Değişken yıldızlar - ne oldukları ve ne oldukları. Değişen yıldızların türleri, çeşitleri ve genel sınıflandırması

Değişken yıldızlar

İlk bakışta gökyüzünde parıldayan yıldızlar sabit gibi görünse de, birçoğunun görünür parlaklıklarının zamanla değiştiği ortaya çıkıyor. Yıldız daha parlak ve daha sönük hale gelir. Bu tür yıldızlara değişken yıldızlar denir. Bazı değişken yıldızlar için parlaklık kesinlikle periyodik olarak değişir. Diğerleri için, diğerleri için - tamamen kaotik bir şekilde - az çok periyodik olarak değişir. Beklenmedik bir şekilde yanıp sönen yıldızlar var. Birkaç gün önce fotoğraflarda zar zor görünen bir yıldız varken, bugün çıplak gözle görülebilen bir yıldız parlıyor. Birkaç ay sonra yıldızın parlaklığı tekrar düşer. Bazı yıldızlarda parlamalar tekrarlanır. Çok hızlı parlamaları olan bazı yıldızlar var. Birkaç dakika içinde yıldız yüzlerce kez daha parlak hale gelir ve bir saat sonra orijinal durumuna geri döner.

Çeşitli değişken yıldızların parlaklık dalgalanmalarının genlikleri, yıldız büyüklüğünün birkaç yüzde biri kadardır.Büyüklük, yıldızların görünen parlaklığının bir özelliğidir. Yıldızların yıldız büyüklüklerini belirleme katsayısı 2.512'dir. Kadir sistemi için sıfır noktası, geleneksel olarak Kuzey Yıldızı bölgesindeki Kuzey Kutbu Serisi adı verilen bir grup yıldızdan belirlendi. Görünen büyüklüğün yıldızın büyüklüğü ile hiçbir ilgisi yoktur. Bu terim tarihsel köken ve sadece yıldızın parlaklığını karakterize eder. En parlak yıldızların sıfır ve hatta negatif büyüklükleri vardır. Örneğin, Vega ve Capella gibi yıldızlar yaklaşık olarak sıfır kadirdir ve gökyüzümüzdeki en parlak yıldız olan Sirius eksi 1.5'tir. Büyüklük, üstte küçük bir Latin harfi m ile gösterilir ("büyüklük" kelimesinden - büyüklük). Gözle görülemeyen yıldızlar için aynı büyüklük ölçeği kullanılır. 15-17 büyüklüklerine kadar. Teknolojinin gelişmesi ve yıldızların parlaklığını kaydeden alıcıların gelişmesi ile çok küçük genlikli ve kısa periyotlu yeni değişen yıldızları keşfetmek mümkün hale geldi. Galaksi Galaksisinde tespit edilen toplam değişken yıldız sayısı. Diğer galaksilerin aksine adı büyük harfle yazılır. yaklaşık 40.000 ve diğer galaksilerde Galaksinin devasa bir dönen yıldız sistemi var - 5.000'den fazla Değişen yıldızları belirtmek için, yıldızın bulunduğu takımyıldızı gösteren Latin harfleri kullanılır. Bir takımyıldız içinde, değişen yıldızlara sırayla bir Latin harfi, iki harften oluşan bir kombinasyon veya bir sayı ile V harfi atanır. Örneğin: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Değişken yıldızlar üçe bölünür büyük sınıf: titreşen, püsküren (patlayıcı) ve gölgede bırakan. Titreşen yıldızlar pürüzsüz bir parlaklık değişimine sahiptir. Yarıçap ve yüzey sıcaklığındaki periyodik değişikliklerden kaynaklanır. Yıldızlar küçüldükçe sıcaklık yükselir. Sıcaklıktaki bir artış, parlaklığın artmasına neden olur.Parlaklık, yarıçapın azalmasına rağmen bir yıldızın birim zamanda yaydığı toplam enerjidir. Titreşen yıldızların periyotları, bir günün kesirlerinden (RR Lyrae yıldızları) onlarca (Cepheids) ve yüzlerce güne (Mira - Mira Ceti tipi yıldızlar) kadar değişir. Cepheidler ve RR Lyrae yıldızları, şaşırtıcı bir doğrulukla periyodikliklerini koruyorlar. Yarı düzenli veya kaotik parlaklık değişimlerine sahip değişen yıldızlarda, titreşimler daha güçlü olmasına rağmen düzensiz olarak meydana gelir. Tüm Cepheidler devlerdir, yüksek parlaklıklı yıldızlardır, çoğu süper devdir, bunlar en yüksek parlaklığa sahip yıldızları içerir. Miridlere uzun dönemli değişen yıldızlar denir. Parlaklıklarındaki değişikliklere sıcaklıklarındaki değişiklikler eşlik eder. Mira Balinası en parlak haliyle neredeyse Kuzey Yıldızı kadar parlaktır. Bu türdeki değişken yıldızlar da üstdev yıldızlardır. Yaklaşık 14.000 titreşimli yıldız keşfedildi.

Değişen yıldızların ikinci sınıfı patlayıcıdır veya aynı zamanda püskürtücü yıldızlar olarak da adlandırılır. Bunlara ilk olarak süpernova süreleri, tekrarlanan novalar, U İkizler tipi yıldızlar, nova ve simbiyotik yıldızlar dahildir. Tüm bu yıldızlar, parlaklıklarında ani bir artışla birlikte tek veya tekrarlanan patlama patlamaları ile karakterize edilir. Bu yıldızların çoğu yakın ikililerin bileşenleridir ve bileşenler bu tür sistemlerde etkileşime girdiğinde şiddetli süreçler meydana gelir. değişken yıldız arkadaşı

Eskiden yeni yıldızların gerçekten yeniden ortaya çıktığı düşünülürdü. Ancak bu yıldızlar daha önce de vardı - daha önce çekilmiş yıldızlı gökyüzü fotoğraflarında soluk yıldızlar olarak görünüyorlar.

Yeni yıldızlardan bazıları (ve belki hepsi) tekrar tekrar parlıyor. Böylece aniden, özel, kararsız bir duruma sahip çok sıcak yıldızlar parlayabilir ve saniyede yüzlerce kilometreye eşit bir hızla boyutlarını artırabilir. Bir salgında, dış gaz katmanları kopar ve muazzam bir hızla uzaya koşar.Zamanla bu gazlar dağılır.

Nadir durumlarda süpernova patlamaları gözlemlenir. Bir patlama sırasındaki parlaklıklarının Güneş'in parlaklığından onlarca ve yüz milyonlarca kat daha fazla olması bakımından farklılık gösterirler. Şu anda, gökbilimciler ve fizikçiler, süpernova patlamaları gibi büyük bir fenomene hangi fiziksel nedenlerin neden olduğu sorusunu çözmek için çok çalışıyorlar.

İkincisi, püsküren yıldızlar arasında genç, hızlı düzensiz değişen yıldızlar, UV Ceti tipi yıldızlar ve bir dizi ilgili nesne bulunur. Açık püskürenlerin sayısı 2000'i aşıyor.

Titreşen ve püsküren yıldızlara fiziksel değişken yıldızlar denir, çünkü görünür parlaklıklarındaki değişiklikler üzerlerinde meydana gelen fiziksel süreçlerle ilişkilidir. Bu, yıldızın sıcaklığını, rengini ve bazen boyutunu değiştirir.

Tutulan değişkenler, değişen yıldızların üçüncü sınıfına aittir. Bunlar yörünge düzlemi görüş hattına paralel olan ikili sistemlerdir. Yıldızlar ortak bir ağırlık merkezi etrafında hareket ettiklerinde, sırayla birbirlerini gölgede bırakırlar ve bu da parlaklıklarında dalgalanmalara neden olur.

Algol yıldızının parlaklık eğrisi. Saat, saat olarak yatay olarak gösterilir

Algol uydu hareket şeması

Yakın sistemlerde, toplam parlaklıktaki değişiklikler, yıldızların şeklindeki bozulmalardan kaynaklanabilir.Tutulan ikililerdeki parlaklık değişim periyotları, birkaç saatten onlarca yıla kadar değişir. Galakside bu türden 4.000'den fazla yıldız bilinmektedir.

Ayrıca küçük bir ayrı değişken yıldız sınıfı vardır - manyetik yıldızlar. Yüksek bir manyetik alana ek olarak, yüzey özelliklerinde güçlü homojensizliklere sahiptirler. Yıldızın dönüşü sırasındaki bu tür homojensizlikler parlaklıkta bir değişikliğe yol açar.

Yaklaşık 20.000 yıldız için değişkenlik sınıfı belirlenmemiştir.

Değişken yıldızlar gökbilimciler tarafından çok yakından inceleniyor. Parlaklık, spektrum ve diğer miktarlarda gözlemlenen değişiklikler, bir yıldızın parlaklık, yarıçap, sıcaklık, yoğunluk, kütle gibi temel özelliklerini belirlemenin yanı sıra atmosferlerin yapısını ve çeşitli gaz akışlarının özelliklerini incelemeyi mümkün kılar. . Çeşitli yıldız sistemlerindeki değişen yıldızların gözlemlerinden, bu sistemlerin yaşını ve yıldız popülasyonlarının türünü belirlemek mümkündür. Sefeidler için bulunan "periyot - parlaklık" olağanüstü bağımlılığı, yıldızın gerçek parlaklığını ve dolayısıyla belirlenen süreden ona olan mesafesini hesaplamayı mümkün kılar. Çok uzak bir yıldız kümesinde bir Sefeid bulunursa, parlaklık değişiminin periyodunu ve dolayısıyla parlaklığını ölçmek için gözlem periyodu kullanılır. Ve bundan sonra, belirli bir parlaklıkta bize parlaklığı ile şu veya bu büyüklükte bir yıldız olarak görünüyorsa, bu Cepheid'in hangi mesafede olduğunu hesaplamak kolaydır. Kümenin boyutları, ne kadar büyük olursa olsun, ona olan mesafeye kıyasla ihmal edilebilir, bu da, kümeye giren tüm yıldızların bizden yaklaşık olarak aynı uzaklıkta olduğu anlamına gelir. Böylece galaksimizin uzak bölgelerine ve diğer galaksilere olan mesafeler ölçüldü. Modern gözlemler, bazı değişken ikili dosyaların kozmik X-ışınları kaynakları olduğunu göstermiştir.

- parlaklık dalgalanmalarının gözlendiği yıldızlar. Şimdiye kadar bilinen P. z sayısı. çok büyük (28.000'den fazla). 15.000'den fazla yıldızın değişkenliğinden şüpheleniliyor, ancak henüz incelenmedi. TAMAM. 3000 P. z. en yakın galaksilerde keşfedildi - Macellan Bulutları ve yaklaşık. 700 (yeni yıldızları saymaz) - Andromeda Bulutsusu'nda. 1000 P. z'den fazla Galaksimizin küresel kümelerinde keşfedildi. P. z. özel var. atamalar (önceden Yunan alfabesinin harfi ile belirtilmemişlerse). İlk 334 P. z. her takımyıldız bir dizi harfle gösterilir Latin alfabesi: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, АА, ..., AZ, QQ, ..., QZ ile ilgili takımyıldızın adlarını ekleyin (örneğin, RR Lyr veya RR Lyrae). Aşağıdaki P. z. V 335, V 336 vb. olarak belirlenmiştir.

P. z. iki büyük sınıfa ayrılır: örten P. z. ve fiziksel P. z.

Örtülü P. z.

ortak bir kütle merkezi etrafında dönen iki yıldızdan oluşan bir sistemdir ve yörüngelerinin düzlemi, karasal gözlemcinin görüş hattına o kadar yakındır ki, her dönüşte bir yıldızın diğerinin tutulması gerçekleşir. Bu, sistemin toplam parlaklığının zayıflamasına yol açar. Galaksimizde bu sınıftan 4000'den fazla yıldız keşfedildi. Algol (Perseus) gibi bazıları için, tutulmanın dışındaki parlaklık pratik olarak sabittir (Şekil 1, a), diğerleri için, örneğin (Lyrae, sabit parlaklık dönemleri yoktur, bu da bileşenleri dikkate almak için sebep verir) bu tür sistemlerin karşılıklı çekim ile uzatılmış elipsoidal.Bu tür sistemlerde bir tutulma dışında, yıldızların ışıklı yüzeyinin gözlemciye bakan alanındaki sürekli bir değişiklikle açıklanır (Şekil 1.6). yıldızlar (doğal olarak, yörünge dönemleriyle çakışan) çok çeşitlidir: onlarca dakikadan onlarca yıla kadar.z. özellikle sisteme olan uzaklık ve Sisteme dahil olan yıldızların radyal hızlarının eğrisi bilinmektedir ve kilometre cinsinden. L ve yıldızların boyutu belirlenebilir T eh yüzeyleri. Bir tutulma sırasında spektrumdaki değişiklikleri gözlemleyerek, farklı derinliklerde (sistemin ikinci bileşeninin içinden geçtiği) bir tutulma yıldızının atmosferinin yapısı incelenebilir. Geniş bir atmosfere sahip kırmızı bir süperdev (K sınıfı) tarafından sıcak bir yıldızın (tayf, B sınıfı) tutulmalarının gözlemlendiği Auriga tipi sistemlerin çalışmasından özellikle ilginç sonuçlar elde edilmiştir. Tutulma sırasında absorpsiyon çizgilerinin yoğunluğundaki değişiklikler kimyasalın içeriğini belirlemeyi mümkün kıldı. süperdevin atmosferinde farklı yüksekliklerde bulunan elementler, çizgilerin kaymasıyla yıldızın eksen etrafındaki dönüş hızını ölçmek mümkün oldu (bkz.). Örtülü P. z. yavl. yıldızların en önemli özelliği hakkında ana bilgi kaynağı - kütleleri, hangi üçüncü Kepler yasasının kullanıldığını belirlemek, yörünge periyodunu, yörüngenin yarı ana eksenini ve sistem bileşenlerinin kütlelerini birbirine bağlamak (bkz. ). Bazı tutulma yıldızları için, elipsin ana ekseninin dönüşü gözlemlenir. bileşenlerin karşılıklı gelgit deformasyonunun neden olduğu yörüngeler (apsis çizgileri) (Şekil 2); ışık eğrisinde bu, ikincil (daha küçük) minimumun konumunun yavaş bir yer değiştirmesi şeklinde yansıtılır. Bu dönüşün hızı, yıldızın merkezine doğru maddenin konsantrasyon derecesi ile belirlenir ve bu tür yıldızların gözlemleri, iç teorinin sonuçlarını test etmek için neredeyse tek fırsatı sağlar. yıldızların yapısı.

