Змінні зорі

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Молода зірка T Tauri — прототип змінної

Змі́нні зо́рі — зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Взагалі блиск будь-якої зірки тією чи іншою мірою змінюється із часом. Але змінними називають зорі, у яких зміна блиску була надійно зафіксована на досягнутому рівні техніки спостереження. Для належності зірки до змінних досить, щоб її блиск зазнав змін хоча б одного разу.

Не слід плутати змінність зір із їх мерехтінням, яке відбувається через коливання земної атмосфери. Під час спостережень із космосу зірки не мерехтять.

Кількість відомих на сьогодні змінних зір дуже велика (понад 40 000[1]). Більше 15 000 зір підозрюють у змінності, але вони ще не вивчені. Близько 3000 змінних зір відкрито у найближчих галактиках — Магелланових Хмарах та близько 700 — у Туманності Андромеди.

Історія відкриття[ред.ред. код]

Каталоги змінних зір[ред.ред. код]

Перший список змінних зір (що став предтечею майбутніх каталогів) склав англійський астроном Едуард Пігот 1786 року. До каталогу входило 12 об'єктів, всі вони є змінними зірками за сучасними даними.

У XIX та на початку XX сторіччя головну роль у вивченні змінних зір відігравали німецькі астрономи.

1946 року, після Другої світової війни за рішенням Міжнародного астрономічного союзу ведення каталогів змінних зір було доручено радянським астрономам — Державному астрономічному інституту ім. Штернберга та Астрономічній раді АН СРСР (нині Інститут астрономії Російської АН). Приблизно раз на 15 років ці організації публікують Загальний каталог змінних зір (англ. GCVS — General Catalogue of Variable Stars). Четверту редакцію GCVS-4 (тритомник) було опубліковано протягом 19851987 років.

У проміжках між черговими виданнями каталогу публікуються доповнення до нього, що мають назву Name List of Variable Stars. Зокрема, 79-те доповнення [2] містить дані 1270 зір, які отримали свої назви протягом 2007 та 2008 років.

Разом із упорядкуванням каталогів вчені здійснюють роботу з класифікації змінних зір.

Класифікація змінних зірок[ред.ред. код]

Розташування деяких типів змінних зір на діаграмі Герцшпрунга-Рассела

Протягом історії вивчення змінних зір спроби створити її адекватну класифікацію робилися неодноразово. Перші класифікації були побудовані на невеликій кількості спостережень і зорі групувалися за схожими ознаками, як то: амплітуда та період змін, форма кривої блиску. Зі збільшенням кількості змінних зір поступово збільшувалася і кількість груп, деякі групи були розділено на менші. Разом із тим розвиток методів спостереження та теоретичних досліджень (зокрема в еволюції зір) дозволили будувати класифікацію не лише за зовнішніми ознаками, але і за фізичними процесами, що призводять до тих чи інших форм змінності. Таким чином, сама класифікація змінних зір поступово змінювалася.

Класифікація GCVS-3[ред.ред. код]

Відповідно до класифікації, запропонованої 1969 року, змінні зорі поділяються на три великі класи:

  • пульсуючі — характеризуються повільними і безперервними змінами блиску;
  • затемнені — являють собою систему з двох (іноді трьох або більше) зірок, що обертаються довкола одного центру мас.
  • еруптивні — зірки, що змінюють блиск нерегулярно (або лише одного разу);

Кожен клас у свою чергу поділяється на типи, в окремих випадках виділено підтипи.

