План урокаПроанализируйте презентацию .Составьте таблицу (см. лист для ДЗ)

Название класса/ подкласса

В чем выражается переменность

Причина Какой тип звезд(карлики, гиганты, молодые, старые)

План урокаПроанализируйте презентацию и ответьте на вопросы:

● Какие звезды называются переменными и их примерное число.

● Какое созвездие имеет больше всего переменных звезд

● Какой тип переменности наиболее распространен

● Проявления и причины переменности● Значение исследования переменных звезд● Переменность Солнца

Огромное солнечное пятно AR2740 поворачивается к Земле и потрескивает от солнечных вспышек. Обсерватория солнечной динамики NASA6 мая зарегистрировала ультрафиоле-товую вспышку класса M1 по шкале Рихтера. На сегодняшний день вспышка этого класса считается самой интенсивной из наблюдавшихся в последнее время.Солнечное пятно AR2740 в два раза больше диаметра Земли. Излучение от вспышки ионизировало верхнюю часть атмо-сферы нашей планеты, создав помехи для коротковолновых радиосигналов (в основном с частотой ниже 20 МГц) над Азией и Индийским океаном. Морские суда и радиолюбители могли заметить помехи в понедельник, 6 мая 2019г, около 05:10.Это пятно второй раз обошло вокруг Солнца. Впервые увидели его в апреле, когда оно обрушило на Землю коротковолновые радиовсплески. В мае оно вернулось, такое же большое, целое и невредимое.

Новое!

«Переменными» называют те космические объекты, которые меняют свою яркость.

Интенсивность перемены яркости.

Периодичность

Известно более 100 000 «переменных звезд». Еще 1000 (приблизительно) звезд еще не признали «переменными».

Солнце. Продолжительность цикла =11годам, изменение яркости на 0,1%.

Характеристики переменности

2 главных типа переменных звезд.

Внутренние –

их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. .

Внешние –

причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения

Причины переменности

из-за физических изменений состояния звезды

из-за затмений, если речь идёт о двойных (кратных) системах

звезды могут являться пульсирующими – сжимающимися/расширяющимися.

1596 Омикрон КитаД. Фабрициус (переименована в Миру)Первая звезда, которую официально назвали «переменной»В 1638 году Йоханнес Хогвальдс заметил ее пульсацию в течение 11 месяцев. После этого за 100 лет удалось отыскать 4 переменные типа Мира.

К 1786 году было известно уже 10 переменных звезд.

Джон Гудрайк своими наблюдениями добавил в их число Дельту Цефея и Шелиак

1669 Алголь. Д. Монтанари.Вторая «переменная» затменная звезда.Ее изменчивость сумел объяснить Джон Гудрик в 1784 году.

К 2008-у году количество зарегистрированных «переменных» = 46 000, 10000 из других галактик и ещё 10 000 возможных переменных.

1850Фотография

Третья – Хи Лебедя, найденная в 1686 и 1704 годах Готфридом Кирхи

История открытия

Top-10 созвездий по числу переменных звёздсогласно каталогу ОКПЗ-4

Переменная цефеиды V1 отметилась в истории изучения Вселенной.

С ее помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой она располагалась – галактика.

Значение исследования переменных звезд.

Значение исследования переменных звезд.1)Позволяют разобраться в радиусах, массе, температуре и видимости других звезд. 2)Помогают проникнуть в состав и изучить эволюционный путь. 3)Цефеиды способствуют определению возраста целой Вселенной и открывают секреты далеких галактик. 4)Переменные Мира раскрывают тайны нашего Солнца. 5)Сверхновые много рассказывают о процессе расширения. 6)В катаклизматических есть информация об активных галактиках и сверхмассивных черных дырах. 7)Переменные звезды объясняют, почему некоторые вещи во Вселенной не стабильны.

На снимке центра Млечного Пути видны три переменных цефеиды.

Их используют для определения дистанций и возраста объектов

В центре Млечного пути видно две пульсирующие звезды (цефеиды), играющие роль указателей космических дистанций

Звезда Табби (KIC 8462852, реже звезда Бояджян) — звезда в созвездии Лебедя ( в рукаве Ориона). Находится на расстоянии 1480 св. лет от Солнца.

Проблемы с классификациейНовое!

Звезда Табби KIC 8462852

исследовалось космической обсерваторией Kepler . Светимость Звезды KIC 8462852 падала на величину до 22% процентов, причём такие падения наблюдались на протяжении различных промежутков времени (от 5 до 80 дней)

Спектральный анализ и тип, к которому относится звезда, исключают изменение светимости из-за проходящих в ней внутренних процессов.

KIC 8462852 не единственная звезда, которая имеет непериодические спады яркости. Однако все подобные звёзды являются молодыми звёздными объектами и имеют другую структуру спадов яркости.

Для сравнения были исследованы ещё 193 близлежащие звезды и 355 звёзд, похожих на KIC 8462852. Ни одна из этих звёзд не поменяла своей яркости так сильно за это время, и лишь 0,6 % меняли свою яркость со скоростью большей, чем 0,34 %/год.

Предполагается, что подобные объекты могут иметь околозвёздный диск, и для некоторых объектов, (например для EPIC 204278916), он действительно обнаружен.

Гипотеза: столкновения в околозвёздном диске могут генерировать облака пыли, закрывающие свет звезды.

KIC 8462852 не является молодой звездой, поэтому рой может состоять из комет и астероидов, множество которых могло оказаться на близкой орбите после гравитационного возмущения от прохождения другой звезды .

Ученые сравнили изменение интенсивности свечения в разных длинах волн и выяснили, что в инфракрасном спектре звезда изменяет интенсивность гораздо меньше, чем в видимом или ультрафиолетовом, что характерно для пыли.