Fiziksel P. z.
üzerlerinde meydana gelen fiziksel olaylar sonucunda parlaklıklarını değiştirirler. süreçler. Fizik değişkenler, titreşimli ve patlamalı olarak alt bölümlere ayrılır. Titreşimli P. z. pürüzsüz ve sürekli parlaklık değişiklikleri ile karakterize edilir (Şekil 3); çoğu durumda, bunların yıldızların titreşiminden kaynaklandığını söylemek güvenlidir. Bir yıldız büzüldüğünde boyutu küçülür, ısınır ve daha parlak hale gelir ve yıldız genişlediğinde parlaklığı zayıflar. Parlaklık değişiminin periyotları, bir günün kesirleri (RR Lyrae'nin yıldızları, Kalkan ve Büyük köpek) onlarca (, RV Boğa türü yıldızlar) ve yüzlerce güne kadar [Mira Ceti türü yıldızlar (tayf, M sınıfı), yarı düzenli yıldızlar (SR)]. Bazı yıldızlarda, parlaklık değişiminin periyodikliği, iyi bir saat mekanizmasının doğruluğu ile korunur (örneğin, Cepheidler ve RR Lyrae tipi yıldızlar), diğerlerinde ise pratikte yoktur (kırmızı düzensiz yıldızlarda). Titreşimlerle, yıldızların radyal boyutlarının salınımları, bu nedenle, Cepheidler için, örneğin Güneş'in 2-3 yarıçapı kadar büyüklüğe ulaşabilir. Bu şaşırtıcı olmamalı, çünkü Cepheidler üstdev yıldızlardır [RR Lyr'in yarıçapı].

Tablo belirli süreli yayınların özellikleri verilmiştir. titreşimli P. z.

yıldız türü	Dönem, günler	spektral sınıf	Genlik (Mavi ışınları)	yıldız türü nüfus galaksiler
Sefeidler C	2-218	FII-GI	0,1-2 m	Bence
Cepheidler CW	1-3, 11-30	(F-G)	0,5-1,5 m	II
RR Lir	0,05-1,2	A-F	0,5-2 m	II
kalkan	0,03-0,2	A-FV-III	0,1-0,5 m	Bence
Karavan Boğa	30-140	F-GI	2-3 m	Bence
balinanın dünyaları	80-220 500-1000	M, C, S	2,5-10 m	II Bence
Büyük köpek	0,1-0,6	BO-B3III-IV	0,1 m	Bence

Erüptif P. z. Doğada patlayıcı (patlayıcı) olan şiddetli süreçlerin neden olduğu, parlaklıkta düzensiz, genellikle hızlı ve güçlü değişikliklerle karakterize edilir (Şekil 4). Bu yıldızlar iki gruba ayrılır: 1) hızlı düzensiz değişkenler (örneğin T Tauri veya RW Aurigae gibi) (UV Ceti gibi) ve genç yıldız kümelerinde çok sayıda ve ilgili nesneler içeren genç, yakın zamanda oluşmuş yıldızlardan oluşan bir grup. bulutsu ile; 2) zaman zaman parlaklıkta hızlı ve büyük artışların gözlendiği bir grup yıldız (depremli yıldızlar olarak adlandırılır). Bunlar novalar, tekrarlayan novalar, İkizler U yıldızları, nova benzeri ve simbiyotiktir. P. z. (ikincisi, hem sıcak hem de soğuk yıldızlar için tipik olan çizgilerin tayfındaki mevcudiyet ile karakterize edilir). Çoğu durumda, felaket. yıldızlar ikili sistemlere dönüşür. Genellikle bileşenlerden biri Beyaz cüce. 1600'den fazla püsküren yıldız bilinmektedir.

Gelenek ile birlikte. P. türleri z. Son zamanlarda, yeni bir tür tanımlandı - homojen olmayan yüzey parlaklığına sahip dönen yıldızlar. Bu tip için P. z. kimyasal anomalilerle taşır. kompozisyon, birkaç periyotla dönen. günler; BY Dragon tipi yıldızlar (UV Ceti tipi yıldızlarda gözlenenlere benzer parlamalara ek olarak, birkaç günlük bir süre ile parlaklıkta küçük dalgalanmaların tespit edildiği M sınıfı cüceler) ve son olarak, HZ tipi yıldızlar X-ışını ile yakın bir ikili sistemin parçası olan Herkül'ün kaynak (kaynaktan gelen radyasyon, ikinci bileşenin yüzeyinde bir sıcak noktanın görünmesine neden olur). Diğer türdeki yıldızlarda, özellikle de tutulma değişkenlerinde sıcak veya soğuk noktaların varlığından şüpheleniliyor.

Yıldızların değişkenliği ve evrimi.
Fizik Değişkenlik, evrimlerinin belirli aşamalarında yıldızlarda ortaya çıkar, böylece yaşamı boyunca bir gelişim aşamasından diğerine geçen bir ve aynı yıldız hem kalıcı bir yıldız hem de bir yıldızdır. farklı şekiller. Bu nedenle, P. z çalışması, değişkenliğin doğasını anlamak için özellikle önemlidir. yıldız kümelerinde (kümelere dahil olan yıldızlar için hem yaş hem de evrim aşaması belirlenebilir) ve ayrıca kalıcı yıldızların ve yıldızların spektrum-parlaklık diyagramındaki konumun karşılaştırılması. farklı türler (bkz.).

Yerçekimsel olarak izole edilmiş bir gaz ve toz madde pıhtısı şeklinde gelişimine başlayan yıldız, yavaş yavaş küçülür ve yerçekimi. aynı anda açığa çıkan enerji onu ısıtır. İçten enerji transferi. Böyle bir yıldızın yüzeyine katmanlar başlangıçta gerçekleştirilir ve yalnızca yaklaşırken (MS) yıldızda enerjinin radyasyonla aktarıldığı bir çekirdek belirir. Yıldız ne kadar büyükse, MS'ye o kadar hızlı ulaşır; Böyle bir yıldız için enerji kaynağı, merkezindeki hidrojen yanmasının termonükleer reaksiyonlarıdır. Sadece en büyük yıldızların kastedildiği çok genç (yıldızların yaşı ~ 10 6 -10 7 yıl) vardır. parlaklıklar GP'ye ulaştı; küme ve yalpanın Hertzsprung-Russell diyagramının üst kısmını işgal ederler. sıradan kalıcı yıldızlar. Daha düşük parlaklık ve kütleye sahip olan kümenin yıldızları henüz yerçekimi aşamasını tamamlamamıştır. sıkıştırma ve GP'ye "çıkmadı". Bu tür yıldızlar hala geniş bir konvektif bölgeye sahiptir ve hızlı düzensiz değişkenlerin ve parlayan yıldızların artan sayıda bulunması bunların arasındadır. Görünüşe göre, konvektif bölgenin magn ile etkileşimi, yıldızların parlama faaliyetinden sorumludur. ve yıldızın dönüşü de önemli bir rol oynar, çünkü yüksek dönüş hızları genç yıldızlar için tipiktir. Genel olarak bakıldığında, bu tür yıldızların değişkenliği, görünüşe göre, Güneş'in aktif bölgelerinde gözlemlenen fenomenlerin çoğaltılmış bir analogudur.

D. G.-R'yi geçen kararsızlık bandı içinde bir dizi titreşimli değişken türü bulunur. kırmızı süperdevlerden spektrum. K sınıfından A sınıfı beyaz yıldızlara (Şek. 5 ve 6). Bunlara Cepheidler (Şekil 6'da C), RV Taurus, RR Lyrae ve Shield gibi yıldızlar dahildir. Tüm bu yıldızlarda, titreşimlerine neden olan tek bir mekanizma var gibi görünüyor. üst katmanlar... Genel kabul gören teoriye göre, kararsızlık şeridinde yaşayan yıldızların dış bölgelerinde kritik bir bölge vardır. dönüşümlü olarak He II'ye (artan sıcaklıkla) iyonlaşan helyumun iyonlaşması, daha sonra yeniden birleşir ve soğur. kritik bölge sıkıştırma sırasında iyonlaşma içeriden gelen radyasyonu emer ve salmaz ve genişleme sırasında tam tersine yoğun bir şekilde yayar (bkz.). Salınımların oluşması için böyle bir mekanizma, yalnızca belirli bir (atom sayısında > %15) helyum içeriğinde ve kritik bölgenin belirli bir oluşum derinliğinde çalışır. iyonizasyon, yıldızın parlaklığına ve yüzey sıcaklığına bağlı olarak. Bu nedenler, oldukça dar bir istikrarsızlık kuşağının varlığından sorumludur.

MS içinde yıldızlar en uzun yaşar; bu nedenle MS, G.-R köyünün en kalabalık bölgesidir. kritik MS'deki bir yıldız için an, hidrojenin helyuma dönüştüğü çekirdeğin kütlesi, yıldızın kütlesinin %10-12'sine ulaştığında ve merkezinde hidrojenin helyuma dönüşümünün termonükleer reaksiyonu meydana geldiğinde meydana gelir. yıldız ölür. Bu andan itibaren yıldızın yapısı değişmeye başlar. Başlangıçta tüm yıldız sıkıştırılır ve daha sonra bu aşamada enerji kaynaklarından yoksun olan çekirdek büzülür ve ısınır ve dışarısı. yıldızın parçaları genişler ve soğur. Yıldız, MS'den kırmızı devler ve süperdevler bölgesinde ayrılır (Şekil 5).

Bu yapısal değişiklik, MS'nin üst sınırına yakın bir yerde bulunan bir dizi yıldızın değişkenliği ile ilişkilendirilebilir. Çoğu, komşu (G.-R. boyunca) kalıcı yıldızlardan daha yavaş dönüşleriyle de farklıdır. MS'nin üst sınırına yakın yıldız yarıçapındaki bir değişikliğin, dönme karakterinde bir değişikliğe yol açabileceği ve titreşime neden olabileceği varsayılabilir. Muhtemelen, MS'den ayrılma aşamasında, parlaklıklarını birkaç periyotla değiştiren Büyük Köpek (spektrum, B sınıfı) yıldızlar vardır. saat (Şek. 6). MS'den ayrıldıktan sonra kararsızlık bandına giren farklı kütlelerdeki yıldızlar, farklı periyotlar ve genliklerle titreşmeye başlar.

Ayrıntılı gelişmeler Kırmızı devler ve süperdevler bölgesine (yıldızın çekirdeğinin helyumun karbona dönüşüm reaksiyonunun tetiklendiği bir sıcaklığa kadar ısındığı) ulaştıktan sonra kütleleri 3-12 olan yıldızların izleri, tekrar tekrar geniş döngüler tanımlar. kararsızlık bandıyla kesişir (Şekil 5). Bu geçiş her gerçekleştiğinde, yıldız bir Cepheid olur. Ayrıca, yıldızın kütlesi ne kadar büyükse (3'ten 10-12'ye), titreşme süresi daha uzun (1'den 50-100 güne kadar). Büyük kütleli yıldızlarda evrimin belirli bir aşamasında titreşim olasılığı teorik olarak gösterilmiştir: belirli yüzey sıcaklığında ve parlaklıkta kararsız hale gelen ve titreşmeye başlayan yıldız modelleri hesaplanmıştır. Bu parlaklıklar ve sıcaklıklar, kararsızlık bandının gözlemlenen konumu ile iyi bir uyum içindedir.

Pirinç. 6. Hertzsprung diyagramındaki konum 2'yi aşan, C tipi yıldız Big Dog, Ap - manyetik değişkenler, S - Kalkan tipi yıldızlar, C - Cepheidler düz bileşen, SRc - değişkenler kırmızı süperdevler. kalın çizgiler için diziler yıllardan daha küçük yaştaki kümeler bu türlerden hangi yıldızlar bulunur: tıkanıklık H ve Kahraman, NGC 6067, NGC 2362 ve Hyades (G).

Kütleli yıldızlarda, helyumun termonükleer olarak karbona dönüştürülmesiyle ilgili evrim aşaması bundan sonra başlar. parlaklıktaki artış ve bu tür yıldızların G.-R köyündeki kırmızı devlerin dalının sonuna doğru ilerlemesi. (şekil 5 ve 7). Bu, dejenere çekirdeklerinin daha yavaş sıkıştırılması ve ısınmasından kaynaklanır. Uzun dönem. değişkenler (Mira Ceti tipi yıldızlar, 3-7 genlik ile değişen parlaklık m ve yüzlerce günlük bir süre) ve kırmızı düzensiz ve yarı düzenli devler, tam olarak küresel ve eski açık kümelerin dev dalının uçlarında bulunur. Bu tür kümelerde daha kırmızı yıldızların olmaması, yıldızın yapısının yeniden yapılandırılmasının burada başladığını ve bunun sonucunda dev dalı terk ettiğini gösterir. Bu yeniden düzenleme, muhtemelen kırmızı devlerin ve Mira Ceti gibi yıldızların değişkenliğine neden olan şeydir. Bu tür yıldızların kütlelerinin doğrudan belirlenmesi, 1'e yakın olduklarını gösterir.

Devlerin dalından ayrıldıktan sonra, düşük kütleli yıldızlar, tipik D.-R. küresel kümeler, çavdar için hepsi büyük yaşta - yakl. 10 10 yıl (Şekil 7). Bu dalın kararsızlık şeridini geçen bölümü, yalnızca RR Lyrae yıldızları tarafından doldurulur ve bir günün kesirleri ile titreşir. Küresel kümeler bazen Cepheidlerin yanı sıra RV Toros tipi yıldızları içerir. Kararsızlık şeridine tam olarak nerede düştükleri bilinmiyor. Küresel kümelerin Sefeidleri, açık kümelerde ve galaktik düzlemde bulunan Sefeidlerden pek çok açıdan farklıdır; kütleleri, RR Lyrae tipi yıldızlarınki gibi, görünüşe göre 1'e yakındır.