Затемнені змінні[ред.ред. код]

У одних, типу Алголя (β Персея), блиск поза затемненням практично постійний, у інших же зірок, типу β Ліри, періоди стабільності блиску відсутні, що дає підставу вважати компоненти цих систем еліпсоїдальними, витягнутими взаємним тяжінням. Зміна блиску поза затемненням у таких систем пояснюються неперервною зміною оберненої до спостерігача площі поверхні зір. Періоди зміни блиску затемнених зір (що збігаються з орбітальним періодом) дуже різноманітні: від десятків хвилин до десятків років.
Такі системи надають унікальну можливість визначення низки важливих характеристик зір, особливо в тому випадку, якщо відомі відстані до системи та крива зміни променевих швидкостей зірок, що входять до системи. За часом затемнення можна знайти діаметр зорі у частках великих піввісей їхніх орбіт, а потім — і в кілометрах. За світністю L і розмірами зір можна знайти ефективну температуру їх поверхні. Спостерігаючи зміни спектру протягом затемнення, можна вивчити будову атмосфери зорі, яка затемнює (крізь яку просвітлюється другий компонент системи), на різних глибинах.

Пульсуючі змінні[ред.ред. код]

У більшості випадків можна із впевненістю сказати, що зміни блиску зумовлено пульсацією зір.

Поділяються на такі типи:

  • цефеїди — жовті гіганти та надгіганти зі періодами від 1 доби до 135 діб (можливо навіть до 200 діб). Характеризуються відомою залежністю між періодом пульсацій та світністю, що дозволяє визначати відстань до зірки за спостережуваним періодом пульсацій. За цю рису отримали образну назву маяки Всесвіту.
    Виокремлюють два підкласи, які дещо відрізняються:
    • класичні цефеїди або цефеїди плоскої складової галактики (DCEP, DCEPS, CEP(B));
    • цефеїди сферичної складової галактики (CWa, CWb, BLBOO);
  • змінні типу RV Тельця (RV, RVa, RVb) — надгіганти спектральних класів F-G у максимумі. Характеризуються подвійними хвилями пульсацій. Формальні періоди — від 30 до 150 діб;
  • змінні типу RR Ліри (RRab, RRc, RR(B)). Крива блиску подібна до цефеїд, але період пульсацій — від 5 до 30 годин. Досить тривалий час їх називали короткоперіодичними цефеїдами, але використання цього терміну наразі не рекомендується [3]; їх світність майже не залежить від періоду і становить близько 0m, тобто це жовті гіганти. Найчисленніший клас змінних. До нього належать старі зірки із масою менше сонячної, що здолали значну частину еволюційного шляху і мають перетворитися на червоних гігантів.
  • змінні типу δ Щита (DSCT)— дуже короткоперіодичні змінні (від кількох хвилин до кількох годин) із невеликими амплітудами (0,2m — 0,7m). Абсолютна зоряна величина — від +2 до +4. Це зірки головної послідовності, подібні до Сонця;
  • змінні типу ZZ Кита (ZZ, ZZa, ZZb) — пульсуючі білі карлики, що змінюють блиск із періодичністю від 30 секунд до 25 хвилин та невеликими амплітудами (до 0,2m);
  • довгоперіодичні змінні типу Міри (M, M:). Характеризуються повільними пульсаціями з добре вираженою періодичністю від 80 до 1000 діб та досить значними амплітудами змін блиску (більше 2,5m), червоні гіганти;
  • напівправильні змінні (SRa, SRb, SRc, SRd) — червоні гіганти із амплітудою змін блиску, що не перевищує 2,5m, та періодами від 20 до 2300 діб. Амплітуди та періоди пульсацій можуть зазнавати змін.
  • неправильні змінні (Lb — гіганти, Lc — надгіганти) — за визначенням це повільні пульсуючі змінні, позбавлені періодичності або зі слабко позначеною періодичністю. Але належність багатьох зірок до цього класу зумовлена лише їхньою недостатньою вивченістю, тому деякі дослідники досить емоційно називають його смітником класифікації[4].

