Променливи звезди

Сега учените от Харвард-Смитсонианския център по астрофизика намериха нов клас променливи звезди. Откритието бе направено при прецизното изучаване на наблюденията от изминалите години.

Известни са 2 типа нестационарни процеси, проявяващи се на определен стадий от зведната еволюция и водещи до изменения на блясъка на звездите – пулсации и взривове, които определят и двата класа звезди – пулсиращи и взривни /еруптивни/.

Пулсиращите звезди променят блясъка си и другите физични характеристики в резултат на свиване и разширяване, а взривните – поради взривяване на звездите.

Променливите звезди се обозначават с големи букви от латинската азбука и съкратеното латинско наименование на съзвездието. Примерно, S And.

При изчерпване на латинските букви от азбуката, следващите променливи в дадено съзвездие се бележат с две големи латински букви: АА; АВ...RR (Lyr)…RZ (Cas)…

Така се получават общо 334 комбинации за обозначение на променливите звезди в едно съзвездие, но ако то обхваща голяма площ от небето и в него има повече променливи, те вече се бележат с голяма буква V от латинската азбука / variable/ и пореден номер след 334. Примерно, V 819 Cyg.

• 
  Големи ярки звезди - бели гиганти.
  
• 
  Променят блясъка си от порядъка на денонощие с около
  

• 
  Спектралните класове на Лиридите са А и F.
  
• 
  Лиридите са по-бедни на метали звезди в сравнение със звезди като Слънцето.
  
• 
  Те са далечни обекти към галактичния център.
  

Тези големи ярки звезди - бели гиганти променят блясъка си от порядъка на денонощие /денонощия/ с амплитуда от около 1 звездна величина.

По вида на кривата на блясъка тези звезди се делят на 3 подтипа:

Подтип RR а са звездите с крива на блясъка като този на RR Lyr. Те са със средни преиоди на промени в блясъка от порядъка на половин до едно денонощие.

Известни са около 5 000 такива звезди.

При подтип RR b липсва “гърбицата” в кривата на блясъка, а средно периодът им е от повече от половин до няколко денонощия.При типичния представител - δ Cep /Цефей/ - периодът е повече от 5 денонощия.

Подтип RR с са с почти синусоидални, симетрични криви с по-ниски амплитуди от около половин звездна величина и още по-дълги периоди – над 10 денонощия. Типичен представител тук е звездата W Vir /Дева/.

Освен тези подтипове Лириди, има и особени звезди, преди отнасяни към отделен клас променливи - Цефеиди-джуджета . Те са от спектралните класове на Лиридите, но са доста по-ярки, а периодите им на променливост на блясъка са части от денонощието. Те могат да се отнесат и към неярките Цефеиди.

8. δ Cep е с радиус 30 повече от този на Слънцето.

Четвъртата по яркост звезда в съзвездието Цефей - δ Cep периодично мени блясъка си от 3,6 до 4,3 зв.в. за период от 5,4 денонощия.

В нашата Галактика периодите на Цефеидите са от 1 до няколко десетки денонощия, като хакатерните са 7 денонощия. В същото време Цефеиди с периоди по-малко от 3 денонощия са рядко срещани. В Магелановите облаци обаче се наблюдават Цефеиди с периоди повече от 100 денонощия. А в Малкия Магеланов облак често срещани са тези с периоди около 2 денонощия.
Цефеидите имат амплитуда на изменение на блясъка си с около 1 звездна величина
9. Кривата на блясъка на Цефеидите наподобява тази на типичните Лириди,

но без характерната за тях “гърбица” преди минимума.
10. Цефеидите и Лиридите са бяло-жълги гиганти и свръхгиганти

