Variabilă stea

Acest termen are și alte semnificații, vedeți vedeta variabilă (valori).

O stea variabilă este o stea. a cărui luminozitate variază în funcție de timp, ca urmare a proceselor fizice care apar în zona sa. Strict vorbind, strălucirea oricărei stele variază odată cu timpul. De exemplu, cantitatea de energie eliberată de Soare se modifică cu 0,1% în timpul ciclului solar de unsprezece ani. care corespunde unei modificări a mărimii stelare absolute cu o mie. O variabilă este o stea a cărei modificări de luminozitate au fost detectate în mod fiabil la nivelul obținut de tehnologie observatorie. Pentru a atribui o stea categoriei de variabile, este suficient ca luminozitatea stelei să fie cel puțin o dată schimbată.







Variabilele sunt foarte diferite unele de altele. Modificările luminozității pot fi periodice. Principalele caracteristici observaționale sunt perioada, amplitudinea modificărilor luminozității, forma curbei de lumină și curba de viteză radială.

Motivele pentru schimbarea luminozității stelelor pot fi: pulsațiile radiale și nonradiene, activitatea cromosferică, eclipsele periodice ale stelelor într-un sistem binar apropiat. procesele asociate fluxului de materie de la o stea la alta într-un sistem binar, procese catastrofale cum ar fi explozia supernovelor etc.

Nu trebuie să confundăm variabilitatea stelelor cu pâlpâirea lor, care apare datorită fluctuațiilor atmosferei pământului. Când sunt privite din spațiu, stelele nu pâlpâie.

Top-10 constelații în numărul de stele variabile
conform catalogului OKPZ-4 [1]

Variabilă stea

Prima stea variabilă a fost determinată în 1638, când Johann Holvard a observat că steaua Omicron Ceti. numită mai târziu Mira, pulsează cu o perioadă de 11 luni. Înainte de aceasta, steaua a fost descris ca un nou astronom David Fabricius în 1596 Această descoperire, combinată cu observațiile de supernove în 1572 și 1604 a demonstrat că cerul înstelat nu este ceva veșnic aceeași cu cea a învățat de Aristotel și alți filosofi antichitate. Descoperirea de stele variabile, astfel, a contribuit la revoluția vederilor astronomice care au avut loc în secolul al XVI-lea și începutul secolului al XVII-lea.

A doua stea variabilă, descrisă în 1669 de Geminiano Montanari, a fost variabila eclipsantă Algol. Explicația corectă a motivelor variabilității sale a fost dată în 1784 de John Goodreic. În 1686, astronomul Gottfried Kirch a descoperit steaua lui Hi Cygni (χ Cygni). iar în 1704 datorită lui Giovanni Maraldi a devenit cunoscută Hydra Hydrae. Până în 1786 existau deja 10 stele variabile. John Goodreick, cu observațiile sale adăugate la numărul lor Delta Cephei (δ Cephei) și Shelieak (β Lyr). Din 1850, numărul de stele variabile cunoscute a crescut dramatic, mai ales din 1890, când a devenit posibilă utilizarea fotografiilor pentru a le detecta.

Cataloage cu stele variabile

A patra ediție a lui OKPZ rămâne ultima ediție "de hârtie". În secolul XXI. precum și multe alte cataloage astronomice, OKPZ este susținut în formă electronică și este disponibil în sistemul VisieR numit Catalogul general al stelelor variabile. Se compune din 3 părți: un catalog de stele variabile, un catalog de stele suspectate de variabilitate și un catalog de variabile extragalactice.

Cataloage cu stele variabile

Din combinațiile de două litere, litera J este exclusă pentru a nu fi confundată cu textul scris de mână. Numai după ce sistemul de notare cu două litere sa epuizat complet, a fost decis să se utilizeze o simplă numerotare a stelelor cu indicația constelației. începând cu numărul 335, de exemplu V335 Sgr. Acest sistem este folosit până în prezent. Cele mai multe dintre toate stelele variabile se găsesc în constelația de Sagetator. Este de remarcat faptul că ultimul loc în clasificarea lui Argelander a fost ocupat în 1989 de către steaua Z Cutter.

