ѕвезда чија светлина варира, гледано од Земјата From Wikipedia, the free encyclopedia
Променлива ѕвезда ― ѕвезда чија светлина гледана од Земјата (нејзината привидна величина) систематски се менува со текот на времето. Оваа варијација може да биде предизвикана од промена на емитирана светлина или од нешто што делумно ја блокира светлината, така што променливите ѕвезди се класифицирани како:[1]
Многу, веројатно повеќето, ѕвезди покажуваат барем одредена колебање во сјајноста: излезната енергија на Сонцето, на пример, варира за околу 0,1% во текот на 11-годишниот сончев циклус.[2]
Еден староегипетски календар на среќни и несреќни денови составен пред околу 3.200 години можеби е најстариот зачуван историски документ за откривањето на променлива ѕвезда, затемнувачкиот двоѕдезден Алгол.[3][4][5] Познато е и дека домородните Австралијци ја набљудувале варијабилноста на Бетелгез и Антарес, вклучувајќи ги овие промени на осветленоста во наративи кои се пренесувани преку усната традиција.[6][7][8]
Од современите астрономи, првата променлива ѕвезда била идентификувана во 1638 година кога Јоханес Холварда забележал дека Омикрон Кит (подоцна наречена Мира) пулсира во циклус кој траел 11 месеци; ѕвездата претходно била опишана како нова од Дејвид Фабрициус во 1596 година. Ова откритие, комбинирано со супернови забележани во 1572 и 1604 година, докажало дека ѕвезденото небо не било вечно непроменливо како што учеле Аристотел и другите антички филозофи. На овој начин, откривањето на променливи ѕвезди придонесе за астрономската револуција од шеснаесеттиот и почетокот на седумнаесеттиот век.
Втората променлива ѕвезда што била опишана била затемнувачката променливата ѕвезда Алгол, од Џеминијано Монтанари во 1669 година; Џон Гудрике даде точно објаснување за неговата променливост во 1784 година. Хи Лебед бил идентификуван во 1686 година од страна на Готфрид Кирх, потоа R Хидра во 1704 година од Џовани Маралди. До 1786 година биле познати десет променливи ѕвезди. Самиот Џон Гудрике ги открил Делта Кефеј и Бета Лира. Од 1850 година, бројот на познати променливи ѕвезди забрзано бил зголемен, особено по 1890 година кога станало можно да бидат идентификувани променливи ѕвезди со помош на фотографија.
Во 1930 година, астрофизичарката Сесилија Пејн ја објавила книгата „Ѕвездите со висока сјајност“[9] во која таа направила бројни набљудувања на променливи ѕвезди, обрнувајќи особено внимание на променливите ѕвезди Кефеиди.[10] Нејзините анализи и набљудувања на променливи ѕвезди, извршени со нејзиниот сопруг, Сергеј Гапошкин, ја поставиле основата за сета следна работа на оваа тема.[11]
Најновото издание на Општиот каталог на променливи ѕвезди[12] (2008) наведува повеќе од 46.000 променливи ѕвезди во Млечниот Пат, како и 10.000 во другите галаксии и над 10.000 „сомнителни“ променливи.
Најчестите видови променлива ѕвезда се промени во осветленоста, но се случуваат и други видови на променливост, особено промени во спектарот. Со комбинирање на податоците од светлинската крива со забележаните спектрални промени, астрономите честопати можат да објаснат зошто одредена ѕвезда е променлива.
Променливите ѕвезди воглавно се анализирани со помош на фотометрија, спектрофотометрија и спектроскопија. Мерењата на нивните промени во осветленоста може да бидат нацртани за да бидат создадени светлински криви. За редовните променливи, периодот на варијација и неговиот замав може многу добро да бидат утврдени; за многу променливи ѕвезди, сепак, овие количини може бавно да варираат со текот на времето, па дури и од еден период до друг. Максималните осветлености во светлинската крива се познати како максимални, додека коритата се познати како минимум.
Аматерските астрономи можат да направат корисно научно проучување на променливите ѕвезди со видливо споредување на ѕвездата со други ѕвезди во истото телескопско поле на гледање чии величини се познати и постојани. Со проценување на големината на променливата и забележување на времето на набљудување може да биде изработена видлива светлинска крива. Американското здружение на набљудувачи на променливи ѕвезди собира такви набљудувања од учесници ширум светот и ги споделува податоците со научната заедница.
