yje pulsues.

Klasa e dytë e yjeve të ndryshueshëm është shpërthyese, ose, siç quhen edhe ata, yje shpërthyes. Këto përfshijnë, së pari, supernova. Supernova janë yjet më të shndritshëm që shfaqen në qiell si rezultat i ndezjeve yjore. Novaet e reja janë yje, shkëlqimi i të cilëve rritet papritur me qindra, mijëra dhe ndonjëherë miliona herë, novat e përsëritura, yjet U Binjakët, yje si nova dhe simbiotikë. Të gjithë këta yje karakterizohen nga shpërthime të vetme ose të përsëritura të një natyre shpërthyese me një rritje të papritur të shkëlqimit. Shumë prej këtyre yjeve janë përbërës të sistemeve të afërta binare dhe proceset e dhunshme lindin kur komponentët në sisteme të tilla ndërveprojnë. satelit me yje të ndryshueshëm

Më parë, mendohej se yjet e rinj u rishfaqën me të vërtetë. Por këta yje ekzistonin më parë - ata shfaqen si yje të zbehtë në fotografitë e qiellit me yje të marra më herët.

Disa (dhe ndoshta të gjithë) nga yjet e rinj ndizen vazhdimisht. Pra, yjet shumë të nxehtë që kanë një gjendje të veçantë, të paqëndrueshme mund të ndizen papritmas dhe të rriten në madhësi me një shpejtësi të barabartë me qindra kilometra në sekondë. Gjatë një ndezjeje, shtresat e tyre të jashtme të gazit shkëputen dhe nxitojnë në hapësirë ​​me shpejtësi të madhe.Me kalimin e kohës, këto gazra shpërndahen.

Në raste të rralla, vërehen shpërthime supernova. Ato ndryshojnë në atë që shkëlqimi i tyre gjatë një shpërthimi është dhjetëra e qindra miliona herë më i madh se shkëlqimi i Diellit. Aktualisht, astronomët dhe fizikantët po punojnë shumë për të zgjidhur pyetjen se cilat shkaqe fizike shkaktojnë një fenomen kaq madhështor si shpërthimet e supernovës.

Së dyti, yjet shpërthyes përfshijnë yje të rinj të shpejtë të parregullt të ndryshueshëm, yje të tipit UV Ceti dhe një numër objektesh të lidhura. Numri i shpërthimeve të hapura tejkalon 2000.

Yjet pulsues dhe shpërthyes quhen yje të ndryshueshëm fizikë, pasi ndryshimet në shkëlqimin e tyre të dukshëm shoqërohen me procese fizike që ndodhin në to. Kjo ndryshon temperaturën, ngjyrën dhe nganjëherë madhësinë e yllit.

Klasa e tretë e yjeve të ndryshueshëm përfshin variablat eklipsues. Këto janë sisteme binare, rrafshi orbital i të cilëve është paralel me vijën e shikimit. Ndërsa yjet lëvizin rreth një qendre të përbashkët graviteti, ata në mënyrë alternative eklipsojnë njëri-tjetrin, gjë që shkakton luhatje në shkëlqimin e tyre.

Kurba e dritës së yllit Algol. Horizontal tregon kohën në orë

Diagrami i lëvizjes së satelitit algol

Në sistemet e afërta, ndryshimet në shkëlqimin total mund të shkaktohen nga shtrembërimet në formën e yjeve.Periudhat e ndryshimit të shkëlqimit të binarëve eklipsues variojnë nga disa orë deri në dhjetëra vjet. Më shumë se 4000 yje të tillë njihen në Galaxy.

Ekziston gjithashtu një klasë e vogël e veçantë e yjeve të ndryshueshëm - yjet magnetikë. Përveç një fushe të madhe magnetike, ato kanë inhomogjenitete të forta në karakteristikat e sipërfaqes. Inhomogjenitete të tilla gjatë rrotullimit të yllit çojnë në një ndryshim në shkëlqim.

Për rreth 20,000 yje, klasa e ndryshueshmërisë nuk është përcaktuar.

Yjet e ndryshueshëm studiohen me shumë kujdes nga astronomët. Ndryshimet e vëzhguara në shkëlqimin, spektrin dhe sasitë e tjera bëjnë të mundur përcaktimin e karakteristikave kryesore të një ylli, si ndriçimi, rrezja, temperatura, dendësia, masa, si dhe studimi i strukturës së atmosferave dhe karakteristikave të rrjedhave të ndryshme të gazit. Nga vëzhgimet e yjeve të ndryshueshëm në sisteme të ndryshme yjore, është e mundur të përcaktohet mosha e këtyre sistemeve dhe lloji i popullsisë së tyre yjore. Marrëdhënia e jashtëzakonshme "periudhë-shkëlqim" e zbuluar për Cefeidët bën të mundur llogaritjen e shkëlqimit të vërtetë të yllit, dhe rrjedhimisht distancën deri në të, nga periudha e vendosur. Nëse një Cefeid zbulohet në një grup yjesh shumë të largët, atëherë periudha e ndryshimit në shkëlqimin e tij, dhe rrjedhimisht shkëlqimi i tij, matet nga vëzhgimet. Dhe pas kësaj është e lehtë të llogaritet se në çfarë largësie ndodhet ky Cefeid, nëse me një shkëlqim të caktuar na shfaqet në shkëlqimin e tij si një yll i një madhësie të tillë. Dimensionet e grumbullit, sado të mëdha të jenë, janë të parëndësishme në krahasim me distancën me të, që do të thotë se të gjithë yjet e përfshirë në të janë afërsisht në të njëjtat largësi nga ne. Në këtë mënyrë, u matën distancat në pjesët e largëta të galaktikës sonë, si dhe me galaktika të tjera. Vëzhgimet moderne kanë treguar se disa yje të dyfishtë të ndryshueshëm janë burime kozmike të rrezatimit me rreze X.

- yje që shfaqin luhatje në shkëlqim. Numri i P. z. i njohur deri më sot. shumë i madh (mbi 28,000). Më shumë se 15,000 yje dyshohen për ndryshueshmëri, por ende nuk janë studiuar. NE RREGULL. 3000 P. z. zbuluar në galaktikat e afërta - Retë e Magelanit dhe rreth. 700 (pa llogaritur yjet e rinj) - në Mjegullnajën e Andromedës. Më shumë se 1000 P. z. zbuluar në grupimet globulare të galaktikës sonë. P. z. kanë të veçantë emërtime (nëse nuk janë caktuar tashmë me një shkronjë të alfabetit grek). E para 334 P. z. çdo konstelacion tregohet nga një sekuencë shkronjash Alfabeti latin: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ..., QZ me shtoni emrin e plejadës përkatëse (për shembull, RR Lyr, ose RR Lyrae). P. z. caktuar V 335, V 336, etj.

P. z. ndahen në dy klasa të mëdha: eklipsues P. z. dhe P. z.

Eklipsues P. z.

janë një sistem i dy yjeve që rrotullohen rreth një qendre të përbashkët të masës, dhe rrafshi i orbitave të tyre është aq afër vijës së shikimit të një vëzhguesi tokësor sa që me çdo rrotullim vërehet një eklips i një ylli nga tjetri. Kjo çon në një dobësim të ndriçimit total të sistemit. Më shumë se 4000 yje të kësaj klase janë zbuluar në Galaxy tonë. Për disa, si Algol (Perseus), shkëlqimi jashtë eklipsit është pothuajse konstant (Fig. 1, a), për të tjerët, si Lyra, nuk ka periudha të qëndrueshmërisë së shkëlqimit, gjë që jep arsye për të marrë në konsideratë përbërësit e sisteme të tilla të jenë elipsoidale, të zgjatura nga tërheqja reciproke.Ndryshimet në shkëlqimin jashtë një eklipsi në sisteme të tilla shpjegohen nga një ndryshim i vazhdueshëm në zonën e sipërfaqes ndriçuese të yjeve përballë vëzhguesit (Fig. 1.6). ndryshimet në shkëlqimin e yjeve eklipsues (që përkojnë, natyrisht, me periudhat e tyre orbitale) janë shumë të ndryshme: nga dhjetëra minuta në dhjetëra vjet. Z. ofrojnë një mundësi unike për të përcaktuar një sërë karakteristikash më të rëndësishme të yjeve, veçanërisht nëse dihet distanca nga sistemi dhe kurba e ndryshimeve në shpejtësitë radiale të yjeve të përfshirë në sistem.Nga kohëzgjatja e eklipsit është e mundur të përcaktohen diametrat e yjeve në fraksione të boshtit gjysmë të madh të orbitës së tyre relative. , dhe pastaj dhe në kilometra L dhe mund të përcaktohen madhësitë e yjeve T e sipërfaqet e tyre. Duke vëzhguar ndryshimet në spektër gjatë një eklipsi, mund të studiohet struktura e atmosferës së yllit në eklips (përmes të cilit shkëlqen komponenti i dytë i sistemit) në thellësi të ndryshme. Rezultate veçanërisht interesante janë marrë nga studimi i sistemeve të tilla si Auriga, në të cilat vërehen eklipset e një ylli të nxehtë (spektri, klasa B) nga një supergjigant i kuq (klasa K) me një atmosferë të gjerë. Ndryshimet në intensitetin e linjave të absorbimit gjatë eklipsit bënë të mundur përcaktimin e përmbajtjes kimike. elementet në atmosferën e një supergjigandi në lartësi të ndryshme, nga zhvendosja e linjave ishte e mundur të matej shpejtësia e rrotullimit të yllit rreth boshtit të tij (shih). Eklipsues P. z. yavl. Burimi kryesor i informacionit për karakteristikën më të rëndësishme të yjeve është masa e tyre; për të përcaktuar prerjen, përdoret ligji i 3-të i Keplerit, i cili lidh periudhën e orbitës, gjysmëboshtin kryesor të orbitës dhe masat e përbërësve të sistemit (shih) . Disa yje eklipsues shfaqin rrotullim të boshtit kryesor eliptik. orbitat (vijat e absidës), të shkaktuara nga deformimi reciprok i baticës së komponentëve (Fig. 2); kjo reflektohet në lakoren e dritës si një zhvendosje e ngadaltë në pozicionin e minimumit dytësor (më të vogël). Shpejtësia e këtij rrotullimi përcaktohet nga shkalla e përqendrimit të materies drejt qendrës së yllit, dhe vëzhgimet e yjeve të tillë ofrojnë pothuajse të vetmen mundësi për të testuar përfundimet e teorive të brendshme. struktura e yjeve.

P. z. fizike.
ndryshojnë shkëlqimin e tyre si rezultat i ngjarjeve fizike që ndodhin mbi to. proceset. Fiz. variablat ndahen në pulsuese dhe shpërthyese. P. z pulsuese. karakterizohet nga ndryshime të buta dhe të vazhdueshme në shkëlqim (Fig. 3); në shumicën e rasteve mund të thuhet me siguri se ato shkaktohen nga pulsimi i yjeve. Kur një yll tkurret, madhësia e tij zvogëlohet, ai nxehet dhe bëhet më i ndritshëm; kur ylli zgjerohet, shkëlqimi i tij dobësohet. Periudhat e ndryshimit të shkëlqimit variojnë nga fraksionet e një dite (yjet e RR Lyrae, Scutum dhe Canis Major) deri në dhjetëra ( , yje të tipit RV Tauri) dhe qindra ditë [yje të tipit Mira Ceti (spektri, klasa M), yje gjysmë të rregullt (SR)]. Për disa yje, periodiciteti i ndryshimeve të shkëlqimit ruhet me saktësinë e një orari të mirë (për shembull, yjet Cepheids dhe RR Lyrae), ndërsa për të tjerët praktikisht mungon (për yjet e parregullt të kuq). Gjatë pulsimeve, luhatjet në madhësitë radiale të yjeve mund të arrijnë vlera, për shembull, të Cefeidëve, 2-3 rreze diellore. Kjo nuk duhet të jetë befasuese, pasi Cefeidët janë yje supergjigantë [rrezja e RR Lyr është ].

Në tabelë Karakteristikat e periodikeve të caktuara pulsues P. z.

Lloji i yllit	Periudha, ditë	Klasa spektrale	Amplituda (në blu rrezet)	Lloji i yllit popullatë Galaktikat
Cepheid C	2-218	FII-GI	0,1-2 m	I
Cepheids CW	1-3, 11-30	(F-G)	0,5-1,5 m	II
RR Lyra	0,05-1,2	A-F	0,5-2 m	II
Mburoja	0,03-0,2	A-FV-III	0,1-0,5 m	I
RV Demi	30-140	F-GI	2-3 m	I
Botët e balenës	80-220 500-1000	M, C, S	2,5-10 m	II I
Canis Major	0,1-0,6	BO-B3III-IV	0,1 m	I

Eruptive P. z. karakterizohen nga ndryshime të parregullta, shpesh të shpejta dhe të forta të shkëlqimit, të shkaktuara me sa duket nga procese të dhunshme të natyrës shpërthyese (shpërthyese) (Fig. 4). Këta yje ndahen në dy grupe: 1) një grup yjesh të rinj, të formuar së fundmi, të cilët përfshijnë variabla të shpejta të parregullta (tipi T Tauri ose RW Aurigae), (lloji UV Ceti) dhe objekte të lidhura me to, të shumtë në grupimet e reja të yjeve dhe të lidhura me mjegullnajat; 2) një grup yjesh në të cilët vërehen herë pas here rritje të shpejta dhe të mëdha të shkëlqimit (të ashtuquajturit yje kataklizmikë). Këto janë yjet novae, novae të përsëritura, yjet U Binjakët, të ngjashëm me novae dhe simbiotikë. P. z. (këto të fundit karakterizohen nga prania në spektrin e linjave tipike si për yjet e nxehtë ashtu edhe për ata të ftohtë). Në shumicën e rasteve, kataklizmike. yjet rezultojnë të jenë sisteme binare. Shpesh një nga komponentët e fenomenit. xhuxh i bardhë. Janë të njohura më shumë se 1600 yje shpërthyes.

