Dq Геркулес

1934 жылы желтоқсанда Геркулес пен Лира шоқжұлдызының шекарасында өте жаңа жұлдыз жарқылы болды. Кенеттен пайда болатын жаңа жұлдыздар үшін жарқырау қисығының өрлемелі бұтағы бақыланбады. Жұлдызды аспанның ескі түсірілімін зерттегенде жарқыл болғанға дейін жұлдыз 15-жұлдыздық шамада болды, яғни оның жарықтылығы 14 жұлдыздық шамаға дейін өсті. Жаңа жұлдыз ақырын бәсең тынышталатын жұлдыз болып табылды. Жарқырау қисығының өзгерісі келтірілген суреттен көрінгендей басында баяу әлсіреп, содан соң тез әлсіреді. Жарқырауының түсуі 1935 жылдын мамыр айына дейін – жарықтылық 13^m жұлдыздық шамаға дейін түсті. Кенеттен қайтадын өсе бастады және 100 тәулік бойы өсті. Содан кейін біртіндеп қайта жарқылға дейінгі күйге кемиді (15^m).

1954жылы американ астрономы Уокер М. Ликс обсерваториясының ең қуатты телескопын қолданып (АҚШ, Калифорния), керемет жаңалық ашты. Ол DQ Геркулес жұлдызы- айналу периоды өте қысқа 0,1936 тәулік немесе 4^c,39^м тығыз-екілі жүйе екендігін тапты. Екі жұлдыз екендігі спектральдық бақылаулармен дәлелденді. Жұлдыздың спектрінде негізі сутегінің эмиссиялық сызықтары мен иондалған гелий көрінді. Жалпы центрлік массасының айналасында компоненттің орбита бойымен қозғалысы кезінде спектральдық сызықтардың периодты ығысады. Орбита бойымен қозғалыс жылдамдығы 300 км/с жетеді. Компонент массаларын бағалауға мүмкіндік болды массалар өте кіші Күн масасымен 0,12 мен 0,20. Сәулелік жылдамдықтарды ұқыпты зерттеу эмиссиондық сызықтар спутнигімен не серігімен емес газды сақинамен не дискімен шығарылатыны анықталды. Негізгі компонентасы қызыл, ал серігі (газды дискісімен) көгілдір. DQ Геркулес жұлдызында тұтылумен қатар амплитудасы 0^m,05, периоды 71 секунд жарқырауының регулярлы пулсациялары байқалады. Ескі фотографиялық түсірілімдерді зерттегенде DQ Геркулес жұлдызы жарқылға дейінгі күйіндегісі осы айналу периодымен тұтылмалы екелі жүйе екендігі бақыланды.

U егіздер мен оған ұқсас жұлдыздар

Айнымалы жұлдыз U Егіздер Мәскеу обсерваториясында Цераскиймен ашылды. Қазіргі уақытта 250 –ден астам ұқсас жұлдыздар белгілі. Бұл жұлдыздар өзінің минимал жарықтылығын, энергиясын жинақтай келе келесі тез арада болатын бірнеше тәулікке дейін созылатын жарқылға дейін сақтайды.

Келесі суретте U Егіздер –дің жарқырау қисығы келтірілген. Жарқылдар периодты түрде емес, циклдық түрде жүреді, сондықтан келесі жарқыл қай уақытта болатыны белгісіз. Циклдер әркелкі. Мысалы YZ Шаян орташа 11,3 тәулікте жарқ етеді, сол мезетте EX Гидра орташа цикл 558 тәулік жүреді. Жарқыл амплитудасы циклдың ұзақтығымен байланысты, амплитуда үлкен болғанда, соғұрлым цикл ұзақ болып келеді.

Бұл типтегі барлық жұлдыздардың тығыз екеу екендігі күмән жоқ. U Егіздер типіндегі SS Аққу жұлдызының спектральдық екі жақты жұлдыз екендігі американдық астроном А. Джой ашты. Жұлдыздың орбиталық периоды 6^c,38^м тең екендігі анықталды. U Егіздер жұлдызы егжей-тегжейлі қарастырылды. Польша астрономы В. Кшеминский Бұл жұлдыз айналу периоды 4^c,14^м тең тұтылмалы-екі жұлдыз екендігін анықтады.

