Változó csillag

Változócsillag  minden olyan csillag , amelynek látszólagos fényessége idővel megváltozik. Szigorúbban változónak tekinthetjük azokat a csillagokat, amelyek látszólagos fényessége az atmoszférán kívül az ultraibolya , látható vagy infravörös tartományban olyan amplitúdóval változott, hogy az a fotometriai megfigyelések elért pontosságával kimutatható volt arra az időszakra, amíg a megfelelő megfigyelések történtek. pontosság történt.

A csillagok változékonyságának jellege nagyon változatos lehet: a fényességváltozások egyaránt lehetnek szigorúan periodikusak és szabálytalanok, eltérő amplitúdójúak és eltérő periódusúak és időtartamúak lehetnek. A változékonyságot a fénygörbe jellemzi  , amely a látszólagos nagyság függvénye az idő függvényében. A változékonyságot számos különböző folyamat okozhatja, és ez nem egy csillag állandó tulajdonsága, hanem az evolúció bizonyos szakaszaiban keletkezik és eltűnik . Például, ha egy csillag periodikus lüktetést tapasztal, megváltoztatja méretét és felszíni hőmérsékletét, aminek következtében a fényessége is megváltozik. Ha egy bináris rendszerben a csillagok elfedik egymást, akkor a rendszer fényereje periodikusan csökken. Az egyik csillagból a másikba való anyagáramlás új és szupernóvacsillagok kitöréséhez vezethet . Ezeken a változékonysági mechanizmusokon kívül sok más is létezik.

A változócsillagok osztályozása figyelembe veszi a csillagok különféle tulajdonságait, és több száz változótípust különböztet meg, és egyes csillagok nem tulajdoníthatók egyiknek sem. Az osztályozási rendszereket régóta fejlesztették és nem koordinálták, és ennek eredményeként a Változócsillagok Általános Katalógusában elfogadott modern rendszer meglehetősen nehézkes és elsősorban empirikus . A csillagok változékonyságának különféle típusai két nagy csoport egyikébe sorolhatók: fizikai változékonyság vagy geometriai változékonyság. Az első esetben a csillag saját fényereje bizonyos fizikai folyamatok hatására megváltozik, és ez a csoport pulzáló , eruptív .és kataklizmikus változók , valamint röntgen binárisok . A második esetben a látszólagos fényerő külső hatások hatására változik, a geometriai változók között forgó változókat különböztetünk meg.és elhomályosító binárisok . E kategóriák mindegyikében külön-külön is megkülönböztethetők a változékonyság típusai.

Az ókorban létező filozófiai elképzelések azt feltételezték, hogy a csillagok természetüknél fogva állandó objektumok, ezért a változócsillagok célzott keresését nem végezték el. Ugyanakkor új csillagok ismertek , amelyek hirtelen megjelentek az égen, majd egy idő után eltűntek, de nem tekintették őket egyenrangúnak a közönséges csillagokkal, hanem "vendégcsillagoknak", mint az üstökösök . A szupernóvákat is új csillagok közé sorolták . Az első felfedezett változócsillag – a nóvák és szupernóvák kivételével – a Mira volt . 1596-ban David Fabritius fedezte fel ezt a csillagot, amikor az a második magnitúdójú volt , és megállapította, hogy fényessége fokozatosan csökken. Ezután már nem volt megfigyelhető, és Fabritius abbahagyta az égbolt e régiójának megfigyelését, de 1609-ben újra felfedezte. Eleinte lassan nőtt az ismert változócsillagok száma, de a 19. század vége felé a fényképezés elterjedése lehetővé tette a nagy számban való felfedezést.

Meghatározás

Leegyszerűsítve, egy csillag akkor tekinthető változónak, ha látszólagos csillagnagysága (fényessége) idővel változik , anélkül, hogy figyelembe vennénk ennek a változékonyságnak az okait [2] . Ez kizárja a Föld légkörével kapcsolatos látható változékonyság jelenségeit : például a csillagok pislákolását vagy a légkör átlátszóságának változását [3] . Egy ilyen meghatározás azonban túl általános: például minden csillag ki van téve az evolúciónak , de az esetek túlnyomó többségében a fényesség túl lassan változik ahhoz, hogy észrevegye a változásokat [4] . Ezért a változékonyság definícióját valamilyen módon korlátozni kell [5] .

Először is szükséges, hogy a változékonyság a korszerű megfigyelőeszközökkel elérhető pontossággal detektálható legyen. Ez részben azt jelenti, hogy az állandónak hitt csillagok idővel változóvá válhatnak. Például a 20. század elején nem lehetett kimutatni a 0,1 magnitúdónál kisebb változékonyságot , és az ilyen léptékű változékonyságú csillagokat állandónak tekintették, de azóta nagyon sokféle változót azonosítottak, amelyekben az amplitúdó a fényerő változása nem haladja meg a magnitúdó néhány századrészét. Ha a fényesség változásait csak a múltban figyelték meg, most pedig azáltal, hogy gyengébbek lettek, vagy teljesen leálltak, a csillag még mindig változónak számít [3] [5] .

Ehhez a követelményhez kapcsolódik az is, hogy a fényerő-ingadozásoknak nem túl hosszú időintervallumokban kell megjelenniük. Például a csillagok evolúciója nagy fényerő-változásokhoz vezethet, de az esetek túlnyomó többségében nagyon lassú, és a modern pontosságú megfigyelések teljes történetében nincs ideje kellően megnyilvánulni. Evolúciós változások csak bizonyos esetekben, például szupernóva-robbanások esetén figyelhetők meg. Szintén a 21. század elején nem észleltek a fényességben a csillag távolságának változásával összefüggő változást, azonban várhatóan a megfigyelési technológia fejlődésével és a megfigyelési idő növekedésével ennek változékonysága fajta is észlelhető [3] [5] .

