Пульсуючі змінні зорі: відмінності між версіями

[неперевірена версія]

[перевірена версія]

← Попереднє редагування Наступне редагування →

Вилучено вміст Додано вміст

Лінійно

Версія за 06:26, 14 грудня 2023

Пульсуючі змінні зорі — змінні зорі, яскравість яких змінюється внаслідок їх розширення і стискання^[1]. У більшості зір пульсації зумовлені каппа-механізмом — зміною непрозорості у підповерхневих шарах внаслідок їх іонізації. Зорі можуть пульсувати у кількох модах одночасно, при чому ці пульсації можуть бути як радіальними, так і нерадіальними. Для подвійно-періодичних пульсуючих зір можливе обчислення їх маси.

Існує величезна кількість типів та підтипів пульсуючих змінних зір, лише в Загальному каталозі змінних зір (ЗКЗЗ) їх наведено 39 типів^[2]. Також існує велике різноманіття фізичних параметрів та параметрів пульсацій. Пульсуючими зорями можуть бути як карлики, так і гіганти. Амплітуди пульсацій в різних типів зір можуть складати від тисячних долей зоряної величини (які складно детектуються навіть сучасними інструментами) і до помітних навіть неозброємим оком кількох зоряних величин. Періоди деяких типів (наприклад, зір типу дельта Цефея) складають всього декілька годин, а довгоперіодичних мірид можуть сягати кількох років.

Деякі типи пульсуючих зір є стандартними свічками та відіграють важливу роль у вимірюванні відстаней. Також за допомогою пульсацій проводяться дослідження внутрішньої структури зір.

Історія дослідження

Першою відкритою пульсуючою змінною зорею (і першою змінною зорею взагалі) є омікрон Кита, більш відома як Міра. У 1596 році Давид Фабрицій відкрив цю зорю, коли вона мала зоряну величину 2^m, і виявив, що її блиск поступово знижується. Потім зоря перестала бути доступною для спостережень, але 1609 року Фабрицій знову виявив ту саму зорю. Її також спостерігав Йоганн Байєр 1603 року і дав їй позначення омікрон Кита, але Байєру не було відомо про її змінність. Відкриття цієї зорі викликало великий інтерес, тому за нею й закріпилася назва Міра (від лат. mira — дивовижна). У 1667 році Ісмаель Буйо виявив періодичність у змінах блиску Міри^[3].

Пульсуюча змінна зоря дельта Цефея, яка є прототипом цефеїд — одного з найзначиміших класів змінних зір в астрономії, була відкрита в 1784 році Джоном Гудрайком^[4]. Залежність період світність для цефеїд відкрила Генрієтта Свон Лівітт у 1908 році.

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^[5]^[6].

Активне дослідження пульсуючих змінних зір, зокрема цефеїд, розпочалося приблизно в 70-х роках 20 століття, а загалом лише про цей тип зір станом на грудень 2023 року існує 6368 наукових публікацій^[7]. Дослідження пульсуючих змінних зір дуже різноманітні. Частина з цих статей є оглядовими і аналізує певні закономірності або проводить статистичний аналіз даниз^[8], а більшість присвячена дослідженню окремих об'єктів або невеликих груп об'єктів^[7]^[9]^[10].

В 2023 році було опубліковано 106 статей лише про цефеїди^[11], зокрема три з них - за участі українських астрономів^[12]. Серед досліджень, проведених цього року:

Детальне спектроскопічне та фотометричне дослідження Полярної зорі (яка є потрійною зорею, а компонент Aa - класичною цефеїдою). В статті досліджувався вплив інших об'єктів в кратній зоряній системі на пульсації цефеїди^[9].
Досліджувався вплив міжзоряного пилу на правильність побудови шкали космічних відстаней за допомогою цефеїд та наднових типу Ia^[8].
Були проведені спектроскопічні дослідження 9 зір окремого нещодавно відкритого підтипу - так званих аномальних цефеїд (англ. Anomalous Cepheids, ACEPs) - які мають періоди від 0.4 до 2.5 діб, але при цьому яскравіші за стандартні цефеїди другого типу^[10]. В усіх досліджених об'єктах концентрація заліза виявилася меншою, ніж в стандартних цефеїд^[10]^[13]. Припускається (як одна з гіпотез), що подібні аномальні цефеїди можуть утворюватися в подвійних зоряних системах та в процесі еволюції зазнавати впливу перетікання речовини або навіть злиття^[10].

Стагом на 14 грудня 2023 року за цей рік про деякі інші розповсюджені типи змінних зір - міриди, RR Ліри та дельта Щита - було опубліковано 15^[14], 23^[15] та 85^[16] статей відповідно.

Загальний опис

Пульсуючі змінні змінюють свою світність через почергове розширення і стиснення зовнішніх шарів і зміну їхньої температури. Мінімальний і максимальний радіус зорі під час пульсацій може відрізнятися в кілька разів, але зазвичай основний внесок у зміну світності вносить зміна температури поверхні. Вважається, що серед кількох сотень мільярдів зір нашої Галактики пульсує лише кілька мільйонів^[17]^[18].

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, 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^[19]^[18].

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^[6]^[19]^[20].

Для того, щоб пульсації підтримувалися таким механізмом, зона подвійної йонізації 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, змінні типу RR Ліри, Дельти Щита, SX Фенікса і ZZ Кита^[21]^[5].

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^[5]^[6].

Інші механізми пульсації

Епсилон-механізм 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 стохастично збуджуються до коливань внаслідок конвекції^[22]: переносу кінетичної енергії конвекційними осередками з надр шляхом підйому розігрітої речовини у верхні, холодніші шари, що може збуджувати коливання у зовнішніх шарах атмосфери^[22].

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^[23]. 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^[24]^[25].

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 коливання є радіальними, тобто зоря зберігає сферичну симетрію. Одночасно з пульсаціями в основному 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. Коливання в першому обертоні мають один вузол, у другому — два вузли, і так далі. Положення цих вузлів зазвичай не змінюються, тобто, коливання являють собою стоячі хвилі. Зазвичай зорі з великими амплітудами змін блиску пульсують насамперед в основному моді^[18].

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. Нерадіальні пульсації поділяють на дві основні групи: пульсації у g-режимі, де силою, що повертає зорю до стану рівноваги, є гравітація, та p-режимі, де такою силою є сила тиску. У першому випадку рух речовини близький до радіального, а в другому — близький до горизонтального (cхожий на хвилі на воді). Нерадіальні пульсації призводять до менших змін блиску і кольору зорі, ніж радіальні^[26]. Моди пульсації з періодами довшими ніж період основного радіального моду зазвичай є пульсаціями у g-режимі, натомість моди із рівними чи коротшими періодами є пульсаціями у p-режимі. Радіальні пульсації завжди є пульсаціями у p-режимі^[27]. Коливання зорі можна описати сферичними гармоніками або їх комбінаціями^[28].

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^[29]^[5].

Вимірювання параметрів

Унаслідок еволюції зорі змінюються її фізичні параметри, зокрема густина і пов'язаний з нею фундаментальний період коливань. Хоча еволюційні зміни йдуть дуже повільно, відповідну їм невелику зміну періоду все одно можна відстежити, спостерігаючи зорю тривалий термін. Для цього використовують діаграму O-C, на якій відмічається різниця між спостережуваним і обчисленим моментом досягнення максимуму блиску. За велику кількість пульсацій навіть невелика зміна одного періоду стане помітною, а якщо період рівномірно змінюється з часом, точки на діаграмі утворюватимуть параболу. Таким чином, за цією діаграмою можна відстежувати зміни внаслідок еволюції зір, проте видима зміна періоду може бути спричинена й іншими обставинами, наприклад, рухом зорі по орбіті в подвійній системі^[30]^[31].

Під час пульсацій зір можна спостерігати зміни не тільки блиску, а й температури та швидкості розширення і стиснення. Температура може бути виміряна за спектром або показником кольору, а швидкість руху поверхні — за зміщенням спектральних ліній, пов'язаним з ефектом Доплера. За цими величинами визначати радіус зорі, використовуючи метод Бааде - Весселінка. Сам метод у спрощеному вигляді ґрунтується на тому, що за певної температури зорі її світність пропорційна квадрату її радіусу, а абсолютну зміну радіуса зорі за певний час можна знайти за променевою швидкістю її поверхні. Порівнюючи, у скільки разів змінилася світність зорі між двома моментами часу, коли та мала певне значення температури, можна розрахувати значення її радіуса, а отже, і світності^[30]^[21].

Підгрупи

Цефеїди

Один із найважливіших типів пульсуючих змінних зір — цефеїди. Це зорі — надгіганти спектральних класів F-K з періодами зазвичай від 1 до 50 діб і амплітудами — 0,1-2,5^m. Для цефеїд існує залежність між періодом і світністю, яка дозволяє використовувати їх як стандартні свічки: з періоду цефеїд можна визначати їхню абсолютну зоряну величину, і, порівнюючи останню з видимим блиском, обчислювати відстань до зорі,. Завдяки високій світності, цефеїди спостерігаються не тільки в нашій, а й в інших галактиках^[32]^[6].

