Пульсуючі змінні зорі: відмінності між версіями

[перевірена версія]

[неперевірена версія]

← Попереднє редагування Наступне редагування →

Вилучено вміст Додано вміст

Лінійно

Версія за 18:28, 9 листопада 2023

Пульсуючі змінні зорі — змінні зорі, чия яскравість ритмічно змінюється внаслідок розширення і стискання^[1]. У більшості зір пульсації зумовлені каппа-механізмом — зміною непрозорості у підповерхневих шарах внаслідок їх іонізації.

Історія

Пульсуюча змінна зоря, яка є прототипом одного з найвпливовіших класів змінних зір в астрономії, була відкрита в 1784 році Гудріке (1786). Він був першим, хто спостерігав періодичні та асиметричні зміни світла δ Цефея в тому ж році, коли він відкрив затемнення подвійної зорі β Ліри.^[2]

Ще 1879 року Август Ріттер запропонував, що зорі можуть радіально коливатись.

До того крива блиску змінної зорі пояснювалась ефектом затемнення в подвійній зоряній системі або зміною яскравості при обертанні. Гарлоу Шеплі 1914 року, однак, показав, що строго періодична зміна яскравості δ Цефея не пояснюється затемнюваністю; спостережувані радіальні швидкості в подвійній зоряній системі повинні були означати, що зорі повинні кружляти довкола спільного перицентру.

Історія вивчення

Першою відкритою пульсуючою змінною зорею була Міра - до неї були відомі тільки нові та наднові зорі. У 1596 році Давид Фабрицій відкрив цю зорю, коли вона мала другу зоряну величину, і виявив, що її блиск поступово знижується. Потім вона перестала бути доступною для спостережень, і Фабрицій перестав стежити за її областю неба, але 1609 року знову виявив зорю. Її також спостерігав Йоганн Байєр 1603 року і дав їй позначення Омікрон Кита, але Байєру не було відомо про її мінливість. Відкриття цієї зорі викликало великий інтерес, і за нею закріпилася назва Міра (від лат. mira - дивовижна). У 1667 році Ісмаель Буйо виявив періодичність у змінах блиску Міри^[3]^[4]^[5].

Ідею про те, що пульсації зір можуть призводити до зміни їхнього блиску, вперше висунув Август Ріттер 1873 року, а 1899 року Карл Шварцшильд припустив, що під час пульсацій також змінюється температура зір. Близько 1915 року Гарлоу Шеплі визначив, що деякі зорі дійсно пульсують. У 1918-1926 роках Артур Еддінгтон розробляв теорію, яка могла б пояснити пульсації, і як один із можливих механізмів він запропонував каппа-механізм. Конкретний варіант каппа-механізму, що пояснював, зокрема, пульсації цефеїд, відкрив Сергій Жевакін у 1950-х роках^[6]^[7].

Види коливань

Пульсуючі змінні можуть коливатись:

радіально
не радіально (під кутом 90°до радіус-вектора). При нерадіальному пульсаторі сила пружності може бути викликана:
- гравітацією (g-режим)
- статичною підйомною силою (l-режим) або
- тиском (p-режим).

Коливання можуть здійснюватися:

на основній частоті та/або
на гармоніці.

Зміна радіусу коливається від 0 при нерадіальних коливаннях до 10 відсотків у цефеїд; у червоних гігантів спостерігається безперервний перехід атмосфери в міжзоряне середовище, тому зміну радіуса не може бути визначено.

Опис

Пульсуючі змінні - клас змінних зір, які змінюють свою світність через почергове розширення і стиснення зовнішніх шарів і зміни їхньої температури. Мінімальний і максимальний радіус зорі під час пульсацій може відрізнятися вдвічі, але зазвичай зміни розмірів не такі великі, і основний внесок у зміну світності вносить зміна температури поверхні. Вважається, що серед кількох сотень мільярдів зір нашої Галактики пульсує лише кілька мільйонів^[8]^[9].

Механізми збудження

Якщо зоря виводиться з гідростатичної рівноваги, то вона прагне повернутися у вихідне положення. Наприклад, під час розширення зорі падає її щільність і температура, отже, тиск перестає врівноважувати силу гравітації і зоря стискається. Однак для того, щоб коливання відбувалися тривалий час, має бути присутнім механізм передачі теплової енергії зорі в механічну енергію коливань. Це може відбуватися в тому разі, якщо під час стиснення ділянок зорі збільшується надходження тепла до цих ділянок: тоді розширення, яке настає після стиснення, виявиться сильнішим через енергію, що надійшла, і коливання підтримуватимуться. У стаціонарних зорях спостерігається зворотна картина: під час стиснення збільшується температура, через що нагріті області починають випромінювати сильніше, крім того, зазвичай прозорість речовини збільшується під час нагрівання і речовина затримує менше тепла. Таким чином, під час стиснення стаціонарних зір відбувається відтік тепла, тому вільні коливання зір зазвичай швидко затухають - за терміни від сотень днів до кількох років.

Надходження тепла збільшується зі зростанням температури в надрах зорі, оскільки при зростанні температури в ядрі збільшується темп термоядерних реакцій. Однак це не призводить до помітних пульсацій, оскільки роль центральних областей у пульсаціях мала і компенсується загасанням в інших областях^[10]^[9].

Каппа-механізм

Домінуючим механізмом збудження пульсацій є каппа-механізм (інша назва — клапанний механізм). Він обумовлений нелінійною непрозорістю в підфотосферних шарах зорі. Енергія, що надходить із надр, частково поглинається в такому шарі і її надходження до поверхні зменшується. Зовнішні шари охолоджуються і для збереження рівноваги стискаються. Однак поглинання енергії є тимчасовим, через деякий час накопичена надлишкова енергія виділяється й надходить у верхні шари атмосфери, що призводить до їх розширення, тоді як у підфотосферному шарі непрозорість знову зростає і цикл починається заново^[11]^[10]^[12].

Для того, щоб пульсації підтримувалися таким механізмом, зона дворазової критичної іонізації гелію має розташовуватися на оптимальній глибині: якщо глибина надто мала, що трапляється за високої температури зорі, то густина речовини в цій зоні буде надто малою і пульсації не відбуватимуться. Навпаки, за низької температури зорі глибина зони виявиться занадто великою і пульсації не відбуватимуться через загасання коливань у зовнішніх шарах. Таким чином, зорі, у яких реалізується цей механізм, на діаграмі Герцшпрунга-Рассела перебувають на смузі нестабільності - практично вертикальній вузькій смузі. Завдяки цьому механізму пульсують змінні зорі декількох типів, що мають класи світності від надгігантів до білих карликів. Типи змінних зір на смузі нестабільності, у порядку зменшення середньої світності - змінні типу RV Тельця, класичні цефеїди, цефеїди II типу, RR Ліри, Дельти Щита, SX Фенікса і ZZ Кита^[13]^[6].

Існують пульсуючі змінні й інших типів, розташовані поза смугою нестабільності - для них механізм змінності зазвичай також являє собою каппа-механізм. Наприклад, у змінних типу Бети Цефея, температура яких значно вища, ніж у зір смуги нестабільності, пульсації підтримуються іонами заліза^[6]^[13].

Епсилон-механізм, навпаки, ґрунтується на зміні швидкості виробництва енергії при ядерному синтезі. Цей механізм часто припускається, але він ще не підтверджений шляхом спостережень.