Од светлинската крива се изведени следните податоци:
Од спектарот се изведени следните податоци:
Во многу малку случаи е можно да бидат направени слики од ѕвезден диск. Тие може да покажат потемни дамки на неговата површина.
Комбинирањето на светлосните криви со спектарски податоци честопати дава поим за промените што се случуваат во променливата ѕвезда.[13] На пример, докази за пулсирачка ѕвезда се наоѓаат во нејзиниот спектар што се менува бидејќи нејзината површина периодично се движи кон и подалеку од нас, со иста честота како и нејзината променлива светлина.[14]
Се чини дека околу две третини од сите променливи ѕвезди пулсираат.[15] Во 1930-тите, астрономот Артур Стенли Едингтон покажа дека математичките равенки што ја опишуваат внатрешноста на ѕвездата може да доведат до нестабилност што предизвикува ѕвезда да пулсира.[16] Најчестиот вид нестабилност е поврзан со колебања во степенот на јонизација во надворешните, струевити слоеви на ѕвездата.[17]
Кога ѕвездата е во фаза на ширење, нејзините надворешни слоеви се шират, предизвикувајќи нивно ладење. Поради намалувањето на температурата, се намалува и степенот на јонизација. Ова го прави гасот попроѕирен, а со тоа и олеснува на ѕвездата да ја зрачи својата енергија. Ова за возврат ја тера ѕвездата да почне да се намалува. Како што гасот на тој начин се притиска, тој се загрева и степенот на јонизација повторно се зголемува. Ова го прави гасот понепроѕирен, а зрачењето привремено се задржува во гасот. Ова дополнително го загрева гасот, што доведува до негово проширување уште еднаш. Така се одржува циклус на проширување и притискање (отекување и собирање).[се бара извор]
Познато е дека пулсирањето на Кефеидите е поттикнато од колебањата во јонизацијата на хелиумот (од He++ до He+ и назад до He++).[18]
Во дадено соѕвездие, првите откриени променливи ѕвезди биле означени со буквите R до Z, на пр. R Андромеда. Овој систем на номенклатура бил развиен од Фридрих Аргеландер, кој на првата претходно неименувана променлива во соѕвездието ја дал буквата R, првата буква што не ја користел Бајерово означување. За следните откритија биле користени буквите RR преку RZ, SS преку SZ, до ZZ, на пр. RR Лира. Подоцнежните откритија користеле букви AA преку AZ, BB преку BZ и до QQ преку QZ (со испуштено J). Откако ќе се исцрпат тие 334 комбинации, променливите се набројувани по редослед на откривање, почнувајќи со претставката V335 па натаму.
Променливите ѕвезди може да бидат или внатрешни или надворешни.
Самите подгрупи се дополнително поделени на посебни типови променливи ѕвезди кои обично се именувани по нивниот прототип. На пример, џуџестите нови се означени како ѕвезди од типот на U Близнаци по првата препознаена ѕвезда во класата, U Близнаци.
Примери на типови во рамките на овие поделби се дадени подолу.
Пулсирачките ѕвезди отекуваат и се намалуваат, што влијае на нивната осветленост и спектар. Пулсациите воглавно се поделени на: радијални, каде што целата ѕвезда се шири и се собира како целина; и незрачна, каде што еден дел од ѕвездата се шири додека друг дел се собира.
Во зависност од видот на пулсирањето и нејзината местоположба во рамките на ѕвездата, постои природна или основна честота која го одредува периодот на ѕвездата. Ѕвездите, исто така, може да пулсираат во хармоничен или призвук што е поголема честота, што одговара на пократок период. Пулсирачките променливи ѕвезди понекогаш имаат еден добро дефиниран период, но честопати тие пулсираат истовремено со повеќе честоти и потребна е сложена анализа за да се одредат одделните периоди на бранова интерференција. Во некои случаи, пулсирањата немаат дефинирана честота, што предизвикува случајна варијација, наречена стохастичка. Проучувањето на ѕвездената внатрешност со помош на нивните пулсирања е познато како астеросеизмологија.