Végül változócsillagoknak csak azokat tekintjük, amelyekben a fényesség változása csak az ultraibolya , látható vagy infravörös tartományban figyelhető meg . A csillagokban is megfigyelhető a spektrum változása , amelyet fotometriai változékonyságnak kell kísérnie, mivel fotometriás módszerekkel külön spektrumvonalakat lehet kiemelni . Ennek ellenére egy csillag csak akkor minősül változónak, ha a fotometriai változékonyságot közvetlenül észlelik benne [5] .

Így azok a csillagok tekinthetők változóknak, amelyeknél az atmoszférán kívüli látható fényesség ultraibolya, látható vagy infravörös tartományban olyan amplitúdóval változott, hogy az a fotometriai megfigyelések elért pontosságával kimutatható volt arra az időszakra, amíg a megfelelő pontosság készült [5] . Annak ellenére, hogy egy ilyen meghatározás megfelel a változócsillag- katalógusok összeállításának gyakorlatának, a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió nem hagyta jóvá , mint a többi [6] .

Alapinformációk

A csillagok változékonyságát nagyon sok különböző folyamat okozhatja. A változékonyság természete nagyon eltérő lehet: a fényerő változásai lehetnek szigorúan periodikusak és szabálytalanok is. A csillagok sugárzásának intenzitása néhány milliomoddal és ezerszeresére is változhat, és ezek a változások másodpercek vagy még gyorsabban, illetve évszázadok alatt is bekövetkezhetnek [8] .

A változékonyság nem egy csillag állandó tulajdonsága, hanem az evolúció bizonyos szakaszaiban keletkezik és eltűnik, és az evolúció különböző szakaszaiban más karaktert ölthet. A változékonyság természetének vizsgálata lehetővé teszi a csillagok különféle tulajdonságainak meghatározását [9] [10] , és ha ismert egy bizonyos típusú változó belső fényessége , akkor az ilyen csillagok csillagrendszerekben történő megfigyelésével meghatározható a távolság tőlük [3] [11] .

fénygörbék

Egy csillag változékonyságát a fénygörbe írja le, amely a látszólagos magnitúdó és az idő  függvénye [4] , vagy pontosabban a megfelelő megfigyelési adatok idősoraival . A fénygörbét ezen adatok grafikus ábrázolásának is nevezik [12] .

A fényerő változása lehet periodikus, és például a maximum vagy minimum időpontja a képlettel fejezhető ki . Itt  a változtathatósági periódus,  egy tetszőleges maximum vagy minimum korszaka , és  a óta eltelt időszakok száma . Ekkor beszélhetünk a fázisról , ahol  a maximális vagy minimális fényerősségű megfigyelési pillanat. A göndör zárójelek a szám tört részét jelölik, vagyis a fázis az előző fényerő maximum és az aktuális pillanat között eltelt idő töredéke a periódustól számítva. A fázis 0 és 1 között változik, és gyakran célszerű olyan fénygörbéket nézni, amelyek a fény fázistól való függőségét reprezentálják [12] [13] .

A fénygörbén végzett megfigyelések eredményeinek megfelelő pontok némi szórását nemcsak mérési hibák okozhatják, hanem a periódus meghatározásának pontatlansága és a periódus időbeli változásai is. Ha a fényerő változásának periódusa hozzávetőlegesen ismert, akkor finomításához készíthet egy O−C diagramot : megjeleníti a maximális fényerő megfigyelt pillanata ( , angolból megfigyelt ) és a ( , angol nyelvű ) képlettel számított különbséget. számított ) attól függően . Például, ha a és helyesen vannak definiálva, és nem változnak, akkor a megfigyelt és a számított momentum mindig egybeesik, és mindig egyenlő lesz nullával, és ha rosszul van definiálva, akkor lineárisan növekszik, minden egyes hiba mértékével. maximális. Ha például a fényerő-változás periódusa egyenletesen növekszik, akkor a diagramon szereplő pontok parabolát alkotnak : minden maximummal egyre nagyobb mértékben növekszik [12] [14] .   

A tanulmány

A változócsillagok hivatalos katalogizálását és osztályozását a General Catalog of Variable Stars (GCVS) végzi, 2017-ben jelent meg az 5.1-es verziója [15] . Változócsillag csak a változékonyságának megerősítése után kerül a GCVS-be. Ugyanakkor léteznek speciális katalógusok azokról a csillagokról, amelyek változékonyságát még nem erősítették meg, és kérdéses [5] . Összességében több százezer csillagot ismerünk, amelyek változékonyságát megállapították vagy legalábbis gyanítják, és még több tízezer más galaxisban [3] [16] . A Nap is a változócsillagokhoz tartozik [17] .

A változócsillagok tanulmányozása a csillagászat egyik területe , amelyhez az amatőr csillagászok hozzájárulhatnak : különösen gyakran fedeznek fel új változókat. Ennek oka például a változó csillagok nagy száma, így a szakemberek nem tudják mindegyiket követni; a változók egy része megjósolhatatlanul változtatja a fényerejét, míg másoké a változások időtartama nagyon hosszú, és egy megfigyelési program keretein belül nehéz tanulmányozni őket. Az amatőr csillagászok gyakran összehangolják megfigyeléseiket egymással: az egyik leghíresebb ilyen csoport az American Association of Variable Star Observers (AAVSO) [18] .

