какие звезды называют переменными

Переменные звезды, их типы и отличия

По правде говоря, переменные звезды представляют собой небесные светила, у которых меняется яркость. Такие изменения происходят со временем и под влиянием происходящих физических процессов. Например, повлиять на блеск могут активность хромосферы, различные пульсации, затмения в тесной двойной системе, вспышки сверхновых и т.д.

На самом деле, у любого звёздного тела яркость не может иметь постоянное значение. Просто, у всех наблюдается разная степень колебаний блеска. Однако важно не перепутать звёздное мерцание с переменностью. Потому как мерцают тела из-за воздушной неустойчивости атмосферы Земли. А изменение яркости заметно, в первую очередь, при внеземных наблюдениях.

Итак, в астрономии к переменному типу относят светила, у которых было обнаружено изменение блеска хотя бы раз.

Собственно говоря, при наблюдении отмечают несколько важных моментов. Во-первых, период колебаний яркости. Во-вторых, амплитуду, то есть максимальное смещение значения от среднего показателя. В-третьих, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Между прочим, смещения значения яркости может происходить периодами.

Типы переменных звезд

Как вы понимаете, главное отличие переменных звезд от обычных заключается в изменении и колебаниях яркости. Помимо этого, такие светила отличаются между собой.

В той или иной степени, все переменные звезды меняют свою светимость и блеск. Но главная разница состоит в причинах этих явлений. На этом, соответственно, основана их классификация.

Учёные выделили несколько основных групп. Они, в свою очередь, разделены на подгруппы. А вот ниже приведены наиболее обширные и распространённые типы.

Тройная переменная звезда Алголь

Затменно-переменные звезды

В сущности, являются тесной двойной системой. Где один компонент затмевает другой. В результате чего мы периодически видим то одно, то другое светило. А так как их яркость разная, то и наблюдаются в разное время по-разному. Например, когда наиболее яркая закрывает слабую, видно увеличение блеска и наоборот.

Пульсирующие переменные звезды

Как оказалось, причиной их пульсаций является изменение объёма тела. Такие светила из-за неустойчивости между гравитацией и внутренним давлением то расширяются, то сжимаются. При этом фотосфера и размер излучающей поверхности светила увеличивается, что приводит к изменению температуры, цвета и блеска. Чаще всего подобные изменения носят периодический характер.

Поскольку этот класс довольно большой, то он включает многие подтипы:

Эруптивные переменные звезды

К ним относят, в основном, светила с хотя бы одним зафиксированным изменением яркости или временами меняющие её. Прежде всего, природа таких колебаний связана с взрывами на поверхности, самих звёзд и в окружающей их среде.

Их разделяют на неправильные переменные и новые (новоподобные) звёзды.

Неправильные переменные звезды

Также относятся к пульсирующим, но не имеют стабильности в периодах. По данным учёных, предсказать их переменчивую природу практически невозможно. Хотя у некоторых представителей всё же удаётся выделить определённые циклы.

Стоит отметить, что часто их связывают с диффузными туманностями. Впрочем, данный тип ещё плохо изучен и их изучение продолжается.

К тому же, выделяют подклассы: UV Кита, BY Дракона и неправильные.

По факту, это не все типы физических переменных звезд. Однако космос содержит огромное их количество. Самые известные и популярные среди них, к примеру, Полярная звезда, Алголь, Бетельгейзе, Мира и Денеб.

Некоторые факты

Впервые переменные звезды были открыты в 1638 году. Именно тогда Иоганн Хольвард обнаружил, что Омикрон Кита, звезда Мира, пульсирует с периодичностью 11 месяцев. Правда, изначально её считали новой.
Сейчас же известно более 50 000 светил переменного типа. Причем большая часть располагается в нашей галактике.

Так как подобные объекты можно наблюдать даже невооружённым глазом, то они вызывают интерес не только у опытных астрономов, но и у обычных любителей. Более того, любой может открыть новое, еще не известное науке светило. В любом случае, наблюдать красочные звёздные вспышки интересно и увлекательно.

Переменная звезда Мира

Безусловно, изучение и исследование переменных звезд различного типа имеют важное значение для понимания их эволюции и устройства нашей Вселенной. Стоит отметить, что такие космические объекты в определённые моменты находятся в неустойчивом состоянии. Вдобавок, как уже было сказано, происходящие с ними процессы хорошо заметные и наблюдаются без труда.