Сонце, сонцеподібні зорі і деякі червоні гіганти збуджуються стохастичні коливання внаслідок конвекції^[14]: переносу енергії з надр шляхом підйому розігрітої речовини у верхні, холодніші шари, що може збуджувати коливання у зовнішніх шарах атмосфери^[14].

У подвійних зоряних системах коливання однієї зорі може збуджувати її супутник, внаслідок дії припливних сил, які періодично змінюються через ексцентриситет орбіти. Прикладом є еліпсоїдальні змінні. Коливання збуджуються в періастрі. Із віддаленням зір одна від одної коливання поступово загасають через внутрішнє тертя, але в наступному проході періастру амплітуда знову збільшується.^[15] Крива блиску в деяких випадках має вигляд, подібний до кардіограми серця, за що дослідники назвали їх «зорями серцебиття» (англ. heartbeat star). Декілька таких зір було виявлено за допомогою космічного телескопа Кеплера^[16]^[17].

Характер пульсацій

Незалежно від механізму фундаментальний період коливань зорі $P$ пов'язаний із середньою густиною зорі $\rho$ :

${\textstyle P\propto {\frac {1}{\sqrt {\rho }}}}$

Якщо зоря пульсує з фундаментальним періодом, то кажуть, що пульсації відбуваються в основній моді. У цьому разі зоря зберігає сферичну симетрію і зоря або цілком розширюється, або цілком стискається, тобто вся речовина зорі або переміщається назовні, або всередину. Одночасно з пульсаціями в основній моді можливі пульсації в обертонах з меншим періодом. Пульсації в обертонах також сферично симетричні, але всередині зорі присутня одна або кілька сфер, де речовина не рухається: коли область усередині сфери стискається, то область зовні розширюється, і навпаки - тобто, ці сфери являють собою вузли коливань^[en]. Коливання в першому обертоні мають один вузол, у другому - два вузли, і так далі. Положення цих вузлів зазвичай не змінюються, тобто, коливання являють собою постійні хвилі. Зазвичай зорі з великими амплітудами змін блиску пульсують насамперед в основній моді^[9].

Пульсації також можуть бути нерадіальними. У цьому разі зоря не зберігає сферичної форми, і, наприклад, може по черзі ставати то сплюснутим, то витягнутим еліпсоїдом: одні частини зорі можуть стискатися в той самий час, коли інші - розширюються. У модах нерадіальних пульсацій силою, що повертає, може бути або тиск, або гравітація. У першому випадку рух речовини близький до радіального, як і під час радіальних пульсацій, а в другому - близький до горизонтального, що схоже на хвилі на воді. Нерадіальні пульсації призводять до слабших змін блиску і кольору зорі, ніж радіальні^[18].

Через те, що зорі мають різну густину в різних областях - зокрема, густина в центрі зорі зазвичай на кілька порядків перевищує середню - відносна амплітуда коливань у центрі значно менша, ніж у зовнішніх областях. Оскільки за тривалих спостережень навіть невеликі зміни періоду можуть бути виявлені, то можна виявити повільну зміну густини внаслідок еволюції зорі^[19]^[6].

Значення

Значення пульсацій змінних зір для астрофізики:

Цефеїди і змінні типу RR Ліри використовують з допомогою відношення період-світність для вимірювання відстані.
Астросейсмологія дозволяє незалежний від моделей аналіз будови зорі.
Для подвійно-періодичних пульсуючих змінних можливо обчислення маси зорі. В іншому випадку це можливо зробити тільки в подвійних зоряних системах, однак внаслідок попереднього обміну масою там будова зорі може відрізнятися від будови одинарної зорі.

Нелінійні ефекти

У червоних гігантів коливання не зупиняються на поверхні зорі, а продовжують рух далі, через зовнішню атмосферу. Через нижчу щільність верхніх шарів червоних гігантів, це веде до утворення ударної хвилі, коли частина зовнішньої атмосфери прискорюється понад швидкість утікання. Результатом є значна втрата маси, яка для зір типу OH/IR може досягати 10⁻⁴ мас Сонця на рік.