Osztályozás

Egy ideális változó osztályozási sémának a megfigyelt adatok alapján el kell különítenie az eltérő fizikai tulajdonságú objektumokat és csoportosítania kell a hasonlókat, de ez a gyakorlatban nehezen megvalósítható. A változócsillagokat célszerű a fénygörbéik (lásd fent ) és a Hertzsprung-Russell diagramon elfoglalt helyzetük alapján tanulmányozni , amely már lehetővé teszi a változók nagyszámú típusának megkülönböztetését. Azonban például a különböző csillagpopulációkhoz tartozó klasszikus és II-es típusú cefeidákat így nem lehet elkülöníteni, ehhez a csillagok egyéb tulajdonságait is figyelembe kell venni. Ugyanakkor egy olyan hipotetikus osztályozási séma, amely a csillagokat variabilitási mechanizmusaik szerint választaná el, nehezen használható a gyakorlatban [20] .

A változócsillagok osztályozását sokáig fejlesztették (lásd alább ), de semmilyen módon nem koordinálták, aminek következtében a változócsillagok jelenlegi osztályozása meglehetősen körülményes és elsősorban empirikus . Nincs a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió által elfogadott osztályozási rendszer , de a GCPS által elfogadott rendszer tekinthető a leghivatalosabbnak. Figyelembe veszi a csillagok olyan tulajdonságait, mint a fénygörbe, a hőmérséklet, a fényerő és a csillagpopuláció [20] [6] . A változóknak több száz típusát különböztetjük meg, és egyes csillagok egyediek, és nem rendelhetők egyikhez sem [3] . Néha különböző típusú változékonyság kombinálható ugyanabban a csillagban [2] .

A csillagok változékonyságának különféle típusai két nagy csoport egyikébe sorolhatók: fizikai változékonyság vagy geometriai változékonyság. Az első esetben a csillag saját fényereje bizonyos fizikai folyamatok, például pulzálás vagy héjhullás következtében megváltozik, ami a fényesség változásához vezet . A második esetben a látható fényesség külső hatások hatására változik, például a csillagok egymás eltakarása vagy a foltokkal borított csillag forgása miatt [2] [3] .

A fizikai változócsillagok pulzáló , eruptív csillagokra oszlanakés kataklizmikus változók , valamint röntgen binárisok . Forgó változókat különböztetünk meg a geometriai változók között .és elhomályosító binárisok . E kategóriák mindegyikében külön-külön is megkülönböztethetők a változékonyság típusai. A vonatkozó részek felsorolják a változócsillagok legfontosabb típusait [2] [21] .

Pulzáló változók

A pulzáló változók a külső rétegek váltakozó tágulása és összehúzódása, valamint hőmérsékletük változása miatt változtatják fényességüket. A pulzálás során a csillag minimális és maximális sugara kétszeresére is eltérhet, de általában a méretváltozások nem olyan nagyok, és a fényerő változásához a legnagyobb mértékben a felületi hőmérséklet változása járul hozzá [21] [23 ] ] .

A mechanizmustól függetlenül a csillag rezgésének alapvető periódusa az átlagos sűrűségéhez kapcsolódik . Mivel a hosszú távú megfigyelések során a periódus kismértékű változásai is kimutathatók (lásd fent ), lehetőség van egy csillag evolúciójából adódó lassú sűrűségváltozás kimutatására [23] [24] . A fundamentális periódusbeli lüktetések mellett lehetséges a különböző periódusú felhangok lüktetése is. A pulzációk lehetnek radiálisak (gömbszimmetrikusak) és nem sugárirányúak is, a második esetben a csillag gömbalakja nem őrződik meg [21] [25] .

A pulzáció mechanizmusai

Ha egy csillagot kiveszünk a hidrosztatikus egyensúlyból , például kitágul, akkor hajlamos visszatérni eredeti helyzetébe. A csillagok szabad oszcillációi azonban gyorsan lecsengenek, ezért ahhoz, hogy az oszcillációk hosszú ideig előfordulhassanak, léteznie kell egy olyan mechanizmusnak, amely a csillag hőenergiáját a rezgések mechanikai energiájává alakítja [23] [24] .

Az egyik gyakori pulzációs mechanizmus a kappa mechanizmus , ahol a csillaganyag változó átlátszatlansága játssza a főszerepet. Például az átlagos hőmérsékletű csillagok egy bizonyos mélységben kettős kritikus héliumionizációs zónával rendelkeznek - egy csillagréteg, ahol a hőmérséklet több ezer kelvin . Egy bizonyos időpontban a benne lévő hélium egyszeresen ionizálódik , és a tömörítés során a felszabaduló energia egy részét nem fűtésre, hanem az anyag ionizálására fordítják. Emiatt a réteg hőmérséklete enyhén változik, de a sűrűsége nő, ami a rétegben az átlátszatlanság és az energiavisszatartás növekedéséhez vezet. A csillag következő tágulása során az anyag újraegyesül, aminek következtében a réteg több energiát szabadít fel [24] [26] [27] .