Сегодня мы узнали какие звезды называют переменными, чем они отличаются от других и какие бывают. Надеюсь, вам было интересно!

Источник

«Переменные звезды» – разновидности и характеристика

Определение понятия «переменная звезда» является крайне простым. «Переменными» называют те космические объекты, которые меняют свою яркость. Звезду называют таковой в том случае, если при наблюдении с Земли ее интенсивность излучения с определенной периодичностью меняется. Данные перемены могут происходить с различной периодичностью — раз в несколько лет или каждую секунду. Кроме этого, важным параметром «переменных звезд» является интенсивность перемены яркости. Разница может приравниваться к одной тысячной — 20-и магнитудам.

В современное время астрономы знают о существовании более 100000 «переменных звезд». Кроме этого, еще 1000 (приблизительно) звезд еще не признали «переменными», но подозревают в этом.

Самым ярким и известным представителем вышеописанной группы является наше светило. Продолжительность его цикла приравнивается к одиннадцати годам, за которые Солнце меняет яркость на 0,1%.

История «переменных звезд»

Первой звездой, которую официально назвали «переменной», являлась Омикрон Кита. В близком будущем ее переименовали в Миру. Ее нашел в огромном космическом пространстве Д. Фабрициус в 1596 году и назвал «новой звездой». Значительно позже, а точнее в 1638 году, этот космический объект стал называться «переменным». Такое определение ему присвоил Й. Холвард — известный астроном. Этот объект меняет свою яркость с определенной периодичностью и с завидной регулярностью, а точнее раз в одиннадцать месяцев.

Вышеописанное открытие стало сенсационным. Оно сломало существовавшую ранее теорию, в которой говорилось, что звезды — тела неизменные, стабильные и вечные. После изучения Миры и других подобных звезд астрономы узнали о «переменных» и звездах, которых величают «сверхновыми».

Когда праздновалось 400-летие со дня открытия космического объекта — «переменной» Миры, астроном Д. Хоффлейд заявил:

В семнадцатом столетии, после обнаружения Фабрициуса, мы нашли и открыли еще 4 «переменные звезды», которые по своей природе являются похожими на Миру. Всех их изначально подозревали в том, что они являлись «новыми», причем задолго до официального обнаружения. 3 из них назывались «новыми» еще в ранних летописях Китая и Кореи.

Второй «переменный» космический объект официально открыл в 1669 году Д. Монтанари. Данная «переменная» оказалась затменной. В дальнейшем ее стали величать Алголем. После этого, в течение последующих восьмидесяти лет астрономы обнаружили и официально зарегистрировали не мене семи «переменных звезд». Таким образом, можно предположить, что большую часть подобных космических объектов нашли только в современное время, после появления высоких технологий.

Одной из таких технологий являлась фотография, которая особенно стремительно начала развиваться в 1850-ом году. К 2008-у году количество зарегистрированных «переменных» приравнялось к 46000. Самое примечательное, что все они располагались в нашей галактике — «Млечном Пути».

Разновидности «переменных» и их характеристики

«Переменные» могут проявлять себя по-разному. Иногда они меняют свой блеск, в других случаях — блеск своей массы. У некоторых подобных объектов имеются определенные причины, которые периодически мешают их свету быть видимым с Земли. Кроме этого, такие звезды могут являться пульсирующими — сжимающимися/расширяющимися. Еще перед ними могут пролетать разнообразнейшие другие космические объекты, заслоняя их собой. Одной общей чертой «переменных звезд» является то, что в определенное время с земной поверхности они кажутся менее яркими.

Астрофизики разделили такие объекты на два основных вида:

Чтобы изучить одну «переменную звезду» максимально досконально (определить ее историю, понять поведение, отнести к одной из вышеперечисленных групп и т.д.), ученым приходится наблюдать за ней на протяжении нескольких десятилетий. При этом значительный вклад в развитие астрономии совершают астрономы-любители, которые периодически помогают собрать информацию о различных космических объектах, в том числе и о «переменных звездах». Наблюдения профессионалов и любителей заносятся в «Международную базу данных AAVSO».

Источник

Переменные звезды

Переменной называют звезду, если она способна менять яркость. То есть, ее видимая величина по какой-то причине периодически меняется для земного наблюдателя. Подобные изменения могут занимать годы, а порой всего секунды и граничат между 1/1000-й величины и 20-й.