У цефеїд виділено кілька підгруп, які відрізняються формою кривої блиску та залежністю період-світність^[33]^[34]:

Класичні цефеїди — молоді масивні зорі (більше 3 M_☉), 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 галактичного балджу, старі зорі населення ІІ. Вони мають масу менше 1 M_☉.
Бімодальні цефеїди типу CEP(B) — пульсують щонайменше в двох періодах одразу.
Цефеїди типу DECPS — для цього підтипу характерна невелика амплітуда й симетрична крива блиску. Ці цефеїди пульсують, скоріше за все, у першій гармоніці.
Аномальні цефеїди, прототипом яких є зоря BL Волопаса. Ці цефеїди мають періоди від 0.4 до 2.5 діб, так само як змінні типу RR Ліри, але їх світність на 2 зоряні величини перевищує світність змінних типу RR Ліри, що характерно для цефеїд.

Змінні типу RR Ліри

Інший важливий тип пульсуючих зір — змінні типу RR Ліри. Ці зорі знаходяться на горизонтальній гілці, мають спектральні класи A-F і за фізичними параметрами є досить однорідним класом зір. Вони поширені в кулястих скупченнях, їхні періоди коливання зазвичай становлять менше доби, а амплітуди менші, ніж у цефеїд — до 2^m. Вони мають практично одну й ту саму абсолютну зоряну величину — близько 0,6^m, тому також використовуються як стандартні свічки^[35]. За виглядом кривих блиску змінні типу RR Ліри ділять на такі основні типи:

RRab з асиметричними кривими блиску, зростання яскравості яких відбувається різко. Пульсують в основному моді.
RRc, криві блиску яких симетричні. Пульсують у першому обертоні.
RRd (також позначається як RR(B)) — зорі, що пульсують одночасно в основному моді та в першому обертоні.

Деякі зорі типу RR Ліри демонструють ефект Блажка — зміну періоду та амплітуди коливань. Механізм його виникнення не досі достеменно невідомий, існує декілька гіпотез^[36]^[37]^[38]^[39].

Змінні типу Дельти Щита

Змінні типу Дельти Щита (іноді їх називають карликовими цефеїдами, коли амплітуда V-діапазону перевищує 0,3) — підклас молодих пульсуючих зір. Ці змінні дотримуються співвідношення період-світність у певних смугах пропускання, як і цефеїди^[40]^[41]^[42]^[43]. Типові коливання яскравості становлять від 0,003 до 0,9 зоряної величини у фільтрі V протягом декількох годин, хоча амплітуда та період коливань можуть сильно відрізнятися. Зорі, як правило, є гігантами або головною послідовністю класів від A0 до F5. Зорі типу Дельти Щита демонструють як радіальні, так і нерадіальні пульсації. Вважається, що змінні типу Дельти Щита — це зорі, що перетинають смугу нестабільності, переходячи від головної послідовності до гілки червоних гігантів^[44].

Змінні типу SX Фенікса

Змінні типу SX Фенікса — зорі, що пульсують із дуже короткими періодами (0,7-1,9 годин) і належать до спектральних класів в діапазоні A2—F5. Амплітуда змін їхньої яскравості становлять до 0,7 зоряної величини. Вони споріднені зі змінними типу δ Щита, але відрізняються від них коротшими періодами й меншими амплітудами пульсацій, а також нижчою металічністю. Для змінних типу SX Фенікса також існує своє співвідношення період-світність^[40]^[43].

Довгоперіодичні змінні

Міриди

Міриди — це пульсуючі надгіганти спектральних класів M, S і C, що знаходяться на асимптотичній гілці гігантів. Періоди їхніх пульсацій зазвичай становлять 100—500 діб, хоча можуть досягати 1000 діб, а типова амплітуда змін блиску величезна, порівняно з іншими типами — 6^m у видимому діапазоні спектра. Така висока амплітуда пов'язана з низькою температурою цих зір: вона становить близько 2000 K, а при такій температурі 95 % випромінювання зорі припадає на інфрачервоний діапазон. Навіть невелика зміна температури призводить не тільки до зміни світності, а й до значної зміни частки видимого випромінювання^[45]^[46]^[47].

Неправильні змінні зорі

У повільних неправильних змінних пульсації мають нерегулярний характер, а їхні причини погано вивчені: зовнішні шари таких зір конвективні, а теорія конвекції в зорях розроблена слабко. Зорі, у яких зміни блиску загалом неправильні, але деяка періодичність у них спостерігається, класифікують як напівправильні змінні. Нерідко в категорію повільних неправильних змінних зорі потрапляють через те, що недостатньо вивчені та надалі перекласифікуються в напівправильні або в інші типи об'єктів^[47].

Змінні типу Бети Цефея

Змінні типу Бети Цефея (іноді — змінні типу Бети Великого Пса) — зорі головної послідовності спектральних класів O-B, маса яких близько 7-20 M_☉. Період змін блиску таких зір становить 0,1-0,6 доби, а амплітуда у видимому діапазоні — до 0,3^m , а в ультрафіолеті — до 1^m^[6]^[46].

Змінні типу γ Золотої Риби

Змінні типу γ Золотої Риби — зорі, що змінюють свою світність через нерадіальні пульсації поверхні. Вони, як правило молоді, лежать на головній послідовності та мають спектральний клас між F0 та F2. Характерна амплітуда зміни світності становить до 0,1^m з періодом між 0,4 та 3 днями^[48].

Змінні типу PV Телескопа

Змінні PV Телескопа— неперіодично пульсуючі гелієві надгіганти, які є Bp-зорями зі слабкими лініями водню та посиленими лініями гелію та вуглецю. Іншими словами, спектральні лінії водню цих зір слабші, ніж зазвичай для зір класу B, тоді як лінії гелію і вуглецю сильніші. Вони є різновидом екстремальних гелієвих зір^[49].

Змінні типу Альфи Лебедя

Змінні типу α Лебедя — нерадіально пульсуючі надгіганти спектральних класів B чи A. Амплітуди змін яскравості невеликі — від 0.01^m-0.1^m, періоди - від кількох днів до кількох тижнів^[50]. Пульсації таких зір часто здаються нерегулярними через биття численних періодів пульсації.

Змінні типу RV Тельця

Змінні типу RV Тельця — це пульсуючі жовті надгіганти, зміна яскравості яких має два різні мінімуми (глибокий та мілкий) та стабільний максимум. Період зміни яскравості зір типу RV Тельця вимірюється від одного глибокого мінімуму до іншого і становить від 30 до 150 днів. Амплітуда змін може сягати 4^m^[51]. В залежності від вигляду кривої яскравості, цей тип змінних поділяють на два підтипи, які відрізняються масою та формою кривих блиску^[52]^[53]:

RVa: зміни глибоких та мілких мінімумів при постійному максимумі, мають масу в середньому 0.45-0.52 M_☉;
RVb: мінімум має довгоперіодичну змінність, часто у формі хвилі, з тривалістю циклу від 600 до 1500 днів, мають масу в середньому 0.83 M_☉.

Зміни яскравості таких зір можуть бути напіврегулярними — завжди присутній зміни блиску з певним періодом, але форма кривої блиску дещо змінюється кожного циклу^[54].

Змінні типу ZZ Кита (пульсуючі білі карлики)

Пульсуючі білі карлики, також відомі як змінні типу ZZ Кита — білі карлики з температурами близько 10000 K, які перебувають на смузі нестабільності. Вони нерадіально пульсують з періодами від 100 до 1000 секунд і з амплітудами змін блиску до 0,3^m , при цьому вони практично завжди пульсують у кількох модах. Білі карлики в центрах планетарних туманностей також бувають пульсуючими^[55]^[56].

Змінні типу ZZ Кита поділяються на три підтипи^[55]^[56]:

ZZa (або DAV) — білі карлики типу DA (із водневими атмосферами);
ZZb (або DBV) — білі карлики типу DB (із гелієвими атмосферами);
ZZo (або GW Діви)— білі карлики із атмосферами, де домінуючими елементами є гелій, вуглець та кисень^[57].

Осцилюючі Ap-зорі

Осцилюючі Ap-зорі — 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^[6].

OSARG (OGLE Small Amplitude Red Giants)

OSARG — це зорі з гілки червоних гігантів або асимптотичної гілки гігантів, які пульсують із періодом 10-100 днів. Амплітуди пульсацій є порядка 0.001^m, однак багато зір цього класу демонструють додаткові нерегулярні зміни зі значно більшими амплітудами. Змінні OSARG підкоряються залежностям період-амплітуда. Вони є поширеними у галактичній перемичці, тому їх зручно використовувати для дослідження структури Галактики^[58]^[59].

Не мають позначення в ЗКЗЗ

Декілька типів пульсуючих змінних зір не мають

Сонцеподібні пульсатори: їх коливання відбуваються не через каппа-механізм, а шляхом висхідних конвективних течій^[60].
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^[61].
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^[62]^[63]. При цьому вони можуть належати до кількох типів змінності одночасно. Прикладом є Kepler-11145123 (KIC 11145123)^[64]. Більшість відомих гібридних пульсаторів належать до змінних типів γ Золотої Риби–δ Щита^[65].

Значення в сучасній астрономії

Вимірювання відстаней

Деякі види пульсуючих змінних, серед яких цефеїди, змінні типу RR Ліри, дельти Щита та інші, підлягають залежностям період-світність. Це означає, що з вимірювання їх періоду можна визначити абсолютну зоряну величину $M$ , та визначити відстань до зорі за формулою:

$d=10^{\frac {5+m-M}{5}}$

де $m$ — видима зоряна величина^[66]. Таким чином, ці змінні є важливими стандартними свічками і використовуються для визначення відстані до Великої Магелланової Хмари, кульових скупчень, розсіяних скупчень і Центру Галактики^[67]^[40]^[41]^[68]^[69]^[70]^[32].