Підгрупи

Змінні типу α Лебедя — нерадіально пульсуючі надгіганти спектральних класів від Bep до Aep і класу світності Ia. Видима нерегулярна зміна яскравості насправді є наслідком накладання декількох близько розташованих періодів. Довжина циклів становить від декількох діб до тижнів.
Змінні типу β Цефея (змінні типу β Великого Пса): зорі головної послідовності спектральних класів від B0.5 до В2 і низької амплітуди.
Цефеїди — радіально пульсуючі надгіганти з періодами від 1 до 130 діб і амплітудами до 2 зоряних величин у видимому світлі. Їх спектральний клас змінюється (внаслідок пульсації) між F і K, причому в мінімумі спектральний клас пізніший. Важливість цефеїд полягає в існуванні залежності період—світність, тому ці змінні зорі використовуються як стандартні свічки для вимірювання відстані всередині і за межами Чумацького Шляху . У цефеїд виділено чотири підгрупи:
- Класичні цефеїди — молоді масивні зорі (більше 3-х мас Сонця), які проеволюціонували з головної послідовності і багаторазово перетинають смугу нестабільності. Вони належать до дискової складової галактики (населення І) і часто трапляються в розсіяних зоряних скупченнях.
- змінні типу W Діви — цефеїди, які належать до кулястої складової галактики, старі зорі (населення ІІ). Вони мають масу менше однієї маси Сонця. Два види цефеїд розрізняються формою кривої блиску та відношенням період-світність.
- Бімодальні цефеїди типу CEP(B) пульсують щонайменше в двох періодах одразу.
- підтип DECPS показує невелику амплітуду й симетричні криві блиску. Ці цефеїди пульсують, скоріше за все, у першій гармоніці.
- Аномальні цефеїди (англ. anomalous Cepheids), прототипом яких є зоря BL Boo. Ці цефєїди мають періоди менше одного дня, як змінні типу RR Ліри, але їх світність на 2 зоряні величини перевищує світність змінних типу RR Ліри, що характерно для цефеїд.
Змінні типу δ Щита: короткоперіодичні змінні поблизу головної послідовності з періодами від 0,02 до 0,3 днів і низькою амплітудою, яка як виняток сягає до 0,8 зоряної величини. Спектральний клас від A до F. До цього класу близькі змінні типу SX Фенікса: вони займають приблизно ту саму ділянку на діаграмі Герцшпрунга - Рассела, мають схожі періоди та амплітуди змін блиску, але мають великий вік і відносяться до населення II, тоді як змінні типу Дельти Щита - молоді зорі населення I. Ще один схожий тип - змінні типу Гами Золотої Риби, які мають нижчу температуру, ніж зорі на смузі нестабільності^[20]^[21].
Змінні типу SX Фенікса: схожі на змінні типу Дельти Щита, але належать до популяції II.
Змінні типу γ Золотої Риби: однорідна група зір спектрального класу F0-F2, розташована на головній послідовності або поблизу неї. Період коливається від 0,4 до 3 днів, а амплітуда сягає до 0,1 зоряної величини.
Довгоперіодичні блакитні змінні спектрального класу B (LPB) з періодами близько одного дня.
До довгоперіодичних змінних належать:
- Міриди: гігантські зорі пізніх спектральних типів (M, C або S) з емісійними лініями. Криві яскравості змінні, а періоди коливаються від 80 до 1000 діб. Амплітуда у візуальному діапазоні сягає від 2,5 до 8 зоряних величин.
- Напівправильні змінні зорі (SR) та нерегулярні змінні (L): гіганти і надгіганти від середнього до пізнього спектральних класів. Їх квазіперіоди бувають у діапазоні від 30 до декількох тисяч днів.
Змінні типу PV Телескопа — багаті на гелій і вуглець змінні спектрального класу Bp. Амплітуди не перевищують 0,1 зоряної величини, періоди — між 0,1 і одним днем.
Змінні типу RR Ліри: зорі з регулярною зміною світності до 2 зоряних величин з періодами між 0,2 і 1 днем. Спектральний клас від A до F. За виглядом кривих блиску змінні типу RR Ліри ділять на два основних типи: RRAB з асиметричними кривими блиску, зростання яскравості яких відбувається різко, і RRC, криві блиску яких симетричні. Перші пульсують в основній моді, другі - у першому обертоні. Є також тип RR(B) - це зорі, що пульсують одночасно в основній моді та в першому обертоні^[22]^[23]^[24]^[25].
Змінні типу RV Тельця: яскраві гіганти і надгіганти спектральних класів від F до K, у яки чергуються глибокі і мілкі мінімуми. Періоди розташовані приблизно між 30 і 150 днів, при чому можуть накладатись довгоперіодичні зміни яскравості близько 1000 днів. Амплітуда може досягати до 3 зоряних величин.
Швидкопульсуючі карлики B з періодами порядку декількох хвилин при невеликій амплітуді.
Змінні типу ZZ Кита: Білі карлики з дуже короткими періодами менше 20 хвилин і малою амплітудою. Вони випробовують нерадіальні пульсації з періодами від 100 до 1000 секунд і з амплітудами змін блиску до 0,3m і практично завжди пульсують у кількох модах. Центральні зорі в планетарних туманностях також бувають пульсуючими змінними^[7].
Осцилюючі Ap-зорі, що осцилюють. Осцилювальні Ap-зорі (в Загальному каталозі змінних зір - осцилювальні змінні типу Альфи² Гончих Псів) - зорі спектральних класів від B до F, які розташовані поблизу або на головній послідовності та мають сильне магнітне поле. Зазвичай Ap-зорі насамперед є обертовими змінними, але деякі з них також пульсують. Періоди змін блиску таких зір становлять лише 5-15 хвилин, що пов'язано з наявністю магнітного поля, по осі якого орієнтовані пульсації. Оскільки вісь магнітного поля зазвичай не збігається з віссю обертання, то спостерігається складна картина змін блиску^[7].
Нововиявлені групи пульсуючих змінних зір, які ще не мають назви в General Catalogue of Variable Stars:
- Сонцеподібні пульсатори: їх коливання відбуваються не через каппа-механізм, а шляхом висхідних конвективних течій.
- Група молодих зір у розсіяних скупченнях з періодами між 0,1 і 0,7 днів і амплітудами в діапазоні від менше 0,005 зоряних величин. На HR-діаграмі ці зорі лежать між зорями SPB^{[прояснити]} і δ Щита. Пульсації можуть виникати внаслідок обертання зорі.^[26]
- Схожі на змінні типу RR Ліри, які мають криву блиску схожу змінні типу RR Ліри, але самі зорі значно меншої світності і маси. Ці зорі еволюціонують тільки шляхом обміну масою в тісних подвійних зоряних системах.^[27]
- Білі карлики малої маси, що утворюються в подвійних системах коли зоря починає перетворюватися на червоний гігант, розширюється, заповнює свою порожнину Роша і, внаслідок цього, більша частина її атмосфери перетікає на зорю-супутник.^[28]
- Гібридні пульсатори: нещодавно виявлені пульсатори з радіальними коливаннями, які коливаються у нижньому (низький порядок / низька амплітуда) p-режимі і g-режимі, а також у вищому (високий порядок / висока амплтітуда) g-режимі.^[29]^[30] При цьому вони можуть належати до кількох типів змінності одночасно. Приклад: Kepler-11145123 (KIC 11145123)^[31] Більшість відомих гібридних пульсатори належать до змінних типів γ Золотої Риби–δ Щита.^[32]

Інше

Попри схожість назви, пульсари належать не до пульсуючих, а до обертальних змінних. Їх назва походить від імпульсних радіохвиль, які було отримано при виявленні нейтронних зір.

Джерела

↑ Пульсуючі змінні зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 388—389. — ISBN 966-613-263-X.
↑ Gautschy, Alfred (2003). The History Of Radial Stellar Pulsation Theory: A short look at the long road to understand what was seen (PDF) (англійською) .
↑ Самусь Н. Н. Переменные звёзды. Большая российская энциклопедия. Архів оригіналу за 9 травня 2021. Процитовано 4 січня 2022.
↑ Самусь Н. Н. Общие сведения о переменных звёздах. 1.2. Краткий исторический очерк. История каталогов переменных звезд. Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 6 червня 2011. Процитовано 4 січня 2022.
↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. ISBN 978-5-85099-193-7.
↑ ^а ^б ^в ^г Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.1. Общие сведения. Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 19 січня 2012. Процитовано 12 грудня 2021.
↑ ^а ^б ^в Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.
↑ GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability. ГАИШ МГУ. Архів оригіналу за 18 лютого 2022. Процитовано 1 січня 2022.
↑ ^а ^б ^в Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.
↑ ^а ^б Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.1. Общие сведения. Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 19 січня 2012. Процитовано 12 грудня 2021.
↑ Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.
↑ Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.
↑ ^а ^б Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.
↑ ^а ^б Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars. Т. 471. 2011. с. 608—611. doi:10.1038/nature09935.
↑ A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler. 2012. arXiv:1203.6115.
↑ Hambleton, K.; Fuller, J.; Thompson, S.; Prša, A.; Kurtz, D. W.; Shporer, A.; Isaacson, H.; Howard, A. W.; Endl, M.; Cochran, W.; Murphy, S. J. (13 жовтня 2017). KIC 8164262: a heartbeat star showing tidally induced pulsations with resonant locking. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 473 (4). doi:10.1093/mnras/stx2673. ISSN 0035-8711. Процитовано 29 лютого 2020.
↑ Manuel, Joseph; Hambleton, Kelly (January 2018). Binary Model for the Heartbeat Star System KIC 4142768. AAS (англ.). 231: 146.01. Процитовано 29 лютого 2020.
↑ GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability. ГАИШ МГУ. Архів оригіналу за 18 лютого 2022. Процитовано 1 січня 2022.
↑ Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.
↑ Darling D. Delta Scuti star. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 14 липня 2021. Процитовано 3 січня 2022.
↑ Good, Gerry A. (6 грудня 2012). Observing Variable Stars (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4471-0055-3.
↑ Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (8 листопада 2016). Fundamental Astronomy (англ.). Springer. ISBN 978-3-662-53045-0.
↑ GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability. ГАИШ МГУ. Архів оригіналу за 18 лютого 2022. Процитовано 1 січня 2022.
↑ Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.5. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B). Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 3 лютого 2021. Процитовано 1 січня 2022.
↑ Standard Candle | COSMOS. astronomy.swin.edu.au. Процитовано 9 листопада 2023.
↑ Stellar variability in open clusters. I. A new class of variable stars in NGC 3766. 2013. arXiv:1304.5266v2.
↑ Pulsation models for the 0.26M_sun star mimicking RR Lyrae pulsator. Model survey for the new class of variable stars. 2012. arXiv:1210.6030v2.
↑ Multi-periodic pulsations of a stripped red giant star in an eclipsing binary. 2013. arXiv:1307.1654v1.
↑ Observational Asteroseismology (PDF). 2007. с. 14.
↑ Asteroseismology, с. 679, на «Google Books». Astronomy and Astrophysics Library. Springer Science+Business Media. 2010. с. 679. ISBN 978-1-4020-5803-5.
↑ Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology. Т. 2. 16 листопада 2016. doi:10.1126/sciadv.1601777.
↑ Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology. 2016-11.