Среди представителей переменных звезд в каталоги попало более 100000 небесных тел и еще тысячи выступают подозрительными переменными. Солнце также является переменной, чья светимость колеблется на 1/1000-ю величину, а период охватывает 11 лет.

История

Художественная интерпретация затменной двоичной системы, включающей цефеиду

История изучения переменных звезд начинается с Омикрона Кита (Мира). Дэвид Фабриций описал ее в качестве новой в 1596 году. В 1638 году Йоханнес Хогвальдс заметил ее пульсацию в течение 11 месяцев. Это стало ценным открытием, так как подсказывало, что звезды не выступают чем-то вечным (как утверждал Аристотель). Сверхновые и переменные помогли перешагнуть в новую эру астрономии.

Переменная звезда Мира, хвост которой можно наблюдать только в ультрафиолетовом диапазоне

После этого только за один век удалось отыскать 4 переменные типа Мира. Оказалось, что о них знали до появления в записях западного мира. Например, трое числилось в документах Древнего Китая и Кореи.

В 1669 году нашли переменную затмевающую звезду Алголь, хотя ее изменчивость сумел объяснить только Джон Гудрик в 1784 году. Третья – Хи Лебедя, найденная в 1686 и 1704 годах. За следующие 80 лет нашли еще 7.

С 1850 года начинается бум на поиски переменных, потому что активно развивается фотография. Чтобы вы понимали, с 2008 года только в Млечном Пути насчитывали больше 46000 переменных.

Характеристика и состав

У изменчивости есть причины. Это касается изменения светимости или массы, а также некоторых препятствий, мешающих свету поступать к Земле. Поэтому выделяют типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды раздуваются и сжимаются. Двойные затменные теряют яркость, когда одна из них перекрывает вторую. Некоторые переменные представляют две близко расположенных звезды, обменивающиеся массой.

Можно выделить два главных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные – их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. А есть внешние – причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения.

На снимке центра Млечного Пути видны три переменных цефеиды. Их используют для определения дистанций и возраста объектов

Внутренние переменные звезды

Цефеиды – невероятно яркие звезды, превышающие солнечную светимость в 500-300000 раз. Периодичность – 1-100 дней. Это пульсирующий тип, способный резко расширяться и сокращаться за короткий срок. Это ценные объекты, так как с их помощью отмеряют дистанции к другим небесным телам и формированиям.

Переменная звезда класса цефеида RS Puppis

Среди других пульсирующих переменных можно вспомнить RR Лиры, у которой период намного короче, и она старше. Есть RV тельца – сверхгиганты с заметным колебанием. Если мы смотрим на звезды с длинным периодом, то это объекты типа Мира – холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные – красные гиганты или сверхгиганты, чья периодичность занимает 30-1000 дней. Одна их наиболее популярных – Бетельгейзе.

Не забывайте про переменную цефеиды V1, которая отметилась в истории изучения Вселенной. Именно с ее помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой она располагалась, это галактика. А значит, пространство не ограничивается Млечным Путем.

Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них присутствуют новые, сверхновые и карликовые новые.

Сверхновые – отличаются динамичностью. Количество извергаемой энергии порой превосходит возможности целой галактики. Могут разрастаться до величины 20, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего, образуются в момент смерти массивной звезды, хотя после этого может остаться ядро (нейтронная звезда) или же сформироваться планетарная туманность.

Например, V1280 Скорпиона достигла максимальной яркости в 2007 году. За последние 70 лет ярчайшей была Новая Лебедя. Поразила всех также V603 Орла, взорвавшаяся в 1901 году. В течение 1918 года она не уступала по яркости Сириусу.

Карликовые новые – двойные белые звезды, переносящие массу, из-за чего производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные – близкие двойные системы, в которых фигурирует красный гигант и горячая голубая звезда.

Извержения заметны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь очень много подтипов: вспыхивающие, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них выступают бинарными системами.

Внешние переменные звезды

К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в системе Земля-Луна. Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.

Схема затмения у бинарной звезды

Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.

Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.

В центре Млечного пути видно две пульсирующие звезды (цефеиды), играющие роль указателей космических дистанций

Будущие исследования

Важно понимать, что эти небесные тела чрезвычайно полезны астрономам, так как позволяют разобраться в радиусах, массе, температуре и видимости других звезд. Кроме того, они помогают проникнуть в состав и изучить эволюционный путь. Но их изучение – кропотливый и длительный процесс, для которого используют не только специальные приборы, но и любительские телескопы.