Pirinç. 7. Hertzsprung diyagramındaki konum Kütleleri olan Russell değişen yıldızları 2'den az; CW - küresel cepheler bileşen (W Başak tipi), RR'ler - yıldızlar Noktalı RR Lyrae tipi P M - Mira Kita gibi yıldızlar, SRb - kırmızı değişken devler, RV - değişken süper devler (RV Taurus gibi). Gözü pek çizgiler dizileri gösterir bunların olduğu kümeler için yıldızlar (küresel küme M13 ve eski açık kümeler NGC 7789 ve NGC 188).

Novalar, tekrarlayan novalar, İkizler U yıldızları, nova benzeri ve simbiyotik değişkenler ile ilgili olarak, bunların olduğuna dair inanç giderek yaygınlaşmaktadır. evrimin geç bir aşamasında. U tipi İkizler yıldızları ve tekrarlanan novalar, döngü-genlik bağımlılığı ile birleştirilir: ilki onlarca gün aralıklarla 2-4 kadir, ikincisi onlarca yılda 5-6 kadir parlar. 8-12 genlikli tipik novaları beklemek için her türlü neden var. m bu bağımlılığı sürdürür ve yüzlerce, binlerce yıl sonra patlar. Bu tür birçok yıldızın dualitesi, spektrum tarafından kanıtlanmıştır. ve fotometrik gözlemler. bileşenlerin etkileşimi nedeniyle, tek yıldızların evriminden önemli ölçüde farklı olabilir. Patlamaların olası bir nedeni, hidrojen açısından zengin maddenin başka bir yıldızdan sıcak, hidrojenden yoksun bir yıldızın (beyaz cüce gibi) yüzeyine taşması olabilir ve bu da şiddetli termonükleer reaksiyonlara yol açabilir. Yeni yıldızlarda ikilik ve tutulmaların keşfi, kütlelerini tahmin etmeyi mümkün kıldı: bu sadece bir kesir. Tekrarlanan novalar arasında, ikili yıldız sistemleri arasında en kısa olanlardan biri olan 82 dakikalık bir periyodu olan WZ Arrow sistemi bulunmaktadır.

P. z. sadece temel değil çalışmanıza izin verin. yıldızların özellikleri, yapıları ve evrimi. Yıldız sistemlerinin yapısını ve evrimini incelemek için daha az önemli değiller. Başta Cepheidler, yeni yıldızlar ve RR Lyrae yıldızları olmak üzere birçok uzay yıldızı, uzak yıldız sistemlerine olan mesafeleri belirlemek için en iyi nesneler olarak hizmet eder (bkz.).

P. z'ye olan mesafelerin bilgisi. Bu verilerin, oluşturdukları yıldız galaksilerinin yapısını incelemek için kullanılmasına izin verir. alt sistemler. Tam olarak uzayların keşfi. P.'nin dağılımı z. Galaksimiz, farklı fiziksel yıldızların alt sistemlerinden oluşan Galaksinin düz, ara ve küresel bileşenlerinin varlığı hakkında sonuca varmamızı sağladı. türleri.

Her alt sistem kendi D.-R'si ile karakterize edilir. ve P. türleri z. Örneğin, RR Lyrae tipindeki küresel kümeler ve yıldızlar, küresel için tipiktir. bileşen ve açık kümeler ve Cepheidler, düz bir bileşenle ilişkilendirilir. P.'nin çalışması z. Belirli bir yıldız sisteminde, ne tür bir yıldız popülasyonunun özelliği olduğunu hemen söylemenize ve yaşını tahmin etmenize olanak tanır.

Bireysel P. z.'nin ayrıntılı bir araştırması ile birlikte. yeni P. z tespiti büyük önem taşımaktadır. ve ilginç anormal yıldızların tanımlanması ve burada astronomi amatörlerinin yardımı çok önemlidir. P.'nin araştırması z. yıldızların ve yıldız sistemlerinin yapısı ve gelişimi hakkındaki bilgilerimize büyük katkı sağlar.

Aydınlatılmış .:
Kaplan S.A., Physics of Stars, 3. baskı, Moskova, 1977; Kulikovsky L.G., Amatör bir astronominin el kitabı, 4. baskı, M., 1971; Tsesevich V.P., Değişken yıldızlar ve gözlemleri, M., 1980; Değişen yıldızların araştırma yöntemleri, M., 1971; Titreşen Yıldızlar, Moskova, 1970; Patlayan yıldızlar, M., 1970; Tutulan değişen yıldızlar, M., 1971; Durağan olmama fenomeni ve yıldız evrimi, M., 1974; Gershberg R.E., Küçük kütleli parlama yıldızları, M., 1978; Yıldızlar ve yıldız sistemleri, M., 1981; Cox D.P., Yıldız titreşimleri teorisi, çev. İngilizceden, M., 1983.

(Yu.N. Efremov)

Altında patlayan değişken yıldızlar kromosferik ve koronal bölgelerinde meydana gelen aktif süreçler ve parlamalar nedeniyle parlaklığını değiştiren yıldızları kastediyoruz. Parlaklık değişikliklerine genellikle genişlemiş zarfların oluşumu veya dökülmesi, maddenin değişken şiddette bir yıldız rüzgarı şeklinde dışarı akışı ve / veya çevreleyen yıldızlararası ortam ile etkileşim eşlik eder.

Yıldız kabuğu sıfırlama. Işığı yansıtan noktanın boyutundaki keskin bir artış nedeniyle, yıldızın görünen parlaklığı da keskin bir şekilde artar. Ancak zamanla, toz bulutu dağıldıkça parlaklık tekrar düşecektir.

Türlere ayrılmıştır:

• FU - FU Orion türünün (FU Ori) Orion değişkenleri. Yaklaşık 5-6 m'lik bir parlaklık artışı ile karakterize edilirler, bu birkaç ay boyunca devam eder ve ardından göreceli bir parlaklık sabitliği başlar. Maksimumda, parlaklık bazen on yıllarca devam eder, bazen 1-2m yavaş yavaş azalır. Maksimum parlaklıktaki spektral sınıflar Aea-Gpea içindedir.
  Patlamadan sonra, spektrumda daha yeni hale gelen kademeli bir emisyon gelişimi gözlemlenir. Belki de bu değişkenler, T Tauri (INT) türündeki Orion değişkenlerinin evrimsel aşamalarından birini karakterize eder, çünkü bu tür değişkenlerden biri (V1057 Cyg) benzer bir parlama gösterdi, ancak parlaklığı azaldı (11 yılda 2.5m) hemen sonra başladı. maksimuma ulaşıyor. Şu anda bilinen tüm FU Ori değişkenleri, yansıtıcı kuyruklu yıldız bulutsuları ile ilişkilidir.
• GCAS - tip (gama) Cassiopeia ((gamma) Cas) püsküren düzensiz değişkenler. Spektral tipte hızlı dönen yıldızlar Be III - V; ekvator bölgelerinde maddenin çıkışı ile karakterize edilir. Ekvator halkalarının veya disklerinin oluşumuna, yıldızın parlaklığında geçici bir azalma eşlik eder. Parlaklık değişiminin genlikleri l.5m V'a ulaşabilir.
• ben - zayıf çalışılmış düzensiz değişkenler, parlaklıktaki değişimin özellikleri ve spektral türleri bilinmiyor. Çok heterojen bir nesne grubu.
• IA - erken (O-A) spektral tiplerinin yetersiz çalışılmış yanlış değişkenleri.
• IB - orta (F-G) ve geç (K-M) spektral tiplerin düzensiz değişkenleri yetersiz çalışıldı.
• IN - Orion değişkenleri. Açık ve koyu dağınık bulutsularla ilişkili veya bu tür bulutsuların bölgelerinde gözlenen düzensiz püsküren değişkenler. Bazıları, eksenel dönüşle ilişkili parlaklıkta döngüsel bir değişime sahip olabilir. Spektrum-parlaklık diyagramında bölgede bulunurlar. ana sıra ve altdevler alanında. Görünüşe göre, daha fazla evrim sırasında ilk ana sabit parlaklık dizisinin yıldızlarına dönüşen genç nesnelerdir. Parlaklık varyasyonu aralığı birkaç değere ulaşabilir. Bir yıldızın parlaklığı hızlı değişiyorsa (l-10d'de 1m'ye kadar), tip sembolünün ardından S (INS) sembolü gelir. Aşağıdaki alt türlere ayrılırlar:
  • INA - Erken spektralin Orion değişkenleri B-A sınıfları veya Ae. Zaman zaman keskin Algol benzeri parlaklık zayıflaması (Т veya i) ile karakterize edilirler.
  • INB- Orta ve geç spektral tip F-M veya Fe-Me'nin (BH Ser, AH Ori) Orion değişkenleri. F Sınıfı yıldızlar, INA alt tipindeki yıldızlarda olduğu gibi, algolepal benzeri parlaklık zayıflamaları sergileyebilir; K-M yıldızlarında, parlaklıktaki düzensiz değişimlerle birlikte parlamalar gözlemlenebilir.
  • INT- T Tauri (T Tau) tipi Orion değişkenleri. Aşağıdaki (yalnızca spektral) özellikler temelinde bu tipe aittirler. Spektral sınıflar Fe-Me içinde bulunur. En tipik yıldızların spektrumu güneş kromosferininkine benzer. Türün belirli bir özelliği, floresan emisyon çizgilerinin Fel (lambda) (lambda) 4046, 4132 (bu yıldızlarda anormal derecede yoğun), emisyon çizgilerinin [S II] ve [OI] ve ayrıca Li'nin absorpsiyon çizgisinin varlığıdır. I (lambda) 6707. Bu değişkenler genellikle sadece yaygın bulutsularda gözlenir. Bulutsu bağlantısı fark edilmezse, tip sembolündeki N harfi atlanabilir - IT (RW Aur).
  • IN (YY) - Bazı Orion değişkenlerinin (YY Ori) tayfında, emisyon çizgilerinin uzun dalga tarafında, maddenin yıldızın yüzeyinde düşüşünü gösteren karanlık bileşenler gözlenir. Bu durumda, tür karakterini parantez içinde YY karakteri takip edebilir.
• IS, dağınık bulutsularla açıkça ilişkili olmayan hızlı düzensiz değişkenlerdir ve birkaç saat veya gün boyunca 0,5-1,0 m'lik parlaklık değişimleri gösterir. Hızlı düzensiz ve Orion değişkenleri arasında keskin bir sınır yoktur.
  Dağınık bulutsunun bölgesinde hızlı bir düzensiz gözlemlenirse, bu Orion değişkenlerine aittir ve INS sembolü ile gösterilir. periyodik. GCVS'nin üçüncü baskısında bu türe atanan yıldızların çoğunun, örten ikili dosyalar, RR Lyr değişkenleri ve hatta BL Lac türünden ekstragalaktik nesneler olduğu ortaya çıktı.
  • ISA - hızlı yanlış erken spektral türleri BA veya Ae.
  • ISB - orta ve geç spektral tip F-M veya Fe-Me'nin hızlı düzensizlikleri.
• RCB - R Northern Crown (R CrB) tipi değişkenler. Hem püsküren hem de titreşen Bpe-R tayf türünden hidrojence fakir, karbon bakımından zengin ve helyumca zengin, yüksek parlaklıkta yıldızlar. 1 ila 9m V arasında değişen, birkaç on ila yüzlerce gün süren, yavaş, periyodik olmayan parlaklık bozulmaları ile karakterize edilirler. Bir yıldız büyüklüğünün birkaç onda birine kadar genliğe sahip döngüsel titreşimler ve 30 ila 100d arasındaki periyotlar bu değişikliklerin üzerine bindirilir.
• RS - RS türü Hounds'un patlayan değişkenleri. Bu tip, spektrumda H ve K Ca II emisyonu olan, bileşenleri kromosferik aktiviteyi artıran, parlaklıklarının yörüngeye yakın bir periyotla yarı periyodik değişkenliğine ve genellikle 0.2m V'ye ulaşan değişken genliğe neden olan yakın ikili sistemleri içerir. (UX Ari) ... X-ışını kaynakları. Aynı zamanda, değişkenlerdir ve RS CVn'nin kendisi de bir tutulma sistemidir (aşağıya bakınız).
• SDOR, S Dor değişkenleridir. Bpeq-Fpeq tayf türünden, 1m ila 7m V arasında bir genlik ile düzensiz (bazen döngüsel) parlaklık değişimleri gösteren, yüksek parlaklığa sahip püsküren yıldızlar. Genellikle, gözlemlendikleri gökadalardaki en parlak mavi yıldızlar. Kural olarak, yaygın bulutsularla ilişkilidirler ve genişleyen kabuklarla (P Cyg, (eta) Araba) çevrilidirler.
• UV - UV Cet tipinin patlamalı değişkenleri. Spektral tipteki yıldızlar KVe-MVe; bazen, spektrumun ultraviyole bölgesinde çok daha yüksek olan, birkaç onda bir ile 6m V arasında bir genliğe sahip parlamalar yaşarlar. Patlamanın başlamasından saniyeler veya on saniyeler sonra maksimum parlaklığa ulaşılır; yıldız birkaç dakika veya on dakika içinde normal parlaklığına döner.
• UVN - Ke-Me spektral türlerinin Flare Orion değişkenleri. Fenomenolojik olarak, Güneş çevresinde gözlemlenen UV Ceti tipi değişkenlerden neredeyse ayırt edilemezler. Bulutsu ile bağlantılara ek olarak, ortalama olarak daha erken tayf türleri, daha yüksek parlaklıklar ve daha yavaş parlama gelişimi (V389 Ori) ile karakterize edilirler. Muhtemelen, bunlar, parlamaların üst üste bindirildiği yanlış parlaklık değişikliklerinde, INB tipinde bir tür Orion değişkenleridir.
• WR - Wolf-Rayet patlama değişkenleri. Geniş emisyon çizgileri HeI, HeII ve ayrıca CII-CIV, OII-OV veya NIII-NV olan yıldızlar. Görünüşe göre, fiziksel nedenlerden, özellikle de bu yıldızların yüzeyinden madde çıkışının durağan olmamasından kaynaklanan, 0.1 m V'ye kadar parlaklıktaki düzensiz değişiklikler ile karakterize edilirler.