Ahhoz, hogy a pulzációkat egy ilyen mechanizmus fenntartsa, a kettős kritikus héliumionizáció zónájának az optimális mélységben kell elhelyezkednie, ami a csillag felszínének bizonyos hőmérsékletén érhető el [26] . Így azok a csillagok, amelyekben egy ilyen mechanizmust megvalósítanak, a Hertzsprung-Russell diagramon az instabilitási sávban találhatók . A változócsillagok többféle típusa pontosan a kappa mechanizmusnak köszönhetően pulzál: ilyenek például a cefeidák , az olyan változók, mint az RR Lyra , a Delta Shield és a ZZ Ceti . Vannak más típusú ingadozó változók is, amelyek az instabilitási sávon kívül helyezkednek el – számukra a variabilitás mechanizmusa általában egy kappa mechanizmus is. Például az olyan változókban, mint a Beta Cephei , amelyek hőmérséklete sokkal magasabb, mint az instabil csíkcsillagoké, a pulzációt vasionok támogatják [ 24] [27] .

A lüktető változók bizonyos típusai

A lüktető változócsillagok egyik legfontosabb típusa a kefeidák . Ezek a csillagok az F - K spektrális osztályba tartozó szuperóriások , amelyek periódusa általában 1-50 nap, amplitúdójuk 0,1-2,5 m . Az ilyen csillagoknak két fő típusa van - a klasszikus kefeidák és a II-es típusú kefeidák , és mindkét típus esetében összefüggés van a periódus és a fényesség között [28] . Lehetővé teszi, hogy szabványos gyertyákként használják őket : a kefeidák időszakából meghatározhatja abszolút csillagmagasságukat , és ez utóbbit a látszólagos fényességgel összehasonlítva meghatározhatja a csillag távolságát [29] [30] . A cefeidákat nagy fényességük miatt nemcsak galaxisunkban, hanem más galaxisokban is megfigyelik [ 31 ] .

A pulzáló csillagok másik fontos típusa az RR Lyrae változók . Menstruációjuk általában egy napnál rövidebb, és amplitúdójuk kisebb, mint a kefeidáké. Ezek a csillagok gyakoriak a gömbhalmazokban , és szinte azonos abszolút nagyságrendűek, ezért szabványos gyertyaként is használják őket [30] . A miridek az M , S és C  spektrális osztályba tartozó szuperóriások . Pulzációjuk periódusa általában 100-500 nap, a fényességváltozások jellemző amplitúdója 6 m . Lassú irreguláris és félreguláris változók esetén a pulzáció szabálytalan, okai pedig kevéssé ismertek [32] .

Kitörési változók

Kitörési változókhirtelen és kiszámíthatatlanul változtatják meg ragyogásukat. Ezeket a változásokat a kromoszférában és a koronában fellépő aktivitás vagy fellángolás okozza, amelyhez gyakran társul a csillagszél növekedése és tömegveszteség [21] [34] . Néha a kataklizmikus változókat eruptív változók közé sorolják (lásd alább ) [35] .

A változócsillagok más kategóriáitól eltérően nincs olyan általános mechanizmus, amely az összes kitörési változó fényességében változást okozna. Különböző típusú csillagokban az aktivitás és a fellángolás különböző mechanizmusokkal magyarázható, és kevéssé ismert [36] .

Az eruptív változók bizonyos típusai

A kitörési változók közé tartoznak a fellángoló csillagok (más néven UV Ceti változók), amelyek fiatal narancssárga törpék és gyakrabban vörös törpék . A mágneses mezők zavarása miatt ezeknek a csillagoknak a felületén a napkitörésekhez hasonlóan kitörések lépnek fel , de sokkal erősebbek magának a csillagnak a fényességéhez képest - egy kitörés során a csillag a szokásosnál 4-5 magnitúdóval fényesebbé válhat . Fellángolások az optikai tartományban is megfigyelhetők , de különösen erősek a rövid hullámhosszokon: az ultraibolya , a röntgen- és a gamma tartományban , és a rádiófrekvenciás tartományban a fluxus növekedése is kíséri . A fellángolás általában néhány másodperc alatt éri el a maximumát, és több perctől órákig tart, amíg elhalványul, ugyanaz a csillag naponta többször is felvillan [37] . Tekintettel arra, hogy a narancssárga és a vörös törpék az összes csillag körülbelül 90%-át teszik ki , a fellángoló csillagok a leggyakoribb változótípusok Galaxisunkban [38] .

Az Orion változók  eruptív változók csoportja, amely olyan objektumokat foglal magában, mint a fuorok és a T Tauri csillagok . Mindezek az objektumok fiatal csillagok, amelyek ködökhöz kapcsolódnak. Fényességváltozásaik szabálytalanok, és az akkréciós korongok instabilitásával járnak [39] . Egy másik típus a Northern Crown R típusú változók . Abban különböznek a legtöbb kitörési változótól, hogy általában maximális fényerőn vannak, és a fényerősségük előreláthatatlanul csökken 10 magnitúdóig terjedő skálán, majd több év alatt visszaáll eredeti fényességükre [36] [37] .

kataklizmikus változók

A kataklizmikus változók fényességében bekövetkező változásokat az ilyen csillagok felszínén vagy belsejében fellépő termonukleáris robbanások okozzák . A kataklizmikus változók közé tartoznak azok a csillagok is, amelyek nem rendelkeznek termonukleáris robbanással, de hasonló fénygörbékkel rendelkeznek, vagy bizonyos paramétereikben hasonlóak más kataklizmikus változókhoz minimális fény mellett. Az ilyen csillagokat nova - nak nevezik , szemben a robbanóanyaggal, ahol termonukleáris robbanások történnek [21] . A legtöbb kataklizmikus változó, beleértve a novákat is, szoros bináris rendszer , ahol van egy fehér törpe , amelyre a második komponensből az anyag áramlik [41] [42] .