Фазата на проширување на пулсирањето е предизвикана од блокирање на внатрешниот проток на енергија од материјал со висока непроѕирност, но тоа мора да се случи на одредена длабочина на ѕвездата за да се создадат видливи пулсирања. Ако проширувањето се случи под струевита зона, тогаш нема да бидат видливи никакви варијации на површината. Ако проширувањето се случи премногу блиску до површината, силата на враќање ќе биде премногу слаба за да создаде пулсирање. Силата за враќање за да се создаде фаза на контракција на пулсирањето може да биде притисок ако пулсирањето се случува во недегенериран слој длабоко во ѕвездата, а тоа се нарекува акустичен или притисок режим на пулсирање, скратено како p-модус. Во други случаи, силата на враќање е гравитацијата и тоа се нарекува g-модус. Пулсирачките променливи ѕвезди обично пулсираат само во еден од овие модуси.
Оваа група се состои од неколку видови на пулсирачки ѕвезди, сите пронајдени на појасот за нестабилност, кои се шират и се собираат многу редовно предизвикани од сопствената масна резонанца на ѕвездата, воглавно од основната честота. Општо земено, се верува дека механизмот на Едингтоновиот вентил за пулсирачки променливи е одговорен за пулсирањата слични на кефеиди. Секоја од подгрупите на појасот за нестабилност има фиксна врска помеѓу периодот и апсолутната величина, како и врска помеѓу периодот и средната густина на ѕвездата. Врската период-светлина првпат била воспоставена за Делта Кефеиди од Хенриета Левит, и ги прави овие кефеиди со висока сјајност многу корисни за одредување на растојанија до галаксиите во рамките на Месната Група и пошироко. Едвин Хабл го користел овој метод за да докаже дека таканаречените спирални маглини се всушност далечни галаксии.
Кефеидите се именувани само за Делта Кефеј, додека сосема посебна класа на променливи е именувана по Бета Кефеј.
Класичните Кефеиди (или променливите Делта Кефеј) се (млади, масивни и светли) жолти суперџинови од населението I кои подлежат на пулсирања со многу редовни периоди од редослед од денови до месеци. На 10 септември 1784 година, Едвард Пигот ја открил променливоста на Ета Орел, првиот познат претставник на класата променливи ѕвезди од типот на Кефеиди. Сепак, истоименикот на класичните Кефеиди е ѕвездата Делта Кефеј, која Џон Гудрике ја открил дека е променлива неколку месеци подоцна.
Кефеидите од типот II (историски наречени ѕвезди од типот на W Девица) имаат крајно редовни светлосни пулсирања и однос на сјајност, слично како променливите δ (Делта) Кефеј, така што првично тие биле помешани со втората категорија. Ѕвездите Кефеиди од типот II припаѓаат на постари ѕвезди од населението II, отколку Кефеидите од типот I. Типот II имаат нешто помала металичност, многу помала маса, нешто помала сјајност и малку поместен период наспроти сјајност, така што секогаш е важно да биде знаено кој тип на ѕвезда е набљудуван.
Овие ѕвезди се нешто слични на Кефеидите, но не се толку светли и имаат пократки периоди. Тие се постари од Кефеидите од типот I, кои припаѓаат на населението II, но со помала маса од Кефеидите од типот II. Поради нивната вообичаена појава во збиени јата, тие повремено се нарекувани збиени Кефеиди. Тие, исто така, имаат добро воспоставена врска период-сјајност, и затоа се исто така корисни како показатели за растојание. Овие ѕвезди од типот А варираат за околу величини 0,2-2 (20% до над 500% промена во сјајноста) во период од неколку часа до еден ден или повеќе.
Променливите ѕвезди од типот на Делта Штит (δ Sct) се слични на Кефеидите, но се со многу побледи и со многу пократки периоди. Тие некогаш биле познати како џуџести Кефеиди. Тие често покажуваат многу надредени периоди, кои се комбинирани за да образуваат исклучително сложена светлинска крива. Вообичаената ѕвезда δ Штит има замав од 0,003-0,9 величини (0,3% до околу 130% промена во сјајноста) и период од 0,01-0,2 дена. Нивниот спектарски тип е обично помеѓу A0 и F5.
Овие ѕвезди од спектарски тип A2 до F5, слични на променливите ѕвезди δ Штит, се наоѓаат главно во збиени јата. Тие покажуваат флуктуации во нивната осветленост од редот од величина 0,7 (околу 100% промена во сјајноста) или така на секои 1 до 2 часа.
Овие ѕвезди од спектарски тип A или повремено F0, подкласа на променливите ѕвезди δ Штит пронајдени на главната низа. Тие имаат крајно брзи варијации со периоди од неколку минути и величини од неколку илјадити дел од светлинската величина.