Еруптивні змінні[ред.ред. код]

Зміни блиску еруптивних зір пов'язують з активними (вибуховими) процесами, що відбуваються на зорях чи в їхній околиці, або ж із вибухами самих зір. Класифікація GCVS-3 виділяє два підкласи:

  • нові або новоподібні;
  • неправильні змінні, що пов'язані із дифузними туманностями, та швидкі неправильні;

Класифікація GCVS-4[ред.ред. код]

Збільшення кількості та точності спостережень, методів їхнього аналізу призводять до виявлення все нових типів змінності. Вдосконалення методів спостереження, як то спостереження поза межами видимого спектру, зокрема в інфрачервоному та ультрафіолетовому діапазоні, у рентгенівських променях, надають нові дані щодо змінності зір. Із часом поступово з'ясовується зв'язок між різними типами змінності. Виникає необхідність віднесення одного об'єкта до різних типів змінності. Це вимагає уточнення класифікації, що і було зроблено під час підготовки четвертого видання каталогу змінних зір.

Вчені запропонували виділити окремі класи для зір, змінність яких пов'язана виключно з їхнім обертанням навколо власної осі. Вважається, що такі зорі мають на поверхні «плями» (зниженого чи підвищеного блиску).

Визнано доцільним виділення з класу еруптивних зір до окремого класу вибухових та новоподібних змінних.

Суттєво змінено класифікацію у затемнюваних подвійних системах.

Водночас було визнано доцільним максимально зберегти скорочені позначення вже існуючих типів для запобігання плутанини у подальшому.

Таким чином нова класифікація виокремлює сім класів, які у свою чергу поділяють на типи (та підтипи):