Література

Der neue Kosmos (вид. 5). Springer. 1991. ISBN 3-540-53757-0.
Veränderliche Sterne (вид. 3). J. A. Barth. 1990. ISBN 3-335-00224-5.
Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. 2007. ISBN 978-0-521-23253-1.
Stellar Structure and Evolution. Astronomy and Astrophysics Library. Springer Verlag. 1994. ISBN 3-540-58013-1.

Посилання

[АЕС_388_389-1] Пульсуючі змінні зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 388—389. — ISBN 966-613-263-X.

[2] Gautschy, Alfred (2003). The History Of Radial Stellar Pulsation Theory: A short look at the long road to understand what was seen (PDF) (англійською) .

[:022-3] Самусь Н. Н. Переменные звёзды. Большая российская энциклопедия. Архів оригіналу за 9 травня 2021. Процитовано 4 січня 2022.

[:9-4] Самусь Н. Н. Общие сведения о переменных звёздах. 1.2. Краткий исторический очерк. История каталогов переменных звезд. Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 6 червня 2011. Процитовано 4 січня 2022.

[5] Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. ISBN 978-5-85099-193-7.

[:525-6] а ^б ^в ^г Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.1. Общие сведения. Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 19 січня 2012. Процитовано 12 грудня 2021.

[:0-7] а ^б ^в Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.

[:03-8] GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability. ГАИШ МГУ. Архів оригіналу за 18 лютого 2022. Процитовано 1 січня 2022.

[:02-9] а ^б ^в Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.

[:52-10] а ^б Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.1. Общие сведения. Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 19 січня 2012. Процитовано 12 грудня 2021.

[11] Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.

[:04-12] Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.

[:1-13] а ^б Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.

[bedding608-14] а ^б Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars. Т. 471. 2011. с. 608—611. doi:10.1038/nature09935.

[15] A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler. 2012. arXiv:1203.6115.

[16] Hambleton, K.; Fuller, J.; Thompson, S.; Prša, A.; Kurtz, D. W.; Shporer, A.; Isaacson, H.; Howard, A. W.; Endl, M.; Cochran, W.; Murphy, S. J. (13 жовтня 2017). KIC 8164262: a heartbeat star showing tidally induced pulsations with resonant locking. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 473 (4). doi:10.1093/mnras/stx2673. ISSN 0035-8711. Процитовано 29 лютого 2020.

[17] Manuel, Joseph; Hambleton, Kelly (January 2018). Binary Model for the Heartbeat Star System KIC 4142768. AAS (англ.). 231: 146.01. Процитовано 29 лютого 2020.

[:032-18] GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability. ГАИШ МГУ. Архів оригіналу за 18 лютого 2022. Процитовано 1 січня 2022.

[:05-19] Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.

[20] Darling D. Delta Scuti star. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 14 липня 2021. Процитовано 3 січня 2022.

[21] Good, Gerry A. (6 грудня 2012). Observing Variable Stars (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4471-0055-3.

[22] Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (8 листопада 2016). Fundamental Astronomy (англ.). Springer. ISBN 978-3-662-53045-0.

[:033-23] GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability. ГАИШ МГУ. Архів оригіналу за 18 лютого 2022. Процитовано 1 січня 2022.

[24] Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.5. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B). Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 3 лютого 2021. Процитовано 1 січня 2022.

[25] Standard Candle | COSMOS. astronomy.swin.edu.au. Процитовано 9 листопада 2023.

[26] Stellar variability in open clusters. I. A new class of variable stars in NGC 3766. 2013. arXiv:1304.5266v2.

[27] Pulsation models for the 0.26M_sun star mimicking RR Lyrae pulsator. Model survey for the new class of variable stars. 2012. arXiv:1210.6030v2.

[28] Multi-periodic pulsations of a stripped red giant star in an eclipsing binary. 2013. arXiv:1307.1654v1.

[29] Observational Asteroseismology (PDF). 2007. с. 14.

[30] Asteroseismology, с. 679, на «Google Books». Astronomy and Astrophysics Library. Springer Science+Business Media. 2010. с. 679. ISBN 978-1-4020-5803-5.

[31] Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology. Т. 2. 16 листопада 2016. doi:10.1126/sciadv.1601777.

[32] Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology. 2016-11.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