Дослідження внутрішньої структури зір

Підрозділ астрофізики, що вивчає внутрішню структуру зір на основі їх коливань, зокрема нерадіальних, називається астросейсмологією^[71]^[72].

Всі пульсації зір несуть інформацію про фізичні умови у шарах зорі, що їх створюють. Таким чином, моделі структури зір можна уточнювати за допомогою вимірювань її пульсацій. Однак складністю такого методу є необхіднсть спостерегти якомога більше модів коливань, а також правильно їх інтерпретувати^[72].

Особливо цікавою є можливість дослідження внутрішньої структури масивних пульсуючих зір, які в майбутньому стануть надновими типу ІІ. Оскільки вибухи наднових здебільшого визначають склад міжзоряного середовища, то інформація про хімічний склад та структуру зір, з яких вони утворюються, дозволить краще прогнозувати хімічний склад галактик^[73]. Також пульсації білих карликів допомагають вивчити швидкості ядерних реакцій, фізику нейтрино та попередню еволюцію зорі на асимптотичній гілки гігантів. Таким чином, пульсації зір мають великий вплив на широкий спектр галузей астрофізики^[27].

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.
↑ GCVS Introduction. www.sai.msu.su. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. ISBN 978-5-85099-193-7.
↑ Gautschy, Alfred (2003). The History Of Radial Stellar Pulsation Theory: A short look at the long road to understand what was seen (PDF) (англійською) .
↑ ^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 ^г ^д ^е Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.
↑ ^а ^б NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ ^а ^б Brout, Dillon; Riess, Adam (2024). The Impact of Dust on Cepheid and Type Ia Supernova Distances (PDF) (англійською) . Invited chapter for the edited book "Hubble Constant Tension".
↑ ^а ^б Torres, Guillermo (29 вересня 2023). The spectroscopic orbit of Polaris and its pulsation properties. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 526, № 2. с. 2510—2524. doi:10.1093/mnras/stad2735. ISSN 0035-8711. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ ^а ^б ^в ^г Ripepi, V.; Catanzaro, G.; Trentin, E.; Straniero, O.; Mucciarelli, A.; Marconi, M.; Bhardwaj, A.; Fiorentino, G.; Monelli, M. (2023). First spectroscopic investigation of Anomalous Cepheid variables. doi:10.48550/ARXIV.2310.20503. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ Klagyivik, P.; Szabados, L.; Szing, A.; Leccia, S.; Mowlavi, N. (22 липня 2013). Determination of the iron content of Cepheids from the shape of their light curves. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 434, № 3. с. 2418—2425. doi:10.1093/mnras/stt1176. ISSN 0035-8711. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ 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.
↑ 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.
↑ Susan E. Thompson, Mark Everett, Fergal Mullally, Thomas Barclay, Steve B. Howell, Martin Still, Jason Rowe, Jessie L. Christiansen, Donald W. Kurtz, Kelly Hambleton, Joseph D. Twicken, Khadeejah A. Ibrahim, Bruce D. Clarke: A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.
↑ 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.
↑ ^а ^б Handler, Gerald (2007). Observational Asteroseismology (PDF).
↑ Keen, Engin; North, Thomas; Slumstrup, Ditte (2014). Asteroseismology of Solar-Like Stars (PDF) (англійською) . Institut for Fysik og Astronomi. с. 2—4.
↑ 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. 2.2. Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B). Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 28 січня 2012. Процитовано 14 грудня 2021.
↑ Самусь Н. Н. Общие сведения о переменных звёздах. 1.4. Представление фотометрической информации о переменных звёздах. Таблицы и графики. Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 19 лютого 2020. Процитовано 4 січня 2022.
↑ ^а ^б Standard Candle | COSMOS. astronomy.swin.edu.au. Процитовано 9 листопада 2023.
↑ Wallerstein G. The Cepheids of Population II and Related Stars : [арх. 1 січня 2022] : [англ.] // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — L. A. : Astronomical Society of the Pacific, 2002. — Vol. 114, no. 797 (July). — С. 689–699. — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873. — DOI:10.1086/341698.
↑ Darling D. RV Tauri star. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 9 травня 2012. Процитовано 1 січня 2022.
↑ Standard Candle. Astronomy. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 10 листопада 2021. Процитовано 14 грудня 2021. {{cite web}}: Проігноровано невідомий параметр |locarion= (довідка)
↑ Buchler, J. Robert; Kolláth, Zoltán (10 квітня 2011). ON THE BLAZHKO EFFECT IN RR LYRAE STARS. The Astrophysical Journal. Т. 731, № 1. с. 24. doi:10.1088/0004-637X/731/1/24. ISSN 0004-637X. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ Kolláth, Z.; Molnár, L.; Szabó, R. (21 червня 2011). Period-doubling bifurcation and high-order resonances in RR Lyrae hydrodynamical models: Period doubling in RR Lyrae models. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 414, № 2. с. 1111—1118. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18451.x. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ Stothers, Richard B. (2010-05). Observational Evidence of Convective Cycles as the Cause of the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 122, № 891. с. 536—540. doi:10.1086/652909. ISSN 0004-6280. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ The Blazhko Project: Generalities. web.archive.org. 18 червня 2017. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ ^а ^б ^в Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J.; Henden, A. A.; Krajci, T. (2011). Anchoring the Universal Distance Scale Via a Wesenheit Template. Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso). 39 (1): 122. arXiv:1007.2300. Bibcode:2011JAVSO..39..122M.
↑ ^а ^б Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Krajci, Tom (2011). Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars. Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso). 39 (2): 219. arXiv:1102.1705. Bibcode:2011JAVSO..39..219M.
↑ Poleski, R.; Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2010). The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VI. Delta Scuti Stars in the Large Magellanic Cloud. Acta Astronomica. 60 (1): 1. arXiv:1004.0950. Bibcode:2010AcA....60....1P.
↑ ^а ^б Cohen, Roger E.; Sarajedini, Ata (2012). SX Phoenicis period-luminosity relations and the blue straggler connection. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (1): 342. Bibcode:2012MNRAS.419..342C. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x.
↑ Gautschy, Alfred; Saio, Hideyuki (1996-09). STELLAR PULSATIONS ACROSS THE HR DIAGRAM: Part II. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). Т. 34, № 1. с. 551—606. doi:10.1146/annurev.astro.34.1.551. ISSN 0066-4146. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan (8 листопада 2016). Fundamental Astronomy (англ.). Springer. ISBN 978-3-662-53045-0.
↑ ^а ^б Good, Gerry A. (6 грудня 2012). Observing Variable Stars (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4471-0055-3.
↑ ^а ^б GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability
↑ J. R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
↑ Jeffery, C. Simon (March 2008). Variable Star Designations for Extreme Helium Stars. Information Bulletin on Variable Stars. 5817 (1). Bibcode:2008IBVS.5817....1J.
↑ Alpha Cygni Variable. Academic Accelertor.
↑ Giridhar, Sunetra; Lambert, David L.; Gonzalez, Guillermo (2000). Abundance Analyses of Field RV Tauri Stars. V. DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R Scuti, and RV Tauri. The Astrophysical Journal. 531 (1): 521—536. arXiv:astro-ph/9909081. Bibcode:2000ApJ...531..521G. doi:10.1086/308451.
↑ AAVSO Long Period Variable Section | aavso. www.aavso.org. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ Bódi, A.; Kiss, L. L. (11 лютого 2019). Physical Properties of Galactic RV Tauri Stars from Gaia DR2 Data. The Astrophysical Journal. Т. 872, № 1. с. 60. doi:10.3847/1538-4357/aafc24. ISSN 1538-4357. Процитовано 14 грудня 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
↑ AAVSO -- The RV Tauri Variables. app.aavso.org. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ ^а ^б Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables. ZZ Ceti variables. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 5 лютого 2007. Процитовано 6 червня 2007.
↑ ^а ^б N.N. Samus [Moscow Inst. Astron.], O.V. Durlevich [Sternberg Astron. Inst., Moscow] GCVS Variability Types [Архівовано 22 грудня 2021 у Wayback Machine.] 12-Feb-2009 (англ.)
↑ Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram [Архівовано 27 грудня 2007 у Wayback Machine.], Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219—248.
↑ OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - OGLE Small Amplitude Red Giants (OSARGs). ogle.astrouw.edu.pl. Процитовано 12 листопада 2023.
↑ Wray, J. J.; Eyer, L.; Paczyński, B. (1 квітня 2004). OGLE small-amplitude variables in the Galactic bar. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Т. 349. с. 1059—1068. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07587.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 12 листопада 2023.
↑ Bedding, Timothy R. (2014). Esteban, César; Pallé, Pere L. (ред.). Solar-like oscillations: An observational perspective. Asteroseismology. Cambridge: Cambridge University Press. с. 60—86. ISBN 978-1-107-02944-6.
↑ 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.
↑ McNamara, D. H.; Madsen, J. B.; Barnes, J.; Ericksen, B. F. (2000). The Distance to the Galactic Center. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (768): 202. Bibcode:2000PASP..112..202M. doi:10.1086/316512.
↑ McNamara, D. Harold; Clementini, Gisella; Marconi, Marcella (2007). A δ Scuti Distance to the Large Magellanic Cloud. The Astronomical Journal. 133 (6): 2752—2763. arXiv:astro-ph/0702107. Bibcode:2007AJ....133.2752M. doi:10.1086/513717.
↑ 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.
↑ Asteroseismology of Sun-like Stars. www.asteroseismology.org. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ ^а ^б Solar and Stellar Seismology. web.archive.org. 7 лютого 2007. Процитовано 14 грудня 2023.
↑ Bowman, Dominic M. (2020). Asteroseismology of High-Mass Stars: New Insights of Stellar Interiors With Space Telescopes. Frontiers in Astronomy and Space Sciences. Т. 7. doi:10.3389/fspas.2020.578584/full. ISSN 2296-987X. Процитовано 14 грудня 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)

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] GCVS Introduction. www.sai.msu.su. Процитовано 14 грудня 2023.