Долгопериодичните променливи ѕвезди се студени еволуирани ѕвезди кои пулсираат со периоди во опсег од недели до неколку години.
Миридите се црвени џинови од асимптотичната гранка џинови (АГЏ). Во периоди од многу месеци тие бледнеат и осветлуваат за меѓу 2,5 и 11 величини, што е промена на сјајноста од 6 пати до 30.000 пати. Самата ѕвезда Мира, позната и како Омикрон Кит (ο Кит), варира во осветленоста од речиси 2-та светлинска величина до слаба како 10-та светлинска величина со период од приближно 332 дена. Многу големите видливи замави главно се должат на поместувањето на излезната енергија помеѓу видливото и инфрацрвеното како што се менува температурата на ѕвездата. Во неколку случаи, променливите Мира покажуваат драматични промени во периодот во период од децении, за кои е сметано дека се поврзани со топлинскиот пулсирачки циклус на најнапредните ѕвезди од асимптотичната гранка џинови.
Ова се црвени џинови или суперџинови. Полуправилните променливи може да покажат одреден период од прилика, но почесто покажуваат помалку добро дефинирани варијации кои понекогаш може да бидат решени во повеќе периоди. Добро познат пример за полуправилна променлива е Бетелгез, која варира од околу величини +0,2 до +1,2 (промена на сјајноста со фактор 2,5). Барем некои од полуправилните променливи се многу тесно поврзани со Миридите, а можеби единствената разлика е пулсирањето во различна хармонија.
Тоа се црвени џинови или суперџинови со мала или никаква забележлива периодичност. Некои се слабо проучени полуправилни променливи, често со повеќе периоди, но други може едноставно да бидат хаотични.
Многу променливи црвени џинови и суперџинови покажуваат варијации во текот на неколку стотици до неколку илјади дена. Осветленоста може да се промени за неколку величини, иако често е многу помала, при што се надредени побрзите првостепени варијации. Причините за овој тип на варијации не се јасно разбрани, различно се припишуваат на пулсирањата, двоѕвезденоста и ѕвезденото вртење.[19][20][21]
Променливите ѕвезди од типот на Бета Кефеј (β Кеф) (понекогаш се нарекувани и променливи ѕвезди од типот на Бета Големо Куче, особено во Европа)[22] подлежат на краткотрајни пулсирања во редот од 0,1-0,6 дена со замав од 0,01-0,3 величини (1% до 30% промена во сјајност). Тие се најсветли за време на минималната контракција. Многу ѕвезди од овој вид покажуваат повеќекратни периоди на пулсирање.[23]
Бавнопулсирачките ѕвезди од типот B се ѕвезди од жешката главна низа малку помалку светлечки од ѕвездите од типот на Бета Кефеј, со подолги периоди и поголеми замави.[24]
Прототипот на оваа ретка класа е V361 Хидра, ѕвезда од типот на подџуџе B од 15-та светлинска величина. Тие пулсираат со периоди од неколку минути и може истовремено да пулсираат со повеќе периоди. Тие имаат замави од неколку стотинки од светлинската величина и им е дадена кратенката RPHS (од англиските зборови rapidly pulsating hot stars; во превод брзо пулсирачки жешки ѕвезди) во Општиот каталог на променливи ѕвезди. Тие се пулсатори на p-модус.[25]
Ѕвездите од оваа класа се суперџинови од типот Bp со период од 0,1–1 ден и амплитуда од 0,1 светлинска величина во просек. Нивните спектри се необични со тоа што имаат слаб водород, додека од друга страна линиите на јаглерод и хелиум се дополнително силни, еден вид крајна хелиумска ѕвезда.
Станува збор за жолти суперџинови ѕвезди (всушност, нискомасни ѕвезди од после-асимптотска гранка на џинови во најсветлиот стадиум од нивниот живот) кои имаат наизменични длабоки и плитки минимуми. Оваа варијација со двоен врв обично има периоди од 30-100 дена и замави од величини 3-4. Надредено на оваа варијација, може да има долгорочни варијации во периоди од неколку години. Нивните спектри се од типот на F или G при максимална светлина и типот на K или M при минимална осветленост. Тие лежат во близина на појасот на нестабилност, поладни од Кефеидите од типот I и посветлени од Кефеидите од типот II. Нивните пулсирања се предизвикани од истите основни механизми поврзани со непроѕирноста на хелиумот, но тие се во многу различна фаза од нивниот живот.