Titreşen değişen yıldızlar

Darbeli değişen yıldızlar yüzey katmanlarının periyodik olarak genişlemesini ve büzülmesini gösteren yıldızları aramak gelenekseldir. Dalgalanmalar radyal veya radyal olmayan olabilir. Radyal titreşimlerle yıldızın şekli küresel kalır. Radyal olmayan titreşimler durumunda, yıldızın şekli küresel olandan periyodik olarak sapar ve yüzeyinin bitişik kısımları bile zıt salınım fazlarında olabilir.
Periyodun büyüklüğüne, yıldızın kütlesine, evrim aşamasına ve olgunun ölçeğine bağlı olarak, aşağıdaki türler titreşen değişkenler.

• ACYG - (alfa) Cygnus ((alfa) Cyg) türündeki değişkenler. Beq -Aeq Ia spektral tiplerinin herrad olarak titreşen üstdevleri; 0.1m mertebesinde bir genliğe sahip parlaklık değişimleri genellikle yanlış görünmektedir, çünkü bunlara yakın periyotlarla birçok salınımın üst üste binmesi neden olmaktadır. Birkaç günden birkaç on güne kadar olan döngüler gözlenir.
• BCEP - (beta) Cephei ((beta) Ser, (beta) CMa) türündeki değişkenler. 0,1-0,6d arasında değişen parlaklık ve radyal hızlara ve 0,01 ila 0,3 m V arasında değişen parlaklık genliklerine sahip O8-B6 IV spektral türlerinin titreşimli değişkenleri. Işık eğrileri, ortalama radyal hız eğrilerine benzer, ancak onların gerisindedir. maksimum parlaklık maksimum sıkıştırmaya, yani yıldızın minimum yarıçapı. Bu yıldızların çoğu radyal titreşimlere sahip görünüyor, ancak bazıları (V469 Per) radyal olmayan titreşimlerle karakterize ediliyor; çoğu, çok dönemlilikle karakterize edilir.
• BCEPS - B2-B3 IV-V spektral sınıflarının (beta) Ser tipinin kısa dönemli değişken grubu; parlaklık değişiminin periyotları ve genlikleri sırasıyla 0.02-0.04d ve 0.015-0.025m aralığındadır, yani. (beta) Ser tipi yıldızlarda genellikle gözlenenden daha küçük bir büyüklük sırası.
• YSÖP -. l d ila 135 d arasındaki periyotlara ve birkaç yüzde bir ila 2 m V genliklere sahip (B sisteminde, V'den daha büyük) yüksek parlaklığa sahip radyal olarak titreşen değişkenler (parlaklık sınıfları Ib-II). Spektral tipler maksimum parlaklıkta F, minimum G-K'de ve daha sonra parlaklık değişimi periyodu uzar. Görüş hattı hızı Vr, pratikte ışık eğrisinin ayna görüntüsüdür ve yüzey katmanlarının maksimum genişleme hızı, yıldızın maksimum parlaklığı ile neredeyse aynı anda gözlenir.
• CEP (B) - Cepheidler (TU Cas, V367 Sct), iki veya daha fazla aynı anda hareket eden titreşim modunun varlığı ile karakterize edilir (genellikle P0 periyoduna sahip temel ton ve P1 periyoduna sahip ilk ton). P0 periyotları 2d ila 7d aralığındadır. Oran P1 / P0≈0.71.
• CW - W Virgo (W Vir) tipi değişkenler. Yaklaşık 0,8 ila 35d periyotları ve 0,3 ila 1,2m V genlikleri olan küresel bileşenin veya Galaxy diskinin eski bileşeninin titreşimli değişkenleri. Bunlar, değişkenler için benzer bağımlılıktan farklı olan bir periyot parlaklık bağımlılığı ile karakterize edilir ( delta) Cephei tipi - aşağıya bakın (DCEP). Aynı dönemde, Başak tipi W değişkenleri, (delta) Cephei tipi değişkenlerden 0,7-2l daha zayıftır. Başak tipi W değişkenlerinin ışık eğrileri, karşılık gelen periyotların (delta) Cephei tipi değişkenlerinin ışık eğrilerinden ya genlik ya da alçalan daldaki tümseklerin varlığı ile farklılık gösterir, bazen geniş bir düz maksimuma büyür. Eski küresel kümelerde ve yüksek galaktik enlemlerde bulunur. Alt türlere ayrılmıştır:
  • CWA - 8d'den büyük periyotlara sahip W Başak tipi değişkenler (W Vir).
  • CWB - 8d'den küçük periyotlara sahip Başak tipi W değişkenler (BL Her).
• DCEP - klasik Cepheidler, (delta) Cepheus ((delta) Ser) türündeki değişkenler. Hertzsprung-Russell diyagramında kararsızlık bandında ana diziden ayrıldıktan sonra yer alan nispeten genç nesneler. İyi bilinen periyot-parlaklık ilişkisine uyarlar; Galaksinin düz bileşenine ait, açık kümelerde bulunur; ışık eğrisinin şekli ile periyodun uzunluğu arasında belirli bir yazışmanın varlığı ile karakterize edilir.
• DCEPS - amplitüdleri 0,5m V'den (0,7m V) daha az olan ve neredeyse simetrik ışık eğrilerine (Mm ≈ 0.4-0.5P) sahip ((delta) Cephei tipinin değişkenleri); periyotlar, kural olarak, 7d'yi geçmez; bu yıldızların ilk üst tonda titreşmeleri ve/veya ana diziden (SU Cas) ayrıldıktan sonra ilk kez kararsızlık bandını geçmeleri olasıdır.
  Geleneksel olarak, (delta) Cephei ve W Başak türlerinin değişkenleri genellikle Cepheidler olarak adlandırılır, çünkü genellikle (3d'den 10d'ye kadar olan dönemlerde) bu türlerin değişkenlerini ışık eğrisinin şekliyle birbirinden ayırt etmek imkansızdır. .
  Ancak gerçekte bunlar, evrimin farklı aşamalarında tamamen farklı nesnelerdir. Başak W-tipi yıldızlar ve Cepheidler arasındaki önemli spektral farklılıklardan biri, birincisinin belirli bir faz aralığındaki tayflarında, emisyonların hidrojen çizgilerinde ve Sefeidlerin tayflarında H ve K Ca II'de gözlemlenmesidir. çizgiler.
• DSCT - (delta) Shield ((delta) Set tipindeki değişkenler). A0-F5III-Vc spektral tiplerinin titreşimli değişkenleri, büyüklük değişim genlikleri 0.003 ila 0.9m V (esas olarak yıldız büyüklüğünün birkaç yüzde biri) ve 0.01 ila 0.2d arası periyotlarla.Işık eğrisinin, periyodun ve genliğin şekli genellikle büyük ölçüde değişir. Hem radyal hem de radyal olmayan titreşimler gözlenir. Bu tür bazı yıldızlarda, parlaklık değişkenliği ara sıra meydana gelir ve bazen tamamen durur; bunun, 0,001 m'den fazla olmayan bir alt genlik sınırına sahip güçlü genlik modülasyonunun bir sonucu olması mümkündür. Parlaklık eğrisi, radyal hız eğrisinin neredeyse bir ayna görüntüsüdür: yıldızın yüzey katmanlarının maksimum genişleme hızı, maksimum parlaklığın 0.1P'den fazla gerisinde kalmaktadır.
  DSCT tipi yıldızlar, Galaksinin düz bileşeninin temsilcileridir. Fenomenolojik olarak, SXPHE tipindeki değişkenlere bitişiktirler (aşağıya bakınız).
• DSCTC, Kalkan tipi (delta) değişkenlerinin düşük genlikli bir grubudur (parlaklık değişikliğinin genliği 0,1 m V'den azdır). Bu alt türün çoğu temsilcisi parlaklık sınıfı V yıldızlardır; kural olarak, bu tür nesneler açık yıldız kümelerinde bulunur.
• L - yavaş geçersiz değişkenler. Parlaklık değişimleri herhangi bir periyodiklik belirtisi içermeyen veya periyodikliği zayıf ifade edilen, yalnızca zaman zaman meydana gelen değişken yıldızlar. Değişkenlerin bu türe ve ayrıca tip I'e atanması, genellikle yalnızca bu nesneler hakkında yetersiz bilgiden kaynaklanır. Birçoğu yarı-düzenli değişkenler veya başka türdeki değişkenler olabilir.
• LB - kural olarak devler (CO Cyg) geç spektral tip K, M, C ve S'nin yavaş değişen düzensiz değişkenleri. Yavaş kırmızı düzensiz değişkenler de katalogda bu türe, spektral türleri ve parlaklıkları hala bilinmediğinde atanır.
• LC, l.0m V (TZ Cas) mertebesinde bir genliğe sahip geç spektral tiplerin düzensiz değişken üstdevleridir.
• M - Mira Cet ((omicron) Cet) türündeki değişkenler. Geç sınıf Me, Ce, Se'nin karakteristik emisyon spektrumlarına sahip, 2.5m ila 11m V arasında büyüklük değişim genlikleri, iyi tanımlanmış bir periyodiklik ve 80d ila 1000d arasında değişen periyotlara sahip uzun periyotlu değişken devler. Kızılötesi parlaklık genlikleri küçüktür ve 2,5 m'den az olabilir. Örneğin K sisteminde genellikle 0,9m'yi geçmezler. Genlikler 1-1.5m'yi aşarsa, ancak parlaklık değişikliklerinin gerçek genliğinin 2.5m'yi geçtiğine dair bir kesinlik yoksa, M sembolüne iki nokta üst üste eşlik eder veya yıldız yarı düzenli değişkenlerin türüne aittir ve iki nokta üst üstedir. ayrıca bu türün (SR) sembolünün yanına yerleştirilir.
• PVTEL - PV Teleskop tipinin değişkenleri (PV Tel). Bp helyum süperdevleri, zayıf hidrojen çizgileri, güçlendirilmiş helyum ve karbon çizgileri ile karakterize edilir, 0.1 ila l d periyotlarla atım yapar veya bir yıllık zaman aralıklarında yaklaşık 0.1 m V genlik ile değişen parlaklık.
• RR - RR Lyrae tipi değişkenler. 0.2 ila l.2d arasında değişen periyotlara ve 0.2 ila 2 m V genlik değişim genliklerine sahip spektral tip A - F'nin radyal olarak titreşen devleri. Hem ışık eğrisinin şeklinin hem de periyodun değişkenlik durumları bilinmektedir. Bu değişiklikler periyodik ise Blazhko etkisi olarak adlandırılır.
  Geleneksel olarak, RR Lyrae değişkenleri bazen kısa dönemli Cepheidler veya küresel küme değişkenleri olarak adlandırılır. Çoğu durumda, Galaksinin küresel bileşenine dahil edilirler, bazı küresel kümelerde (yatay dalın titreşen yıldızları) bulunurlar (bazen çok sayıda). Sefeidler gibi, bu yıldızların yüzey katmanlarının maksimum genişleme hızı, pratik olarak parlaklıklarının maksimumuyla örtüşür.
• RR (B) - aynı anda çalışan iki pulsasyon modunun varlığı ile karakterize edilen RR Lyrae tipinin değişkenleri - P1 (AQ Leo) periyodu ile ilk aşırı tonun P0 periyoduna sahip temel ton. Р1 / Р0 ≈ 0.745 oranı.
• RRAB - RR Lyrae tipi değişkenler, asimetrik ışık eğrisi (dik yükselen dal), 0,3 ila l,2 d arasında periyotlar ve 0,5 ila 2 m V (RR Lyr) genlikleri ile.
• RRC - RR Lyrae tipi değişkenler, neredeyse simetrik, bazen sinüzoidal, 0,2 ila 0,5 d periyotlu ve 0,8 V'u (SX UMa) aşmayan genliklere sahip ışık eğrileri.
• RV - RV Taurus (RV Tau) tipi değişkenler. Maksimum parlaklıkta F-G ve minimum parlaklıkta K-M spektral tiplerinin radyal olarak titreşen üstdevleri. Işık eğrileri, alternatif ana ve ikincil minimumlara sahip çift dalgaların varlığı ile karakterize edilir, derinliği değişebilen, böylece ana minimumlar ikincil olanlara dönüşebilir ve bunun tersi de geçerlidir; parlaklık değişikliklerinin toplam genliği 3-4m V'ye ulaşabilir. Genellikle resmi olarak adlandırılan iki bitişik ana minimum arasındaki süreler 30 ila 150d arasındadır (katalogda listelenmiştir). RVA ve RVB alt tiplerine ayrılırlar.
• RVA - Ortalama değeri değişmeyen RV Toros tipi değişkenler (AC Her).
• RVB - ortalama değeri 600 ila 1500 d arasında bir süre ve 2m V'ye kadar bir genlikle periyodik olarak değişen RV Toros tipi değişkenler (DF Cyg, RV Tau).
• SR yarı düzenli değişkenlerdir. Çeşitli düzensizliklerin eşlik ettiği veya zaman zaman bozduğu, belirgin bir periyodik parlaklık değişikliğine sahip olan orta ve geç spektral tipteki devler veya süperdevler. Periyotlar 20 ila 2000 d arasında ve daha fazladır, ışık eğrilerinin şekilleri çok çeşitli ve değişkendir, genlikler birkaç yüzde bir ila birkaç büyüklük arasındadır (genellikle 1 - 2m V).
• SRA'lar, kural olarak küçük (2,5m V'den az) parlaklık genliklerine (Z Aqr) sahip olan, sabit bir periyodikliğe sahip geç spektral tiplerin (M, C, S veya Me, Ce, Se) yarı düzenli değişken devleridir. Işık eğrilerinin genlikleri ve şekilleri genellikle değişir. Periyotlar 35 ila 1200 d aralığındadır. Bu yıldızların çoğu, Mira Ceti tipi değişkenlerden yalnızca daha küçük bir parlaklık değişimi büyüklüğü ile farklılık gösterir.
• SRB - geç spektral tiplerin (M, C, S veya Me, Ce, Se) yarı düzenli değişken devleri, kötü ifade edilmiş periyodikliğe sahip (ortalama döngü - 20 ila 2300 d arası) veya periyodik değişikliklerin yerini yavaş düzensiz dalgalanmalar veya aralıklarla değiştiriyor. parlaklık sabitliği (RR CrB, AF Cyg). Bu yıldızların her biri, genellikle katalogda verilen periyodun (döngü) bir ortalama değeri ile karakterize edilir. Bazı durumlarda, bu yıldızlar iki veya daha fazla parlaklık değişimi periyodunun eşzamanlı hareketini sergiler.
• SRC, M, C, S veya Me, Ce, Se ((mi) Ser) geç spektral tiplerinin yarı düzenli değişken üstdevleridir. Genlikler 1m mertebesindedir, parlaklık değişimi periyotları 30 d'den birkaç bin güne kadardır.
• SRD - F, G, K spektral sınıflarının yarı düzenli değişken devleri ve üstdevleri, bazen spektrumda emisyon çizgileri ile. Parlaklıklarındaki değişikliklerin genlikleri 0,l ila 4m) periyot aralığındadır - 30 ila 1100 d (SX Her, SV UMa).
• SXPHE - SX Phoenix (SX Phe) değişkenleri. Görünüş olarak DSCT tipindeki değişkenlere benzer şekilde, bunlar küresel bileşenin veya A2-F5 spektral tiplerinin Galaxy diskinin eski bileşeninin titreşen alt cüceleridir; Bu nesnelerden y, birkaç salınım periyodu, kural olarak, 0,4 ila 0,08 d arasında, 0,7m V'ye ulaşabilen değişken bir parlaklık değişimi genliği ile aynı anda gözlemlenebilir. Küresel kümelerde bulunurlar.
• ZZ - ZZ Cet tipinin değişkenleri (ZZ Cet). Parlaklığı 30 saniye ile 25 dakika arasında değişen ve genlikleri 0,001 ile 0,12 m V arasında değişen radyal olarak titreşmeyen beyaz cüceler. Genellikle, bir yıldızın birkaç yakın periyodu vardır. Bazen 1m'de parlamalar gözlenir, ancak bu, UV Cet tipi yakın bir uydunun varlığı ile açıklanabilir. Alt türlere ayrılmıştır:
  • ZZA - ZZ Cet tipi spektral sınıf DA'nın (ZZ Cet) hidrojen değişkenleri, sadece spektrumda hidrojen absorpsiyon çizgileri ile.
  • ZZB - spektrumlarında sadece He absorpsiyon çizgilerinin gözlemlendiği ZZ Cet tipi spektral tip DB'nin helyum değişkenleri.