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

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

[:525-5] 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.

[:0-6] а ^б ^в ^г ^д ^е Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.

[:9-7] а ^б NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.

[:10-8] а ^б Brout, Dillon; Riess, Adam (2024). The Impact of Dust on Cepheid and Type Ia Supernova Distances (PDF) (англійською) . Invited chapter for the edited book "Hubble Constant Tension".

[:11-9] а ^б Torres, Guillermo (29 вересня 2023). The spectroscopic orbit of Polaris and its pulsation properties. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 526, № 2. с. 2510—2524. doi:10.1093/mnras/stad2735. ISSN 0035-8711. Процитовано 14 грудня 2023.

[:13-10] а ^б ^в ^г Ripepi, V.; Catanzaro, G.; Trentin, E.; Straniero, O.; Mucciarelli, A.; Marconi, M.; Bhardwaj, A.; Fiorentino, G.; Monelli, M. (2023). First spectroscopic investigation of Anomalous Cepheid variables. doi:10.48550/ARXIV.2310.20503. Процитовано 14 грудня 2023.

[11] NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.

[12] NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.

[13] Klagyivik, P.; Szabados, L.; Szing, A.; Leccia, S.; Mowlavi, N. (22 липня 2013). Determination of the iron content of Cepheids from the shape of their light curves. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 434, № 3. с. 2418—2425. doi:10.1093/mnras/stt1176. ISSN 0035-8711. Процитовано 14 грудня 2023.

[14] NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.

[15] NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.

[16] NASA/ADS. ui.adsabs.harvard.edu. Процитовано 14 грудня 2023.

[:03-17] 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.

[:02-18] а ^б ^в Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.

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

[:04-20] Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.

[:1-21] а ^б Percy, John R. (24 травня 2007). Understanding Variable Stars (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-46328-7.

[bedding608-22] 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.

[23] Susan E. Thompson, Mark Everett, Fergal Mullally, Thomas Barclay, Steve B. Howell, Martin Still, Jason Rowe, Jessie L. Christiansen, Donald W. Kurtz, Kelly Hambleton, Joseph D. Twicken, Khadeejah A. Ibrahim, Bruce D. Clarke: A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.

[24] 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.

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

[:032-26] 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.

[:8-27] а ^б Handler, Gerald (2007). Observational Asteroseismology (PDF).

[28] Keen, Engin; North, Thomas; Slumstrup, Ditte (2014). Asteroseismology of Solar-Like Stars (PDF) (англійською) . Institut for Fysik og Astronomi. с. 2—4.

[:05-29] Жевакин С. А., Памятных А. А. Пульсации звезд. Физика космоса. Астронет. Архів оригіналу за 10 грудня 2021. Процитовано 28 грудня 2021.

[:12-30] а ^б Самусь Н. Н. Пульсирующие звёзды. 2.2. Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B). Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 28 січня 2012. Процитовано 14 грудня 2021.

[:2-31] Самусь Н. Н. Общие сведения о переменных звёздах. 1.4. Представление фотометрической информации о переменных звёздах. Таблицы и графики. Астрономическое наследие. Архів оригіналу за 19 лютого 2020. Процитовано 4 січня 2022.

[:3-32] а ^б Standard Candle | COSMOS. astronomy.swin.edu.au. Процитовано 9 листопада 2023.

[33] Wallerstein G. The Cepheids of Population II and Related Stars : [арх. 1 січня 2022] : [англ.] // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — L. A. : Astronomical Society of the Pacific, 2002. — Vol. 114, no. 797 (July). — С. 689–699. — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873. — DOI:10.1086/341698.

[34] Darling D. RV Tauri star. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 9 травня 2012. Процитовано 1 січня 2022.

[:62-35] Standard Candle. Astronomy. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 10 листопада 2021. Процитовано 14 грудня 2021. {{cite web}}: Проігноровано невідомий параметр |locarion= (довідка)

[36] Buchler, J. Robert; Kolláth, Zoltán (10 квітня 2011). ON THE BLAZHKO EFFECT IN RR LYRAE STARS. The Astrophysical Journal. Т. 731, № 1. с. 24. doi:10.1088/0004-637X/731/1/24. ISSN 0004-637X. Процитовано 14 грудня 2023.

[37] Kolláth, Z.; Molnár, L.; Szabó, R. (21 червня 2011). Period-doubling bifurcation and high-order resonances in RR Lyrae hydrodynamical models: Period doubling in RR Lyrae models. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 414, № 2. с. 1111—1118. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18451.x. Процитовано 14 грудня 2023.

[38] Stothers, Richard B. (2010-05). Observational Evidence of Convective Cycles as the Cause of the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 122, № 891. с. 536—540. doi:10.1086/652909. ISSN 0004-6280. Процитовано 14 грудня 2023.

[39] The Blazhko Project: Generalities. web.archive.org. 18 червня 2017. Процитовано 14 грудня 2023.

[majaess2011-40] а ^б ^в Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J.; Henden, A. A.; Krajci, T. (2011). Anchoring the Universal Distance Scale Via a Wesenheit Template. Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso). 39 (1): 122. arXiv:1007.2300. Bibcode:2011JAVSO..39..122M.

[majaess2011b-41] а ^б Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Krajci, Tom (2011). Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars. Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso). 39 (2): 219. arXiv:1102.1705. Bibcode:2011JAVSO..39..219M.

[poleski2010-42] Poleski, R.; Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2010). The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VI. Delta Scuti Stars in the Large Magellanic Cloud. Acta Astronomica. 60 (1): 1. arXiv:1004.0950. Bibcode:2010AcA....60....1P.

[cohen2012-43] а ^б Cohen, Roger E.; Sarajedini, Ata (2012). SX Phoenicis period-luminosity relations and the blue straggler connection. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (1): 342. Bibcode:2012MNRAS.419..342C. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x.

[44] Gautschy, Alfred; Saio, Hideyuki (1996-09). STELLAR PULSATIONS ACROSS THE HR DIAGRAM: Part II. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). Т. 34, № 1. с. 551—606. doi:10.1146/annurev.astro.34.1.551. ISSN 0066-4146. Процитовано 14 грудня 2023.

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

[:4-46] а ^б Good, Gerry A. (6 грудня 2012). Observing Variable Stars (англ.). Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4471-0055-3.

[:5-47] а ^б GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability

[48] J. R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.

[ibvs5817-49] Jeffery, C. Simon (March 2008). Variable Star Designations for Extreme Helium Stars. Information Bulletin on Variable Stars. 5817 (1). Bibcode:2008IBVS.5817....1J.

[50] Alpha Cygni Variable. Academic Accelertor.

[giridhar-51] Giridhar, Sunetra; Lambert, David L.; Gonzalez, Guillermo (2000). Abundance Analyses of Field RV Tauri Stars. V. DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R Scuti, and RV Tauri. The Astrophysical Journal. 531 (1): 521—536. arXiv:astro-ph/9909081. Bibcode:2000ApJ...531..521G. doi:10.1086/308451.

[52] AAVSO Long Period Variable Section | aavso. www.aavso.org. Процитовано 14 грудня 2023.

[53] Bódi, A.; Kiss, L. L. (11 лютого 2019). Physical Properties of Galactic RV Tauri Stars from Gaia DR2 Data. The Astrophysical Journal. Т. 872, № 1. с. 60. doi:10.3847/1538-4357/aafc24. ISSN 1538-4357. Процитовано 14 грудня 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)

[54] AAVSO -- The RV Tauri Variables. app.aavso.org. Процитовано 14 грудня 2023.

[:6-55] а ^б Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables. ZZ Ceti variables. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 5 лютого 2007. Процитовано 6 червня 2007.

[:7-56] а ^б N.N. Samus [Moscow Inst. Astron.], O.V. Durlevich [Sternberg Astron. Inst., Moscow] GCVS Variability Types [Архівовано 22 грудня 2021 у Wayback Machine.] 12-Feb-2009 (англ.)

[quirion-57] Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram [Архівовано 27 грудня 2007 у Wayback Machine.], Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219—248.

[58] OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - OGLE Small Amplitude Red Giants (OSARGs). ogle.astrouw.edu.pl. Процитовано 12 листопада 2023.

[59] Wray, J. J.; Eyer, L.; Paczyński, B. (1 квітня 2004). OGLE small-amplitude variables in the Galactic bar. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Т. 349. с. 1059—1068. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07587.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 12 листопада 2023.

[60] Bedding, Timothy R. (2014). Esteban, César; Pallé, Pere L. (ред.). Solar-like oscillations: An observational perspective. Asteroseismology. Cambridge: Cambridge University Press. с. 60—86. ISBN 978-1-107-02944-6.