Жарқырау қисығының өзгерісі түрі өзгеше. 0^P,0 уақытқа жақын арада жіңішке минимум бақыланады – бұл негізгі жұлдызбен жұлдыз серіктің тұтылуының нәтижесі. Тұтылу ұзақ уақытқа созылмайды. Жұлдыз-серіктің диаметрі жауып қалатын жұлдыздың диаметрінен 25 есе кіші. Жарқырау қисығының ерекшелігі минимум алдында маңызды жарқырауының күшейтілуі байқаланады – жоғарғы дөңгелектелген максимум. В. Кшеминский жарқырау қисығын талдап екілі жүйенің өлшемін бағалады. Алынған сандық мәліметтерін келтіреміз: салыстырмалы орбитаның радиусы 1 240 000 км, негізгі, сары жұлдыздың радиусы 418 000 км=0,69 Күн радиусымен, көгілдір жұлдыз-серіктің радиусы 18 000 км=0,026 Күн радиусымен. Сары жұлдыздың массасы 1,3 Күн массасына тең, көгілдір жұлдыздың массасы 1,2 Күн массасына тең. Бұдан жұлдыздағы орташа зат тығыздығының: сары жұлдыздың 3,6 г/см³, ал көгілдір жұлдыз-серіктің – 96 000 г/см³, яғни жұлдыз-серік ақ ергежейлі. Бұл екілі жүйенің салыстырмалы өлшемдерін сақтап суретте келтірілген. Бірақ проф. В.Г. Горбацкий көрсеткендей шын бейнесі едәуір күрделі. Көгілдір жұлдыз-серіктің сәулеленуі бізге жетпеуі ықтимал, себебі ол қабықшамен жабылған. Бұл жағдайда серік диаметрі өте кіші, ал тығыздығы бірталай жоғары.

Диск қалай пайда болады?

Пульсацияланатын айнымалылар

Айнымалы жұлдыздардың жарықтылығы (яркости) өзгерісімен қатар спектралдық сызықтарының толқын ұзындықтары да өзгереді. Жұлдыздың ішкі қабаттарының пулсациясына байланысты, бұл өзгерістер Допплер эффектісіне негізделеді. Бақыланатын газ қозғалысының жылдамдығы 40-200 км/сек аумағында. Жұлдыз диаметрі пульсация барысында екі есе өседі, бірақ көбіне өлшемдерінің өзгерісі өте аз. Жарық тербелісінің ең негізгі себебі беттік температураның периодты түрде өзгерісі. Жұлдыздың жарқырауы оның эффективті температурасына сезімтал тәуелді L ~ ^T4_e. Сондықтан эффективті температураның аз өзгерісі жарықтылықтың үлкен өзгерісіне алып келеді. Пульсация периоды жұлдыздың өзіндік жиілігіне сай келеді. Камертон тербелістері ұқсас, жұлдыздың негізгі тербеліс жиілігі бар. Негізгі тербеліске қосымша “обертондар” басқа жиіліктер де болуы мүмкін. Бақыланатын жарықтылық (яркости) өзгерісі барлық тербелістердің суперпозициясы ретінде түсіндіріледі. 1920 ж. Ағылшын астрофизигі сэр Артур Эддингтон пульсация периоды түбір астындағы орташа тығыздыққа кері пропорционал екенін көрсетті. P Q- жұлдыз құрылымына тәуелді, пулсациялық тұрақты. Периодтарымен ажыратылмайтын, бір типтегі айнымалы жұлдыздар үшін бұл шама тұрақты