Dönen değişken yıldızlar

Dönen değişken yıldızlar Parlaklık değişkenliği gözlemciye göre eksenel dönüşlerinden kaynaklanan homojen olmayan yüzey parlaklığına veya elips şeklinde yıldızlara denir. Yüzey parlaklık dağılımının homojen olmaması, ya noktaların varlığından ya da genel olarak, ekseni ile çakışmayan bir manyetik alanın etkisi altındaki yıldız atmosferinin sıcaklığından ve kimyasal homojensizliğinden kaynaklanabilir. yıldızın dönüşü. Türlere ayrılmıştır:

• ACV - Tip değişkenleri (alfa) 2 Hounds ((alfa) 2 CVn). Güçlü manyetik alanlara sahip B8p - A7p spektral türlerinin ana dizi yıldızları. Spektrumlarında, silikon, stronsiyum, krom ve nadir toprak elementlerinin çizgileri, manyetik alan ve parlaklık periyoduna eşit (0,5 - 160 d ve daha fazla) yıldızın dönüş periyodu ile yoğunlukta değişen, anormal bir şekilde geliştirilir. ). Parlaklık değişiminin genlikleri genellikle 0,01 - 0,1m V aralığındadır.
• ACVO, (alfa) 2 CVn gibi hızlı salınan değişkenlerdir. Görünüşe göre, spektral tip Ap'nin (DO Eri) radyal olarak titreşimli olmayan dönen manyetik değişkenleri. Titreşim periyotları 0,01d veya daha azdır, titreşimlerin neden olduğu parlaklık değişimlerinin genlikleri 0,01m V mertebesindedir. Bu değişiklikler, dönüşten kaynaklanan parlaklık değişimlerinin üzerine bindirilir.
• BY - BY Dragon (BY Dra) türündeki değişkenler. Emisyon yıldızları, dKe - dMe tayf türlerinin cüceleridir ve bir günün kesirlerinden 120d'ye kadar periyotlarla ve birkaç yüzde bir ile 0,5 m V arasında genliklerle yarı periyodik parlaklık değişimleri gösterir. Parlaklık değişkenliği, yıldızların değişen derecelerde eksenel dönüşünden kaynaklanır. yüzey parlaklığı homojensizliği (noktalar) ve kromosferik aktivite. Bunlardan bazıları, UV Cet yıldızlarına benzer parlamalara sahiptir; bu gibi durumlarda, aynı zamanda erüptif olarak kabul edilen UV tipine de aittirler.
• ELL - elipsoidal değişkenler (b Per, (alfa) Vir). Gözlemciye bakan yayıcı yüzey alanındaki bir değişiklik nedeniyle, ancak tutulmalar olmadan, görünen toplam parlaklığı yörünge hareketi periyoduna eşit bir süre ile değişen elipsoidal bileşenlere sahip yakın ikili sistemler. Parlaklık değişiminin genlikleri 0.1m V'yi geçmez.
• FKCOM - Veronica tipi FK Saçının Değişkenleri (FK Com). Geniş H ve K Ca II emisyon çizgileri ve bazen H (alfa) emisyonu ile G-K spektral tiplerinin düzgün olmayan yüzey parlaklığına sahip hızlı dönen devler. Ayrıca spektral ikili dosyalar olabilirler. Parlaklık değişim periyotları (birkaç güne ulaşan) dönme periyotlarına eşittir ve genlikler yıldız büyüklüğünün onda birkaçıdır. Bu nesnelerin, EW tipi yakın ikili sistemlerin daha fazla evriminin sonucu olması mümkündür (W UMa, aşağıya bakınız).
• PSR - optik olarak değişken pulsarlar (CM Tau). Radyo, optik ve X-ışını dalga boylarında yayan, güçlü manyetik alanlara sahip hızlı dönen nötron yıldızları. Pulsardan gelen radyasyon dar bir yönlenme modeline sahiptir. Parlaklık değişiminin periyotları dönme periyotlarıyla (0,001 ila 4 saniye arasında) çakışır, ışık darbelerinin genliği 0,8m'ye ulaşır.
• SXARI - SX Aries tipinin değişkenleri (SX Ari). HeI, Si III çizgilerinin ve manyetik alanların değişken yoğunluklarına sahip, bazen helyum değişkenleri olarak adlandırılan B0p-B9p spektral türlerinin ana dizi yıldızları. Parlaklık ve manyetik alan değişiklikleri (1d mertebesinde) periyotları dönme periyotlarıyla çakışır, genlikler 0.lm V mertebesindedir. Bu yıldızlar (alfa) 2 tipindeki değişkenlerin yüksek sıcaklık analoglarıdır. özgeçmiş

Patlayıcı ve nova benzeri değişkenler

patlayan yıldızlar yüzey katmanlarında () veya iç kısımlarında () meydana gelen termonükleer patlamaların neden olduğu parlamaları gösteren yıldızlara denir. Çevredeki uzay hacimlerinde (UG tipi yıldızlar, aşağıya bakınız) enerjinin hızlı salımı ile ilişkili nova benzeri parlamaları gösteren nova benzeri değişkenler olarak sınıflandıracağız, ayrıca parlama göstermeyen ancak benzer nesneler olarak sınıflandıracağız. minimum parlaklıkta patlayıcı değişkenlere spektral ve diğer özelliklerde.
Patlayıcı ve nova benzeri değişkenlerin çoğu, bileşenleri birbirlerinin evrimi üzerinde en güçlü karşılıklı etkiye sahip olan yakın ikili sistemlerdir. Sistemin sıcak cüce bileşeninin çevresinde, daha soğuk ve daha kapsamlı bir bileşene kaybolan maddenin oluşturduğu bir birikim diski sıklıkla gözlenir. Türlere ayrılmıştır:

• N - Yeni yıldızlar. 0,05 ila 230d arasında yörünge dönemleri olan yakın ikili dosyalar; bu sistemlerin bileşenlerinden biri, bir günden birkaç on veya yüzlerce güne kadar olan bir süre içinde parlaklığını beklenmedik bir şekilde 7 - 19mV artıran sıcak bir cüce yıldızdır. Birkaç aydan birkaç on yıla kadar bir süre boyunca, sistemin parlaklığı orijinal durumuna geri döner.
  En azından parlaklıkta küçük farklılıklar gösterebilirler. Soğuk bileşenler devler, altdevler veya K-M spektral türlerinin cüceleridir. Maksimum parlaklık yakınındaki Novye tayfı, ilk başta yüksek parlaklığa sahip A-F yıldızlarının absorpsiyon tayfına benzer. Ardından, spektrumda hidrojen, helyum ve absorpsiyon bileşenleri olan diğer elementlerin geniş emisyon çizgileri (bantları) belirir ve bu da hızla genişleyen bir zarfın varlığını gösterir. Parlaklık azaldıkça, karmaşık spektrumda, sıcak bir yıldız tarafından uyarılan gazlı bulutsuların tayfının özelliği olan yasak salma çizgileri belirir. Minimum parlaklıkta, nova spektrumları, kural olarak, süreklidir veya Wolf-Rayet yıldızlarının spektrumlarına benzer.
  Soğuk bileşenlerin belirtileri yalnızca en büyük sistemlerin spektrumlarında bulunur. Patlamadan sonra, bazı novalar 100 saniyelik periyotlarla ve yaklaşık 0,05 m V genlikli sıcak bileşenlerin titreşimleri sergiler. Bazı novalar da doğal olarak gölgeleme sistemleri olarak ortaya çıkar. Parlaklık değişiminin doğası gereği, Yeniler hızlı (NA), yavaş (NB), çok yavaş (NC) ve tekrarlanan (NR) olarak ayrılır.
• NA - Hızlı Yeni, 100 gün veya daha kısa sürede maksimum 3m'ye ulaştıktan sonra parlaklıkta hızlı bir artış ve azalan parlaklık ile karakterize edilir (GKPer).
• Not - yavaş Yeni, 150 gün veya daha uzun süre boyunca maksimum 3 m'ye ulaştıktan sonra parlaklığı azaltır (RR Pic). T Aur ve DQ Her gibi novaların ışık eğrisinde bilinen bir "düşüş"ün varlığını hesaba katmaz: parlaklıktaki azalma oranı, bölümleri önce ve sonra olan düz bir eğri şeklinden tahmin edilir. "daldırma" dan sonra birbirinin doğrudan devamıdır.
• NC - Çok yavaş gelişen, on yıldan fazla bir süre maksimum parlaklıkta kalan ve çok yavaş solan yeni. Patlamadan önce, bu nesneler 1-2m V (RR Tel) genliği ile uzun dönemli parlaklık değişimleri gösterebilir; görünüşe göre bu sistemlerin soğuk bileşenleri devler veya üstdevler, bazen yarı düzenli değişkenler ve hatta Mira Ceti tipinin değişkenleridir. Flaş genliği 10m'ye kadar olabilir. Yüksek uyarımlı emisyon spektrumu, gezegenimsi bulutsuların, Wolf-Rayet yıldızlarının ve simbiyotik değişkenlerin spektrumlarına benzer. Bu nesnelerin ortaya çıkan gezegenimsi bulutsular olması mümkündür.
• NL - nova benzeri değişken yıldızlar Parlaklık veya spektral özelliklerdeki değişikliklerin doğasında novalara benzer, yetersiz çalışılan nesneler. Bunlar sadece nova benzeri parlamalar gösteren değişkenleri değil, aynı zamanda parlamaların hiç gözlemlenmediği nesneleri de içerir; yeni benzeri değişkenlerin spektrumları, önceki novaların spektrumlarına benzer ve küçük parlaklık değişiklikleri, minimum parlaklıkta önceki novaların karakteristiklerine benzer. Bununla birlikte, genellikle, uygun bir araştırmadan sonra, bu çok heterojen nesne grubunun bireysel temsilcileri, farklı türde değişen yıldızlara atfedilebilir.
• NR - tekrarlanan Yeni. Tipik novalardan farklıdırlar, çünkü bir değil, 10 ila 80 yıl (T CrB) aralıklarla ayrılmış iki veya birkaç parlama kaydetmişlerdir.
• SN - süpernova (B Cas, CM Tau). Patlamanın bir sonucu olarak, parlaklıklarını hızla 20 kadir veya daha fazla artıran ve ardından yavaş yavaş sönen yıldızlar. Patlama sırasındaki tayf, genişliği Nova yıldızlarının tayfında gözlemlenen parlak bantların genişliğinden birkaç kat daha büyük olan çok geniş emisyon bantlarının varlığı ile karakterize edilir; kabuğun genişleme hızı birkaç bin km / s'dir. Patlamadan sonra yıldızın yapısı tamamen değişir. Süpernovanın yerine genişleyen bir salma bulutsusu ve (her zaman gözlenmeyen) bir pulsar kalır. Işık eğrilerinin şekline ve spektral özelliklerine göre tip I ve II'ye ayrılırlar.
• SNI - Tip I süpernova. Spektrum, hidrojen hariç Ca II, Si, vb. absorpsiyon çizgilerini içerir. Genişleyen kabuk neredeyse hidrojenden yoksundur. Maksimumdan 20 - 30 d sonra, parlaklık günde yaklaşık 0,lm oranında azalır, ardından parlaklıktaki azalma hızı yavaşlar ve daha sonra sabit hale gelir - günde 0,014 m.
• SNII - tip II süpernova. Spektrum, hidrojen ve diğer elementlerin çizgilerini gösterir. Genişleyen kabuk öncelikle hidrojen ve helyumdan oluşur. Işık eğrileri, tip I süpernovaların ışık eğrilerinden daha çeşitlidir. Maksimumdan 40 - 100 d sonra, parlaklık azalma oranı genellikle günde 0.1 m'dir.
• UG - genellikle cüce nova olarak adlandırılan U Gemini tipinin (U Gem) değişkenleri. Roche'un iç kritik yüzeyinin hacmini dolduran bir cüce yıldız veya spektral tip K-M altdevinden ve bir yığılma diski ile çevrili beyaz bir cüceden oluşan yakın ikili sistemler. Yörünge periyotları 0,05 ila 0,5d aralığındadır. Genellikle, sistemin yalnızca küçük, hızlı parlaklık dalgalanmaları gözlenir, ancak zaman zaman parlaklık, birkaç büyüklük ile hızla artar ve birkaç gün veya onlarca gün sonra orijinal durumuna geri döner. Belirli bir yıldızdaki ardışık iki parlama arasındaki aralıklar büyük ölçüde değişebilir, ancak her yıldız bu aralıkların belirli bir ortalama değeri ile karakterize edilir - parlaklık değişiminin ortalama genliğine karşılık gelen ortalama bir döngü. Döngü ne kadar büyükse, o kadar büyük
  genlik. X-ışını kaynakları. Sistemin minimum parlaklıktaki spektrumu, geniş hidrojen ve helyum emisyon çizgileriyle süreklidir. Maksimum parlaklıkta bu çizgiler neredeyse yok oluyor veya sığ soğurma çizgilerine dönüşüyor. Bu sistemlerden bazıları gölgede kalıyor ve ana minimumun, üzerine düşen bir K-M yıldızından çıkan bir gaz akımı tarafından yığılma diskinde oluşturulan bir sıcak noktanın tutulmasından kaynaklandığı varsayılabilir.
  Parlaklık değişiminin doğasına göre, U Gem tipi değişkenler üç alt tipe ayrılabilir: SS Cyg, SU UMa ve Z Cam.
• UGSS - SS Cyg (SS Cyg, U Gem) türündeki değişkenler. 1-2d'de 2-6m V ile parlaklıklarını arttırırlar ve birkaç gün içinde orijinal parlaklıklarına geri dönerler. Döngü değerleri 10d ila birkaç bin gün arasında değişir.
• UGSU - SU Büyük Ayı (SU UMa) türünün değişkenleri. Normal ve süpermaksimum olmak üzere iki tür alevin varlığı ile karakterize edilirler. Normal, kısa, parlamalar UGSS yıldızlarınınkilere benzer. Süper maksimumlar normalden 2 m daha parlak, beş kattan daha uzun (daha geniş) ve normalden üç kat daha az sıklıkta ortaya çıkıyor. Süper maksimum sırasında, ışık eğrisi, yörünge periyoduna yakın bir periyot ve yaklaşık 0,2 - 0,3 m V genlik ile üst üste bindirilmiş periyodik salınımlar (süper tümsekler) sergiler. Yörünge periyotları 0,1d'den azdır, spektral uydu tipi dM'dir.
• UGZ - Z Zürafa (Z Cam) tipi değişkenler. Ayrıca döngüsel parlamalar gösterirler, ancak UGSS tipindeki değişkenlerin aksine, bazen bir patlamadan sonra orijinal parlaklıklarına geri dönmezler, ancak birkaç döngü için maksimum ve minimum arasında bir orta büyüklük korurlar. Döngü değerleri 10 ila 40d aralığındadır, parlaklık değişiminin büyüklüğü 2 ila 5m V arasındadır.
• ZAND - Z tipi Andromeda (Z And) simbiyotik değişkenleri. Sıcak bir yıldız, geç tayf türünde bir yıldız ve sıcak yıldızdan gelen radyasyon tarafından uyarılan geniş bir zarftan oluşan yakın ikili dosyalar. Sistemin toplam parlaklığı, 4m V'ye kadar bir genlikle düzensiz değişikliklere uğrar. Çok heterojen bir nesne grubu.