Некоторые переменные особенно важны, например, цефеиды. Они способствуют определению возраста целой Вселенной и открывают секреты далеких галактик. Переменные Мира раскрывают тайны нашего Солнца. Сверхновые много рассказывают о процессе расширения. В катаклизматических есть информация об активных галактиках и сверхмассивных черных дырах. Поэтому переменные звезды способны объяснить, почему некоторые вещи во Вселенной не стабильны.

Источник

Спросите Итана №16: Что такое переменные звёзды?

На этом фото с Хаббла видна RS Puppis – переменная звезда типа цефеиды. Период изменений цефеид довольно большой – к примеру, у этой звезды яркость меняется в пять раз каждые 40 дней. Она окружена плотными тёмными облаками пыли, что позволяет детально наблюдать эффект светового эха.

Посмотрев видео о переменной звезде RS Puppis, снятой телескопом им. Хаббла, я очень хотел бы узнать о том, что такое переменные звёзды.

Действительно, было такое видео, на котором была представлена звезда RS Puppis, яркость которой меняется со временем, и там было показано, как это приводит к появлению светового эха:

Выглядит это потрясающе, и я очень хочу рассказать вам об этом, но мне на ум приходят три различных способа, которыми это можно сделать, в зависимости от точки зрения, которой вы хотели бы придерживаться: исторический, научный или физический. В этом явлении очень много нюансов, поэтому давайте рассмотрим все три подхода!

1) Исторический. Давным-давно считалось, что звёзды — это фиксированные точки на небосводе. Иногда случалось катастрофическое событие вроде появления сверхновой, которое создавало временный яркий объект на небосводе. Но такие события были достаточно редкими, и совсем мало таких явлений можно было наблюдать невооруженным глазом на протяжении истории человечества. Хотя большинство звёзд действительно не меняют своего положения и яркости, но это верно не для всех них. В 1596 году Дэвид Фабрициус узрел на небе нечто, и решил, что это — сверхновая звезда, потому что он увидел точку на небосводе, которая ярко светила в августе и затем полностью исчезла в конце октября. Но к его удивлению точка снова появилась на небосводе в 1609 году. Никакая сверхновая не появлялась до этого дважды. То, что увидел Фабрициус, было не сверхновой, а Мирой – по сути, первой открытой переменной звездой.

Сначала считалось, что переменные звёзды довольно редки, потому что прошло целых два столетия, прежде чем их насчитали 10 штук. Но количество обнаруженных переменных звёзд резко возросло с появлением астрофотографии. Стало возможным точно измерять и напрямую сравнивать видимую яркость звезды в течение дней, недель, месяцев, и даже лет — как силу изменения яркости, так и период его изменения.

В начале 1890-х молодая женщина по имени Генриетта Льюит посещала Общество коллегиальных институтов для женщин, теперь известное, как Рэдклиффский колледж. В 1893 году ее наняли в Обсерваторию Гарварда для измерения и каталогизирования яркости звёзд, запечатлённых в коллекции фотографических пластинок обсерватории. В частности, она каталогизировала звёзды, найденные в Малом Магеллановом облаке, и за последующие двадцать лет нашла более тысячи переменных звёзд разных классов, которые она занесла в каталог.

Но один из классов звёзд, цефеиды, был особенно интересным, что и заметила Льюит. Когда она пронаблюдала 25 самых ярких цефеид, то увидела, что их период изменения яркости больше, чем у остальных звёзд — период, за который они достигали максимальной яркости, затем становились тусклее и снова возвращались к максимальной яркости. Все звёзды менялись в яркости примерно на одну и ту же величину (в смысле визуальный величины), но у самых ярких звёзды уходило несколько месяцев на то, чтобы пройти от яркого до тусклого состояния, и обратно до яркого. Когда средняя яркость наблюдаемых звёзд уменьшалась, уменьшался и период изменения яркости. Чем тусклее была звезда, тем быстрее менялась её яркость, вплоть до периода в один день. Фактически, она нашла хорошо наблюдаемую корреляцию между тем, насколько яркой была среда в среднем и периодом изменения её яркости.

Эта связь известна сегодня, как отношение периода и яркости, и это открытие привело к удивительным последствиям, которые и приводят нас ко второму способу ответа на вопрос о переменных звёздах.