Clasificarea stelelor variabile

În istoria studierii stelelor variabile s-au făcut în mod repetat încercări de a crea o clasificare adecvată. Prima clasificare bazată pe un număr mic de material de supraveghere în principal stele grupate de caracteristici morfologice externe similare, cum ar fi forma curbei luminii, amplitudinea și durata variației luminozității și altele. Ulterior, cu o creștere a numărului de stele variabile cunoscute a crescut și numărul de grupe cu morfologică similare semne, unele mari au fost împărțite într-un număr mai mic. Cu toate acestea, datorită dezvoltării unor metode teoretice, a devenit posibil să se efectueze o clasificare nu numai asupra caracteristicilor externe, observabile, dar, de asemenea, asupra proceselor fizice care conduc la un anumit tip de variabilitate.







Pentru a denumi tipurile de stele variabile folosiți așa-numitele. Prototipurile sunt stele ale căror caracteristici de variabilitate sunt luate ca standard pentru un anumit tip. De exemplu, stelele variabile precum RR Lyr.

Sistemul Guzo

Următoarea diviziune a stelelor variabile în clase a fost propusă de Guzo (franceză: Jean-Charles Houzeau de Lehaie) în secolul al XIX-lea:

  1. Stele ale căror strălucire continuă să crească sau să scadă.
  2. Stele cu o schimbare periodică a luminozității.
  3. * Stele ca Mira Kita sunt stele cu perioade mari și schimbări semnificative în luminozitate.
  4. * Stele cu o variație destul de rapidă și corectă a luciului. Reprezentanți reprezentativi ai β Lyrae. δ Cephei. Aquilae.
  5. * Stele ca Algol (β Persei). Stele cu o perioadă foarte scurtă (două până la trei zile) și o măsurare extrem de precisă a luminozității, care ia doar o mică parte din perioadă. Restul timpului, steaua își păstrează cea mai mare strălucire. Alte vedete ca Algol: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei etc.
  6. Stele cu variante neregulate de luciu. Reprezentant - η Argus
  7. Noi stele.

Sistemul de clasificare adoptat în OKPZ-3

În OKPZ-3, toate stelele variabile sunt împărțite în trei mari clase: variabilele pulsatoare, variabilele eruptive și variabilele eclipsante. Clasele sunt împărțite în tipuri, unele tipuri la subtipuri.

Pulsatoare de stele variabile

Variabilele pulsatorii sunt acele stele, variabilitatea cărora este cauzată de procesele care au loc în intestin. Aceste procese duc la o schimbare periodică a luminozității stelei și, prin ea, a altor caracteristici ale stelei - temperatura suprafeței, raza fotosferei etc. Clasa variabilelor pulsatoare este împărțită în următoarele tipuri:

Star curve de lumină δ Cephei

Eruptive staruri variabile

Această clasă include stele care își schimbă luciul neregulat sau o singură dată în timpul perioadei de observație. Toate schimbările în strălucirea stelelor eruptive sunt asociate cu procese explozive care apar pe stele, în vecinătatea lor sau cu explozii ale stelelor în sine. Această clasă de stele variabile sunt împărțite în două subclase: variabilele greșit asociate cu nebuloase difuze, și rapid greșit și subclasă de stele noi si nova.

Variabile greșite asociate cu nebuloase difuze și nereguli rapide
  1. Variabilele de tip UV Ceti (UV) sunt stele ale clasei spectrale d Me, care se confruntă cu erupții pe termen scurt de amplitudine considerabilă.
    • Stele de tip UVn - un subtip de stele UV asociate cu nebuloase difuze
  2. Variabilele tipului BY al dragonului (BY) sunt stele de emisie ale clasei spectrale tardive, care prezintă variații periodice ale luminozității cu o amplitudine variabilă și o formă variabilă a curbei de lumină.
  3. Variabile greșite (I). Caracterizată de indicii a, b, n, T, s. Indicele A indică faptul că steaua se referă la clasa spectrale O-A, b reprezintă indicele clasei spectrale F-M, n reprezintă legătura cu nebuloase difuze, s - variabilitate rapidă, T descrie caracteristica a spectrului de emisie al stelei T Tau. Astfel, denumirea Isa este atribuită unei variabile rapide neregulate a clasei spectrale timpurii.
Noi și novopodobnye stele