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

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

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

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

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

[mcnamara2000-66] McNamara, D. H.; Madsen, J. B.; Barnes, J.; Ericksen, B. F. (2000). The Distance to the Galactic Center. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (768): 202. Bibcode:2000PASP..112..202M. doi:10.1086/316512.

[mcnamara2007-67] McNamara, D. Harold; Clementini, Gisella; Marconi, Marcella (2007). A δ Scuti Distance to the Large Magellanic Cloud. The Astronomical Journal. 133 (6): 2752—2763. arXiv:astro-ph/0702107. Bibcode:2007AJ....133.2752M. doi:10.1086/513717.

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

[:033-69] 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.

[70] 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.

[71] Asteroseismology of Sun-like Stars. www.asteroseismology.org. Процитовано 14 грудня 2023.

[:14-72] а ^б Solar and Stellar Seismology. web.archive.org. 7 лютого 2007. Процитовано 14 грудня 2023.

[73] Bowman, Dominic M. (2020). Asteroseismology of High-Mass Stars: New Insights of Stellar Interiors With Space Telescopes. Frontiers in Astronomy and Space Sciences. Т. 7. doi:10.3389/fspas.2020.578584/full. ISSN 2296-987X. Процитовано 14 грудня 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)

[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]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

@@ Рядок 51: / Рядок 51: @@
 === 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, 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&nbsp;— за терміни від сотень днів до кількох років.
+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, 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&nbsp;— 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" />.
-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 ====
@@ Рядок 87: / Рядок 85: @@
 Якщо зоря пульсує з фундаментальним періодом, то кажуть, що пульсації відбуваються в основній моді. У цьому разі коливання є радіальними, тобто зоря зберігає сферичну симетрію. Одночасно з пульсаціями в основному моді можливі пульсації в [[обертон]]ах 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&nbsp;— тобто, ці сфери являють собою вузли коливань. Коливання в першому обертоні мають один вузол, у другому&nbsp;— два вузли, і так далі. Положення цих вузлів зазвичай не змінюються, тобто, коливання являють собою [[Стояча хвиля|стоячі хвилі]]. Зазвичай зорі з великими амплітудами змін блиску пульсують насамперед в основному 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]]ом: одні частини зорі можуть стискатися в той самий час, коли інші&nbsp;— розширюються. Нерадіальні пульсації поділяють на дві основні групи: пульсації у g-режимі, де силою, що повертає зорю до стану рівноваги, є гравітація, та p-режимі, де такою силою є сила тиску. У першому випадку рух речовини близький до радіального, а в другому&nbsp;— близький до горизонтального (cхожий на [[Гравітаційна хвиля|хвилі на воді]]). Нерадіальні пульсації призводять до менших 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>. Моди пульсації з періодами довшими ніж період основного радіального моду зазвичай є пульсаціями у g-режимі, натомість моди із рівними чи коротшими періодами є пульсаціями у p-режимі. Радіальні пульсації завжди є пульсаціями у p-режимі<ref name=":8">{{Cite web|url=https://users.camk.edu.pl/gerald/habil.pdf|title=Observational Asteroseismology|last=Handler|first=Gerald|date=2007}}</ref>. Коливання зорі можна описати [[Сферичні гармоніки|сферичними гармоніками]] або їх комбінаціями.
+Пульсації також можуть бути нерадіальними. У цьому разі зоря не зберігає сферичної форми, і, наприклад, може по черзі ставати то сплюснутим, то витягнутим [[еліпсоїд]]ом: одні частини зорі можуть стискатися в той самий час, коли інші&nbsp;— розширюються. Нерадіальні пульсації поділяють на дві основні групи: пульсації у g-режимі, де силою, що повертає зорю до стану рівноваги, є гравітація, та p-режимі, де такою силою є сила тиску. У першому випадку рух речовини близький до радіального, а в другому&nbsp;— близький до горизонтального (cхожий на [[Гравітаційна хвиля|хвилі на воді]]). Нерадіальні пульсації призводять до менших 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>. Моди пульсації з періодами довшими ніж період основного радіального моду зазвичай є пульсаціями у g-режимі, натомість моди із рівними чи коротшими періодами є пульсаціями у p-режимі. Радіальні пульсації завжди є пульсаціями у p-режимі<ref name=":8">{{Cite web|url=https://users.camk.edu.pl/gerald/habil.pdf|title=Observational Asteroseismology|last=Handler|first=Gerald|date=2007}}</ref>. Коливання зорі можна описати [[Сферичні гармоніки|сферичними гармоніками]] або їх комбінаціями<ref>{{Cite book
+|url=https://phys.au.dk/fileadmin/Project_updated_gr.12.pdf
+|title=Asteroseismology of Solar-Like Stars
+|last=Keen
+|first=Engin
+|last2=North
+|first2=Thomas
+|last3=Slumstrup
+|first3=Ditte
+|year=2014
+|publisher=Institut for Fysik og Astronomi
+|pages=2-4
+|language=англійською
+}}</ref>.
 Через те, що зорі мають різну [[Густина|густину]] в різних областях&nbsp;— зокрема, густина в центрі зорі зазвичай на кілька порядків перевищує середню&nbsp;— 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" />.
@@ Рядок 94: / Рядок 105: @@
 Унаслідок [[Еволюція зір|еволюції зорі]] змінюються її фізичні параметри, зокрема густина і пов'язаний з нею фундаментальний період коливань. Хоча еволюційні зміни йдуть дуже повільно, відповідну їм невелику зміну періоду все одно можна відстежити, спостерігаючи зорю тривалий термін. Для цього використовують [[Діаграма O−C|діаграму O-C]], на якій відмічається різниця між спостережуваним і обчисленим моментом досягнення максимуму блиску. За велику кількість пульсацій навіть невелика зміна одного періоду стане помітною, а якщо період рівномірно змінюється з часом, точки на діаграмі утворюватимуть [[Парабола|параболу]]. Таким чином, за цією діаграмою можна відстежувати зміни внаслідок еволюції зір, проте видима зміна періоду може бути спричинена й іншими обставинами, наприклад, рухом зорі по [[Орбіта|орбіті]] в подвійній системі<ref name=":12">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_2.html|title=Пульсирующие звёзды. 2.2. Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B).|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|access-date=2021-12-14|archive-date=2012-01-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20120128060323/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_2.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":2">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_4.html|title=Общие сведения о переменных звёздах. 1.4. Представление фотометрической информации о переменных звёздах. Таблицы и графики|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|access-date=2022-01-04|archive-date=2020-02-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20200219184103/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_4.html|deadlink=no}}</ref>.
-Під час пульсацій зір можна спостерігати зміни не тільки блиску, а й температури та швидкості розширення і стиснення. Температура може бути виміряна за спектром або [[Показник кольору|показником кольору]], а швидкість руху поверхні&nbsp;— за зміщенням [[Спектральна лінія|спектральних ліній]], пов'язаним з [[Ефект Доплера|ефектом Доплера]]. За цими величинами визначати радіус зорі, використовуючи [[метод Бааде - Весселінка]]. Сам метод у спрощеному вигляді ґрунтується на тому, що за певної температури зорі її світність пропорційна квадрату її радіусу, а абсолютну зміну радіуса зорі за певний час можна знайти за променевою швидкістю її поверхні. Порівнюючи, у скільки разів змінилася світність зорі між двома моментами, коли та мала певне значення температури, можна знайти значення її радіуса, а отже, і світності<ref name=":12" /><ref name=":1" />.
+Під час пульсацій зір можна спостерігати зміни не тільки блиску, а й температури та швидкості розширення і стиснення. Температура може бути виміряна за спектром або [[Показник кольору|показником кольору]], а швидкість руху поверхні&nbsp;— за зміщенням [[Спектральна лінія|спектральних ліній]], пов'язаним з [[Ефект Доплера|ефектом Доплера]]. За цими величинами визначати радіус зорі, використовуючи [[Метод Бааде — Весселінка|метод Бааде - Весселінка]]. Сам метод у спрощеному вигляді ґрунтується на тому, що за певної температури зорі її світність пропорційна квадрату її радіусу, а абсолютну зміну радіуса зорі за певний час можна знайти за променевою швидкістю її поверхні. Порівнюючи, у скільки разів змінилася світність зорі між двома моментами часу, коли та мала певне значення температури, можна розрахувати значення її радіуса, а отже, і світності<ref name=":12" /><ref name=":1" />.
 == Підгрупи ==
@@ Рядок 107: / Рядок 118: @@
 * Бімодальні цефеїди типу CEP(B)&nbsp;— пульсують щонайменше в двох періодах одразу.
 * Цефеїди типу DECPS&nbsp;— для цього підтипу характерна невелика амплітуда й симетрична крива блиску. Ці цефеїди пульсують, скоріше за все, у першій [[Гармоніки|гармоніці]].
-* Аномальні цефеїди, прототипом яких є зоря BL Волопаса. Ці цефеїди 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.
+* Аномальні цефеїди, прототипом яких є зоря BL Волопаса. Ці цефеїди мають періоди від 0.4 до 2.5 діб, так само як [[змінні типу RR Ліри]], але їх світність на 2 зоряні величини перевищує світність змінних типу RR Ліри, що характерно для цефеїд.
 === Змінні типу RR Ліри ===
@@ Рядок 116: / Рядок 127: @@
 * RRd (також позначається як RR(B))&nbsp;— зорі, що пульсують одночасно в основному моді та в першому обертоні.
+Деякі зорі типу RR Ліри демонструють [[ефект Блажка]]&nbsp;— зміну періоду та амплітуди коливань. Механізм його виникнення не досі достеменно невідомий, існує декілька гіпотез<ref>{{Cite news|title=ON THE BLAZHKO EFFECT IN RR LYRAE STARS|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/731/1/24|work=The Astrophysical Journal|date=2011-04-10|accessdate=2023-12-14|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/731/1/24|pages=24|volume=731|issue=1|first=J. Robert|last=Buchler|first2=Zoltán|last2=Kolláth}}</ref><ref>{{Cite news|title=Period-doubling bifurcation and high-order resonances in RR Lyrae hydrodynamical models: Period doubling in RR Lyrae models|url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2011.18451.x|work=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=2011-06-21|accessdate=2023-12-14|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18451.x|pages=1111–1118|volume=414|issue=2|language=en|first=Z.|last=Kolláth|first2=L.|last2=Molnár|first3=R.|last3=Szabó}}</ref><ref>{{Cite news|title=Observational Evidence of Convective Cycles as the Cause of the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/652909|work=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|date=2010-05|accessdate=2023-12-14|issn=0004-6280|doi=10.1086/652909|pages=536–540|volume=122|issue=891|language=en|first=Richard B.|last=Stothers}}</ref><ref>{{Cite web|title=The Blazhko Project: Generalities|url=https://web.archive.org/web/20170618001835/http://www.univie.ac.at/tops/blazhko/Background.html|website=web.archive.org|date=2017-06-18|accessdate=2023-12-14}}</ref>.