@@ Рядок 9: / Рядок 9: @@
 До того [[крива блиску]] змінної зорі пояснювалась ефектом [[Покриття (астрономія)|затемнення]] в [[Подвійні зорі|подвійній зоряній системі]] або зміною яскравості при обертанні. [[Гарлоу Шеплі]] 1914 року, однак, показав, що строго періодична зміна яскравості [[Дельта Цефея|δ Цефея]] ''не'' пояснюється [[Затемнювані зорі|затемнюваністю]]; спостережувані [[Променева швидкість|радіальні швидкості]] в подвійній зоряній системі повинні були означати, що зорі повинні кружляти довкола спільного перицентру.
+=== Історія вивчення ===
+Першою відкритою пульсуючою змінною зорею була [[Міра (зоря)|Міра]] - до неї були відомі тільки нові та [[Наднова|наднові]] зорі. У 1596 році [[Давид Фабрицій]] відкрив цю зорю, коли вона мала другу [[Зоряна величина|зоряну величину]], і виявив, що її блиск поступово знижується. Потім вона перестала бути доступною для спостережень, і Фабрицій перестав стежити за її областю неба, але 1609 року знову виявив зорю. Її також спостерігав [[Йоганн Баєр|Йоганн Байєр]] 1603 року і дав їй позначення Омікрон Кита, але Байєру не було відомо про її мінливість. Відкриття цієї зорі викликало великий інтерес, і за нею закріпилася назва Міра (від [[Латинська мова|лат]]. mira - дивовижна). У 1667 році [[Ісмаель Буйо]] виявив періодичність у змінах блиску Міри<ref name=":022">{{Cite web|url=https://old.bigenc.ru/physics/text/2712725|title=Переменные звёзды|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=[[Большая российская энциклопедия]]|access-date=2022-01-04|archive-date=2021-05-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20210509085910/https://bigenc.ru/physics/text/2712725|deadlink=no}}</ref><ref name=":9">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_2.html|title=Общие сведения о переменных звёздах. 1.2. Краткий исторический очерк. История каталогов переменных звезд|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|access-date=2022-01-04|archive-date=2011-06-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20110606080616/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_2.html|deadlink=no}}</ref><ref>{{Cite book
+|title=Астрономия: век XXI
+|last=Сурдин В. Г.
+|isbn=978-5-85099-193-7
+}}</ref>.
+Ідею про те, що пульсації зір можуть призводити до зміни їхнього блиску, вперше висунув [[Август Ріттер фон Пітрайх|Август Ріттер]] 1873 року, а 1899 року [[Карл Шварцшильд]] припустив, що під час пульсацій також змінюється температура зір. Близько 1915 року [[Гарлоу Шеплі]] визначив, що деякі зорі дійсно пульсують. У 1918-1926 роках [[Артур Еддінгтон]] розробляв теорію, яка могла б пояснити пульсації, і як один із можливих механізмів він запропонував [[каппа-механізм]]. Конкретний варіант каппа-механізму, що пояснював, зокрема, пульсації цефеїд, відкрив Сергій Жевакін у 1950-х роках<ref name=":525">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_1.html|title=Пульсирующие звёзды. 2.1. Общие сведения|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|access-date=2021-12-12|archive-date=2012-01-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20120119074331/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_1.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":0">{{Cite book
+|url=https://books.google.ru/books?id=GQzCDQI3YP4C
+|title=Understanding Variable Stars
+|last=Percy
+|first=John R.
+|date=2007-05-24
+|publisher=Cambridge University Press
+|language=en
+|isbn=978-1-139-46328-7
+}}</ref>.
 == Види коливань ==
@@ Рядок 24: / Рядок 42: @@
 Зміна радіусу коливається від 0 при нерадіальних коливаннях до 10 відсотків у [[Цефеїда|цефеїд]]; у [[Червоні гіганти|червоних гігантів]] спостерігається безперервний перехід атмосфери в [[міжзоряне середовище]], тому зміну радіуса не може бути визначено.
+== Опис ==
-== Механізми збудження ==
+Пульсуючі змінні - клас [[Змінні зорі|змінних зір]], які змінюють свою світність через почергове розширення і стиснення зовнішніх шарів і зміни їхньої температури. Мінімальний і максимальний радіус зорі під час пульсацій може відрізнятися вдвічі, але зазвичай зміни розмірів не такі великі, і основний внесок у зміну світності вносить зміна температури поверхні. Вважається, що серед кількох сотень мільярдів зір [[Чумацький Шлях|нашої Галактики]] пульсує лише кілька мільйонів<ref name=":03">{{Cite web|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|title=GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2022-01-01|archive-date=2022-02-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20220218021829/http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|deadlink=no}}</ref><ref name=":02">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188567|title=Пульсации звезд|author=[[Жевакин, Сергей Александрович|Жевакин С. А.]], Памятных А. А.|website=Физика космоса|publisher=[[Астронет]]|access-date=2021-12-28|archive-date=2021-12-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20211210231058/http://www.astronet.ru/db/msg/1188567|deadlink=no}}</ref>.
-Домінуючим механізмом збудження пульсацій є [[каппа-механізм]] (інша назва — клапанний механізм). Він обумовлений нелінійною [[Прозорість середовища|непрозорістю]] в [[Фотосфера|підфотосферних]] шарах зорі. Енергія, що надходить із надр, частково поглинається в такому шарі і її надходження до поверхні зменшується. Зовнішні шари охолоджуються і для збереження рівноваги стискаються. Однак поглинання енергії є тимчасовим, через деякий час накопичена надлишкова енергія виділяється й надходить у верхні шари атмосфери, що призводить до їх розширення, тоді як у підфотосферному шарі непрозорість знову зростає і цикл починається заново.
+=== Механізми збудження ===
+Якщо [[зоря]] виводиться з [[Гідростатична рівновага|гідростатичної рівноваги]], то вона прагне повернутися у вихідне положення. Наприклад, під час розширення зорі падає її щільність і температура, отже, тиск перестає врівноважувати силу гравітації і зоря стискається. Однак для того, щоб коливання відбувалися тривалий час, має бути присутнім механізм передачі теплової енергії зорі в механічну енергію коливань. Це може відбуватися в тому разі, якщо під час стиснення ділянок зорі збільшується надходження тепла до цих ділянок: тоді розширення, яке настає після стиснення, виявиться сильнішим через енергію, що надійшла, і коливання підтримуватимуться. У стаціонарних зорях спостерігається зворотна картина: під час стиснення збільшується температура, через що нагріті області починають випромінювати сильніше, крім того, зазвичай прозорість речовини збільшується під час нагрівання і речовина затримує менше тепла. Таким чином, під час стиснення стаціонарних зір відбувається відтік тепла, тому вільні коливання зір зазвичай швидко затухають - за терміни від сотень днів до кількох років.
+Надходження тепла збільшується зі зростанням температури в надрах зорі, оскільки при зростанні температури в ядрі збільшується темп [[Ядерний синтез|термоядерних реакцій]]. Однак це не призводить до помітних пульсацій, оскільки роль центральних областей у пульсаціях мала і компенсується загасанням в інших областях<ref name=":52">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_1.html|title=Пульсирующие звёзды. 2.1. Общие сведения|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|access-date=2021-12-12|archive-date=2012-01-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20120119074331/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_1.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":02" />.