Së bashku me traditën. llojet e P. z. janë theksuar së fundmi lloj i ri- yje rrotullues me shkëlqim të sipërfaqes jo uniforme. Tek ky lloj P. z. i atribuohet anomalive kimike. përbërje, që rrotullohet me një periudhë prej disa. ditë; yje të tipit BY Draco (xhuxhët e klasit M, në të cilët, përveç ndezjeve të ngjashme me ato të vërejtura në yjet e tipit UV Ceti, u zbuluan luhatje të vogla në shkëlqim me një periudhë disaditore) dhe, së fundi, yjet e Lloji HZ Hercules, i përfshirë në një sistem të ngushtë binar me rreze x burimi (rrezatimi nga burimi bën që në sipërfaqen e komponentit të dytë të shfaqet një pikë e nxehtë). Prania e njollave të nxehta ose të ftohta dyshohet edhe në lloje të tjera yjesh, veçanërisht në variablat eklipsues.

Ndryshueshmëria dhe evolucioni i yjeve.
Fiz. ndryshueshmëria ndodh te yjet në faza të caktuara të evolucionit të tyre, kështu që gjatë gjithë jetës së tij i njëjti yll, duke lëvizur nga një fazë zhvillimi në tjetrën, është edhe një yll i përhershëm edhe një yll i përhershëm. tipe te ndryshme. Prandaj, studimi i PZ ka një rëndësi të veçantë për të kuptuar natyrën e ndryshueshmërisë. në grupimet e yjeve (për yjet e përfshirë në grupe, është e mundur të përcaktohet si mosha ashtu edhe faza evolucionare), si dhe një krahasim i pozicionit në diagramin spektër-shkëlqim të yjeve të përhershëm dhe P. z. lloje të ndryshme (shih).

Duke filluar zhvillimin e tij në formën e një grumbulli gazi dhe pluhuri të izoluar në mënyrë gravitacionale, ylli gradualisht tkurret dhe gravitacioni. energjia e çliruar në të njëjtën kohë e ngroh atë. Transferimi i energjisë nga brenda shtresat në sipërfaqen e një ylli të tillë kryhen së pari, dhe vetëm kur afrohet (MS) shfaqet një bërthamë në yll, në të cilën energjia transferohet nga rrezatimi. Sa më masiv të jetë ylli, aq më shpejt arrin MS; Burimi i energjisë për një yll të tillë janë reaksionet termonukleare të djegies së hidrogjenit në qendër të tij. Ka shumë të rinj (me moshën e yjeve ~ 10 6 -10 7 vjeç), në të cilat nënkuptojnë vetëm yjet më masivë. shkëlqimet e arritura në MS; ato zënë pjesën e sipërme të diagramit Hertzsprung-Russell (d. G.-R.) të grupimit dhe të dukurive. yje të zakonshëm konstante. Yjet e grumbullimit, të cilët kanë shkëlqim dhe masë më të ulët, nuk e kanë përfunduar ende fazën gravitacionale. ngjeshja dhe nuk "arriti" tek GP. Yje të tillë kanë ende një zonë të gjerë konvektive, dhe është midis tyre që ndryshoret e shpejta të parregullta dhe yjet e ndezjes gjenden në një numër gjithnjë në rritje. Me sa duket, ndërveprimi i zonës konvektive me fushën magnetike është përgjegjës për aktivitetin e ndezjes së yjeve. fushë, dhe rrotullimi i yllit gjithashtu luan një rol të rëndësishëm, pasi ritmet e larta të rrotullimit janë tipike për yjet e rinj. Në përgjithësi, ndryshueshmëria e yjeve të tillë është, me sa duket, një analog shumëfish i zgjeruar i fenomeneve të vëzhguara në rajonet aktive të Diellit.

Një numër i llojeve të variablave pulsues ndodhen brenda brezit të paqëndrueshmërisë që kalon fshatin G.-R. spektri nga supergjigantët e kuq. klasa K deri te yjet e bardhë të klasës A (Fig. 5 dhe 6). Këto përfshijnë Cepheids (C në Fig. 6), yje të tillë si RV Tauri, RR Lyrae dhe Scutum. Në të gjithë këta yje, duket se ekziston një mekanizëm i vetëm në punë që shkakton pulsimin e tyre. shtresat e sipërme. Sipas teorisë së pranuar përgjithësisht, në rajonet e jashtme të yjeve që banojnë në brezin e paqëndrueshmërisë, ekziston një zonë kritike. jonizimi i heliumit, i cili në mënyrë alternative jonizohet në He II (me rritjen e temperaturës), pastaj rikombinohet dhe ftohet. Zonë kritike jonizimi, gjatë ngjeshjes, thith dhe nuk lëshon rrezatim që vjen nga brenda, por gjatë zgjerimit, përkundrazi, e lëshon intensivisht nga jashtë (shih). Ky mekanizëm i grumbullimit të dridhjeve funksionon vetëm në një përmbajtje të caktuar (> 15% nga numri i atomeve) të heliumit dhe një thellësi të caktuar të zonës kritike. jonizimi, në varësi të shkëlqimit dhe temperaturës së sipërfaqes së yllit. Këto arsye përcaktojnë ekzistencën e një brezi mjaft të ngushtë paqëndrueshmërie.

Brenda MS, yjet jetojnë më gjatë, prandaj MS është rajoni më i populluar i fshatit G.-R. Kritike Momenti për një yll në MS ndodh kur masa e bërthamës, në të cilën hidrogjeni është kthyer në helium, arrin 10-12% të masës së yllit dhe reaksioni termonuklear i shndërrimit të hidrogjenit në helium në qendër të yllit. zbehet. Nga ky moment, struktura e yllit fillon të ndryshojë. Së pari, i gjithë ylli kontraktohet, dhe më pas bërthama, e privuar nga burimet e energjisë në këtë fazë, tkurret dhe nxehet, dhe pjesa e jashtme. pjesët e yllit zgjerohen dhe ftohen. Ylli e lë MS në rajonin e gjigantëve të kuq dhe supergjigantëve (Fig. 5).

Ky ndryshim në strukturë mund të shoqërohet me ndryshueshmërinë e një numri yjesh të vendosur pranë kufirit të sipërm të MS. Shumica e tyre ndryshojnë nga yjet fqinjë (sipas G.-R.) të përhershëm edhe në rrotullimin e tyre më të ngadaltë. Mund të supozohet se një ndryshim në rrezen e yllit pranë kufirit të sipërm të MS mund të çojë në një ndryshim në natyrën e rrotullimit dhe të shkaktojë pulsim. Ndoshta, në fazën e largimit nga MS ka yje të tipit Canis Major (spektri, klasa B), të cilët ndryshojnë shkëlqimin me një periudhë prej disa. orë (Fig. 6). Duke rënë brenda brezit të paqëndrueshmërisë pas largimit nga MS, yjet e masave të ndryshme fillojnë të pulsojnë me periudha dhe amplituda të ndryshme.

Evolucionare e llogaritur në mënyrë të detajuar gjurmët e yjeve me masë 3-12 pas mbërritjes në rajonin e gjigantëve të kuq dhe supergjigantëve (ku bërthama e yllit nxehet në një temperaturë të tillë që aktivizohet reaksioni i shndërrimit të heliumit në karbon) përshkruajnë sythe të gjera që në mënyrë të përsëritur kalojnë shiritin e paqëndrueshmërisë (Fig. 5). Çdo herë gjatë këtij kryqëzimi ylli bëhet një Cefeid. Për më tepër, sa më e madhe të jetë masa e yllit (nga 3 në 10-12), aq më e gjatë është periudha që ai pulson (nga 1 në 50-100 ditë). Mundësia e shfaqjes së pulsimeve në yjet masive në një fazë të caktuar të evolucionit është treguar teorikisht: janë llogaritur modele të yjeve që, në temperatura dhe shkëlqime të caktuara të sipërfaqes, bëhen të paqëndrueshme dhe fillojnë të pulsojnë. Këto shkëlqime dhe temperatura përkojnë mirë me pozicionin e vëzhguar të brezit të paqëndrueshmërisë.

Oriz. 6. Pozicioni në diagramin Hertzsprung - tejkalojnë 2, yje të tipit C Canis Major, Ap - variabla magnetike, S - Yjet e tipit Scutum, C - Cepheids komponent i sheshtë, SRc - variabla supergjigantët e kuq. Linja të theksuara sekuenca për grupime me moshë më të vogël se vjet, në cilët yje të këtyre llojeve gjenden: grupime h dhe Perseus, NGC 6067, NGC 2362 dhe Hyades (G).

Për yjet me masë, faza e evolucionit e lidhur me transformimin termonuklear të heliumit në karbon fillon pas kësaj. rritja e shkëlqimit dhe lëvizja e yjeve të tillë drejt fundit të degës së gjigantit të kuq në fshatin G.-R. (Fig. 5 dhe 7). Kjo shkaktohet nga ngjeshja dhe ngrohja më e ngadaltë e bërthamës së tyre të degjeneruar. Afatgjatë e ndryshueshme (yje si Mira Ceti, duke ndryshuar shkëlqimin me një amplitudë 3-7 m dhe një periudhë prej qindra ditësh) dhe gjigantët e kuq të çrregullt dhe gjysmë të rregullt ndodhen pikërisht në skajet e degës gjigante të grupimeve të hapura globulare dhe të vjetra. Mungesa e yjeve më të kuq në grupime të tilla tregon se këtu fillon një ristrukturim i strukturës së yllit, si rezultat i të cilit ai largohet nga dega gjigante. Ky ristrukturim ndoshta shkakton ndryshueshmëri në gjigantët e kuq dhe yjet e tipit Mira Ceti. Përcaktimet e drejtpërdrejta të masave të yjeve të tillë tregojnë se ato janë afër 1.

Pas largimit nga dega gjigante, yjet me masë të ulët bien në degën horizontale, tipike për D. G.-R. grupime globulare, të cilat të gjitha janë shumë të vjetra - përafërsisht. 10 10 vjet (Fig. 7). Seksioni i kësaj dege, që kalon brezin e paqëndrueshmërisë, është i populluar ekskluzivisht nga yjet RR Lyrae, që pulsojnë me një periudhë prej një fraksioni të ditës. Cefeidët, si dhe yjet e tipit RV Tauri, gjenden ndonjëherë në grupime globulare. Nuk dihet se ku saktësisht futen ata në zonën e paqëndrueshmërisë. Cefeidët e grupimeve globulare ndryshojnë në shumë aspekte nga Cefeidët që gjenden në grupime të hapura dhe në rrafshin galaktik; masat e tyre, si ato të yjeve RR Lyrae, janë me sa duket afër 1.

Oriz. 7. Pozicioni në diagramin Hertzsprung - Yjet e ndryshueshme Russell masat e të cilëve më pak se 2; CW - Cefeidë sferikë komponenti (lloji W Virgo), RRs - yje lloji RR Lyrae me pikë P M - Yjet e tipit Mira Ceti, SRb - e kuqe gjigantë të ndryshueshëm, RV - i ndryshueshëm supergjigantë (si RV Tauri). E guximshme vijat tregojnë sekuenca për grupimet në të cilat ndodhin këto yje (grumbull globular M13 dhe të vjetër grupimet e hapura NGC 7789 dhe NGC 188).

Lidhur me novae, novae të përsëritura, yjet U Binjakët, variablat si novae dhe simbiotike, ekziston një besim gjithnjë e më i përhapur se ato janë dukuri. , të cilat janë në një fazë të vonë të evolucionit. Yjet e U Binjakëve dhe novaet e përsëritura bashkohen nga një marrëdhënie cikli-amplitudë: të parët ndizen me magnitudë 2-4 pas një intervali prej dhjetëra ditësh, ndërsa të dytët ndizen me magnitudë 5-6 pas dhjetëra vitesh. Ka çdo arsye për të pritur atë novae tipike me amplituda 8-12 m vazhdojnë këtë varësi dhe ndizen pas qindra apo mijëra vjetësh. Dualiteti i shumë yjeve të këtyre llojeve vërtetohet nga spektri. dhe fotometrike vëzhgimet. për shkak të ndërveprimit të përbërësve, ai mund të ndryshojë ndjeshëm nga evolucioni i yjeve të vetëm. Arsyeja e mundshme flakëron, mund të ketë një rrjedhje të lëndës së pasur me hidrogjen nga një yll tjetër në sipërfaqen e një ylli të nxehtë, pa hidrogjen (si p.sh. një xhuxh i bardhë), i cili mund të çojë në dhunë reaksionet termonukleare. Zbulimi i dualitetit dhe eklipseve në yjet e rinj bëri të mundur vlerësimin e masës së tyre: është vetëm fraksione. Ndër novaet e përsëritura është sistemi WZ Sagittarius me një periudhë prej 82 minutash - një nga më të shkurtrat midis sistemeve me dy yje.

P. z. ju lejon të studioni jo vetëm bazat. karakteristikat e yjeve, struktura dhe evolucioni i tyre. Ato nuk janë më pak të rëndësishme për studimin e strukturës dhe evolucionit të sistemeve yjore. Shumë yje, kryesisht yjet Cepheids, Novae dhe RR Lyrae, shërbejnë si objektet më të mira për përcaktimin e distancave në sistemet e largëta të yjeve (shih,).

Njohja e distancave në P. z. bën të mundur përdorimin e këtyre të dhënave për të studiuar strukturën e galaktikave yjore që ato formojnë. nënsistemet Është eksplorimi i hapësirave. shpërndarja e P. z. i galaktikës sonë na lejoi të arrijmë në përfundimin për ekzistencën e përbërësve të sheshtë, të ndërmjetëm dhe sferikë të Galaxy, të formuar nga nënsisteme yjesh me origjinë të ndryshme fizike. llojet.

Çdo nënsistem karakterizohet nga d.G.-R e tij. dhe llojet e tyre të P. z. Për shembull, grupimet globulare dhe yjet RR Lyrae janë tipike për grupimet sferike. komponenti, dhe grupimet e hapura dhe Cefeidët shoqërohen me një komponent të sheshtë. Studimi i P. z. në një sistem të caktuar yjor ju lejon të thoni menjëherë se çfarë lloji i popullsisë yjore është karakteristik për të dhe të vlerësoni moshën e tij.