Променливите ѕвезди од типот на Алфа Лебед (α Леб) се нерадијално пулсирачки суперџинови од спектарските класи Bep до Aep Ia. Нивните периоди се движат од неколку дена до неколку недели, а нивните замави на варијација се типично од редот на 0,1 величина. Промените на светлината, кои често изгледаат неправилни, се предизвикани од суперположбата на многу колебања со блиски периоди. Денеб, во соѕвездието Лебед е прототипот на оваа класа.
Променливите ѕвезди од типот на Гама Златна Рипка (Gamma Doradus, γ Dor) се нерадијално пулсирачки ѕвезди од главната низа од спектралните класи F до крајот на А. Нивните периоди се околу еден ден и нивните замави обично од редот на величина од 0,1.
Овие нерадијално пулсирачки ѕвезди имаат кратки периоди од стотици до илјадници секунди со мали флуктуации од 0,001 до 0,2 величини. Познати типови на пулсирачко бело џуџе (или предбело џуџе) ги вклучуваат ѕвездите DAV, или ZZ Кит, со атмосфери во кои надвладејува водород и спектарски тип DA;[26] DBV, или V777 Херкул, ѕвезди, со атмосфери во кои надвладејува хелиум и спектарски тип DB;[27] и ѕвезди од типот на GW Девица, со атмосфери во кои надвладејува хелиум, јаглерод и кислород. Ѕвездите од типот на GW Девица може да бидат поделени на ѕвезди од типот на DOV и PNNV.[28][29]
Сонцето се колеба со многу мал замав во голем број режими со периоди од околу 5 минути. Проучувањето на овие колебања е познато како хелиосеизмологија. Колебања на Сонцето се придвижуваат стохастично со струевитост во неговите надворешни слоеви. Поимот сончевовидни колебања е користен за опишување на колебања кај други ѕвезди кои се возбудени на ист начин и проучувањето на овие колебања е една од главните области на активно истражување на полето на астеросеизмологијата.
Синиот големозамавен пулсатор (СГЗП) е пулсирачка ѕвезда која се одликува со промени од 0,2 до 0,4 величини со вообичаени периоди од 20 до 40 минути.
Брзожолтопулсирачки суперџин е светол жолт суперџин со пулсирања пократки од еден ден. Сметано е дека тие еволуирале надвор од фазата на црвениот суперџин, но механизмот за пулсирањата е непознат. Класата била именувана во 2020 година преку анализа на набљудувањата на Истражувачкиот сателит на минувачки вонсончеви планети.[30]
Избувните променливи ѕвезди покажуваат неправилни или полуправилни варијации на осветленоста предизвикани од изгубениот материјал од ѕвездата, или во некои случаи по заслуг на неа. И покрај името, ова не се експлозивни настани.
Праѕвездите се млади тела кои сè уште не ја завршиле постапката на контракција од гасна маглина до вистинска ѕвезда. Повеќето праѕвезди покажуваат неправилни варијации на осветленоста.
Сметано е дека променливоста на помасивни (2-8 сончева маса) Хербигови Ae/Be-ѕвезди се должат на грутки од гас и прашина, кои кружат во околуѕвездените дискови.
Орионските променливи ѕвезди се млади, жешки ѕвезди од пред главната низа обично сместени во маглинска материја. Тие имаат неправилни периоди со замави од неколку величини. Добро познат подтип на орионски променливи ѕвезди се променливите ѕвезди од типот на Т Бик. Променливоста на ѕвездите од типот на Т Бик се должи на дамките на ѕвездената површина и грутките од гас и прашина, кои кружат во околуѕвездените дискови.
Овие ѕвезди се наоѓаат во одбивачки маглини и покажуваат постепено зголемување на нивната сјајност од редот од 6 величини проследени со долга фаза на постојана светлина. Тие потоа се затемнуваат за 2 величини (шест пати помрачни) или така во период од многу години. V1057 Лебед, на пример, затемнет за 2,5 степени (десет пати позатемнети) во период од единаесет години. Променливите ѕвезди од типот на FU Орион се од спектарски тип A до G и се веројатно еволутивна фаза во животот на ѕвездите од типот на T Бик.
Големите ѕвезди релативно лесно ја губат својата материја. Поради оваа причина, променливоста поради избувите и загубата на маса е прилично честа појава меѓу џиновите и суперџиновите.