A kataklizmikus változók bizonyos típusai

A szupernóvák kataklizmikus változók. Kitörésük során a szupernóvák abszolút csillagnagysága típustól függően körülbelül két hét alatt eléri a –16 m és –20 m közötti értéket , így fényességük összevethető a kis galaxisok fényességével , majd alábbhagy. A megfigyelt paraméterek szerint a szupernóvákat több típusra osztják, de csak két mechanizmus létezik a kitörésükre. Az Ia típusú szupernóva-robbanások akkor következnek be, amikor egy kettős rendszerben a fehér törpéhez áramló anyag miatt tömege meghaladja a Chandrasekhar határértéket – ekkor a fehér törpe magjában szén részvételével zajló termonukleáris reakciók indulnak el , ami a csillag pusztulásához vezet. és anyagának kilökődése, amelyet szupernóva-robbanásként figyelnek meg. Más típusú szupernóvák fordulnak elő egy hatalmas csillag magjának összeomlása során az evolúció késői szakaszában , miközben nagy mennyiségű energia szabadul fel, és a csillag elpusztul [43] [44] .

Az új csillagok többféle típusra oszthatók, de mindegyik hasonló fénygörbével rendelkezik, a fényességük meredek növekedésével, és olyan bináris rendszerekhez tartoznak, ahol az anyag egy fehér törpére gyűlik fel . Így egy fáklya során a klasszikus nóvák néhány nap alatt általában 7 m -ről 16 m - re növelik fényességüket , majd lassan visszatérnek eredeti fényességükhöz. Bár a csillag ebben az esetben nem pusztul el, a klasszikus nóvák kitörése minden csillag esetében csak egyszer fordult elő a megfigyelések történetében, ami a kitörések nagyon hosszú ismétlődési időszakához kapcsolódik - több mint 3000 évig. Ismétlődő nóváknál több évtizedes kitörések fordulnak elő, de a fényesség kisebb mértékben növekszik. A kétféle csillag fellángolását egyformán magyarázzák: amikor elegendő anyag halmozódik fel egy fehér törpe felületén, ebben az anyagban gyorsan lezajlanak a termonukleáris reakciók, ami növeli a fényerőt és kidobja a héj egy részét, ami nova fáklyaként figyelhető meg. A törpe nóvák esetében a fényerő növekedése még kisebb - 2-6 m -rel , és a villanások egy évnél rövidebb időközönként ismétlődnek, de a felületükön nem történik termonukleáris robbanás: a fényerő változása instabilitással jár. az akkréciós korongban , amikor az utóbbi elér egy kellően nagy sűrűséget [45] [46] .

A röntgen megduplázódik

A röntgensugarakat kibocsátó zárt bináris rendszereket röntgen binárisoknak nevezzük . Az ilyen objektumok az optikai tartományban változékonyságot mutatnak, és a változócsillagok külön csoportját alkotják [21] [47] .

A röntgen binárisokban az egyik komponens egy kompakt objektum , amely körül a második csillag anyagából akkréciós korong keletkezik. Az anyagot nagyon magas hőmérsékletre hevítik, ami röntgensugarakat hoz létre. Ennek a sugárzásnak egy része eléri a második csillagot, és felmelegít egy tartományt a felületén, amely az optikai tartományban fényesebben kezd világítani, ami optikai változékonyságot okoz. A különböző típusú röntgen binárisok, mint például a polárisok , a bursterek és a röntgenpulzárok eltérő változékonysággal rendelkeznek, amplitúdója több nagyságrendű is lehet [21] [48] [49] .

Forgó változók

Forgó változóka fényesség egyenetlen eloszlása ​​a felületen vagy elliptikus alakja van, amit különböző tényezők okozhatnak, például foltok jelenléte a csillag felszínén. A tengely körüli forgásuk során látszólagos fényességük megváltozik a megfigyelő szemszögéből [21] [50] .

A forgó változók bizonyos típusai

BY Draco változók  vörös és narancssárga törpék , amelyek változékonysága a felületükön lévő foltokhoz kapcsolódik. Fényességváltozásuk amplitúdója elérheti a 0,3 m -t, időtartama pedig kevesebb, mint egy naptól 120 napig változhat. A Dragon BY változók gyakran fellángoló csillagok (lásd fent ). Az olyan változók, mint az Alpha² Canis Hounds , B - A spektrális osztályú fősorozatú csillagok , amelyek erős mágneses mezővel rendelkeznek, és ezért a kémiai elemek, például a vas , a szilícium és a króm egyenetlen eloszlása ​​a felszínen . Fényességváltozási periódusuk 0,5 és 160 nap között változik, és az amplitúdók általában nem haladják meg a 0,1 m -t [21] [51] [52] .

Az ellipszoid változók olyan kettős rendszerekben találhatók, ahol a csillagok meglehetősen közel vannak egymáshoz, és a köztük lévő árapály kölcsönhatás miatt alakjuk eltér a gömb alakúaktól. Amikor ezek a csillagok keringenek, a csillagok megfigyelő által látható felülete megváltozik, és a változékonyság periódusa egybeesik a rendszer keringési periódusával. A változékonyság amplitúdója ebben az esetben nem haladja meg a 0,1 m -t [21] [51] [53] .

elhomályosító binárisok

A fogyatkozó bináris rendszerekben a csillagok periodikusan eltakarják egymást, ami a rendszer fényességének csökkenéséhez vezet az okkultáció idejére [54] , ebbe az osztályba tartoznak azok a csillagok is, amelyeknél az exobolygók korongján áthaladnak. megfigyelt. Ehhez az szükséges, hogy a megfigyelő elég közel legyen a rendszer pályájának síkjához [55] . Az elhomályosuló binárisok nem csak a teljes fénygörbe alakja alapján osztályozhatók , hanem az összetevők fizikai jellemzői, valamint az alapján is, hogy a Roche-lebenyek milyen mértékben vannak megtöltve komponensekkel . A csillagok egymás előtti áthaladása váltakozhat, ekkor a fénygörbének két különböző mélységű minimuma lesz, de a másodlagos minimum is hiányozhat [21] [56] .