+==== Каппа-механізм ====
+[[Файл:HR-vartype-uk.svg|міні|394x394пкс|[[Діаграма Герцшпрунга — Рассела]]]]
+Домінуючим механізмом збудження пульсацій є [[каппа-механізм]] (інша назва — клапанний механізм). Він обумовлений нелінійною [[Прозорість середовища|непрозорістю]] в [[Фотосфера|підфотосферних]] шарах зорі. Енергія, що надходить із надр, частково поглинається в такому шарі і її надходження до поверхні зменшується. Зовнішні шари охолоджуються і для збереження рівноваги стискаються. Однак поглинання енергії є тимчасовим, через деякий час накопичена надлишкова енергія виділяється й надходить у верхні шари атмосфери, що призводить до їх розширення, тоді як у підфотосферному шарі непрозорість знову зростає і цикл починається заново<ref>{{Cite book
+|url=https://books.google.ru/books?id=GQzCDQI3YP4C
+|title=Understanding Variable Stars
+|last=Percy
+|first=John R.
+|date=2007-05-24
+|publisher=Cambridge University Press
+|language=en
+|isbn=978-1-139-46328-7
+}}</ref><ref name=":52" /><ref name=":04">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188567|title=Пульсации звезд|author=[[Жевакин, Сергей Александрович|Жевакин С. А.]], Памятных А. А.|website=Физика космоса|publisher=[[Астронет]]|access-date=2021-12-28|archive-date=2021-12-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20211210231058/http://www.astronet.ru/db/msg/1188567|deadlink=no}}</ref>.
+Для того, щоб пульсації підтримувалися таким механізмом, зона дворазової критичної іонізації гелію має розташовуватися на оптимальній глибині: якщо глибина надто мала, що трапляється за високої температури зорі, то густина речовини в цій зоні буде надто малою і пульсації не відбуватимуться. Навпаки, за низької температури зорі глибина зони виявиться занадто великою і пульсації не відбуватимуться через загасання коливань у зовнішніх шарах. Таким чином, зорі, у яких реалізується цей механізм, на [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграмі Герцшпрунга-Рассела]] перебувають на [[Смуга нестабільності|смузі нестабільності]] - практично вертикальній вузькій смузі. Завдяки цьому механізму пульсують змінні зорі декількох типів, що мають [[Клас світності|класи світності]] від [[Надгігант|надгігантів]] до [[Білий карлик|білих карликів]]. Типи змінних зір на смузі нестабільності, у порядку зменшення середньої світності - [[змінні типу RV Тельця]], [[класичні цефеїди]], [[Цефеїди II типу|цефеїди II]] типу, [[RR Ліри]], [[Змінні типу δ Щита|Дельти Щита]], [[Змінні типу SX Фенікса|SX Фенікса]] і [[Змінні типу ZZ Кита|ZZ Кита]]<ref name=":1">{{Cite book
+|url=https://books.google.ru/books?id=GQzCDQI3YP4C
+|title=Understanding Variable Stars
+|last=Percy
+|first=John R.
+|date=2007-05-24
+|publisher=Cambridge University Press
+|language=en
+|isbn=978-1-139-46328-7
+}}</ref><ref name=":525" />.
+Існують пульсуючі змінні й інших типів, розташовані поза смугою нестабільності - для них механізм змінності зазвичай також являє собою каппа-механізм. Наприклад, у [[Змінні типу β Цефея|змінних типу Бети Цефея]], температура яких значно вища, ніж у зір смуги нестабільності, пульсації підтримуються [[Іон|іонами]] [[Залізо|заліза]]<ref name=":525" /><ref name=":1" />.
 Епсилон-механізм, навпаки, ґрунтується на зміні швидкості виробництва енергії при [[Ядерний синтез|ядерному синтезі]]. Цей механізм часто припускається, але він ще не підтверджений шляхом спостережень.
-[[Геліосейсмологія|Сонце]], [[Аналоги Сонця|сонцеподібні зорі]] і деякі [[червоні гіганти]] збуджуються стохастичні коливання внаслідок [[Конвекція|конвекції]]:<ref name="bedding608">{{Cite book|title=Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars|date=2011|volume=471|pages=608–611|doi=10.1038/nature09935}}</ref> переносу енергії з надр шляхом підйому розігрітої речовини у верхні, холодніші шари, що може збуджувати коливання у зовнішніх шарах атмосфери.<ref name="bedding608" />
+[[Геліосейсмологія|Сонце]], [[Аналоги Сонця|сонцеподібні зорі]] і деякі [[червоні гіганти]] збуджуються стохастичні коливання внаслідок [[Конвекція|конвекції]]<ref name="bedding608">{{Cite book|title=Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars|date=2011|volume=471|pages=608–611|doi=10.1038/nature09935}}</ref>: переносу енергії з надр шляхом підйому розігрітої речовини у верхні, холодніші шари, що може збуджувати коливання у зовнішніх шарах атмосфери<ref name="bedding608" />.
 [[File:Artist’s Conception of Two Heartbeat Stars and a Companion Star.jpg|thumb|Подвійна система із дуже витягнутою орбітою в уяві художника. Показано стан, коли зорі максимально зблизилися та під дією припливних сил набули еліпсоїдальної форми. Із віддаленням їх форма повертатиметься до кулястої, що призводить до коливань, які на кривій блиску виглядають як «серцебиття».]]
 У [[Подвійні зорі|подвійних зоряних системах]] коливання однієї зорі може збуджувати її супутник, внаслідок дії [[Припливні сили|припливних сил]], які періодично змінюються через [[ексцентриситет орбіти]]. Прикладом є [[еліпсоїдальні змінні]]. Коливання збуджуються в [[періастр]]і. Із віддаленням зір одна від одної коливання поступово [[Згасні коливання|загасають]] через внутрішнє [[тертя]], але в наступному проході періастру [[амплітуда]] знову збільшується.<ref>{{Cite book|title=A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler|date=2012|arxiv=1203.6115}}</ref>
 [[Крива блиску]] в деяких випадках має вигляд, подібний до [[Електрокардіографія|кардіограми]] серця, за що дослідники назвали їх «зорями серцебиття» ({{lang-en|heartbeat star}}). Декілька таких зір було виявлено за допомогою [[Кеплер (орбітальний телескоп)|космічного телескопа Кеплера]]<ref>{{cite journal |last1=Hambleton |first1=K. |last2=Fuller |first2=J. |last3=Thompson |first3=S. |last4=Prša |first4=A. |last5=Kurtz |first5=D. W. |last6=Shporer |first6=A. |last7=Isaacson |first7=H. |last8=Howard |first8=A. W. |last9=Endl |first9=M. |last10=Cochran |first10=W. |last11=Murphy |first11=S. J. |title=KIC 8164262: a heartbeat star showing tidally induced pulsations with resonant locking |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |date=13 жовтня 2017 |volume=473 |issue=4 |doi=10.1093/mnras/stx2673 |url=https://academic.oup.com/mnras/article/473/4/5165/4553530 |accessdate=29 лютого 2020 |language=en |issn=0035-8711}}</ref><ref>{{cite journal |last1=Manuel |first1=Joseph |last2=Hambleton |first2=Kelly |title=Binary Model for the Heartbeat Star System KIC 4142768 |journal=AAS |date=January 2018 |volume=231 |pages=146.01 |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018AAS...23114601M/abstract |accessdate=29 лютого 2020 |language=en}}</ref>.
+=== Характер пульсацій ===
+Незалежно від механізму фундаментальний період коливань зорі <math>P</math> пов'язаний із середньою густиною зорі <math>\rho</math>:
+<math display="inline">P \propto \frac{1}{\sqrt{\rho}}</math>