Çift tutulma sistemlerini kapatın

İkili yıldız sistemlerini toplam parlaklıklarındaki değişim eğrisinin şekline ve bileşenlerinin fiziksel ve evrimsel özelliklerine göre gölgede bırakmak için üç boyutlu bir sınıflandırma sistemi benimsiyoruz. Işık eğrisi sınıflandırması basit, tanıdık ve gözlemciler için uygundur; ikinci ve üçüncü sınıflandırma yöntemleri, ikili sistemlerin bileşenlerinin Mv, B - V diyagramındaki konumuna ve iç kritik eşpotansiyel Roche yüzeylerini doldurma derecesine dayanmaktadır. Bunu değerlendirmek için, kural olarak, M.A. Svechnikov ve L.F. Istomin (AC No. 1083, 1979) tarafından önerilen basit kriterler kullanıldı. Aşağıda, örten ikili sistem türleri için katalogda kullanılan semboller verilmiştir.

a) Işık eğrisinin şekline göre sınıflandırma.

• E - örten ikili sistemler. Yörünge düzlemi gözlemcinin görüş hattına çok yakın olan ikili sistemler (yörünge düzleminin görüş hattına dik düzleme eğimi 90 ° 'ye yakındır), her iki bileşenin (veya bunlardan birinin) periyodik olarak tutulması herbiri. Sonuç olarak, gözlemci, sistemin görünen toplam parlaklığında, periyodu bileşenlerin yörüngedeki dönüş periyoduna denk gelen bir değişiklik olduğunu not eder.
• EA - Algol tipi ((beta) Per) örten değişkenler. Küresel veya hafif elipsoidal bileşenlere sahip örten ikili dosyalar; ışık eğrileri, tutulmaların başlangıç ​​ve bitiş anlarını düzeltmenizi sağlar. Tutulmalar arasındaki aralıklarda, yansıma etkileri, bileşenlerin hafif elipsoidliği veya fiziksel değişiklikler nedeniyle parlaklık hemen hemen sabit kalır veya çok az değişir. İkincil minimum gözlemlenmeyebilir. Periyotlar çok geniş bir aralıkta yer almaktadır - 0,2 ila 10000d ve daha fazlası; parlaklık değişiminin genlikleri çok çeşitlidir ve birkaç değere ulaşabilir.
• EB - (beta) Lyra ((beta) Lyr) türündeki örten değişkenler. Tutulmaların başlangıç ​​veya bitiş anlarının sabitlenmesine izin vermeyen ışık eğrilerine sahip elipsoidal bileşenlere sahip tutulma ikilileri (tutulmalar arasındaki aralıklarda sistemin görünen toplam parlaklığındaki sürekli değişiklik nedeniyle); derinliği, kural olarak, ana minimumun derinliğinden önemli ölçüde daha az olan ikincil bir minimum mutlaka gözlenir; periyotlar ağırlıklı olarak 1d'den büyüktür (1d'den küçük periyotlar için farklı derinliklerin minimumları, 1d'den büyük periyotlar için minimumların derinliği hemen hemen aynı olabilir); bileşenler genellikle erken spektral tip BA'dır. Parlaklık değişiminin genlikleri genellikle 2m V'den azdır.
• EW - W Ursa Major (W UMa) türündeki örten değişkenler. 1d'den küçük periyotlara sahip, neredeyse temas eden elipsoidal bileşenlerden oluşan ve tutulmaların başlangıç ​​ve bitiş anlarının sabitlenmesine izin vermeyen ışık eğrilerine sahip tutulma ikilileri; ana ve ikincil minimumların derinlikleri hemen hemen aynıdır veya çok az farklıdır. Parlaklık değişiminin büyüklükleri genellikle 0,8m V'den azdır. Bileşenlerin spektral sınıfları genellikle F-G ve sonrasıdır.

b) Bileşenlerin fiziksel özelliklerine göre sınıflandırma.

• GS - bileşenlerin bir veya her ikisinin dev veya üstdev olduğu sistemler; bileşenlerden biri ana dizinin bir üyesi olabilir.
• PN - bileşenleri gezegenimsi bulutsuların (UU Sge) çekirdeği olan sistemler.
• RS - RS Hounds Dogs (RS CVn) gibi sistemler. Bu sistemlerin önemli bir özelliği, artan kromosferik aktiviteyi gösteren, değişken yoğunluktaki güçlü H ve K Ca II emisyon çizgilerinin spektrumunda bulunmasıdır. güneş tipi... Bu sistemler, radyo emisyonu ve X-ışını radyasyonunun varlığı ile karakterize edilir. Bazıları için, tutulmaların dışındaki ışık eğrisinde, genliği ve konumu zamanla yavaş yavaş değişen yarı sinüzoidal bir dalga gözlemlenir. Bu dalganın görünümü (genellikle bozulma olarak adlandırılır)
  benek gruplarıyla kaplı yıldızın yüzeyinin farklı dönüşüyle ​​açıklanır; güneş lekesi gruplarının dönme periyodu genellikle yörünge hareketi periyoduna yakındır (tutulma periyodu), ancak yine de ondan farklıdır, bu da minimum ve maksimum bozulma dalgasının fazlarında yavaş bir değişime (göç) neden olur. ortalama ışık eğrisi. Dalga genliğinin değişkenliği (0,2 m V'ye ulaşan), uzun süreli bir yıldız aktivitesi döngüsünün (güneşin on bir yıllık döngüsüne benzer) varlığı ile açıklanır; bu sırada, üzerindeki noktaların sayısı ve toplam alanı. yıldızın yüzey değişimi.
• WD - bileşenleri beyaz cüce olan sistemler.
• WR - bileşenleri arasında Wolf-Rayet yıldızları (V 444Cyg) içeren sistemler.

c) İç kritik Roche yüzeylerinin doluluk derecesine göre sınıflandırma.

• AR - her iki bileşeni de dahili kritik eş potansiyel yüzeylerine ulaşmayan altdevler olan AR Kertenkele tipinde (AR Lac) ayrılmış sistemler.
• D - bileşenleri dahili kritik eş potansiyel Roche yüzeylerine ulaşmayan ayrılmış sistemler.
• DM - her iki bileşeni de ana dizinin üyesi olan ve dahili kritik Roche yüzeylerine ulaşmayan ayrılmış ana dizi sistemleri.
• DS - altdevin de henüz iç kritik yüzeyine ulaşmadığı bir altdev ile ayrılmış sistemler.
• DW - fiziksel özelliklerinde W UMa tipi kontak sistemlerine benzeyen sistemler (aşağıya bakınız), ancak kontak sistemleri değildir.
• K - her iki bileşeni de iç kritik yüzeylerini dolduran kontak sistemleri.
• KE - her iki bileşeni de iç kritik yüzeylerine yakın boyutta olan erken spektral tiplerin (O-A) kontak sistemleri.
• KW - ana sekansın üyeleri olan F0-K spektral tiplerinin elipsoidal bileşenlerine sahip WUMa tipi kontak sistemleri ve uydular Mv, B - V diyagramında solunda ve altında bulunur.
• SD - daha az kütleli bir altdev bileşenin yüzeyinin iç kritik yüzeyine yakın olduğu yarı ayrılmış sistemler. Örtülen ikilileri sınıflandırmak için üç yöntemin kombinasyonu, bir nesne için, ile ayrılmış birkaç tip sembol grubunun kullanılmasını içerir. eğik çizgiler, örneğin: E / DM, EA / DS / RS, EB / WR, EW / KW, vb.

Güçlü değişken X-ışınlarının yakın-bağlantılı optik olarak değişken kaynakları (X-kaynakları)