Së bashku me një studim të hollësishëm të individit P. z. rëndësi të madhe ka zbulimin e P. z të ri. dhe identifikimin e yjeve anormalë interesantë, dhe këtu ndihma e entuziastëve të astronomisë është shumë domethënëse. Hulumtimi i P. z. japin një kontribut të madh në njohuritë tona rreth strukturës dhe zhvillimit të yjeve dhe sistemeve yjore.

Lit.:
Kaplan S.A., Physics of Stars, 3rd ed., M., 1977; Kulikovsky L.G., Manuali i Astronomisë Amatore, botimi i 4-të, M., 1971; Tsesevich V.P., Yjet e ndryshueshëm dhe vëzhgimi i tyre, M., 1980; Metodat për studimin e yjeve të ndryshueshëm, M., 1971; Yjet pulsues, M., 1970; Yjet shpërthyes, M., 1970; Eclipsing Variable Stars, M., 1971; Fenomenet e jostacionaritetit dhe evolucioni yjor, M., 1974; Gershberg R.E., Yjet e ndezjes me masa të ulëta, M., 1978; Yjet dhe sistemet e yjeve, M., 1981; Cox D.P., Teoria e pulsimeve të yjeve, përkth. nga anglishtja, M., 1983.

(Yu.N. Efremov)

Nën yje të ndryshueshëm shpërthyes nënkuptojmë yje që ndryshojnë shkëlqimin për shkak të proceseve aktive dhe ndezjeve që ndodhin në rajonet e tyre kromosferike dhe koronale. Ndryshimet në shkëlqim shoqërohen zakonisht me formimin ose nxjerrjen e predhave të zgjatura, daljen e materies në formën e një ere yjore me intensitet të ndryshueshëm dhe/ose ndërveprim me mjedisin ndëryjor përreth.

Rivendosja e guaskës së yllit. Për shkak të rritjes së mprehtë të madhësisë së pikës që reflekton dritën, shkëlqimi i dukshëm i yllit gjithashtu rritet ndjeshëm. Por me kalimin e kohës, ndërsa reja e pluhurit shpërndahet, shkëlqimi do të bjerë përsëri

Ndarë në lloje:

• FU janë variabla Orion të tipit FU Orion (FU Ori). Ato karakterizohen nga një rritje e shkëlqimit me rreth 5-6 m që zgjat për disa muaj, pas së cilës vendoset një qëndrueshmëri relative e shkëlqimit. Në maksimum, shkëlqimi ndonjëherë vazhdon për dekada, ndonjëherë vërehet një dobësim i ngadaltë i tij me 1-2 m. Klasat spektrale në ndriçimin maksimal qëndrojnë brenda kufijve të Aea-Gpea.
  Pas shpërthimit, ka një zhvillim gradual të emetimeve në spektër, i cili bëhet më vonë. Ndoshta këto variabla karakterizojnë një nga fazat e evolucionit të variablave të tipit T Tauri (INT) Orion, pasi një nga këto variabla (V1057 Cyg) tregoi një shpërthim të ngjashëm, por filloi dobësimi i shkëlqimit të tij (me 2.5 m në 11 vjet). menjëherë pas arritjes së maksimumit. Të gjitha variablat e njohur aktualisht FU Ori janë të lidhura me mjegullnajat e reflektimit kometarë.
• GCAS janë variabla të çrregullta shpërthyese të tipit (gama) Cassiopeia ((gama) Cas). Yjet me rrotullim të shpejtë të klasës spektrale Be III - V; karakterizohet nga dalja e materies në zonën e tyre ekuatoriale. Formimi i unazave ose disqeve ekuatoriale shoqërohet me një dobësim të përkohshëm të shkëlqimit të yllit. Amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit mund të arrijë l.5m V.
• I-variabla të parregullta të studiuara dobët, variacionet e shkëlqimit të të cilave dhe llojet spektrale janë të panjohura. Një grup shumë i larmishëm objektesh.
• IA janë variabla të parregullta të studiuara dobët të klasave spektrale të hershme (O-A).
• IB janë variabla të parregullta të studiuara dobët të klasave spektrale të ndërmjetme (F-G) dhe të vonshme (K-M).
• IN janë variablat Orion. Variabla të parregullta shpërthyese të shoqëruara me mjegullnaja difuze të lehta dhe të errëta ose të vëzhguara në rajonet e mjegullnajave të tilla. Disa prej tyre mund të shfaqin ndryshime ciklike në shkëlqim të shoqëruara me rrotullimin boshtor. Në diagramin spektër-shkëlqim, ato janë të vendosura në rajon sekuenca kryesore dhe në rajonin e nëngjigantëve. Me sa duket, objekte të reja që, në rrjedhën e evolucionit të mëtejshëm, kthehen në yje të sekuencës kryesore fillestare të shkëlqimit të vazhdueshëm. Kufijtë e ndryshimit të shkëlqimit mund të arrijnë disa vlera. Nëse një yll shfaq ndryshime të shpejta të shkëlqimit (deri në 1 m për l-10d), simboli i tipit shoqërohet me simbolin S(INS). Ato ndahen në nëntipet e mëposhtme:
  • INA - Variablat e Orionit të spektrit të hershëm klasat BA-A ose Ae. Ato karakterizohen nga zbehje të mprehta të shkëlqimit të ngjashëm me algolin (T Ori) të vëzhguara herë pas here.
  • INB - Variablat e Orionit të spektrit të ndërmjetëm dhe të vonë klasa F-M ose Fe-Me (VN Ser, AN Ori). Yjet e tipit F mund të shfaqin zbehje të ngjashme me algolin, ashtu si yjet e nëntipit INA; Yjet e klasave K-M, së bashku me ndryshimet e parregullta në shkëlqim, mund të përjetojnë ndezje.
  • INT - Variablat Orion të tipit T Tauri (T Tau). Ata i përkasin këtij lloji bazuar në karakteristikat e mëposhtme (ekskluzivisht spektrale). Llojet spektrale përmbahen brenda Fe-Me. Spektri i yjeve më tipikë i ngjan spektrit të kromosferës diellore. Një tipar specifik i llojit është prania e linjave të emetimit fluoreshente Fel (lambda)(lambda) 4046, 4132 (anomalisht intensive në këto yje), linjave të emetimit [S II] dhe [OI], si dhe linjës së absorbimit Li I ( lambda) 6707. Këto variabla zakonisht vërehen vetëm në mjegullnajat difuze. Nëse lidhja me mjegullnajën nuk është e dukshme, shkronja N në simbolin e tipit mund të hiqet - IT (RW Aur).
  • IN(YY) — Në spektrat e disa variablave të Orionit (YY Ori), komponentët e errët vërehen në anën me gjatësi vale të gjatë të linjave të emetimit, gjë që tregon rënien e materies në sipërfaqen e yllit. Në këtë rast, simboli i tipit mund të pasohet nga një simbol YY i mbyllur në kllapa.
• IS janë variabla të shpejta të parregullta që nuk lidhen qartë me mjegullnajat difuze dhe tregojnë ndryshime të shkëlqimit prej 0,5-1,0 m gjatë disa orëve ose ditëve. Nuk ka asnjë kufi të mprehtë midis ndryshoreve të shpejta të parregullta dhe variablave Orion.
  Nëse vërehet një e parregullt e shpejtë në rajonin e një mjegullnaje difuze, ajo i përket variablave Orion dhe përcaktohet me simbolin INS. Variablat duhet të klasifikohen si tipi IS me shumë kujdes, vetëm pasi të siguroheni që ndryshimet në shkëlqimin e tyre janë vërtetë jo periodike. Shumë nga yjet e caktuar për këtë lloj në edicionin e tretë të GCVS rezultuan të eklipsonin sisteme binare, variabla të tipit RR Lyr dhe madje edhe objekte ekstragalaktike të tipit BL Lac.
  • ISA - klasa spektrale të hershme të shpejta të çrregullta B-A ose Ae.
  • ISB janë të parregullta të shpejta të tipeve spektrale të ndërmjetme dhe të vonshme F-M ose Fe-Me.
• RCB—ndryshoret e tipit R Northern Crown (R СгВ). Yje të varfër me hidrogjen, të pasur me karbon dhe helium, me ndriçim të lartë të klasave spektrale Bpe-R, të cilët janë njëkohësisht shpërthyes dhe pulsues. Ato karakterizohen nga zbehje të ngadalta, jo periodike të shkëlqimit me amplituda nga 1 në 9 m V, që zgjasin nga disa dhjetëra deri në qindra ditë. Këto ndryshime mbivendosen nga pulsime ciklike me amplituda deri në disa të dhjetat e madhësisë dhe periudha nga 30 deri në 100d.
• RS janë variabla shpërthyes të tipit RS Canes Venatici. Në këtë lloj përfshijmë sisteme të afërta binare me emetim të H dhe K Ca II në spektër, përbërësit e të cilëve kanë rritje të aktivitetit kromosferik, duke shkaktuar ndryshueshmëri kuaziperiodike të shkëlqimit të tyre me një periudhë afër asaj orbitale dhe një amplitudë të ndryshueshme, zakonisht. duke arritur 0.2m V (UX Ari) . Burimet e rrezeve X. Në të njëjtën kohë, ato janë variabla rrotulluese, dhe vetë RS CVn është gjithashtu një sistem eklipsues (shih më poshtë).
• SDOR-ndryshoret e tipit S Dorado (S Dor). Yje shpërthyese me shkëlqim të lartë të klasave spektrale Bpeq-Fpeq, që tregojnë ndryshime të parregullta (ndonjëherë ciklike) të shkëlqimit me amplituda nga 1m në 7m V. Në mënyrë tipike yjet blu më të shndritshëm të galaktikave në të cilat janë vëzhguar. Si rregull, ato shoqërohen me mjegullnaja difuze dhe rrethohen nga predha në zgjerim (P Cyg, (eta) Car).
• UV- variabla shpërthyese të tipit UV Ceti (UV Cet). Yjet e tipeve spektrale KVe-MVe; ndonjëherë ata përjetojnë ndezje me një amplitudë nga disa të dhjetat në 6 m V, dukshëm më të mëdha në rajonin ultravjollcë të spektrit. Shkëlqimi maksimal arrihet disa sekonda ose dhjetëra sekonda pas fillimit të ndezjes; ylli kthehet në shkëlqimin normal pas disa minutash ose dhjetëra minutash.
• UVN po ndezin variabla Orion të klasave spektrale Ke-Me. Fenomenologjikisht, ato pothuajse nuk ndryshojnë nga variablat si UV Ceti të vëzhguara në afërsi të Diellit. Përveç lidhjes me mjegullnajën, ato karakterizohen mesatarisht nga lloje spektrale më të hershme, ndriçim më i lartë dhe zhvillim më i ngadalshëm i ndezjes (V389 Ori). Ndoshta ato janë një lloj variabli Orion i tipit INB, ndryshimet e parregullta të shkëlqimit të së cilës mbivendosen nga ndezjet.
• WR janë variabla shpërthyese të tipit Wolf-Rayet. Yjet me linja të gjera emetimi HeI, HeII, si dhe CII-CIV, OII-OV ose NIII-NV. Ato karakterizohen nga ndryshime të parregullta në shkëlqim deri në 0,l m V, të shkaktuara me sa duket nga arsye fizike, në veçanti, nga rrjedhja jo e palëvizshme e materies nga sipërfaqja e këtyre yjeve.

Yje të ndryshueshme pulsuese

Yje të ndryshueshme pulsueseËshtë zakon të quhen yje që tregojnë zgjerim dhe tkurrje periodike të shtresave sipërfaqësore. Pulsimet mund të jenë radiale ose jo radiale. Me pulsime radiale, forma e yllit mbetet sferike. Në rastin e pulsimeve jo radiale, forma e yllit devijon periodikisht nga sferike, madje zonat fqinje të sipërfaqes së tij mund të jenë në faza të kundërta të lëkundjeve.
Në varësi të gjatësisë së periudhës, masës së yllit, fazës evolucionare dhe shkallës së fenomenit, mund të dallojmë llojet e mëposhtme variabla pulsuese.