  1. еруптивні (FU, GCAS, I, IA, IB, IN, INA, INB, INT, IT, IN(YY), IS, ISA, ISB, RCB, RS, SDOR, UV, UVN, WR),
  2. пульсуючі (ACYG, BCEP, BCEPS, CEP, CEP(B), CW, CWA, CWB, DCEP, DCEPS, DSCT, DSCTC, GDOR, L, LB, LC, M, PVTEL, RPHS, RR, RR(B), RRAB, RRC, RV, RVA, RVB, SR, SRA, SRB, SRC, SRD, SXPHE, ZZ, ZZA, ZZB);
  3. що обертаються (ACV, ACVO, BY, ELL, FKCOM, PSR, SXARI);
  4. катаклізматичні (вибухові та новоподібні змінні) — це змінні, що показують спалахи, викликані термоядерними вибухами, що відбуваються або в їхніх поверхневих шарах (нові), або в глибоких надрах (наднові). Термін «новоподібні» використовується для змінних, які показують спалахи, викликані швидким виділенням енергії в навколишній простір (зірки типу UG), а також для об'єктів, що не показують таких спалахів, але подібні до нових за спектральними (або іншими) характеристиками у мінімумі блиску. Більшість вибухових та новоподібних є тісними подвійними системами, їхні компоненти дуже впливають на еволюцію одна одної. Часто спостерігається, що гаряча карликова компонента оточена аккреційним диском, утвореним із матерії, що втратила друга, холодніша та більша компонента. Цей клас поділяється на такі типи:
    • N — Нові. В результаті спалаху збільшують свій блиск у 103-106 разів (на 7-19m);
      • NA — швидкі нові, які характеризуються швидким підйомом блиску;
      • NB — повільні нові;
      • NC — нові з дуже повільним розвитком, які більше десяти років залишаються в максимумі блиску, і дуже повільно згасають;
      • NR — повторні нові. Відрізняються тим, що у них зафіксовано не один спалах, а два (або більше) з інтервалом від 10 до 80 років. Згідно з сучасними уявленнями, всі нові мають бути повторними. Для більшості з них спостерігався лише один спалах тільки тому, що період між спалахами дуже великий;
    • SN — наднові. В результаті вибуху збільшують блиск більш ніж на 20m;
      • SNI — наднові I типу. У спектрах спостерігаються лінії важких елементів (Si, Ca) відсутні лінії водню; оболонка, що скидається, також майже не містить водню. Мають характерні, майже однакові криві блиску;
      • SNII — наднові II типу. У спектрах спостерігаються лінію водню; оболонка складається здебільшого з водню та гелію. Різноманітніші криві блиску;
    • NL — новоподібні змінні зорі, недостатньо вивчені. Іноді після належного дослідження окремі об'єкти класифікують до інших видів;
      • UG — змінні типу U Близнюків, ще називають карликовими новими. Тісні подвійні системи, орбітальні періоди від 0.05 до 0.5 діб. Зазвичай спостерігаються невеликі швидкі флуктуації, але час від часу блиск швидко зростає на кілька зоряних величин, а потім за кілька днів повертається до попереднього стану.
      • UGSS — змінні типу SS Лебедя. Змінюють свій блиск за 1-2 доби на 2-6 зоряних величин і через кілька днів повертаються до початкового блиску.
      • UGSU — змінні типу SU Великої Ведмедиці. Характеризуються наявністю двох типів спалахів — нормальних та надмаксимумів.
      • UGZ — змінні типу Z Жирафи. Показують циклічні спалахи, але іноді після спалаху не повертаються до початкового блиску.
      • ZAND — симбіотичні змінні типу Z Андромеди[5].
  5. затемнювані у подвійних системах (E, EA, EB, EW, GS, PN, RS, WD, WR, AR, D, DM, DS, DW, K, KE, KW, SD);
  6. тісні подвійні оптично змінні — інтенсивні рентгенівські джерела (X, XB, XF, XI, XJ, XND, XNG, XP, XPR, XPRM, XM);
  7. інші:
    • зорі, що не отримали належної класифікації:
      • L: — недосліджені змінні з повільними змінами блиску;
      • S: — недосліджені змінні зі швидкими змінами блиску;
      • * — унікальні (пекулярні) змінні, що не знаходять класифікації у межах перелічених вище типів;
    • об'єкти, що були помилково класифіковані як змінні зорі:
      • CST — постійні зорі. Свого часу були підозрювані у змінності та поспішно класифіковані як змінні. Подальші спостереження їхню змінність не підвердили;
      • BLLAC — позагалактичні об'єкти (типу BL Ящірки). Компактні квазізоряні об'єкти із майже неперервним спектром, дуже слабкими лініями емісії та поглинання і порівняно швидкими змінами блиску з амплітудою до 3m або більше;
      • GAL — оптично змінні квазізоряні позагалактичні об'єкти (активні ядра галактик);
      • QSO — оптично змінні квазізоряні позагалактичні об'єкти (квазари).

Якщо змінна зірка належить одночасно до кількох типів змінності, ці типи поєднують знаком + (наприклад, E+UG, UV+BY).

У подальших дослідженнях було виявлено нові типи змінності (ZZO, AM, R, BE, LBV, BLBOO, EP, SRS, LPB).

Система позначень[ред.ред. код]

Сучасна система позначень змінних зір є розвитком системи, запропонованої Аргеландером у середині XIX сторіччя. 1850 року він запропонував позначати змінні зорі, які ще не отримали своєї назви, літерами від R до Z у кожному сузір'ї відповідно до порядку їхнього виявлення. Наприклад, R Hydrae — перша за часом відкриття змінна зірка у сузір'ї Гідри, S Hydrae — друга і т. д. Таким чином було зарезервовано по 9 позначень змінних зірок на кожне сузір'я (загалом — 792 зірки). У часи Аргеландера такий запас здавався цілком достатнім, адже у опублікованому ним 1844 року каталозі змінних зір містилося 18 об'єктів (на всьому небосхилі!). Примітно, що останнє місце у класифікації Аргеландера було заповнене 1989 року зіркою Z Різця.