Под фотосферата на звездата се натрупва
двукратно йонизиран хелий,
който има свойството да задържа енергия.
Пулсациите при този тип звезди се дължат на специфичен механизъм на натрупване и освобождаване на енергия под фотосферите им.
Такива звезди имат малко конвективно ядро, заемащо около четвърт от вътрешността им и протяжна област, където преносът на енергия става чрез лъчение.
Пулсациите при този тип звезди се дължат на специфичен механизъм на натрупване и освобождаване на енергия под фотосферите им. Под фотосферата на звездата се натрупва двукратно йонизиран хелий, който има свойството да задържа енергия. В резултат на това място се получава голяма температурна разлика. Ако звездата беше малка и по-плътна, конвективната й зона под фотосферата би се справила с проблема на натрупване на излишна енергия. Но голямата звезда с доста по-ниска плътност на веществото си до фотосферата, на моменти се освобождава от натрупаната енергия чрез раздуване. Увеличавайки обема на звездата, лъчението изнася от него излишъка енергия, след което температурата при повърхността намалява и звездата се свива до характерните си размери. Отново започва процес на натрупване на двукратно йонизират хелий, задържащ енергия и неминуемо следва пулсация на звездата.
11. зависимост период-светимост

1912 година Хенриета Ливит

периодът на изменение на блясъка на Цефеидите е

толкова по-голям,

колкото е по-висока

светимостта на звездата

Тази зависимост дава мощен метод за измерване на разстояния до далечните ярки пулсиращи “маяци на Вселената” – метод на Цефеидите.

Определяйки периода на пулсации на една Цефеида от наблюдения и имайки предвид правата пропорционалност между период-светимост, може да се определи светимостта. Привличайки формулите, даващи зависимостта между светимост и абсолютна звездна величина и формулата на Погсън, в които учавстват абсолютната, видимата звездни величини, вече известни, може да се определи разстоянието до звездата или далечния кълбовиден звездния куп, в която тя се намира.

По този начин Шепли установява разстоянието до кълбовидните звездни купове от галактичната корона и самите размери на Млечния път.

Янг извежда формула, по която може да се установи възрастта на една Цефеида в зависимост от периода на пулсациите й. Оказва се, че колкото е по-голям периодът на Цефеидата, толкова по-млада е тя в сравнение с други Цефеиди.

Тя е тройна звездна система, в която има свръхгигант,2 000 пъти по-ярък от Слънцето – Polaris A.

Има и особени нетипични Цефеиди, които по кривата на блясъка си повече наподобяват звезди като W Vir /Дева/. – т.н. Виргиниди. Така се и наричат тези Цефеиди – Цефеиди от ІІ тип население, тъй като също като Виргинидите са бедни на тежки елементи или Цефеиди тип W Vir.

Оказва се, че върху диаграмата на Хершпрунг-Ръсел Цефеидите се разполагат горе вдясно от Главната последователност. Там са Лиридите и голяма част от другите пулсиращи звезди. Това място от диаграмата се нарича ивица на нестабилност. Тази нестабилност настъпва, когато звездата пристъпва към крайните /или начални/ стадии на своята еволюция. В този стадий звезди като Цефеидите са около 2,5 милиона години.
16. Дългопериодични променливи Мириди или променливи тип Мира от Кит

/ о Ceti/

Мира – “удивителната” звезда привлякла вниманието на наблюдателите от ХVІ век, понеже от време на време около максимумите на блясъка си се вижда като една от ярките звезди от 2 зв. в., докато обикновено е недоловима за невъоръжено око. Големите амплитуди на промяна на видимия блясък - около 5 зв. в. - е характерна особеност за тези звезди.

Миридите са т.н. титанови и циркониеви звезди.

Възможно е механизмът на пулсациите при тези звезди да е свързан именно с наличието на такива съединения в студените атмосфери, които задържат излъчването от вътрешността и така натрупват излишък от енергия. Натрупаната енергия в един момент разрушава молекулите. За страничен наблюдател това се изразява в “изсветване” на Миридата в нейния максимум на блясъка. Изхвърлената енергия води до понижаване на температурата. Звездата отново е свита и молекулните съединения стават устойчиви. Следва пак задържане на енергия и повтаряне на цикъла. Други особености на Миридите обаче говорят за това, че този механизъм все още е само един от възможните. Той не обяснява, например, наличието на емисионни линии в спектъра, което е най-характерното за този тип звезди. Това са линии на водорода, на неутрално и еднократно йонизирано желязо. Поведението на тези емисионни линии е такова, че говори за преминаване на ударна вълна през атмосферите и значителни загуби на вещество.
19.

Симбиотичната система R Aquarii /Водолей/ , която се наблюдава катоповторяемо Нова звезда.

Новооткрити променливи звезди

В обсерватория Харвард се пазят повече от половин милион стъклени фотоплаки, на които е заснето звездното небе в периода от 1880 до 1980 г. В процеса на оцифряване и сравняване на тези звезди учените от проекта DASCH, Digital Access to a Sky Century at Harvard, са открили 3 звезди, яркостта на които е варирала почти 2 пъти за периоди от 10 до 100 години. Това са малко по-малки звезди от Слънцето, но със същата структура и състав. Според специалистите засега не може да се намери механизъм, обясняващ такова поведение, а е важно,защото и за Слънцето знаем твърде малко. Привличат се прахови облаци, обкръжащи звездата, възможна много близка двойнственост на звездите.

Дори добре известни отдавна променливи звезди като Мира от Кит поднасят изненада, изхвърляйки понякога прашни опашки.

21. Полуправилни и неправилни променливи звезди

Към полуправилните се отнасят звезди като RV Tauri /Бик/ , които имат висок първичен и вторичен максимум в кривата на блясъка си, наподобяваща кривата на блясъка на тясната двойна система β Лира. Приликата свършва дотук, тъй като повторяемостта се променя всеки път с различен период, вариращ от 32 до 144 денонощия. Амплитудите са от 1 до 3,5 зв.в.Звездите са гиганти от спектрален клас F, G или K.

А също и бели гиганти като тип δ Scuti /Щит/ от спектрален кл бели гигантски звезди Периодите им са само 0,2 денонощия, а амплитудата – от няколко стотни до 0,3 зв.в. Кривата на блясъка им е синусоидална и наподобява тази на Лиридите.

Звездите от този тип обаче не са бедни на тежки елементи, а са с химичния състав на Слънцето.

Тип β Cep/Цефей/ звездите са сини гиганти от спектрални класове В0-В2 с промени в блясъка също стотни части от зв.в. и с 2-3 периода на променливост, но все по-малки от 0,5 денонощие
22.

Също червени гиганти са и неправилните променливи звезди като μ Сеp /Цефей/ Върху дълъг период от 4 300 денонощия са наложени промените в блясъка с по-къси периоди от 730 до 904 денонощия. Амплитудите са блясъка не са малки – почти 2 зв.в.

Непредсказуеми са и промените в блясъка на звезди като R Cor Bor /Северна корона/ . Тези звезди в спокойния си период са с максимален блясък, който се накъсва от дълбоки минимуми с амплитуда, варираща от 3-4 до цели 15 зв.в.

Горе вдясно е рисунката на такава звезда. Блясъкът й отвреме навреме намалява рязко може би защото се закрива от прахов облак.
24.

Z And /Андромеда/ обикновено са с минимален блясък, върху който се наслагват кратки и високи максимуми.

Z And /Андромеда/ те са звезди-антиподи на R Cor Bor
25.

Криви на блясъка на полуправилни и неправилни променливи звезди.

Мястото на еволюционната диаграма Хершпрунг-Ръсел на тези звезди е малко над Главната последователност – там където е мястото на стартиране на жизнения път на протозвездата – Началната Главна последователност.

Звездата АЕ от Колар често я наричат “горящата”, “пламтяща” звезда. Тя е обвита в мъглявината IC 405, която прилича на дим от огън. Това е междузвезден водород и прахови въглеродни частици. АЕ е звездата, виждаща се малко долу от центъра и е толкова гореща, че излъчената от нея енергия в частност като бяло-синя светлина, е толкова голяма, че откъсва електрони от атомите на газа наоколо.

Тази гигантска звезда и мъглявината около нея са на разстояние 1 500 св. г. от нас, а мъглявината заема площ в пространството с размери 5 св.г. Вижда се с неголям телескоп в съзвездието Колар.
29. Т Телец

обикновено тези звезди се наблюдават на групи

Т-асоциации

на възраст повече от милион години
Оранжевата звезда в центъра на това забележително телескопично изображение е Т Телец, прототип на цял клас променливи звезди Т Телец. Около нея се вижда жълт прахов космически облак, известен като променливата мъглявина Хинда или NGC 1555/1554. Звездата и мъглявината са на разстояние повече от 400 св.г. на края на молекулярен облак. Блясъкът им се променя силно, но не едновременно, което добавя тайнственост към тази и така интересна небесна област. Понастоящем е прието да се счита, че звездите тип Т Телец са млади на възраст по-малко от няколко милиона години, подобни на Слънцето звезди, които се намират в ранните стадии от своето формиране. Още повече се усложнява картината от инфрачервените наблюдения, които показват, че самата звезда Т Телец е в състава на кратна звездна система и позволява да се предположи, че в свързаната с нея мъглявина Хинда може да има много млад звезден обект. На разстояниета на Т Телец това прекрасно цветно изображение обхваща област с размер около 4 св.г.
30. Звездите от този тип са
червени субгиганти или джуджетаот спектрален клас от F до М
с характерни емисионни линии на излъчване
на неутралното желязо, кислород, литий и йонизиран силиций, калций, титан.