P ~ p ^1/2.. Қалыпты жағдайда жұлдыз тұрақты гидростатикалық тепе-тең күйде. Егер жұлдыздың ішкі қабаттары ұлғаятын болса, онда тығыздық пен температура төмендейді. Қысымы кеміп, онда гравитациялық күш газды қайта сығылады. Бірақ егер энергия газ қозғалысымен тасымалданбайтын болса, онда бұл тербелістер өшіп қалады. Егер газ тығыздығы өте жоғары аумақтарды артық жұтылатын болса, онда жұлдыз қойнауындағы сәулелік ағын энергиясы жұлдыз тербелісіне энергия көзі болар еді. Егер ионизация зоналары атмосфераның қажетті тереңдігінде орналасса, сығылу процесі кезінде жұтылатын және ионизация зоналардың кеңею процесі кезіндегі босатылатын энергия тербелістерді басқарады. Беттік температурасы 6000-9000 К жұлдыздар осындай тұрақсыздыққа ие. HR- диаграмманың сәйкес бөлігі тұрақсыз цефеидтер аумағы деп аталады. Айнымалы-Мира. Айнымалы-Мира (Mira Ceti типінің бірінші ашылған айнымалы жұлдызға байланысты аталуы) М спектральдық класстағы аса гинатттар, спектрлерінде эмиссиондық сызықтар бар. Тұрақты жұлдыздық жел әсерінен орнықты түрде газ жоғалтады. Периоды 100-1000 тәулік, осы себептенде оларды ұзақпериодты айнымалылар деп те атайды. Көрінетін аумақта жарқырауының тербеліс амплитудасы алтыншы жұлдыздық шамада. Мираның периоды 330 тәулікке жуық, диаметрі 2 а.б. Максимум шамада Мираның жарқырауы 2-4 жұлдыздық шамада, ал минимумде 12-ші жұлдыздық шамаға дейін кемуі мүмкін. Айнымалы-Мираның эффективті температурасы 2000 К. Сондықтан 95 % сәулелену инфрақызылға сәйкес, температураның өте кіші өзгерісі көрінетін жарықтылықтың өте үлкен өзгерісіне алып келеді. Суретте ұзақпериодты Мира-кит жұлдызының жарқырау қисығы келтірілген.

Цефеидтер. Ең маңызды пульсацияланатын айнымалылардың бірі – цефеидтер, ең алғаш ашылған дельта-Цефей типіне байланысты аталған. Аса жоғары гиганттар I типтегі, спектральдық класстары F-K. Периодтары 1-50 тәулік, ал амплитудасы 0,3-2,5 жұлдыздық шамада. Жарқырау қисығының формасы дұрыс, жарқырауының тез өсуімен қатар баяу кемуін көрсетеді. 1912 ж. Генриетта Ливитт ашқан Кіші Магелландық бұлттағы цефеидтер үшін, цефеидтің периоды мен оның абсолютік жұлдыздық шамасы арасында керемет байланыс бар. “Период-жарықтылық” тәуелділігі жақын Галактика мен жұлдыздарға дейінгі ара қашықтықты анықтауға қолданылады. Пульсация периоды орташа тығыздықпен байланысты. Екінші жағынан жұлдыздың өлшемі, сонымен қатар оның орташа тығыздығы оның толық жарқырауымен байланысты. Пульсацияланатын жұлдыздардың периоды мен жарқыраулары арасында неліктен байланыс болу керек. Классикалық цефеидтердің абсолюттік жұлдыздық шамасы М мен периодының P байланысы суретте келтірілген. М мен lg P байланысы сызықтық. Цефеидтер жарқырауы түсіне де тәуелді.

(RR Lyrae) RR Лира типті жұлдыздар. RR Лира типті жұлдыздардың 3-ші маңызды класы.Жарықтылығының тербелісі цефеидтерге қарағандабір жұлдыздық шамаға кем. Периодтары да қысқа, тәуліктен кем. RR Лира типті жұлдыздар 2-ші типті ........... Мұндай жұлдыздар шар тәрізді шоғырлануларда кездеседі, сондықтан шоғырлар айнымалылары деп атаған. RR Лира типті жұлдыздың абсолюттік жұлдыздық шамасы M_v =0.6+-0.3. Олардың барлығы жуық шамамен бірдей жас пен массаға ие, гелий тек ядрода ғана жанатын эволюциялық фазасы да бір. RR Лира типті жұлдыздардың абсолюттік жұлдыздық шамасы белгілі болғандықтан шар тәрізді шоғырларға дейінгі ара қашықтықты анықтауға болады.

Басқа пульсацияланатын айнымалылар. Айнымалы жұлдыздардың тағы қосымша үлкен тобы жартылай дұрыс формалы мен бұрыс формалы айнымалылар. Олар өте аса жоғары гиганттар, егер пульсацияларында периодтылық байқалса, онда жартылай дұрыс деп аталады, периодтылық байқалмаса онда бұрыс формалы. Жартылай дұрыс формалы айнымалы мысалы Бетельгейзе ( альфа - Орион).