-Деякі зорі типу RR Ліри демонструють [[ефект Блажка]]&nbsp;— зміну періоду та амплітуди коливань. Механізм його виникнення не досі достеменно невідомий.
 === Змінні типу Дельти Щита ===
-Змінні типу Дельти Щита (іноді їх називають карликовими цефеїдами, коли амплітуда V-діапазону перевищує 0,3)&nbsp;— підклас молодих [[Пульсуючі змінні зорі|пульсуючих зір]]. Ці змінні дотримуються [[Залежність період — світність|співвідношення період-світність]] у певних смугах пропускання, як і [[Цефеїда|цефеїди]]<ref name="majaess2011">{{Cite journal|last=Majaess|first=D. J.|last2=Turner|first2=D. G.|last3=Lane|first3=D. J.|last4=Henden|first4=A. A.|last5=Krajci|first5=T.|year=2011|title=Anchoring the Universal Distance Scale Via a Wesenheit Template|journal=Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso)|volume=39|issue=1|pages=122|arxiv=1007.2300|bibcode=2011JAVSO..39..122M}}</ref><ref name="majaess2011b">{{Cite journal|last=Majaess|first=Daniel J.|last2=Turner|first2=David G.|last3=Lane|first3=David J.|last4=Krajci|first4=Tom|year=2011|title=Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars|journal=Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso)|volume=39|issue=2|pages=219|arxiv=1102.1705|bibcode=2011JAVSO..39..219M}}</ref><ref name="poleski2010">{{Cite journal|last=Poleski|first=R.|last2=Soszyński|first2=I.|last3=Udalski|first3=A.|last4=Szymański|first4=M. K.|last5=Kubiak|first5=M.|last6=Pietrzyński|first6=G.|last7=Wyrzykowski|first7=Ł.|last8=Szewczyk|first8=O.|last9=Ulaczyk|first9=K.|year=2010|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VI. Delta Scuti Stars in the Large Magellanic Cloud|journal=Acta Astronomica|volume=60|issue=1|pages=1|arxiv=1004.0950|bibcode=2010AcA....60....1P}}</ref><ref name="cohen2012">{{Cite journal|last=Cohen|first=Roger E.|last2=Sarajedini|first2=Ata|year=2012|title=SX Phoenicis period-luminosity relations and the blue straggler connection|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=419|issue=1|pages=342|bibcode=2012MNRAS.419..342C|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x|doi-access=free}}</ref>. Типові коливання яскравості становлять від 0,003 до 0,9 [[Видима зоряна величина|зоряної величини]] у фільтрі [[Показник кольору|V]] протягом декількох годин, хоча [[амплітуда]] та [[Орбітальний період|період]] коливань можуть сильно відрізнятися. Зорі, як правило, є [[Гігант (зоря)|гігантами]] або [[Головна послідовність|головною послідовністю]] [[Спектральна класифікація зір|типу]] від A0 до F5. Зорі типу Дельти Щита демонструють як радіальні, так і нерадіальні пульсації.
+[[Змінні типу δ Щита|Змінні типу Дельти Щита]] (іноді їх називають карликовими цефеїдами, коли амплітуда V-діапазону перевищує 0,3)&nbsp;— підклас молодих [[Пульсуючі змінні зорі|пульсуючих зір]]. Ці змінні дотримуються [[Залежність період — світність|співвідношення період-світність]] у певних смугах пропускання, як і [[Цефеїда|цефеїди]]<ref name="majaess2011">{{Cite journal|last=Majaess|first=D. J.|last2=Turner|first2=D. G.|last3=Lane|first3=D. J.|last4=Henden|first4=A. A.|last5=Krajci|first5=T.|year=2011|title=Anchoring the Universal Distance Scale Via a Wesenheit Template|journal=Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso)|volume=39|issue=1|pages=122|arxiv=1007.2300|bibcode=2011JAVSO..39..122M}}</ref><ref name="majaess2011b">{{Cite journal|last=Majaess|first=Daniel J.|last2=Turner|first2=David G.|last3=Lane|first3=David J.|last4=Krajci|first4=Tom|year=2011|title=Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars|journal=Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso)|volume=39|issue=2|pages=219|arxiv=1102.1705|bibcode=2011JAVSO..39..219M}}</ref><ref name="poleski2010">{{Cite journal|last=Poleski|first=R.|last2=Soszyński|first2=I.|last3=Udalski|first3=A.|last4=Szymański|first4=M. K.|last5=Kubiak|first5=M.|last6=Pietrzyński|first6=G.|last7=Wyrzykowski|first7=Ł.|last8=Szewczyk|first8=O.|last9=Ulaczyk|first9=K.|year=2010|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VI. Delta Scuti Stars in the Large Magellanic Cloud|journal=Acta Astronomica|volume=60|issue=1|pages=1|arxiv=1004.0950|bibcode=2010AcA....60....1P}}</ref><ref name="cohen2012">{{Cite journal|last=Cohen|first=Roger E.|last2=Sarajedini|first2=Ata|year=2012|title=SX Phoenicis period-luminosity relations and the blue straggler connection|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=419|issue=1|pages=342|bibcode=2012MNRAS.419..342C|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x|doi-access=free}}</ref>. Типові коливання яскравості становлять від 0,003 до 0,9 [[Видима зоряна величина|зоряної величини]] у фільтрі [[Показник кольору|V]] протягом декількох годин, хоча [[амплітуда]] та [[Орбітальний період|період]] коливань можуть сильно відрізнятися. Зорі, як правило, є [[Гігант (зоря)|гігантами]] або [[Головна послідовність|головною послідовністю]] [[Спектральна класифікація зір|класів]] від A0 до F5. Зорі типу Дельти Щита демонструють як радіальні, так і нерадіальні пульсації. Вважається, що змінні типу Дельти Щита&nbsp;— це зорі, що перетинають [[Смуга нестабільності|смугу нестабільності]], переходячи від [[Головна послідовність|головної послідовності]] до гілки [[Червоні гіганти|червоних гігантів]]<ref>{{Cite news|title=STELLAR PULSATIONS ACROSS THE HR DIAGRAM: Part II|url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev.astro.34.1.551|work=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|date=1996-09|accessdate=2023-12-14|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.astro.34.1.551|pages=551–606|volume=34|issue=1|language=en|first=Alfred|last=Gautschy|first2=Hideyuki|last2=Saio}}</ref>.
-Вважається, що змінні типу Дельти Щита&nbsp;— це зорі, що перетинають [[Смуга нестабільності|смугу нестабільності]], переходячи від [[Головна послідовність|головної послідовності]] до галузі [[Червоні гіганти|червоних гігантів]].
 === Змінні типу SX Фенікса ===
-[[Змінні типу SX Фенікса|Змінні типу SX Фенікса&nbsp;]]— зорі, що пульсують із дуже короткими періодами&nbsp;(0,7-1,9 год) і належать до [[Спектральна класифікація зір|спектральних класів]] в діапазоні A2—F5. Амплітуда змін їхньої яскравості становлять до 0,7 [[Зоряна величина|зоряної величини]]. Вони споріднені зі [[Змінні типу δ Щита|змінними типу δ Щита]], але відрізняються від них коротшими періодами й меншими амплітудами пульсацій, а також нижчою [[Металічність|металічністю]]. Змінні SX Фенікса також дотримуються співвідношення період-світність<ref name="majaess2011" /><ref name="cohen2012" />. [[Файл:Chi_Cygni_pulsations.png|міні|Типовий для мірид зв'язок між візуальною кривою блиску, температурою, радіусом і яскравістю на прикладі зорі [[χ Лебедя]]|260x260пкс]]
+[[Змінні типу SX Фенікса|Змінні типу SX Фенікса&nbsp;]]— зорі, що пульсують із дуже короткими періодами&nbsp;(0,7-1,9 годин) і належать до [[Спектральна класифікація зір|спектральних класів]] в діапазоні A2—F5. Амплітуда змін їхньої яскравості становлять до 0,7 [[Зоряна величина|зоряної величини]]. Вони споріднені зі [[Змінні типу δ Щита|змінними типу δ Щита]], але відрізняються від них коротшими періодами й меншими амплітудами пульсацій, а також нижчою [[Металічність|металічністю]]. Для змінних типу SX Фенікса також існує своє співвідношення період-світність<ref name="majaess2011" /><ref name="cohen2012" />. [[Файл:Chi_Cygni_pulsations.png|міні|Типовий для мірид зв'язок між візуальною кривою блиску, температурою, радіусом і яскравістю на прикладі зорі [[χ Лебедя]]|260x260пкс]]
 === Довгоперіодичні змінні ===
 ==== Міриди ====
-[[Міриди]]&nbsp;— це пульсуючі надгіганти спектральних класів M, S і C, що знаходяться на [[Асимптотична гілка гігантів|асимптотичній гілці гігантів]]. Періоди їхніх пульсацій зазвичай становлять 100—500 діб, хоча можуть досягати 1000 діб, а типова амплітуда змін блиску&nbsp;— 6<sup>m</sup> у видимій ділянці спектра. Така висока амплітуда пов'язана з низькою температурою цих зір: вона становить близько 2000 K, а при такій температурі 95&nbsp;% [[Випромінення|випромінювання]] зорі перебуває в інфрачервоному діапазоні. Навіть невелика зміна температури призводить не тільки до зміни світності, а й до значної зміни частки видимого випромінювання<ref>{{Cite book
+[[Міриди]]&nbsp;— це пульсуючі надгіганти спектральних класів M, S і C, що знаходяться на [[Асимптотична гілка гігантів|асимптотичній гілці гігантів]]. Періоди їхніх пульсацій зазвичай становлять 100—500 діб, хоча можуть досягати 1000 діб, а типова амплітуда змін блиску величезна, порівняно з іншими типами&nbsp;— 6<sup>m</sup> у видимому діапазоні спектра. Така висока амплітуда пов'язана з низькою температурою цих зір: вона становить близько 2000 K, а при такій температурі 95&nbsp;% [[Випромінення|випромінювання]] зорі припадає на інфрачервоний діапазон. Навіть невелика зміна температури призводить не тільки до зміни світності, а й до значної зміни частки видимого випромінювання<ref>{{Cite book
 |url=https://books.google.ru/books?id=ndd2DQAAQBAJ
 |title=Fundamental Astronomy
@@ Рядок 173: / Рядок 182: @@
 === Змінні типу RV Тельця ===
-[[Змінні типу RV Тельця]]&nbsp;— це пульсуючі [[жовті надгіганти]], зміна яскравості яких має два різні мінімуми (глибокий та мілкий) та стабільний максимум. Період зміни яскравості зір типу RV Тельця вимірюється від одного глибокого мінімуму до іншого і становить від 30 до 150 днів. [[Амплітуда]] змін може сягати 4<sup>m</sup>. В залежності від вигляду кривої яскравості, цей тип змінних поділяють на два підтипи<ref name="giridhar">{{cite journal|last1=Giridhar|first1=Sunetra|last2=Lambert|first2=David L.|last3=Gonzalez|first3=Guillermo|year=2000|title=Abundance Analyses of Field RV Tauri Stars. V. DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R Scuti, and RV Tauri|journal=The Astrophysical Journal|volume=531|issue=1|pages=521–536|arxiv=astro-ph/9909081|bibcode=2000ApJ...531..521G|doi=10.1086/308451}}</ref>:
+[[Змінні типу RV Тельця]]&nbsp;— це пульсуючі [[жовті надгіганти]], зміна яскравості яких має два різні мінімуми (глибокий та мілкий) та стабільний максимум. Період зміни яскравості зір типу RV Тельця вимірюється від одного глибокого мінімуму до іншого і становить від 30 до 150 днів. [[Амплітуда]] змін може сягати 4<sup>m</sup><ref name="giridhar">{{cite journal|last1=Giridhar|first1=Sunetra|last2=Lambert|first2=David L.|last3=Gonzalez|first3=Guillermo|year=2000|title=Abundance Analyses of Field RV Tauri Stars. V. DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardalis, BT Librae, U Monocerotis, TT Ophiuchi, R Scuti, and RV Tauri|journal=The Astrophysical Journal|volume=531|issue=1|pages=521–536|arxiv=astro-ph/9909081|bibcode=2000ApJ...531..521G|doi=10.1086/308451}}</ref>. В залежності від вигляду кривої яскравості, цей тип змінних поділяють на два підтипи, які відрізняються масою та формою кривих блиску<ref>{{Cite web|title=AAVSO Long Period Variable Section {{!}} aavso|url=https://www.aavso.org/aavso-long-period-variable-section|website=www.aavso.org|accessdate=2023-12-14}}</ref><ref>{{Cite news|title=Physical Properties of Galactic RV Tauri Stars from Gaia DR2 Data|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aafc24|work=The Astrophysical Journal|date=2019-02-11|accessdate=2023-12-14|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/aafc24|pages=60|volume=872|issue=1|first=A.|last=Bódi|first2=L. L.|last2=Kiss}}</ref>:
-* RVa: зміни глибоких та мілких мінімумів при постійному максимумі;
+* RVa: зміни глибоких та мілких мінімумів при постійному максимумі, мають масу в середньому {{Маса Сонця|0.45-0.52}};
-* RVb: мінімум має довгоперіодичну змінність, часто у формі хвилі, з тривалістю циклу від 600 до 1500 днів.
+* RVb: мінімум має довгоперіодичну змінність, часто у формі хвилі, з тривалістю циклу від 600 до 1500 днів, мають масу в середньому {{Маса Сонця|0.83}}.
-Зміни яскравості таких зір є напіврегулярними&nbsp;— завжди присутній визначений період, але форма кривої яскравості дещо змінюється кожного циклу.
+Зміни яскравості таких зір можуть бути напіврегулярними&nbsp;— завжди присутній зміни блиску з певним періодом, але форма кривої блиску дещо змінюється кожного циклу<ref>{{Cite web|title=AAVSO -- The RV Tauri Variables|url=https://app.aavso.org/jaavso/article/48/|website=app.aavso.org|accessdate=2023-12-14}}</ref>.
 === Змінні типу ZZ Кита (пульсуючі білі карлики) ===
@@ Рядок 194: / Рядок 203: @@
 === OSARG (OGLE Small Amplitude Red Giants) ===
-OSARG&nbsp;— це зорі з галузі червоних гігантів або асимптотичної галузі гігантів, які пульсують із періодом 10-100 днів. Амплітуди пульсацій є порядка 0.001<sup>m</sup>, однак багато зір цього класу демонструють додаткові нерегулярні зміни зі значно більшими амплітудами. Змінні OSARG підкоряються залежностям період-амплітуда. Вони є поширеними у галактичній перемичці, тому їх зручно використовувати для дослідження структури Галактики<ref>{{Cite web|title=OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - OGLE Small Amplitude Red Giants (OSARGs)|url=https://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/OSARGs.html|website=ogle.astrouw.edu.pl|accessdate=2023-11-12}}</ref><ref>{{Cite news|title=OGLE small-amplitude variables in the Galactic bar|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.349.1059W|work=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=2004-04-01|accessdate=2023-11-12|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07587.x|pages=1059–1068|volume=349|first=J. J.|last=Wray|first2=L.|last2=Eyer|first3=B.|last3=Paczyński}}</ref>.
+OSARG&nbsp;— це зорі з гілки червоних гігантів або асимптотичної гілки гігантів, які пульсують із періодом 10-100 днів. Амплітуди пульсацій є порядка 0.001<sup>m</sup>, однак багато зір цього класу демонструють додаткові нерегулярні зміни зі значно більшими амплітудами. Змінні OSARG підкоряються залежностям період-амплітуда. Вони є поширеними у галактичній перемичці, тому їх зручно використовувати для дослідження структури Галактики<ref>{{Cite web|title=OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - OGLE Small Amplitude Red Giants (OSARGs)|url=https://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/OSARGs.html|website=ogle.astrouw.edu.pl|accessdate=2023-11-12}}</ref><ref>{{Cite news|title=OGLE small-amplitude variables in the Galactic bar|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.349.1059W|work=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=2004-04-01|accessdate=2023-11-12|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07587.x|pages=1059–1068|volume=349|first=J. J.|last=Wray|first2=L.|last2=Eyer|first3=B.|last3=Paczyński}}</ref>.
-=== Які не мають назви в Загальному каталозі змінних зір: ===
+=== Не мають позначення в ЗКЗЗ ===
+Декілька типів пульсуючих змінних зір не мають
-* [[Геліосейсмологія|Сонцеподібні пульсатори]]: їх коливання відбуваються не через [[каппа-механізм]], а шляхом висхідних [[Конвекція|конвективних течій]].
+* [[Геліосейсмологія|Сонцеподібні пульсатори]]: їх коливання відбуваються не через [[каппа-механізм]], а шляхом висхідних [[Конвекція|конвективних течій]]<ref>{{Cite book
+|url=https://www.cambridge.org/core/books/asteroseismology/solarlike-oscillations-an-observational-perspective/0FC660A0D4BB574DDB20FD025874E942
+|title=Solar-like oscillations: An observational perspective
+|last=Bedding
+|first=Timothy R.
+|date=2014
+|editor-last=Esteban
+|editor-first=César
+|editor2-last=Pallé
+|editor2-first=Pere L.
+|series=Asteroseismology
+|publisher=Cambridge University Press
+|location=Cambridge
+|pages=60–86
+|isbn=978-1-107-02944-6
+}}</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 пульсаторів 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>.
+* 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. Прикладом є [[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 пульсаторів 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>.
-== Значення ==
+== Значення в сучасній астрономії ==
 === Вимірювання відстаней ===
-Деякі види пульсуючих змінних, серед яких цефеїди, змінні типу RR Ліри, дельти Щита та інші, підлягають залежностям період-світність. Це означає, що з вимірювання їх періоду можна визначити абсолютну зоряну величину <math>M</math>, та визначити відстань до зорі за формулою <math>d = 10^{\frac{5+m-M}{5}}</math>, де <math>m</math>&nbsp;— видима зоряна величина<ref name="mcnamara2000">{{Cite journal|last=McNamara|first=D. H.|last2=Madsen|first2=J. B.|last3=Barnes|first3=J.|last4=Ericksen|first4=B. F.|year=2000|title=The Distance to the Galactic Center|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=112|issue=768|pages=202|bibcode=2000PASP..112..202M|doi=10.1086/316512|doi-access=free|author-link1=D. Harold McNamara}}</ref>. Таким чином, ці змінні є важливими [[Шкала космічних відстаней|стандартними свічками]] і використовуються для визначення відстані до [[Велика Магелланова Хмара|Великої Магелланової Хмари]], [[Кулясте скупчення|кульових скупчень]], [[Розсіяне скупчення|розсіяних скупчень]] і [[Галактичний центр|Центру Галактики]]<ref name="mcnamara2007">{{Cite journal|last=McNamara|first=D. Harold|last2=Clementini|first2=Gisella|last3=Marconi|first3=Marcella|year=2007|title=A δ Scuti Distance to the Large Magellanic Cloud|journal=The Astronomical Journal|volume=133|issue=6|pages=2752–2763|arxiv=astro-ph/0702107|bibcode=2007AJ....133.2752M|doi=10.1086/513717|author-link1=D. Harold McNamara}}</ref><ref name="majaess2011" /><ref name="majaess2011b" /><ref>{{Cite book
+Деякі види пульсуючих змінних, серед яких цефеїди, змінні типу RR Ліри, дельти Щита та інші, підлягають залежностям період-світність. Це означає, що з вимірювання їх періоду можна визначити абсолютну зоряну величину <math>M</math>, та визначити відстань до зорі за формулою:
+<math>d = 10^{\frac{5+m-M}{5}}</math>
+де <math>m</math>&nbsp;— видима зоряна величина<ref name="mcnamara2000">{{Cite journal|last=McNamara|first=D. H.|last2=Madsen|first2=J. B.|last3=Barnes|first3=J.|last4=Ericksen|first4=B. F.|year=2000|title=The Distance to the Galactic Center|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=112|issue=768|pages=202|bibcode=2000PASP..112..202M|doi=10.1086/316512|doi-access=free|author-link1=D. Harold McNamara}}</ref>. Таким чином, ці змінні є важливими [[Шкала космічних відстаней|стандартними свічками]] і використовуються для визначення відстані до [[Велика Магелланова Хмара|Великої Магелланової Хмари]], [[Кулясте скупчення|кульових скупчень]], [[Розсіяне скупчення|розсіяних скупчень]] і [[Галактичний центр|Центру Галактики]]<ref name="mcnamara2007">{{Cite journal|last=McNamara|first=D. Harold|last2=Clementini|first2=Gisella|last3=Marconi|first3=Marcella|year=2007|title=A δ Scuti Distance to the Large Magellanic Cloud|journal=The Astronomical Journal|volume=133|issue=6|pages=2752–2763|arxiv=astro-ph/0702107|bibcode=2007AJ....133.2752M|doi=10.1086/513717|author-link1=D. Harold McNamara}}</ref><ref name="majaess2011" /><ref name="majaess2011b" /><ref>{{Cite book
 |url=https://books.google.ru/books?id=ndd2DQAAQBAJ
 |title=Fundamental Astronomy
@@ Рядок 225: / Рядок 253: @@
 === Дослідження внутрішньої структури зір ===
+Підрозділ астрофізики, що вивчає внутрішню структуру зір на основі їх коливань, зокрема нерадіальних, називається [[Астросейсмологія|астросейсмологією]]<ref>{{Cite web|title=Asteroseismology of Sun-like Stars|url=https://www.asteroseismology.org/|website=www.asteroseismology.org|accessdate=2023-12-14}}</ref><ref name=":14">{{Cite web|title=Solar and Stellar Seismology|url=https://web.archive.org/web/20070207013112/http://www.ap.smu.ca/~guenther/Level01/seismology/seismology.html|website=web.archive.org|date=2007-02-07|accessdate=2023-12-14}}</ref>.
-Кожна зоря коливається у багатьох радіальних та/або нерадіальних модах одночасно. Всі вони несуть інформацію про фізичні умови у регіонах зорі, що їх поширюють. Таким чином, моделі структури зір можна уточнювати за допомогою вимірювань її коливань. Однак складністю такого методу є необхіднсть спостерегти якомога більше модів коливань, а також правильно їх інтерпретувати.
-Особливо цікавою є можливість дослідження внутрішньої структури масивних пульсуючих зір, які в майбутньому стануть [[Наднові типу II|надновими типу ІІ]]. Оскільки вибухи наднових здебільшого визначають склад міжзоряного середовища, то інформація про хіммічний склад та структуру зір, з яких вони утворюються, дозволить краще визначити хімічний склад галактик.
+Всі пульсації зір несуть інформацію про фізичні умови у шарах зорі, що їх створюють. Таким чином, моделі структури зір можна уточнювати за допомогою вимірювань її пульсацій. Однак складністю такого методу є необхіднсть спостерегти якомога більше модів коливань, а також правильно їх інтерпретувати<ref name=":14" />.
-Також пульсації білих карликів допомагають вивчити швидкості ядерних реакцій, фізику нейтрино та попередню еволюцію зорі на асимптотичній галузі гігантів. Таким чином, пульсації зір мають великий вплив на широкий спектр галузей астрофізики<ref name=":8" />.
+Особливо цікавою є можливість дослідження внутрішньої структури масивних пульсуючих зір, які в майбутньому стануть [[Наднові типу II|надновими типу ІІ]]. Оскільки вибухи наднових здебільшого визначають склад міжзоряного середовища, то інформація про хімічний склад та структуру зір, з яких вони утворюються, дозволить краще прогнозувати хімічний склад галактик<ref>{{Cite news|title=Asteroseismology of High-Mass Stars: New Insights of Stellar Interiors With Space Telescopes|url=https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2020.578584|work=Frontiers in Astronomy and Space Sciences|date=2020|accessdate=2023-12-14|issn=2296-987X|doi=10.3389/fspas.2020.578584/full|volume=7|first=Dominic M.|last=Bowman}}</ref>. Також пульсації білих карликів допомагають вивчити швидкості ядерних реакцій, фізику нейтрино та попередню еволюцію зорі на асимптотичній гілки гігантів. Таким чином, пульсації зір мають великий вплив на широкий спектр галузей астрофізики<ref name=":8" />.
-Підрозділ астрофізики, що вивчає внутрішню структуру зір на основі їх коливань, зокрема нерадіальних, називається астеросейсмологією.
 == Джерела ==