Eclipsing Stele variabile

Pentru stelele cu variabilă eclipsare se numără sisteme de două stele, a căror luminozitate totală se schimbă periodic cu timpul. Motivul pentru variația luminozității poate fi stele eclipsa reciproc sau schimba forma lor în sistemele gravitaționale reciproc apropiate, adică variabilitatea asociată cu schimbarea factorilor geometrice, mai degrabă decât cu variabila fizică.

  1. Eclipsa eclipsei, cum ar fi curbele de lumină Algol (EA) permit fixarea începutului și sfârșitului eclipselor; în intervalele dintre eclipse, luminozitatea rămâne practic constantă.

Variabilă stea

Curba luminii stelei β Lyra

  1. Eyte variabile de tip β Lyra (EB) - stele duble cu componente elipsoidale care schimbă continuu luciu, inclusiv în intervalul dintre eclipsuri. Un minim secundar este obligatoriu respectat. Perioadele sunt de obicei mai mult de o zi.
  2. Variabilele ecliptice ale tipului W Big Dipper (EW) sunt sisteme de contact ale stelelor din clasele spectrale F și mai târziu. Au perioade mai mici de 1 zi, iar amplitudinile sunt de obicei mai mici de 0,8 m.
  3. Variabilele elipsoidale (Ell) sunt sisteme binare care nu prezintă eclipse. Lustrurile lor se schimbă datorită unei schimbări în zona suprafeței radiative a stelei care se află în fața observatorului.

Sistemul de clasificare adoptat în OKPZ-4

În timpul scurs de la lansarea celei de-a treia și a patra ediții a OKPZ, nu numai cantitatea de material observațional a crescut, ci și calitatea sa. Acest lucru ne-a permis să introducem o clasificare mai detaliată, introducând în ea o idee despre procesele fizice care provoacă variabilitatea stelelor. Noua clasificare conține 8 clase diferite de stele variabile.

  1. Eruptive stelele variabile sunt stele care își schimbă strălucirea datorită proceselor turbulente și erupțiilor în cromosferele și coroanele lor. Schimbarea luminozității se datorează, în mod obișnuit, schimbărilor în coajă sau pierderii de masă sub forma unui vânt stelar cu intensitate variabilă și / sau interacțiune cu mediul interstelar.
  2. Pulsatoarele variabile sunt stele care prezintă expansiune periodică și contracție a straturilor lor de suprafață. Pulsările pot fi radiale și non-radiale. Pulsarea radială a stelei își lasă forma sferică, în timp ce pulsațiile non-radiale determină ca steaua să se abată de la forma sferică, iar zonele vecine ale stelei pot fi în faze opuse.
  3. Rotirea stele variabile - o stea, în care distribuția luminozității pe suprafața heterogenă și / sau ele au forma neelipsoidalnuyu, prin care în timpul stele rotație observator stabilește variabilitatea lor. Eterogenitatea luminanței de suprafață poate fi cauzată de prezența petelor sau a neomogenități termice sau chimice cauzate de câmpuri magnetice, care axele nu coincid cu axa de rotație a stelei.
  4. Cataclism (stele explozive și novapodobnye) variabile. Variabilitatea acestor stele este cauzată de explozii, care se datorează proceselor explozive în straturile de suprafață ale acestora (nou) sau adânc în interiorul lor (supernove).
  5. Eclipsarea sistemelor binare
  6. Sisteme binare variabile optice cu radiații cu raze X
  7. Variabilele cu alte simboluri
  8. Noile tipuri de variabile sunt tipuri de variabilitate care sunt deschise în timpul publicării catalogului și, prin urmare, nu sunt incluse în clasele deja publicate.

Clasele 1 și 5 intersectează - stelele cu tipuri de variabilitate RS și WR aparțin ambelor clase.

Numărul de stele variabile în funcție de tipuri conform catalogului OKPZ-4 [2]







Articole similare

Trimiteți-le prietenilor: