Пульсуючі змінні зорі

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Версія від 05:36, 14 лютого 2022, створена TohaomgBot (обговорення | внесок) (Перекладено дати в примітках з англійської на українську)
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Перевірена версія цієї сторінки, затверджена 14 лютого 2022, заснована на цій версії.

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

Історія

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

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

Види коливань

Пульсуючі змінні можуть коливатись:

Коливання можуть здійснюватися:

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

Механізми збудження

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.

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

Сонце, сонцеподібні зорі і деякі червоні гіганти збуджуються стохастичні коливання внаслідок конвекції:[2] переносу енергії з надр шляхом підйому розігрітої речовини у верхні, холодніші шари, що може збуджувати коливання у зовнішніх шарах атмосфери.[2]

Подвійна система із дуже витягнутою орбітою в уяві художника. Показано стан, коли зорі максимально зблизилися та під дією припливних сил набули еліпсоїдальної форми. Із віддаленням їх форма повертатиметься до кулястої, що призводить до коливань, які на кривій блиску виглядають як «серцебиття».

У 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.[3] 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[4][5].

Значення

Значення пульсацій змінних зір для астрофізики:

Нелінійні ефекти

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

Підгрупи

  • Змінні типу α Лебедя — нерадіально пульсуючі надгіганти спектральних класів від Bep до Aep і класу світності Ia. Видима нерегулярна зміна яскравості насправді є наслідком накладання декількох близько розташованих періодів. Довжина циклів становить від декількох діб до тижнів.
  • Змінні типу β Цефея (змінні типу β Великого Пса): зорі головної послідовності спектральних класів від B0.5 до В2 і низької амплітуди.
  • Цефеїди — радіально пульсуючі надгіганти з періодами від 1 до 130 діб і амплітудами до 2 зоряних величин у видимому світлі. Їх спектральний клас змінюється (внаслідок пульсації) між F і K, причому в мінімумі спектральний клас пізніший. Важливість цефеїд полягає в існуванні залежності період—світність, тому ці змінні зорі використовуються як стандартні свічки для вимірювання відстані всередині і за межами Чумацького Шляху . У цефеїд виділено чотири підгрупи:
    • Класичні цефєїди — молоді масивні зорі (більше 3-х мас Сонця), які проеволюціонували з головної послідовності і багаторазово перетинають смугу нестабільності. Вони належать до дискової складової галактики (населення І) і часто трапляються в розсіяних зоряних скупченнях.
    • змінні типу W Діви — цефеїди, які належать до кулястої складової галактики, старі зорі (населення ІІ). Вони мають масу менше однієї маси Сонця. Два види цефеїд розрізняються формою кривої блиску та відношенням період-світність.
    • Бімодальні цефеїди типу CEP(B) пульсують щонайменше в двох періодах одразу.
    • підтип DECPS показує невелику амплітуду й симетричні криві блиску. Ці цефеїди пульсують, скоріше за все, у першій гармоніці.
    • Аномальні цефеїди (англ. anomalous Cepheids), прототипом яких є зоря BL Boo. Ці цефєїди мають періоди менше одного дня, як змінні типу RR Ліри, але їх світність на 2 зоряні величини перевищує світність змінних типу RR Ліри, що характерно для цефеїд.
  • Змінні типу δ Щита: короткоперіодичні змінні поблизу головної послідовності з періодами від 0,02 до 0,3 днів і низькою амплітудою, яка як виняток сягає до 0,8 зоряної величини. Спектральний клас від A до F.
  • Змінні типу SX Фенікса: схожі на змінні типу Дельти Щита, але належать до популяції II.
  • Змінні типу γ Золотої Риби: однорідна група зір спектрального класу F0-F2, розташована на головній послідовності або поблизу неї. Період коливається від 0,4 до 3 днів, а амплітуда сягає до 0,1 зоряної величини.
  • Довгоперіодичні блакитні змінні спектрального класу B (LPB) з періодами близько одного дня.
  • До довгоперіодичних змінних належать:
    • Міриди: гігантські зорі пізніх спектральних типів (M, C або S) з емісійними лініями. Криві яскравості змінні, а періоди коливаються від 80 до 1000 діб. Амплітуда у візуальному діапазоні сягає від 2,5 до 8 зоряних величин.
    • Напівправильні змінні зорі (SR) та нерегулярні змінні (L): гіганти і надгіганти від середнього до пізнього спектральних класів. Їх квазіперіоди бувають у діапазоні від 30 до декількох тисяч днів.
  • Змінні типу PV Телескопа — багаті на гелій і вуглець змінні спектрального класу Bp. Амплітуди не перевищують 0,1 зоряної величини, періоди — між 0,1 і одним днем.
  • змінні типу RR Ліри: зорі з регулярною зміною світності до 2 зоряних величин з періодами між 0,2 і 1 днем. Спектральний клас від A до F.
  • Змінні типу RV Тельця: яскраві гіганти і надгіганти спектральних класів від F до K, у яки чергуються глибокі і мілкі мінімуми. Періоди розташовані приблизно між 30 і 150 днів, при чому можуть накладатись довгоперіодичні зміни яскравості близько 1000 днів. Амплітуда може досягати до 3 зоряних величин.
  • Швидкопульсуючі карлики B з періодами порядку декількох хвилин при невеликій амплітуді.
  • змінні типу ZZ Кита: Білі карлики з дуже короткими періодами менше 20 хвилин і малою амплітудою.
  • нововиявлені групи пульсуючих змінних зір, які ще не мають назви в General Catalogue of Variable Stars:
    • Сонцеподібні пульсатори: їх коливання відбуваються не через каппа-механізм, а шляхом висхідних конвективних течій.
    • група молодих зір у розсіяних скупченнях з періодами між 0,1 і 0,7 днів і амплітудами в діапазоні від менше 0,005 зоряних величин. На HR-діаграмі ці зорі лежать між зорями SPB[прояснити] і δ Щита. Пульсації можуть виникати внаслідок обертання зорі.[6]
    • схожі на змінні типу RR Ліри, які мають криву блиску схожу змінні типу RR Ліри, але самі зорі значно меншої світності і маси. Ці зорі еволюціонують тільки шляхом обміну масою в тісних подвійних зоряних системах.[7]
    • 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.[8]
    • 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.[9][10] При цьому вони можуть належати до кількох типів змінності одночасно. Приклад: Kepler-11145123 (KIC 11145123)[11] Більшість відомих гібридних пульсатори належать до змінних типів γ Золотої Риби–δ Щита.[12]

Інше

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

Джерела

  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. ↑ 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.
  3. ↑ A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler. 2012. arXiv:1203.6115.
  4. ↑ 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.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  5. ↑ Manuel, Joseph; Hambleton, Kelly (January 2018). Binary Model for the Heartbeat Star System KIC 4142768. AAS (англ.). 231: 146.01. Процитовано 29 лютого 2020.
  6. ↑ Stellar variability in open clusters. I. A new class of variable stars in NGC 3766. 2013. arXiv:1304.5266v2.
  7. ↑ Pulsation models for the 0.26M_sun star mimicking RR Lyrae pulsator. Model survey for the new class of variable stars. 2012. arXiv:1210.6030v2.
  8. ↑ Multi-periodic pulsations of a stripped red giant star in an eclipsing binary. 2013. arXiv:1307.1654v1.
  9. ↑ Observational Asteroseismology (PDF). 2007. с. 14.
  10. ↑ Asteroseismology, с. 679, на «Google Books». Astronomy and Astrophysics Library. Springer Science+Business Media. 2010. с. 679. ISBN 978-1-4020-5803-5.
  11. ↑ Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology. Т. 2. 16 листопада 2016. doi:10.1126/sciadv.1601777.
  12. ↑ Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology. 2016-11.

Див. також

Література

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Пульсуючі_змінні_зорі&oldid=34630188