Характерът на спектралните линии

говори за изхвърляне на газове от звездите.
31.

Амплитудите на блясъка им се променя с 3 до 4 звездни величини и избухванията стават непериодично.

Още по-младите протозвезди все още са плътно обвити в родилния пашкул от газ и прах. Това са малки по размери мъглявини, наречени обекти Хербиг-Аро. Те променят блясъка си по подобие на звездите тип Т Телец и понякога това е свързано с промени в структурата им. Нещо повече – те се намират в Т-асоциациите.

Близки по природа до звездите Т Телец са малкото на брой фуори.

34.

До 1936 г. звездата FU Ori била от 16 зв.в., но в края на годината блясъкът й нараснал до до 6 зв.в. и се задържал така около 100 денонощия. Две години по-късно спаднал с 1 зв.в. и от около 5 зв. в. се наблюдава досега тази звезда.

Подобно странно поведение имат и подобните немного звезди, които явно са някакъв ранен и кратковременен етап във формирането на звездите. Като правило около тях има разширяващи се газови обвивки.
36. Променливи UV Кит - UV Ceti

Това радиоизображение на UV Кит на дължина на вълната 3,6 см показва веществото, изхвърлено по време на избухване – тук то се е разпростряло в пространство 4-5 пъти по-голямо от размерите на самата звезда.

Звездата UV Кит е червено джудже отг спектрален клас М6V с маса 0,15 М на Слънцето, с нормална светимост от 4/100 000 от светимостта на Слънцето, температура на повърхността 2 800 К.

За разлика от повечето червени джуджета, възрастта на звездите тип UV Кит е само милиард години.

крива на блясъка на UV Кит

Амплитудите в промяна на блясъка им е от 1-6 зв.в. Характерното е скоростта на достигане на максимален блясък е направо светкавична – няколко минути и дори само секунди.

Бързите взривообразни просветвания явно са свързани с отделяне на горещ газ от атмосферите им, подобно на слънчевите избухвания, но с огромни мащаби.
38.

Младото червено джудже UV Кит вече би могло да има формирани планети около себе си и ако някоя планета е в зоната на живота между 0,6 и 0,9 а.е., тя би могла да е населена със живи същества.

39. ОСОБЕНИ ПРОМЕНЛИВИ

Имат продължителни периоди на постоянен блясък, които се накъсват от внезапни и кратковременни спадове с 1-9 зв. величини, след което отново следва сравнително спокоен период с максимален блясък. Спадовете в блясъка се обясняват с обгръщането им от облак въглерод.

• 
  Това са звезди от спектрален клас А, а р означава, че са пекулярни или особени звезди.
  

• 
  Промените им във видимия блясък са несъществени – хилядни части от зв. величина, но интересното е, че периодите им на промените от порядъка на няколко денонощия съвпадат с периода на изменение на магнитното поле.
  

41. крива на блясъка на Ар звезда

Измененията на спектъра, блясъка и магнитното поле явно са свързани с околоосното въртене на звездите, а магнитното поле е свързано с гигантски петна във фотосферата им, които са доста устойчиви образувания
42. ПУЛСАРИ

Това съставно изображение на материята, завихряна до сулбстветлинни скорости от пулсара в Раковидната мъглявина – бързо въртяща се неутронна звезда с размерите на Манхатън, е получено от двете орбитални обсерватории на NASA – рентгеновия телескоп “Чандра” и космическия телескоп “Хъбъл”.

За разлика от Ар звездите, пулсарите са доста странни звездни остатъци с размери от порядъка на 10 км само, чието съществуване е предречено теоретично доста преди откриването им.