+Якщо зоря пульсує з фундаментальним періодом, то кажуть, що пульсації відбуваються в основній моді. У цьому разі зоря зберігає сферичну симетрію і зоря або цілком розширюється, або цілком стискається, тобто вся речовина зорі або переміщається назовні, або всередину. Одночасно з пульсаціями в основній моді можливі пульсації в [[Обертон|обертонах]] з меншим періодом. Пульсації в обертонах також сферично симетричні, але всередині зорі присутня одна або кілька сфер, де речовина не рухається: коли область усередині сфери стискається, то область зовні розширюється, і навпаки - тобто, ці сфери являють собою {{Не перекладено|Пучність|вузли коливань|en|Node (physics)}}. Коливання в першому обертоні мають один вузол, у другому - два вузли, і так далі. Положення цих вузлів зазвичай не змінюються, тобто, коливання являють собою [[Стояча хвиля|постійні хвилі]]. Зазвичай зорі з великими амплітудами змін блиску пульсують насамперед в основній моді<ref name=":02" />.
+Пульсації також можуть бути нерадіальними. У цьому разі зоря не зберігає сферичної форми, і, наприклад, може по черзі ставати то сплюснутим, то витягнутим [[Еліпсоїд|еліпсоїдом]]: одні частини зорі можуть стискатися в той самий час, коли інші - розширюються. У модах нерадіальних пульсацій силою, що повертає, може бути або тиск, або гравітація. У першому випадку рух речовини близький до радіального, як і під час радіальних пульсацій, а в другому - близький до горизонтального, що схоже на [[Гравітаційна хвиля|хвилі на воді]]. Нерадіальні пульсації призводять до слабших змін блиску і кольору зорі, ніж радіальні<ref name=":032">{{Cite web|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|title=GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2022-01-01|archive-date=2022-02-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20220218021829/http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|deadlink=no}}</ref>.
+Через те, що зорі мають різну [[Густина|густину]] в різних областях - зокрема, густина в центрі зорі зазвичай на кілька порядків перевищує середню - відносна [[амплітуда]] коливань у центрі значно менша, ніж у зовнішніх областях. Оскільки за тривалих спостережень навіть невеликі зміни періоду можуть бути виявлені, то можна виявити повільну зміну густини внаслідок еволюції зорі<ref name=":05">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188567|title=Пульсации звезд|author=[[Жевакин, Сергей Александрович|Жевакин С. А.]], Памятных А. А.|website=Физика космоса|publisher=[[Астронет]]|access-date=2021-12-28|archive-date=2021-12-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20211210231058/http://www.astronet.ru/db/msg/1188567|deadlink=no}}</ref><ref name=":525" />.
 == Значення ==
@@ Рядок 48: / Рядок 108: @@
 * [[Змінні типу β Цефея]] (змінні типу β Великого Пса): зорі [[Головна послідовність|головної послідовності]] спектральних класів від B0.5 до В2 і низької амплітуди.
 * [[Цефеїда|Цефеїди]] — радіально пульсуючі [[Гігант (зоря)|надгіганти]] з періодами від 1 до 130 діб і амплітудами до 2 зоряних величин у видимому світлі. Їх спектральний клас змінюється (внаслідок пульсації) між F і K, причому в мінімумі спектральний клас пізніший. Важливість цефеїд полягає в існуванні залежності період—світність, тому ці змінні зорі використовуються як стандартні свічки для [[Шкала космічних відстаней|вимірювання відстані]] всередині і за межами [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]] . У цефеїд виділено чотири підгрупи:
-** Класичні цефєїди&nbsp;— молоді масивні зорі (більше 3-х мас Сонця), які проеволюціонували з [[Головна послідовність|головної послідовності]] і багаторазово перетинають [[Смуга нестабільності|смугу нестабільності]]. Вони належать до [[Зоряне населення|дискової складової галактики (населення І]]) і часто трапляються в [[Розсіяне скупчення|розсіяних зоряних скупченнях]].
+** Класичні цефеїди&nbsp;— молоді масивні зорі (більше 3-х мас Сонця), які проеволюціонували з [[Головна послідовність|головної послідовності]] і багаторазово перетинають [[Смуга нестабільності|смугу нестабільності]]. Вони належать до [[Зоряне населення|дискової складової галактики (населення І]]) і часто трапляються в [[Розсіяне скупчення|розсіяних зоряних скупченнях]].
 ** [[змінні типу W Діви]] — цефеїди, які належать до кулястої складової галактики, старі зорі (населення ІІ). Вони мають масу менше однієї маси Сонця. Два види цефеїд розрізняються формою кривої блиску та відношенням період-світність.
 ** Бімодальні цефеїди типу CEP(B) пульсують щонайменше в двох періодах одразу.
 ** підтип DECPS показує невелику амплітуду й симетричні криві блиску. Ці цефеїди пульсують, скоріше за все, у першій [[Гармоніки|гармоніці]].
 ** Аномальні цефеїди ({{Lang-en|anomalous Cepheids}}), прототипом яких є зоря BL Boo. Ці цефєїди мають періоди менше одного дня, як [[змінні типу RR Ліри]], але їх світність на 2 зоряні величини перевищує світність змінних типу RR Ліри, що характерно для цефеїд.
-* [[Змінні типу δ Щита]]: короткоперіодичні змінні поблизу головної послідовності з періодами від 0,02 до 0,3 днів і низькою амплітудою, яка як виняток сягає до 0,8 зоряної величини. Спектральний клас від A до F.
+* [[Змінні типу δ Щита]]: короткоперіодичні змінні поблизу головної послідовності з періодами від 0,02 до 0,3 днів і низькою амплітудою, яка як виняток сягає до 0,8 зоряної величини. Спектральний клас від A до F. До цього класу близькі [[змінні типу SX Фенікса]]: вони займають приблизно ту саму ділянку на діаграмі Герцшпрунга - Рассела, мають схожі періоди та амплітуди змін блиску, але мають великий вік і відносяться до населення II, тоді як змінні типу Дельти Щита - молоді зорі населення I. Ще один схожий тип - [[Змінні типу γ Золотої Риби|змінні типу Гами Золотої Риби]], які мають нижчу температуру, ніж зорі на смузі нестабільності<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Delta_Scuti_star.html|title=Delta Scuti star|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-01-03|archive-date=2021-07-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20210714105354/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Delta_Scuti_star.html|deadlink=no}}</ref><ref>{{Cite book
+|url=https://books.google.ru/books?id=4cS9BwAAQBAJ
+|title=Observing Variable Stars
+|last=Good
+|first=Gerry A.
+|date=2012-12-06
+|publisher=Springer Science & Business Media
+|language=en
+|isbn=978-1-4471-0055-3
+}}</ref>.
 * [[Змінні типу SX Фенікса]]: схожі на змінні типу Дельти Щита, але належать до [[Зоряне населення|популяції]] II.
 * [[Змінні типу γ Золотої Риби]]: однорідна група зір спектрального класу F0-F2, розташована на [[Головна послідовність|головній послідовності]] або поблизу неї. Період коливається від 0,4 до 3 днів, а амплітуда сягає до 0,1 зоряної величини.
@@ Рядок 61: / Рядок 130: @@
 ** [[Напівправильні змінні зорі]] (SR) та нерегулярні змінні (L): гіганти і надгіганти від середнього до пізнього спектральних класів. Їх квазіперіоди бувають у діапазоні від 30 до декількох тисяч днів.
 * [[Змінні типу PV Телескопа]]&nbsp;— багаті на гелій і вуглець змінні спектрального класу Bp. Амплітуди не перевищують 0,1 зоряної величини, періоди&nbsp;— між 0,1 і одним днем.
-* [[змінні типу RR Ліри]]: зорі з регулярною зміною світності до 2 зоряних величин з періодами між 0,2 і 1 днем. Спектральний клас від A до F.
+* З[[змінні типу RR Ліри|мінні типу RR Ліри]]: зорі з регулярною зміною світності до 2 зоряних величин з періодами між 0,2 і 1 днем. Спектральний клас від A до F. За виглядом [[Крива блиску|кривих блиску]] змінні типу RR Ліри ділять на два основних типи: RRAB з асиметричними кривими блиску, зростання яскравості яких відбувається різко, і RRC, криві блиску яких симетричні. Перші пульсують в основній моді, другі - у першому обертоні. Є також тип RR(B) - це зорі, що пульсують одночасно в основній моді та в першому обертоні<ref>{{Cite book