• ACYG janë variabla (alfa) të tipit Cyg. Supergjigantë pulsues jo radialisht të klasave spektrale Beq -Aeq Ia; ndryshimet e shkëlqimit me një amplitudë të rendit 0.1 m shpesh duken të parregullta, sepse ato shkaktohen nga mbivendosja e shumë lëkundjeve me perioda të afërta. Vërehen cikle nga disa ditë deri në disa dhjetëra ditë.
• VSER - variabla të tipit (beta) Cepheus ((beta) Ser, (beta) SMA). Variablat pulsuese të klasave spektrale O8-B6 I-V me periudha të ndryshimit të dritës dhe shpejtësitë radiale që variojnë nga 0,1-0,6d, dhe amplitudat e ndryshimit të shkëlqimit nga 0,01 në 0,3 m V. Kurbat e dritës janë të ngjashme me kurbat mesatare të shpejtësisë radiale, por vonojnë pas tyre në fazë me një të katërtën e periudhës, kështu që shkëlqimi maksimal korrespondon me kompresimin maksimal, d.m.th. rrezja minimale e yllit. Me sa duket, këta yje shfaqin kryesisht pulsime radiale, por disa prej tyre (V469 Per) karakterizohen nga pulsime jo radiale; Shumë prej tyre karakterizohen nga shumë periodicitet.
• BCEPS - grup variablash me periudhë të shkurtër të tipit (beta) Ser të klasave spektrale B2-VZ IV-V; periudhat dhe amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit janë brenda intervalit 0,02-0,04d dhe 0,015-0,025m, përkatësisht, d.m.th. një renditje madhësie më e vogël se ato që vërehen zakonisht në yjet e tipit (beta) Ser.
• SER - . Variabla pulsuese radiale me ndriçim të lartë (klasat e ndriçimit Ib-II) me periudha nga l d deri në 135 d dhe amplituda nga disa të qindtat në 2 m V (më të mëdha në sistemin B se në V). Klasat spektrale me ndriçimin maksimal F, in minimumi G-K, dhe sa më vonë, aq më e gjatë është periudha e ndryshimit të shkëlqimit. Kurba e shpejtësisë radiale Vr është praktikisht një imazh pasqyrë i lakores së dritës dhe shpejtësia maksimale e zgjerimit të shtresave sipërfaqësore vërehet pothuajse njëkohësisht me shkëlqimin maksimal të yllit.
• CEP(B) - Cepheids (TU Cas, V367 Sct), të karakterizuara nga prania e dy ose disa mënyrave të pulsimit që funksionojnë njëkohësisht (zakonisht toni themelor me një periudhë P0 dhe ngjyrimi i parë me një periodë P1). Periudhat P0 variojnë nga 2d në 7d. Raporti P1/P0≈0,71.
• Variablat e tipit CW-W Virgo. Variablat pulsuese të komponentit sferik ose përbërësit të vjetër të diskut galaktik me periudha nga afërsisht 0,8 deri në 35d dhe amplituda nga 0,3 deri në 1,2 m V. Ato karakterizohen nga një marrëdhënie periode-shkëlqim që ndryshon nga marrëdhënia e ngjashme për variablat e ( delta) Lloji Cepheus - shih më poshtë (DCEP). Me të njëjtën periudhë, variablat e tipit W Virgo janë 0.7-2b më të dobëta se variablat e tipit (delta) Cepheus. Kurbat e dritës së variablave të tipit W Virgo ndryshojnë nga kthesat e dritës të variablave të tipit (delta) Cepheus të periudhave përkatëse qoftë në amplitudë ose në prani të gungave në degën zbritëse, ndonjëherë duke u zhvilluar në një maksimum të gjerë të sheshtë. Ato gjenden në grupime të vjetra globulare dhe në gjerësi të larta galaktike. Ndarë në nëntipe:
  • CWA janë variabla të tipit W Virgo me periudha më të mëdha se 8d (W Vir).
  • CWB - Variabla të tipit W Virgo me periudha më të vogla se 8d (BL Her).
• DCEP - Cepheids klasike, variabla të tipit (delta) Cepheus ((delta) Ser). Objekte relativisht të reja të vendosura pas largimit nga sekuenca kryesore në shiritin e paqëndrueshmërisë në diagramin Hertzsprung-Russell. Ata i binden marrëdhënies së njohur periudhë-shkëlqim; i përkasin komponentit të sheshtë të Galaxy, që gjendet në grupime të hapura; karakterizohen nga prania e një korrespondence të caktuar midis formës së kurbës së dritës dhe gjatësisë së periudhës.
• DCEPS - variabla të tipit ((delta) Cepheus me amplituda më të vogla se 0.5m V (0.7m V) dhe kthesa pothuajse simetrike të dritës (M-m ≈ 0.4-0.5P); periudhat, si rregull, nuk kalojnë 7d; është është e mundur që këta yje të pulsojnë në tonin e parë dhe/ose të kalojnë fillimisht nëpër brezin e paqëndrueshmërisë pasi të largohen nga sekuenca kryesore (SU Cas).
  Sipas traditës, variablat e llojeve (delta) Cepheus dhe W Virgo shpesh quhen Cepheids, pasi shpesh (me periudha nga 3d deri në 10d) është e pamundur të dallohen variablat e këtyre llojeve nga njëri-tjetri nga forma e kurbës së dritës.
  Sidoqoftë, në realitet këto janë objekte krejtësisht të ndryshme, të vendosura në faza të ndryshme të evolucionit. Një nga ndryshimet e rëndësishme spektrale midis yjeve të Virgjëreshës W dhe Cepheids është se në spektrat e të parëve, emetimet në linjat e hidrogjenit vërehen në një gamë të caktuar fazash, dhe në spektrat e Cepheids, emetimet në linjat H dhe K të Ca. II janë vërejtur.
• DSCT - variabla të tipit (delta) Shield ((delta) Set). Variabla pulsuese të tipeve spektrale A0-F5III-Vc me amplituda ndriçimi nga 0,003 në 0,9 m V (kryesisht disa të qindtat e madhësisë) dhe periudha nga 0,01 në 0,2d. Forma e kurbës së dritës, periudha dhe amplituda zakonisht ndryshojnë shumë. Vërehen si pulsime radiale dhe jo radiale. Për disa yje të këtij lloji, ndryshueshmëria e shkëlqimit ndodh në mënyrë sporadike dhe ndonjëherë ndalet plotësisht; Është e mundur që kjo të jetë pasojë e modulimit të fortë të amplitudës me një kufi amplitudë më të ulët prej jo më shumë se 0.001 m. Kurba e shkëlqimit është pothuajse një imazh pasqyrë i kurbës së shpejtësisë radiale: shkalla maksimale e zgjerimit të shtresave sipërfaqësore të yllit mbetet prapa shkëlqimit maksimal me jo më shumë se 0.1P.
  Yjet e llojit DSCT janë përfaqësues të përbërësit të sheshtë të Galaxy. Fenomenologjikisht të lidhura me to janë variabla të tipit SXPHE (shih më poshtë).
• DSCTC është një grup variablash me amplitudë të ulët të tipit (delta) Scuti (amplituda e ndryshimit të shkëlqimit është më e vogël se 0.1 m V). Shumica e përfaqësuesve të këtij nëntipi janë yje të klasës V të ndriçimit; Si rregull, janë pikërisht objekte të tilla që gjenden në grupime të hapura yjesh.
• L - variabla të ngadalta të pasakta. Yje të ndryshueshëm, ndryshimet në shkëlqimin e të cilëve nuk kanë asnjë shenjë periodiciteti ose periodiciteti shprehet dobët, që ndodh vetëm herë pas here. Caktimi i variablave për këtë lloj, si dhe për tipin I, shpesh ndodh vetëm për shkak të njohurive të pamjaftueshme të këtyre objekteve. Shumë prej tyre mund të rezultojnë të jenë variabla gjysmë të rregullt ose variabla të llojeve të tjera.
• LB po ndryshon ngadalë variablat e parregullt të llojeve të vonshme spektrale K, M, C dhe S, zakonisht gjigantë (CO Cyg). Në katalog, variablat e parregullt me ​​ngjyrë të kuqe të ngadaltë klasifikohen si ky lloj në rastet kur llojet e tyre spektrale dhe shkëlqimet janë ende të panjohura.
• LC janë supergjigantë të ndryshueshëm të parregullt të tipeve spektrale të vonë me një amplitudë të rendit l.0m V (TZ Cas).
• M janë variabla të tipit Mira Ceti ((omicron) Cet). Gjigantë të ndryshueshëm afatgjatë me spektra karakteristikë të emetimit të klasave të vona Me, Ce, Se, me amplituda ndriçimi nga 2.5m në 11m V, me periodicitet të mirëpërcaktuar dhe periudha që variojnë nga 80d deri në 1000d. Amplituda infra e kuqe e ndryshimeve të shkëlqimit është e vogël dhe mund të jetë më pak se 2.5 m. Për shembull, në sistemin K ato zakonisht nuk i kalojnë 0.9 m. Nëse amplituda tejkalon 1-1,5 m, por nuk ka siguri që amplituda e vërtetë e ndryshimeve të shkëlqimit tejkalon 2,5 m, simboli M shoqërohet nga një dy pika ose ylli është i llojit të ndryshueshëm gjysmë të rregullt, dhe një dy pika është vendoset edhe pranë simbolit të këtij lloji (SR).
• PVTEL - Variablat e tipit të teleskopit PV (PV Tel). Supergjigantët e heliumit të klasës spektrale Bp, të karakterizuar nga linja të dobëta hidrogjeni, linja të zgjeruara të heliumit dhe karbonit, që pulsojnë me periudha nga 0,1 deri në l d ose ndryshojnë shkëlqimin me një amplitudë prej rreth 0,1 m V në intervale kohore të rendit të një viti.
• RR—ndryshoret e tipit RR Lyra. Gjigantë pulsues radialisht të klasave spektrale A - F me perioda që variojnë nga 0.2 në l.2d dhe amplituda ndriçimi nga 0.2 në 2 m V. Janë të njohura raste të ndryshueshmërisë si në formën e kurbës së dritës ashtu edhe në periudhën. Nëse këto ndryshime janë periodike, ato quhen efekti Blazhko.
  Sipas traditës, variablat RR Lyrae quhen ndonjëherë Cepheids me periudhë të shkurtër ose variabla të grupimeve globulare. Në shumicën e rasteve, ato janë pjesë e përbërësit sferik të Galaktikës; ato gjenden (nganjëherë në numër të madh) në disa grupime globulare (yje pulsuese të degës horizontale). Ashtu si Cefeidët, shkalla maksimale e zgjerimit të shtresave sipërfaqësore të këtyre yjeve praktikisht përkon me maksimumin e shkëlqimit të tyre.
• RR(B) - variabla të llojit RR Lyrae, të karakterizuara nga prania e dy mënyrave të pulsimit që funksionojnë njëkohësisht - toni themelor me një periodë P0 të mbitonit të parë me një periodë P1 (AQ Leo). Raporti Р1/Р0 ≈ 0,745.
• RRAB janë variabla të tipit RR Lyrae me një kurbë drite asimetrike (degëzim i pjerrët në ngjitje), periudha nga 0,3 në l,2 d dhe amplituda nga 0,5 në 2 m V (RR Lyr).
• RRC janë variabla të tipit RR Lyrae me kthesa drite pothuajse simetrike, ndonjëherë sinusoidale, me periudha nga 0,2 deri në 0,5 d dhe amplituda që nuk i kalojnë 0,8 V (SX UMa).
• RV-variabla të tipit RV Taurus (RV Tau). Supergjigantët pulsues radikalë të klasave spektrale F-G në maksimum dhe K-M në ndriçimin minimal. Kurbat e dritës karakterizohen nga prania e valëve të dyfishta me minimale kryesore dhe dytësore të alternuara, thellësia e të cilave mund të ndryshojë në mënyrë që minima kryesore të mund të shndërrohet në minimale dytësore dhe anasjelltas; amplituda totale e ndryshimeve të shkëlqimit mund të arrijë 3-4m V. Periudhat midis dy minimumeve kryesore fqinje, zakonisht të quajtura formale, variojnë nga 30 në 150d (ato janë dhënë në katalog). Ato ndahen në nëntipe RVA dhe RVB.
• RVA janë variabla të tipit RV Taurus, vlera mesatare e të cilave nuk ndryshon (AC Her).
• RVB janë variabla të tipit RV Tauri, vlera mesatare e të cilave ndryshon periodikisht me një periudhë nga 600 në 1500 d dhe një amplitudë deri në 2 m V (DF Cyg, RV Tau).
• SR janë variabla gjysmë të rregullt. Gjigantë ose supergjigantë të klasave spektrale të ndërmjetme dhe të vona që shfaqin një periodicitet të dukshëm në ndryshimet e shkëlqimit, të shoqëruara ose nganjëherë të ndërprera nga parregullsi të ndryshme. Periudhat variojnë nga 20 deri në 2000 d e më shumë, format e kthesave të dritës janë shumë të ndryshme dhe të ndryshueshme, amplituda varion nga disa të qindtat në disa madhësi (zakonisht 1 - 2m V).
• SRA-të janë gjigantë të ndryshueshëm gjysmë të rregullt të klasave të vona spektrale (M, C, S ose Me, Ce, Se) me periodicitet të qëndrueshëm, që zakonisht posedojnë amplituda të vogla (më pak se 2.5 m V) ndriçimi (Z Aqr). Amplituda dhe format e kthesave të dritës zakonisht ndryshojnë. Periudhat variojnë nga 35 deri në 1200 d. Shumë prej këtyre yjeve ndryshojnë nga variablat e tipit Mira Ceti vetëm në amplituda më e vogël e ndryshimeve të shkëlqimit të tyre.
• SRB-të janë gjigantë variabël gjysmë të rregullt të klasave të vona spektrale (M, C, S ose Me, Ce, Se) me periodicitet të dobët të përcaktuar (cikli mesatar - nga 20 në 2300 d) ose me ndryshime në ndryshimet periodike - luhatje ose intervale të ngadalta të parregullta e qëndrueshmërisë së shkëlqimit (RR СгВ, AF Cyg). Secili prej këtyre yjeve zakonisht karakterizohet nga një periudhë e caktuar mesatare (cikli), e cila jepet në katalog. Në një numër rastesh, këta yje shfaqin veprim të njëkohshëm të dy ose më shumë periudhave të ndryshimit të shkëlqimit.
• SRC janë supergjigantë variabël gjysmë të rregullt të llojeve të vonshme spektrale M, C, S ose Me, Ce, Se ((mi) Ser). Amplitudat janë të rendit 1 m, periudhat e ndryshimit të shkëlqimit janë nga 30 d në disa mijëra ditë.
• SRD-të janë gjigantë të ndryshueshëm gjysmë të rregullt dhe supergjigantë të klasave spektrale F, G, K, ndonjëherë me linja emetimi në spektrat e tyre. Amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit të tyre varion nga 0.l në 4m) periudha - nga 30 në 1100 d (SX Her, SV UMa).
• SXPHE - Variablat e tipit SX Phoenix (SX Phe). Ngjashëm në dukje me variablat e tipit DSCT, ato janë nënxhuxhë pulsues të komponentit sferik ose komponentit të vjetër të diskut galaktik të klasave spektrale A2-F5; y prej këtyre objekteve mund të vëzhgojë njëkohësisht disa periudha lëkundjesh, zakonisht nga 0,04 në 0,08 d me një amplitudë të ndryshueshme të ndryshimeve të shkëlqimit, e cila mund të arrijë 0,7 m V. Ato gjenden në grupime globulare.
• ZZ-ndryshoret e tipit ZZ China (ZZ Cet). Xhuxhët e bardhë që nuk pulsojnë në mënyrë radiale që ndryshojnë shkëlqimin me periudha nga 30 sekonda në 25 minuta dhe amplituda nga 0,001 në 0,12 m V. Në mënyrë tipike, një yll ka disa periudha të afërta. Ndonjëherë vërehen ndezje në 1m, gjë që, megjithatë, mund të shpjegohet me praninë e një sateliti të afërt të tipit UV Cet. Ndarë në nëntipe:
  • ZZA - variablat e hidrogjenit të tipit ZZ Cet të klasës spektrale DA (ZZ Cet), vetëm me linja të absorbimit të hidrogjenit në spektër.
  • ZZB janë variabla të heliumit të tipit ZZ Cet të klasës spektrale DB, në spektrat e të cilave vërehen vetëm linjat e absorbimit He.