Есть и другие гипотезы (рой комет, облако пыли в межзвёздном пространстве, процессы внутри звезды, наличие чёрной дыры-спутника).Кометная гипотеза не годится. для такого затемнения перед звездой должно было проле-теть не менее 648 000 комет.

Возможно, кривая блеска своей нерегулярностью говорит о том, что вокруг звезды вращаются искусственно созданные объекты.Мерцание KIC 8462852 может указывать на попытку строительства астроинженерного сооружения типа сферы Дайсона или другого набора гигантских объектов (например, коллекторов света), которые высокоразвитая внеземная цивилизация построила для аккумулирования энергии своей звезды, что сразу взбудоражило общественное мнение.

«Инопланетяне всегда должны быть самой последней гипотезой, которую стоит рассматривать, но это выглядит как то, что вы ожидаете от внеземной цивилизации», — заявил астроном Джейсон Райт из Университета штата Пенсильвания.

2015 года Институт SETI в радиосигнале от звёздной системы KIC 8462852 не обнаружены несомненные признаки его искусственного происхождения.

В качестве огней выступают клубы из пыли, освещенные мощной звездой, особенностью которых являются периодические изменения в яркости.RS Puppis класса – цефеида, меняет яркость каждые 41,4 дней в несколько раз.

Звезда RS Puppis, и она окружена состоящей из пыли субстанцией, принявшей причудливую форму рождественского венка.В 10 раз превосходит Солнце по массе, в 200 раз — по размерам, а её яркость выше в 15 тысяч раз.которая находится в 6500 св. годах от нашей планеты

Снимок автоматической орбитальной обсерватории Hubble

звезда VVV-WIT-07

На протяжении последних восьми лет звезда то увеличивалась, то уменьшалась,

при этом никакой закономерности не прослеживалось.

Яркость «скакала» на 80%.

телескоп VISTA в Чили

Классификация звезд

Физически

Масса Переменность

Геометрически

ПеременныеСтационарные

Коротко-переменные

Затменные(Алголи)

Средне-переменные

Катаклизмические(взрывные)

(эруптивные)

Орионовые(непериодические)

Долго-переменные

НовыеR Северной

КороныМиридыRR ЛирыПятнистыеЦефеиды Сверхновые

Видимоеизлучение

Спектр

Цвет

Яркость

Светимость

Температура

Горячие

Холодные

Размеры

Гиганты

Карлики

Главной последовательности

Возраст

Старые

Молодые

Кратность

Кратные

Двойные

ОдиночныеУстаревшая классификация

год автор страна число звёзд

1786 Э. Пиготт Англия 12

1844 Ф. Аргеландер Пруссия 18

1926 Р. Прагер Германия 2906

1943 Х. Шнеллер Германия 9476

1948 ОКПЗ-1 (Б. В. Кукаркин и П. П. Паренаго)

СССР 10930

1958 ОКПЗ-2 СССР ???

1969-1971

ОКПЗ-3 СССР 20437

1985-1995

ОКПЗ-4 СССР-Россия

28435

Объединенный каталог переменных звезд

Россия Постоянно обновляется

Каталоги переменных звёзд

Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Классификация переменных звёзд

Критерии:● форма кривой блеска, ● амплитуда изменения

блеска,● период изменения

блеска и др.

Для обозначения типов переменных звёзд используют прототипы — звёзды, чьи характеристики переменности принимаются за стандартные для данного типа.

Благодаря развитию теоретических методов, стало возможным проводить классификацию не только по внешним, наблюдаемым признакам, но и по физическим процессам, приводящим к тому или иному виду переменности.

Переменные звезды

Вращающиеся

Пульсирующие

Эруптивные

Катаклизмические

Вольфа — РайеГамма Кассиопеи

НеправильныеОрионовы переменные

T ТельцаФуоры

R Северной КороныRS Гончих ПсовS Золотой Рыбы

UV Кита

ЦефеидыАльфа Лебедя

Бета ЦефеяДельта Щита

Медленные неправильныеМириды

ПолуправильныеПульсирующие белые карлики

PV ТелескопаRR Лиры

RV ТельцаSX Феникса

W Девы

НовыеПовторные новыеКарликовые новые

Светящиеся красные новыеСверхновые

AM Гончих ПсовСимбиотические Z Андромеды

α² Гончих ПсовBY ДраконаВращающиеся эллипсоидальныеFK Волос ВероникиПульсарыSX Овна

Затменно- двойные системы

ПолярыГамма Золотой Рыбы

Другие

АлгольБета Лиры

Бета Большой Медведицы

Число переменных звёзд по типам

Эти процессы приводят к периодическому изменению плавному блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды — температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр

Пульсирующие

К пульсирующим переменным относят те звёзды, переменность которых вызвана процессами, происходящими в их недрах.

Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв.

Пульсации могут быть радиальными и нерадиальными.

Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической

Нерадиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической,

а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.

Тип Обозн

01 Долгопериодические цефеиды. Подтипы:

(Cep) звёзды высокой светимости с периодами от 1 до ~70 суток

01а

01б

Классические цефеиды

 W Девы  —

(Cδ)

(CW)

цефеиды плоской составляющей Галактики цефеиды сферической составляющей Галактики

02 Медленные неправильные

(L)

03 Мира Кита (M)

04 Полуправильные (SR)

05 RR Лиры (RR)

06 RV Тельца (RV)

07 β Цефея β Большого Пса

(βC)

08 δ Щита (δ Sct)

09 ZZ Кита пульсирующие белые карлики

10 Магнитные α² Гончих Псов

(αCV)

Не вошли в каталог:

Дзета цефеиды (Cζ) — малоамплитудные цефеиды. Обладают симметричными кривыми блеска.

Альфа Лебедя PV Телескопа SX Феникса

BY Дракона

Пульсары

SX Овна

ПеременныеПульсирующие.

Сигма Цефея

1.Цефеиды Среденпеременные

Желтые сверхгиганты ( высокая светимость, превышающfая солнечную в 500-300000 раз, умеренная температура)

Чем больше период, тем больше изменение блеска тем моложе звезда.

Полярная Звезда в 90-е г. перестала пульсировать.

Период1,5 до 50 (100)суток

В нашей галактике Млечный Путь на сегодня больше 700 цефеид.

Амплитуда блеска может достигать 1,5m.

График изменения блеска

Η Aql (эта Орла) и

δ Cep (дельта Цефея)

Звезда сжимается, разогреваясь, расширяется, охлаждаясь.

Изменение светимости обусловлено строением ( на определенной глубине возник слой, аккумулирующий энергию, приходящую из недр, и потом отдающую ее).

Это связано с гелием, который вначале ионизируется, а затем охлаждается и рекомбинируется.

1.Цефеиды

В туманности, окружающей переменную звезду RS Кормы(расстояние 6500 световых лет от Земли), удалось рассмотреть световое эхо.

В результате отражения волны (электромагнитные) одной вспышки приходят к наблюдателю в разное время.

ЦефеидаM=10М

солнца

Lmax= 15 000 L солнца ,

Светимость циклически увеличивается и уменьшается в пять раз с периодом около 40 дней.

Эхо света, который отражался от окружающей звезду туманности.Данные телескопа «Хаббл»

1596Фабрициуспо звезде Мира ( удивительная)созвездия Кита .

3.Мириды Долгопеременные.

Холодные красные гиганты и сврхгиганты спектрального класса M (и дополнительных S и N — ещё более холодных)

ПеременныеПульсирующие.

Период неск. Месяцев – 1.5 г

Изменение блеска – несколько звездных величин

Мира (Омикрон КИта)

Переменность блеска возникает из-за колебаний температуры

Амплитуда изменения блеска достигает 10-й (!) звёздной величины.

Звёзды, у которых в спектрах есть эмиссионные линии.

Период

90 — 730 суток.

3.Мириды

Переменная звезда Мира (ο Кита) В ультрафиолетовом диапазоне. Виден аккреционный «хвост», Направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику

Переменная звезда Мира, хвост которой можно наблюдать только в ультрафиолетовом диапазоне

3.Мириды

.Кривая блеска Бетельгейзе

в период с декабря 1988

по август 2002 (AAVSO)

Бетельгейзе

блеск изменяется

от 0,2 до 1,2

звездной величины и в

среднем составляет около 0,7m.

04. Полуправильные

ПеременныеПульсирующие.

Красные гиганты или сверхгиганты

Период – 30-1000 дней.

5.КраткопеременныеЕсть и в старых скопления ( RR Лиры).

Им 12 млард лет.

ПеременныеПульсирующие.

С изменением блеска изменяется показатель цвета, что связано с изменением температуры фотосферы. При максимуме звезда (белеет), т.е. становится горячее. Также изменяется радиус звезды .

Большинство звёзд этого типа сосредоточено в шаровых звёздных скоплениях.

Гиганты спектрального класса A.

Период – 0,2 – 1,2 дней.

Изменение блеска достигает 1 звёздной величины.

Сверхгиганты

Период (расстояние между соседними глубокими минимумами) 78,5 дней.

ПеременныеПульсирующие.

Тип RV Тельца (желтый сверхгигант)на последних стадиях звёздной эволюции( осталось10 000 лет)

На длинных отрезках времени период изменения максимумов яркости в 1 244 дней.

Изменение светимости сопровождается изменением спектрального класса ● от G2 в максимуме ● до M2 в минимуме.

Блеск меняется в пределах от 9,5m до 13,5m

06. Полуправильные.Поведение не регулярно.

Глубины минимумов

не являются регулярными

внутренняя нестабильность в пульсациях

Наложение

вторичных колебаний на первичные

на коротких отрезках времени

ИЛИ

Причины такого поведения до сих пор не ясны даже спустя столетие

07.Неправильные переменные

Это звёзды, у которых происходит непредсказуемое изменение блеска.

Моменты максимумов или минимумов нельзя определить по формулам, или посчитать их периодичность.

Представителем этого типа звёзд является

μ (мю) Цефея (μ Cep).

Если получается определить среднее значение цикла и наблюдается некоторая периодичность, их называют полуправильными, в ином случае — неправильными

Амплитуда

изменения блеска не превышает 1 звёздную величину.

Мю Цефе́я («гранатовая звезда Гершеля») — красный сверхгигант Одна из самых мощных (светимость в 350 000 раз выше солнечной) звёзд и принадлежит к спектральному классу M2Ia.

Алудра —

обозначение для переменной звезды η (эта) Большого Пса. Звёздная величина 2,45m.

07. Коротко-периодические

Прототипом класса переменных звёзд является Альфирк

(β Цефея)

ПеременныеПульсирующие.

Период – 0,19 дня

Блеск звезды меняется в пределах между +3,15 и +3,21

Блеск меняется в пределах между +3,16m и +3,27m

Блеск звезды меняется в пределах между +3,15 и +3,21

Блеск звезды меняется в пределах между +3,15 и +3,21

Период – 4,54 часа

У некоторых звёзд этого типа пульсационные движения в оболочках столь мощны, что возникают ударные волны.

07. Коротко-периодические

(β Цефея)

Это однородная группа звёзд-гигантов

ПеременныеПульсирующие.

Спектральные классы B0 — B3

Блеск меняется в пределах от 0,01 до 0,3 звёздной величины

Массы лежат в пределах от 10 до 15M

Периоды от 0,1 до 0,6 сут

Переменность определяется пульсациями поверхности.

δ Щита − кратная системаиз трёх звёзд Главный компонент, δ Щита А, — жёлто-белый гигант класса F2 IIIp, Период – 4.65 часов, меняет свою яркость 4.79 – 4.60 звёздной величины.

08.Краткопеременные

δ Щита Каф (δ Sct) прототип

Альтаир.

Яркость незначительно варьируется в диапазоне 0,001 звёздной величины.

Кривая блеска может быть аппроксимирована путём сложения нескольких синусоидальных волн с периодами в диапазоне от 0,8 до 1,5 часа

ПеременныеПульсирующие.

Температура 7 500 – 8 500 K небольшие пульсации яркости От 0,01m с несколькими налагающимися периодами

ПеременныеПульсирующие.

09.Пульсирующие белые карлики Светимость меняется из-за нерадиальных пульсаций, вызванных волнами гравитации (изменение плотности).

1 % — 30 % изменения светимости

Наложение нескольких колебаний с периодами от сотен до тысяч секунд.

Большое количество переменных типа альфы Лебедя — 32, были обнаружены Кристоффелем Валлекеном при анализе данных каталога Hipparcos в 1998 году.

Тип альфы Лебедя Светимость Денеба колеблется от 60 000 до 250 000 светимости Солнца

Часто выглядят нерегулярными из-за биений,

то есть наложения множества пульсаций с близкими периодами.

Эти звёзды являются сверхгигантами спектральных классов B или A.

ПеременныеПульсирующие.

Звёзды с ярко выраженными нерадиальными пульсациями.

Период – Несколько дней-несколько недель.

Изменения яркости 0,1m звёздной величины (10 % яркости)

Тип SX Фениксабольшие амплитуды изменения блеска во время кратких периодических пульсаций

Масса SX Феникса в 1,8  раз больше массы Солнца, её радиус примерно в 2,2 раза больше радиуса Солнца, яркость в 6 раз больше яркости Солнца. Звезде ~20 млн. лет , она вращается со скоростью 18 км/с

СверхгигантыПеременные

Пульсирующие.

Звёзда очень бедна металлами

Основной радиальный режим пульсаций имеет период 1 319 часа с амплитудой 0,20559m, вторичный радиальный режим колеблется в обертоне и имеет продолжительность цикла 1 026 часа с амплитудой 0,0742m.

Изменения радиальной скорости из-за радиальных пульсаций вызваны нестабильностью дважды ионизированного гелия

Тип PV Телескопа 12 подтвержденных переменных этого типа

Звезда может лежать на асимптотической ветви гигантов с температурными пульсациями (ТП-АВГ) или быть результатом слияния двух белых карликов.

Гелиевые сверхгиганты

ПеременныеПульсирующие.

Нерегулярно меняют свою яркость в пределах примерно 0,1m величины

Период –от часов до 8–10 дней

Звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно

и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность.

Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана

● наличием пятен

● или температурных

● или химических неоднородностей,

вызванных магнитными полями, оси которых не совпадают с осью вращения звезды.

Вращающиеся

Вращающиеся● 10.α² Гончих Псов ● Сердце Карла

Блеск меняется в пределах +2,84m до +2,94m

Период – 5,47 дня

Горячая бело-голубая звезда главной последовательности, спектрального класса A0pe с аномально усиленными спектральными линиями кремния, европия и ртути.

Причиной переменности является вращение и сильное (в 100 раз сильнее солнечного) магнитное поле, создающее огромные пятна и неоднородности в фотосфере звезды.

Не вошли в каталог:

BY Дракона

Пульсары

SX Овна

Вращающиеся

Вращающиеся

Изменение блеска – на 30 процентов.

Период –50 ≈ 60 лет Тип BY Дракона

BY Дракона – кратная звёздная система в созвездии Дракона. Она состоит, по крайней мере, из трёх компонент. Компоненты A и B формируют близкую двойную систему с периодом обращения 5.98 дней. Эти звёзды ещё не вошли на главную последовательность и находятся в процессе формирования. Они относятся к спектральным типам dK5e и dK7e соответственно.

Компонент C является красным карликом спектрального типа M5.

Возможно, что в системе присутствует четвертый компонент с периодом обращения 114 дней, но пока его существование не подтверждено.

Изучая звезду, можно представить,

как выглядело молодое Солнце на заре своей эволюции,

до того, как в нём пошли ядерные реакции.

BY Дракона вращается вокруг оси в семь раз быстрее нашего светила (оборот за 4 суток) и благодаря пятнам периодически разгорается и тускнеет.

На BY Дракона находятся гигантские пятна или их группы, покрывающие порядка четверти видимой поверхности звезды.

На современном же Солнце пятна занимают лишь тысячные доли площади его диска.

Общая площадь пятен медленно колеблется со временем, изменяя яркость звезды.

Если бы так же вело себя Солнце, вся Земля превращалась бы то в Антарктиду, то в Сахару.

Вращающиеся

Пятнистые .Солнце. Светлые или темные пятна.Красные карлики.Вспышки .За минуты блеск вырастает на несколько величин.

Общий уровень солнечной активности меняется с периодом, примерно равным 11 годам .

Существуют также вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половине XVII века солнечная активность была сильно ослаблена. В эту же эпоху в Европе отмечалось снижение среднегодовых температур (т. н. Малый ледниковый период), что, возможно, вызвано воздействием солнечной активности на климат Земли.

Амплитуда изменений солнечной постоянной достигает 0,1 %

Некоторые исследователи относят Солнце к классу низкоактивных переменных звёзд типа BY Дракона.

Существует точка зрения, что глобальное потепление вызвано повышением уровня солнечной активности во второй половине XX века (мах-1947г). Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны.

рентгеновские пульсары излучают за счёт аккреции вещества звезды-соседа,

под действием пульсара постепенно превращающегося в белого карлика.

Вращающиеся

Как следствие, масса пульсара медленно растёт, увеличивается его момент инерции и — за счёт передачи орбитального момента системы во вращение пульсара падающим на него веществом — частота вращения.

NGC 3766 (рассеянное звездное скопление). В течение 7 лет регулярно измерялся блеск более трех тысяч звезд.

Выявлено 36 звезд, которые неожиданно продемонстрировали слабые регулярные изменения блеска на уровне 0.1% от их нормальной яркости, с периодами от 2 до 20 часов.

Эти звезды несколько горячее и ярче Солнца, но в других отношениях ничем не примечательны.

13!!!.Новому классу переменных звезд еще предстоит получить название.

Гипотеза: некоторые из этих звезд очень быстро вращаются.

Скорость их вращения составляет более половины критического значения, после превышения которого звезды становятся неустойчивыми и выбрасывают вещество в окружающее пространство.

Точность !!! в этих измерениях

вдвое превышает уровень аналогичных исследований на других телескопах.

Это позволило впервые выявить столь слабые вариации блеска.

При этих условиях быстрое вращение сильно влияет на внутренние свойства звезд.

Причина переменности остается неизвестной

Затменные переменные. 2 подкласса

К затменно-переменным звёздам относят системы из двух звёзд, суммарный блеск которых периодически изменяется

с течением времени.

Причиной изменения блеска могут быть:● затмения звёзд друг

другом, ● изменение их формы

взаимной гравитацией в тесных системах,

то есть переменность связана с изменением геометрических факторов.

Общее количество известных затменных двойных составляет

более пяти тысяч

На кривых блеска наблюдают глубокие главные (первичные) минимумы, между ними — более короткие вторичные минимумы.

Изменения блеска не означают,

что происходит физическое изменение светимости самих звезд

(хотя в тесных двойных системах могут происходить и физические изменения).

Затменные переменные.

Период равен орбитальному

Затменная альфа Центавра

тип

Алголя (EA) Кривые блеска позволяют фиксировать начало и конец затмений; в промежутках между затмениями блеск остаётся постоянным.

β Лиры (EB)  Двойные звёзды с эллипсоидальными компонентами, непрерывно меняющими блеск, в том числе и в промежутке между затмениями. Обязательно наблюдается вторичный минимум. Периоды, как правило больше 1 дня.

W Большой Медведицы

(EW) Контактные системы звёзд спектральных классов F и более поздних. Имеют периоды менее 1 дня амплитуды обычно меньшие 0,8m.

Эллипсои-дальные

(Ell) двойные системы, не показывающие затмений. Их блеск меняется из-за изменения обращённой к наблюдателю площади излучающей поверхности звезды.

Затменные(алголи) (геометрически- переменные)Разделённые системы

1. Находящиеся на значительном расстоянии и имеющие форму шара.

Практически не меняют блеска, пока не наступит затмение.

Аппарат Кеплер НАСА более 2600 затменных двойных звезд

На сегодня известно около 4000 затменных звёзд разных типов.

 Алголь, β Персея. Её переменность впервые описана

в 1667 году Джиминиано Монтанари. А механизм переменности

впервые был правильно объяснён Джоном Гудрайком в 1783 году.

Период3,5 часа у VZ Скульптора, 27 лет у ε Возничего.

Интерполяция орбиты Алголь B вокруг Алголь A

Амплитуды изменения блеска порядка 1 звёздной величины. Max – 3,4 звёздной величины (V342 Орла)

Затмения в двойной системе типа Алголя

Тип АлголяАлгольАльфа Северной КороныБета ВозничегоДельта ВесовДзета ВозничегоДзета ФениксаЛямбда ТельцаМинтакаЭпсилон ВозничегоAR КассиопеиBL ТелескопаHW ДевыKepler-38NN ЗмеиRZ ЩитаS РакаTW РакаV415 КиляVV Цефея

Голубая Светимость 250 Солнц Оранжевая больших Размеров.

Расстояние между ними 0,062 а. е.

β Персея (Алголь) .(звезда Дьявола). Каждые 68 часов 49 минут яркость уменьшается на 2 часа.

Парадокс Алголя

Компоненты звезды являются разделёнными.

меньшая компонента Алголь В уже покинула главную последовательность,

более массивная Алголь А — ещё нет.

Это находится в противоречии с теорией эволюции звёзд, согласно которой более массивная компонента быстрее израсходует водород и покидает главную последовательность.

После того, как более массивная звезда пройдёт большую часть эволюции, она передаёт массу второй компоненте.

Причём во многих случаях, передаётся большая часть массы, и более массивная компонента становится менее массивной.

Передача массы занимает небольшой по астроно-мическим понятиям срок.

Звёзды в таком состоянии (передачи) являются одним из типов звёзд Вольфа-Райе.

Затменные переменные. Период стабилен 0,29 дня (QY Гидры) – 198,5 дней (W Южного Креста) , период изменения блеска совпадает c орбитальным периодом

Прототип – β Лиры, (Шелиак) (EB)Её переменность была открыта в 1784 году Гудрайком. В настоящее время известно около 1000 звёзд данного класса( 2,2 % переменных звёзд).

Блеск непрерывно меняется, в том числе и в промежутке между затмениями.

Звезды находятся на небольшом расстоянии

и имеют вытянутую (эллипсоидальную) форму.

Амплитуда изменения блеска менее1 m, наибольшая амплитуда 2,3 m (V480 Лиры).

Затмения в двойной системе типа β Лиры Обе звезды,

входящие в систему, довольно массивные: одна из них имеет массу в несколько солнечных, другая является гигантом или сверхгигантом

Звезды очень близки друг к другу, то за счёт сил гравитации их формы становятся «дынеобразными»

На кривой блеска практически отсутствуют участки постоянного блеска.

Тип β Лиры.Эволюция

Затменные переменные.

Гигантская звезда очень легко теряет массу,

Т.К. гравитация на её поверхности очень слабая и газ легко истекает с её поверхности ( звёздный ветер).

Перетекание массы происходит потому, что в процессе её эволюции более тяжёлая звезда первой эволюционирует в гиганта или сверхгиганта.

Происходит за сравни-тельно короткое время(менее полмиллиона лет)

Становится более лёгкой.

Во время перетекания часть массы падает на поверхность звезды-компаньона, а часть остаётся между звёздами и создаёт общую оболочку.

W Большой Медведицы

(EW) —

контактные системы

звёзд спектральных классов F и более поздних.

Название Звёздная величина

Период (дней)

Спектральный класс

ε Южной Короны 4,74 — 5 0,5914 F2V

S Насоса 6,4 — 6,92 0,6483 A9Vn

W Большой Медведицы

7,75 – 8,48 0,4387 G2V

EM Цефея 7,02 — 7,17 0,8062 B1Ve

HT Девы 7,06 — 7,48 0,4077 F8V

Затменные переменные.Минимумы на кривой блеска

одинаковы, так как звёзды имеют одинаковую яркость.

Из-за мощного гравитаци-онного воздействия сильно искажают форму друг друга.

Эти звезды настолько близки, что их поверхности касаются друг друга.

На больших интервалах времениВещество перетекает от более массивной звезды к менее массивной.

перетекание вещества происходит через узкое горлышко между двумя звёздами

На коротких интервалах процесс носит гораздо более сложный циклический характер.

Полной теории эволюции систем данного типа нет.

Постоянно обмениваются материалом с внешних слоёв.

приводит к выравниванию масс и температур компонентов.

Вращающиеся

Изменение блеска – несколько десятых звездной величины.

Период – несколько днейсовпадает с периодом вращения

Тип FK Волос Вероники (FK Com, FKCOM) — быстро вращающиеся гиганты ● с неоднородной

поверхностной яркостью ● спектральные классы G-К

( столь же горячие или немного более холодные, чем Солнце, но гораздо большие по размеру)

● с широкими эмиссионными линиями Н и К Ca II,

● а также иногда с эмиссией линии H-альфа водорода.

Могут быть и спектрально-двойными системами.

Не исключено, что эти объекты являются результатом дальнейшей эволюции тесных двойных систем типа W Большой Медведицы, т.е. могут представлять поздние стадии в эволюции звёзд с общей оболочкой, у которых звёздные ядра объединились

Наблюдаемые изменения яркости являются небольшими, гораздо меньше, чем 0,2m величины.

Эллипсоидальные переменные (Ell)

класс тесных двойных, в котором звёзды так близки, хотя не обязательно в контакте, что одна или обе имеют форму эллипсоида.

Вращающиеся

Если, как в случае Бета Лиры, компоненты затмевают друг друга, изменения яркости могут быть гораздо больше.

Причиной подобной формы является быстрое вращение и/или гравитационное взаимодействие звёзд.

Видимый суммарный блеск меняется с периодом, равным периоду орбитального обращения.

Изменение площади излучающей поверхности, обращенной к наблюдателю.

Название звезды

Обозначение переменной

Спектральный класс

Максимальная звёздная величина

Амплитуда изменения величины

Спика Альфа Девы B1III-IV+B2V 0,95 0,1

ν Центавра Ню Центавра

B2IV 3,38 0,03

π5 Ориона Pi5 Ориона B3III 3,72 0,07

σ Волка Сигма Волка B2III 4,42 0,02

HD 64503 QZ Кормы B2.5V 4,47 0,07

2 Ящерицы NSV 14130 B6V 4,55 0,03

HD 74560 HY Парусов B3IV 4,8 0,07

δ Циркуля Дельта Циркуля

O8.5V 5,08 0,1

31 Ворона TY Ворона B2IV 5,19 0,04

14 Цефея LZ Цефея O9V 5,55 0,1

35 Рыб UU Рыб F0V 6,01 0,04

Иллюстрация показывает вид сплюснутой звезды Ахернар, вызванный быстрым вращением.

Вращаю-щиеся

Эруптивные переменные Звезда, которая проявляет свою переменность в виде повторяющихся вспышек, объясняющихся различного рода выбросами вещества (эрупций) называется эруптивной..

Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами, происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Изменение светимости

происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.

Вольфа — Райе Гамма Кассиопеи Неправильные Орионовы переменные T Тельца Фуоры R Северной Короны RS Гончих Псов S Золотой Рыбы UV Кита

Подкласс 1Неправильные переменные, связанные с

диффузными туманностями

1. UV Кита (UV) звёзды спектрального класса d Me, испытывающие кратковременные вспышки значительной амплитуды.

2. UVn (UVn) звёзды, связанный с диффузными туманностями

3 BY Дракона

(BY) эмиссионные звёзды поздних спектральных классов, показывающие периодические изменения блеска с переменной амплитудой и меняющейся формой кривой блеска.

4. Непра-вильные

Индексы a, b, n, T, s.

(I) a звезда относится к спектральному классу O—A

b спектральный класс F—M

n связь с диффузными туманностями

s быстрая переменность

Т эмиссионный спектр как у звезды T Тельца

Вспышки могут длиться от минут до нескольких часов, средний интервал между вспышками — от часа до десятков суток.

Эруптивные Вспыхивающие

Явление звездных вспышек объясняется увеличением энергии инфракрасных фотонов при столкновениях с быстрыми электронами в ходе обратного комптон-эффекта ("гипотеза быстрых электронов").

Во время вспышки резко меняется спектр звезды, в синей и ультрафиолетовой областях появляется непрерывный спектр излучения.

Начало вспышки происходит гораздо быстрее, чем угасание, звезда может увеличить свой блеск вдвое всего за несколько секунд.

Вспыхивающие

звёзды типа UV Кита  — переменные звёзды, резко и непериодически увеличивающие свою светимость в несколько раз во всём диапазоне от радиоволн до рентгеновского излучения.

Эруптивные

Это тусклые красные карлики классовс К иМ с небольшой массой, иногда отмечаются вспышки на коричневых карликах. Представляют собой самый многочисленный класс переменных звёзд.

Орионовые перменные.

Отто Васильевич Струве

Беспорядочное изменение блеска. Иногда- признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси.

Молодые звезды, болезнь роста.

Эруптивные

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском

Эруптивные переменные

Новая звезда V1331 Cyg. Типа Т Тельца

Молодые звезды

Звёзды, которые не завершили процесс гравитационного сжатия называются молодыми.

Хаотическую переменность объясняют тем, что вокруг молодых звёзд наблюдаются небольшие яркие туманности, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек.

Амплитуда изменения блеска может достигать 3m.

Эруптивные Молодые звезды

Много молодых звёзд можно обнаружить в созвездии Ориона, где идёт процесс активного звёздообразования.

Закономерность изменения не определена.

К молодым звёздам относятся карлики спектральных классов F и G с эмиссионными линиями в спектре.

Типа R Северной Короны

. Около 10.

«Вспышки наоборот».

Звезда неожиданно падает в блеске ( до 8 зв. величин), потом медленно, в течение недель или месяцев, восстанавливает яркость.

Определяется химическим составом: почти нет водорода, много гелия и углерода. Углерод конденсируется в потоках вещества, истекающего с поверхности звезды, образуя поглощающую излучение сажу.

Эруптивные переменные

Симбиотические. 150

● Имеют сложные спектры: полосы поглощения TiO,

● эмиссионные линии.

Неоднороден:

Z Андромеды, R Водолея, СН Лебедя.

Прототип – Z Андромеды.

Звездная величина колеблется около 10,59m.

Ообнаружена в 1901г. Вильяминой Флеминг

Катаклизмические

Период – сотни дней.

Близкие двойные системы, в которых фигурирует

● красный гигант

● горячая голубая звезда.

Симбиотические.

Во время вспышки, показатель цвета B-V уменьшается (звезда становится более синей)

Профиль Р Лебедя сдвигается в синюю сторону, расширяется оболочка.

Профиль Р Лебедя исчезает, оболочка рассеивается

В спектре начинают доминировать линии, характерные для горячих, компактных звёзд спектрального класса B.

Доминирующий спектр оболочки медленно затухает, показатель цвета B-V увеличивается (звезда становится более красной

Система возвращается к медленным полурегулярным вариациям яркости.

Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды.

Переменность этих звёзд вызвана взрывами,

причиной являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).

Новые

Повторные новые

Карликовые новые

Светящиеся красные новые

Сверхновые

AM Гончих Псов

Z Андромеды

1.Взрыв Сверхновой. Последний этап жизни массивной звезды, когда она катастрофически сжимается, лишившись источников термоядерной энергии.

Вторичный разогрев со вспышкой, сбросом массы и образованием элементов за железом.

Катаклизмические

Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами.

Красный сверхгигант,

чей радиус превосходит солнечный в 1000 раз. Это наиболее популярная звезда, так как расположена довольно близко (640 световых лет) в созвездии Ориона. В любой момент может трансформироваться в сверхновую.

Сверхновые – отличаются динамичностью.

Количество извергаемой энергии порой превосходит возможности целой галактики.

Могут разрастаться до величины 20, становясь в 100 миллионов раз ярче.

● 2007 V1280 Скорпиона

● За последние 70 лет ярчайшей была Новая Лебедя.

● 1901 V603 Орла В течение 1918 года она не уступала по яркости Сириусу.

Исторические наблюдавшиеся сверхновые в нашей Галактике

Сверх-новая

Дата вспышки

Созвездие Макс. блеск

Рассто-яние (св. лет)

Тип вспышки

Длитель-ность видимости

Остаток Примечания

SN 185

185 Центавр −8 3000 Ia ? 8—20 мес.

G315.4-2.3 (RCW 86)

китайские лето-писи: наблюд. рядом с Альфой Центавра.

SN 369

369 неизв неиз неиз неиз 5 мес. неизв китайские летописи: положение известно плохо.

SN 386

386 Стрелец +1,5 16 000

II ? 2—4 мес.

G11.2-0.3 китайские летописи

SN 393

393 Скорпион

0 34 000

неиз-вестно

8 мес. несколько кандидат.

китайские летописи

SN 1006

1006 Волк −7,5 7200 Ia 18 мес. SNR 1006 швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.

SN 1054

1054 Телец −6 6300 II 21 мес. Крабовид-ная туманность

на Ближнем и Дальнем Востоке

Исторические наблюдавшиеся сверхновые в нашей Галактике

Сверх-новая

Дата вспышки

Созвездие

Макс. блеск

Рассто-яние (св. лет)

Тип вспышки

Длитель-ность видимости

Остаток Примечания

SN 1181

1181 Кассиопея

−1 8500 неиз-вестно

6 мес. Возможно, 3C58 (G130.7+3.1)

профессор Париж-ского университета А. Некэм, китайские и японские тексты.

SN 1572

1572 Кассиопея

−4 7500 Ia 16 мес. Остаток сверхновой Тихо Браге

Во многих евро-пейских источниках (Тихо Браге).

SN 1604

1604 Змееносец

−2,5 20000 Ia 18 мес. Остаток сверхнов. Кеплера

Иоганн Кеплер

SN 1680

1680 Кассиопея

+6 10000 IIb не более недели

Остаток Сверхнов. Кассиопея А

Замеч. Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи.

схема образования молодого остатка следующая: 1.Возможный компактный остаток; обычно это пульсар, но возможно и чёрная дыра. 2.Внешняя ударная волна, распространяющаяся в межзвёздном веществе. 3.Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса . 4.Вторичная волна, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах.Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур TS ≥ 107 К и излучает в рентгеновском диапазоне с энергией фотонов в 0,1—20 кэВ.

Крабовидная туманность(остатки сверхновой)

Крабовидная туманность в созвездии Тельца

Крабовидная туманность (изображение в рентгеновских лучах), хорошо видна внутренняя ударная волна, свободно распространяющийся ветер, а также полярное струйное течение (джет).

Слева — изображение в рентгеновском диапазоне остатков сверхновой SN 1572 типа Ia, наблюдавшейся Тихо Браге в 1572 году.

Справа — фотография в оптическом диапазоне, отмечен бывший компаньон взорвавшегося белого карлика

Остатки сверхновой Кеплера

SN 1987A — сверхновая звезда, вспыхнувшая в Большом Магеллановом Облаке, карликовой галактике-спутнике Млечного Пути, приблизительно в 50 килопарсеках от Солнца.

Свет вспышки достиг Земли 23 февраля 1987.

Поскольку это была первая сверхновая, наблюдавшаяся в 1987, ей присвоили название SN 1987A.

Прото-планетарная туманность "Тухлое яйцо",

рождающаяся из сбрасываемых оболочек красного гиганта OH231.8+4.2.

Находится в созвездии Кормы

Живописные колебания остатка сверхновой звезды SNR 0509-67.5

Эффектные джеты производит гравитационная энергия сверхмассивной чёрной дыры в центре эллиптической галактики Геркулес А

Вид гиперновой: коллапсар

SN 1998bw и SN 2003dh , связанные с гамма-всплесками GRB 980425 и GRB 030329 соответственно.

Звёзды были классифици-рованы как сверхновые типа Ic из-за особенностей их спектра.

● В радиодиапазоне наблюдались свидетельства наличия релятивистских скоростей при взрыве.

Звёзды, способные взорваться как гиперновая, встречаются редко:

● звезда должна быть очень массивной,

● быстро вращаться ● возможно иметь

сильное магнитное поле.

Коллапсар, начинаясь как «неудачная» сверхновая, превращается во взрыв гиперновой.

Из анализа гамма-всплесков: В численных моделях коллапса получаются взрывы, которые отличаются от взрывов сверхновых.

В нашей Галактике гиперновая взрывается в среднем

один раз в 200 млн лет.

2.Взрыв «Новой». Происходит в системе двойной звезды, находящихся на расстоянии незначительно превышающем их размеры.

При этом вещество из поверхностных слоев менее плотной будет перетекать на другую звезду. Происходит разогрев и вспышка «новой».

Продолжительность вспышки новой 1 год и больше.

Примеры:1975 год V 1500 Созв. Лебедя увеличила блеск на 19 величин.

Аккреция на белый карлик в тесной двойной системе

Карликовая новая

HT Кассиопеи

во время вспышки (видимая звёздная величина ~ 13.4m)

12 ноября 2010 года

Кривая блеска во время вспышки 4 ноября 2010 года: отчётливо видны спады во время затмения «горячего пятна» и подъёмы, производимые аккреционным диском

Катаклизмические

Аккреция вещества на белый карлик

КатаклизмическиеКарликовые новые звезды типа U Близнецовтесная двойная система, ●белый карлик с акреционным диском,●субгигант спектрального классаК-М.

Похожи на классические новые, но механизмы вспышек разные:

В классических новых вспышка – результат  термоядерной реакции и детонации аккрецировав-шего водорода

Вспышка карликовой новой — результат нестабильности в аккреционном диске,

● газ достигает критической температуры,

● изменяется вязкость, ● часть вещества выпадает на

белый карлик, ● высвобождается большое

количество энергии.

не явл. общепризнанымСветящаяся красная новая

катаклизмические

Звёздный взрыв вызван слиянием двух звёзд.

Характеризуются чётким красным цветом и кривой блеска, которая ярко выражена в инфракрасном диапазоне.

Первая подтвержденная  M85 OT2006-1, в галактике М85в 1988г M31-RV в галактике АндромедыВ 1994г V4332 Стрельца, в 2002г V838 Единорогав 2008г V1309 Скорпиона В 2015г в галактике Андромеды2015 г в галактике Вертушка M101 OT2015-1 

В начале 2022 года (2022,2 ± 0,6) KIC 9832227, двойная звёздная система, будет сливаться и, как прогнозируется, создаст светящуюся красную новую.

Во время слияния светящиеся красные новые расширяются чрезвычайно быстро, достигая от тысячи до десятков тысяч солнечных радиусов всего за несколько месяцев.

Это заставляет объект остыть,

объясняет сосуществование яркой вспышки с прохладным объектом после вспышки.

Светящаяся красная новая

катаклизмические

V838 Единорога - необычная переменная звезда в созвездии Единорога,

находящаяся на расстоянии около 20 000 св.лет от Солнца

Светящаяся красная новая

катаклизмическиеПоля́ры ( переменные типа AM Геркулеса) Возникают в двойной звездной системе с очень сильным магнитным полем.

● Амплитуда изменения блеска порядка 1m,

● но средний блеск при облучении главного компонента рентгеновским излучением может возрастать на 3m.

● Полная амплитуда изменения блеска может достигать 4-5m

Состоят из

● карлика спектрального класса dK-dM

● горячего компактного объекта с сильным магнитным полем (М)

Излучаемый свет имеет линейную и круговую поляризацию.

В большинстве катаклизмических переменных вещество со звезды главной последовательности

выпадает на белый карлик в

виде аккреционного диска.

Газ падает в виде аккреционной воронки

вдоль силовых линий дипольного магнитного поля белого карлика

У поляров магнитное поле белого карлика является столь сильным,

что не позволяет сформироваться аккреционному диску.

Типичные магнитные поля подобных объектов —

1000-8000 Тесла.

Звезда AN Большой Медведицы имеет самое сильное известное магнитное поле среди катаклизмических переменных — 23 кТл