+|url=https://books.google.ru/books?id=ndd2DQAAQBAJ
+|title=Fundamental Astronomy
+|last=Karttunen
+|first=Hannu
+|last2=Kröger
+|first2=Pekka
+|last3=Oja
+|first3=Heikki
+|last4=Poutanen
+|first4=Markku
+|last5=Donner
+|first5=Karl Johan
+|date=2016-11-08
+|publisher=Springer
+|language=en
+|isbn=978-3-662-53045-0
+}}</ref><ref name=":033">{{Cite web|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|title=GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2022-01-01|archive-date=2022-02-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20220218021829/http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|deadlink=no}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_5.html|title=Пульсирующие звёзды. 2.5. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B).|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|access-date=2022-01-01|archive-date=2021-02-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20210203051024/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_5.html|deadlink=no}}</ref><ref>{{Cite web|title=Standard Candle {{!}} COSMOS|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/s/Standard+Candle|website=astronomy.swin.edu.au|accessdate=2023-11-09}}</ref>.
 * [[Змінні типу RV Тельця]]: яскраві гіганти і надгіганти спектральних класів від F до K, у яки чергуються глибокі і мілкі мінімуми. Періоди розташовані приблизно між 30 і 150 днів, при чому можуть накладатись довгоперіодичні зміни яскравості близько 1000 днів. Амплітуда може досягати до 3 зоряних величин.
 * Швидкопульсуючі карлики B з періодами порядку декількох хвилин при невеликій амплітуді.
-* [[змінні типу ZZ Кита]]: [[Білий карлик|Білі карлики]] з дуже короткими періодами менше 20 хвилин і малою амплітудою.
+* [[Змінні типу ZZ Кита]]: [[Білий карлик|Білі карлики]] з дуже короткими періодами менше 20 хвилин і малою амплітудою. Вони випробовують нерадіальні пульсації з періодами від 100 до 1000 секунд і з амплітудами змін блиску до 0,3m і практично завжди пульсують у кількох модах. Центральні зорі в [[Планетарна туманність|планетарних туманностях]] також бувають пульсуючими змінними<ref name=":0" />.
+* Осцилюючі [[Ap- та Bp-зорі|Ap-зорі]], що осцилюють. Осцилювальні Ap-зорі (в [[Загальний каталог змінних зір|Загальному каталозі змінних зір]] - осцилювальні [[Зорі типу α2 Гончих Псів|змінні типу Альфи² Гончих Псів]]) - зорі спектральних класів від B до F, які розташовані поблизу або на головній послідовності та мають сильне [[магнітне поле]]. Зазвичай Ap-зорі насамперед є [[Обертальні змінні зорі|обертовими змінними]], але деякі з них також пульсують. Періоди змін блиску таких зір становлять лише 5-15 хвилин, що пов'язано з наявністю магнітного поля, по осі якого орієнтовані пульсації. Оскільки вісь магнітного поля зазвичай не збігається з віссю обертання, то спостерігається складна картина змін блиску<ref name=":0" />.
-* нововиявлені групи пульсуючих змінних зір, які ще не мають назви в [[Загальний каталог змінних зір|General Catalogue of Variable Stars]]:
+* Нововиявлені групи пульсуючих змінних зір, які ще не мають назви в [[Загальний каталог змінних зір|General Catalogue of Variable Stars]]:
 **[[Геліосейсмологія|Сонцеподібні пульсатори]]: їх коливання відбуваються не через [[каппа-механізм]], а шляхом висхідних [[Конвекція|конвективних течій]].
-** група молодих зір у [[Розсіяне скупчення|розсіяних скупченнях]] з періодами між 0,1 і 0,7 днів і амплітудами в діапазоні від менше 0,005 зоряних величин. На [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|HR-діаграмі]] ці зорі лежать між зорями SPB{{прояснити}} і δ Щита. Пульсації можуть виникати внаслідок обертання зорі.<ref>{{Cite book|title=Stellar variability in open clusters. I. A new class of variable stars in NGC 3766|date=2013|arxiv=1304.5266v2}}</ref>
+** Група молодих зір у [[Розсіяне скупчення|розсіяних скупченнях]] з періодами між 0,1 і 0,7 днів і амплітудами в діапазоні від менше 0,005 зоряних величин. На [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|HR-діаграмі]] ці зорі лежать між зорями SPB{{прояснити}} і δ Щита. Пульсації можуть виникати внаслідок обертання зорі.<ref>{{Cite book|title=Stellar variability in open clusters. I. A new class of variable stars in NGC 3766|date=2013|arxiv=1304.5266v2}}</ref>
-** схожі на змінні типу RR Ліри, які мають криву блиску схожу змінні типу RR Ліри, але самі зорі значно меншої світності і маси. Ці зорі еволюціонують тільки шляхом обміну масою в тісних подвійних зоряних системах.<ref>{{Cite book|title=Pulsation models for the 0.26M_sun star mimicking RR Lyrae pulsator. Model survey for the new class of variable stars|date=2012|arxiv=1210.6030v2}}</ref>
+** Схожі на змінні типу RR Ліри, які мають криву блиску схожу змінні типу RR Ліри, але самі зорі значно меншої світності і маси. Ці зорі еволюціонують тільки шляхом обміну масою в тісних подвійних зоряних системах.<ref>{{Cite book|title=Pulsation models for the 0.26M_sun star mimicking RR Lyrae pulsator. Model survey for the new class of variable stars|date=2012|arxiv=1210.6030v2}}</ref>
 ** [[Білий карлик|Білі карлики]] малої маси, що утворюються в подвійних системах коли зоря починає перетворюватися на червоний гігант, розширюється, заповнює свою [[Порожнина Роша|порожнину Роша]] і, внаслідок цього, більша частина її [[Зоряна атмосфера|атмосфери]] перетікає на зорю-супутник.<ref>{{Cite book|title=Multi-periodic pulsations of a stripped red giant star in an eclipsing binary|date=2013|arxiv=1307.1654v1}}</ref>
 ** Гібридні пульсатори: нещодавно виявлені пульсатори з радіальними коливаннями, які коливаються у нижньому (низький порядок / низька амплітуда) p-режимі і g-режимі, а також у вищому (високий порядок / висока амплтітуда) g-режимі.<ref>{{Cite book|url=http://users.camk.edu.pl/gerald/habil.pdf |title=Observational Asteroseismology|date=2007|publisher=|pages=14|format=PDF}}</ref><ref>{{Cite book|title={{Google books|N8pswDrdSyUC|Asteroseismology|page=679 }}|date=2010|series=Astronomy and Astrophysics Library|publisher=Springer Science+Business Media|pages=679|isbn=978-1-4020-5803-5}}</ref> При цьому вони можуть належати до кількох типів змінності одночасно. Приклад: Kepler-11145123 (KIC 11145123)<ref>{{Cite book|url=http://advances.sciencemag.org/content/2/11/e1601777.full#xref-ref-13-1 |title=Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology|date=2016-11-16|volume=2|doi=10.1126/sciadv.1601777}}</ref> Більшість відомих гібридних пульсатори належать до змінних типів ''γ Золотої Риби–δ Щита''.<ref>{{Cite book|url=http://advances.sciencemag.org/content/2/11/e1601777.full#xref-ref-13-1 |title=Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology|date=2016-11}}</ref>
@@ Рядок 79: / Рядок 166: @@
 <ref name="АЕС_388_389">{{А-Е-С|Пульсуючі змінні зорі|388—389|p}}</ref>
 }}
-== Див. також ==
-* [[Змінні зорі]]
-* [[Смуга нестабільності]]
 == Література ==
@@ Рядок 98: / Рядок 181: @@
 [[Категорія:Змінні зорі]]
+[[Категорія:Астрономія]]
+[[Категорія:Зоряна астрономія]]

Пульсуючі змінні зорі: відмінності між версіями

Версія за 18:28, 9 листопада 2023

Зміст