Однак вже досить швидко межу у 9 змінних зірок на сузір'я було перейдено. 1881 року Хартвіг запропонував у тих сузір'ях, де 9 позначень недостатньо, доповнити номенклатуру дволітерними позначеннями:

RR RS RT RU RV RW RX RY RZ
SS ST SU SV SW SX SY SZ
TT TU TV TW TX TY TZ
UU UV UW UX UY UZ
VV VW VX VY VZ
WW WX WY WZ
XX XY XZ
YY YZ
ZZ

Наприклад, RR Lyr. Це надало можливість позначити ще 45 зір у кожному сузір'ї. Втім, і така система швидко вичерпала себе у деяких сузір'ях (найбільше змінних зір знайдено у сузір'ї Стрільця).

Тоді астрономи ввели додаткові дволітерні позначення:

AA AB AC AI AK AZ
BB BC BI BK BZ
II IK IZ
KK KZ
QQ QZ

Із дволітерних комбінацій було виключено літеру J (як у першій, так і у другій позиції), оскільки у рукописі її можна сплутати з латинською літерою I. Ця система дозволяла позначити до 334 зірок у кожному сузір'ї.

І лише після того, як дволітерна система теж виявилася недостатньою, було вирішено використати просту нумерацію у кожному сузір'ї, починаючи з номера 335, додаючи його до літери V. Ця (комбінована) система використовується донині.

Перші 334 змінні зорі кожного сузір'я позначають послідовностями літер латинського алфавіту: R-Z, RR-ZZ, AA-QZ з додаванням відповідної назви сузір'я, наприклад, RR Lyr (або RR Ліри). Наступні змінні зорі сузір'я позначаються як V335, V336 і т. д.

Для зір, що до введення класифікації змінних вже отримали грецькі позначення Байєра (β Персея, δ Цефея) чи позначення малими латинськими літерами, нові позначення як змінних не вводяться.

Для позначення типів змінних зірок зазвичай використовують т.зв. прототипи — зірки, чиї характеристики вважають стандартними для цього типу. Часто як прототип вживають назву першої відкритої зорі у своєму класі, іноді — найхарактернішої чи найкраще вивченої. Наприклад, зірка δ Цефея дала назву цілому класу змінних зір — цефеїд — радіально пульсуючих зір плоскої складової галактики, що підпорядковуються відомій залежності період-світність. Назви своїм класам дали також Алголь, Міра, β Ліри, RR Ліри та ін.

Примітки[ред.ред. код]

  1. THE COMBINED TABLE OF GENERAL CATALOGUE OF VARIABLE STARS VOLUMES I-III, 4TH ED. (GCVS4) (англ.)
  2. E.V.Kazarovets, N. N. Samus, O. V. Durlevich, et al., The 79th Name-List of Variable Stars Inform. Bull. Var. Stars № 5863 (2008).
  3. Н.Н Самусь ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ, разд. 2.5. Переменные типа RR Лиры (рос.)
  4. Н.Н Самусь ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ, 2.4. Полуправильные и неправильные пульсирующие звезды (рос.)
  5. Взрывные и новоподобные переменные (рос.)

Джерела[ред.ред. код]

  1. Н. Н. Самусь Переменные звёзды Учебное пособие по курсу «Астрономия» (рос.)
  2. П. Н. Холопов, О классификации переменных звезд (Переменные звезды 21, 465—484, 1981) (рос.)
  3. N.N. Samus [Moscow Inst. Astron.], O.V. Durlevich [Sternberg Astron. Inst., Moscow] GCVS Variability Types 12-Feb-2009 (англ.)
  4. A Catalog of Variable Stars Based on the New Name List E.V. Kazarovets, N.N. Samus’, O. V. Durlevich, N.N. Kireeva, E.N. Pastukhova, and G. Pojmanski, ASTRONOMY REPORTS Vol. 53 No. 11 2009, pp.1013-1019 (англ.)
  5. Іван Шпичка. Дослідження змінних зір в астрономічній обсерваторії Львівського університету // Фізичний збірник. Львів:НТШ. т. І. 1993. С. 402-408.
Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.