Познати и како променлива ѕвезда од типот на S Златна Рипка, најсјајните познати ѕвезди припаѓаат на оваа класа. Како примери се хиперџиновите η Кобилица и P Лебед. Тие имаат постојана голема загуба на маса, но во интервали од години внатрешните пулсирања предизвикуваат ѕвездата да ја надмине Едингтоновата границата и загубата на масата значително се зголемува. Видливата осветленост се зголемува иако целокупната сјајност е во голема мера непроменета. Џиновските избуви забележани во неколку сјајно сини променливи ѕвезди навистина ја зголемуваат сјајноста, толку многу што тие се означени како лажни супернови и може да се различен тип на настан.
Овие масивни еволуирани ѕвезди се нестабилни поради нивната висока сјајност и положба над појасот на нестабилност, и тие покажуваат бавни, но понекогаш големи фотометриски и спектроскопски промени поради голема загуба на маса и повремени поголеми избуви, во комбинација со неврзани варијации на забележлива временска скала. Најпознат пример е Ро Касиопеја.
Иако се класифицирани како избувни променливи ѕвезди, овие ѕвезди не подлежат на периодично зголемување на светлината. Наместо тоа, тие го поминуваат поголемиот дел од своето време со максимална осветленост, но во неправилни интервали тие наеднаш бледнеат за 1-9 величини (2,5 до 4000 пати послаби) пред да се вратат на нивната почетна осветленост со месеци до години. Повеќето се класифицирани како жолти суперџинови по сјајност, иако тие се всушност ѕвезди од послеасимптотската гранка на џинови, но има и црвени и сини џинови ѕвезди од типот на R Северна Круна. R Северна Круна е прототип на ѕвезда. Променливите ѕвезди од топот на DY Персеј се подкласа на променливите ѕвезди од типот на R Северна Круна кои имаат периодична променливост покрај нивните избуви.
Класичните Волф-Рајеови ѕвезди од населението I се масивни врели ѕвезди кои понекогаш покажуваат променливост, веројатно поради неколку различни причини, вклучително и двоѕвездени заемодејствија и вртежни гасни купчиња околу ѕвездата. Тие покажуваат широки емисионски спектри со линии на хелиум, азот, јаглерод и кислород. Варијациите кај некои ѕвезди се чини дека се стохастични, додека други покажуваат повеќе периоди.
Променливите ѕвезди од типот на Гама Касиопеја (γ Касиопеја) се несуперџиновски, брзо вртежни ѕвезди од типот на емитувачка линија B, кои флуктуираат неправилно до 1,5 величини (4 пати промена во сјајноста) поради исфрлањето на материјата во нивните екваторски подрачја предизвикано од брзата вртежна брзина.
Кај ѕвездите од главната низа, големата избувна променливост е исклучителна. Тоа е вообичаено само меѓу болскотните ѕвезди, познати и како променливи ѕвезди од типот на UV Кит, многу слаби ѕвезди од главната низа кои подлежат на редовни блесоци. Тие се зголемуваат во осветленоста до две величини (шест пати посветла) за само неколку секунди, а потоа бледнеат во нормална светлина за половина час или помалку. Неколку блиски црвени џуџиња се блескави ѕвезди, вклучувајќи ги Проксима Кентаур и Волф 359.
Ова се блиски двоѕвездени системи со високо активни хромосфери, вклучувајќи огромни сончеви дамки и блесоци, за кои е верувано дека се зајакнати од блискиот придружник. Скалите на променливоста се движат од денови, блиску до орбиталниот период, а понекогаш и со затемнување, до години кога активноста на сончевите дамки варира.
Суперновите се најдраматичниот тип на катаклизмична променлива ѕвезда, кои се едни од најенергичните настани во универзумот. Супернова може накратко да емитува енергија колку цела галаксија, осветлувајќи се за повеќе од 20 величини (над сто милиони пати посветла). Експлозијата на суперновата е предизвикана од бело џуџе или ѕвездено јадро кое достигнува одредена граница на маса/густина, Чандракесаровата граница, што предизвикува телото да падне за дел од секундата. Овој пад „отскокнува“ и предизвикува ѕвездата да експлодира и да ја емитува оваа огромна енергетска количина. Надворешните слоеви на овие ѕвезди се разнесуваат со брзина од илјадници километри во секунда. Исфрлената материја може да создаде маглини наречени остатоци од супернова. Добро познат пример за таква маглина е Раковидната Маглина, остаток од супернова која била забележана во Кина и на други места во 1054 година. Телото родоначалник може или целосно да се распадне во експлозијата, или, во случај на масивна ѕвезда, јадрото може да стане неутронска ѕвезда (обично пулсар) или црна дупка.