A fogyatkozó binárisok bizonyos típusai

A fénygörbék alakja szerint megkülönböztethetünk Algol típusú változókat , Beta Lyrae típusú változókat és Ursa Major W típusú változókat . Az első esetben a napfogyatkozáson kívül a fényesség szinte állandó marad, ami azt jelenti, hogy a rendszerben mindkét csillag megtartja a gömb alakú vagy ahhoz közeli alakot, az időszakok pedig 0,2 naptól több mint 10 000 napig terjedhetnek. A második esetben az árapály-kölcsönhatások miatt a csillagok alakja ellipszoidnak bizonyul, és a fénygörbe simábbá válik. Az Ursae Major W-típusú változók közeli bináris rendszerek, ahol mindkét csillag kitölti Roche-lebenyét és érinti egymást, és a fényességi minimumok közel azonosak a mélységben [21] [56] [57] .

Jelölés

A változócsillagok történelmi jelölési rendszere viszonylag összetett. Ha egy változócsillag nem kapott Bayer-jelölést (például Delta Cepheus vagy Beta Perseus ), akkor a felfedezés sorrendjében a csillagképnek megfelelően jelölést kell adni neki . A csillagkép első 9 csillagát nagy latin betűvel jelöljük, R-től kezdve Z-ig. A következő 45 nyitott csillag kétbetűs jelölést kap: először RR-től RZ-ig, majd SS-től SZ-ig és így tovább, felfelé ZZ-nek. Ezután 280 jelölés létezik AA-tól AZ-ig, BB-től BZ-ig, és így tovább, egészen QQ-QZ-ig, és a J betűt nem használják az I betűvel való összetéveszthetőség elkerülésére. Ez a rendszer lehetővé teszi 334 változó csillag kijelölését minden csillagkép, amely után digitális jelölések vannak a konstelláció nevével: V335, V336 és így tovább. Olyan nevek, mint az R Andromeda , RR Lyra és a V1500 Cygnuskifejezetten a változócsillagokra vonatkoznak [58] [59] .

A variabilitás típusait általában prototípusukról, azaz osztályának ismert vagy tipikus csillagáról nevezik el. Így például a Miridák a Mira -ról , a Cepheidák a Delta Cephei-ről, az RR Lyrae változók pedig az RR Lyrae-ről [58] [59] kapták nevüket .

Tanulmánytörténet

Az ókorban létező filozófiai elképzelések azt feltételezték, hogy a csillagok természetüknél fogva állandó objektumok, ezért a változócsillagok célzott keresését nem végezték el. Ugyanakkor új csillagok ismertek , amelyek hirtelen megjelentek az égen, majd egy idő után eltűntek, de nem tekintették őket egyenrangúnak a közönséges csillagokkal, hanem "vendégcsillagoknak", mint az üstökösök . A szupernóvákat is új csillagok közé sorolták . Az ilyen objektumokról szóló információkat az ókori kínai , indiai és japán krónikák, valamint egyes európai források is tartalmazzák - valószínűleg az egyik új csillagot Hipparkhosz figyelte meg [3] [60] [61] .

Az első felfedezett változócsillag – a nóvák és szupernóvák kivételével – a Mira volt . 1596-ban David Fabritius fedezte fel ezt a csillagot, amikor az a második magnitúdójú volt , és megállapította, hogy fényessége fokozatosan csökken. Ezután már nem volt megfigyelhető, Fabricius pedig abbahagyta az égbolt régiójának megfigyelését, de 1609-ben ismét felfedezte a csillagot. 1603-ban Johann Bayer is megfigyelte, és Omicron Kitának nevezte el, de Bayer nem volt tudatában ennek változékonyságának. Ennek a csillagnak a felfedezése nagy érdeklődést váltott ki, és a Mira nevet ( latinból  mira  - csodálatos) rendelték hozzá. 1667-ben Ismael Buyo periodicitást fedezett fel a Mira fényességében [3] [60] [61] .

Van egy hipotézis, hogy a középkori arab csillagászok tisztában voltak Algol változékonyságával . Ez a hipotézis azon a tényen alapul, hogy a csillag neve arabul azt jelenti, hogy "démon" [62] , de úgy tűnik, ez a hipotézis téves [61] . Ennek a csillagnak a változékonyságát Geminiano Montanari 1669- ben megbízhatóan fedezte fel [60] .

Kezdetben az ismert változócsillagok száma lassan nőtt. Tehát az 1786-os listán, amelyet Eduard Pigott állított össze , 12 változó szerepelt, Friedrich Argelander 1844-es listáján - 18, Eduard Schoenfeld 1875-ben összeállított katalógusában pedig 143 változócsillag. Ez a szám a fényképezés csillagászati ​​térhódítását követően kezdett gyorsan növekedni 1880 körül: 1903-ra az ismert változók száma már elérte az 1000-et, 1920-ra pedig a 4000-et [3] [61] [63] .