Yjet e ndryshueshme rrotulluese

Yjet e ndryshueshme rrotulluese ne i quajmë yje me shkëlqim sipërfaqësor johomogjen ose në formë elipsoidale, ndryshueshmëria e shkëlqimit të të cilëve është për shkak të rrotullimit të tyre boshtor në raport me vëzhguesin. Inhomogjeniteti i shpërndarjes së shkëlqimit të sipërfaqes mund të shkaktohet ose nga prania e njollave ose, në përgjithësi, nga temperatura dhe johomogjeniteti kimik i atmosferës yjore nën ndikimin e një fushe magnetike, boshti i së cilës nuk përkon me boshtin e rrotullimi i yllit. Ndarë në lloje:

• ACV janë variabla të tipit (alfa) 2 Canes Hounds ((alfa) 2 CVn). Yjet e sekuencës kryesore të klasave spektrale B8p - A7p me fusha të forta magnetike. Në spektrat e tyre, linjat e silikonit, stronciumit, kromit dhe elementëve të tokës së rrallë rriten në mënyrë anormale, duke ndryshuar intensitetin me periudhën e rrotullimit të yllit, e barabartë me periudhën e ndryshimit në fushën magnetike dhe shkëlqimin (0,5 - 160 d dhe më shumë ). Amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit është zakonisht brenda intervalit 0,01 - 0,1 m V.
• ACVO janë variabla me luhatje të shpejtë të tipit (alfa)2 CVn. Me sa duket, variabla magnetike rrotulluese jo-radiale pulsuese të klasës spektrale Ap (DO Eri). Periudhat e pulsimit janë 0.01d ose më pak, amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit të shkaktuara nga pulsimet janë rreth 0.01m V. Këto ndryshime mbivendosen në ndryshimet e shkëlqimit të shkaktuara nga rrotullimi.
• BY - variabla të tipit BY Dragon (BY Dra). Yjet e emetimit janë xhuxhë të klasave spektrale dKe - dMe, që tregojnë ndryshime kuaziperiodike në shkëlqim me periudha nga fraksionet e një dite deri në 120d dhe amplituda nga disa të qindtat në 0,5 m V. Ndryshueshmëria e shkëlqimit shkaktohet nga rrotullimi boshtor i yjeve me shkallën e sipërfaqes inhomogjeniteti i shkëlqimit (njolla) që ndryshon me kalimin e kohës dhe aktivitetit kromosferik. Disa prej tyre shfaqin shpërthime të ngjashme me ato të yjeve UV Cet; në raste të tilla i përkasin edhe tipit UV, duke u konsideruar njëkohësisht edhe shpërthyese.
• ELL - variabla elipsoidale (b Per, (alfa) Vir). Mbyllni sistemet binare me përbërës elipsoidalë, shkëlqimi total i dukshëm i të cilave ndryshon me një periudhë të barabartë me periudhën e lëvizjes orbitale për shkak të ndryshimeve në zonën e sipërfaqes emetuese përballë vëzhguesit, por pa eklipse. Amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit nuk kalon 0,1 m V.
• FKCOM - variabla të tipit FK Veronica's Hair (FK Com). Gjigantë me rrotullim të shpejtë me shkëlqim sipërfaqësor johomogjen të klasave spektrale G-K me linja të gjera emetimi H dhe K Ca II, dhe ndonjëherë me emetim H(alfa). Ato gjithashtu mund të jenë sisteme binare spektroskopike. Periudhat e ndryshimit të shkëlqimit (deri në disa ditë) janë të barabarta me periudhat e rrotullimit, dhe amplitudat janë disa të dhjetat e madhësisë. Është e mundur që këto objekte të jenë rezultat i evolucionit të mëtejshëm të sistemeve binare të afërta të tipit EW (W UMa, shih më poshtë).
• PSR - pulsarët optikisht të ndryshueshëm (SM Tau). Yje neutrone që rrotullohen me shpejtësi me një fushë të fortë magnetike, që lëshojnë gjatësi vale radio, optike dhe rreze x. Rrezatimi i pulsarit ka një model të ngushtë drejtimi. Periudhat e ndryshimeve të shkëlqimit përkojnë me periudhat e rrotullimit (nga 0,001 në 4 sekonda), amplituda e pulseve të dritës arrin 0,8 m.
• SXARI - variabla të tipit SX Aries (SX Ari). Yjet e sekuencës kryesore të klasave spektrale B0p-B9p me intensitet të ndryshueshëm të linjës HeI, Si III dhe fusha magnetike, të quajtura ndonjëherë variabla të heliumit. Periudhat e ndryshimit të shkëlqimit dhe fushës magnetike (të rendit 1d) përkojnë me periudhat e rrotullimit, amplituda e rendit 0.lm V. Këta yje janë analogë me temperaturë të lartë të variablave të tipit (alfa)2 CVn .

Variabla shpërthyese dhe të ngjashme me nova

Yjet që shpërthejnë të quajtura yje që tregojnë ndezje të shkaktuara nga shpërthimet termonukleare që ndodhin në shtresat e tyre sipërfaqësore () ose në brendësi të thellë (). Ne do të klasifikojmë si variabla të ngjashëm me nova ato që tregojnë ndezje të ngjashme me nova të shoqëruara me lëshimin e shpejtë të energjisë në vëllimet e hapësirës që i rrethon (yjet e tipit UG - shih më poshtë), si dhe objektet që nuk shfaqin ndezje, por janë të ngjashme në karakteristikat spektrale dhe të tjera me variablat shpërthyese në shkëlqim minimal.
Shumica e variablave shpërthyes dhe të ngjashëm me nova janë sisteme binare të afërta, përbërësit e të cilave kanë një ndikim të fortë reciprok në evolucionin e njëri-tjetrit. Rreth komponentit xhuxh të nxehtë të sistemit ka shpesh një disk grumbullimi i formuar nga humbja e materialit nga një komponent tjetër më i freskët dhe më i gjerë. Ndarë në lloje:

• N - Yje të rinj. Mbyll sistemet binare me periudha të lëvizjes orbitale nga 0.05 në 230d; një nga komponentët e këtyre sistemeve është një yll xhuxh i nxehtë, i cili papritur, në një periudhë prej një dite deri në disa dhjetëra apo qindra ditë, rrit shkëlqimin e tij me 7 - 19 mV. Gjatë një periudhe prej disa muajsh deri në disa dekada, shkëlqimi i sistemit kthehet në gjendjen e tij origjinale.
  Në minimum, ato mund të tregojnë ndryshime të lehta në shkëlqim. Komponentët e ftohtë janë gjigantë, nëngjigantë ose xhuxhë të klasave spektrale K-M. Spektrat e novae afër shkëlqimit maksimal janë fillimisht të ngjashëm me spektrat e absorbimit të yjeve A-F me shkëlqim të lartë. Pastaj linjat e gjera të emetimit (bandat) e hidrogjenit, heliumit dhe elementëve të tjerë me përbërës absorbues shfaqen në spektra, duke treguar praninë e një guaskë që zgjerohet me shpejtësi. Ndërsa ndriçimi zvogëlohet, linjat e emetimit të ndaluar shfaqen në spektrin kompleks, karakteristikë e spektrit të mjegullnajave të gazta të ngacmuara nga një yll i nxehtë. Në ndriçimin minimal, spektrat e novaeve janë, si rregull, të vazhdueshme ose të ngjashme me spektrat e yjeve të tipit Wolf-Rayet.
  Shenjat e komponentëve të ftohtë gjenden vetëm në spektrat e sistemeve më masive. Në disa novae, pas një shpërthimi, zbulohen pulsime të komponentëve të nxehtë me periudha rreth 100 sekonda dhe amplituda rreth 0,05 m V. Disa nova, natyrisht, rezultojnë gjithashtu të jenë sisteme eklipse. Bazuar në natyrën e ndryshimit të shkëlqimit, novat ndahen në të shpejta (NA), të ngadalta (NB), shumë të ngadalta (NC) dhe të përsëritura (NR).
• NA - novae të shpejta, të karakterizuara nga një rritje e shpejtë e shkëlqimit dhe zvogëlim i shkëlqimit pasi arrin maksimumin me 3 m në 100 ditë ose më pak (GKPer).
• NB - novae të ngadalta, zvogëlimi i shkëlqimit pasi arrin maksimumin me 3 m në 150 ditë ose më shumë (RR Pic). Në të njëjtën kohë, prania e një "zhytjeje" të njohur në kurbën e dritës së novaeve si T Aur dhe DQ Her nuk merret parasysh: shkalla e rënies së shkëlqimit vlerësohet nga shfaqja e një kurbë të lëmuar, pjesët e të cilat para dhe pas “zhytjes” janë vazhdimësi e drejtpërdrejtë e njëra-tjetrës.
• NC - E re me zhvillim shumë të ngadaltë, duke mbetur në shkëlqimin maksimal për më shumë se dhjetë vjet dhe duke u dobësuar shumë ngadalë. Përpara shpërthimit, këto objekte mund të tregojnë ndryshime të shkëlqimit për një periudhë të gjatë me një amplitudë 1-2 m V (RR Tel); komponentët e ftohtë të këtyre sistemeve duket se janë gjigantë ose supergjigantë, ndonjëherë variabla gjysmë të rregullt dhe madje variabla të tipit Mira Ceti. Amplituda e blicit mund të arrijë 10 m. Spektri i emetimit me ngacmim të lartë është i ngjashëm me spektrat e mjegullnajave planetare, yjeve Wolf-Rayet dhe variablave simbiotikë. Është e mundur që këto objekte të jenë mjegullnaja planetare.
• NL - yje të ndryshueshëm të ngjashëm me nova. Objekte të studiuara në mënyrë të pamjaftueshme të ngjashme me novae në natyrën e ndryshimeve në shkëlqim ose në veçoritë spektrale. Këto përfshijnë jo vetëm variabla që tregojnë ndezje të reja, por edhe objekte për të cilat nuk janë vërejtur kurrë ndezje; Spektrat e variablave të ngjashëm me nova janë të ngjashme me spektrat e novave të mëparshme dhe ndryshimet e vogla në shkëlqim ngjajnë me ato karakteristike të novaeve të mëparshme në ndriçimin minimal. Shpesh, megjithatë, pas hulumtimit të duhur, përfaqësuesit individualë të këtij grupi shumë heterogjen objektesh mund të klasifikohen si një lloj tjetër i yjeve të ndryshueshëm.
• NR - përsëritet E Re. Ato ndryshojnë nga novaet tipike në atë që kanë jo një, por dy ose disa shpërthime, të ndara me intervale nga 10 deri në 80 vjet (T SGV).
• SN - supernova (B Cas, CM Tau). Yjet që, si rezultat i një shpërthimi, rrisin shpejt shkëlqimin e tyre me 20 magnitudë ose më shumë, dhe më pas dobësohen ngadalë. Spektri gjatë një shpërthimi karakterizohet nga prania e brezave shumë të gjerë të emetimit, gjerësia e të cilave është disa herë më e madhe se gjerësia e brezave të shndritshëm të vëzhguara në spektrat e novaeve; shpejtësia e zgjerimit të guaskës është disa mijëra km/s. Pas shpërthimit, struktura e yllit ndryshon plotësisht. Në vend të supernovës ka mbetur një mjegullnajë emetimi në zgjerim dhe një pulsar (jo gjithmonë i dukshëm). Në bazë të formës së kthesave të tyre të dritës dhe veçorive spektrale, ato ndahen në tipet I dhe II.
• SNI janë supernova të tipit I. Spektrat përmbajnë linja thithëse të Ca II, Si etj., përveç atyre të hidrogjenit. Predha në zgjerim është pothuajse e lirë nga hidrogjeni. Gjatë 20 - 30 ditësh pas maksimumit, shkëlqimi zvogëlohet me një shpejtësi prej rreth 0.lm në ditë, më pas shkalla e zbehjes së shkëlqimit ngadalësohet dhe më pas bëhet konstante - 0.014 m në ditë.
• SNII janë supernova të tipit II. Spektrat tregojnë vija të hidrogjenit dhe elementëve të tjerë. Predha zgjeruese përbëhet kryesisht nga hidrogjen dhe helium. Kurbat e dritës janë më të ndryshme se ato të supernovës së tipit I. Pas 40 – 100 ditësh pas maksimumit, shkalla e rënies së shkëlqimit është zakonisht 0.1 m në ditë.
• UG janë variabla të tipit U Gemini (U Gem), të quajtura shpesh novae xhuxh. Sistemet e afërta binare të përbëra nga një yll xhuxh ose nëngjigant i klasës spektrale K-M, që mbush vëllimin e sipërfaqes së tij kritike të brendshme Roche, dhe një xhuxh i bardhë i rrethuar nga një disk grumbullimi. Periudhat orbitale variojnë nga 0.05 në 0.5d. Zakonisht vërehen vetëm luhatje të vogla, përfshirë të shpejta, në ndriçimin e sistemit, por herë pas here shkëlqimi rritet shpejt me disa madhësi dhe pas disa ditësh ose dhjetëra ditësh kthehet në gjendjen e tij origjinale. Intervalet midis dy ndezjeve të njëpasnjëshme të një ylli të caktuar mund të ndryshojnë shumë, por çdo yll karakterizohet nga një vlerë mesatare e caktuar e këtyre intervaleve - një cikël mesatar që korrespondon me amplituda mesatare e ndryshimit në shkëlqimin e tij. Sa më i gjatë të jetë cikli, aq më shumë
  amplituda. Burimet e rrezeve X. Spektri i sistemit në ndriçimin minimal është i vazhdueshëm me linja të gjera emetimi të hidrogjenit dhe heliumit. Në ndriçimin maksimal, këto linja pothuajse zhduken ose kthehen në linja të cekëta thithjeje. Disa nga këto sisteme janë duke eklipsuar dhe mund të supozohet se minimumi kryesor është shkaktuar nga eklipsi i një pike të nxehtë të formuar në diskun e grumbullimit nga një rrjedhje gazi që vjen nga një yll i klasit K-M.
  Bazuar në natyrën e ndryshimeve të ndriçimit, variablat e tipit U Gem mund të ndahen në tre nëntipe: SS Cyg, SU UMa dhe Z Cam.
• UGSS - Variablat e tipit SS Cygnus (SS Cyg, U Gem). Ata rrisin shkëlqimin e tyre në 1 - 2d me 2-6m V dhe pas disa ditësh kthehen në shkëlqimin e tyre origjinal. Vlerat e ciklit variojnë nga 10d deri në disa mijëra ditë.
• UGSU janë variabla të tipit SU Ursa Major (SU UMa). Ato karakterizohen nga prania e dy llojeve të ndezjeve - normale dhe supermaxima. Shpërthimet normale, të shkurtra, janë të ngjashme me shpërthimet e yjeve të tipit UGSS. Supermaksimat janë 2 m më të shndritshme se normalja, më shumë se pesë herë më të gjata (më të gjera) dhe ndodhin më shumë se tre herë më rrallë se ato normale. Gjatë supermaksimave, kurba e dritës shfaq lëkundje periodike të mbivendosura (superhumps) me një periudhë afër asaj orbitale dhe amplituda rreth 0.2 – 0.3m V. Periudhat orbitale janë më pak se 0.1d, klasa spektrale e satelitëve është dM.
• UGZ janë variabla të tipit Z Giraffe (Z Cam). Ato tregojnë gjithashtu ndezje ciklike, por ndryshe nga variablat e tipit UGSS, ndonjëherë pas një ndezjeje ato nuk kthehen në shkëlqimin e tyre origjinal, por për disa cikle ruajnë një madhësi të ndërmjetme midis maksimumit dhe minimumit. Vlerat e ciklit variojnë nga 10 në 40d, amplituda e ndryshimit të shkëlqimit varion nga 2 në 5 m V.
• ZAND - variabla simbiotikë të tipit Z Andromeda (Z And). Mbyllni binarët e përbërë nga një yll i nxehtë, një yll i tipit spektral të vonë dhe një mbështjellës i zgjatur i ngacmuar nga rrezatimi i yllit të nxehtë. Shkëlqimi total i sistemit përjeton ndryshime të parregullta me një amplitudë deri në 4 m V. Një grup objektesh shumë heterogjen.