Суперновата може да биде резултат на смртта на крајно масивна ѕвезда, многу пати потешка од Сонцето. На крајот од животот на оваа масивна ѕвезда, несоединувачко железно јадро е настанато од соединета пепел. Ова железно јадро е турка кон Чандрасекаровата граница додека не ја надмине и затоа пропаѓа. Една од најпроучените супернови од овој тип е SN 1987A во Големиот Магеланов Облак.
Супернова, исто така, може да произлезе од пренос на маса врз бело џуџе од придружник на ѕвезда во двоен ѕвезден систем. Чандрасекаровата граница е надмината од материјата што паѓа. Апсолутната сјајност на овој последен тип е поврзана со својствата на неговата светлинска крива, така што овие супернови може да бидат користени за да биде утврдено растојанието до другите галаксии.
Сјајните црвени нови се ѕвездени експлозии предизвикани од спојувањето на две ѕвезди. Тие не се поврзани со класичните нови. Имаат особен црвен изглед и многу бавно опаѓање по првичниот изблик.
Новите се исто така резултат на драматични експлозии, но за разлика од суперновите не резултираат со уништување на ѕвездата-родоначалник. Исто така, за разлика од суперновите, новите се палат од ненадејниот почеток на топлинскојадрено соединување, која при одредени услови на висок притисок (изродена материја) експлозивно забрзува. Тие настануваат во блиски двоѕвездени системи, едниот составен дел е бело џуџе што расте од другата обична ѕвезда која е составен дел, и може да биде повторувано во периоди од децении до векови или милениуми. Новите се категоризираат како брзи, бавни или многу бавни, во зависност од однесувањето на нивната светлинска крива. Снимени се неколку нови со голо око, а Нова Лебед 1975 е најсветлиот во поновата историја, достигнувајќи ја втората светлинска величина.
Џуџестите нови се двојни ѕвезди кои вклучуваат бело џуџе во кое преносот на материја помеѓу составните делови предизвикува редовни изблици. Постојат три видови џуџеста нова:
Ѕвездените системи од типот на DQ Херкул се заемодејствувачки двоѕвездени системи во кои ѕвезда со мала маса ја пренесува масата на високо магнетно бело џуџе. Периодот на спин на бело џуџе е значително пократок од двоѕвездениот орбитален период и понекогаш може да биде откриено како фотометриска периодичност. Околу белото џуџе обично настанува насобирачки диск, но неговите највнатрешни области се магнетски скратени од белото џуџе. Откако ќе биде заробен од магнетното поле на белото џуџе, материјалот од внатрешниот диск патува по линиите на магнетното поле додека не се натрупа. Во крајни случаи, магнетизмот на белото џуџе го спречува настанувањето на насобирачкиот диск.
Во овие катаклизмични променливи ѕвезди, магнетното поле на белото џуџе е толку силно што го синхронизира вртежниот период на белото џуџе со периодот на двоѕвездениот орбитален период. Наместо да настане насобирачки диск, насобирачкиот проток е канализиран по линиите на магнетното поле на белото џуџе додека не удри врз белото џуџе во близина на магнетниот пол. Циклотронското зрачење зрачено од насобирачкото подрачје може да предизвика орбитални варијации од неколку величини.
Овие симбиотски двоѕвездени системи се составени од црвен џин и жешка сина ѕвезда обвиткана во облак од гас и прашина. Тие се подложени на изблици слични на нова со замави до 4 величини. Прототипот за оваа класа е Z Андромеда.
Променливите ѕвезди од типот на AM Ловечки Кучиња се симбиотски двојни ѕвезди каде бело џуџе расте од материјал богат со хелиум или од друго бело џуџе, од хелиумска ѕвезда или од еволуирана ѕвезда од главната низа. Тие се подложени на сложени варијации, или понекогаш без варијации, со крајнократки периоди.
Постојат две главни групи на надворешнопроменливи ѕвезди: вртежни ѕвезди и затемнувачки ѕвезди.