Különösen nagyszámú változócsillagot fedeztek fel a Harvard Obszervatóriumban , ahol Edward Pickering fontos szerepet játszott a megfigyelések megszervezésében . Arról is ismert, hogy megalapította az Amerikai Változócsillag-megfigyelők Szövetségét, és a változócsillagok osztályozási rendszerét dolgozta ki, amely már a maihoz hasonlóságot mutatott. 1908-ban Henrietta Leavitt , aki ugyanabban az obszervatóriumban dolgozott, 2400 csillagot fedezett fel a Kis Magellán-felhőben . Megmérte 16 cefeida periódusát ebből a halmazból, és megállapította, hogy minél fényesebb a csillag, annál hosszabb a periódusa. Mivel a Kis Magellán-felhő összes csillaga nyilvánvalóan közel azonos távolságra helyezkedik el, a csillagok fényerejének különbségei megfelelnek a fényességük különbségeinek. Így Leavitt felfedezte a periódus és a fényesség közötti összefüggést a kefeidák esetében, amelyek később fontos szerepet kezdtek játszani a csillagászatban [3] [60] [64] .

1918-tól a második világháború végéig a Német Csillagászati ​​Társaság az efemerisztikus változócsillagok katalógusainak éves kiadásával foglalkozott .. 1946 után a Moszkvai Állami Egyetem SAI és az Orosz Tudományos Akadémia Csillagászati ​​Intézetének szovjet, majd orosz csillagászai kezdtek katalogizálással foglalkozni . 1948-ban Boris Kukarkin és Pavel Parenago kiadta a Változócsillagok Általános Katalógusának [60] első kiadását . 2017-ben megjelent a GCPS 5.1-es verziója [15] .

Ezzel párhuzamosan a változócsillagok természetének megértése is fejlődött. Például még John Goodryk és Edward Pigott is a 18. században azt sugallta, hogy az Algol változékonyságát időszakos fogyatkozások okozzák. August Ritter vetette fel először 1873-ban azt az elképzelést, hogy a csillagok lüktetése megváltoztathatja fényességüket , és 1915 körül Harlow Shapley megállapította, hogy egyes csillagok valóban pulzálnak. Ezzel egy időben Arthur Eddington egy olyan elméletet dolgozott ki, amely megmagyarázhatja a pulzációt, és a cefeidák pulzációinak közvetlen mechanizmusát Szergej Zsevakin fedezte fel az 1950-es években [65] .