Mbyllni sistemet binare të eklipsit

Ne miratojmë një sistem klasifikimi tre-dimensional për eklipsin e sistemeve binar të yjeve bazuar në formën e kurbës së tyre totale të shkëlqimit dhe karakteristikat fizike dhe evolucionare të përbërësve të tyre. Klasifikimi sipas kthesave të dritës është i thjeshtë, i njohur dhe i përshtatshëm për vëzhguesit; Metodat e dyta dhe të treta të klasifikimit bazohen në pozicionin e përbërësve të sistemeve binare në diagramin Mv, B - V dhe shkallën në të cilën ato mbushin sipërfaqet e tyre të brendshme kritike të barazpotencialeve Roche. Për të gjykuar këtë, si rregull, u përdorën kritere të thjeshta, të propozuara nga M.A. Svechnikov dhe L.F. Istomin (AC Nr. 1083, 1979). Simbolet e përdorura në katalog për llojet e sistemeve binare eklipsuese janë dhënë më poshtë.

a) Klasifikimi sipas formës së lakores së dritës.

• E - sistemet binare eklipsuese. Sistemet binare, rrafshi orbital i të cilëve është aq afër vijës së shikimit të vëzhguesit (pjerrësia i e planit orbital ndaj planit pingul me vijën e shikimit është afër 90°) sa që të dy komponentët (ose njëri prej tyre) eklipsojnë periodikisht njëri-tjetrin . Vëzhguesi vëren, si rezultat, një ndryshim në shkëlqimin total të dukshëm të sistemit, periudha e së cilës përkon me periudhën e rrotullimit të përbërësve në orbitë.
• EA janë variabla eklipsues të tipit Algol ((beta) Per). Binarët eklipsues me komponentë sferikë ose pak elipsoidë; Kurbat e dritës ju lejojnë të regjistroni momentet e fillimit dhe mbarimit të eklipseve. Midis eklipseve, shkëlqimi mbetet pothuajse konstant ose ndryshon pak për shkak të efekteve të reflektimit, përbërësve të lehtë elipsoidal ose ndryshimeve fizike. Një minimum dytësor mund të mos respektohet. Periudhat janë brenda një diapazoni shumë të gjerë - nga 0.2 në 10000d ose më shumë; Amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit është shumë e ndryshme dhe mund të arrijë disa vlera.
• EB - variabla eklipsues të llojit (beta) Lyra ((beta) Lyr). Binarët eklipsues me përbërës elipsoidalë, që kanë kthesa të lehta që nuk lejojnë regjistrimin e momenteve të fillimit ose mbarimit të eklipseve (për shkak të ndryshimeve të vazhdueshme në shkëlqimin total të dukshëm të sistemit në intervalet midis eklipseve); respektohet domosdoshmërisht një minimum dytësor, thellësia e të cilit, si rregull, është dukshëm më e vogël se thellësia e minimumit kryesor; periudhat janë kryesisht më të mëdha se 1d (për periudha më të vogla se 1d, minimumet kanë thellësi të ndryshme; për periudha më të mëdha se 1d, thellësia e minimumit mund të jetë pothuajse e njëjtë); komponentët janë zakonisht të tipeve të hershme spektrale B-A. Amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit është zakonisht më pak se 2 m V.
• EW janë variabla eklipsuese W Ursa Major (W UMa). Binarët eklipsues me perioda më të vogla se 1d, që përbëhen nga përbërës pothuajse prekës elipsoidalë dhe që kanë kthesa të lehta që nuk lejojnë regjistrimin e momenteve të fillimit dhe mbarimit të eklipseve; thellësia e minimumit kryesor dhe dytësor janë pothuajse të njëjta ose ndryshojnë shumë pak. Amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit është zakonisht më pak se 0,8 m V. Klasat spektrale të komponentëve janë zakonisht F-G dhe më vonë.

b) Klasifikimi sipas karakteristikave fizike të përbërësve.

• GS - sisteme në të cilat një ose të dy komponentët janë gjigantë ose supergjigantë; një nga komponentët mund të jetë anëtar i sekuencës kryesore.
• PN - sisteme përbërësit e të cilëve janë bërthamat e mjegullnajave planetare (UU Sge).
• RS - sisteme të tipit RS CVn. Një tipar thelbësor i këtyre sistemeve është prania në spektrin e linjave të forta të emetimit H dhe K Ca II me intensitet të ndryshueshëm, që tregon rritjen e aktivitetit kromosferik. lloji diellor. Këto sisteme karakterizohen nga prania e emetimit të radios dhe emetimit të rrezeve x. Për disa prej tyre, në kurbën e dritës jashtë eklipseve vërehet një valë kuazi-sinusi, amplituda dhe pozicioni i së cilës ndryshojnë ngadalë me kalimin e kohës. Shfaqja e kësaj vale (shpesh quhet shtrembërim)
  shpjegohet me rrotullimin diferencial të sipërfaqes së yllit të mbuluar me grupe pikash; Periudha e rrotullimit të grupeve të njollave diellore është zakonisht afër periudhës së lëvizjes orbitale (periudha e eklipseve), por megjithatë ndryshon nga ajo, gjë që shkakton një ndryshim të ngadaltë (migrim) të fazave të minimumit dhe maksimumit të valës së shtrembërimit në kurba mesatare e dritës. Ndryshueshmëria e amplitudës së valës (deri në 0,2 m V) shpjegohet me ekzistencën e një cikli afatgjatë të aktivitetit yjor (i ngjashëm me ciklin njëmbëdhjetëvjeçar diellor), gjatë të cilit numri dhe sipërfaqja totale e njollave në sipërfaqja e yllit ndryshon.
• WD janë sisteme përbërësit e të cilëve janë xhuxhët e bardhë.
• WR janë sisteme përbërësit e të cilëve përfshijnë yje të tipit Wolf-Rayet (V 444Cyg).

c) Klasifikimi sipas shkallës së mbushjes së sipërfaqeve të brendshme kritike Roche.

• AR - sisteme të ndara të tipit AR Lizard (AR Lac), të dy përbërësit e të cilave janë nëngjigantë që nuk arrijnë sipërfaqet e tyre të brendshme kritike të baraspeshës.
• D-sisteme të ndara, përbërësit e të cilëve nuk arrijnë në sipërfaqet e tyre të brendshme kritike të baraspotencialeve Roche.
• DM janë sisteme të sekuencave kryesore të ndara, të dy komponentët e të cilave janë anëtarë të sekuencës kryesore dhe nuk arrijnë në sipërfaqet e tyre kritike të brendshme Roche.
• DS janë sisteme të ndara me një nëngjigant, në të cilin nëngjigandi gjithashtu nuk ka arritur ende sipërfaqen e tij kritike të brendshme.
• DW - sisteme që janë të ngjashme në karakteristikat e tyre fizike me sistemet e kontaktit të llojit W UMa (shih më poshtë), por nuk janë kontaktuese.
• K - sistemet e kontaktit, të dy përbërësit e të cilave mbushin sipërfaqet e tyre të brendshme kritike.
• KE janë sisteme kontakti të klasave të hershme spektrale (O-A), të dy komponentët e të cilave janë afër në madhësi me sipërfaqet e tyre kritike të brendshme.
• KW janë sisteme kontakti të tipit WUMa me përbërës elipsoidalë të klasave spektrale F0-K, kryesoret e të cilave janë anëtarë të sekuencës kryesore, dhe satelitët janë të vendosur në të majtë dhe poshtë tij në diagramin Mv, B - V.
• SD - sisteme gjysmë të shkëputura në të cilat sipërfaqja e komponentit nëngjigant më pak masiv është afër sipërfaqes së tij kritike të brendshme Kombinimi i të tre metodave të klasifikimit të binarëve eklipsues përfshin përdorimin e disa grupeve të simboleve të tipit për një objekt, të ndara me prerje , për shembull: E/DM, EA /DS/RS, EB/WR, EW/KW, etj.

Mbyllni burime të dyfishta optike të ndryshueshme të rrezatimit të fortë të ndryshueshëm me rreze X (burimet X)

• X - mbyllni sistemet binare që janë burime të rrezatimit të fortë të ndryshueshëm me rreze X, të palidhura ose të pa klasifikuara ende si llojet e yjeve të ndryshueshëm të konsideruar më sipër. Një nga komponentët e sistemit është një objekt kompakt i nxehtë (një xhuxh i bardhë, një yll neutron dhe ndoshta një vrimë e zezë). Emetimi i rrezeve X ndodh kur lënda që rrjedh nga një përbërës tjetër bie mbi një objekt kompakt ose një disk grumbullimi që rrethon këtë objekt. Nga ana tjetër, ky rrezatim me rreze X, duke hyrë në atmosferën e një sateliti më të ftohtë të një objekti kompakt, ri-emetohet në formën e rrezatimit optik të temperaturës së lartë (efekti i reflektimit), duke e bërë klasën spektrale të seksionit përkatës të satelitit. sipërfaqe më e re. Kjo çon në një pamje shumë të veçantë të ndryshueshmërisë optike në binarët e ngushtë, të cilët janë burime të rrezatimit të fortë me rreze X. Ato ndahen në llojet e listuara më poshtë.
• XB - Shpërthyes me rreze X. Mbyllni sistemet binare që tregojnë rreze X dhe ndezje optike që zgjasin nga disa sekonda deri në dhjetë minuta me një amplitudë të rendit 0,1 m V (V801 Ara, V926 Sco).
• XF - Sisteme luhatëse me rreze X që tregojnë luhatje të shpejta të rrezatimit me rreze X (Cyg X-1 = V1357 Cyg) dhe optik (V821 Ara) me një cikël të rendit të dhjetëra milisekonda.
• XI - X-ray e pasaktë. Sisteme të ngushta binare që përbëhen nga një objekt kompakt i nxehtë i rrethuar nga një disk grumbullimi dhe një xhuxh dA-dM; karakterizohet nga ndryshime të parregullta në shkëlqim me një kohë karakteristike të rendit të minutave të orëve dhe një amplitudë të rendit prej 1 m V; është e mundur të mbivendoset një komponent periodik për shkak të lëvizjes orbitale (V818 Sco).
• XJ - Binarët me rreze X, të karakterizuara nga prania e avionëve relativistë, të manifestuar në rrezet X dhe rrezet e radios, si dhe në rajonin e dukshëm të spektrit në formën e komponentëve të emetimit që kanë zhvendosje periodike me shpejtësi relativiste (V1343 Aql ).
• XND - novae me rreze X që përmbajnë, së bashku me një objekt kompakt të nxehtë, një xhuxh ose nëngjigant të spektrit klasa G-M. Sisteme që nganjëherë rrisin shpejt shkëlqimin e tyre me 4-9 m V njëkohësisht në intervalin e gjatësisë së valës optike dhe rreze-X pa e nxjerrë guaskën. Kohëzgjatja e shpërthimit është deri në disa muaj (V616 Mon).
• XNG janë novae me rreze X, përbërësi kryesor i të cilave është një supergjigant ose gjigant i një klase të hershme spektrale, dhe shoqëruesi është një objekt kompakt i nxehtë. Kur komponenti kryesor ndizet, masa e nxjerrë prej tij bie mbi një objekt kompakt, duke shkaktuar shfaqjen e rrezatimit me rreze X me një vonesë të konsiderueshme. Amplituda janë të rendit l-2m V (V725 Tau).
• XP - Sisteme me rreze X me një pulsar; komponenti kryesor është zakonisht një supergjigant elipsoidal i një klase të hershme spektrale. Efekti i reflektimit është shumë i vogël, dhe ndryshueshmëria e shkëlqimit është kryesisht për shkak të rrotullimit të komponentit kryesor elipsoidal. Periudhat e ndryshimeve të shkëlqimit variojnë nga 1 në 10 d, periudha e pulsarit në sistem është nga 1 sekondë në 100 minuta. Amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit zakonisht nuk i kalon disa të dhjetat e madhësisë (Vel X-1 = GP Vel).
• XPR - Sistemet me rreze X me një pulsar, të karakterizuar nga prania e një efekti reflektimi. Ato përbëhen nga përbërësi kryesor i klasës spektrale dB-dF dhe një pulsar me rreze X, i cili gjithashtu mund të jetë optik. Kur komponenti kryesor është i ekspozuar ndaj rrezatimit me rreze X, ndriçimi mesatar i sistemit është maksimal; gjatë periudhave të aktivitetit të ulët të burimit të rrezeve X -
  minimale. Amplituda totale e ndryshimeve të shkëlqimit mund të arrijë 2-3 m V (HZ Her).
• XPRM janë sisteme me rreze X që përbëhen nga një xhuxh dK-dM dhe një pulsar me një fushë magnetike të fortë. Akretimi i materies mbi polet magnetike të një objekti kompakt shoqërohet me shfaqjen e polarizimit të ndryshueshëm linear dhe rrethor të rrezatimit; prandaj këto sisteme nganjëherë quhen polare. Në mënyrë tipike, amplituda e ndryshimeve të shkëlqimit është në rendin e 1 m V, por kur komponenti kryesor rrezatohet me rrezatim me rreze X, ndriçimi mesatar i sistemit mund të rritet me 3 m V. Amplituda totale e ndryshimeve të shkëlqimit mund të arrijë 4- 5m V (AM Her, AN UMa).
  Nëse rrezatimi i drejtuar me rreze X që lind në polet magnetike të një objekti kompakt të nxehtë rrotullues nuk kalon pozicionin e vëzhguesit dhe sistemi nuk perceptohet si një pulsar, shkronja P në emërtimet simbolike të mësipërme për llojet e sistemeve me rreze X është mungon. Nëse sistemet e rrezeve X janë eklipse ose elipsoidale, përcaktimi i llojit të tyre paraprihet nga simbolet E ose ELL, të kombinuara me këtë emërtim me një shenjë + (për shembull, E+X ose ELL + X).