Откриването на пулсарите все пак било доста неочаквано и дори първоначално било засекретено, защото кратките строгопериодични във времето радиосигнали от порядъка на 1,3373 секунди при пулсара в Раковидната мъглявина твърде много приличали на изкуствени сигнали от “братя по разум”. По-късно станало ясно, че пулсарите и неутронните звезди са едно и също:
43.

Точните измервания на пулсациите показали, че периодът на пулсара в Раковидната мъглявина намалява с 36 наносекунди за денонощие. Същият факт бил забелязан и при другите изследвани пулсари. Като се има предвид, че пулсарът в Раковидната мъглявина е възникнал само преди 1 000 години и неговият период бил един от най-малките сред останалите открити пулсари, може да се предположи, че колкото по-голям е периодът на един пулсар, толкова по-възрастен е той. Така за повечето пулсари възрастта се оценя от милион до 100 милиона години.

През февруари 1968 г. се появява публикация в сп. Nature от Хюиш, ръководител на група радиоастрономи в обсерваторията Кейбридж, Англия за новооткрити радиообекти с много бързи и строго периодични пулсации, които нарекли пулсари. Те са забелязани от 24-годишната аспирантка на Хюиш през лятото на 1967 г. случайно при работа по определяне на сцинцилациите при радиовълни с честота 81,5 MHz или дължина на вълната 3,68 метра на радиоизточници по метода на Хюиш за идентификация на квазари.

Скоро след това били открити още такива източници. Освен радиопулсари, в началото на 70-те години са открити и първите рентгенови пулсари – Центавър Х-3 и Херкулес Х-1.

Изследвайки първият открит пулсар, оказало се, че той се идентифира с оптически видима звезда от 16 зв.в. в остатъка от избухналата Свръхнова от 1054 г. – Раковидната мъглявина в Бик. Оказало се, че този радиопулсар излъчва и видими светлинни импулси със същия период. А също и рентгенови, които са най-мощни – 10*20 W, докато в оптичния диапазон пулсациите са с 1000 пъти по-слаби, а в радиодиапазона – милион пъти по-слаби.

Бързите промени, характерни за тях са свързани с бързото им околоосно въртене и малки размери, но интензитетът на магнитното им поле е огромен

Две години след откриването на неутрона, през 1934 г., работещите в САЩ астрономи Цвики /роден във Варна/ и Бааде изказват предположението, че след избухването на една масивна звезда като Свръхнова остава нейното колапсирало ядро във вид на голямо 10 до 30-километрово “атомно ядро”, състоящо се от неутрони – неутронни звезди. Картината на звездната еволюция била завършена, но дори авторите й не предполагали, че неутронните звезди биха могли да бъдат наблюдавани някога, поради изключително малките им размери.

По-късно станало ясно, че пулсарите и теоретично предвидените от звездната еволюция

неутронни звезди са едно и също.

Доста по-масивните от Слънцето звезди имат кратък, но бурен живот. В крайните стадии на тяхната еволюция, ако масата на звездният остатък е 1,44-3 слънчеви маси, налягането на изродения електронен газ не успява да задържи колапса на огромното количество вещество, породен от силите на гравитация. Гравитационният колапс продължава с все по-висока скорост и размерите на звездата стават 1 000-10 000 пъти по-малки само за няколко секунди. Температурата в недрата на свиващия се звезден остатък достига 1-10 милиарда К, а плътността – 10*14 – 10*15 г/куб.см. При тези условия в звездния остатък протичат процеси, разрушаващи не само атомите, а и техните ядра. Електроните буквално са “наблъскани” в протоните и те стават неутрони. Цялото вещество се неутронизира и още повече се уплътнява – до 10*18 г/куб.см. Образувалият се неутронен газ също се изражда и това вече спира по-нататъшното свиване на звездния остатък. Знанията ни за състоянието на веществото също спират дотук.

Освен това неутронните звезди трябва да имат бързо околоосно въртене и силно магнитно поле – наследство от бившата масивна звезда сега свита до невъобразимо малки размери.
48. повече за пулсарите в http://ivan-pulsari.hit.bg /
Малко горе вдясно от центъра на това изображение е пулсарът – остатък от избухналата през 1054 г. Свръхнова в Бик.

Той е в централната част на Раковидната мъглявина – веществото, което и досега се разпилява в околното пространство.