Megjegyzések

  1. ↑ A művész benyomása a fogyatkozó  binárisról . ESO . Letöltve: 2022. február 16. Az eredetiből archiválva : 2022. február 16..
  2. ↑ 1 2 3 4 Drágám D. Változócsillag . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. december 5. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Változócsillagok  / Samus N. N.  // P - Perturbációs funkció. - M .  : Nagy Orosz Enciklopédia, 2014. - S. 639-640. - ( Nagy Orosz Enciklopédia  : [35 kötetben]  / főszerkesztő Yu. S. Osipov  ; 2004-2017, 25. köt.). - ISBN 978-5-85270-362-0 .
  4. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2016 , p. 299.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Samus N. N. Általános információk a változócsillagokról. 1.1. A változócsillag fogalma . Csillagászati ​​örökség . Moszkva: SAI MGU . Letöltve: 2021. december 5. Az eredetiből archiválva : 2022. március 15.
  6. ↑ 1 2 Samus NN Változócsillagos osztályozás problémái  (angol)  // Proceedings of the 2018 akad. AA Boyarchuk Memorial Conference, INASAN Science Proceedings / Szerkesztette DV Bisikalo és DS Wiebe . — Moszkva: Yanus-K, 2018. — május. - P. 51-56. - doi : 10.26087/INASAN.2018.1.1.009 . - Iránykód .
  7. ↑ AAVSO fénygörbe generátor . AAVSO . Letöltve: 2022. február 16. Az eredetiből archiválva : 2022. február 16..
  8. ↑ Percy, 2007 , p. 48.
  9. ↑ 1 2 3 Efremov Yu. N. Változócsillagok . Asztronet . Letöltve: 2021. december 10. Az eredetiből archiválva : 2020. október 28.
  10. ↑ Változócsillagok . Csillagászat . Melbourne: Swinburne University of Technology . Letöltve: 2021. december 5. Az eredetiből archiválva : 2022. február 1..
  11. ↑ Csillag . Változó  csillagok . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2021. december 5. Az eredetiből archiválva : 2021. december 5..
  12. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Általános információk a változócsillagokról. 1.4. Változócsillagok fotometriai információinak ábrázolása. Táblázatok és grafikonok . Csillagászati ​​örökség . Moszkva: SAI MGU . Letöltve: 2021. december 7. Az eredetiből archiválva : 2020. február 19.
  13. ↑ Percy, 2007 , pp. 63-64.
  14. ↑ Percy, 2007 , pp. 68-71.
  15. ↑ 1 2 Samus' NN , Kazarovets EV, Durlevich OV, Kireeva NN, Pastukhova EN Változócsillagok általános katalógusa: GCVS 5.1 verzió  // Astronomy Reports  . - Moszkva: Nauka , 2017. - január 1. ( 61. kötet ). — P. 80–88 . — ISSN 1063-7729 . - doi : 10.1134/S1063772917010085 . Archiválva az eredetiből 2022. január 2-án.
  16. ↑ Surdin, 2015 , p. 165.
  17. ↑ Percy, 2007 , pp. 71-77.
  18. ↑ Percy, 2007 , pp. 320-323.
  19. ↑ Karttunen et al., 2016 , p. 300.
  20. ↑ 12. Percy , 2007 , pp. 71-74.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 A kijelölt változócsillagok GCVS variabilitási típusai és eloszlási statisztikája a variabilitás típusa szerint . GAISH MSU . Letöltve: 2021. december 12. Az eredetiből archiválva : 2022. február 18.
  22. ↑ Engle SG, Guinan EF, Harper GM, Neilson HR, Evans NR . A cefeidák titkos élete: evolúciós változások és puisation-induced sokkmelegedés a klasszikus cefeidák prototípusában δ Cep  // The Astrophysical Journal. — 2014-09-25. - T. 794 , sz. 1 . - S. 80 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/80 . Archiválva az eredetiből 2022. február 16-án.
  23. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , pp. 301-302.
  24. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Pulzáló csillagok. 2.1. Általános információk . Csillagászati ​​örökség . Moszkva: SAI MGU . Letöltve: 2021. december 12. Az eredetiből archiválva : 2012. január 19.
  25. ↑ Percy, 2007 , pp. 136-138.
  26. ↑ 1 2 Zhevakin S. A. , Pamyatnykh A. A. Csillagok lüktetése . Űrfizika . Asztronet . Letöltve: 2021. december 28. Az eredetiből archiválva : 2021. december 10.
  27. ↑ 12. Percy , 2007 , pp. 141-144.
  28. ↑ Karttunen et al., 2016 , p. 302.
  29. ↑ Samus N. N. Lüktető csillagok. 2.2. Klasszikus kefeidák. OKPP típusok: DCEP, DCEPS, CEP(B). . Csillagászati ​​örökség . Moszkva: SAI MGU . Letöltve: 2021. december 14. Az eredetiből archiválva : 2012. január 28..
  30. ↑ 12 Normál gyertya . Csillagászat . Melbourne: Swinburne University of Technology . Letöltve: 2021. december 14. Az eredetiből archiválva : 2021. november 10.
  31. ↑ Percy, 2007 , pp. 147, 161.
  32. ↑ Karttunen et al., 2016 , p. 303.
  33. ↑ Beskin G., Karpov S., Plokhotnichenko V., Stepanov A., Tsap Yu. A szinkrotron eredetű szubmásodlagos lineárisan polarizált tüskék felfedezése az UV Ceti óriás optikai fáklyában  // Az Ausztrál Csillagászati ​​Társaság kiadványai. — 2017-01-01. - T. 34 . - S. e010 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1017/pasa.2017.3 .
  34. ↑ Darling D. Eruptív változó . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. december 15. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  35. ↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 303-304.
  36. ↑ 12 Jó , 2012 , pp. 37-40.
  37. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2016 , pp. 303-305.
  38. ↑ Percy, 2007 , pp. 224-228.
  39. ↑ Darling D. Orion változó . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. december 16. Az eredetiből archiválva : 2021. december 16.
  40. ↑ Karttunen et al., 2016 , p. 309.
  41. ↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 303-315.
  42. ↑ Darling D. Kataklizmikus változó . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. december 16. Az eredetiből archiválva : 2020. október 30.
  43. ↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 308-312.
  44. ↑ Drága D. Szupernova . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. december 16. Az eredetiből archiválva : 2021. október 31.
  45. ↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 305-308.
  46. ↑ Jó, 2012 , pp. 97-102.
  47. ↑ Drágám D. X-ray bináris . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. december 18.
  48. ↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 322-325.
  49. ↑ Jó, 2012 , pp. 157-164.
  50. ↑ Drágám D. Forgó változók . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. december 18. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  51. ↑ 12 Jó , 2012 , pp. 127-138.
  52. ↑ Percy, 2007 , pp. 91-96.
  53. ↑ Percy, 2007 , pp. 81-82.
  54. ↑ Drágám D. Eclipsing bináris . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. december 18. Az eredetiből archiválva : 2020. október 27.
  55. ↑ Percy, 2007 , p. 103.
  56. ↑ 12 Jó , 2012 , pp. 139-145.
  57. ↑ Percy, 2007 , pp. 107-110.
  58. ↑ 12 csillagok elnevezése . Nemzetközi Csillagászati ​​Unió . Letöltve: 2020. október 26. Az eredetiből archiválva : 2020. április 11.
  59. ↑ 1 2 Samus N. N. Általános tudnivalók a változócsillagokról. 1.3. A Változócsillagok Általános Katalógusának felépítése . Csillagászati ​​örökség . Moszkva: SAI MGU . Letöltve: 2021. december 18. Az eredetiből archiválva : 2020. február 7..
  60. ↑ 1 2 3 4 5 Samus N. N. Általános információk a változócsillagokról. 1.2. Rövid történelmi vázlat. A változócsillagok katalógusainak története . Csillagászati ​​örökség . Moszkva: SAI MGU . Letöltve: 2021. december 18. Az eredetiből archiválva : 2011. június 6..
  61. ↑ 1 2 3 4 Surdin, 2015 , p. 162-165.
  62. ↑ Algol  . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2021. december 18. Az eredetiből archiválva : 2021. december 18..
  63. ↑ Percy, 2007 , p. 6.
  64. ↑ Surdin, 2015 , p. 165-171.
  65. ↑ Percy, 2007 , pp. 7-8.

Irodalom

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
 változó csillagok
Kitörő
Lüktető
forgó
Kataklizmikus
elhomályosító binárisok
Listák
Kategória: Változócsillagok