Ѕвездите со значителни сончеви дамки може да покажат значителни варијации во осветленоста додека се вртат, а посветлите области на површината се гледани. Светли точки се појавуваат и на магнетните полови на магнетните ѕвезди. Ѕвездите со елипсоидни облици исто така може да покажат промени во осветленоста бидејќи на набљудувачот му претставуваат различни области од нивните површини.[31]
Ова се многу блиски двојни ѕвезди, чии составни делови се несферични поради нивната плимно заемодејство. Како што ѕвездите се вртат, површината на нивната површина претставена кон набљудувачот се менува и тоа за возврат влијае на нивната осветленост како што е гледано од Земјата.
Површината на ѕвездата не е подеднакво светла, но има потемни и посветли области (како сончевите дамки). Хромосферата на ѕвездата исто така може да варира во осветленоста. Додека ѕвездата се врти, набљудувани се варијации на осветленоста од неколку десетини од величините.
Овие ѕвезди се вртат исклучително брзо (~ 100 км/с на екваторот); па оттука тие имаат елипсоиден облик. Тие се (очигледно) единечни џиновски ѕвезди со спектарски типови G и K и покажуваат силни хромосферски емитувачки линии. Примери се FK Береникина Коса, V1794 Лебед и UZ Вага. Можно објаснување за брзото вртење на ѕвездите од типот на FK Берекинина Коса е дека тие се резултат на спојување на (допирна) двојна ѕвезда.[34]
Променливите ѕвезди од типот на BY Змеј се од спектрална класа K или M и варираат за помалку од 0,5 величини (70% промена во сјајноста).
Променливите ѕвезди од типот на Алфа2 Ловечки Кучиња (α2 Ловечки Кучиња) се ѕвезди од главната низа од спектарската класа B8–A7 кои покажуваат флуктуации од 0,01 до 0,1 величина (1% до 10%) поради промените во нивните магнетни полиња.
Ѕвездите од оваа класа покажуваат флуктуации на осветленоста од околу 0,1 величина предизвикани од промените во нивните магнетни полиња поради високите брзини на вртење.
Неколку пулсари биле откриени во видлива светлина. Овие неутронски ѕвезди ја менуваат светлината додека се вртат. Поради брзото вртење, варијациите на осветленоста се исклучително брзи, од милисекунди до неколку секунди. Првиот и најпознат пример е Раковидниот Пулсар.
Надворешнопроменливите ѕвезди имаат варијации во нивната осветленост, како што се гледа од земјини набљудувачи, поради некој надворешен извор. Една од најчестите причини за ова е присуството на двојна придружна ѕвезда, така што двете заедно образуваат двојна ѕвезда. Кога се гледа од одредени агли, едната ѕвезда може да ја затемни другата, предизвикувајќи намалување на осветленоста. Еден од најпознатите затемнувачки двојни ѕвезди е Алгол, или Бета Персеј (β Персеј).
Алголските променливи ѕвезди претрпуваат затемнувања со еден или два минимум разделени со периоди на речиси постојана светлина. Прототипот на оваа класа е Алгол во соѕвездието Персеј.
Двопериодичните променливи ѕвезди покажуваат циклична размена на маса што предизвикува орбиталниот период да варира предвидливо во текот на многу долг период. Најпознат пример е V393 Скорпија.
Променливите ѕвезди од типот на Бета Лира (β Лира) се исклучително блиски двојни ѕвезди, именувани по ѕвездата Шелијак. Светлинските криви на оваа класа затемнувачки променливи ѕвезди постојано се менуваат, што го прави речиси невозможно да биде одреден точниот почеток и крај на секое затемнување.
W Змија е прототип на класа на полуодвоени двојни ѕвезди, вклучувајќи џин или суперџин кој го пренесува материјалот до масивна позбиена ѕвезда. Тие се одликуваат и се разликуваат од сличните системи на β Лира, со силна ултравиолетова емисија од насобирачките жаришта на диск со материјал.
Ѕвездите во оваа група покажуваат периоди помали од еден ден. Ѕвездите се толку блиску поставени една до друга што нивните површини се речиси во допир една со друга.
Ѕвездите со планети исто така може да покажат варијации на осветленоста ако нивните планети минуваат помеѓу Земјата и ѕвездата. Овие варијации се многу помали од оние што се гледаат со ѕвездени придружници и се забележуваат само со исклучително прецизни набљудувања. Примери се HD 209458 и GSC 02652-01324 и сите планети и кандидати за планети откриени од мисијата „Кеплер“.
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