• X, yukarıda tartışılan değişken yıldız türlerine ait olarak sınıflandırılmamış veya henüz sınıflandırılmamış, güçlü değişken X-ışını radyasyonu kaynakları olan yakın ikili dosyalardır. Sistemin bileşenlerinden biri, sıcak bir kompakt nesnedir (beyaz cüce, nötron yıldızı ve muhtemelen bir kara delik). X-ışını radyasyonu, başka bir bileşenden akan madde, kompakt bir nesneye veya bu nesneyi çevreleyen bir toplama diskine düştüğünde meydana gelir. Buna karşılık, kompakt bir nesnenin daha soğuk bir uydusunun atmosferine giren bu X-ışını radyasyonu, uydunun ilgili bölümünün spektral sınıfını oluşturan optik yüksek sıcaklık radyasyonu (yansıma etkisi) şeklinde yeniden yayılır. daha erken yüzey. Bu, güçlü X-ışını radyasyonu kaynakları olan yakın ikililerin optik değişkenliğinin çok tuhaf bir resmine yol açar. Aşağıda listelenen türlere ayrılmıştır.
• XB - X-ışını patlamaları. 0,1 m V (V801 Ara, V926 Sco) mertebesinde bir genlikle birkaç saniyeden on dakikaya kadar süren X-ışını ve optik parlamaları gösteren yakın ikili sistemler.
• XF - Onlarca milisaniyelik bir döngü ile X-ışını (Cyg X-1 = V1357 Cyg) ve optik (V821 Аra) radyasyonun hızlı dalgalanmalarını gösteren X-ışını dalgalanma sistemleri.
• XI - X-ışını düzensizlikleri. Bir yığılma diski ve bir dA-dM cücesi ile çevrili sıcak bir kompakt nesneden oluşan yakın ikili dosyalar; dakika saat mertebesinde karakteristik bir süre ve 1m V mertebesinde bir genlik ile parlaklıktaki düzensiz değişiklikler ile karakterize edilir; yörünge hareketinden dolayı periyodik bileşeni üst üste bindirmek mümkündür (V818 Sco).
• XJ - X-ışını ve radyo aralıklarında ve ayrıca göreli hızlara sahip periyodik yer değiştirmelere sahip emisyon bileşenleri şeklinde spektrumun görünür bölgesinde ortaya çıkan göreli jetlerin varlığı ile karakterize edilen X-ışını ikili dosyaları (V1343 Akl).
• XND, sıcak bir kompakt nesne ile birlikte bir cüce veya spektral tip G-M altdevi içeren X-ışını novalarıdır. Optik ve X-ışını dalga boyu aralıklarında bazen kabuktan dışarı fırlamadan parlaklıklarını aynı anda 4-9m V hızla artıran sistemler. Salgının süresi birkaç aya kadardır (V616 Pzt).
• XNG, ana bileşeni erken spektral tipte bir üstdev veya dev olan X-ışını novalarıdır ve eşlik eden sıcak kompakt bir nesnedir. Ana bileşenin bir flaşında, onun tarafından fırlatılan kütle, kompakt bir nesnenin üzerine düşer ve önemli bir gecikmeyle X-ışınlarının ortaya çıkmasına neden olur. l-2m V (V725 Tau) düzeyindeki genlikler.
• ХР - Pulsarlı X-ışını sistemleri; ana bileşen genellikle erken spektral tipte bir elipsoid süperdevdir. Yansıma etkisi çok küçüktür ve parlaklık değişkenliği esas olarak elipsoidal ana bileşenin dönüşünden kaynaklanmaktadır. Parlaklık değişim periyotları 1 ila 10 d aralığında, pulsarın sistemdeki periyodu 1 saniye ila 100 dakika arasındadır. Parlaklık değişikliklerinin genliği genellikle bir yıldız büyüklüğünün onda birkaçını geçmez (Vel X-1 = GP Vel).
• XPR - Yansıma etkisinin varlığı ile karakterize edilen Pulsar X-ray sistemleri. Spektral tip dB-dF'nin ana bileşeninden ve optik de olabilen bir X-ışını pulsarından oluşurlar. Ana bileşen X-ışını ışımasına maruz kaldığında, X-ışını kaynağının düşük aktivitesinin olduğu dönemlerde sistemin ortalama parlaklığı maksimumdur -
  en az. Parlaklık değişikliklerinin toplam genliği 2-3m V'ye (HZ Her) ulaşabilir.
• XPRM - Bir dK-dM cüce ve güçlü bir manyetik alana sahip bir pulsardan oluşan X-ışını sistemleri. Kompakt bir nesnenin manyetik kutupları üzerinde maddenin birikmesine, radyasyonun değişken doğrusal ve dairesel polarizasyonunun ortaya çıkması eşlik eder; bu nedenle, bu sistemlere bazen polar denir. Genellikle parlaklık değişikliklerinin genliği 1m V mertebesindedir, ancak ana bileşen X-ışınları ile ışınlandığında, sistemin ortalama parlaklığı 3m V kadar artabilir. Parlaklık değişikliklerinin toplam genliği 4'e ulaşabilir. -5m V (AM Her, BİR UMa).
  Dönen bir sıcak kompakt nesnenin manyetik kutuplarında ortaya çıkan yönlendirilmiş X-ışını radyasyonu, gözlemcinin konumunu geçmiyorsa ve sistem bir pulsar olarak algılanmıyorsa, X-ışını türlerinin yukarıdaki sembolik tanımlarında P harfi sistemleri yoktur. X-ışını sistemleri gölgeleme veya elipsoidal ise, bunların tip tanımlarının önünde E veya ELL sembolleri bulunur ve bu gösterimle birlikte bir + işareti (örneğin, E + X veya ELL + X) bulunur.

Değişken yıldızlarla karıştırılan diğer yıldız türleri ve uzay nesneleri

• BLLAC - BL Lizard tipindeki (BL Lac) galaksi dışı nesneler. Çok zayıf emisyon ve absorpsiyon çizgileri ile neredeyse sürekli bir spektrum ve 3m V ve daha fazla bir genliğe sahip nispeten hızlı düzensiz parlaklık değişimleri ile karakterize edilen kompakt yarı yıldız nesneler. Spektrumun optik ve kızılötesi bölgelerinde radyasyonun güçlü ve değişken doğrusal polarizasyonunu gösteren güçlü X-ışını ve radyo emisyonu kaynakları. Görünüşe göre, yanlışlıkla değişen yıldızlar için alınan ve uygun atamaları alan bu tür az sayıda nesne, gelecekte bazen kataloğun ana tablosuna düşecektir.
• CST kalıcı yıldızlardır. Bir zamanlar parlaklıktaki değişkenlikten şüpheleniliyordu ve onlara nihai bir atama vermekte acele edildi. Diğer gözlemler değişkenliklerini doğrulamadı.
• GAL - optik olarak değişken yarı-yıldızlı ekstragalaktik nesneler (aktif galaktik çekirdekler), değişken yıldızlarla karıştırılır.
  L: - yavaş parlaklık değişimleri olan keşfedilmemiş değişken yıldızlar.
• QSO - optik olarak değişken yarı-yıldızlı ekstragalaktik nesneler (kuasarlar), değişken yıldızlarla karıştırılır.
  S: - hızlı parlaklık değişimlerine sahip keşfedilmemiş değişken yıldızlar.
  * - yukarıdaki sınıflandırmaya uymayan benzersiz değişken yıldızlar. Bunlar, görünüşe göre, bir değişkenlik türünden diğerine kısa vadeli geçiş aşamaları veya bu türlerin evriminin ilk ve son aşamaları veya gelecekteki yeni parlaklık değişkenliği türlerinin yeterince çalışılmamış temsilcileridir.
  Değişken bir yıldız aynı anda birkaç parlaklık değişkenliği türüne aitse, bu türler Tür sütununda + işaretiyle birleştirilir (örneğin, E + UG, UV + BY).
  Yıldız değişkenliği süreçlerini anlamadaki önemli ilerlemelere rağmen, katalogda benimsenen sınıflandırma mükemmel olmaktan uzaktır. Bu özellikle patlayıcı, simbiyotik ve nova benzeri değişkenler, X-ışını kaynakları ve tuhaf nesneler için geçerlidir. Değişken yıldızların sınıflandırılmasını iyileştirmek için kritik yorumları ve faydalı ipuçları uzmanlar.

Değişen görünen parlaklığı. Bu değişikliklerin süresi birkaç yıl veya saniyenin binde biri kadar olabilir ve değişikliklerin büyüklüğü ortalama parlaklığın binde biri ile 20 katlık bir artış arasında değişir. 100.000'den fazla değişen yıldız kataloglandı ve Güneş bile onlara atfedilebilir. Yıldızımızın enerji akışı yoğunluğu, 11 yıllık güneş döngüsü sırasında yaklaşık yüzde 0,1 veya binde bir oranında değişir.

Değişen yıldızların tarihi

Tanımlanan ilk değişen yıldız, daha sonra Mira olarak adlandırılan Omicron Ceti'dir. 1596'da yeni bir yıldız olarak sınıflandırıldı ve 1638'de Johannes Holwards, 11 aylık bir döngü boyunca yıldızın parlaklığındaki değişiklikleri gözlemledi. Yıldıza uzaklığı 200-400 ışık yılıdır. Değişken bir yıldız olan kırmızı bir devden oluşan ikili bir sistemdir. Parlaklık dalgalanmalarının periyodu 332 gündür ve görünür aralıktaki parlaklık bir döngü sırasında yüzlerce kez değişirken, spektrumun kızılötesi kısmında parlaklık sadece iki kez dalgalanır. İkinci yıldız da değişkendir, ancak kesin bir periyodu yoktur. Hız dalgalanmalarına, ilk yıldızdan gelen madde akışı neden olur. Bu önemli bir keşifti çünkü süpernovalarla birlikte yıldızların antik Yunan günlerinden beri inanıldığı gibi kalıcı varlıklar olmadığını gösterdi.

Değişken yıldız özellikleri

Yıldızların görünen parlaklığındaki değişimin birçok nedeni vardır. Görünür olduğunu, yani yıldızın kendisinin hiç değişmemesi gerektiğini vurgulayalım, gözlem koşulları genellikle değişir - örneğin Algol örneğinde olduğu gibi. Bununla birlikte, bazı yıldızlar özelliklerindeki değişiklikler nedeniyle yanıp söner - titreşen değişkenlerin değişken yarıçapı veya kütlesi vardır. Bazı değişken yıldızlar, diğer yıldızların birbirine çok yakın olduğu ve malzemenin sürekli olarak birinden diğerine aktığı ikili sistemlerdir. Genel olarak, değişen yıldızların sınıflandırılması çok zengindir, ancak her şeyden önce, değişkenlik nedeniyle bölünürler - dahili (Rus astronomisinde püsküren değişkenleri ayrı ayrı düşünmek gelenekseldir) veya harici.

İç nedenler

Sefeidler, 500-300.000 güneş parlaklığına ve çok kısa bir titreşim periyoduna sahip çok parlak yıldızlardır - 1 ila 100 gün arasında. Bu yıldızlar net bir düzende genişler ve büzülür. Bu yıldızlar gökbilimciler için özellikle değerlidir, çünkü parlaklıklarındaki değişikliklerin ölçümleri, onlara olan mesafeleri çok doğru bir şekilde belirlemeyi mümkün kılar ve Cepheidleri Evrenin yol direkleri haline getirir. Parlaklık dalgalanmalarının içsel nedenlerine sahip diğer değişken yıldız türleri: RR Lyrae, kısa periyotlu, Sefeidlerden daha küçük boyutlu daha yaşlı yıldızlar; RV Toros, parlaklıkta büyük dalgalanmalara sahip süper devler; Mira tipi (ilk değişen yıldızdan sonra adlandırılır), soğuk kırmızı üstdevler; 30 ila 1000 gün arasında değişen uzun periyotlara sahip düzensiz, kırmızı devler veya üstdevler, Betelgeuse bu türe aittir ve esas olarak kırmızı üstdevlerdir.

Patlama değişkenleri ayrıca iç süreçlerle de ilişkilidir; yıldızın içindeki veya yüzeyindeki termonükleer patlamalar nedeniyle parlaklıklarını keskin bir şekilde arttırırlar. Bunlara yakındaki toplu değişim ikili dosyaları dahildir. Süpernova, nova, tekrarlayan nova, cüce nova ve diğerleri, genellikle bir patlama nedeniyle parlaklıkta güçlü ani değişiklikler yaşayan bir grup yıldızdır. Bunların en ünlüsü, tüm bir galaksiyi gölgede bırakabilen ve parlaklığı yüz milyon kat artırabilen süpernovalardır. Yeni ve tekrarlanan novalar, yüzeylerinde patlamaların meydana geldiği, ancak süpernovaların aksine, yıldızlar çökmeyen yakın ikili yıldızlardır. Cüce novalar, kütle alışverişi yapan ve üzerlerinde periyodik patlamalara neden olan beyaz cücelerin ikili sistemleridir. Bunlar, ortak bir toz ve gaz kabuğu içine alınmış kırmızı bir dev ve bir sıcak mavi yıldızdan oluşan simbiyotik değişkenlere benzerler.

Dış nedenler

Tutulan değişkenler, ışığın bir kısmını engelleyen, birbirlerinin önünden geçen yıldızlardır. Ayrıca yıldızın gezegenlerinden de kaynaklanabilir. Dönen yıldızlar, yüzeylerinde karanlık veya tersine parlak noktaların varlığı ve yıldızın dönüşü nedeniyle değişken parlaklığa sahiptir. Şekli bir küreden belirgin şekilde farklı olan bir yıldız durumunda (genellikle ikili bir sistemde) benzer değişiklikler gözlemlenir. Bu durumda, elipsoidin dönüşü, yayan yüzey alanında değişikliklere yol açar. Pulsarlar da bu tipe aittir.

Gelecek Araştırma

Değişken yıldızlarla ilgili çalışmalar, gökbilimcilere yıldızların kütleleri, yarıçapları, sıcaklıkları ve diğer özellikleri hakkında veriler sağlar. Yıldızın yapısı ve evrimi hakkında bilgiler dolaylı olarak elde edilir. Bununla birlikte, uzun bir periyoda sahip değişen yıldızları incelemek uzun zaman alır - genellikle on yıllar. Amatör gökbilimciler, değişen yıldızların sürekli gözlemlenmesinde önemli bir rol oynamaktadır. Evrenin yaşı hakkında bilgi sağlayan Sefeidler gibi bazı değişkenler bilim için özellikle önemlidir. Mira tipi değişkenlerin incelenmesi Güneş ve benzeri yıldızlar hakkında bilgi sağlar, Ia tipi süpernovalar Evrenin genişleme hızını ölçmek için kullanılır, patlamalı değişkenler - aktif galaktik çekirdekler ve süper kütleli çalışmalarda

Göreceli olarak kısa sürelerde parlaklıkları değişen yıldızlara denir. fiziksel değişken yıldızlar... Bu tür yıldızların parlaklıklarındaki değişiklikler, içlerinde meydana gelen fiziksel süreçlerden kaynaklanır. Değişkenliğin doğası gereği, titreşimli değişkenler ve patlamalı değişkenler ayırt edilir. Patlayıcı değişkenlerin özel bir durumu olan nova ve süpernova da ayrı bir tür olarak ayırt edilir. Daha önce Yunan alfabesinin harfiyle belirtilenler dışında, tüm değişen yıldızların özel adları vardır. Her takımyıldızın ilk 334 değişen yıldızı, karşılık gelen takımyıldızın adının eklenmesiyle Latin alfabesinin bir harf dizisi (örneğin, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) ile gösterilir ( örneğin, RR Lyr). Sonraki değişkenler V 335, V 336, vb. olarak adlandırılır. (örneğin, V 335 Cyg).