Пульсуючі змінні зорі: відмінності між версіями

Версія за 06:26, 14 грудня 2023

Зміст

Історія дослідження

Загальний опис

Механізми збудження

Каппа-механізм

Інші механізми пульсації

Характер пульсацій

Вимірювання параметрів

Підгрупи

Цефеїди

Змінні типу RR Ліри

Змінні типу Дельти Щита

Змінні типу SX Фенікса

Довгоперіодичні змінні

Міриди

Неправильні змінні зорі

Змінні типу Бети Цефея

Змінні типу γ Золотої Риби

Змінні типу PV Телескопа

Змінні типу Альфи Лебедя

Змінні типу RV Тельця

Змінні типу ZZ Кита (пульсуючі білі карлики)

Осцилюючі Ap-зорі

OSARG (OGLE Small Amplitude Red Giants)

Не мають позначення в ЗКЗЗ

Значення в сучасній астрономії

Вимірювання відстаней

Дослідження внутрішньої структури зір

Джерела

Література

Посилання

Навігаційне меню

Пульсуючі змінні зорі: відмінності між версіями

Версія за 06:26, 14 грудня 2023

Історія дослідження

Загальний опис

Механізми збудження

Каппа-механізм

Інші механізми пульсації

Характер пульсацій

Вимірювання параметрів

Підгрупи

Цефеїди

Змінні типу RR Ліри

Змінні типу Дельти Щита

Змінні типу SX Фенікса

Довгоперіодичні змінні

Міриди

Неправильні змінні зорі

Змінні типу Бети Цефея

Змінні типу γ Золотої Риби

Змінні типу PV Телескопа

Змінні типу Альфи Лебедя

Змінні типу RV Тельця

Змінні типу ZZ Кита (пульсуючі білі карлики)

Осцилюючі Ap-зорі

OSARG (OGLE Small Amplitude Red Giants)

Не мають позначення в ЗКЗЗ

Значення в сучасній астрономії

Вимірювання відстаней

Дослідження внутрішньої структури зір

Джерела

Література

Посилання

Навігаційне меню

Пошук