Lloje të tjera yjesh dhe objektesh hapësinore të marra për yje të ndryshueshëm

• BLLAC - objekte ekstragalaktike të llojit BL Lizard (BL Lac). Objekte kompakte kuazi-yjore të karakterizuara nga një spektër pothuajse i vazhdueshëm me linja shumë të dobëta emetimi dhe thithjeje dhe ndryshime relativisht të shpejta të parregullta të shkëlqimit me një amplitudë deri në 3 m V dhe më shumë. Burimet e emetimit të fortë të rrezeve X dhe radios, që tregojnë polarizimin linear të fortë dhe të ndryshueshëm të rrezatimit në rajonet optike dhe infra të kuqe të spektrit. Një numër i vogël i objekteve të tilla, të marra gabimisht për yje të ndryshueshëm dhe me emërtime të përshtatshme, me sa duket do të vazhdojnë të shfaqen herë pas here në tabelën kryesore të katalogut.
• CST-të janë yje të përhershëm. Në një kohë ata dyshoheshin për shkëlqim të ndryshueshëm dhe u tregua nxitim në caktimin e një përcaktimi përfundimtar. Vëzhgimet e mëtejshme nuk konfirmuan ndryshueshmërinë e tyre.
• GAL-të janë objekte ekstragalaktike kuazi-yjore të ndryshueshme optike (bërthamat aktive galaktike) të marra gabimisht për yje të ndryshueshëm.
  L: - yje variabël të paeksploruar me ndryshime të ngadalta të shkëlqimit.
• QSO-të janë objekte ekstragalaktike kuazi-yjore optikisht të ndryshueshme (quasarët) të gabuara për yje të ndryshueshëm.
  S: - yje variabël të paeksploruar me ndryshime të shpejta të shkëlqimit.
  * - yje variabël unikë që nuk përshtaten në klasifikimin e përshkruar më sipër. Këto janë me sa duket faza kalimtare afatshkurtra nga një lloj ndryshueshmërie në tjetrën, ose fazat fillestare dhe përfundimtare të evolucionit të këtyre llojeve, ose përfaqësues të studiuar pamjaftueshëm të llojeve të reja të ardhshme të ndryshueshmërisë së shkëlqimit.
  Nëse një yll i ndryshueshëm i përket njëkohësisht disa llojeve të ndryshueshmërisë së shkëlqimit, këto lloje kombinohen në kolonën "Type" me një shenjë + (për shembull, E+UG, UV+BY).
  Pavarësisht përparimeve të rëndësishme në të kuptuarit e proceseve të ndryshueshmërisë yjore, klasifikimi i miratuar në katalog nuk është aspak i përsosur. Kjo vlen veçanërisht për variablat shpërthyes, simbiotikë dhe si nova, burimet e rrezeve X dhe objektet e veçanta. Ne do të vazhdojmë të punojmë për të sqaruar klasifikimin e yjeve të ndryshueshëm, duke shpresuar për komente kritike dhe këshilla të dobishme specialistët.

Shkëlqimi i dukshëm i të cilit ndryshon. Këto ndryshime mund të kenë një periudhë prej disa vitesh ose të mijtës së sekondës, dhe madhësia e ndryshimeve varion nga një e mijtë e ndriçimit mesatar në një rritje 20-fish. Më shumë se 100,000 yje të ndryshueshëm janë kataloguar, duke përfshirë Diellin. Dendësia e fluksit të energjisë së yllit tonë ndryshon me rreth 0.1 përqind, ose pjesë në një mijë, gjatë ciklit diellor 11-vjeçar.

Historia e yjeve të ndryshueshëm

Ylli i parë i ndryshueshëm i identifikuar ishte Omicron Ceti, i quajtur më vonë Mira. Në vitin 1596 u klasifikua si një nova dhe në 1638 Johann Hallwards vuri re ndryshime në shkëlqimin e yllit gjatë një cikli 11-mujor. Distanca nga ylli është 200-400 vite dritë. Ky është një sistem binar i përbërë nga një yll i ndryshueshëm gjigant i kuq. Periudha e luhatjeve të shkëlqimit është 332 ditë, dhe shkëlqimi në diapazonin e dukshëm ndryshon qindra herë gjatë një cikli, ndërsa në pjesën infra të kuqe të spektrit shkëlqimi luhatet vetëm dy herë. Ylli i dytë është gjithashtu i ndryshueshëm, por pa një periudhë të saktë. Luhatjet e shpejtësisë së tij shkaktohen nga fluksi i materies nga ylli i parë. Ky ishte një zbulim i rëndësishëm sepse, së bashku me supernova, tregoi se yjet nuk ishin entitete të përhershme, siç besohej që nga ditët e Greqisë së Lashtë.

Vetitë e yjeve të ndryshueshëm

Ka shumë arsye për ndryshime në shkëlqimin e dukshëm të yjeve. Le të theksojmë se është e dukshme, domethënë vetë ylli nuk duhet të ndryshojë fare; kushtet e vëzhgimit zakonisht ndryshojnë - si, për shembull, në rastin e Algolit. Megjithatë, disa yje pulsojnë për shkak të ndryshimeve në vetitë e tyre - variablat pulsuese kanë rreze ose masë të ndryshueshme. Disa yje të ndryshueshëm janë sisteme binare, në të cilat yjet e tjerë janë aq afër sa që materiali rrjedh vazhdimisht nga njëri te tjetri dhe kthehet përsëri. Në përgjithësi, klasifikimi i yjeve të ndryshueshëm është shumë i pasur, por ato ndahen kryesisht për shkak të ndryshueshmërisë - të brendshme (në astronominë ruse është zakon të merren parasysh variablat shpërthyes veçmas) ose të jashtëm.

Arsyet e brendshme

Cefeidët janë yje shumë të shndritshëm, me një shkëlqim prej 500-300,000 diellore, dhe me një periudhë shumë të shkurtër pulsimi - nga 1 deri në 100 ditë. Këta yje zgjerohen dhe tkurren në një model të qartë. Këta yje janë veçanërisht të vlefshëm për astronomët, pasi matja e ndryshimeve në shkëlqimin e tyre bën të mundur përcaktimin me shumë saktësi të distancave të tyre, duke i kthyer Cefeidët në pengesat e Universit. Lloje të tjera të yjeve të ndryshueshëm me shkaqe të brendshme të luhatjeve të shkëlqimit: RR Lyrae, me periudhë të shkurtër, yje të vjetër më të vegjël se Cefeidët; RV Demi, supergjigantë me luhatje të mëdha në shkëlqim; lloji Mira (emërtuar sipas yllit të parë të ndryshueshëm), supergjigantë të kuq të ftohtë; gjigantë të parregullt, të kuq ose supergjigantë me periudha të gjata që variojnë nga 30 deri në 1000 ditë, Betelgeuse i përket këtij lloji dhe janë kryesisht supergjigantë të kuq.

Variablat shpërthyes shoqërohen gjithashtu me procese të brendshme; ato rrisin ndjeshëm shkëlqimin e tyre për shkak të shpërthimeve termonukleare brenda ose në sipërfaqen e yllit. Këto përfshijnë yje të dyfishtë aty pranë që shkëmbejnë masë. Supernova, novae, novae të përsëritura, xhuxh novae dhe të tjerët janë një grup yjesh që përjetojnë ndryshime të mëdha të papritura në shkëlqim, zakonisht për shkak të një shpërthimi. Më të famshmit prej tyre janë supernova, të cilat mund të shkëlqejnë më shumë se një galaktikë të tërë dhe të rrisin shkëlqimin e tyre njëqind milionë herë. Novae dhe novae të përsëritura janë yje të dyfishtë të afërt në sipërfaqet e të cilave ndodhin shpërthime, por, ndryshe nga supernova, yjet nuk shkatërrohen. Xhuxhët novae janë sisteme binare të xhuxhëve të bardhë që shkëmbejnë masën, duke bërë që ata të shpërthejnë periodikisht. Ato janë të ngjashme me variablat simbiotikë, të përbërë nga një gjigant i kuq dhe një yll blu i nxehtë, i mbyllur në një guaskë të përbashkët pluhuri dhe gazi.

Arsyet e jashtme

Variablat eklipsues janë yje që kalojnë përballë njëri-tjetrit, duke bllokuar një pjesë të dritës. Mund të shkaktohet edhe nga planetët e yllit. Yjet rrotullues kanë shkëlqim të ndryshueshëm për shkak të pranisë së njollave të errëta ose, anasjelltas, të ndritshme në sipërfaqen e tyre dhe rrotullimit të yllit. Ndryshime të ngjashme vërehen në rastin e një ylli, forma e të cilit është dukshëm e ndryshme nga një sferë (zakonisht në një sistem binar). Në këtë rast, rrotullimi i elipsoidit çon në ndryshime në zonën e sipërfaqes rrezatuese. Këtij lloji i përkasin edhe pulsarët.

Hulumtimi i Ardhshëm

Studimet e yjeve të ndryshueshëm u ofrojnë astronomëve të dhëna për masat, rrezet, temperaturat dhe vetitë e tjera të yjeve. Informacioni për strukturën dhe evolucionin e yllit është marrë në mënyrë indirekte. Megjithatë, studimi i yjeve të ndryshueshëm me periudha të gjata kërkon një kohë të gjatë - zakonisht dekada. Astronomët amatorë luajnë një rol të madh në vëzhgimin e vazhdueshëm të yjeve të ndryshueshëm. Disa variabla janë veçanërisht të rëndësishëm për shkencën, të tilla si Cefeidët, të cilët japin informacion për moshën e Universit. Studimi i variablave të tipit Mira jep informacion rreth Diellit dhe yjeve të ngjashëm me të, supernova e tipit Ia përdoren për të matur shkallën e zgjerimit të universit, variablat shpërthyes - në studimin e bërthamave aktive galaktike dhe supermasive

Yjet, shkëlqimi i të cilëve ndryshon gjatë periudhave relativisht të shkurtra kohore quhen yjet e ndryshueshme fizike. Ndryshimet në shkëlqimin e këtij lloji ylli shkaktohen nga proceset fizike që ndodhin në brendësinë e tyre. Bazuar në natyrën e ndryshueshmërisë, bëhet një dallim midis variablave pulsues dhe variablave shpërthyes. Si tip më vete dallohen edhe novat dhe supernova, të cilat janë një rast i veçantë i variablave shpërthyes. Të gjithë yjet e ndryshueshëm kanë emërtime të veçanta, përveç atyre që më parë ishin caktuar me shkronjë Alfabeti grek. 334 yjet e parë të ndryshueshëm të secilës plejadë përcaktohen nga një sekuencë shkronjash të alfabetit latin (për shembull, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) të ndjekura nga emri i plejadës përkatëse (për shembull , RR Lyr). Variablat e mëposhtëm janë caktuar V 335, V 336, etj. (p.sh. V 335 Cyg).