2) Научный. Касательно цефеид, обнаруженных Льюит, можно сказать, что это были звёзды, находящиеся от нас на довольно больших расстояниях — примерно 199 000 световых лет. А физический размер объекта, в котором находились эти звёзды, составлял примерно 7 000 световых лет. Из-за этого все звёзды в Малом Магеллановом облаке находятся примерно на одном и том же расстоянии от Земли. Изменения в яркости звёзд соответствует фактической их светимости. Если есть связь между периодом пульсации звезды и её яркостью, это означает, что если вы измеряете период переменной звезды-цефеиды, вы будете знать какая у неё фактическая светимость. А если вы измерили светимость, то зная, как связана яркость и расстояние, вы можете рассчитать расстояние до неё.

Мы называем эти объекты «стандартами свечами» потому, что если вы знаете реальную яркость, с которой светится объект, и затем вы измеряете видимую яркость, то вы можете понять, насколько далеко объект находится от вас. Благодаря работе Генриетты Льюит, посвященной цефеидам, у нас есть стандартные свечи для измерения огромных расстояний в космосе. А благодаря Эдвину Хабблу и открытию переменных звёзд, располагающихся в спиральных туманностях, которые он наблюдал в 1920-х годах, мы смогли понять, как далеко находится эти объекты (оказавшиеся галактиками) на самом деле.

Существует большое количество типов переменных звёзд, которые отличаются друг от друга цветом и яркостью. В дополнение к цефеидам, обнаруженым Льюит (которых бывает 2 типа) есть звёзды с меньшей массой и меньшим периодом RR Lyrae, переменные красные гиганты (такие, как Мира), пульсирующие белые карлики и целая толпа других, некоторые из которых показаны на картинке ниже.

По большей части, существует хорошо опредёленная корреляция между периодами изменения этих объектов и их номинальной светимостью, что означает, что если мы находим и идентифицируем их где-нибудь, то мы сразу можем с высокой точностью узнать, как далеко находится объект. И, как считает наука, это одно из наиболее важных открытий, связанных с лестницей космических расстояний. Лучший способ измерения расстояний до звёзд — это параллакс, или изменение их позиций на небе в течение года (когда Земля вращается вокруг Солнца). Но этот способ работает только для звёзд, находящихся на расстоянии 1600 световых лет от нас. Хотя, миссия Gaia, запущенная недавно, попытается увеличить это расстояние в десять раз.

Но на расстоянии в 1600 световых лет от Земли есть довольно много переменных звёзд, для которых мы вели измерения и при помощи параллакса. А также есть много переменных звёзд, расстояние до которых, судя по подсчётам, составляет не менее 100 миллионов световых лет.

Наблюдая за тем, как меняются эти звёзды со временем, как меняется их яркость, какой у них период изменения яркости, мы относили эти звёзды к соответствующему классу переменных, и таким образом уже определили расстояния до тысяч космических объектов, находящихся за пределами нашей галактики. Значит, теперь мы знаем, как мы их открыли, мы знаем, для чего они используются, но почему же меняется их яркость? И это приводит нас к третьему варианту ответа.

У большинства переменных звёзд изменения яркости объясняются тем, что происходит во внешних слоях.

Фотосфера звезды, слой, с которого фотоны улетают со звезды навсегда — это особое место с точки зрения физики. Для очень стабильной звезды фотосфера будет сохраняться постоянной с течением времени. Давление излучения, которое выталкивает частицы наружу, на поверхности будет полностью компенсироваться силой гравитации, которая тянет частицы в центр звезды. Солнце является близкой аппроксимацией этой модели, но даже такая скучная звезда, как Солнце, в этом смысле не совершенна.

Интенсивность нашего Солнца колеблется на уровне 0,1%.

Но у звёзд, которые мы называем переменными, яркость и радиус могут меняться на огромное значение — на 90% или даже больше! У таких звёзд, как Мира, фактическая светимость меняется в течение одного цикла в тысячу раз, в то время как у обычных цефеид радиус меняется на миллионы километров, а температуры на тысячи градусов.

Эта тема — кладезь интересной информации, ведь любители и профессионалы проводят целые жизни, изучая подобные объекты. Я дал вам вводную на тему переменных звёзд, и теперь мы знаем, как их открыли, для чего они используются, и почему они являются переменными. Для дальнейшего изучения я рекомендую вам AAVSO (American Association for Variable Star Observers, Американская ассоциация наблюдателей за переменными звёздами). Там найдется интересная информация как для исследователей, так и для простых любителей.

Источник