Fiziksel değişken yıldızlar

Görünür büyüklükte düzgün periyodik bir değişiklik ve bir yıldızın parlaklığında birkaç kez (genellikle 2'den 6'ya kadar) bir değişiklik gösteren özel bir ışık eğrisi şekli ile karakterize edilen yıldızlara fiziksel değişken yıldızlar denir veya cepheler... Bu yıldız sınıfı, tipik temsilcilerinden biri olan δ (delta) yıldızı Cephei'nin adını almıştır. Sefeidler, F ve G spektral türlerinin devleri ve üstdevleri olarak sınıflandırılabilir. Bu durum sayesinde, onları yıldız sistemimizin sınırlarının çok ötesinde olan Galaksi de dahil olmak üzere çok uzak mesafelerden gözlemlemek mümkündür. Cepheidlerin en önemli özelliklerinden biri de dönemdir. Her bir yıldız için, yüksek bir doğruluk derecesi ile sabittir, ancak farklı Sefeidlerin farklı dönemleri vardır (bir günden birkaç on güne kadar). Sefeidlerde, spektrum görünen büyüklükle aynı anda değişir. Bu, Cepheidlerin parlaklığındaki bir değişiklikle birlikte, atmosferlerinin sıcaklığında da ortalama 1500 ° bir değişiklik olduğu anlamına gelir. Sefeidlerin tayfındaki tayf çizgilerinin kaymasından, radyal hızlarında periyodik bir değişiklik bulundu. Ayrıca yıldızın yarıçapı da periyodik olarak değişir. δ Cephei gibi yıldızlar, esas olarak yıldız sistemimizin ana düzlemi olan Galaksi'nin yakınında bulunan genç nesnelerdir. Cepheidler de bulunur, ancak yaşları ve biraz daha düşük parlaklıkları farklıdır. Cepheid aşamasına ulaşan bu yıldızlar daha az kütlelidir ve bu nedenle daha yavaş evrimleşirler. Başak W yıldızları olarak adlandırılırlar. Sefeidlerin bu tür gözlenen özellikleri, bu yıldızların atmosferlerinin düzenli titreşimler yaşadığını göstermektedir. Bu nedenle, uzun süre sabit bir seviyede özel bir salınım sürecini sürdürmek için koşullara sahiptirler.

Pirinç. Sefeidler

Nabızların doğasını bulmak mümkün olmadan çok önce cephe, periyotları ile parlaklıkları arasında bir ilişkinin varlığı tespit edilmiştir. Bize en yakın yıldız sistemlerinden biri olan Küçük Macellan Bulutu'ndaki Sefeidleri gözlemlerken, Sefeid'in görünen büyüklüğü ne kadar küçükse (yani ne kadar parlak görünüyorsa), parlaklık değişim süresinin o kadar uzun olduğu fark edildi. Bu bağımlılığın lineer olduğu ortaya çıktı. Hepsinin aynı sisteme ait olması gerçeğinden, onlara olan mesafelerin pratikte aynı olduğu sonucu çıktı. Sonuç olarak, keşfedilen bağımlılığın aynı anda, Sefeidler için P periyodu ile mutlak yıldız büyüklüğü M (veya parlaklık L) arasında bir bağımlılık olduğu ortaya çıktı. Dönem ile Sefeidlerin mutlak büyüklüğü arasında bir ilişkinin varlığı astronomide önemli bir rol oynar: Bu sayede diğer yöntemler uygulanamadığında çok uzak nesnelere olan mesafeler belirlenir.

Sefeidlerin yanı sıra başka türleri de vardır. titreşen değişken yıldızlar... Bunların en ünlüsü, sıradan Cepheidlere benzerliklerinden dolayı daha önce kısa periyotlu Cepheidler olarak adlandırılan RR Lyrae yıldızlarıdır. RR Lyrae tipi yıldızlar, parlaklığı Güneş'in parlaklığını 100 kattan fazla aşan spektral A sınıfı devlerdir. RR Lyrae yıldızlarının periyotları 0,2 ila 1,2 gün aralığındadır ve parlaklık değişiminin genliği bir yıldız büyüklüğüne ulaşır. Titreşimli değişkenin bir başka ilginç türü, esas olarak erken spektral alt sınıflar B'nin devlerine ait olan küçük bir β Cephei (veya β Canis Major β) yıldız grubudur. Değişkenlikleri ve ışık eğrisinin şekli açısından, bu yıldızlar benzer RR Lyrae yıldızları, onlardan son derece küçük bir genlik büyüklüğünde farklılık gösterir. Periyotlar 3 ile 6 saat arasında olup, Sefeidlerde olduğu gibi periyodun aydınlığa bağımlılığı gözlemlenmektedir.

Parlaklıkta düzenli bir değişiklikle titreşen yıldızlara ek olarak, ışık eğrisinin doğası değişen birkaç yıldız türü de vardır. Aralarında Karavan Boğa yıldızları parlaklık değişiklikleri, 30 ila 150 günlük bir süre ve 0.8 ila 3.5 büyüklük genliği ile meydana gelen derin ve sığ minimumların bir değişimi ile karakterize edilir. RV Boğa yıldızları F, G veya K spektral sınıflarına aittir. Cephei'nin m yıldızlarını yazın M spektral sınıfına aittir ve kırmızı yarı düzenli değişkenler... Bazen, birkaç on ila birkaç yüz gün arasında meydana gelen parlaklıktaki değişimde çok güçlü düzensizlikler ile ayırt edilirler. Spektrum - parlaklık diyagramındaki yarı düzenli değişkenlerin yakınında, parlaklık değişiminin tekrarını (yanlış değişkenler) tespit etmenin mümkün olmadığı M sınıfı yıldızlar vardır. Altlarında, parlaklıklarını çok uzun süreler boyunca (70 ila 1300 gün arasında) ve çok büyük sınırlar içinde düzgün bir şekilde değiştiren, spektrumda emisyon çizgileri olan yıldızlar vardır. Bu tür yıldızların dikkat çekici bir temsilcisi o (omikron) Kita veya diğer adıyla Mira'dır. Bu yıldız sınıfına denir Mira Ceti türünün uzun dönemli değişkenleri... Uzun periyotlu değişen yıldızların periyot uzunluğu, her iki yönde de %10'luk bir ortalama değer etrafında dalgalanır.

Daha düşük parlaklığa sahip cüce yıldızlar arasında değişkenler de vardır. farklı şekiller toplam sayısı, titreşen devlerin sayısından yaklaşık 10 kat daha azdır. Bu yıldızlar, değişkenliklerini, doğası çeşitli malzeme püskürmeleri veya püskürmeleri ile açıklanan, periyodik olarak tekrarlanan parlamalar şeklinde gösterir. Bu nedenle, tüm bu yıldız grubuna, yeni yıldızlarla birlikte denir. patlamalı değişkenler... Aralarında, hem evrimlerinin ilk aşamalarında hem de yaşam yollarını tamamlayan çok çeşitli doğaya sahip yıldızlar olduğunu belirtmekte fayda var. Görünüşe göre yerçekimi büzülme sürecini henüz tamamlamamış en genç yıldızlar dikkate alınmalıdır. τ (tau) türündeki değişkenler Boğa... Bunlar, örneğin Orion Bulutsusu'nda çok sayıda bulunan, çoğunlukla F - G olan spektral tiplerin cüceleridir. RW Auriga tipindeki yıldızlar, B'den M'ye kadar tayfsal sınıflara ait oldukları için onlara çok benzerler. Bütün bu yıldızlarda, parlaklıktaki değişim o kadar yanlış gerçekleşir ki, hiçbir düzenlilik kurulamaz.

En az bir kez en az 7-8 kadirlik bir patlama (parlaklıkta ani keskin bir artış) gözlenen özel tipte patlayan değişken yıldızlara denir. yeni... Genellikle, yeni bir yıldızın patlaması sırasında, görünen büyüklük 10m-13m azalır, bu da parlaklıkta onlarca ve yüz binlerce kez bir artışa karşılık gelir. Bir patlamadan sonra, yeni yıldızlar çok sıcak cücelerdir. Parlamanın maksimum aşamasında, A - F sınıfı süperdevlere benzerler.Aynı nova parlaması en az iki kez gözlendiyse, böyle bir yenisine tekrarlanan denir. Tekrarlanan novalardaki parlaklıktaki artış, tipik novalardakinden biraz daha azdır. Toplamda, şu anda yaklaşık 150'si Galaksimizde ve 100'ün üzerinde - Andromeda Bulutsusu'nda ortaya çıkan yaklaşık 300 yeni yıldız bilinmektedir. Bilinen yedi tekrarlanan novada toplamda yaklaşık 20 parlama vardı. Çoğu (belki de tümü) yeni ve tekrarlanan yeni, sıkı ikili dosyalardır. Bir patlamadan sonra, yeni yıldızlar genellikle zayıf değişkenlik gösterir. Yeni yıldızın parlaklığındaki değişiklik, patlama sırasında yıldızda ortaya çıkan kararsızlığın neden olduğu ani bir patlamanın meydana geldiğini gösterir. Çeşitli hipotezlere göre bu kararsızlık, bazı sıcak yıldızlarda, yıldızdaki enerji salınımını belirleyen iç süreçlerin bir sonucu olarak veya herhangi bir dış faktörün etkisinin bir sonucu olarak ortaya çıkabilir.

süpernova

Süpernovalar, novalarla aynı şekilde parlayan ve maksimumda -18m ile -19m ve hatta -21m arasında mutlak büyüklüklere ulaşan yıldızlardır. Süpernovalarda parlaklık on milyonlarca kattan fazla artar. Bir patlama sırasında bir süpernova tarafından yayılan toplam enerji, novalardan binlerce kat daha fazladır. Fotoğrafik olarak, diğer galaksilerde yaklaşık 60 süpernova patlaması kaydedildi ve parlaklıklarının çoğu zaman patlamanın meydana geldiği tüm galaksinin bütünsel parlaklığıyla karşılaştırılabilir olduğu ortaya çıktı. Çıplak gözle yapılan daha önceki gözlemlerin açıklamalarına göre, Galaksimizde birkaç süpernova patlaması vakası tespit edildi. Bunlardan en ilginç olanı, Toros takımyıldızında alevlenen ve Çinli ve Japon gökbilimciler tarafından Venüs'ten daha parlak görünen ve gün boyunca bile görülebilen aniden ortaya çıkan bir "misafir yıldız" şeklinde gözlemlenen 1054 Süpernova'dır. . Bu fenomen sıradan bir nova patlamasına benzese de ölçeği, pürüzsüz ve yavaş değişen ışık eğrisi ve spektrumu bakımından ondan farklıdır. Maksimum çağa yakın spektrumun doğasına göre, iki tür süpernova ayırt edilir. Birçok durumda patlayan tip I süpernovaların yerinde bulunan, hızla genişleyenler büyük ilgi görüyor. Bunlardan en dikkat çekici olanı, Boğa takımyıldızındaki ünlü Yengeç Bulutsusu'dur. Bu bulutsunun emisyon çizgilerinin şekli, yaklaşık 1000 km / sn'lik bir hızda genişlemesini gösterir. Bulutsunun modern boyutları, bu orandaki genişlemenin 900 yıldan daha önce başlayamayacağı şekildedir, yani. sadece 1054'teki Süpernova patlaması çağında.

pulsarlar

Ağustos 1967'de, İngiliz Cambridge şehrinde, nokta kaynaklardan birbiri ardına gelen net darbeler şeklinde yayılan kozmik radyo emisyonu kaydedildi. Bu tür kaynaklar için tek bir darbenin süresi, birkaç milisaniyeden saniyenin birkaç onda birine kadar değişebilir. Dürtülerin keskinliği ve tekrarlarının doğruluğu, bu nesnelerin titreşimlerinin periyotlarını büyük bir doğrulukla belirlemeyi mümkün kılar. pulsarlar... Pulsarlardan birinin periyodu yaklaşık 1,34 saniye iken diğerlerinin periyotları 0,03 ile 4 saniye arasındadır. Şu anda bilinen yaklaşık 200 pulsar var. Hepsi geniş bir dalga boyu aralığında yüksek derecede polarize radyo emisyonu yayarlar ve yoğunluğu artan dalga boyu ile dik bir şekilde artar. Bu, radyasyonun termal olmayan bir yapıya sahip olduğu anlamına gelir. Yüzlerce ila binlerce parsek aralığında olduğu ortaya çıkan ve açıkça Galaksimize ait olan nesnelerin karşılaştırmalı yakınlığını gösteren birçok atarcaya olan mesafeleri belirlemek mümkün oldu.

En ünlü pulsar Genellikle NP 0531 sayısı ile gösterilen Yengeç Bulutsusu'nun merkezindeki yıldızlardan biriyle tam olarak örtüşmektedir. Gözlemler, bu yıldızın optik radyasyonunun da aynı periyotla değiştiğini göstermiştir. Bir dürtüde yıldız 13 metreye ulaşır ve darbeler arasında görünmez. Bu kaynaktan gelen aynı titreşimler, gücü optik radyasyonun gücünden 100 kat daha yüksek olan X-ışınları tarafından da yaşanır. Atarcalardan birinin, Yengeç Bulutsusu gibi olağandışı bir oluşumun merkeziyle çakışması, bunların tam olarak patlamalardan sonra süpernovaların dönüştüğü nesneler olduğunu gösteriyor. Eğer süpernova patlamaları gerçekten de bu tür nesnelerin oluşumuyla sona eriyorsa, o zaman pulsarların nötron yıldızları olması oldukça olasıdır.Bu durumda, yaklaşık 2 güneş kütlesi kütleye sahip olduklarında, yarıçapları yaklaşık 10 km olmalıdır. Bu boyutlara sıkıştırıldığında, maddenin yoğunluğu nükleerden daha yüksek olur ve yıldızın dönüşü saniyede onlarca devire kadar hızlanır. Görünüşe göre, ardışık darbeler arasındaki zaman aralığı, nötron yıldızının dönüş periyoduna eşittir. Daha sonra titreşim, bu yıldızların yüzeyinde bir tür sıcak nokta olan homojen olmayanların varlığıyla açıklanır. Burada bir "yüzeyden" bahsetmek uygundur, çünkü bu kadar yüksek yoğunluklarda madde özelliklerinde bir katıya daha yakındır. Nötron yıldızları, Yengeç gibi ilişkili bulutsulara sürekli olarak giren enerjik parçacıkların kaynakları olarak hizmet edebilir.

fotoğraf: Yengeç Bulutsusu'ndan radyo emisyonu