Yjet e ndryshueshme fizike

Yjet që karakterizohen nga një formë e veçantë e kurbës së dritës, duke shfaqur një ndryshim periodik të qetë në madhësinë e dukshme të yjeve dhe një ndryshim në shkëlqimin e yllit me disa herë (zakonisht nga 2 në 6), quhen yje të ndryshueshëm fizikë ose Cefeidët. Kjo klasë yjesh u emërua pas një prej përfaqësuesve të saj tipikë - yllit δ (delta) Cephei. Cefeidët mund të klasifikohen si gjigantë dhe supergjigantë të klasave spektrale F dhe G. Falë kësaj rrethane, është e mundur të vëzhgohen nga distanca të mëdha, duke përfshirë shumë përtej kufijve të sistemit tonë yjor - Galaktikës. Një nga karakteristikat më të rëndësishme të Cefeidëve është periudha e tyre. Për çdo yll individual është konstante me një shkallë të lartë saktësie, por për Cefeidë të ndryshëm periudhat janë të ndryshme (nga një ditë në disa dhjetëra ditë). Për Cefeidët, spektri ndryshon njëkohësisht me madhësinë e dukshme. Kjo do të thotë se së bashku me një ndryshim në shkëlqimin e Cefeidëve, ka edhe një ndryshim në temperaturën e atmosferës së tyre me një mesatare prej 1500 °. Bazuar në zhvendosjen e linjave spektrale në spektrat e Cepheids, u zbulua një ndryshim periodik në shpejtësitë e tyre radiale. Përveç kësaj, rrezja e yllit ndryshon periodikisht. Yjet si δ Cephei janë objekte të reja që ndodhen kryesisht pranë rrafshit kryesor të sistemit tonë yjor - Galaktikës. Cefeidët gjenden gjithashtu në, por ato janë më të vjetra dhe disi më pak të ndritshme. Këta yje, të cilët kanë arritur në fazën Cepheid, janë më pak masivë dhe për këtë arsye evoluojnë më ngadalë. Ata quhen yjet e Virgjëreshës W. Tipare të tilla të vëzhguara të Cefeidëve tregojnë se atmosferat e këtyre yjeve përjetojnë pulsime të rregullta. Kështu, ata kanë kushtet për të mbajtur një proces të veçantë oscilues në një nivel konstant për një kohë të gjatë.

Oriz. Cefeidët

Shumë kohë përpara se të ishte e mundur të kuptohej natyra e pulsimeve Cefeidi, u vërtetua ekzistenca e një marrëdhënieje midis periudhës së tyre dhe shkëlqimit. Kur vëzhguam Cefeidët në Renë e Vogël të Magelanit, një nga sistemet yjore më të afërta me ne, u vu re se sa më e vogël të jetë madhësia e dukshme e Cefeidit (d.m.th., sa më e ndritshme të shfaqet), aq më e gjatë është periudha e ndryshimit në shkëlqimin e tij. Kjo varësi doli të ishte lineare. Nga fakti që të gjithë i përkisnin të njëjtit sistem, rrjedh se distancat me ta ishin praktikisht të njëjta. Rrjedhimisht, varësia e zbuluar në të njëjtën kohë doli të ishte një varësi midis periudhës P dhe madhësisë absolute M (ose shkëlqimit L) për Cefeidët. Ekzistenca e një marrëdhënieje midis periudhës dhe madhësisë absolute të Cefeidëve luan një rol të rëndësishëm rol i rendesishem në astronomi: falë saj, distancat në objekte shumë të largëta përcaktohen kur metodat e tjera nuk mund të zbatohen.

Përveç Cefeidëve, ka edhe lloje të tjera yje të ndryshueshme pulsuese. Më të famshmit prej tyre janë yjet e RR Lyrae, të cilët më parë quheshin Cefeidë me periudhë të shkurtër për shkak të ngjashmërisë së tyre me Cefeidët e zakonshëm. Yjet RR Lyrae janë gjigantë të klasës spektrale A, shkëlqimi i të cilëve tejkalon shkëlqimin e Diellit për më shumë se 100 herë. Periudhat e yjeve RR Lyrae variojnë nga 0,2 në 1,2 ditë, dhe amplituda e ndryshimit të shkëlqimit arrin një madhësi. Një lloj tjetër interesant i variablave pulsues është një grup i vogël yjesh të tipit β Cephei (ose tipit β Canis Majoris), që u përkasin kryesisht gjigantëve të nënklasave të hershme spektrale B. Për sa i përket natyrës së ndryshueshmërisë dhe formës së dritës kurbë, këta yje u ngjajnë yjeve të llojit RR Lyrae, që ndryshojnë prej tyre në ndryshimet e tyre jashtëzakonisht të vogla të amplitudës në madhësi. Periudhat variojnë nga 3 deri në 6 orë, dhe, si me Cepheids, vërehet një varësi e periudhës nga shkëlqimi.

Përveç yjeve pulsuese me ndryshime të rregullta në shkëlqim, ekzistojnë edhe disa lloje yjesh, modelet e kurbës së dritës së të cilëve ndryshojnë. Ndër to mund të veçojmë Yjet e RV Tauri, ndryshimet në shkëlqimin e të cilave karakterizohen nga alternativa minimale të thella dhe të cekëta, që ndodhin me një periudhë 30 deri në 150 ditë dhe me një amplitudë 0,8 deri në 3,5 magnitudë. Yjet RV Tauri i përkasin klasave spektrale F, G ose K. Lloji m yje Cephei i përkasin klasës spektrale M dhe quhen variabla gjysmë të rregullta të kuqe. Ato ndonjëherë dallohen nga parregullsi shumë të forta në ndryshimin e shkëlqimit, që ndodhin gjatë një periudhe prej disa dhjetëra deri në disa qindra ditë. Pranë variablave gjysmë të sakta në diagramin spektër-shkëlqim janë yjet e klasës M në të cilat nuk është e mundur të zbulohet përsëritshmëria e ndryshimeve të shkëlqimit (ndryshoret e pasakta). Poshtë tyre ka yje me linja emetimi në spektër që ndryshojnë pa probleme shkëlqimin e tyre për periudha shumë të gjata kohore (nga 70 në 1300 ditë) dhe brenda kufijve shumë të mëdhenj. Një përfaqësues i shquar i yjeve të këtij lloji është o (omicron) Ceti, ose ndryshe i quajtur Mira. Kjo klasë e yjeve quhet variablat afatgjate si Mira Ceti. Kohëzgjatja e periudhës së yjeve të ndryshueshëm me periudhë të gjatë luhatet rreth vlerës mesatare, duke filluar nga 10% në të dy drejtimet.

Midis yjeve xhuxh me shkëlqim më të ulët ka edhe variabla lloje të ndryshme, numri i përgjithshëm i të cilave është afërsisht 10 herë më pak se numri i gjigantëve pulsues. Këta yje manifestojnë ndryshueshmërinë e tyre në formën e ndezjeve të përsëritura periodikisht, natyra e të cilave shpjegohet me lloje të ndryshme nxjerrjesh të materies ose shpërthime. Prandaj, i gjithë ky grup yjesh, së bashku me yjet e rinj, quhet variabla shpërthyese. Vlen të theksohet se mes tyre ka yje të natyrës nga më të ndryshmet, si ata në fazat e hershme të evolucionit të tyre, ashtu edhe ata që përfundojnë rrugën e tyre të jetës. Duhet të merren parasysh yjet më të rinj, të cilët me sa duket nuk e kanë përfunduar ende procesin e ngjeshjes gravitacionale. variabla të tipit τ (tau) Demi. Këta janë xhuxhë të klasave spektrale më shpesh F - G, të gjetura në numër të madh, për shembull, në Mjegullnajën e Orionit. Yjet e tipit RW Aurigae, që i përkasin klasave spektrale nga B në M, janë shumë të ngjashëm me ta. Për të gjithë këta yje, ndryshimi i shkëlqimit ndodh aq në mënyrë të parregullt sa nuk mund të vendoset asnjë model.

Yjet e ndryshueshëm shpërthyes të një lloji të veçantë, në të cilët një shpërthim (rritje e papritur e mprehtë e shkëlqimit) të paktën 7-8 madhësi është vërejtur të paktën një herë, quhen i ri. Në mënyrë tipike, gjatë një shpërthimi nova, madhësia e dukshme zvogëlohet me 10m-13m, që korrespondon me një rritje të shkëlqimit me dhjetëra e qindra mijëra herë. Pas shpërthimit, novae janë xhuxhë shumë të nxehtë. Në fazën maksimale të ndezjes, ata u ngjajnë supergjigantëve të klasave A - F. Nëse ndezja e së njëjtës novë është vërejtur të paktën dy herë, atëherë një nova e tillë quhet e përsëritur. Rritja e shkëlqimit të novaeve të përsëritura është disi më e vogël se ajo e novaeve tipike. Në total, aktualisht njihen rreth 300 yje të rinj, nga të cilët rreth 150 u shfaqën në galaktikën tonë dhe mbi 100 në mjegullnajën e Andromedës. Midis shtatë novaeve të njohura të përsëritura, janë vërejtur gjithsej rreth 20 shpërthime. Shumë (ndoshta edhe të gjitha) novae dhe novae të përsëritura janë sisteme binare të afërta. Pas një shpërthimi, yjet e rinj shpesh shfaqin ndryshueshmëri të dobët. Ndryshimi i shkëlqimit të novës tregon se gjatë shpërthimit ka një shpërthim të papritur të shkaktuar nga paqëndrueshmëria që ka lindur në yll. Sipas hipotezave të ndryshme, kjo paqëndrueshmëri mund të lindë në disa yje të nxehtë si rezultat i proceseve të brendshme që përcaktojnë lirimin e energjisë në yll, ose për shkak të ndikimit të disa faktorëve të jashtëm.

Supernova

Supernova janë yje që ndizen në të njëjtën mënyrë si novaet dhe arrijnë një madhësi absolute prej -18m deri në -19m dhe madje -21m në maksimum. Supernova e rrisin shkëlqimin e tyre me më shumë se dhjetëra miliona herë. Energjia totale e emetuar nga një supernova gjatë një shpërthimi është mijëra herë më e madhe se ajo e novaeve. Rreth 60 shpërthime supernovash në galaktika të tjera janë regjistruar fotografikisht, dhe shpesh shkëlqimi i tyre rezulton të jetë i krahasueshëm me shkëlqimin integral të të gjithë galaktikës në të cilën ndodhi shpërthimi. Bazuar në përshkrimet e vëzhgimeve të mëparshme të bëra me sy të lirë, disa raste të shpërthimeve të supernovës janë vendosur në galaktikën tonë. Më interesante prej tyre është Supernova 1054, e cila shpërtheu në konstelacionin Demi dhe u vëzhgua nga astronomët kinezë dhe japonezë në formën e një "ylli mysafir" të shfaqur papritur, i cili dukej më i ndritshëm se Venusi dhe ishte i dukshëm edhe gjatë ditës. Edhe pse ky fenomen është i ngjashëm me një shpërthim të zakonshëm nova, ai ndryshon nga ai në shkallën e tij, kurba dhe spektri i dritës i butë dhe që ndryshon ngadalë. Në bazë të natyrës së spektrit afër epokës maksimale, dallohen dy lloje supernova. Me interes të madh janë ato që zgjerohen me shpejtësi, të cilat në disa raste u zbuluan në vendin e supernovës së tipit I që shpërtheu. Më e shquara prej tyre është Mjegullnaja e famshme e Gaforres në konstelacionin Demi. Forma e linjave të emetimit të kësaj mjegullnaje tregon zgjerimin e saj me një shpejtësi prej rreth 1000 km/sek. Dimensionet aktuale të mjegullnajës janë të tilla që zgjerimi me këtë ritëm mund të kishte filluar jo më shumë se 900 vjet më parë, d.m.th. pikërisht në kohën e shpërthimit të Supernovës 1054.

Pulsarët

Në gusht të vitit 1967, në qytetin anglez të Kembrixhit, u zbulua emetimi kozmik i radios, i cili dilte nga burime pikash në formën e pulseve të qarta që ndiqnin njëri-tjetrin. Kohëzgjatja e një pulsi individual nga burime të tilla mund të variojë nga disa milisekonda në disa të dhjetat e sekondës. Mprehtësia e pulseve dhe korrektësia e përsëritjeve të tyre bëjnë të mundur përcaktimin me saktësi të madhe të periudhave të pulsimit të këtyre objekteve, të cilat quhen pulsarët. Periudha e njërit prej pulsarëve është afërsisht 1,34 sekonda, ndërsa të tjerët kanë periudha që variojnë nga 0,03 deri në 4 sekonda. Aktualisht njihen rreth 200 pulsarë. Të gjitha ato prodhojnë emetim radio shumë të polarizuar në një gamë të gjerë gjatësi vale, intensiteti i të cilave rritet ndjeshëm me rritjen e gjatësisë së valës. Kjo do të thotë se rrezatimi është i natyrës jo termike. Ishte e mundur të përcaktoheshin distancat me shumë pulsarë, të cilat rezultuan të jenë në rangun nga qindra në mijëra parsekë, gjë që tregon afërsinë krahasuese të objekteve që padyshim i përkasin galaktikës sonë.

Me i famshmi pulsar, e cila zakonisht përcaktohet me numrin NP 0531, përkon saktësisht me një nga yjet në qendër të Mjegullnajës së Gaforres. Vëzhgimet kanë treguar se emetimi optik i këtij ylli gjithashtu ndryshon me të njëjtën periudhë. Në një puls, ylli arrin 13 m, dhe midis pulseve nuk është i dukshëm. Rrezatimi me rreze X nga ky burim gjithashtu përjeton të njëjtat pulsime, fuqia e të cilave është 100 herë më e lartë se fuqia e rrezatimit optik. Koincidenca e njërit prej pulsarëve me qendrën e një formacioni kaq të pazakontë si Mjegullnaja e Gaforres sugjeron se ato janë pikërisht objektet në të cilat supernova kthehen pas shpërthimeve. Nëse shpërthimet e supernovës rezultojnë realisht në formimin e objekteve të tilla, atëherë ka shumë mundësi që pulsarët të jenë yje neutronësh.Në këtë rast, me një masë rreth 2 masa diellore, ato duhet të kenë rreze rreth 10 km. Kur kompresohet në përmasa të tilla, dendësia e materies bëhet më e lartë se ajo bërthamore dhe rrotullimi i yllit përshpejtohet në disa dhjetëra rrotullime në sekondë. Me sa duket, intervali kohor midis pulseve të njëpasnjëshme është i barabartë me periudhën e rrotullimit të yllit neutron. Pastaj pulsimi shpjegohet me praninë e inhomogjeniteteve, pikave të nxehta të veçanta, në sipërfaqen e këtyre yjeve. Këtu është e përshtatshme të flasim për "sipërfaqen", pasi në densitete kaq të larta substanca në vetitë e saj është më afër trup i fortë. Yjet neutron mund të shërbejnë si burime të grimcave energjike që rrjedhin vazhdimisht në mjegullnajat e lidhura si Gaforrja.

foto: Emision radio nga Mjegullnaja e Gaforres