Переменные звёзды.

Классификация переменных по характеру переменности.

Физические переменные звёзды - это звёзды, которые меняют свою светимость за короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде.

Различают:

- пульсирующие переменные,

— цефеиды, типа RR Лиры, карликовые цефеиды, мириды, полуправильные, неправильные,

- эруптивные переменные,

— новые звёзды, сверхновые звёзды,

в зависимости от характера протекающих внутри звезды процессов.

Все переменные звёзды имеют специальные обозначения, если они не были обозначены раньше буквой греческого алфавита.

Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, ..., ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ... с добавлением названия соответствующего созвездия. Следующие переменные обозначаются V 335, V 336 и т.д.

21.2 Пульсирующие переменные. Цефеиды. Соотношение между периодом и светимостью. Долгопериодические переменные.

Эволюционное превращение звезды в гиганта сопровождается увеличением её объёма и уменьшением средней плотности вещества. В это время происходят коренные изменения внутреннего строения звезды, а оно может сопровождаться нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Это приводит к переменности звезды. Часто периодически и неправильно колеблется объём звезды. Звезда то вспухает, то опадает. Такие колебания называются пульсационными.

Первая пульсирующая звезда была открыта Фабрициусом в 1596 году в созвездии Кита и названа Мирой. Её период 331,6 суток. Подобные долгопериодические звёзды называются миридами.

В 1784 году Гудрайк открыл переменность  Цефея. амплитуда блеска равна 5^d,3663. Подобные ей звёзды называются цефеидами.

Цефеиды - это пульсирующие гиганты, класса F и G, поэтому могут быть наблюдаемы с больших расстояний. Их периоды заключены от 1,5 до 50 суток. Амплитуды блеска цефеид достигают 1^m,5. Полярная звезда тоже принадлежит к классу цефеид.

Цефеиды делятся на группы:

1. Дельта цефеиды (С) или классические цефеиды.

2. Цефеиды типа W Девы

3. Малоамплитудные цефеиды - дзета (С).

Звёзды типа RR Лиры.

Это гиганты спектрального класса А. Периоды этих звёзд лежат в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Они очнь быстро меняют блеск. Амплитуда изменения блеска достигает 1 зв. величины.

Выделяют переменные цвезды и других типов (Карликовые цефеиды, Долгопериодические переменные (мириды) и др.)

21.3 Неправильные переменные. Эруптивные переменные.

Помимо регулярных переменных существует значительное количество таких, у которых происходят очень сложные, непредсказуемые изменения блеска. Они называются полуправильными или неправильными переменными. Для их наблюдения необходимы длительные ряды однородных наблюдений.

Типичная такая звезда -  Цефея. На кривой изменения блеска видны два типа колебаний. Это плавные колебания изменения блеска с амплитудой в 1 зв. величину. Моменты максимумов нельзя представить единой формулой с точным значением периода.

В тех случаях, когда удается вывести некоторое среднее значение цикла, звезда называется полуправильной. Если же среднее значение найти нельзя - то неправильной.

Новые и сверхновые звёзды.

Это эруптивные старые звёзды особого типа. У новых звёзд наблюдается внезапное и резкое увеличение светимости не менее чем на 7-8 звёздных величин. Чаще всего за время вспышки видимая звёздная величина уменьшается на 10 ^m -13 ^m, что соответствует росту светимости в десятки и сотни тысяч раз. После вспышки эти звёзды являются горячими карликами.

Причиной взрыва новой может являться обмен вещества между компонентами тесных двойных систем.

Сверхновые - это звёзды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абс. зв. величины от -18 ^m до -21^m. Возрастание светимости происходит в десятки миллионов раз, более чем на 19 ^m.

Пульсары и нейтронные звёзды. Галактические источники рентгеновского излучения.

Согласно теории, если первоначальная масса ядра звезды находится в пределах от 1,2 до 2,4 массы Солнца, после исчерпания ядерного горючего, происходит следующее. Сила лучевого давления не может уравновешивать гравитационное сжатие и внутренние области обрушиваются к центру звезды, а внешняя оболочка выбрасывается со скоростью до 10 000 км/с. в результате взрыва. Происходит явление сверхновой звезды. Внутренние области звезды за несколько секунд сжимаются до состояния ядерного вещества. Линейные размеры звезды достигнут около 10 км.

В такой звезде силе гравитационного сжатия противостоит сила взаимодействия нейтронов и протонов. Поэтому она названа нейтронной звездой.

В 1967 году сотрудники Кавендишской лаборатории обнаружили пульсары. На радиотелескопе наблюдались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения.

Пульсация объясняется наличием неоднородностей, горячих пятен на поверхности нейтронных звёзд. В 1962 году был обнаружен первый космический источник рентгеновского излучения. Он получил название “Скорпион Х-1”.

Самый вероятный кандидат в чёрные дыры - рентгеновский источник Лебедь Х-1. Масса его равна 7-10 солнечных масс.